Marte (planeta)

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Marte Moon symbol
Planeta principal
Mars Valles Marineris EDIT.jpg
Características orbitais
Semieixo maior227.939.100 km
1,523 679 UA
Periélio206.669.000 km
1,381 497 UA
Afélio249.209.300 km
1,665 861 UA
Excentricidade0,093 315
Período orbital686,971 dias
(1,8808 anos)
Período sinódico779,96 dias
(2,135 anos)
Velocidade orbital média24,077 km/s
InclinaçãoCom a eclíptica: 1.850 °
Com o equador do Sol: 5.65 °
Número de Satélites2 (Fobos e Deimos)
Características físicas
Diâmetro equatorial6792,4 km
Área da superfície144.798.500 km²
Volume1,6318×1011 km³
Massa6,4174×1023 kg
Densidade média3,933 g/cm³
Gravidade equatorial3,711 m/s² g
Período de rotação1,025 957 dias
24 h 37 min 22 s
Velocidade de escape5,03 km/s
Albedo0,170
Temperaturamédia: -63 ºC
-143 ºC min
35 ºC max
Composição da atmosfera
Pressão atmosférica0,636 kPa
Dióxido de Carbono
Nitrogênio
Argônio
Oxigênio
Monóxido de carbono
Vapor de Água
Óxido nítrico
Traços de Neônio,
Criptônio,
Formaldeído,
Xenônio,
Ozônio, Metano
95,72%
2,7%
1,6%
0,2%
0,07%
0,03%
0,01%

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.[1]

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.[2][3] Marte tem duas luas conhecidas, Fobos e Deimos, que são pequenas e de forma irregular. Estas luas podem ser asteroides capturados,[4][5] semelhante ao 5261 Eureka, um asteroide troiano marciano.

Marte está sendo explorado por oito espaçonaves atualmente: seis em órbita — Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Atmosphere and Volatile Evolution MissileMAVEN, Mars Orbiter Mission e ExoMars Trace Gas Orbiter — e duas na superfície — Mars Exploration Rover Opportunity e Mars Science Laboratory Curiosity. 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. As observações feitas pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter revelaram a possibilidade de que exista água corrente no planeta durante os meses mais quentes.[6] 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).[7] Marte pode ser facilmente visto da Terra a olho nu, assim como a sua coloração avermelhada. Sua magnitude aparente atinge -3,0[8] 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.[9]

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.[10] Em 2005, dados de radar revelaram a presença de grandes quantidades de gelo de água nos polos[11] e em latitudes médias.[12][13] 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.[14] 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.[15]

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.[16] 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 (III), mais comumente conhecido como hematita, ou ferrugem.[17] Pode também parecer caramelo,[18] enquanto outras cores comuns de superfície incluem dourado, marrom e esverdeado, dependendo dos minerais presentes.[18]

Estrutura interna

Tal como a Terra, este planeta tem sofrido diferenciação, o que resultou em um núcleo metálico denso sobreposto por materiais menos densos.[19] 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.[20] 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.[21] 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.[22]

Geologia da superfície

Comparação do tamanho dos planetas telúricos (da esquerda para a direita): Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
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.
Ver artigo principal: Geologia de Marte

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,[23] 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.[24] A maior parte da superfície está profundamente coberta por uma camada de pó de óxido de ferro (III) de textura fina.[25][26]

Embora Marte não apresente qualquer evidência de possuir um campo magnético estruturado global,[27] 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,[28] talvez por causa de um excesso de hidrogênio, liberado pela dissociação da água próximo ao núcleo quente.[29]

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.[30]

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,[31][32][33] 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.[2][3] Esta 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.[34][35]

A história geológica de Marte pode ser dividida em vários períodos, mas os seguintes são os três períodos principais:[36][37]

  • 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.[36][37]
  • 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.[36][37]
  • 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.[36][37]

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.[38] 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.[39]

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.[40] Experimentos realizados pela sonda mostraram que o solo marciano tem um pH básico de 7,7 e contém 0,6% do sal perclorato.[41][42]

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.[43] Várias explicações têm sido propostas, algumas das quais envolvem água ou mesmo o crescimento de organismos.[44][45]

Fotografia panorâmica da cratera Victoria feita pela Opportunity em 2006.

Hidrologia

Ver artigo principal: Água em Marte

Água líquida não pode existir na superfície de Marte devido à baixa pressão atmosférica, que é cerca de 100 vezes mais fraca que a da Terra,[46]-a não ser em menores elevações por curtos períodos.[47][48] As duas calotas polares marcianas também parecem ser feitas em grande parte de água.[49][50] 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.[51] Um manto de permafrost se estende desde o polo até latitudes de cerca de 60°.[49]

Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.
Possível escoamento de água do solo de Marte.

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)[11][52] e nas latitudes médias (novembro de 2008).[12] A sonda Phoenix retirou amostras de água congelada do solo marciano em 31 de julho de 2008.[14]

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.[53][54] 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.[55] Acredita-se que os mais novos desses canais tenham se formado recentemente, há apenas alguns milhões de anos.[56] 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.[57]

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,[58][59] embora outros tenham defendido mecanismos de formação de geada de dióxido de carbono ou o movimento de pó seco.[60][61] Não foram observadas ravinas parcialmente degradadas pelo intemperismo ou crateras de impacto sobrepostas, indicando que estes são acidentes muito jovens, possivelmente ainda ativos atualmente.[59]

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.[62] 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.[63]

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.[64] 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.[65] Evidências mais recentes de água líquida vêm do achado do mineral gipsita na superfície pelo Opportunity em dezembro de 2011.[66][67] 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 1000 metros.[68]

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".[69][70][71] 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 .[69]

Linhas escuras que escorrem pelas encostas da cratera Hale são uma forte evidência de água em estado líquido na superfície marciana

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.[15][72]

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 advertem que este novo estudo não foi confirmado e apontam que os modelos climáticos marcianos ainda não demonstraram que o planeta era quente o suficiente no passado para manter corpos de água líquida.[73]

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).[74] 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.[75]

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.[76] 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.[77] A calota polar norte tem um diâmetro de aproximadamente mil quilômetros durante o verão do hemisfério norte de Marte[78] 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.[79] 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.[80] O volume total de gelo na calota polar sul, mais os depósitos em camadas adjacentes, foi estimado em 1,6 milhão de quilômetros cúbicos.[81] Ambas as calotas polares apresentam calhas espirais, que recente análise do radar SHARAD mostrou serem resultado de ventos catabáticos em espiral devido ao efeito Coriolis.[82][83]

A queda de geada sazonal em algumas áreas perto da calota polar sul resulta na formação de placas transparentes de 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.[84][85][86][87]

Geografia

Ver artigo principal: Geografia de Marte

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".[88]

Animação da rotação de Marte.

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.[89]

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).[90] 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.[91]

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.[92]

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[93] 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.[94] 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).[95] Na prática, atualmente esta superfície é definida diretamente pela medição da gravidade por satélites.

Crateras

Cratera Bonneville e o local de pouso da 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.[2][3]

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.[96] A maior delas é a bacia de impacto Hellas Planitia, uma característica de formação de albedo claramente visível a partir da Terra.[97] 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.[98] 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.[99]

Características vulcânicas e tectônicas

Ver artigo principal: Vulcanismo em Marte
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.[100] É a primeira ou a segunda montanha mais alta do Sistema Solar, dependendo da forma de medição escolhida, com fontes que vão de cerca de 21 a 27 km de altura.[101][102]

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.[103][104]

As imagens do THEMIS a bordo de sonda Mars Odyssey da NASA revelaram sete possíveis entradas de cavernas nos flancos do vulcão Arsia Mons.[105] As cavernas, nomeadas em homenagem a entes queridos de seus descobridores, são conhecidas coletivamente como as "sete irmãs".[106] 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.[107]

Mosaico de imagens infravermelhas capturadas pela sonda 2001 Mars Odyssey do Valles Marineris, um gigantesco desfiladeiro, com quatro mil quilômetros de comprimento e uma profundidade de até sete quilômetros.

Atmosfera

Ver artigo principal: Atmosfera de Marte
A tênue atmosfera de Marte vista a partir de uma imagem na órbita baixa do planeta. Ao fundo, a cratera Galle.

Marte perdeu sua magnetosfera há 4 bilhões de anos,[108] 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[108][109] 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).[110] A maior densidade atmosférica em Marte é igual à densidade encontrada 35 km acima da superfície da Terra.[111] 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,[112] 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.[16][113] 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.[114]

Metano foi detectado na atmosfera de Marte, com uma fração molar de cerca de 30 ppb;[115][116] 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.[117][118] 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.[117] Estima-se que Marte deva produzir 270 toneladas/ano de metano.[117][119]

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.[117][120] 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.[121]

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 de metano;[122] 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.[123] 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.[124][125][126][127] 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.[128][129][130] A sonda Mars Orbiter Mission, da Índia, está pesquisando metano na atmosfera,[131] 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.[132][133]

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.[134]

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.[135]

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.[136]

Clima

18 de novembro de 2012
25 de novembro de 2012
As localizações dos robôs Opportunity e Curiosity estão marcadas (MRO).
Ver artigo principal: Clima de 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)[137] até máximas de 35°C (no verão equatorial).[138] 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.[139] 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.[140]

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.[141]

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.[142]

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