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Palete de cores em Marte
2010-11-01
Crédito: NASA/JPL/ASU.
Esta sonda foi lançada em Abril de 2001, estando a orbitar o planeta vermelho desde Outubro do mesmo ano. A câmara THEMIS permite captar imagens nas zonas do visível e do infravermelho do espectro electromagnético.
A imagem de hoje, em cor falsa, resulta da combinação de várias imagens obtidas nestas duas regiões do espectro. Nela pode-se ver um enorme conjunto de dunas situado numa cratera a meio caminho entre o equador e o pólo sul marcianos.
O leque de diferentes cores reflete as diferentes temperaturas registadas na zona: a cor azul indica zonas frias, as cores vermelha e amarela correspondem a zonas mais quentes.
A composição resulta em mais uma obra prima da Natureza registada pelo engenho humano.
Crédito: NASA.
Novas técnicas de imagem permitiram à nave Mars Global Surveyor capturar, a partir da órbita de Marte, imagens detalhadas do caminho percorrido pelo robô Spirit, presentemente a explorar a superfície do planeta vermelho em conjunto com o seu irmão gémeo Opportunity.
Rastos do Spirit em Marte
2011-04-01Crédito: NASA.
Na imagem é perfeitamente visível o rasto ("Track") deixado pelo "rover" Spirit numa altura em que este se aproximava da cratera Bonneville. O Mars Globar Surveyor iniciou agora a terceira extensão da sua missão, após 7 anos a orbitar em torno de Marte.
A nave entrou em órbita de Marte no dia 12 de Setembro de 1997.
USP
O clima desse planeta é o mais parecido com a Terra. No verão de Marte que a temperatura chega perto de 20o e no inverno pode chegar a -140o C. Mesmo usando um telescópio médio é possível observar em Marte a presença de calotas polares formadas de gelo seco (gás carbônico congelado). Além disso, desde o século passado os astrônomos já haviam observado a presença de estações do ano no planeta. Acredita-se que em Marte exista água congelada próximo dos pólos e abaixo da superfície. Na década de 70, duas sondas (Viking I e Viking II) desceram em Marte com o objetivo de procurar vida na forma de bactérias, fungos ou algo parecido, mas nada que pudesse comprovar a existência desses organismos foi encontrado. Missões complementares à Marte deram prosseguimento até 1996 com a Mars Global Surveyor (MGS) para um mapeamento mais preciso da superfície marciana a ser completado pela sonda até 31 de janeiro de 2000. A MGS faz parte de um programa de dez anos de duração da exploração de Marte. O início da exploração com sondas começou em 1960 com vários fracassos e somente a Mariner 4 em 1965 consegue enviar as 21 primeiras imagens de Marte.
Histórico
Sem dúvida nenhuma é o planeta que mais deu origem a superstições e contos de fadas. Sua cor avermelhada deu origem ao seu nome, Marte: Deus da Guerra É observado desde os primórdios da astronomia moderna. Foi o planeta mais estudado na antiguidade, e isso possibilitou Johannes Keppler (1571-1630), através das observações de Tycho Brahe (1546-1601) descobrir as leis que regem os movimentos planetários.
Galileu Galilei (1564-1642), quando observou Marte em 1610 não soube afirmar se via as fases do planeta ou se o planeta não era perfeitamente redondo. Depois dele alguns outros puderam identificar algumas manchas em sua superfície e em 1.666 Jean Dominique Cassini (1625-1712) concluiu que o período de rotação do planeta é 24h 40 min e observou a presença de calotas polares. Mais tarde observou-se a presença de uma camada atmosférica espessa o suficiente para abrigar vida. As manchas escuras observadas sugeriram a presença de oceânos e vegetação. Porém é a partir de 1870 que começa a grande polêmica sobre a existência de vida no planeta vermelho.
Dispondo de um bom telescópio refrator para a época, Giovanni Schiaparelli (1835-1910) faz uma nova cartografia de Marte, a qual gerou muitas polêmicas e especulações sobre a existência de vida em Marte. Em seus mapas Schiaparelli destaca a apresença de diversas estruturas lineares que ele denominou de canais. Essa denominação provocou muita divergência entre os pesquisadores da época. Uns afirmavam ser estruturas naturais e outros afirmavam ser estruturas artificiais, construídas pelos habitantes marcianos. A segunda hipótese prevaleceu por algum tempo, principalmente nos países de língua inglesa, provocado por um erro de tradução da palavra canali (usada por Schiaparelli) por canals que significa canais artificiais. Edward Pickering (1846-1919) observou que no cruzamento de dois ou mais canais haviam estruturas circulares bem extensas e que foi interpretada como oásis nos desertos marcianos. Os canais seriam redes hidráulicas em todo o planeta que sustentava a pouca agricultura para a sobrevivência dos marcianos que podiam ser uma civilização decadente.
No final do século XIX Asaph Hall (1829-1907), que descobriu os pequenos satélites do planeta (Phobos e Deimos), George Hale (1868-1938) e Edward Barnard (1857-1923) afirmaram que as ligações lineares entre manchas no planeta, era apenas ilusão de óptica. Com o tempo isso foi provado, colocando-se no lugar a hipótese de que o relato de canais são na verdade estrias irregulares, manchas e zonas de reflexão pouco uniforme.
As conclusões a respeito desse planeta tomaram novos rumos com o envio da sonda Mariner 4 (em 1965), que forneceu dados muito mais precisos sobre sua atmosfera e superfície. Ela foi a primeira missão de sucesso ao planeta vermelho. O processo de exploração espacial seguiu até 2000 com a Mars Global Surveyor.
Observação
As condições de observação mais favoráveis são aquelas em que a distância Terra - Marte é a menor possível. Isso se dá quando a Terra está no afélio e Marte no periélio e ambos na mesma direção e sentido em relação ao Sol. Esse tipo de coincidência ocorre num ciclo de aproximadamente dezessete anos, onde a distância entre eles é cerca de 60 milhões de Km. Como Galileu observou em sua época, Marte realmente apresenta uma pequena fase, ou seja os observadores terrestres podem notar uma parte não iluminada do planeta em determinadas condições, porém a fase nunca se completa pois ele está numa óbita mais externa que a da Terra (nunca há fase nova ou de quadratura).
Superfície
Em 1971 a sonda Mariner 9 foi colocada em órbita do planeta, com a função de fazer mapas detalhados de sua superfície, que foi toda mapeada através de fotos, e estas mostravam detalhes de até um quilômetro, sendo que cerca de 1% dessa superfície foi fotografada com detalhes de 100 metros.
O local onde Schiaparelli pensou ser iluminado artificialmente, por ser o ponto de maior brilho encontrado em suas observações, foi detectado a presença de um vulcão com 24 km de altura e com uma cratera com 500 km de diâmetro (Monte Olimpo). Foi visto como o ponto mais iluminado porque sua cratera tem um poder de reflexão bem maior do que as regiões vizinhas. Pouco mais longe outros três vulcões com mais de 20 km de altitude foram encontrados e nas proximidades desses vulcões foi observado um canyon com mais de 5.000 km de extensão e profundidade de cerca de dois quilômetros e alguns pontos onde sua largura ultrapassa os 400 km (Vale Marianers). Além disso existe um número elevado de crateras de impacto. A existência de vales que parecem leitos de rios secos podem ter sido os canais observados por Shiaparelli.
Depois do final da grande polêmica onde muita coisa caiu em descrédito, voltou-se a acreditar que exista água no planeta e em quantidades muito maiores do que as previstas.
Legando a grande possibilidade de vida em Marte (na forma microscópica) é que em 1975 foram lançadas as Sondas Viking 1 e 2, cada uma formada por um satélite, que deveria orbitar em torno do planeta e uma segunda parte que deveria pousar na superfície marciana, com o objetivo de fazer algumas experiências no solo e na atmosfera, além do reconhecimento visual. A experiências em solo não forneceram nenhum resultado conclusivo sobre a existência de vida bacteriana em Marte.
Sua superfície é composta principalmente de óxidos de ferro, o que dá a cor característica do planeta (Ocre-Alaranjado).
Calotas Polares: Mostram variações muito nítidas e periódicas. No inverno de um hemisféro a camada de gelo torna-se bastante extensa podendo atingir o meio do caminho entre o polo e o equador. Com o auxilio dos radiômetros infravermelhos das sondas Mariner concluiu-se que a temperatura da superfície da calota é de (-132oC) ou seja, a temperatura de condensação do CO2, isto quer dizer que os polos são recobertos por CO2 sólido, ou seja, neve carbônica.
Atmosfera
Bem menos espessa que a nossa, é constituida principalmente de anidrido carbônico (50%) e vapor d'agua, sendo que a quantidade de oxigênio corresponde a um milésimo da quantidade existente na Terra. Sabe-se que há uma interação entre os elementos do solo e da atmosfera. Apesar da baixa densidade e pouca pressão atmosférica (equivalente à pressão atmosférica da Terra a 30 km de altitude), registrou-se em Marte vendavais que cobriam todo a superfície do planeta de poeira, com ventos de até 240 km/h. O Clima: Esse é único planeta além da Terra que podemos falar sobre clima. Os pesquisadores que se dedicaram à constante observação de Marte puderam distinguir estações climáticas semelhantes às terrestres. Porém devemos considerar que o ano marciano é quase o dobro do ano terrestre e os dias de Marte são de 24h 36min portanto as estações lá tem em média o dobro dos dias das estações terretres.
Podemos comparar o clima equatorial de Marte com uma montanha muito alta em dia claro e seco. O calor durante o dia é pouco amenizado pelas nuvens e neblina. E à noite é rápida a irradiação do calor absorvido durante o dia, para o espaço fazendo muito frio. A amplitude térmica do dia para a noite e de uma estação para outra são muito grandes.
Satélites de Marte
Fobos: O mais próximo do planeta, tem diâmetro equatorial bem maior que o diâmetro polar (26,8 x 22, 4 x 18, 4 km). Seu período de translação ao redor do planeta é de 7h 40min, sendo o único satélite do sistema solar com período de translação menor do que a rotação do seu planeta. Isso se deve à grande proximidade do centro do planeta 9 400 km. Deimos: O mais afastado (23 500 km do centro), tem período de translação de 30h 17min. Suas dimensões (15 x 12,2 x 10,4 km) são cerca de metade das de Fobos.
Ambos os satélites possuem uma forma bem irregular assemelhando-se a uma batata com dimensões em torno de 22,5 km para Fobos e de 12,5 km para Deimos.
UFRGS
Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrónomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.
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.
Atmosfera
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:
- Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%
- Azoto (N2): 2.7%
- Árgon (Ar): 1.6%
- Oxigénio (O2): 0.13%
- Água (H2O): 0.03%
- Néon (Ne): 0.00025 %
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.
Temperatura e Pressão
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.
Vistas de Marte 
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 sinusoidal de Marte
Esta imagem é um mapa sinusoidal de Marte. Foi gerado de um mapa aerografado digitalizado e codificado em cores para representar a altitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton)
Topografia marciana
Esta imagem é um simples mapa cilíndrico de Marte. A cor representa elevações e varia de -4 quilómetros até 27 quilómetros. Também existe uma versão a Preto e Branco desta imagem. (Cortesia A.Tayfun Oner)
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. (Crédito da Imagem: 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. (Crédito da Imagem: 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. (Crédito da Imagem: 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. (Crédito da Imagem: 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. (Cortesia 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. (Cortesia 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. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e LPI)
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)
Face em Marte
Esta imagem mostra a Face em Marte que escritores com imaginação referiram como sendo uma evidência de vida inteligente em Marte. É mais provável que este monte, nas planícies do norte, tenha sido erodido pelo vento de forma a ter um aspecto parecido com uma cara. (Cortesia Calvin J. Hamilton)
Para uma discussão detalhada sobre a face em Marte, clique AQUI.
Crédito: NASA/JPL/ASU.
Ciência ou Arte? Fica a dúvida quando se olha pela primeira vez para esta imagem. É mais uma imagem da superfície de Marte, obtida, desta vez, pela câmara THEMIS a bordo da sonda Mars Odyssey. Esta sonda foi lançada em Abril de 2001, estando a orbitar o planeta vermelho desde Outubro do mesmo ano. A câmara THEMIS permite captar imagens nas zonas do visível e do infravermelho do espectro electromagnético.
Palete de cores em Marte
2010-11-01Crédito: NASA/JPL/ASU.
A imagem de hoje, em cor falsa, resulta da combinação de várias imagens obtidas nestas duas regiões do espectro. Nela pode-se ver um enorme conjunto de dunas situado numa cratera a meio caminho entre o equador e o pólo sul marcianos. O leque de diferentes cores reflete as diferentes temperaturas registadas na zona: a cor azul indica zonas frias, as cores vermelha e amarela correspondem a zonas mais quentes.
A composição resulta em mais uma obra prima da Natureza registada pelo engenho humano.
Fontes:
Portal do Astrônomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2954
CDA-CDCC USP/SC
http://cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/marte.html
http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/mars.htm
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