SISTEMA SOLAR - MERCÚRIO - USP - UFRGS

         Mercúrio  When men are arrived at the goal, they should not turn back. - Plutarch

USP

Figura 1: Mercúrio comparado a Terra
 
Figura 2: Características Gerais

Em primeiro lugar vamos introduzir o conceito de Planetas Inferiores (Mercúrio e Vênus):São ditos planetas inferiores aqueles que possuem sua órbita interior à da órbita terrestre. Para um observador da Terra esses dois planetas possuem fases e nunca estão a mais de 50 graus do Sol. Normalmente são astros vespertinos ou matutinos, embora ocorram ocasiões em que Vênus pode ser visto a olho nu durante o dia.

---

ÓRBITA E AMPLITUDE TÉRMICA

A distância máxima do planeta ao Sol é de 77 milhões de quilômetros (Afélio) e a mínima é de 46 milhões (Periélio). Devido à grande excentricidade de sua órbita, a temperatura sofre uma grande elevação quando está no periélio. No dia de Mercúrio a temperatura atinge 430^oC e do lado oposto, ou seja, durante a noite, essa temperatura cai para -180^oC. Vemos nesse caso a maior amplitude térmica do sistema solar, que é cerca de 600^oC. Fotos tiradas por sondas espaciais mostram que ele é muito parecido com a Lua, por causa do grande número de crateras, mas sua composição química tanto da superfície quanto do seu interior é parecida com a da Terra.

---

HISTÓRICO

Era considerado na Antiguidade como dois objetos diferentes, pois ora era visto à tarde (após o por do Sol), ora de manhã (antes do nascer do Sol). Pelos gregos era chamado de Apolo (Estrela da Manhã) e Mercúrio (Estrela da Tarde). O mesmo ocorria com os egípcios e hindus. Só muito mais tarde foi reconhecido como sendo um único astro. Os sacerdotes egípcios foram os primeiros a perceberem que Mercúrio e Vênus giram ao redor do Sol.

---

OBSERVAÇÃO

A observação a olho nu só é possível, no máximo duas horas antes do Sol nascer ou duas horas depois do Sol se por. Isso porque seu afastamento angular (visto da Terra) não ultrapassa 28 graus do Sol.

---

ATMOSFERA

Não existe atmosfera em Mercúrio. Porém, foi detectada a presença de um envólucro de pouca espessura de hélio. A origem do gás não é conhecida. Pode ser produto do decaimento radiativo de elementos como Urânio e Tório que se encontram presentes nas rochas do planeta. Podem também ser átomos capturados do vento solar.

---

SUPERFÍCIE

Ao ser enviada para Mercúrio, a sonda Mariner 10 (1974), tinha entre outras a missão de transmitir imagens de sua superfície para mapeamento. Essa superfície revelou-se bem semelhante à lunar, predominando a existência de crateras de impacto. A classificação e o estudo dessas crateras são muito importantes do ponto de vista geológico do planeta. A semelhança citada é apenas na imagem. Estudos realizados posteriormente revelaram que sua superfície tem uma constituição bastante diferente.

 

Em um exame mais detalhado sobre as crateras, pode-se observar várias diferenças com as crateras da Lua. Sendo a gravidade de Mercúrio quase o dobro da lunar e a sua proximidade do Sol, os impactos dos meteoritos são muito intensos, provocando deformações diferentes na superfície. Além disso, a gravidade mais elevada faz com que a matéria arremessada em trajetórias balísticas percorra uma distância até vinte vezes menor que na Lua, dando uma formação diferente à cratera.

 

A superfície de Mercúrio possui uma característica exclusiva, que são as escarpas e os sistemas de cristais com alguns quilômetros de altura e que se estendem por centenas de quilômetros sobre a superfície. A formação dessas estruturas podem ser devida ao resfriamento do núcleo metálico do planeta que provocou uma contração das camadas superficiais da crosta.

---

INTERIOR DO PLANETA E SEU CAMPO MAGNÉTICO

A sonda Mariner fez várias experiências a respeito do planeta. Entre essas experiências foi detectada a existência de um campo magnético. A presença do campo é prova concreta de que existe no interior do planeta um núcleo metálico, que também é evidenciado pela elevada densidade do planeta (5,44 g/cm³ ), sendo que na superfície a densidade foi estimada entre 2 e 2,5 g/cm³ . Isso implica que o núcleo deve ter densidade entre 6 e 7 g/cm³ . Levando-se em conta esses valores, estima-se que o núcleo metálico corresponde a 70% da massa do planeta. Isso faz com que Mercúrio tenha uma gravidade próxima à de Marte, porém com dimensões menores.

O estudo do campo magnético do planeta, apesar de menos intenso que o da Terra, demonstrou que é bem semelhante ao nosso. Além disso, sua estrutura interna se aproxima da terrestre.

UFRGS

Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta. É o planeta mais próximo do Sol, e o segundo mais pequeno do sistema solar. O seu diâmetro é 40% mais pequeno do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até mais pequeno do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titan uma lua de Saturno.

Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilómetros de altura e centenas de quilómetros do comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera que seja suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vênus, e a outra azul, a Terra.

Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse directamente por cima de nós.

Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, Pettengill e Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +/- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +/- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.

Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte.

No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 10⁹ anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.

Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.

A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que é 1% mais forte que o da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz uma magnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.

Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm³ que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm³. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm³ enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm³. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

Superfície de Mercúrio

As fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem mais pequena que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos.

A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por Hartmann e Kuiper (1962) como uma "depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais." Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de diâmetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distância de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua de Júpiter.)

As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava.

Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.

A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de diâmetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.

A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 biliões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crusta e produziu as escarpas.

Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.

Pode existir água em Mercúrio?

Podíamos supor que em Mercúrio não pode existir água em nenhuma forma. Tem pouquíssima atmosfera e é extremamente quente durante o dia, mas em 1991 cientistas em Caltech captaram ondas de rádio vindas de Mercúrio e descobriram algumas invulgarmente brilhantes vindas do polo norte. O brilho aparente do polo norte poderia ser explicado por gelo na superfície ou logo abaixo. Mas é possível haver gelo em Mercúrio? Devido à rotação de Mercúrio ser quase perpendicular ao plano orbital, o polo norte vê sempre o sol um pouco acima do horizonte.

O interior das crateras nunca está exposto ao Sol e os cientistas suspeitam que está a uma temperatura inferior a -161 C. Esta temperatura congelante pode ter água provinda de evaporação do interior do planeta, ou gelo trazido para o planeta resultante de impacto de cometas. Estes depósitos de gelo podem ter sido cobertos com uma camada de pó e por isso mostram ainda os reflexos brilhantes no radar.

Vistas de Mercúrio  

A Vista na Chegada a Mercúrio

Este mosaico de imagens de Mercúrio foi construído a partir de fotografias obtidas pela Mariner 10 seis horas antes da sonda passar pelo planeta em 29 de Março de 1974. Estas imagens foram obtidas de uma distância de 5,380,000 quilómetros (3,340,000 milhas). (Cortesia Calvin J. Hamilton, USGS, e NASA)

 

Mercúrio

Este mosaico de duas imagens (FDS 26850, 26856) de Mercúrio foi construído de fotografias obtidas pela Mariner 10 poucas horas antes do primeiro e mais próximo encontro entre a sonda e o planeta em 29 de Março de 1974. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 

Vista na Partida de Mercúrio

Este mosaico de Mercúrio foi criado a partir de mais de 140 imagens obtidas pela sonda Mariner 10 enquanto passava pelo planeta mais interior em 29 de Março de 1974. A trajectória da Mariner 10 levou a sonda até ao hemisfério escuro de Mercúrio. As imagens foram obtidas depois da sonda sair da sombra de Mercúrio. (Cortesia Mark Robinson, Northwestern University)

 

Os Montes de Mercúrio

"Terreno estranho" é o que descreve melhor esta região de elevações de Mercúrio. Esta área está no ponto antípoda da grande bacia Caloris. A onda de choque produzida pelo impacto de Caloris foi reflectida e concentrou-se no ponto antípoda, modificando a crusta e partindo-a numa série de blocos complexos. A área mostrada tem cerca de 100 quilómetros (62 milhas) de lado. (Crédito da imagem: Calvin J. Hamilton; FDS 27370)

 

Sudoeste de Mercúrio

Esta imagem mostra uma parte do quadrante sudoeste de Mercúrio obtida em 29 de Março de 1974, pela sonda espacial Mariner 10. A fotografia foi obtida quatro horas antes da maior aproximação quando a Mariner 10 estava a 198,000 quilómetros (123,000 milhas) do planeta. As maiores crateras vistas nesta figura têm cerca de 100 quilómetros (62 milhas) de diâmetro. (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; FDS 27216, 27217, 27224, 27225)

 

A Bacia Caloris Planitia

Este mosaico mostra a bacia Caloris Planitia. Caloris é o termo latino que significa calor e a bacia teve este nome por estar próxima do ponto subsolar (o ponto mais próximo do sol) quando Mercúrio está no afélio. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros (800 milhas) de diâmetro e é o maior elemento conhecido de Mercúrio. Foi formada pelo impacto de um projéctil da dimensão de um asteróide. A superfície interior da bacia contém planos suaves mas é muito sulcada e fracturada. O cimo desta imagem é aproximadamente a norte. (Crédito Calvin J. Hamilton; FDS 188-199)

 

A Superfície Interior de Caloris

Esta imagem é uma fotografia em alta resolução da bacia Caloris mostrada na imagem anterior. Mostra os sulcos e fracturas que aumentam em tamanho conforme estão mais próximas do centro da bacia (acima à esquerda). (Crédito: Calvin J. Hamilton; FDS 126)

 

Crateras Brilhantes Raiadas

Esta imagem mostra duas crateras proeminentes de Mercúrio (acima à direita) com auréolas brilhantes. As crateras têm cerca de 40 quilómetros (25 milhas) de diâmetro. As auréolas e raios cobrem outras estruturas da superfície, indicando que são das estruturas mais recentes em Mercúrio. (Crédito: Calvin J. Hamilton; FDS 275)

 

Bacia de Anel Duplo

Esta imagem mostra uma bacia de anel duplo que tem 200 quilómetros (120 milhas) de diâmetro. A superfície interior é plana e suave. O anel interior tem uma elevação inferior à do anel exterior. (Crédito: Calvin J. Hamilton; FDS 27301)

 

Grandes Falhas em Mercúrio

Esta imagem obtida pela Mariner 10 mostra Rupes Santa Maria, uma estrutura escura sinuosa que atravessa a cratera ao centro da imagem. Muitas destas estruturas foram descobertas nas imagens de Mercúrio da Mariner 10 e foram interpretadas como sendo enormes falhas tectónicas em que parte da crusta de Mercúrio foi empurrada por cima das partes adjacentes por forças de compressão.

A abundância e comprimento destas falhas indicam que o raio de Mercúrio diminuiu 1-2 quilómetros (.6 - 1.2 milhas) após a solidificação e a formação das crateras de impacto. Esta alteração do volume provavelmente foi devida ao arrefecimento do planeta, após a formação de um núcleo metálico com três-quartos da dimensão do planeta. A imagem representa uma zona com 200 quilómetros (120 milhas) de lado e a zona superior é para norte. (© Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton; FDS 27448)

 

 Os Sulcos Antoniadi

Esta imagem representa um sulco com 450 quilómetros (280 milhas) chamado Antoniadi. Está ao longo do lado direito da imagem, e atravessa quase a meio uma grande cratera com 80 quilómetros (50 milhas). Atravessa planícies suaves a norte e planícies intercrateras a sul [Strom et al., 1975]. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

CDA-CDCC USP/SC 

http://cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistema-solar/mercurio.html

http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/mercury.htm

SISTEMA SOLAR - MARTE - P.A - USP - UFRGS

        Introdução a Marte  Where there is no vision, the people perish.
- Proverbs 29:18

Palete de cores em Marte

2010-11-01

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. 

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. 

Rastos do Spirit em Marte

2011-04-01

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. 

 

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.

http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2954 http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=3106

 

 

USP

O clima desse planeta é o mais parecido com a Terra. No verão de Marte que a temperatura chega perto de 20^o e no inverno pode chegar a -140^o 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 (-132^oC) 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.

Palete de cores em Marte

2010-11-01

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. 

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