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Where there is no vision, the people perish.
- Proverbs 29:18
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.
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:
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.
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.
| Animações de Marte |
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| Vistas de Marte |
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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 Topográfico de Marte
Esta imagem é um mapa
topográfico de Marte recentemente divulgado. A topografia completa de Marte tem
cerca de 19 milhas (30 quilómetros), uma vez e meia as altitudes encontradas na
Terra. O aspecto mais curioso do mapa é a diferença entre o hemisfério Norte
baixo e suave e o hemisfério Sul com muitas crateras, que é, em média, cerca de
três milhas (cinco quilómetros) mais alto do que o norte. (Cortesia
GSFC/NASA) 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. (Copyright 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. (Copyright 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. (Copyright 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. (Copyright
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. (Copyright Calvin J. Hamilton) 
Terreno Polar
Laminado
Uma das descobertas da sonda Mariner 9 foi que a calote polar
sul de Marte é feita de camadas finas ou lâminas de gelo e sedimento. Quatro
anos mais tarde, em 10 de Outubro de 1976, a sonda Viking 2 obteve esta
fotografia da calote polar norte marciana. As camadas visíveis ocorreram como
resultado de poeira levada pelo vento para a calote polar. Por existirem
variações climáticas nas calotes, elas expandem-se e contraem-se. As camadas de
sedimento de poeira tendem a tornar-se mais espessas perto dos polos onde os
depósitos de gelo permanecem durante longos períodos de tempo. A espessura dos
depósitos indica que foram formados durante variações climáticas cíclicas e não
durante alterações anuais. Enquanto o gelo se afasta de uma região, o vento
expõe as camadas esculpindo vales e escarpas. A formação dos depósitos em
camadas é um processo actualmente activo. (Copyright 1998 por 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.
(Copyright 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.
(Copyright Calvin J. Hamilton; legenda de LPI) 
Rocha Branca
Esta imagem mostra uma formação menos
conhecida e invulgar em Marte. É normalmente denominada de "Rocha
Branca". A formação branca é o preenchimento de uma cratera erodida, mas
exactamente como foi formada não foi ainda satisfatoriamente explicado. A Rocha
Branca não foi formada por processos polares porque está situada perto do
equador a uma latitude de -8 graus e uma longitude de 355 graus. Foi modificada
por erosão eólica mostrando características de erosão transversais e
longitudinais. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton) 
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)
| Resumo das Luas de Marte |
|---|
A tabela seguinte mostra o raio, massa, distância do centro do planeta, o descobridor e a data da descoberta de cada uma das luas de Marte:
| Lua | # | Raio (km) | Massa (kg) | Distância (km) | Descobridor | Data |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Fobos | I | 13.5x10.8x9.4 | 1.08e+16 | 9,380 | A. Hall | 1877 |
| Deimos | II | 7.5x6.1x5.5 | 1.80e+15 | 23,460 | A. Hall | 1877 |
| Referências |
|---|
Beatty, J. K. and A. Chaikin, eds. The New Solar System. Massachusetts: Sky Publishing, 3rd Edition, 1990.
Carr M. H. The Surface of Mars. Yale University Press, New Haven, 1981.
Kiefer, Walter S., Allan H. Treiman, and Stephen M. Clifford. The Red Planet: A Survey of Mars - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
Mutch T. A., Arvidson R. E., Head J. W. III, Jones K. L., and Saunders R. S. The Geology of Mars. Princeton University Press, Princeton, 1976.
Williams, Steven H. The Winds of Mars: Aeolian Activity and Landforms - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
Regresso à Terra 
Viagem a Júpiter 
