Marte

Onde não há visão, as pessoas perecem.
- Provérbios 29:18

## Lista de Conteúdo

- Introdução a Marte(Esta Página)
  - Introdução
  - Estatísticas sobre Marte
  - Animações de Marte
  - Visões de Marte
  - Resumo sobre as Luas de Marte
- Vida de Marte: O Descobrimento
  - Declaração de Daniel S. Goldin
  - Meteorito Contém Evidência de Vida Primitiva quando Marte Jovem
  - Vida de Marte: Animações em Vídeo
- Vulcões Marcianos
- Nuvens Marcianas
- A Superfície de Marte
- A Face de Marte
- Satélites de Marte
  - Deimos e Fobos
- As Razões para Exploração de Marte
- Cronologia da Exploração de Marte
- Fatos do Projeto Viking
- Índice de Imagens e Animações de Marte
- Catálogo de Imagens de Marte

## Recursos Adicionais sobre Marte

- Catálogo das Áreas de Aterrissagem em Marte
- Relatório Diário do Clima Marciano
- Mars Atlas. Este site fornece acesso a mapas detalhados (USGS) de qualquer parte de Marte, e a imagens de alta resolução da Viking Orbiter.
- Arquivos de Imagens MSSS Viking
- Home Page do Centro de Exploração de Marte.
- A Crônica Marciana
- Ensaios Marslink.

Introdução

Marte é o quarto planeta a partir do sol e é comumente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu tem coloração vermelha ou rosa. A característica cor vermelha tem sido observada por astrônomos por toda a história. Seu nome foi dado pelos Romanos, em honra ao seu deus da gerra. Outras civilizações tem nomes similares. Os antigos Egípcios chamaram o planeta de Her Descher, que significa o vermelho.

Antes da exploração espacial, Marte foi considerado como sendo o melhor candidato a abrigar vida extraterrestre. Astrônomos pensavam ver linhas retas entrecortando sua superfície. Isso induziu à crença popular de que canais de irrigação haviam sido construidos no planeta por seres inteligentes. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma radionovela baseada no clássico de ficção científica, A Gerra dos Mundos, de H.G. Wells, muitas pessoas aceitaram como verdade este conto sobre invasores Marcianos, e entraram em pânico.

Outra razão que induziu os cientistas a esperarem por vida em Marte tem a ver com aparentes mudanças sazonais de cor na superfície do planeta. Este fenômeno levou à especulação de que certas condições deveriam provocar uma explosão de vegetação Marciana durante os meses mais quentes, e fazer com que a vida vegetal ficasse latente durante os períodos mais frios.

Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotos, em close, de Marte. Tudo o que se revelou foi uma superfície contendo muitas crateras e canais de ocorrência natural, e nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram sobre a superfície de Marte. As três experiências realizadas a bordo das sondas revelaram uma inesperada e enigmática atividade química no solo Marciano, mas não forneceram evidência clara sobre a presença de microorganismos vivos no solo próximo das áreas em que as sondas pousaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação ultravioleta solar que satura a superfície, da secura extrema do solo e da natureza oxidade da química do solo impessam a formação de organismos vivos no solo Marciano. A vida em Marte em um passado distante, entretanto, ainda é uma questão em aberto.

Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica em nenhuma das áreas de pouso, mas forneceram uma análise precisa e definitiva sobre a composição da atmosfera Marciana, e encontraram traços de elementos não detectados anteriormente.

### Atmosfera

A atmosfera de Marte é bastante diferente da Terrestre. Ela é composta principalmente de dióxido de carbono, com pequenas quantidades de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

- Dióxido de Carbono (CO2): 95,32%
- Nitrogênio (N2): 2,7%
- Argônio (Ar): 1,6%
- Oxigênio (O2): 0,13%
- Água (H2O): 0,03%
- Neônio (Ne): 0,00025 %

O ar Marciano contém somente cerca de 1/1.000 da água do nosso ar, mas mesmo essa pequena quantidade pode condensar-se, formando nuvens que flutuam alto na atmosfera, ou giram em volta das escarpas dos vulcões mais altos. Bancos de neblina matinal podem se formar nos vales. Na área de pouso da Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo a cada inverno.

Há evidência de que, no passado, uma atmosfera marciana mais densa possa ter permitido que a água fluisse sobre o planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que grandes rios uma vez marcaram o planeta.

### Temperatura e Pressão

A temperatura média registrada em Marte é de -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

A pressão Barométrica varia em cada área de pouso semestralmente. Dióxido de Carbono, o maior componente da atmosfera, congela-se formando imensas calotas polares, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e então evapora novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calota do polo sul está maior, a pressão média diária observada pela Viking 1 foi tão baixa quanto 6,8 milibares; em outras épocas do ano, ela foi tão alta quanto 9,0 milibares. As pressões na área da Viking 2 foram de 7,3 a 10,8 milibares. Em comparação, a pressão média da Terra é de 1000 milibares.

Estatísticas sobre Marte
Massa (kg) | 6,421e+23
Massa (Terra = 1) | 1,0745e-01
Raio Equatorial (km) | 3.397,2
Raio Equatorial (Terra = 1) | 5,3264e-01
Densidade Média (g/cm^3) | 3,94
Distância média do Sol (km) | 227.940.000
Distância média do Sol (Terra = 1) | 1,5237
Período de rotação (horas) | 24,6229
Período de rotação (dias) | 1,025957
Período Orbital (dias) | 686,98
Velocidade orbital média (km/s) | 24,13
Excentricidade orbital | 0,0934
Inclinação do eixo (graus) | 25,19
Inclinação orbital (graus) | 1,850
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2) | 3,72
Velocidade equatorial de escape (km/s) | 5,02
Albedo geométrico visual | 0,15
Magnitude (Vo) | -2,01
Temperatura mínima na superfície | -140°C
Temperatura média na superfície | -63°C
Temperatura máxima na superfície | 20°C
Pressão atmosférica (bar) | 0,007
Composição atmosférica Dióxido de Carbono (C02) Nitrogênio (N2) Argônio (Ar) Oxigênio (O2) Monóxido de Carbono (CO) Água (H2O) Neônio (Ne) Criptônio (Kr) Xenônio (Xe) Ozônio (O3) | 95,32% 2,7% 1,6% 0,13% 0,07% 0,03% 0,00025% 0,00003% 0,000008% 0,000003%

Animações de Marte

- Vídeo clipe de Marte o Filme - AVI, 12M. (Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre os Vales Marineris - AVI, 1.5M. (Cortesia NASA/JPL)
- Animação dos polos Marcianos - AVI, 1.4M. (Cortesia NASA)
- Animação sobre o Monte Olimpo - AVI, 3.5M. (Cortesia NASA)
- Animações curtas sobre o globo de Marte (imagens CCD) - FLI, 105K.
- Animação com o globo completo do Telescópio Hubble - MPEG, 757K. (Cortesia NASA)

Visões de Marte

Mapa Sinusoidal de Marte (GIF, 620K; TIF, 2M)
Esta imagem é um mapa sinusoidal de Marte. Ela foi gerada de um mapa aerografado digitalizado e com codificação de cores representando a altitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton)
Hemisfério Schiparelli (GIF, 366K; JPEG, 46K)
Esta imagem é um mosaico do hemisfério Schiparelli de Marte. O centro desta imagem está próximo da cratera de impacto Schiparelli, 450 quilômetros (280 milhas) de diâmetro. As estrias escuras com margens brilhantes emanando das crateras na região Palus Oxie, canto superior esquerdo da imagem, são causadas pela erosão e/ou deposição pelo vento. Áreas em branco brilhante ao sul, incluindo a bacia de impacto Hellas, extremidade inferior direita, estão cobertas por dióxido de carbono congelado. (Cortesia USGS)
Vales Marineris (GIF, 311K; JPEG, 34K)
Esta imagem é um mosaico do hemisfério do Vales Marineris de Marte. É uma visão singular, tal qual seria vista de uma nave espacial. O centro da imagem mostra todo o sistema de cânions Vales Marineris, mais de 3.000 quilômetros (1.860 milhas) de comprimento e até 8 quilômetros (5 milhas) de profundidade, extendendo-se do Labirinto Noctis, sistema de falhas tectônicas em forma de arco, a oeste, até o terreno caótico, a leste. Muitos imensos canais de rios nascem no terreno caótico e cânions do centro-norte, e correm para o norte. Muitos dos canais fluiram até uma depressão chamada Planície Acidalia, a área escura ao extremo norte nesta foto. Os três vulcões Tharsis (pontos vermelho-escuros), cada um com perto de 25 quilômetros (16 milhas) de altura, são visíveis a oeste. Existem terrenos muito antigos, cobertos por várias crateras de impacto, ao sul dos Vales Marineris. (Cortesia USGS)
Abismo Candor Central - Vista Oblíqüa (GIF, 646K; GIF, 2.5M; legenda)
Esta imagem mostra parte do Abismo Candor, nos Vales Marineris. Ela está centrada a uma latitude de -5,0, longitude 70,0. O ponto de vista é do norte olhando para o abismo. A geomorfologia do Abismo Candor é complexa, modelada por movimentos tectônicos, perda de massa, vento, e talvez pela água e vulcanismo. (Cortesia USGS)

Vistas adicionais do sul, leste e oeste podem ser obtidas abaixo.

- Vista do sul. (GIF, 545K; GIF, 2M)
- Vista do leste. (GIF, 539K; GIF, 2M)
- Vista do oeste. (GIF, 594K; GIF, 2M)

Abismo Candor Ocidental (Cor Melhorada) (GIF, 493K; JPEG, 80K; TIFF, 2M)
Esta foto (centrada na latitude 4° S, longitude 76° O) mostra áreas centrais dos Vales Marineris, incluindo o Abismo Candor (inferior esquerda), Abismo Ophir (inferior direita), e o Abismo Hebes (superior direita). Complexos níveis de depósitos nos cânions podem ter ocorrido em lagos e, se isto for verdade, são de grande interesse para futura pesquisa por vida fóssil em Marte. Os depósitos róseos no Abismo Candor podem ser devido a alterações hidrotermais e a 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) a 240 metros/pixel de resolução. A largura de imagem é de 231 quilômetros. O Norte está a 47° do topo, no sentido horário.)
Deslizamentos nos Vales Marineris (GIF, 456K)
Apesar de originarem-se de uma estrutura tectônica, os Vales Marineris tem sido modificados por outros processos. Esta imagem mostra uma vista em close de um deslizamento na parede sul dos Vales Marineris. Este deslizamento removeu parcialmente a borda de uma cratera que está no platô adjacente aos Vales Marineris. Note a textura dos depósitos por onde o deslizamento fluiu através do solo dos Vales Marineris. Vários níveis distintos podem ser observados nas paredes da depressão. Estes níveis podem ser regiões da crosta Marciana com distinta composição química ou propriedades mecânicas. (Créditos da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
HST: 3 Vistas de Marte em Oposição (GIF, 136K; JPEG, 46K; legenda)
Estas visões que o Telescópio Espacial Hubble (HST) fornecem a mais detalhada e completa cobertura global sobre o Planeta Vermelho jamais obtida da Terra. As fotos foram tomadas em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de 103 milhões de quilômetros (65 milhões de milhas). Para surpreza dos pesquisadores, Marte está mais nublabo que o visto em anos anteriores. Isto significa que o planeta está mais frio e seco, pois o vapor d'água na atmosfera congelou-se, formando nuvens de cristal de gelo. As três imagens mostram Tharsis, os Vales Marineris e as regiões Syrtis Major. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade do Colorado; e NASA)
Primavera em Marte: A melhor vista do Planeta Vermelho do Hubble (GIF, 159K; JPEG, 19K TIF, 897K legenda)
Esta vista de Marte obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA, é a foto mais nítida jamais tomada da Terra, superada apenas pelos closes enviados pelas sondas espaciais que visitaram o planeta. A foto foi tomada em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a aproximadamente 103 milhões de quilômetros (63 milhões de milhas) de distância da Terra.

Por ser primavera no hemisfério norte de Marte, muito do dióxido de carbono que normalmente está congelado em torno da permanente crosta de gelo (água solidificada) sublimou, e a crosta regrediu ao tamanho de seu núcleo de água solidificada, com várias centenas de quilômetros de diâmetro. A abundância de mechas de núvens brancas indica que a atmosfera está mais fria que quando vista pelas sondas espaciais que visitaram o planeta nos anos 70. Nuvens matinais aparecem ao longo da borda ocidental do planeta (à esquerda). Elas formam-se durante a noite, quando as temperaturas Marcianas caem e a água na atmosfera congela-se, formando nuvens de cristais de gelo. Erguendo-se 25 quilômetros (16 milhas) sobre as planícies que o circundam, o vulcão Ascraetus Mons emerge da camada de núvens próximas de sua borda ocidental. Os Vales Marineris estão na parte inferior esquerda. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade do Colorado; e NASA)

Várias outras imagens do Hubbel também estão disponíveis:

- Imagem do Hubble antes de sua óptica ter sido corrigida. (GIF, 98K; JPEG, 19K; legenda)
- 3 vistas P&B de Marte em Oposição. (GIF, 184K; JPEG, 40K; legenda)
- Região Tharsis, Longitude 160°. (TIF, 916K; JPEG, 18K)
- Região Syrtis Major, Longitude 270°. (TIF, 880K; JPEG, 19K)

Cabeceira do Canal Ravi Vallis (GIF, 621K)
Esta imagem da cabeceira do Ravi Vallis mostra uma porção do canal com 300 quilômetros (186 milhas) de comprimento. Assim como vários outros canais que desembocam nas planícies norte de Marte, a Ravi Vallis origina-se em uma região de terreno desmoronado e rachado ("caótico") pertencente aos planaltos mais antigos, cheios de crateras. As estruturas nesses canais indicam que foram talhadas por água líquida movendo-se a grande velocidade. O nascimento abrupto do canal, sem afluentes aparentes, sugere que a água foi liberada, sob grande pressão, de um nível confinado abaixo do solo congelado. Assim que a água era liberada e fluia, a superfície desmoronava, produzindo o rompimento e afundamento da superfície mostrados aqui. Pode-se ver três destas regiões de material desmoronado nesta imagem, conectados por um canal cujo leito foi lavado por água corrente. A correnteza neste canal ia de oeste para leste (da esquerda para direita). Este canal, por fim, interliga-se a um sistema de canais que fluiam para o norte, para a Bacia Chrryse. (Créditos da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
Ilhas "Aerodinâmicas" (GIF, 181K)
A água que escavou os canais ao norte e leste do sistema de cânions dos Vales Marineris possuiu tremendo poder erosivo. Uma conseqüência desta erosão foi a formação de ilhas com linhas aerodinâmicas onde a água encontrava obstáculos ao longo de seu caminho. Esta imagem mostra duas ilhas com linhas aerodinâmicas que formaram-se devido ao desvio que a água sofreu por duas crateras de 8-10 quilômetros (5-6 milhas) de diâmetro, próximas da boca do Ares Vallis, na Planície Chryse. A água fluia do sul para o norte (debaixo para cima, na imagem). A altura da escarpa ao redor da ilha de cima é de aproximadamente 400 metros (1.300 pés), enquanto que a escarpa ao redor da ilha mais ao sul é de aproximadamente 600 metros (2.000 pés). (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
Rede de Vales (GIF, 265K)
Ao contrário das características mostradas nas duas imagens acima, vários sistemas em Marte não mostram evidências de inundações catastróficas. Ao invés disso, elas mostram um sistema de drenagem semelhante aos da Terra, onde a água atua a baixas velocidades durante longos períodos de tempo. Como na Terra, os canais mostrados aqui unem-se para formar canais mais largos.

Entretanto, estas redes de vales são menos desenvolvidas que os típicos sistemas de drenagem terrestre, sendo que os exemplos Marcianos não possuem canais de pequena escala alimentando vales maiores. Por causa da falta de canais de pequena escala na rede de vales Marcianos, acredita-se que os vales foram talhados mais pela água corrente que pela água de chuva. Apesar de a água líquida ser atualmente instável na superfície de Marte, estudos teóricos indicam que água corrente pode ter sido capaz de formar redes de vales se a água fluiu abaixo de uma cobertura protetora de gelo. Por outro lado, por que as redes de vales estão confinadas em regiões relativamente antigas de Marte, sua presença indica que Marte um dia possuiu um clima mais quente e úmido nos primórdios de sua história. (Crédito da Imagem: Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
Calota Polar Sul (GIF, 233K; JPEG, 50K)
Esta imagem mostra a calota polar sul de Marte tal como ela se parece próxima de seu menor tamanho, em torno de 400 quilômetros (249 milhas). Ela consiste principalmente de dióxido de carbono congelado. Esta calota de dióxido de carbono nunca derrete-se por completo. O gelo parece avermelhado devido à poeira que foi incorporada. (Cortesia NASA)
Calota Polar Norte (GIF, 303K)
Esta imagem é uma vista oblíqua da calota polar norte de Marte. Diferente da calota polar sul, a calota polar norte provavelmente consiste-se de água congelada. (Cortesia Calvin J. Hamilton)
Campo de Dunas (GIF, 476K; JPEG, 119K)
Esta imagem mostra vários tipos de dunas, as quais são encontradas no campo de dunas circumpolar do polo norte. Esta imagem reduzida mostra uma seção de dunas transversais. A imagem completa mostra dunas transversais à esquerda e dunas 'barchan' à direita, com uma área de transição no meio. Dunas transversais são orientadas perpendicularmente a direção predominante do vento. Elas são longas e lineares, e freqüentemente unem-se com sua visinha, formando um "Y" de ângulo agudo. Dunas 'barchan' são morros com forma de meia-lua, e com chifres na direção do vento. Estas dunas são comparáveis em tamanho às maiores dunas encontradas na Terra. (Cortesia Calvin J. Hamilton)
Tempestade de Areia Local (GIF, 157K; JPEG, 29K)
Tempestades de areia locais são relativamente comuns em Marte. Elas tendem a ocorrem em áreas de alta topografia e/ou altos gradientes térmicos (usualmente próximos às calotas polares), onde ventos de superfície seriam os mais fortes. Esta tempestade tem várias centenas de quilômetros de extensão, e localiza-se próxima da borda da calota polar sul. Algumas tempestades locais crescem, outras se estingüem. (Cortesia Calvin J. Hamilton, e LPI)
A Face em Marte (GIF, 10K)
Esta imagem mostra A Face em Marte, que escritores imaginativos tem citado como evidência de vida inteligente em Marte. É mais provável que esta montanha, nas planícies do norte, tenha sido erodida pelo vento e assim obtido uma aparência semelhante a de um rosto. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

Para uma discução detalhada sobre a face em Marte, clique AQUI.

Resumo sobre as Luas de Marte

A tabela seguinte sumariza o raio, massa, distância do centro do planeta, descobridor e data da descoberta da 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.

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