09/11/2015

Marte


DADOS OBSERVACIONAIS
Distância Média da Terra78,3 x 10km
Brilho Visual-1,52m
CARACTERÍSTICAS ORBITAIS
Semi-eixo maior227.936.637 Km (1,52366231 UA)
Circunferência Orbital1,429 Tm (9,553 UA)
Excentricidade0,09341233 (206.644.545 km)
Periélio1,38133346 UA (249.228.730 Km)
Afélio1,66599116 UA
Período orbital686,9601 dias (1,8808 anos)
Período sinódico779,96 dias (2,135 anos)
Velocidade orbital média24,077 km/s
Velocidade orbital máxima26,499 km/s
Velocidade orbital mínima21,972 km/s
Inclinação1,85061º (5,65º do equador do Sol)
Longitude do nodo ascendente49,57854º
Argumento do periélio286,46230º
Número de satélites2
CARACTERÍSTICAS FÍSICAS
Diâmetro equatorial6.804,9 km (0,533 Terras)
Diâmetro polar6.754,8 km (0,531 Terras)
Área de superfície1,448 x 10km2 (0,284 Terras)
Volume1,638 x 1011 km3 (0,151 Terras)
Massa6,4185 x 1023 kg (0,107 Terras)
Densidade Média3,934 g/cm3
Gravidade equatorial3,69 m/s2 (0,376 g)
Velocidade de escape5,027 km/s
Período de rotação1,025957 dias (24,622962 horas)
Velocidade de rotação868,22 km/h (equador)
Inclinação do eixo25,19º
Ascenção recta do Pólo Norte317,68143º (21h10m44s)
Declinação52,88650º
Albedo0,15
Temperatura à superfície
mínima: 133K  média: 210 K máxima: 293K
CARACTERÍSTICAS ATMOSFÉRICAS
Pressão atmosférica0,7-0,9 kPa
Dióxido de Carbono95,32%
Nitrogénio2,7%
Árgon1,6%
Oxigénio0,13%
Monóxido de Carbono0,07%
Vapor de Água0,03%
Óxido nítrico0,01%
Néon2,5 ppm
Kripton300 x 10-3 ppm
Xénon80 x 10-3 ppm
Ozono30 x 10-3 ppm
Metano10,5 x 10-3 ppm

Marte é o último dos quatro planetas telúricos no sistema solar (contando a partir dp Sol). está situado entre a Terra e a cintura de asteróides, a 1,5 UA do Sol. É o quarto planeta a contar do Sol e o sétimo em tamanho. Também é conhecido como o Planeta Vermelho.
De noite aparece como uma estrela vermelha no céu, razão pela qual os antigos romanos designavam o planeta de Marte, o deus da guerra. Os chineses, coreanos e japoneses chamam-lhe "Estrela de Fogo", baseando-se nos cinco elementos da filosofia oriental.
Executa uma volta em torno do Sol em 687 dias terrestres.
A aparência vermelho-alaranjada da superfície marciana é causada por óxido de ferro (III), mais comummente conhecida como hematita, ou ferrugem.
Embora Marte seja mais pequeno do que a Terra, a sua área de superfície é aproximadamente igual à área da da Terra.


Sondas

A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4 em 1965. Outras seguiram-se, tal como Marte 2, a primeira sonda a aterrar e as duas Vikings em 1976. Após 20 anos, a Mars Pathinder conseguiu aterrar com sucesso em Marte a 4 de Julho de 1997. Em 2004 os rovers "Spirit" e "Opportunity" aterraram em Marte, enviando dados geológicos e muitas imagens. Também são de referir  outras três sondas, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey e a Mars Express. A Março de 2006 segue a Mars Reconnaissance Orbiter.

Geologia planetária

A ciência que estuda Marte é a areologia (de Ares, o deus grego da guerra). Em comparação com o globo terrestre Marte tem 53% do diâmetro, 28% da superfície e 11% da massa.


A composição da superfície é fundamentalmente de basalto vulcânico com um alto conteúdo em óxidos de ferro que proporcionam o vermelho característico da superfície. Pela sua natureza, assemelha-se com a limonite, óxido de ferro muito hidratado. Assim como na crosta terrestre e lunar, predominam os silicatos e os aluminatos, no solo de Marte são preponderantes os ferrosilicatos. Os três principais constituintes são, por ordem de abundância, o oxigénio, o silício e o ferro.
O interior do planeta é conhecido apenas por dedução a partir de dados acerca da superfície e pelas estatísticas do planeta. O cenário mais provável é ter um núcleo denso com cerca de 1700 km de raio, um manto rochoso derretido, um pouco mais denso do que o da Terra, e uma crosta fina. Dados da Mars Global Surveyor indicam que a crosta de Marte tem cerca de 800 km de espessura no hemisfério sul, mas apenas 35 km no norte. A baixa densidade de Marte, quando comparada com os outros telúricos, indica que o seu núcleo, provavelmente, contém uma relativamente grande fracção de enxofre, além de ferro (ferro e sulfureto de ferro).
Tal como Mercúrio e a Lua, Marte parece não ter placas tectónicas activas no presente (não existem provas de movimento horizontal recente na superfície, tal como as montanhas dobradas tão comuns na Terra). Com nenhum movimento de placas horizontal, os "pontos quentes" debaixo da crosta ficam numa posição fixa relativamente à superfície. Isto, em conjunto com a baixa gravidade à superfície, pode explicar a existência da proeminência de Tharsis e os seus enormes vulcões. No entanto, novos dados da Mars Global Surveyor, indicam que Marte pode ter tido actividade tectónica no seu passado recente.
Marte tem um campo magnético menor que a lua Ganímedes de Júpiter e é, apenas, 2% do campo magnético da Terra.

Topografia geral

A topografia marciana é notável: as planícies ao norte, que foram alisadas por torrentes de lava, contrastam com o terreno montanhoso do sul, sulcado por antigas crateras de há 3,800 milhões de anos. A superfície marciana vista da Terra é consequentemente dividida em dois tipos de terreno, com albedo diferente.
O sul de Marte é velho, alto, e escarpado com crateras semelhantes à da Lua, contrasta bastante com o Norte que é jovem, baixo e plano. Vastitas Borealis é a mais vasta planície do Norte e circunda o planalto gelado chamado Planum Boreum e as dunas extensas de Olympia Undae no pólo norte. As planícies dão lugar aos planaltos e às terras extensas da zona do equador e do hemisfério sul. Dos poucos planaltos do norte, destaca-se Syrtis Major que é das marcas mais visíveis a partir da terra. Lunae Planum a norte do desfiladeiro Valles Marineris e Daedalia Planum a sul dos Montes de Tharsis são os mais extensos planaltos de Marte. São características menores da morfologia da superfície, a presença de pequenas colinas semelhantes a dunas e de uma espécie de canais cavados que t~em todo o aspecto de rios já secos.
Em 1858, Angelo Secci, um dos principais observadores, acreditou que existiam continentes e mares. as "Terrae" são terrenos  variados e extensos e muitas eram chamadas de continentes nos primeiros mapas, e outras até de mares, a maior das quais é Terra Cimmeria no hemisfério Sul. No total, Marte possui onze terrae (organizadas por longitude: Margaritifer, Xanthe, Tempe, Aonia, Sirenum, Cimmeria, Promethei, Tyrrhena, Sbaea, Noachis e Arabia.
Através das fotografias tiradas de órbitavêem-se muitas crateras, mas não estão uniformemente repartidas pelo planeta; no hemisfério sul existem algumas crateras com diâmetro superior a 300 Km, juntamente com outras de dimensões menores, no entanto, o norte mostra-se pobre neste tipo de formação geológica. Desta forma é possível fazer um mapa da idade das superfícies de Marte, o qual se encontra dividido em três períodos:
  1. Noachiano - a superfície encontrava-se coberta com crateras de dimensões variadas;
  2. Hesperiano - neste período, e principalmente no norte, a superfície foi coberta com lava, quer através de vulcões, quer através de fendas. No entanto, desconhece-se como era a superfície no final deste período;
  3. Amazoniano  
A diferença entre o ponto mais alto e o ponto mais baixo de Marte é de 31 km (do topo de Olympus Mons a uma altitude de 27 km ao fundo da cratera de Hellas que se encontra a 4 km de profundidade.

Os vulcões
Os vulcões em Marte estão divididos em três tipos:
  1. Montes (singular "mons") - são muito grandes, provavelmente basálticos e com inclinações leves;
  2. Tholis ( singular "Tholus") - são menores e mais íngremes do que os Montes, com um aspecto abobadado;
  3. Paterae (singular "patera") - são muito variados, com inclinações muito rasas e caldeiras complexas. Muitos têm canais radiais nos flancos.
O Olympus Mons é um vulcão extinto com 25km de altura, 600 km de diâmetro na base e uma caldeira de 60 km de largura. Tem um declive suave. Assim, é a maior montanha  do sistema solar, com uma dimensão três vezes superior ao Monte Evereste. O vulcão extinguiu-se há um milhão de anos atrás e encontra-se numa vasta região alta chamada Tharsis que com Elysium Planitia contém vários vulcões gigantescos, que são cerca de 100 vezes maiores que aqueles encontrados na Terra.
Um dos maiores vulcões, Arsia Mons, tem os lados ligeiramente inclinados, construídos sucessivamente por fluidos de lava de uma única abertura. Arsia Mons é o vulcão situado mais a sul de Tharsis e tem cerca de 9 km de altura e a sua caldeira tem 110 km, a maior caldeira entre os vulcões marcianos. A norte deste vulcão, situa-se o vulcão Pavoris Mons (7 km de altura), e a norte deste Ascraeus Mons, com mais de 11 km de altura. Ascraeus, Pavonis e Arsia formam um grupo de vulcões conhecido como Tharsis Montes, encontrando-se a sudeste de Olympus Mons.
Conforme os resultados da Mars Express, o vulcão Hecates Tholus terá tido uma grande erupção há cerca de 350 milhões de anos. Este vulcão localiza-se em Elysium Planitia e tem um diàmetro de 183 km; a erupção criou uma caldeira e duas depressões aparentemente cheias de depósitos glaciais, incluindo gelo. Hecates Tholus é o vulcão mais a norte de Elysium; os outros são Elysium Mons e Albor Tholus. O pico da atividade vulcânica em Marte terá sido há cerca de 1500 milhões de anos.
As imagens da Mars Express mostraram também aquilo que parecem ser cones vulcânicos nas regiões do pólo Norte sem nenhuma cratera à volta, o que sugere que tiveram erupções muito recentes, levando alguns cientistas a acreditar que o planeta poderá ainda ser geologicamente activo. Poderão existir entre 50 a 100 deste cones, com 300 a 600 metros de altura, cobrindo uma área no pólo Norte com cerca de um milhão de quilómetros quadrados (parte da região de Tharsis apresenta características semelhantes). Estes aspectos na superfície de Marte podem, também,  ter sido o resultado de antigas elevações que sofreram erosão pelo vento, embora se julgue esta hipótese como pouco provável devido à inexistência de crateras e aspectos originados pelo vento naquela região.
Alba Patera é um vulcão único em Marte (e no sistema solar). Localiza-se a norte de Tharsis, numa região de falhas que se estende para norte. Alba Patera tem mais de 1600 km de diâmetro, com uma caldeira central, mas uma altura de apenas 3 km no seu ponto mais elevado. Possui canais nos flancos, os quais, na sua maioria, com cerca de 100 km de comprimento, chegando alguns a ter 3 km, sugerindo que a lava fluiu por longos períodos de tempo.
Apesar de os vulcões marcianos são pouco numerosos, são testemunhos de um passado violento e vulcânico naquelas regiões, compensando, no entanto, em dimensões. As áreas vulcânicas apresentam cerca de 10% da superfície de Marte. Algumas crateras mostram sinais de actividade recente, com lava petrificada nos cantos.

Os abismos

Os vulcões encontram-se a leste e oeste do maior sistema de desfiladeiros do sistema solar, Valles Marineris (que significa "Os vales da Mariner, conhecida como Agathadaemon nos antigos mapas de canais), com 4.000 km de comprimento e 7 de prfundidade. A extensão dos vales Marineris equivale à extensão da Europa e estende-se por um quinto da superfície do planeta Marte, desde a região de Noctis Labyrinthus a oeste até ao terreno caótico a este. Valles Marineris formou-se pelo colapso do terreno causado pelo inchamento da área vulcânica de Tharsis, no outro lado do planeta.
Ma'adim Vallis (Ma'adim significa Marte em hebreu) é um grande desfiladeiro com cerca de 700 km. Tem 20 km de largura e 2 km de profundidade em alguns locais. Pensa-se que Ma'adam Vallis terá sido inundado por água líquida no passado.

Crateras

No hemisfério Sul existe um velho planalto de lava basáltica semelhantes aos «mares» da Lua, e coberta por crateras do tipo lunar. No entanto, a paisagem marciana difere da nossa lua, devido à existência de uma atmosfera. Em particular, o vento carregado de poeira foi produzindo um efeito e erosão ao longo do tempo, que arrasou muitas crateras, apesar de ainda existir um número considerável. Assim, por conseguinte, existem muito menos crateras que na Lua, apesar de se situar mais perto da cintura de asteróides. A maior parte das crateras que resistiram estão mais ou menos devastadas pela erosão. Muitas das crateras mais recentes têm uma morfologia que sugere que a superfície estava húmida quando ocorreu o impacto.
Grande parte destas crateras localizam-se no hemisfério Sul. A maior é Hellas Planitia, neste hemisfério, com 6 km de profundidade e 2000 km de diâmetro. Está coberta por areia alaranjada e é tratada como uma planície tal como outras enormes crateras antigas e planas.
Algumas crateras menores têm nomes de cidades e vilas da Terra, como por exemplo: as crateras Aveiro e Lisboa com nomes de cidades portuguesas, as crateras Mafra, Caxias e Viana com nomes de cidades brasileiras, e as crateras Longa e Santanca em honra de localidades em Angola e Moçambique, respectivamente. Em Marte, as crateras de maior dimensão são dedicadas a personalidades, assim a cratera Schiaparelli é a maior cratera (se desconceituarmos as crateras grandes e antigas) com 471 km de diâmetro. No hemisfério Sul, a cratera Magalhães é uma cratera de dimensão considerável com 105 km de diâmetro e dedicada ao navegador português Fernão de Magalhães. Existe também a Orcus Patera, uma cratera com formato alongado.

Atmosfera e Clima

No princípio da sua existência, Marte era muito parecido com a Terra. E tal como a Terra, muito do seu dióxido de carbono foi usado para formar as rochas carbonáceas. Mas ao contrário das placas tectónicas da Terra, Marte não consegue reciclar nenhum do seu CO2 para a atmosfera e por isso é incapaz de suster um efeito de estufa significativo. A superfície de Marte seria, por isso, muito mais fria se estivesse à mesma distância do Sol.


Marte tem uma atmosfera muito fina, composta principalmente por uma pequena quantidade de dióxido de carbono (95,3%), nitrogénio (2,7%), érgon (1,6%) e traços de oxigénio (0,15%) e água (0,03%). A pressão média à superfície de Marte é de apenas 7 milibares (menos de 1% da da Terra, mas varia largamente com a altitude até quase aos 9 milibares nas bacias mais profundas e cerca de 1 milibar no topo do Monte Olimpo. No entanto, é espessa o suficiente para suportar ventos muito fortes e tempestades de areia vastas, que por vezes "tapam" o planeta inteiro e podem durar meses.
A atmosfera marciana é uma atmosfera rarefeita de dióxido de carbono, mas no passado teria sido abundante com precipitações. Apesar disto, Marte apresenta muitas particularidades curiosas, como neve carbónica, calotas polares de gelo seco, tempestades de poeira e redemoinhos.
Ao contrário do céu azul da Terra, Marte tem um céu amarelo-acastanhado, excepto durante o nascer e o pôr do sol, quando adquire uma tonalidade rosa e vermelha. Se a atmosfera fosse limpa de poeiras, o céu de Marte seria tão azul quanto o de da Terra. Nas alturas em que há menos poeiras, a cor do céu assemelha-se mais à cor azul da Terra.
Em Marte, as auroras são diferentes das observadas no resto do sistema solar. Ao contrário do que sucede na Terra, não ocorrem nos pólos na Terra, devido à inexistência em Marte de um campo magnético global. Assim as auroras acontecem onde existem anomalias magnéticas na crosta marciana, que são restos dos dias nos quais Marte tinha um campo magnético.

Composição

A pressão atmosférica na superfície é de cerca de 750 pascals, cerca de 0,75 % da média da Terra. Contudo, a pressão atmosférica varia ao longo do ano devido à dissipação durante o Verão do dióxido de carbono congelado nos pólos, tornando a atmosfera mais densa. Além disso, a atmosfera tem 11 km de altura, maior que os 6 km da Terra. A atmosfera marciana é composta por 95% de CO2, 3% de N2, 1,6% de Ar, com vestígios de oxigénio e água.
Em 2003, descobriu-se metano na atmosfera, com uma concentração de cerca 11+4 ppb por volume. A presença do metano em Marte é muito intrigante, já que é um gás instável e indica que existe (ou existiu nos últimos 100 anos) uma fonte do gás no planeta. A actividade vulcânica, o impacto de cometas e a existência de vida sob a forma de micoorganismos estão entre as possíveis causas ainda não comprovadas. O metano aparece em certos pontos da atmosfera, o que sugere que é rapidamente quebrado, logo poderá estar a ser constantemente libertado para a atmosfera, antes que se distribua uniformemente pela atmosfera. Foram feitos planos recententemente para procurar gases "companheiros" que podem sugerir as fontes mais prováveis; a produção biológica de metano na Terra tende a ser acompanhada por etano, enquanto a produção vulcânica tende a ser acompanhada por dióxido de enxofre.

O dia e as estações do ano

Marte tem estações do ano, mas estas duram o dobro do do tempo que as estações na Terra; o ano marciano  tem  cerca de 1 ano e 11 meses terrestres. Já a duração do dia em Marte leva 24 horas, 39 minutos e 35 segundos. Pensando numa futura colonização, Thomas Gangale desenvolveu um calendário para ser usado no planeta (calendário dariano).
A fina atmosfera não consegue reter o calor, causa das temperaturas baixas de Marte, sendo 20ºC o temperatura mais elevada que o planeta atinge. Contudo, não existem dados suficientes que permitam conhecer a evolução ao longo do ano marciano nas diferentes latitudes e, muito menos, as particularidades regionais. Além de se encontrar mais afastado do ol que a Terra e da sua atmosfera ser ténue, há a notar a baixa condutividade térmica do solo marciano e uma atmosfera mais pronunciada que a Terra no que toca à variação das temperaturas diurna e nocturna.
A temperatura à superfície depende da latitude e apresenta variações entre as diferentes estações do ano. A temperatura média à superfície é de cerca de -55ºC. A variação da temperatura durante o dia é muito elevada já que se trata de uma atmosfera muito ténue.
No Verão, em Marte, a temperatura média atinge os -36 graus antes do nascer do dia. Pela tarde, atinge os -31 graus, por vezes a média pode chegar aos -45 graus e são raras as vezes que a temperatura se eleva a mais de 0º , podendo, nessas vezes chegar aos 20ºC no equador. No entanto, a temperatura mínima pode descer até aos -80 ºC. No Inverno, as temperaturas descem até aos -130 graus nos pólos e chega a nevar. Mas trata-se de neve carbónica, já que o carbono é o principal constituinte da atmosfera. A temperatura mais baixa, registada em Marte, foi de -187 graus e a mais alta, em pleno Verão quando o planeta se encontrava mais próximo do Sol, foi de 27 ºC.

As calotas polares

Os pólos estão cobertos por calotas polares formadas por gelo seco (dióxido de carbono congelado) e gelo de água. Estas calotas tornam-se menores na Primavera  e chegam a desaparecer durante o Verão, devido ao aumento da temperatura. As calotas polares mostram uma estrutura estratificada com capas alternantes de gelo e diferentes quantidades de poeira escura. Não se tem a certeza sobre o que causa a estratificação, mas pode ser devido a mudanças climáticas relacionadas com variações a longo prazo da inclinação do equador marciano em relação ao plano da órbita. As diferentes estações do ano nas calotas produzem alterações na pressão atmosférica global que se calcula em cerca de 25%.
O vapor de água move-se de um pólo para o outro com a mudança climática entre o Verão e o Inverno, ajudando não só na criação de calotas semelhantes à da Terra, mas também nuvens de cirrus, compostas por gelo (de água) e que foram fotografadas pelo rover Opportunity em 2004.
No Inverno, com a chegada de temperaturas inferiores a -120 ºC, o depósito de gelo é coberto por um manto de neve carbónica que se produz com a congelação da atmosfera de dióxido de carbono.
No Verão austral, o dióxido de carbono congelado evapora por completo, deixando uma capa residual de gelo de água. Em 100 anos de observação, a calota austral já desapareceu duas vezes por completo, enquanto a do Norte nunca desapareceu por completo. Mesmo que o clima do hemisfério Sul seja mais rigoroso, a Primavera e o Verão do hemisfério Sul ocorrem quando o planeta está no periélio, desta forma, as temperaturas máximas acontecem no hemisfério sul, o que leva a que a calota sofra bastante. O Inverno no sul também é mais frio, devido ao facto de o planeta se encontrar no afélio.
A Mars Global Surveyor determinou em 1998, que a massa total de gelo da calota polar equivale a metade do gelo que existe na Gronelândia. O gelo do pólo Norte assenta-se sobre uma grande depressão de terreno adjacente, emparedado, acabando por ser uma grande meseta de gelo seco. A calota gelada parece elevar-se abruptamente desde o terreno adjacente, emparedado, acabando por ser uma grande meseta de gelo. Nos cantos da calota, o gelo apresenta bandas claras e escuras que podem indicar processos de sedimentação.

Tempestades de areia

Apesar da atmosfera ténue, formam-se manchas de nuvens e nevoeiro, com ventos intensos a varrerem as poeiras, o que torna o céu rosado. Esta poeira residual na atmosfera formava grandes partes escuras, que se pensava serem vegetação, intrigando os astrónomos durante mais de um século. Ocasionalmente e de forma repentina, todo o planeta é submergido por uma tempestade maciça de poeira que pode persistir durante semanas ou até meses. Estas tempestades são mais frequentes durante o periélio da órbita do planeta e no hemisfério sul. Quando é Primavera, estas tempestades são causadas por ventos na ordem dos 150 km/h. As tempestades têm origem na diferença de energia que o planeta recebe do Sol no afélio e no periélio. Quando Marte se encontra perto do periélio da sua órbita, a temperatura eleva-se no hemisfério Sul no final da Primavera, o que faz com que haja perda de humidade no solo.
Em certas regiões, especialmente entre Noachis e Hellas, desencadeia-se uma tempestade local violenta que arranca do solo seco imponentes massas de poeira. Esta poeira, por ser muito fina, eleva-se a grandes altitudes e, em semanas, cobre o solo todo do hemisfério, ou até mesmo a totalidade do planeta.
A poeira em suspensão na atmosfera causa uma neblina amarela que escurece os aspectos mais marcantes do planeta. Ao tapar o sol, as temperaturas máximas diminuem, mas como é criada uma manta que impede a dissipação do calor, as temperaturas mínimas aumentam. Em consequência, a oscilação térmica diurna diminui de forma drástica. Assim aconteceu em 1971,  quando as tempestades impossibilitaram, durante um certo período de tempo, as observações que deveriam ser efectuadas pelas duas sondas norte-americanas Mariner  e as soviéticas  Mars, que tinham acabado de chegar a Marte.

Hidrografia

O ciclo de água em Marte é diferente do da Terra devido ao fato de a pressão atmosférica neste planeta ser muito baixa: a água encontra-se no solo, em forma de gelo, à temperatura de -80 ºC, mas quando a temperatura se eleva, o gelo converte-se em vapor sem passar ao estado líquido.
À primeira vista, Marte parece ser um imenso deserto e que sempre foi assim, no entanto, imagens das sondas que observaram o planeta detectaram vários leitos de rios secos. Recentemente descobriu-se um lago gelado à superfície e sugeriu-se a existência de gelo subterrâneo. Com a confirmação da existência de água congelada no subsolo do planeta, alguns cientistas supõem que esta possa sustentar micróbios marcianos

Antigos canais e lagos
Existem dois tipos de canais (não confundir com os canais de Schiaparelli) em Marte: os que são produzidos por correntes e os que são originados por água que emerge debaixo da superfície. Estes canais antigos ainda são visíveis nas imagens obtidas pelas sondas que exploraram o planeta.
Os canais produzidos por correntes são pequenos, com menos de 20 km de comprimento, e encontram-se nas terras altas e nas beiras das crateras. Pensa-se que terão sido formadas quando a água subterrânea, ocasionalmente, chegava à superfície. Os canais de correntes estão associados com cheias catastróficas numa escala maior. Estas cheias podem-se ter formado a partir de gelo derretido. Desaguavam, em Valles Marineris, antigos canais de rios, indicando que este imenso desfiladeiro esteve outrora inundado, o que causou a sedimentação nas camadas que se encontram no interior do desfiladeiro. Nesta região e noutras como na cratera de Schiaparelli (de 450 km de diâmetro), a presença de canais que desaguavam dentro das crateras, leva a supor que se formavam pequenos lagos de água dentro destas. Valles Marineris não foi criada a partir de água corrente. Foi formado a partir de esticões de falhas da crosta associadas com a criação da proeminência de Tharsis).
Ma'adim Vallis é um outro grande desfiladeiro, que se pensa ter sido esculpido por água líquida, no passado, contendo pequenos canais ao longo das paredes do desfiladeiro. Nestes canais, a água subterrânea dissolvia-se parcialmente, levando com que a rocha caísse em depósitos e fosse transportada por outros processos de erosão. Ma'adim localiza-se numa região baixa do sul e especula-se que, no passado, contivesse um grande número de lagos a norte da cratera Gusev, perto do Equador.
O Ares Vallis, um dos maiores canais de escoamento de Marte, atravessa a região em direcção a Xanthe Terra, a noroeste; onde se localizam os grandes canais Tiu, Simud e Shalbatana, regiões das quais imagens revelaram "ilhas" em forma de lemniscata e planícies aluviais que sugerem as grandes inundações que tiveram lugar em Marte. Estes aspectos têm origem na parte oeste de Margaritifer Sinus, numa região acidentada e desordenada, conhecida como «Terreno Caótico». A inundação que aqui teve lugar ocorreu em escala titânica, muito maior do que qualquer uma verificada na Terra.
A cratera Gusev, que tem cerca de 170 km de diâmetro, e foi formada há cerca de 3 a 4 mil milhões de anos, parece ter sido um antigo lago, já que se encontra coberto por sedimentos até quase um quilómetro de profundidade. Certas formações do terreno na boca de Ma'adam Vallis, na entrada da cratera Gusev, assemelham-se aos deltas de rios terrestres. Estas formações na Terra levam centenas de milhares de anos a serem formadas, sugerindo que a água correu em Marte durante longos períodos de tempo. Imagens tiradas da órbita indicam que terá existido um lago de dimensões bastante significativas perto da fonte de Ma'adam Vallis que seria a origem dessa água. Não se sabe se a água corria de forma lenta e continuada, com grandes enchentes esporádicas, ou seria uma combinação destes padrões.

Os mares perdidos
Entre as descobertas pelo rover Opportunity está a presença de hematite em Marte, na forma de pequenas esferas, em Meridiani Planum. As esferas têm apenas alguns milímetros de diâmetro e acredita-se terem sido formadas como depósitos rochosos sob água há milhares de milhões de anos. Outros minerais encontrados continham formas de enxofre, ferro e bromo, tais como jarosita. Esta e outras evidências levaram a que os cientistas concluíssem que "a água líquida foi outrora presente de forma intermitente na superfície marciana em Meridiani, e por vezes saturava a sub-superfície. Porque a água líquida é um pré-requisito chave para a vida, Meridiani pode ter sido habitável por algum período de tempo na História marciana". No lado oposto do planeta encontra-se o mineral goethita, o qual apenas se forma na presença de água, ao contrário da hematite. Outras evidências da presença da presença de água foram encontradas pelo rover Spirit nas "Colinas Columbia".
A NASA avançou com uma hipotética história da água em Marte: a água poderá ter sido abundante em Marte até há cerca de 3,8 mil milhões de anos, antes de ter começado a desaparecer. Há 2 mil milhões de anos já só restaria um pequeno mar perto do pólo Norte até desaparecer, quase por completo há cerca de mil milhões de anos. O planeta teria abundantes cursos de água, e uma atmosfera muito mais densa, que proporcionava temperaturas mais elevadas, permitindo a existência de água líquida. Presume-se que Marte tenha perdido muita da sua atmosfera devido ao vento solar que penetra pela ionosfera e de forma muito profunda na atmosfera marciana até uma altitude de 270 km. Ao perder a maior parte dessa atmosfera para o espaço, a pressão diminuiu e as temperaturas baixaram, a água desapareceu da superfície. Alguma subsiste na atmosfera, como vapor de água, mas em pequenas proporções (0,01%), assim como nas calotas polares, formando grandes massas de gelos perpétuos.

O lago gelado
A 29 de Julho de 2005, é anunciada a existência de um lago de gelo em Marte. Foram tiradas fotografias do lago pela Mars Express da Agência Espacial Europeia, uma sonda que tem explorado o planeta.
O disco de gelo está localizado em Vastitas Borealis, uma planície que cobre as latitudes mais a norte de Marte. O gelo que é bem ´visível está deitado sobre uma cratera com 35 km de diâmetro, e uma profundidade máxima de cerca de 2 km.
Os cientistas que estudaram as imagens dizem ter a certeza de não se tratar de gelo seco (dióxido de carbono gelado), isto porque o gelo seco já tinha desaparecido da capa polar do Norte na altura em que a imagem foi tirada. O que pode ser mais um ponto na defesa de que terá existido gelo em Marte, ou que ainda possa existir e que também é um forte incentivo para que sejam enviadas missões tripuladas por homens.

O mar oculto
A Agencia Espacial Europeia também descobriu que pode estar oculto, debaixo da superfície de Marte, um imenso mar gelado, na região sul de Elysium, perto do equador, compreendendo uma área coberta por sedimentos de 800 por 900 km. Estes sedimentos cobrem o gelo, preservando-o. A água que terá formado este mar em Elysium, parece ter tido origem abaixo da superfície do planeta, emergindo numa série de fracturas conhecidas como Cerberus Fossae. No entanto esta afirmação continua a suscitar dúvidas. Jean-Pierr Bibring, do Instituto Espacial de Astrofísica de Paris, concorda com a existência de água no  planeta marciano. A análise dos dados da sonda Mars Express (ESA) e da Mars Reconnaissance (NASA) revelam que "havia água, mas não formaria um grande oceano", diz.

Vida em Marte

Marte tem um lugar especial na imaginação popular devido à crença de que o planeta é, ou foi, habitado. Esta ideia surgiu devido a observações realizadas no fim do século XIX por Percival Lowell. Este observou canais e áreas que mudavam de tonalidade com as estações do ano e imaginou Marte habitado por uma civilização antiga que lutava para não morrer de sede. De  fato, o que Lowell observou ou não existia ou eram leitos ou mudanças naturais na coloração do planeta devido a tempestades de areia.
Existem evidências de que o planeta terá sido significativamente mais habitável no passado que nos dias de hoje, mas a afirmação de que tenha albergado vida ainda permanente em debate. O meteorito ALH84001, que é um meteorito de origem marciana (crê-se que terá sido projectado quando Marte foi atingido por um meteorito) e que terá vagueado durante 5 milhões de anos até cair na Antárctida, mostra indícios de fósseis de microorganismos.
As sondas Viking que estavam equipadas com dispositivos capazes de detectar microrganismos no solo marciano, obtiveram alguns resultados positivos, mais tarde negados por vários cientistas, resultando numa controvérsia que ainda persiste.
Contudo, a actividade biológica no presente é uma das explicações que têm sido sugeridas para a presença de vestígios de metano na atmosfera marciana, mas outras explicações que não envolvem necessariamente seres vivos são consideradas mais prováveis. Mesmo que as sondas Viking não tenham encontrado provas conclusivas não significa que não exista vida em Marte. A vida pode estar escondida na superfície ou no  subsolo.
O clima seco e frio de Marte torna o planeta inóspito à Vida. Mas não totalmente. Uma história impressionante durante as missões Apollo à Lua forneceram evidências de que a vida pode mesmo resistir a condições bastante adversas. Os astronautas descobriram que as bactéria da Terra que tinham viajado para a Lua na sonda Survivor X, dois anos e meio antes, tinham resistido num ambiente ainda mais hostil do que o de Marte.
A exploração de Marte pelo Homem deverá acontecer no ano de 2031. Levará cerca de 520 dias, com uma viagem de 12 a 16 meses de duração.

Canais

O mito da existência de vida em Marte surgiu com as observações feitas, em 1877, por Giovanni Schiaparelli. Enquanto cartografava a superfície de Marte, Schiaparelli encontrou umas características semelhantes a estreitos a que chamou de canali, que significa canais em italiano. Pensou que os canais que observava eram naturais, tanto que usava a palavra fiume (rio em italiano) como sinónimo.
Em 1879, Schiaparelli, nota que os canais aparecem mais finos e regulares  e verificou que Syrtis Major invadiu parte da vizinha Lybia. O que confirmaria a ideia da existência de mares, uma teoria que defendia.
Schiaparelli, desenhou mapas cada vez mais elaborados em que os canais se tornaram cada vez mais proeminentes. Um dos canais, o Nilus entre Lunae Lacus e Ceraunius, aparecia como um par de canais exactamente paralelos, o que chocou o italiano. E, logo verifica ainda mais canais geminados.
Outros observadores confirmaram a existência dos canais, enquanto outros astrónomos, por sua vez, não conseguiam visualizá-los, tornando-se cépticos. E, outros ainda, confirmaram a existência de inundações. No final do século XIX, já estavam registados 400 canais que percorriam o planeta inteiro.
Os canais aparentavam serem linhas artificiais na superfície, e devido às mudanças sazonais no brilho de algumas áreas,  pensava-se que estas zonas eram afectadas pelo crescimento de vegetação. O astrónomo Camille Flammarion e o aristocrata Percival Lowell especularam sobre a vida em Marte. Lowell imaginava uma civilização marciana  que procurava distribuir a água dos locais onde ainda existia para as cidades marcianas. As suas ideias causaram grande sensação entre o público, originando muitas histórias de marcianos.
As ideias de canais são tidas hoje como, essencialmente, ilusões de óptica, ou em certos casos, antigos leitos de rios secos ou ainda como  marcas provocadas pela ocorrência de um fenómeno meteorológico chamado dust devil. As mudanças de cor foram atribuídas as tempestades de areia, muito comuns em Marte.

O mistério de Hellas
Em 1969, as fotos obtidas pela Mariner revelaram algo de diferente no sul de Marte, em Hellas, região marciana circular de aproximadamente  2,5 milhões de quilómetros quadrados. Ao contrário de todas as outras regiões anteriormente fotografadas, Hellas apresentava-se desprovida de crateras.
Noachis está crivada de crateras em número normal; a seguir a Noachis situa-se Hellespontus, no interior de Hellas e não apresenta qualquer cratera. Sabendo-se que toda a superfície marciana foi fortemente bombardeada por meteoritos, a ausência de crateras nesta área resultaria de uma força niveladora, força essa que poderia estar relacionada com uma invulgar concentração de calor e humidade, condições propícias à evolução da vida.
Outro dado curioso caracteriza a região de Hellas, as mudanças de cor conforme as estações, escurecendo na Primavera e tornando-se de novo mais clara no Outono. Isto levou a que se sugerisse que, durante a Primavera, na região havia um surto periódico de vegetação.
Uma imagem tirada no ano 2000 procurava desvendar o antigo mistério. A imagem mostrava evidências de água submersa (que emerge à superfície), tempestades de areia e congelação que indicam uma mudança sazonal. Desconhece-se que materiais terão produzido o brilho no terreno de Hellas.

Satélites naturais

Marte tem dois pequenos satélites naturais: Fobos e Deimos, ambos deformados, possivelmente asteróides carbonácios capturados pelo planeta. Outra teoria diz que possam ser fragmentos de algum asteróide que tenha chocado contra Marte.
Foram descobertos por Asaph Hall em Agosto de 1877, com o impulso da sua esposa. Os nomes provêm dos dois filhos do deus Ares (Marte na mitologia romana): Fobos (medo em grego) e Deimos (do grego para pânico e terror).
Ambos os satélites estão ligados pela força gravítica , mostrando sempre a mesma face.
Já que Fobos é mais veloz a orbitar Marte que o próprio planeta a girar, a força gravítica irá diminuir o seu raio orbital, que já é o mais curto conhecido do Sistema Solar, o que poderá levar à sua fragmentação.
Vistos de Marte, Fobos tem um diâmetro angular de 12', enquanto que Deimos tem um diâmetro angular de 2'.  O Sol, por contraste, tem cerca de 21'. Nas noites marcianas, Fobos não mostraria nenhuma eficácia na iluminação, apareceria apenas tão brilhante como Vénus se mostra à Terra, devido à superfície bastante escura do pequeno satélite. Mas num dia normal em Marte, ver-se-ia Fobos a passear pelo céu três vezes por dia, surgindo a Oeste e pondo-se a Leste.
Já Marte visto a partir de Fobos constituiria uma imagem impressionante, Marte sustenteria um ângulo de 43º e preencheria quase metade do céu desde o horizonte ao zénite.




Fontes
http://pt.wikipedia.org/wiki/Marte_(planeta)
http://www.ccvalg.pt/astronomia/sistema_solar/marte.htm



Desejo

«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...