Superfícies Planetárias



As superfícies dos corpos do Sistema Solar apresentam as marcas de diversos processos físicos tais como a craterização, o vulcanismo, a atividade tectônica e a formação de fraturas e canais. Vamos a seguir descrever os vários tipos de estruturas que são observadas em diversas superfícies planetárias e quais os seus processos de formação.


Craterização

A característica mais marcante que observamos nas superfícies dos corpos planetários são as crateras. Embora conhecidas há bastante tempo, principalmente aquelas que marcam a superfície lunar, sua origem somente começou a ser entendida em final de 1890. Até então acreditava-se que as grandes estruturas observadas na Lua eram de origem vulcânica, uma vez que na Terra as únicas estruturas similares conhecidas eram as bocas dos vulcões. Em 1890, entretanto, o geólogo Grove Karl Gilbert, cientista do U.S. Geological Survey, observou que o fundo das estruturas presentes na Lua estava aproximadamente no mesmo nível que a região a sua volta, ao contrário do que ocorria com os vulcões da Terra. A partir desta constatação Gilbert propôs que as estruturas vistas na Lua deveriam ser de origem meteorítica, ou seja, produzidas por pequenos corpos que teriam colidido com o nosso satélite.

Esta explicação, entretanto, encontrou sérias restrições no meio científico já que para explicar a forma sempre arredondada das estruturas observadas na Lua a hipótese da origem meteorítica exigia condições muito particulares de impacto. Para que essas crateras fossem formadas seria necessário que o objeto causador do impacto colidisse sempre de uma maneira perpendicular à superfície. De fato, se jogarmos uma pedra na areia notaremos que a "cratera" terá uma forma deformada dependendo do ângulo em que a pedra colidir com o solo. Crateras redondas somente serão obtidas quando deixarmos a pedra cair perpendicularmente ao solo.

Anos mais tarde, com a constatação de que os impactos na superfície da Lua eram processos físicos que ocorriam em alta velocidade, o problema foi resolvido. Os cientistas notaram que um corpo para atingir a superfície de um planeta deve ter uma velocidade pelo menos igual à velocidade de escape do planeta. A esta velocidade deve ser adicionada a velocidade que o corpo já tinha em relação ao planeta, geralmente da ordem de dezenas de quilômetros por segundo. As velocidades de escape são tipicamente de 4,3 km/seg para Mercúrio, de 10,4 km/seg para Vênus, de 11,2 km/seg para a Terra, de 5,0 km/seg para Marte e de 2,4 km/seg para a Lua, como foi mostrado na tabela 6 da introdução. Portanto, devido à alta velocidade do impacto, o que ocorre é uma explosão, semelhante a uma bomba explodindo na Terra. A cratera é resultante dessa explosão e não da entrada do corpo na superfície do planeta ou satélite. A explosão em si elimina todos os traços da direção da queda fazendo com que a cratera sempre tenha a forma circular.

Embora o processo de formação de crateras seja o mesmo em todos os planetas cada um deles guarda características bem distintas. Mercúrio, por exemplo, apresenta uma superfície totalmente craterizada muito similar à da Lua e suas principais características são as crateras duplas. A maior cratera de Mercúrio, chamada Caloris Basin (imagem abaixo, esquerda), tem uma largura de cerca de 1400 km e é rodeada por anéis de montanha com alturas de até 3 km. Outra cratera importante nesse planeta, a cratera Bach, tem um anel exterior com um diâmetro de cerca de 100 km. Dado curioso é que nomes de artistas, escritores, compositores e outros personagens ligados às artes e humanidades foram dados a todas as estruturas observadas na superfície de Mercúrio. No caso de Vênus, devido à espessa atmosfera que o recobre, somente conseguimos observar sua superfície através da utilização de radares. Dados sobre a superfície de Vênus foram obtidos principalmente por sondas espaciais tais como a Pioneer 12, as Venera 15 e 16 e, mais recentemente, a Magellan. Contrariamente ao que observamos em Mercúrio, a superfície de Vênus é pouco craterizada sendo que a maior cratera, a cratera Mead, tem apenas 275 km de diâmetro. Poder-se-ia imaginar que a falta de crateras em Vênus fosse devida à presença de uma densa atmosfera nesse planeta, a qual desintegraria completamente qualquer objeto que nela penetrasse. Na realidade sabemos que isto somente é verdade no caso de pequenos corpos. A ausência de crateras com diâmetro inferior a 10 km de diâmetro indica exatamente que todo corpo menor do que 1 km foi desintegrado na atmosfera antes de atingir o solo. Por outro lado, a maioria das crateras existentes com diâmetro entre 10 e 30 km são distorcidas, aparentemente porque o projétil foi quebrado e explodiu na atmosfera antes de atingir o solo. Existem também muitas crateras múltiplas, indicação de que o projétil foi quebrado em vários pedaços que atingiram a superfície do planeta Vênus em locais próximos. A falta de crateras maiores é atribuida à intensa atividade geológica que ocorreu no planeta Vênus, presumivelmente há algumas centenas de milhões de anos.
A Terra também guarda bem poucos registros de impactos. Isto é devido a vários fatores: a atividade geológica, a erosão da chuva e dos ventos e, naturalmente, a presença humana. Uma das crateras mais bem conservadas é a chamada Meteor Crater localizada no estado do Arizona (EUA) (abaixo).



Essa cratera tem um diâmetro de 1,2 km e uma profundidade de cerca de 0,2 km. Sua idade é estimada em 25000 anos e acredita-se que foi formada por um corpo ferroso com cerca de 50 m de diâmetro.

A falta de mais crateras na superfície da Terra não significa que colisões importantes não tenham acontecido. Lembramos o caso da extinção dos dinosauros, ocorrida há cerca de 65 milhões de anos, e que se acredita tenha sido causada pela queda de um asteróide com cerca de 5 km de diâmetro na região que hoje é conhecida como a península do Yucatan (México).

Marte, por outro lado, também tem crateras bem características. Talvez a mais impressionante seja a cratera Yuty (imagem abaixo) que tem um diâmetro de apenas 18 km mas apresenta uma estrutura parecida com a que encontraríamos se o impacto tivesse ocorrido em um terreno pastoso. A este tipo de cratera foi dado o nome de "splash", que é bastante sugestivo em qualquer lingua.



Não são apenas os planetas terestres que têm suas superfícies recobertas por crateras. A superfície da maioria dos corpos menores do Sistema Solar também apresenta essa característica. Crateras de diversos tamanhos são observadas na maioria dos satélites planetários. Phobos (a esquerda) e Mimas (a direita), satélites respectivamente de Marte e de Saturno, têm crateras cujo tamanho está no limite da fratura do próprio corpo.



Estudos indicam que se essas colisões em Phobos e Mimas tivessem sido causadas por corpos ligeramente maiores do que aqueles que as produziram, esses satélites teriam sido completamente destruídos.

Calisto, um dos satélites de Júpiter, apresenta cadeias de crateras as quais devem ter sido produzidas pela queda em seqüência de fragmentos de um objeto celeste que foi quebrado pela força de maré de Júpiter.

Por fim, os poucos asteróides que foram fotografadas por sondas espaciais também apresentam superfícies recobertas por crateras de diversos tamanhos e formatos.

E na falta de uma superfície sólida, não temos crateras? Temos sim, mas estas são apagadas rapidamente. Isto ficou evidente em julho de 1994 quando ocorreu a colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter.



Este cometa foi quebrado pelas forças de maré de Júpiter e seus diversos fragmentos foram caindo nesse planeta, criando manchas escuras em sua superfície. Estas manchas, que não eram esféricas mas sim oblíquas indicando exatamente o ângulo de entrada dos fragmentos, foram produzidas pela subida de material proveniente de suas camadas inferiores. Ao longo dos dias subsequentes à queda, cada uma das manchas foi desaparecendo devido à rotação da atmosfera de Júpiter. Um ano mais tarde não havia qualquer vestígio visível da colisão do cometa Shoemaker-Levy 9 com esse planeta gigante.




Vulcanismo

O vulcanismo e suas marcas é outra característica das superfícies planetárias. É importante ressaltar que o vulcanismo é resultado da ejeção de lava quente, tanto de forma violenta como através de um lento e contínuo derramamento. A figura abaixo mostra o continuo derramamento de lava feito por um vulcão terrestre. O mesmo fenômeno ocorreu, e ainda ocorre, em alguns objetos do Sistema Solar.



Este material fluido provém das camadas inferiores e é gerado à altas temperaturas dentro do manto. Traços de vulcanismo estão presente na superfície de todos os planetas terrestre, da Lua e de Io, satélite de Júpiter, e em algumas dezenas de asteróides.

Vênus apresenta estruturas vulcânicas, inativas no presente, mas que moldaram grande parte da superfície deste planeta. Enormes derramamentos de lava muito fluida recobrem as planicies de Vênus eliminando todos os vestígios de crateras. Existem também vulcões individuais, os dois maiores sendo o vulcão Sif Mons (imagem ao lado) e o vulcão Gula Mons. O primeiro tem uma base com um diâmetro de cerca de 500 km, uma altura de 3 km e uma caldera (boca do vulcão) da ordem de 40 km. O segundo tem uma altura de 4 km e uma caldera de cerca de 100 km de diâmetro. O vulcanismo também é responsável pela formação de estruturas circulares, mais parecidas com panquecas, com diâmetro em torno de 25 km e altura de 2 km. Essas estruturas se formam pela subida de lava viscosa e homogênea. Outro tipo de estrutura, as coronae, também são geradas pela subida de material quente, o qual não chega a ser expelido mas apenas provoca a fratura, em forma circular, da superfície do planeta. A maior estrutura deste tipo é Aine com um diâmetro estimado em cerca de 300 km.
A Terra também tem uma superfície rica em diversos tipos de vulcões e derramamento de lava. A imagem abaixo mostra a erupção do vulcão Puo, no Havaí.



O maior exemplo disto é o fundo dos oceanos o qual é constantemente refeito pela subida de lava fluida em fraturas que existem entre as chamadas placas tectônicas, assunto que trataremos na próxima secção.

Entre os diversos tipos de vulcões podemos citar os do tipo escudo, como os que existem no Havaí, que têm formas muito arredondadas devido ao derramamento de lava muito fluida. Os estrato-vulcões, por outro lado, têm formas muito pontudas devido ao acúmulo continuo, em camadas, do material ejetado em erupções violentas e com lava bastante consistente. Por fim existem os vulcões do tipo cônico, normalmente menores, e que também expelem uma lava mais fluida.

O Monte Olympus, com uma altura de 25 km e uma largura de 700 km, é o maior vulcão de todo o Sistema Solar e está situado num planalto do planeta Marte.



Vários outros vulcões menores, todos exintos e do tipo escudo, se encontram na região denominada de Tharsis Elysium em Marte. No hemisfério norte do planeta também existem enormes planícies vulcânicas.

Quando se fala em atividade vulcânica não pode se deixar de citar o satélite Io de Júpiter. Como explicado na secção anterior, este pequeno corpo com apenas 3600 km de diâmetro é o objeto mais ativo de todo o Sistema Solar. O vulcanismo neste satélite foi descoberto pelas sondas espaciais Voyager 1 e 2 através de fotos espetaculares que mostravam imensas ejeções de matéria que se estendiam a alturas de até 100 km acima da superfície. O material ejetado não é lava basáltica ou vapor de dióxido de carbono como no caso dos vulcões na Terra, mas sim enxofre e dióxido de enxôfre. À medida que o material esfria o enxôfre e o dióxido de enxôfre recondensam como partículas sólidas e recaem na superfície, como flocos de neve, atingindo distâncias de até mil quilômetros do ponto de ejeção.









A Lua, por outro lado, apresenta derramamentos de lava escura, os chamados maria, conhecidos como as estruturas mais visíveis na superfície do nosso satélite. Antigamente acreditava-se que a Lua tinha continentes e oceanos, sendo as regiões mais escuras os mares aos quais foram dados nomes como Mare Tranquilitatis (abaixo), Mare Nubium, etc.



Estas planícies escuras de forma arredondada cobrem cerca de 17% da superfície da Lua e foram formadas por erupções de lava muito fluida há bilhões de anos. São compostas de basalto muito similar ao da crosta oceânica da Terra.

Por fim, a existência de atividade vulcânica na superfície de alguns asteróides começou a ser descoberta no final da década de 80 quando foi detectada a presença de material basáltico na superfície do asteróide 4 Vesta. Até hoje, embora se conheçam cerca de 50 pequenos asteróides com esta característica, a comprovação é obtida de forma indireta através da análise de espectros de reflexão. Lembramos que a interação da radiação eletromagnética com minerais distintos produz bandas de absorção específicas para cada material. A presença de basalto na superfície de um corpo é então facilmente identificada pela posição e profundidade de algumas destas bandas.


Movimentos tectônicos

Algumas superfícies planetárias também são modificadas por movimentos tectônicos, ou seja, movimentos que ocorrem na crosta do planeta. A crosta da Terra, por exemplo, é dividida em uma dezena de grandes placas que se encaixam como as peças de um quebra-cabeça. Devido à ocorrência de convecção no manto as placas se movem lentamente uma em relação à outra.

O que é convecção?


A convecção nada mais é do que a forma pela qual o calor escapa do interior da Terra, ou seja, através da subida de material quente e da descida de material mais frio. Em alguns pontos as placas se afastam enquanto em outros são forçadas uma contra a outra. Estes movimentos das placas são responsáveis tanto pela lenta "deriva" dos continentes quanto pela formação de montanhas e outras importantes estruturas geológicas na Terra.

Imagens da superfície de Vênus obtidas por radares mostram que neste planeta a geologia da crosta foi também dominada por tensões tectônicas. Assim como na Terra, estas se devem à movimentos de convecção no manto que geraram fraturas e canyons. Acredita-se que as altas montanhas venusianas denominadas Maxwell, em homenagem ao formulador da teoria do electromagnetismo, tenham sido formadas pela colisão de duas placas tectônicas.
No caso de Marte as estruturas tectônicas mais prominentes são, sem dúvida, a grande fratura chamada de Valles Marineris e o planalto Tharsis. O Valles Marineris é uma imensa fratura com cerca de 5000 km de extensão, 7 km de profundidade e 100 km de largura.



Entretanto, ao contrário do Grand Canyon que existe no estado de Arizona, nos Estados Unidos, esta fratura não foi moldada pela força da água corrente mas sim formada a partir de tensões na crosta que por um lado abriram a grande falha e por outro levantaram a crosta formando o grande planalto Tharsis, mostrado na imagem abaixo, onde podemos ver três vulcões extintos do tipo escudo.



Recentemente a sonda espacial Galileo também comprovou a existência de estruturas tectônicas em Europa, um dos grandes satélite de Júpiter. Neste caso essas estruturas são devidas à presença de um oceano líquido abaixo da crosta gelada do satélite. Devido às tensões causadas pela forte atração gravitacional do planeta e pela perturbação dos demais satélites, a crosta de Europa abre pequenas falhas. Neste instante a água das camadas inferiores, por ser mais quente, sobe até a superfície. Ao chegar na superfície, entretanto, ela começa imediatamente a congelar e a falha se fecha novamente. Estes movimentos fazem com que a superfície do satélite Europa seja totalmente recoberta por este tipo de estruturas como mostram as imagens abaixo.







Água e a formação de canais

A água líquida não é responsável apenas pelas estruturas visíveis na superfície do satélite Europa, mas também pelos canais de Marte que tanto suscitaram a imaginação do público que viu nestes uma prova da presença de vida inteligente no planeta vermelho. A história dos "canais marcianos" começou por volta de 1877 quando o astronômo italiano Giovanni Schiaparelli (imagem ao lado) anunciou que tinha observado longas e fracas linhas retas na superfície de Marte. Ele chamou estas estruturas de canali, que significa "canais" em italiano. Este termo foi erroneamente traduzido para o inglês como canals que, nesta lingua, indica algo que tem origem artificial. Como os astrônomos já tinham observado as brilhantes calotas polares de Marte, formadas por gelo, pareceu lógico supor que os canais tinham sido construidos para levar água das regiões polares para as áridas regiões equatoriais.

Percival Lowell, um rico astrônomo norte-americano, decidiu construir um observatório (o até hoje famoso Lowell Observatory) apenas com o intuito de continuar o trabalho de Schiaparelli e resolver o mistério dos canais de Marte. Tanto ele quanto seus assistentes conseguiram enxergar uma complexa rede de canais, oásis e reservatórios de água na superfície do planeta vermelho (imagem a esquerda). Ninguém mais conseguiu observar essas estruturas artificiais em Marte. Com a construção de telescópios maiores e o surgimento das missões espaciais ficou claro que Lowell tinha sofrido uma "ilusão de óptica" resultante da tendência da mente humana organizar estruturas que são vislumbradas no limite da resolução do nosso olho. Em outras palavras: Lowell viu o que a sua mente fértil queria ver.

As observações de Lowell capturaram a imaginação do público e inspiraram inúmeros romances e filmes, o mais conhecido sendo "A guerra dos mundos" de H.G. Well (1897) (a direita). Nesse romance os sedentos habitantes de um árido planeta Marte invadem a Terra em busca de água. Os recentes resultados obtidos por várias sondas espaciais mostraram, de uma forma bastante convincente, que o romance de Wells baseava-se em premissas erradas: em Marte existe muita água! Usando sofisticados instrumentos a bordo dessa sonda espacial os cientistas notaram indícios de enormes quantidades de água existentes logo abaixo da árida superfície do planeta vermelho. As sondas espaciais identificaram duas regiões próximas aos polos de Marte enriquecidas com hidrogênio no subsolo o qual é modelado como sendo devido à presença de água.

Entretanto, não podemos esquecer de que os canais visíveis em Marte (imagem ao lado) são a comprovação de que em alguma época remota a água fluia naturalmente na superfície desse planeta. Existem basicamente dois tipos de canais em Marte que acreditamos terem sido formados por processos distintos. Os canais mais estreitos e sinuosos, com uma largura de algumas dezenas de metros e dezenas de quilômetros de comprimento, teriam sido formados à medida que a água da chuva escorreu na sua superfície. Outro tipo de canais, com dezenas de quilômetros de largura e centenas de quilômetros de comprimento seriam o resultado de grandes degelos ocorridos em épocas muito remotas.





--- VOLTAR ---