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A superfície de Marte |
As primeiras imagens detalhadas da superfície marciana foram obtidas quando, em julho de 1976, o módulo de pouso da sonda espacial norte-americana Viking 1 pousou em uma região situada na latitude 22o em Marte, a "Chryse Planitia" (Planície Dourada), uma planície com 3 bilhões de anos de idade varrida por ventos e próxima ao ponto mais baixo de uma ampla bacia. A "Chryse Planitia" é um deserto seco, vermelho e estéril, com muitas rochas espalhadas por toda parte entre dunas de areia.
Em setembro de 1976 o módulo de pouso da missão Viking 2, o "Viking Lander 2", também pousou na superfície de Marte, na região da planície Utopia.
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As imagens mostradas abaixo nos revelam a superfície marciana vista, pela primeira vez, pelo equipamento de imageamento da Viking 1 e Viking 2, as sondas pioneiras dos Estados Unidos que pousaram em Marte.
Abaixo vemos a região chamada Chryse Planitia, local de pouso da sonda espacial norte-americana Viking 1.
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Esta é uma visão na direção sul da Chryse Planitia, local de pouso da sonda espacial Viking 1. O horizonte está a cerca de 3 quilômetros do módulo de pouso. Na parte superior esquerda podemos notar uma parte da borda levantada de uma cratera.
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A imagem abaixo é uma visão panorâmica da região onde o módulo de pouso da Viking 2 desceu em Marte. Ela nos mostra 180o da planície Utopia. O nordeste está a esquerda da imagem e o sudeste está a direita. O horizonte plano, quase sem características que prendam a atenção, está a cerca de três quilômetros do módulo de pouso.
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Esta é mais uma visão da planície Utopia, onde desceu o módulo de pouso da sonda espacial Viking 2.
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Abaixo vemos a região da superfície de Marte registrada pelas câmeras a bordo do módulo de pouso da sonda espacial norte-americana Viking 2. Observe que bem no centro da imagem, e um pouco mais à direita vemos duas fortes marcas pretas. Elas não são as pegadas de algum "pé grande" marciano mas marcas deixadas pelos equipamentos da Viking 2 usados para coletar amostras no solo marciano.
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Vinte anos depois, uma outra missão norte-americana levou um pequeno carrinho motorizado, ou "rover", chamado Mars Pathfinder, até Marte. O módulo de pouso desceu com sucesso em Marte no dia 4 de julho de 1997 e logo passaria a revelar impressionantes imagens da superfície de Marte.
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E, janeiro de 2004, dois pequenos módulos de pouso norte-americanos desceram na superfície de Marte. Eles se chamavam "Spirit" e "Opportunity" e, no momento, realizam seu trabalho de fotografar e realizar experiências no solo marciano.
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O mapa geológico de Marte
Embora Marte seja muito menor do que a Terra, sua área superfícial é aproximadamente a mesma que a área de superfície continental da Terra.
Excetuando a Terra, Marte tem o terreno mais amplamente variado e interessante de qualquer um dos planetas terrestres.
Uma grande parte da superfície marciana é muito velha e cheia de crateras. No entanto existem também vales, cordilheiras, colinas e planícies muito mais jovens.
O hemisfério sul de Marte é formado, predominantemente, por terras altas, craterizadas e antigas, um tanto similar à Lua.
Em contraste, a maior parte do hemisfério norte consiste de planícies que são muito mais jovens, mais baixas em elevação e tem uma história muito mais complexa. Uma mudança de elevação abrupta de vários quilômetros parece ocorrer no contorno.
Abaixo mostramos um mapa geológico global de Marte com o seguinte código de cores:
| característica geológica | código de cor | característica geológica | código de cor |
| calotas polares | branca | terrenos vulcânicos | rosa |
| depósitos polares | verde claro | montanhas vulcânicas | vermelho |
| terrenos elevados craterizados | azul claro | terrenos com forte erosão | marrom claro |
| bacias de impacto | azul escura | canais e terrenos caóticos | marrom escuro |
| planícies baixas | amarela | Valles Marineris | preta |
As razões para esta dicotomia global e contorno abrupto são desconhecidas. Alguns especulam que elas são devidas a um impacto muito grande logo depois da acresção de Marte.
As melhores imagens de marte obtidas até agora foram conseguidas pelo Mars Global Surveyor que fez um mapa 3D de Marte que claramente mostra os aspectos acima
Vulcões
As planícies baixas de Marte parecem muito com as "maria" lunares e elas têm aproximadamente o mesmo número de crateras de impacto.
Como as "maria" lunares, estas planícies baixas provavelmente se formaram entre 3 e 4 bilhões de anos atrás.
Aparentemente Marte experimentou uma extensa atividade vulcânica, aproximadamente na mesma época em que a Lua, produzindo lavas basálticas similares.
As maiores montanhas vulcânicas de Marte são encontradas na área Tharsis, embora muitos vulcões menores pontilhem uma grande parte da superfície do hemisfério, a parte mais jovem do planeta.
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O vulcão mais dramático de Marte é o Olympus Mons (Monte Olimpo).
Esta é a maior de todas as montanhas do Sistema Solar, elevando-se 24 quilômetros acima da planície que a circunda. Sua base tem mais do que 500 quilômetros de diâmetro e é margeada por um penhasco de 6 quilômetros de altura.
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A imagem 3D do Monte Olimpo mostrada abaixo foi criada juntando-se várias imagens tomadas de diferentes posições pelo módulo orbital da espaçonave Viking. As várias imagens foram combinadas usando-se um modêlo computacional da topografia da superfície de Marte.
O mosaico final mostra como o Monte Olimpo seria visto por um observador na posição nordeste.
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Vulcões deste tamanho foram possíveis de se formarem em Marte por que as regiões vulcânicas quentes na manta do planeta permaneceram fixas, em relação à superfície, por centenas de milhões de anos.
O volume deste imenso vulcão, o Monte Olimpo, é aproximadamente 100 vezes maior do que aquele apresentado pelo vulcão Mauna Loa, no Havaí.
A imagem obtida pela Viking permitiu que os cientistas procurassem detalhadamente crateras de impacto nos flancos destes vulcões. Vários deles mostram números razoáveis de tais crateras, sugerindo que sua atividade cessou há um bilhão, ou mais, de anos.
Entretanto, o Olympus Mons tem muito poucas crateras de impacto. Sua superfície atual não pode ter mais de cerca de 100 milhões de anos de idade. Ele pode até mesmo ser muito mais jovem.
Alguns dos fluxos de lava que parecem frescas poderiam ter sido formadas há uma centenas de anos ou mil anos, ou um milhão de anos. Isto levou os geólogos a conclusão de que o Olympus Mons provavelmente permanece intermitentemente ativo hoje.
Aspectos tectônicos
Entre as mais espetaculares características tectônicas existentes na superfície de Marte está o grande Valles Marineris que corta o centro do disco deste planeta.
O nome "Valle Marineris", que significa "Vale Mariner", foi dado a esta região em homenagem à sonda espacial norte-americana Mariner 9 que o descobriu.
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O Valles Marineris é um sistema de "canyons" com quase 4000 quilômetros de comprimento e com 2 a 7 quilômetros de profundidade. Ele se estende do "Noctis Labyrinthus", o sistema curvado a oeste, até a região caótica a leste. Vários enormes canais de rios antigos, que começam na região caótica e nos canyons do centro-norte, correm para o norte. Vários destes canais convergem para uma bacia chamada "Acidalia Planitia", que é a região escura no extremo norte da imagem.
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A imagem abaixo mostra uma pequena seção detalhada do canyon conhecido como Valle Marineris. As paredes do canyon estão afastadas por cerca de 100 quilômetros. Você pode notar que ocorrem enormes deslizamentos junto a estas paredes, observando os restos de terra empilhados junto a elas.
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Os "canais" de Marte
Sabemos hoje que não existe mais água corrente em Marte mas as sondas espaciais Viking 1 e 2 mostraram que em um passado longinqüo, este planeta tinha rios na sua superfície e intensas chuvas caiam sobre ele.
Ao serem fotografadas, estas regiões se mostram cortadas por traços sinuosos que pareceram inicialmente serem canais. Como já vimos, a tradução errada deste termo levou muitas pessoas, inclusive cientistas, a especularem que eles eram canais artificiais, produzidos por civilizações marcianas.
Na verdade existem dois tipos de canais. Na região das planícies equatoriais podemos observar muitos canais pequenos e sinuosos que, tipicamente, apresentam alguns metros de profundidade e algumas dezenas de metros de largura, a maioria com 10 a 20 quilômetros de extensão. Eles são chamados de "runoff channels", devido ao fato dos cientistas acreditarem que estes canais foram produzidos por intensas chuvas que caiam na superfície marciana. Acredita-se que estes canais foram produzidos há cerca de 3,9 bilhões de anos.
O outro tipo de canal que observamos na superfície marciana são os chamados "outflow channels". Eles são muito mais largos do que os "runoff channels". O maior destes "outflow channels", que desagua na bacia Chryse, tem 10 quilômetros ou mais de largura e centenas de quilômetros de comprimento. Os geólogos acreditam que estes canais foram escavados por enormes volumes de água em movimento, quantidade grande demais para ter sido resultado de chuva ordinária.
Mostramos abaixo algumas impressionantes imagens dos tão citados "canais" de Marte, que tanta polêmica causaram no início do século XX.
A imagem abaixo mostra uma parte da região de terras altas, terreno idoso, onde vemos diversos canais possivelmente criados por chuvas intensas ("runoff channels"). Cada lado desta imagem representa cerca de 200 quilômetros de terreno.
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Esta imagem mostra canais do tipo "outflow", possivelmente leitos escavados criados por água corrente em grande escala. Nesta imagem cada lado mostra cerca de 150 quilômetros de terreno marciano.
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Abaixo vemos um outro exemplo de canal largo construido por água em grande volume que escavou o solo marciano.
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Alguns aspectos espetaculares da superfície marciana
Colinas Hellas:
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Esta é uma das regiões da superfície marciana onde encontramos numerosas colinas pequenas que apresentam crateras nos seus picos. As colinas mostradas nesta imagem, obtida pelo módulo orbital da sonda Viking, estão a leste da bacia Hellas. Elas foram interpretadas como sendo pseudo-crateras criadas por explosões localizadas onde a lava interage com o chão rico em elementos voláteis.
A maioria das "colinas" tem diâmetros entre 400 metros e 1 quilômetro. Muitas tem aberturas do tipo de ranhuras nos seus picos. Entretanto, as imagens presentemente disponíveis não tem resolução suficiente para mostrar evidências conclusivas de que estas "colinas" tenham realmente origem vulcânica.
Elysium Basin:
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Existiam duas hipóteses sobre a origem desta larga depressão da superfície de Marte. A primeira argumentava de que ela teria sido um vasto lago com cerca de 1500m de profundidade. Como o fundo não apresentava muitas crateras isto indicava que o lago teria secado há pouco tempo. Se isto fosse verdade, então este local seria um excelente lugar para uma sonda espacial descer e procurar indícios de vida no planeta vermelho. Em contraposição, a segunda hipótese afirmava que o fundo desta depressão teria sido recoberto por uma lava muito fluida. Neste caso, este lugar seria uma péssima escolha para quem quisesse procurar indícios de vida. Observações feitas pela sonda espacial norte-americana Mars Odissey, em abril de 1998, mostraram finalmente que a segunda hipótese estav correta, já que o fundo do Elysium Basin é recoberto por lava.
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