| Where there is no vision, the
people perish.
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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.
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Dióxido de Carbono (CO2):
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95.32%
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Azoto (N2):
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2.7%
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Árgon (Ar):
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1.6%
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Oxigénio (O2):
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0.13%
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Água (H2O):
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0.03%
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Néon (Ne):
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0.00025 %
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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.
| Massa (kg) |
6.421e+23
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| Massa (Terra = 1) |
1.0745e-01
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| Raio equatorial (km) |
3,397.2
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| Raio equatorial (Terra = 1) |
5.3264e-01
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| Densidade média (gm/cm^3) |
3.94
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| Distância média ao Sol (km) |
227,940,000
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| Distância média ao Sol (Terra = 1) |
1.5237
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| Período de rotação (horas) |
24.6229
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| Período de rotação (dias) |
1.025957
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| Período orbital (dias) |
686.98
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| Velocidade média orbital (km/seg) |
24.13
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| Excentricidade orbital |
0.0934
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| Inclinação do eixo (graus) |
25.19
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| Inclinação orbital (graus) |
1.850
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| Gravidade à superfície no equador (m/seg^2) |
3.72
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| Velocidade de escape no equador (km/seg) |
5.02
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| Albedo geométrico visual |
0.15
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| Magnitude (Vo) |
-2.01
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| Temperatura mínima à superfície |
-140°C
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| Temperatura média à superfície |
-63°C
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| Temperatura máxima à superfície |
20°C
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| Pressão atmosférica (bars) |
0.007
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| Composição atmosférica | ||
| Dióxido de Carbono (C02) |
95.32%
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| Azoto (N2) |
2.7%
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| Árgon (Ar) |
1.6%
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| Oxigénio (O2) |
0.13%
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| Monóxido de Carbono (CO) |
0.07%
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| Água (H2O) |
0.03%
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| Néon (Ne) |
0.00025%
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| Kripton (Kr) |
0.00003%
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| Xénon (Xe) |
0.000008%
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| Ozono (O3) |
0.000003%
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Vistas de Marte
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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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) |
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:
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Lua
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#
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Raio
(km) |
Massa
(kg) |
Distância
(km) |
Descobridor
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Data
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Fobos
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I
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13.5x10.8x9.4
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1.08e+16
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9,380
|
A. Hall
|
1877
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Deimos
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II
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7.5x6.1x5.5
|
1.80e+15
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23,460
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A. Hall
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1877
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