Marte é um dos seis planetas facilmente observáveis da Terra à vista desarmada e, por isso, é conhecido desde a mais remota antiguidade. A sua coloração avermelhada sempre despertou a atenção dos observadores e esse facto, junto com a trajectória aparentemente irregular que percorre nos céus, cedo cercou Marte de uma aura de mistério. Não surpreende, por isso, que a história do conhecimento de Marte seja uma das mais apaixonantes da astronomia. Quem não se lembra da polémica dos "canais"? Estes, sugeridos - e meticulosamente desenhados - por Schiapparelli (Figura 1), que nunca lhes atribuiu uma origem definida, foram depois defendidos como construção artificial por Percival Lowell até ao fim da sua vida.
Figura 1 – Mapa de 1877 de Schiaparelli.
O interesse por Marte aumentou ainda quando se soube que este era o planeta superficialmente mais semelhante à Terra. Superficialmente pois apesar de mais distante do Sol que a Terra (1.5 UA), menor (6794 km de diâmetro) e menos denso (3.93) que esta, possui condições ambientais que parecem "quase" permitir a vida...
De facto, Marte possui uma atmosfera (figura 2), contém grandes quantidades de água e a temperatura à superfície pode atingir os 27º C.
Figura 2 – O limbo de Marte
Vejamos estas condições em maior detalhe.
A atmosfera de Marte é constituída essencialmente por dióxido de carbono (95%), azoto (menos de 3%) e árgon (menos de 2%), sendo o oxigénio apenas vestigial - o que não é surpreendente, dado que o oxigénio da Terra é essencialmente um produto da vida e não a sua causa. Esta atmosfera é muito ténue (menos de 1% da pressão atmosférica normal na Terra) embora seja suficientemente densa para permitir ventos fortíssimos que levantam verdadeiras tempestades de areia que chegam a cobrir quase todo o planeta (Figura 2). A temperatura pode atingir máximos de 27 ºC, como se disse, mas só no verão marciano e de dia. As temperaturas polares são da ordem dos -133 ºC e a média anual é da ordem dos -55 ºC. As baixas temperaturas e a baixa pressão atmosférica levam a que, na maior parte do planeta, a água só possa existir em dois estados: gelo ou vapor. De facto, identificou-se a presença de vestígios de vapor de água na atmosfera marciana e nas calotes polares (Figura 3) que, contudo, são maioritariamente constituídas por gelo de dióxido de carbono.
Figura 3 – Variação no tempo da calote polar Norte. HST.
Dados muito recentes, da missão 2001 Mars Odyssey, levam a crer que há grandes quantidades de água no estado sólido contida nos poros do solo marciano, principalmente a latitudes maiores que 60º (N e S), mas também em algumas zonas limitadas a menores latitudes (Figura 4).
Figura 4 – Distribuição de hidrogénio nos solos de Marte – indicativa da presença de água. Os teores mais altos representam-se a azul e os mais baixos a vermelho. Imagem Mars 2001 Odyssey / NASA.
Pensa-se que a água é essencial para a vida, pelo que as missões Viking 1 e 2 fizeram experiências com solos marcianos para tentar revelar a existência de microorganismos. Estas experiências foram inconcludentes, mas a tendência geral da comunidade científica é para encará-las como negativas. Nasceu outra esperança de encontrar vida em Marte pela análise de fotografias ultramicroscópicas de um meteorito de origem presumivelmente marciana (Figura 5). Também essas imagens não foram consideradas concludentes.
Figura 5 – Ultramicrografia do meteorito ALH84001, de origem presumidamente marciana. NASA.
O que reune algum consenso é que Marte já teve água líquida: há formas de relevo (vales fluviais, leitos com meandros, zonas de escorrência e vestígios de verdadeiras enxurradas) que só parecem possíveis se supusermos que já circulou água na superfície do planeta (Figura 6). O conhecimento das condições ambientais em Marte poderá ajudar-nos a compreender melhor o ambiente na Terra.
Figura 6 - Rede de drenagem.
Também do ponto de vista geológico Marte apresenta grande interesse e levanta muitas dúvidas. As imagens globais do planeta (Figura 7) revelam uma dicotomia acentuada entre o hemisfério norte, com menores altitudes e menos crateras (mais jovem), e o hemisfério sul, mais alto e mais craterizado (mais antigo).
Figura 7 – Imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.
As diferenças medidas nas densidades das distribuições de crateras permitiram definir três grandes grupos de idades na superfície de Marte: Noachiano, o mais antigo, com mais e maiores crateras, Hesperiano, de idade intermédia, nas zonas altas meridionais, com muitas crateras pequenas, e Amazoniano, nas planícies setentrionais, com poucas crateras.
A dicotomia Norte-Sul estende-se ao clima e até ao magnetismo. Marte não tem hoje um campo magnético dipolar, como o da Terra ou de Mercúrio, mas seguramente já o teve, o que é revelado pela existência de bandas de rochas com polaridades alternadas, semelhantes às dos fundos oceânicos na Terra, principalmente no hemisfério Sul (Figura 8).
Figura 8 – Magnetismo crustal em Marte, sobreposto à topografia laser do planeta. Imagem MGS / NASA.
Outro traço distintivo de Marte são os vulcões - os maiores do sistema solar - hoje presumivelmente extintos. O maior de todos, o monte Olimpo (Figura 9) atinge uma altitude de 24 km, a sua base tem mais de 500 km de diâmetro e é delimitada por um penhasco com 6 km de altura isto, recorde-se, num planeta com metade do diâmetro da Terra.
Figura 9 – Olympus Mons, o maior vulcão do Sistema Solar. NASA.
Pensa-se que a origem do monte Olimpo pode estar relacionada com a da bacia de Hellas (Figura 10), na verdade uma gigantesca cratera de impacto, com mais de 6 km de profundidade e 2000 km de diâmetro.
Figura 10 – A Bacia Hellas. NASA.
Terá sido esse impacto a produzir a energia necessária para a fusão das rochas e a emergência do monte Olimpo, e eventualmente também dos montes Tharsis, nos antípodas. A ascensão destas enormes massas rochosas terá provocado retracção na crosta adjacente, dando origem a outra estrutura marciana "recordista": os Valles Marineris (Figura 11), que é o maior sistema de desfiladeiros do Sistema Solar, com os seus mais de 4000 km de extensão, chegando a atingir 7 km de profundidade.
Figura 11 – Valles Marineris, a maior cadeia de desfiladeiros do Sistema Solar. NASA.
Apesar destes relevos desmesurados, Marte não tem, aparentemente, uma tectónica activa. Mas não deixa de ser curioso que as análises in situ feitas pela sonda Mars Pathfinder tenham mostrado rochas de tipo andesítico, que na Terra estão associadas à formação de cadeias de montanhas e, portanto, à geotectónica.
A estrutura interior de Marte é apenas inferida a partir de dados da superfície e das propriedades físicas globais. Assim, pensa-se que o planeta terá uma crosta mais fina no hemisfério Norte (35 km) que no hemisfério Sul (80 km), um manto silicatado, como o da Terra mas mais denso, e um núcleo metálico, sólido, possivelmente composto de um mistura de ferro e sulfuretos de ferro, com um raio de cerca de 1700 km (Figura 12).
Figura 12 – Estrutura interna de Marte. C. Hamilton.
Na verdade, quanto mais se conhece sobre Marte maior é a curiosidade que este planeta desperta. Não surpreende, portanto, que seja um alvo prioritário da exploração das maiores agências espaciais mundiais. Já partiu a missão Nozomi, da AEJ, e em Dezembro de 2003 chegou a missão Mars Express / Beagle 2 (Figura 13) da ESA, esta a primeira a ter participação portuguesa na análise dos dados, nomeadamente do IGUC.
Figura 13 – Mars Express / Beagle 2. ESA.
1.850º
0.64185 X 1024
16.318 X 1010
~6.9 - 9
CO2(95.32), N2(2.70), Ar(1.60), O2(0.13)
Mariner 4,6,7,9; Mars 3-7; Viking 1,2 ; Phobos 1,2 ; M. Global Surveyor ; M. 96 ; M. Pathfinder ; Nozomi ; 2001M. Odyssey ; M. Exploration Rovers (2003); M. Express (2003); M. Reconnaissance Orbiter (2005)