10.4: A Geologia de Marte

Objetivos de

• Discuta as principais missões que exploraram Marte
• Explique o que aprendemos com o exame de meteoritos de Marte
• Descreva as várias características encontradas na superfície de Marte
• Compare os vulcões e cânions em Marte com os da Terra
• Descreva as condições gerais na superfície de Marte

Marte é mais interessante para a maioria das pessoas do que Vênus porque é mais hospitaleiro. Mesmo à distância da Terra, podemos ver as características da superfície em Marte e acompanhar as mudanças sazonais em suas calotas polares (Figura\(\PageIndex{1}\)). Embora a superfície hoje seja seca e fria, evidências coletadas por espaçonaves sugerem que Marte já teve céus azuis e lagos de água líquida. Ainda hoje, é o tipo de lugar que podemos imaginar astronautas visitando e talvez até montando bases permanentes.

Figura de\(\PageIndex{1}\) Marte fotografada pelo telescópio espacial Hubble. Essa é uma das melhores fotos de Marte tiradas do nosso planeta, obtida em junho de 2001, quando Marte estava a apenas 68 milhões de quilômetros de distância. A resolução é de cerca de 20 quilômetros — muito melhor do que a obtida com telescópios terrestres, mas ainda é insuficiente para revelar a geologia subjacente de Marte. (crédito: modificação do trabalho da NASA e da Hubble Heritage Team (STSCI/Aura))

Exploração de Marte por espaçonaves

Marte tem sido intensamente investigado por naves espaciais. Mais de 50 naves espaciais foram lançadas em direção a Marte, mas apenas cerca de metade teve sucesso total. O primeiro visitante foi o US Mariner 4, que sobrevoou Marte em 1965 e transmitiu 22 fotos para a Terra. Essas fotos mostravam um planeta aparentemente sombrio com abundantes crateras de impacto. Naquela época, as crateras eram inesperadas; algumas pessoas com inclinação romântica ainda esperavam ver canais ou algo parecido. De qualquer forma, as manchetes dos jornais anunciaram tristemente que Marte era um “planeta morto”.

Em 1971, a Mariner 9 da NASA se tornou a primeira espaçonave a orbitar outro planeta, mapeando toda a superfície de Marte com uma resolução de cerca de 1 quilômetro e descobrindo uma grande variedade de características geológicas, incluindo vulcões, enormes cânions, camadas intrincadas nas calotas polares e canais que pareciam ter foi cortado por água corrente. Geologicamente, Marte não parecia tão morto, afinal de contas.

As espaçonaves gêmeas Viking da década de 1970 estavam entre as mais ambiciosas e bem-sucedidas de todas as missões planetárias. Dois orbitadores pesquisaram o planeta e serviram para transmitir as comunicações para dois aterrissadores na superfície. Depois de uma busca empolgante e às vezes frustrante por um local de pouso seguro, o módulo de pouso Viking 1 pousou na superfície de Chryse Planitia (as Planícies de Ouro) em 20 de julho de 1976, exatamente 7 anos após o primeiro passo histórico de Neil Armstrong na Lua. Dois meses depois, o Viking 2 aterrissou com igual sucesso em outra planície mais ao norte, chamada Utopia. Os sondadores fotografaram a superfície em alta resolução e realizaram experimentos complexos em busca de evidências de vida, enquanto os orbitadores forneceram uma perspectiva global da geologia de Marte.

Marte permaneceu sem ser visitado por duas décadas após o Viking. Mais duas espaçonaves foram lançadas em direção a Marte, pela NASA e pela Agência Espacial Russa, mas ambas falharam antes de chegar ao planeta.

A situação mudou na década de 1990, quando a NASA iniciou um novo programa de exploração usando naves espaciais menores e mais baratas que a Viking. A primeira das novas missões, apropriadamente chamada de Pathfinder, pousou o primeiro rover movido a energia solar com rodas na superfície marciana em 4 de julho de 1997 (Figura\(\PageIndex{2}\)). Um orbitador chamado Mars Global Surveyor (MGS) chegou alguns meses depois e começou a fotografar em alta resolução de toda a superfície ao longo de mais de um ano marciano. A descoberta mais dramática dessa espaçonave, que ainda está em operação, foi a evidência de ravinas aparentemente cortadas pela água superficial, como discutiremos mais adiante. Essas missões foram seguidas em 2003 pelo orbitador Mars Odyssey da NASA e pelo orbitador ESA Mars Express, ambos com câmeras de alta resolução. Um espectrômetro de raios gama no Odyssey descobriu uma grande quantidade de hidrogênio subterrâneo (provavelmente na forma de água congelada). Os orbitadores subsequentes incluíram o NASA Mars Reconnaissance Orbiter para avaliar futuros locais de pouso, o MAVEN para estudar a alta atmosfera e o Mangalayaan da Índia, também focado no estudo das finas camadas de ar de Marte. Vários desses orbitadores também estão equipados para se comunicar com aterrissadores e rovers na superfície e servem como relés de dados para a Terra.

Figura\(\PageIndex{2}\) Surface View do Mars Pathfinder. A cena do módulo de pouso Pathfinder mostra uma planície varrida pelo vento, esculpida há muito tempo, quando a água fluía das terras altas marcianas para a depressão onde a espaçonave pousou. O rover Sojourner, o primeiro veículo com rodas em Marte, tem aproximadamente o tamanho de um forno de microondas. Sua parte superior plana contém células solares que fornecem eletricidade para operar o veículo. Você pode ver a rampa do módulo de pouso e o caminho que o rover seguiu até a rocha maior que a equipe da missão apelidou de “Yogi”. (crédito: NASA/JPL)

Em 2003, a NASA iniciou uma série de aterrissagens de Marte de grande sucesso. Os Twin Mars Exploration Rovers (MER), chamados Spirit and Opportunity, tiveram sucesso muito além de suas vidas planejadas. O objetivo do projeto dos rovers era de 600 metros de viagem; na verdade, eles percorreram juntos mais de 50 quilômetros. Depois de explorar sua borda, o Opportunity desceu pelas paredes íngremes até uma cratera de impacto chamada Victoria e, com alguma dificuldade, conseguiu subir de volta para retomar sua rota (Figura\(\PageIndex{3}\)). A poeira cobrindo as células solares dos robôs causou uma queda na energia, mas quando uma tempestade de poeira sazonal apagou a poeira, os robôs retomaram a operação total. Para sobreviver ao inverno, os rovers foram posicionados em encostas para maximizar o aquecimento solar e a geração de energia. Em 2006, a Spirit perdeu potência em uma de suas rodas e, posteriormente, ficou presa na areia, onde continuou operando como uma estação terrestre fixa. Enquanto isso, em 2008, Phoenix (uma espaçonave “renascida” de peças de reposição de uma missão anterior a Marte que havia falhado) pousou perto da borda da calota polar norte, na latitude 68°, e mediu diretamente o gelo de água no solo.

Figura\(\PageIndex{3}\) Victoria Crater. (a) Esta cratera no Meridiani Planum tem 800 metros de largura, tornando-a um pouco menor do que a cratera de meteoros na Terra. Observe o campo de dunas no interior. (b) Esta imagem mostra a vista do rover Opportunity enquanto ele explorava a borda da cratera Victoria em busca de uma rota segura até o interior.

Em 2011, a NASA lançou sua maior (e mais cara) missão a Marte desde a Viking. O rover Curiosity de 1 tonelada, do tamanho de um carro subcompacto, tem geradores elétricos movidos a plutônio, de forma que não depende da luz solar para obter energia. O Curiosity fez um pouso preciso no chão da cratera Gale, um local selecionado por sua complexa geologia e evidências de que ela havia sido submersa pela água no passado. Anteriormente, os aterrissadores de Marte haviam sido enviados para terrenos planos com poucos perigos, conforme exigido por sua menor precisão de mira. Os objetivos científicos do Curiosity incluem investigações de clima e geologia e avaliação da habitabilidade de ambientes de Marte passados e presentes. Em 2018, o InSight Lander da NASA pousou em Marte, carregando um conjunto de instrumentos científicos. Isso inclui um pacote (apelidado de “a toupeira”) que escavará a superfície de Marte 1 mm por vez, na esperança de atingir uma profundidade de 5 metros com sensores de calor. No entanto, nenhuma dessas missões carrega um instrumento específico de detecção de vida. Até o momento, os cientistas não conseguiram criar um instrumento simples que pudesse distinguir materiais vivos de materiais não vivos em Marte.

O rover Curiosity exigiu uma sequência de pouso extremamente complexa e a NASA fez um vídeo sobre ele chamado “7 Minutes of Terror” que se tornou viral na Internet.

Um resumo dramático em vídeo dos primeiros dois anos da exploração da superfície marciana pelo Curiosity também pode ser visto.

Amostras marcianas

Muito do que sabemos da Lua, incluindo as circunstâncias de sua origem, vem de estudos de amostras lunares, mas as naves espaciais ainda não devolveram amostras marcianas à Terra para análise em laboratório. É com grande interesse, portanto, que cientistas descobriram que amostras de material marciano, no entanto, já estão aqui na Terra, disponíveis para estudo. Todos eles são membros de uma classe rara de meteoritos (Figura\(\PageIndex{4}\)) — rochas que caíram do espaço.

Figura Meteorito\(\PageIndex{4}\) marciano. Esse fragmento de basalto, ejetado de Marte em um impacto de formação de crateras, acabou chegando à superfície da Terra.

Como as rochas teriam escapado de Marte? Muitos impactos ocorreram no planeta vermelho, como mostra sua superfície com muitas crateras. Fragmentos lançados por grandes impactos podem escapar de Marte, cuja gravidade superficial é de apenas 38% da da Terra. Muito tempo depois (normalmente alguns milhões de anos), uma fração muito pequena desses fragmentos colide com a Terra e sobrevive à sua passagem pela nossa atmosfera, assim como outros meteoritos. (Discutiremos meteoritos com mais detalhes no capítulo sobre Amostras Cósmicas e a Origem do Sistema Solar.) A propósito, rochas da Lua também chegaram ao nosso planeta como meteoritos, embora tenhamos conseguido demonstrar sua origem lunar apenas em comparação com amostras retornadas pelas missões Apollo

A maioria dos meteoritos marcianos são basaltos vulcânicos; a maioria deles também é relativamente jovem, com cerca de 1,3 bilhão de anos. Sabemos pelos detalhes de sua composição que eles não são da Terra ou da Lua. Além disso, não houve atividade vulcânica na Lua para formá-los há 1,3 bilhão de anos. Seria muito difícil que o material ejetado dos impactos em Vênus escapasse por sua densa atmosfera. Pelo processo de eliminação, a única origem razoável parece ser Marte, onde os vulcões Tharsis estavam ativos naquela época.

A origem marciana desses meteoritos foi confirmada pela análise de pequenas bolhas de gás presas dentro de vários deles. Essas bolhas correspondem às propriedades atmosféricas de Marte, medidas pela primeira vez diretamente pela Viking. Parece que algum gás atmosférico ficou preso na rocha pelo choque do impacto que o ejetou de Marte e o iniciou em seu caminho em direção à Terra.

Um dos resultados mais empolgantes da análise dessas amostras marcianas foi a descoberta de água e compostos orgânicos (à base de carbono) nelas, o que sugere que Marte pode ter tido oceanos e talvez até vida em sua superfície. Como já sugerimos, há outras evidências da presença de água corrente em Marte no passado remoto e até mesmo se estendendo até o presente.

Nesta e nas seções seguintes, resumiremos a imagem de Marte conforme revelada por todas essas missões exploratórias e por cerca de 40 amostras de Marte.

Propriedades globais de Marte

Marte tem um diâmetro de 6790 quilômetros, pouco mais da metade do diâmetro da Terra, o que lhe dá uma área de superfície total quase igual à área continental (terrestre) do nosso planeta. Sua densidade geral de 3,9 g/cm ³ sugere uma composição consistindo principalmente de silicatos, mas com um pequeno núcleo de metal. O planeta não tem campo magnético global, embora existam áreas de forte magnetização superficial que indiquem que existiu um campo global há bilhões de anos. Aparentemente, o planeta vermelho não tem nenhum material líquido em seu núcleo hoje que conduza eletricidade.

Graças ao Mars Global Surveyor, mapeamos todo o planeta, conforme mostrado na Figura\(\PageIndex{5}\). Um altímetro a laser a bordo fez milhões de medições separadas da topografia da superfície com uma precisão de alguns metros — o suficiente para mostrar até mesmo a deposição e evaporação anuais das calotas polares. Como a Terra, a Lua e Vênus, a superfície de Marte tem áreas continentais ou montanhosas, bem como extensas planícies vulcânicas. A faixa total de elevação do topo da montanha mais alta (Olympus Mons) até o fundo da bacia mais profunda (Hellas) é de 31 quilômetros.

Figura Mapa de\(\PageIndex{5}\) Marte em Laser Ranging. Esses globos são mapas topográficos altamente precisos, reconstruídos a partir de milhões de medições individuais de elevação feitas com o Mars Global Surveyor. A cor é usada para indicar a elevação. O hemisfério à esquerda inclui o bojo de Tharsis e o Olympus Mons, a montanha mais alta de Marte; o hemisfério à direita inclui a bacia de Hellas, que tem a menor elevação de Marte.

Aproximadamente metade do planeta consiste em terrenos montanhosos com muitas crateras, encontrados principalmente no hemisfério sul. A outra metade, que fica principalmente no norte, contém planícies vulcânicas mais jovens, com poucas crateras, a uma altitude média cerca de 5 quilômetros abaixo das terras altas. Lembre-se de que vimos um padrão semelhante na Terra, na Lua e em Vênus. Uma divisão geológica em terras altas mais antigas e planícies mais jovens parece ser característica de todos os planetas terrestres, exceto Mercúrio.

Do outro lado da divisão norte-sul de Marte está um continente elevado do tamanho da América do Norte. Esta é a protuberância de Tharsis de 10 quilômetros de altura, uma região vulcânica coroada por quatro grandes vulcões que se elevam ainda mais alto no céu marciano.

Vulcões em Marte

As planícies de Marte se parecem muito com a maria lunar e têm aproximadamente a mesma densidade de crateras de impacto. Como a maria lunar, eles provavelmente se formaram entre 3 e 4 bilhões de anos atrás. Aparentemente, Marte experimentou uma extensa atividade vulcânica mais ou menos na mesma época que a Lua, produzindo lavas basálticas semelhantes.

As maiores montanhas vulcânicas de Marte são encontradas na área de Tharsis (você pode vê-las na Figura\(\PageIndex{5}\)), embora vulcões menores pontilhem grande parte da superfície. O vulcão mais dramático de Marte é o Olympus Mons (Monte Olimpo), com um diâmetro maior que 500 quilômetros e um cume que se eleva mais de 20 quilômetros acima das planícies circundantes — três vezes mais alto do que a montanha mais alta da Terra (Figura\(\PageIndex{6}\)). O volume desse imenso vulcão é quase 100 vezes maior do que o de Mauna Loa, no Havaí. Colocado na superfície da Terra, o Olimpo cobriria mais do que todo o estado do Missouri.

Figura\(\PageIndex{6}\) Olympus Mons. O maior vulcão de Marte, e provavelmente o maior do sistema solar, é o Olympus Mons, ilustrado nesta renderização gerada por computador com base em dados do altímetro a laser do Mars Global Surveyor. Colocada na Terra, a base do Olympus Mons cobriria completamente o estado do Missouri; a caldeira, a abertura circular no topo, tem 65 quilômetros de diâmetro, aproximadamente do tamanho de Los Angeles.

Imagens tiradas da órbita permitem que os cientistas pesquisem crateras de impacto nas encostas desses vulcões para estimar sua idade. Muitos dos vulcões mostram um bom número dessas crateras, sugerindo que elas cessaram a atividade há um bilhão de anos ou mais. No entanto, o Olympus Mons tem muito, muito poucas crateras de impacto. Sua superfície atual não pode ter mais do que cerca de 100 milhões de anos; pode até ser muito mais jovem. Alguns dos fluxos de lava de aparência nova podem ter sido formados há cem anos, ou mil, ou um milhão, mas geologicamente falando, eles são bem jovens. Isso leva os geólogos à conclusão de que o Olympus Mons possivelmente permanece intermitentemente ativo hoje — algo que os futuros desenvolvedores terrestres de Marte podem querer ter em mente.

Rachaduras e cânions marcianos

A protuberância de Tharsis tem muitas características geológicas interessantes, além de seus enormes vulcões. Nesta parte do planeta, a própria superfície se inclinou para cima, forçada por grandes pressões vindas de baixo, resultando em extensas rachaduras tectônicas na crosta. Entre as características tectônicas mais espetaculares de Marte estão os cânions chamados Valles Marineris (ou Vales Mariner, em homenagem à Mariner 9, que os revelou pela primeira vez para nós), mostrados na Figura\(\PageIndex{7}\). Eles se estendem por cerca de 5000 quilômetros (quase um quarto da volta de Marte) ao longo das encostas do bojo de Tharsis. Se estivesse na Terra, esse sistema de cânions se estenderia de Los Angeles a Washington, DC. O cânion principal tem cerca de 7 quilômetros de profundidade e até 100 quilômetros de largura, grande o suficiente para que o Grand Canyon do Rio Colorado se encaixe confortavelmente em um de seus cânions laterais.

Figura Canyonlands\(\PageIndex{7}\) altamente erodidos em Marte. Esta imagem mostra o complexo do cânion Valles Marineris, que tem 3000 quilômetros de largura e 8 quilômetros de profundidade.

Um excelente tour em vídeo de 4 minutos de Valles Marineris, narrado pelo cientista planetário Phil Christensen, está disponível para visualização.

O termo “cânion” é um tanto enganador aqui porque os cânions Valles Marineris não têm saídas e não foram cortados por água corrente. São basicamente fissuras tectônicas, produzidas pelas mesmas tensões crustais que causaram a elevação de Tharsis. No entanto, a água desempenhou um papel posterior na formação dos cânions, principalmente ao vazar de fontes profundas e cortar os penhascos. Essa redução levou a deslizamentos de terra que gradualmente ampliaram as rachaduras originais nos grandes vales que vemos hoje (Figura\(\PageIndex{8}\)). Hoje, a principal forma de erosão nos cânions é provavelmente o vento.

Figura: deslizamentos de terra\(\PageIndex{8}\) marcianos. Esta imagem do orbitador Viking mostra Ophir Chasma, um dos vales conectados do sistema de cânions Valles Marineris. Olhe com atenção e você poderá ver enormes deslizamentos de terra cujos detritos estão empilhados sob a parede do penhasco, que se elevam até 10 quilômetros acima do fundo do cânion.

Embora o bojo de Tharsis e o Valles Marineris sejam impressionantes, em geral, vemos menos estruturas tectônicas em Marte do que em Vênus. Em parte, isso pode refletir um nível geral mais baixo de atividade geológica, como seria de se esperar para um planeta menor. Mas também é possível que evidências de falhas generalizadas tenham sido enterradas por sedimentos depositados pelo vento em grande parte de Marte. Como a Terra, Marte pode ter escondido parte de sua história geológica sob um manto de solo.

A vista sobre a superfície marciana

As primeiras naves espaciais a pousar com sucesso em Marte foram as Vikings 1 e 2 e a Mars Pathfinder. Todos enviaram fotos que mostravam uma paisagem desolada, mas estranhamente bela, incluindo inúmeras rochas angulares intercaladas com depósitos semelhantes a dunas de solo avermelhado e de granulação fina (Figura\(\PageIndex{9}\)).

Figura\(\PageIndex{9}\) três locais de pouso marcianos. Os aterrissadores de Marte Viking 1 em Chryse, Pathfinder em Ares Valley e Viking 2 em Utopia, todos fotografaram seus arredores imediatos. É evidente pela semelhança dessas três fotos que cada espaçonave pousou em uma planície plana varrida pelo vento, repleta de rochas que variam de pequenos seixos a pedregulhos do tamanho de um metro. É provável que a maior parte de Marte tenha essa aparência na superfície.

Todos esses três aterrissadores foram direcionados para terrenos relativamente planos e de baixa altitude. Instrumentos nas sondas descobriram que o solo consistia em argilas e óxidos de ferro, como era esperado há muito tempo da cor vermelha do planeta. Todas as rochas medidas pareciam ser de origem vulcânica e aproximadamente da mesma composição. Posteriormente, os aterrissadores foram direcionados para pousar em áreas que aparentemente foram inundadas em algum momento no passado, onde camadas de rochas sedimentares, formadas na presença de água, são comuns. (Embora devamos observar que quase todo o planeta está coberto por pelo menos uma fina camada de poeira soprada pelo vento).

Os aterrissadores Viking incluíam estações meteorológicas que operaram por vários anos, fornecendo uma perspectiva sobre o clima marciano. As temperaturas que eles mediram variaram muito com as estações, devido à ausência de oceanos e nuvens moderados. Normalmente, o máximo de verão na Viking 1 era de 240 K (—33° C), caindo para 190 K (—83° C) no mesmo local pouco antes do amanhecer. As temperaturas mais baixas do ar, medidas mais ao norte pelo Viking 2, foram de cerca de 173 K (—100° C). Durante o inverno, o Viking 2 também fotografou depósitos de água congelada no solo (Figura\(\PageIndex{10}\)). Fazemos questão de dizer “geada de água” aqui porque em alguns locais em Marte, ela fica fria o suficiente para que o dióxido de carbono (gelo seco) também congele para fora da atmosfera.

Figura\(\PageIndex{10}\) Water Frost na Utopia. Esta imagem da geada superficial foi fotografada no local de pouso do Viking 2 durante o final do inverno.

A maioria dos ventos medidos em Marte são de apenas alguns quilômetros por hora. No entanto, Marte é capaz de grandes tempestades de vento que podem envolver todo o planeta com poeira soprada pelo vento. Esses ventos fortes podem retirar a superfície de uma parte de sua poeira fina e solta, deixando a rocha exposta. Os últimos rovers descobriram que a cada tarde ensolarada a atmosfera ficava turbulenta à medida que o calor subia da superfície. Essa turbulência gerou demônios de poeira, que desempenham um papel importante na elevação da poeira fina para a atmosfera. À medida que os demônios da poeira retiram a camada superior de poeira leve e expõem um material mais escuro por baixo, eles podem produzir padrões fantásticos no solo (Figura\(\PageIndex{11}\)).

O vento em Marte desempenha um papel importante na redistribuição do material da superfície. A figura\(\PageIndex{11}\) mostra uma bela área de dunas de areia escura em cima de material mais leve. Muito do material retirado dos cânions marcianos foi despejado em extensos campos de dunas como este, principalmente em altas latitudes.

Figura\(\PageIndex{11}\) Dust Devil Tracks e Sand Dunes. (a) Esta foto de alta resolução do Mars Global Surveyor mostra os rastros escuros de vários demônios da poeira que removeram uma fina camada de poeira de cor clara. Essa visão é de uma área de cerca de 3 quilômetros de diâmetro. Os demônios da poeira são uma das formas mais importantes de a poeira ser redistribuída pelos ventos marcianos. Eles também podem ajudar a manter os painéis solares de nossos veículos livres de poeira. (b) Essas dunas de areia sopradas pelo vento em Marte cobrem uma superfície arenosa mais clara. Cada duna nesta vista de alta resolução tem cerca de 1 quilômetro de diâmetro.

Conceitos principais e resumo

A maior parte do que sabemos sobre Marte é derivada de naves espaciais: orbitadores, aterrissadores e rovers de grande sucesso. Também pudemos estudar algumas rochas marcianas que chegaram à Terra como meteoritos. Marte tem planaltos com muitas crateras em seu hemisfério sul, mas planícies vulcânicas mais jovens e mais baixas em grande parte de sua metade norte. O bojo de Tharsis, tão grande quanto a América do Norte, inclui vários vulcões enormes; o Olympus Mons tem mais de 20 quilômetros de altura e 500 quilômetros de diâmetro. Os cânions Valles Marineris são características tectônicas ampliadas pela erosão. Os primeiros aterrissadores revelaram apenas planícies áridas e varridas pelo vento, mas missões posteriores visitaram lugares com mais variedade geológica (e cênica). Os locais de pouso foram selecionados em parte para procurar evidências de águas passadas.