Atmosfera de Marte

Atmosfera de Marte
Atmosfera de Marte
Imagem de Marte e de sua fina atmosfera, fotografada pela Emirates Mars Mission
Pressão superficial média 610 Pa (0,088 psi; 4,6 mmHg; 0,0060 atm)
Massa 2,5×1016 kg
Composição
Dióxido de carbono 95%
Nitrogênio 2,8%
Argônio 2%
Oxigênio 0,174%
Monóxido de carbono 0,0747%
Vapor de água 0,03% (variável)

A atmosfera de Marte é composta principalmente por dióxido de carbono (95%), nitrogênio molecular (2,85%) e argônio (2%). Ela também contém níveis-traço de vapor de água, oxigênio, monóxido de carbono, hidrogênio e gases nobres. A atmosfera de Marte é muito mais rarefeita e mais fria do que a da Terra, possuindo uma densidade máxima de 20 g/m3 (cerca de 2% do valor da Terra), com uma temperatura geralmente abaixo de zero até −60 °C. A pressão média na superfície é de cerca de 610 pascals (0,088 psi), o que representa 0,6% do valor da Terra.

A atmosfera marciana, atualmente rarefeita, impede a existência de água líquida na superfície de Marte, mas muitos estudos sugerem que a atmosfera de Marte era muito mais espessa no passado. A densidade mais alta durante a primavera e o outono é reduzida em 25% durante o inverno, quando o dióxido de carbono congela parcialmente nas calotas polares. A densidade atmosférica mais elevada em Marte é igual à densidade encontrada a 35 km (22 mi) acima da superfície da Terra e é de ≈0,020 kg/m3. A atmosfera de Marte tem perdido massa para o espaço desde que o núcleo do planeta desacelerou, e o vazamento de gases ainda continua nos dias de hoje.

A atmosfera de Marte é mais fria do que a da Terra devido à maior distância em relação ao Sol, recebendo menos energia solar e tendo uma temperatura efetiva mais baixa, que é de cerca de 210 K (−63 °C; −82 °F). A temperatura média de emissão da superfície de Marte é de apenas 215 K (−58 °C; −73 °F), o que é comparável ao interior da Antártida. Embora a atmosfera de Marte seja composta principalmente por dióxido de carbono, o efeito estufa na atmosfera marciana é muito mais fraco do que o da Terra: 5 °C (9,0 °F) em Marte, contra 33 °C (59 °F) na Terra, devido à densidade muito menor de dióxido de carbono, levando a um menor aquecimento por efeito estufa. Além disso, a atmosfera marciana contém muito menos vapor de água do que a atmosfera da Terra, e o vapor de água é outro contribuinte importante para o efeito estufa. A variação diária de temperatura na baixa atmosfera apresenta ampla variação devido à baixa inércia térmica; ela pode variar de −75 °C (−103 °F) a perto de 0 °C (32 °F) perto da superfície em algumas regiões. A temperatura da parte superior da atmosfera marciana também é significativamente mais baixa do que a da Terra por causa da ausência de ozônio estratosférico e do efeito de resfriamento radiativo do dióxido de carbono em altitudes mais elevadas.

Redemoinhos de poeira e tempestades de poeira são prevalentes em Marte, sendo por vezes observáveis por telescópios a partir da Terra, e em 2018 até mesmo a olho nu como uma mudança na cor e no brilho do planeta. Tempestades de poeira que circundam o planeta (tempestades globais de poeira) ocorrem em média a cada 5,5 anos terrestres (a cada 3 anos marcianos) em Marte e podem ameaçar a operação de rovers marcianos. No entanto, o mecanismo responsável pelo desenvolvimento de grandes tempestades de poeira ainda não é bem compreendido. Sugeriu-se que esteja vagamente relacionado à influência gravitacional de ambas as luas, de forma um tanto semelhante à criação de marés na Terra.

A atmosfera marciana é uma atmosfera oxidada. As reações fotoquímicas na atmosfera tendem a oxidar as espécies orgânicas e transformá-las em dióxido de carbono ou monóxido de carbono. Embora a sonda de metano mais sensível no recém-lançado ExoMars Trace Gas Orbiter não tenha conseguido encontrar metano na atmosfera em todo o planeta Marte, várias missões anteriores e telescópios baseados em terra detectaram níveis inesperados de metano na atmosfera marciana, o que pode até ser uma bioassinatura de vida em Marte. No entanto, a interpretação das medições ainda é altamente controversa e carece de consenso científico.

Evolução atmosférica

Acredita-se que a massa e a composição da atmosfera marciana tenham mudado ao longo da existência do planeta. Uma atmosfera mais espessa, mais quente e mais úmida é necessária para explicar várias características evidentes na história primitiva de Marte, como a existência de corpos de água líquida. Observações da alta atmosfera marciana, medições da composição isotópica e análises de meteoritos marcianos fornecem evidências das mudanças de longo prazo da atmosfera e restrições para a importância relativa de diferentes processos.

A atmosfera no início da história

Razão isotópica de diferentes espécies nas atmosferas de Marte e da Terra
Razão isotópica Marte Terra Marte / Terra
D / H (em H2O) 9,3 ± 1,7 × 10−4 1,56 × 10−4 ~6
12C / 13C 85,1 ± 0,3 89,9 0,95
14N / 15N 173 ± 9 272 0,64
16O / 18O 476 ± 4,0 499 0,95
36Ar / 38Ar 4,2 ± 0,1 5,305 ± 0,008 0,79
40Ar / 36Ar 1900 ± 300 298,56 ± 0,31 ~6
C / 84Kr (4,4–6) × 106 4 × 107 ~0,1
129Xe / 132Xe 2,5221 ± 0,0063 0,97 ~2,5

Em geral, os gases encontrados no Marte moderno são depletados em isótopos estáveis mais leves, indicando que a atmosfera marciana mudou por meio de processos de seleção de massa ao longo de sua história. Os cientistas frequentemente dependem dessas medições da composição isotópica para reconstruir as condições da atmosfera marciana no passado.

Embora Marte e a Terra tenham razões semelhantes de 12C / 13C e 16O / 18O, o 14N é muito mais depletado na atmosfera marciana. Pensa-se que os processos de escape fotoquímico sejam responsáveis pelo fracionamento isotópico e tenham causado uma perda significativa de nitrogênio em escalas de tempo geológicas. Estimativas sugerem que a pressão parcial inicial de N2 pode ter chegado a até 30 hPa.

O escape hidrodinâmico no início da história de Marte pode explicar o fracionamento isotópico de argônio e xenônio. No Marte moderno, a atmosfera não está perdendo esses dois gases nobres para o espaço exterior devido à sua massa mais pesada. No entanto, a maior abundância de hidrogênio na atmosfera marciana e os altos fluxos de UV extremo do Sol jovem poderiam, juntos, ter impulsionado um fluxo hidrodinâmico para fora e arrastado esses gases pesados. O escape hidrodinâmico também contribuiu para a perda de carbono, e modelos sugerem que é possível perder 1 000 hPa (1 bar) de CO2 por escape hidrodinâmico em um a dez milhões de anos sob um UV extremo solar muito mais forte em Marte. Enquanto isso, observações mais recentes feitas pelo orbitador MAVEN sugeriram que o escape por pulverização (sputtering) é muito importante para o escape de gases pesados no lado noturno de Marte e pode ter contribuído para 65% da perda de argônio na história de Marte.

A atmosfera marciana é particularmente propensa à erosão por impacto devido à baixa velocidade de escape de Marte. Um modelo de computador preliminar sugeriu que Marte poderia ter perdido 99% de sua atmosfera inicial até o final do período do intenso bombardeio tardio, com base em um fluxo de bombardeio hipotético estimado a partir da densidade de crateras lunares. Em termos de abundância relativa de carbono, a razão C / 84Kr em Marte é apenas 10% daquela da Terra e de Vênus. Assumindo que os três planetas rochosos tenham o mesmo inventário inicial de voláteis, essa baixa razão C / 84Kr implica que a massa de CO2 na atmosfera marciana primitiva deveria ter sido dez vezes maior do que o valor atual. O enorme enriquecimento de 40Ar radiogênico em relação ao 36Ar primordial também é consistente com a teoria da erosão por impacto.

Uma das maneiras de estimar a quantidade de água perdida pelo escape de hidrogênio na alta atmosfera é examinar o enriquecimento de deutério em relação ao hidrogênio. Estudos baseados em isótopos estimam que uma camada global equivalente de água de 12 m a mais de 30 m foi perdida para o espaço por meio do escape de hidrogênio na história de Marte. Nota-se que a abordagem baseada no escape atmosférico fornece apenas o limite inferior para o inventário inicial estimado de água.

Para explicar a coexistência de água líquida e o paradoxo do jovem Sol fraco durante o início da história de Marte, um efeito estufa muito mais forte deve ter ocorrido na atmosfera marciana para aquecer a superfície acima do ponto de congelamento da água. Carl Sagan propôs pela primeira vez que uma atmosfera de 1 bar de H2 poderia produzir aquecimento suficiente para Marte. O hidrogênio pode ser produzido pela desgaseificação vigorosa de um manto marciano primitivo altamente reduzido, e a presença de CO2 e vapor de água pode diminuir a abundância necessária de H2 para gerar tal efeito estufa. No entanto, a modelagem fotoquímica mostrou que manter uma atmosfera com esse alto nível de H2 é difícil. O SO2 também foi um dos gases de efeito estufa propostos como eficazes no início da história de Marte. No entanto, outros estudos sugeriram que a alta solubilidade do SO2, a formação eficiente de aerossóis de H2SO4 e a deposição na superfície impedem o acúmulo a longo prazo de SO2 na atmosfera marciana e, portanto, reduzem o potencial efeito de aquecimento do SO2.

Escape atmosférico no Marte moderno

Apesar da menor gravidade, o escape de Jeans não é eficiente na atmosfera marciana moderna devido à temperatura relativamente baixa na exobase (≈200 K a 200 km de altitude). Ele só pode explicar o escape de hidrogênio de Marte. Outros processos não térmicos são necessários para explicar o escape observado de oxigênio, carbono e nitrogênio.

Escape de hidrogênio

O hidrogênio molecular (H2) é produzido a partir da dissociação de H2O ou de outros compostos contendo hidrogênio na baixa atmosfera e se difunde para a exosfera. O H2 exosférico então se decompõe em átomos de hidrogênio, e os átomos que têm energia térmica suficiente podem escapar da gravidade de Marte (escape de Jeans). O escape de hidrogênio atômico é evidente a partir dos espectrômetros UV em diferentes orbitadores. Embora a maioria dos estudos tenha sugerido que o escape de hidrogênio seja próximo ao limite de difusão em Marte, estudos mais recentes sugerem que a taxa de escape é modulada por tempestades de poeira e tem uma grande variação sazonal. O fluxo de escape estimado de hidrogênio varia de 107 cm−2 s−1 a 109 cm−2 s−1.

Escape de carbono

A fotoquímica de CO2 e CO na ionosfera pode produzir íons CO2+ e CO+, respectivamente:

CO
2 + hν ⟶ CO+
2 + e–
CO + hν ⟶ CO+
 + e–

Um íon e um elétron podem se recombinar e produzir produtos eletricamente neutros. Os produtos ganham energia cinética extra devido à atração de Coulomb entre íons e elétrons. Esse processo é chamado de recombinação dissociativa. A recombinação dissociativa pode produzir átomos de carbono que viajam mais rápido do que a velocidade de escape de Marte, e aqueles que se movem para cima podem então escapar da atmosfera marciana:

CO+
 + e–
 ⟶ C + O
CO+
2 + e–
 ⟶ C + O
2

A fotólise por UV do monóxido de carbono é outro mecanismo crucial para o escape de carbono em Marte:

CO + hν (λ < 116 nm) ⟶ C + O.

Outros mecanismos potencialmente importantes incluem o escape por pulverização de CO2 e a colisão de carbono com átomos rápidos de oxigênio. O fluxo de escape geral estimado é de cerca de 0,6 × 107 cm−2 s−1 a 2,2 × 107 cm−2 s−1 e depende fortemente da atividade solar.

Escape de nitrogênio

Assim como o carbono, a recombinação dissociativa de N2+ é importante para o escape de nitrogênio em Marte. Além disso, outros mecanismos de escape fotoquímico também desempenham um papel importante:

N
2 + hν ⟶ N+
 + N + e–
N
2 + e–
 ⟶ N+
 + N + 2e–

A taxa de escape de nitrogênio é muito sensível à massa do átomo e à atividade solar. A taxa de escape geral estimada de 14N é de 4,8 × 105 cm−2 s−1.

Escape de oxigênio

A recombinação dissociativa de CO2+ e O2+ (produzidos também a partir de reações com CO2+) pode gerar átomos de oxigênio que viajam com velocidade suficiente para escapar:

CO+
2 + e–
 ⟶ CO + O
CO+
2 + O ⟶ O+
2 + CO
O+
2 + e–
 ⟶ O + O

No entanto, as observações mostraram que não há átomos de oxigênio rápidos suficientes na exosfera marciana como previsto pelo mecanismo de recombinação dissociativa. Estimativas de modelos da taxa de escape de oxigênio sugeriram que ela pode ser mais de 10 vezes inferior à taxa de escape de hidrogênio. A captura de íons (ion pickup) e a pulverização catódica foram sugeridas como mecanismos alternativos para o escape de oxigênio, mas este modelo sugere que eles são menos importantes do que a recombinação dissociativa na atualidade.

A atmosfera em fuga de Marte — carbono, oxigênio, hidrogênio — medida pelo espectrógrafo UV da MAVEN.

Escape ionosférico

A interação do vento solar e do campo magnético interplanetário com a ionosfera condutora de Marte induz correntes eletrodinâmicas, que foram mapeadas e estudadas em detalhes com o uso da MAVEN. Essas correntes podem impulsionar espécies ionosféricas para grandes altitudes, onde o vento solar é capaz de varrê-las para longe do planeta, resultando em fluxos de íons para o espaço em escala global. No entanto, elas não são suficientes para explicar as perdas atmosféricas e ionosféricas totais de Marte ao longo de sua existência.

Composição química atual

Dióxido de carbono

O CO2 é o principal componente da atmosfera marciana. Ele tem uma fração molar média de 94,9%. Nas regiões polares durante o inverno, a temperatura da superfície pode ser inferior ao ponto de congelamento do CO2. O gás CO2 na atmosfera pode condensar-se na superfície para formar gelo seco sólido de 1 a 2 m de espessura. No verão, a calota polar de gelo seco pode sofrer sublimação e liberar o CO2 de volta para a atmosfera. Como resultado, uma variabilidade anual significativa na pressão atmosférica (≈25%) e na composição atmosférica pode ser observada em Marte. O processo de condensação pode ser aproximado pela relação de Clausius-Clapeyron para o CO2.

Existe também o potencial de que a adsorção de CO2 para dentro e para fora do regolito contribua para a variabilidade atmosférica anual. Embora a sublimação e a deposição do gelo de CO2 nas calotas polares seja a força motriz por trás dos ciclos sazonais, outros processos, como tempestades de poeira, marés atmosféricas e turbilhões transientes, também desempenham um papel. Compreender cada um desses processos menores e como eles contribuem para o ciclo atmosférico geral fornecerá um quadro mais claro de como a atmosfera marciana funciona como um todo. Foi sugerido que o regolito em Marte tem uma grande área de superfície interna, o que implica que ele pode ter uma capacidade relativamente alta para o armazenamento de gás adsorvido. Como a adsorção funciona por meio da adesão de um filme de moléculas a uma superfície, a quantidade de área superficial para qualquer volume de material é o principal fator para o quanto de adsorção pode ocorrer. Um bloco sólido de material, por exemplo, não teria área superficial interna, mas um material poroso, como uma esponja, teria uma grande área superficial interna. Dada a natureza frouxa e de grãos finos do regolito marciano, há a possibilidade de níveis significativos de adsorção de CO2 a partir da atmosfera para o interior do solo. A adsorção da atmosfera para o regolito já foi proposta anteriormente como uma explicação para os ciclos observados nas razões de mistura de metano e água. Mais pesquisas são necessárias para ajudar a determinar se a adsorção de CO2 está ocorrendo e, em caso afirmativo, a extensão de seu impacto no ciclo atmosférico geral.

Comparação da abundância de dióxido de carbono, nitrogênio e argônio nas atmosferas da Terra, de Vênus e de Marte

Apesar da alta concentração de CO2 na atmosfera marciana, o efeito estufa é relativamente fraco em Marte (cerca de 5 °C) por causa da baixa concentração de vapor de água e da baixa pressão atmosférica. Enquanto o vapor de água na atmosfera da Terra tem a maior contribuição para o efeito estufa na Terra moderna, ele está presente em concentração muito baixa na atmosfera marciana. Além disso, sob baixa pressão atmosférica, os gases de efeito estufa não podem absorver a radiação infravermelha de forma eficaz porque o efeito de alargamento por pressão é fraco.

Na presença de radiação solar UV (hν, fótons com comprimento de onda inferior a 225 nm), o CO2 na atmosfera marciana pode ser fotolisado por meio da seguinte reação:

CO
2 + hν (λ < 225 nm) ⟶ CO + O.

Se não houver produção química de CO2, todo o CO2 da atual atmosfera marciana seria removido por fotólise em cerca de 3.500 anos. Os radicais de hidroxila (OH) produzidos a partir da fotólise do vapor de água, juntamente com as outras espécies ímpares de hidrogênio (por exemplo, H, HO2), podem converter o monóxido de carbono (CO) de volta em CO2. O ciclo de reação pode ser descrito como:

CO + OH ⟶ CO
2 + H
H + O
2 + M ⟶ HO
2 + M
HO
2 + O ⟶ OH + O
2
Líquido: CO + O ⟶ CO
2

A mistura também desempenha um papel na regeneração de CO2, trazendo o O, CO e O2 da alta atmosfera para baixo. O equilíbrio entre a fotólise e a produção redox mantém a concentração média de CO2 estável na atmosfera marciana moderna.

Nuvens de gelo de CO2 podem se formar nas regiões polares de inverno e em altitudes muito elevadas (>50 km) nas regiões tropicais, onde a temperatura do ar é inferior ao ponto de congelamento do CO2.

Nitrogênio

O N2 é o segundo gás mais abundante na atmosfera marciana. Ele tem uma fração molar média de 2,6%. Várias medições mostraram que a atmosfera marciana é enriquecida em 15N. O enriquecimento de isótopos pesados de nitrogênio é possivelmente causado por processos de escape seletivo de massa.

As razões isotópicas de argônio são uma assinatura da perda atmosférica em Marte.

Argônio

O argônio é o terceiro gás mais abundante na atmosfera marciana. Ele tem uma fração molar média de 1,9%. Em termos de isótopos estáveis, Marte é enriquecido em 38Ar em relação ao 36Ar, o que pode ser atribuído ao escape hidrodinâmico.

Um dos isótopos de argônio, o 40Ar, é produzido a partir do decaimento radioativo do 40K. Em contraste, o 36Ar é primordial: ele estava presente na atmosfera após a formação de Marte. As observações indicam que Marte é enriquecido em 40Ar em relação ao 36Ar, o que não pode ser atribuído a processos de perda seletiva de massa. Uma possível explicação para o enriquecimento é que uma quantidade significativa da atmosfera primordial, incluindo o 36Ar, foi perdida por erosão por impacto no início da história de Marte, enquanto o 40Ar foi emitido para a atmosfera após os impactos.

Variações sazonais de oxigênio na cratera Gale

Oxigênio e ozônio

A fração molar média estimada de oxigênio molecular (O2) na atmosfera marciana é de 0,174%. É um dos produtos da fotólise do CO2, do vapor de água e do ozônio (O3). Ele pode reagir com o oxigênio atômico (O) para formar ozônio (O3) novamente. Em 2010, o Observatório Espacial Herschel detectou oxigênio molecular na atmosfera marciana.

O oxigênio atômico é produzido pela fotólise de CO2 na alta atmosfera e pode escapar da atmosfera por meio de recombinação dissociativa ou captura de íons. No início de 2016, o Observatório Estratosférico de Astronomia Infravermelha (SOFIA) detectou oxigênio atômico na atmosfera de Marte, o que não era encontrado desde as missões Viking e Mariner na década de 1970.

Em 2019, cientistas da NASA trabalhando na missão do rover Curiosity, que têm feito medições do gás, descobriram que a quantidade de oxigênio na atmosfera marciana aumentou em 30% na primavera e no verão.

Semelhante ao ozônio estratosférico na atmosfera da Terra, o ozônio presente na atmosfera marciana pode ser destruído por ciclos catalíticos envolvendo espécies ímpares de hidrogênio:

H + O
3 ⟶ OH + O
2
O + OH ⟶ H + O
2
Líquido: O + O
3 ⟶ 2O
2

Como a água é uma fonte importante dessas espécies ímpares de hidrogênio, uma maior abundância de ozônio é geralmente observada nas regiões com menor teor de vapor de água. As medições mostraram que a coluna total de ozônio pode atingir 2–30 μm-atm em torno dos polos no inverno e na primavera, onde o ar é frio e tem baixa taxa de saturação de água. As reações reais entre o ozônio e as espécies ímpares de hidrogênio podem ser ainda mais complicadas pelas reações heterogêneas que ocorrem nas nuvens de gelo de água.

Acredita-se que a distribuição vertical e a sazonalidade do ozônio na atmosfera marciana sejam impulsionadas pelas complexas interações entre a química e o transporte de ar rico em oxigênio das latitudes iluminadas pelo Sol para os polos. O espectrômetro UV/IR na Mars Express (SPICAM) mostrou a presença de duas camadas distintas de ozônio em latitudes baixas a médias. Estas compreendem uma camada persistente e próxima à superfície abaixo de uma altitude de 30 km (19 mi), uma camada separada que está presente apenas na primavera e no verão setentrionais com uma altitude variando de 30 a 60 km, e outra camada separada que existe a 40–60 km acima do polo sul no inverno, sem correspondente acima do polo norte de Marte. Esta terceira camada de ozônio mostra uma diminuição abrupta na elevação entre 75 e 50 graus sul. O SPICAM detectou um aumento gradual na concentração de ozônio a 50 km (31 mi) até o meio do inverno, após o qual ela diminuiu lentamente para concentrações muito baixas, sem nenhuma camada detectável acima de 35 km (22 mi).

Vapor de água

Nuvens observadas pelo rover Curiosity da NASA

O vapor de água é um gás-traço na atmosfera marciana e apresenta uma enorme variabilidade espacial, diurna e sazonal. Medições feitas pelo orbitador Viking no final da década de 1970 sugeriram que toda a massa total global de vapor de água é equivalente a cerca de 1 a 2 km3 de gelo. Medições mais recentes feitas pelo orbitador Mars Express mostraram que a abundância de coluna de vapor de água com média global anual é de cerca de 10–20 mícrons precipitáveis (pr. μm). A abundância máxima de vapor de água (50-70 pr. μm) é encontrada nas regiões polares do norte no início do verão devido à sublimação do gelo de água na calota polar.

Ao contrário da atmosfera da Terra, nuvens de água líquida não podem existir na atmosfera marciana; isso ocorre por causa da baixa pressão atmosférica. Nuvens de gelo de água semelhantes a cirros foram observadas pelas câmeras do rover Opportunity e do módulo de aterrissagem Phoenix. Medições feitas pelo módulo de aterrissagem Phoenix mostraram que nuvens de gelo de água podem se formar no topo da camada limite planetária à noite e precipitar de volta para a superfície como cristais de gelo na região polar norte.

Gelo de água precipitado cobrindo a planície marciana Utopia Planitia, o gelo de água precipitou-se aderindo ao gelo seco (observado pelo módulo de aterrissagem Viking 2)

Metano

Como espécie vulcânica e biogênica, o metano é de interesse para geólogos e astrobiólogos. No entanto, o metano é quimicamente instável em uma atmosfera oxidante com radiação UV. A vida útil do metano na atmosfera marciana é de cerca de 400 anos. A detecção de metano em uma atmosfera planetária pode indicar a presença de atividades geológicas recentes ou organismos vivos. Desde 2004, vestígios de metano (variando de 60 ppb a abaixo do limite de detecção (< 0,05 ppb)) foram relatados em várias missões e estudos observacionais. A fonte de metano em Marte e a explicação para a enorme discrepância nas concentrações de metano observadas ainda estão sob debate ativo. Em 2024, a NASA informou que o único lugar em Marte onde o metano foi encontrado é a cratera Gale.

Consulte também a seção "detecção de metano" para obter mais detalhes.

Dióxido de enxofre

O dióxido de enxofre (SO2) na atmosfera seria um indicador da atividade vulcânica atual. Tornou-se especialmente interessante devido à controvérsia de longa data sobre o metano em Marte. Se os vulcões estiveram ativos na história marciana recente, seria de esperar encontrar SO2 juntamente com metano na atual atmosfera marciana. Nenhum SO2 foi detectado na atmosfera, com um limite superior de sensibilidade estabelecido em 0,2 ppb. No entanto, uma equipe liderada por cientistas do Goddard Space Flight Center da NASA relatou a detecção de SO2 em amostras de solo de Rocknest analisadas pelo rover Curiosity em março de 2013.

Outros gases-traço

O monóxido de carbono (CO) é produzido pela fotólise do CO2 e reage rapidamente com os oxidantes na atmosfera marciana para formar novamente o CO2. A fração molar média estimada de CO na atmosfera marciana é de 0,0747%.

Gases nobres, além do hélio e do argônio, estão presentes em níveis-traço (neônio a 2,5 ppmv, criptônio a 0,3 ppmv e xenônio a 0,08 ppmv) na atmosfera marciana. A concentração de hélio, neônio, criptônio e xenônio na atmosfera marciana foi medida por diferentes missões. As razões isotópicas dos gases nobres revelam informações sobre as primeiras atividades geológicas em Marte e a evolução de sua atmosfera.

O hidrogênio molecular (H2) é produzido pela reação entre espécies ímpares de hidrogênio na atmosfera média. Ele pode ser transportado para a alta atmosfera por mistura ou difusão, decompor-se em hidrogênio atômico (H) pela radiação solar e escapar da atmosfera marciana. A modelagem fotoquímica estimou que a razão de mistura de H2 na baixa atmosfera é de cerca de 15 ±5 ppmv.

Estrutura vertical

A estrutura vertical da atmosfera de Marte sobreposta a perfis de temperatura obtidos a partir das sondas de entrada de módulos de aterrissagem em Marte. Fonte dos dados: NASA Planetary Data System

A estrutura térmica vertical da atmosfera marciana difere da atmosfera da Terra em muitos aspectos. As informações sobre a estrutura vertical são geralmente inferidas usando as observações de sondagens térmicas infravermelhas, ocultação de rádio, aerofrenagem e perfis de entrada de módulos de aterrissagem. A atmosfera de Marte pode ser classificada em três camadas de acordo com o perfil médio de temperatura:

Marte não tem uma estratosfera persistente devido à falta de espécies absorvedoras de ondas curtas em sua atmosfera média (por exemplo, o ozônio estratosférico na atmosfera da Terra e a névoa orgânica na atmosfera de Júpiter) para criar uma inversão térmica. No entanto, uma camada sazonal de ozônio e uma forte inversão de temperatura na atmosfera média foram observadas sobre o polo sul marciano. A altitude da turbopausa de Marte varia muito, de 60 a 140 km, e a variabilidade é impulsionada pela densidade de CO2 na baixa termosfera. Marte também possui uma ionosfera complexa que interage com as partículas do vento solar, a radiação UV extrema e os raios X do Sol, e o campo magnético de sua crosta. A exosfera de Marte começa a cerca de 230 km e gradualmente se funde com o espaço interplanetário.

O vento solar acelera íons da alta atmosfera de Marte em direção ao espaço
(vídeo (01:13); 5 de novembro de 2015)

Poeira atmosférica e outras feições dinâmicas

Poeira atmosférica

Sob ventos suficientemente fortes (> 30 m/s), partículas de poeira podem ser mobilizadas e levantadas da superfície para a atmosfera. Algumas das partículas de poeira podem ficar suspensas na atmosfera e viajar pela circulação antes de cair de volta ao solo. As partículas de poeira podem atenuar a radiação solar e interagir com a radiação infravermelha, o que pode levar a um efeito radiativo significativo em Marte. Medições de orbitadores sugerem que a profundidade óptica da poeira com média global tem um nível de base de 0,15 e atinge o pico na estação do periélio (primavera e verão austrais). A abundância local de poeira varia muito de acordo com as estações e os anos. Durante eventos globais de poeira, os equipamentos na superfície de Marte podem observar uma profundidade óptica superior a 4. Medições na superfície também mostraram que o raio efetivo das partículas de poeira varia de 0,6 μm a 2 μm e tem considerável sazonalidade.

A poeira tem uma distribuição vertical desigual em Marte. Além da camada limite planetária, dados de sondagem mostraram que existem outros picos de razão de mistura de poeira em altitudes mais elevadas (por exemplo, 15–30 km acima da superfície).

Variações sazonais de oxigênio e metano na cratera Gale

Tempestades de poeira

Diferença entre nuvens de poeira e de água: a nuvem alaranjada no centro da imagem é uma grande nuvem de poeira; as outras nuvens polares brancas são nuvens de água.
Detalhe de uma tempestade de poeira marciana, vista da órbita
Uma frente de tempestade de poeira de 700 quilômetros de extensão (marcada pela seta vermelha) vista da órbita em diferentes ângulos. O círculo vermelho no terreno marciano serve apenas para orientação.
Marte sem tempestade de poeira em junho de 2001 (à esquerda) e com uma tempestade global de poeira em julho de 2001 (à direita), visto pela Mars Global Surveyor

Tempestades de poeira locais e regionais não são raras em Marte. As tempestades locais têm uma dimensão de cerca de 103 km2 e uma ocorrência de cerca de 2.000 eventos por ano marciano, enquanto tempestades regionais com 106 km2 de extensão são observadas frequentemente na primavera e no verão do sul. Perto da calota polar, tempestades de poeira às vezes podem ser geradas por atividades frontais e ciclones extratropicais.

Tempestades globais de poeira (área > 106 km2) ocorrem em média uma vez a cada 3 anos marcianos. As observações mostraram que tempestades de poeira maiores são geralmente o resultado da fusão de tempestades de poeira menores, mas o mecanismo de crescimento da tempestade e o papel dos feedbacks atmosféricos ainda não são bem compreendidos. Embora se pense que a poeira marciana possa ser incorporada na atmosfera por processos semelhantes aos da Terra (por exemplo, saltação), os mecanismos reais ainda precisam ser verificados, e forças eletrostáticas ou magnéticas também podem atuar na modulação da emissão de poeira. Pesquisadores relataram que a maior fonte individual de poeira em Marte provém da Formação Medusae Fossae.

Em 1.º de junho de 2018, cientistas da NASA detectaram sinais de uma tempestade de poeira em Marte que resultou no fim da missão do rover Opportunity, movido a energia solar, uma vez que a poeira bloqueou a luz solar necessária para operar. Em 12 de junho, a tempestade era a mais extensa já registrada na superfície do planeta e abrangia uma área do tamanho da América do Norte e da Rússia juntas (cerca de um quarto do planeta). Em 13 de junho, o rover Opportunity começou a enfrentar sérios problemas de comunicação devido à tempestade de poeira.

Tempestade de poeira em Marte – profundidade óptica tau – maio a setembro de 2018
(Mars Climate Sounder; Mars Reconnaissance Orbiter)
(1:38; animação; 30 de outubro de 2018)

Redemoinhos de poeira

Um pequeno redemoinho de poeira em Marte – visto pelo rover Curiosity – (9 de agosto de 2020)

Redemoinhos de poeira são comuns em Marte. Como seus equivalentes na Terra, os redemoinhos de poeira se formam quando vórtices convectivos impulsionados pelo forte aquecimento da superfície são carregados com partículas de poeira. Os redemoinhos de poeira em Marte costumam ter dezenas de metros de diâmetro e vários quilômetros de altura, sendo muito mais altos do que os observados na Terra. O estudo das marcas deixadas por redemoinhos de poeira mostrou que a maioria deles em Marte ocorre em torno de 60°N e 60°S na primavera e no verão. Eles levantam cerca de 2,3 × 1011 kg de poeira da superfície para a atmosfera anualmente, o que é comparável à contribuição de tempestades de poeira locais e regionais.

Modificação da superfície pelo vento

Em Marte, o vento próximo à superfície não está apenas emitindo poeira, mas também modificando a geomorfologia do planeta em longas escalas de tempo. Embora se pensasse que a atmosfera de Marte fosse rarefeita demais para mobilizar feições arenosas, observações feitas pelo HiRISE mostraram que a migração de dunas não é rara em Marte. A taxa média global de migração de dunas (de 2 a 120 m de altura) é de cerca de 0,5 metro por ano. Modelos de circulação atmosférica sugeriram que ciclos repetidos de erosão eólica e deposição de poeira podem levar, possivelmente, a um transporte líquido de materiais do solo das terras baixas para as terras altas em escalas de tempo geológicas.

Movimento de feições arenosas no campo de dunas de Nili Patera em Marte detectado pela HiRISE. Crédito da foto: NASA/JPL Caltech/U. Arizona/JHU-APL

Marés térmicas

O aquecimento solar no lado diurno e o resfriamento radiativo no lado noturno de um planeta podem induzir diferenças de pressão. As marés térmicas, que são a circulação do vento e as ondas impulsionadas por esse campo de pressão com variação diária, podem explicar grande parte da variabilidade da atmosfera marciana. Em comparação com a atmosfera da Terra, as marés térmicas têm uma influência maior na atmosfera marciana por causa do contraste diurno de temperatura mais forte. A pressão superficial medida pelos rovers em Marte mostrou sinais claros de marés térmicas, embora a variação também dependa da forma da superfície do planeta e da quantidade de poeira suspensa na atmosfera. As ondas atmosféricas também podem viajar verticalmente e afetar a temperatura e o conteúdo de gelo de água na atmosfera média de Marte.

Nuvens orográficas

Nuvens de gelo de água formadas nas proximidades do vulcão Arsia Mons. A imagem foi capturada em 21 de setembro de 2018, mas eventos semelhantes de formação de nuvens já haviam sido observados no mesmo local anteriormente. Crédito da foto: ESA/DLR/FU Berlin

Na Terra, as cadeias de montanhas às vezes forçam uma massa de ar a subir e esfriar. Como resultado, o vapor de água fica saturado e nuvens são formadas durante o processo de elevação. Em Marte, orbitadores observaram uma formação sazonalmente recorrente de enormes nuvens de gelo de água em torno do lado a sotavento do vulcão Arsia Mons, de 20 km de altura, o que é provavelmente causado pelo mesmo mecanismo.

Ambiente acústico

Sons de Marte (Perseverance) (vídeo; 1:29; 1.º de abril de 2022)

Em abril de 2022, cientistas relataram, pela primeira vez, estudos sobre as ondas sonoras em Marte. Esses estudos basearam-se em medições feitas por instrumentos no rover Perseverance. Os cientistas descobriram que a velocidade do som é mais lenta na rarefeita atmosfera marciana do que na Terra. A velocidade do som em Marte, dentro da faixa audível entre 20 Hz e 20 kHz, varia dependendo do tom (frequência de áudio), aparentemente devido à baixa pressão e à turbulência térmica do ar da superfície marciana; e, como resultado dessas condições, o som é muito mais fraco, e a música ao vivo soaria mais variável do que na Terra.

Fenômenos inexplicados

Detecção de metano

O metano (CH4) é quimicamente instável na atual atmosfera oxidante de Marte. Ele se decomporia rapidamente devido à radiação ultravioleta do Sol e a reações químicas com outros gases. Portanto, uma presença persistente de metano na atmosfera pode implicar a existência de uma fonte para repor continuamente o gás.

O ESA-Roscosmos Trace Gas Orbiter, que fez as medições mais sensíveis de metano na atmosfera de Marte com mais de 100 sondagens globais, não encontrou metano até um limite de detecção de 0,05 partes por bilhão (ppb). No entanto, houve outros relatos de detecção de metano por telescópios terrestres e pelo rover Curiosity. Vestígios de metano, no nível de vários ppb, foram relatados pela primeira vez na atmosfera de Marte por uma equipe do Goddard Space Flight Center da NASA em 2003. Grandes diferenças nas abundâncias foram medidas entre as observações feitas em 2003 e 2006, o que sugeriu que o metano estava concentrado localmente e era provavelmente sazonal.

Em 2014, a NASA relatou que o rover Curiosity detectou um aumento de dez vezes ('pico') no metano na atmosfera ao seu redor no final de 2013 e início de 2014. Quatro medições feitas ao longo de dois meses nesse período tiveram uma média de 7,2 ppb, o que implica que Marte está produzindo ou liberando metano episodicamente a partir de uma fonte desconhecida. Antes e depois disso, as leituras tiveram uma média de cerca de um décimo desse nível. Em 7 de junho de 2018, a NASA anunciou uma variação sazonal cíclica no nível de fundo do metano atmosférico.

O Curiosity detectou uma variação sazonal cíclica no metano atmosférico.

Os principais candidatos para a origem do metano de Marte incluem processos não biológicos, como reações água-rocha, radiólise da água e formação de pirita, os quais produzem H2, que poderia então gerar metano e outros hidrocarbonetos por meio da síntese de Fischer-Tropsch com CO e CO2. Também foi demonstrado que o metano poderia ser produzido por um processo envolvendo água, dióxido de carbono e o mineral olivina, que se sabe ser comum em Marte. Microrganismos vivos, como os metanógenos, são outra fonte possível, mas nenhuma outra evidência da presença de tais organismos foi encontrada em Marte. Existem algumas suspeitas sobre a detecção de metano, que sugerem que ela pode, em vez disso, ser causada por contaminação terrestre não documentada proveniente dos próprios rovers ou por uma má interpretação dos dados brutos de medição.

Eventos de relâmpagos

Em 2009, um estudo observacional baseado na Terra relatou a detecção de eventos de descargas elétricas em grande escala em Marte e propôs que eles estivessem relacionados a descargas de relâmpagos em tempestades de poeira marcianas. No entanto, estudos observacionais posteriores mostraram que o resultado não é reproduzível usando o receptor de radar na Mars Express e o Allen Telescope Array baseado na Terra. Um estudo laboratorial mostrou que a pressão do ar em Marte não é favorável para o carregamento eletrostático dos grãos de poeira e, portanto, é difícil gerar relâmpagos na atmosfera marciana. Em 2025, o rover Perseverance da missão Mars 2020 gravou supostos registros em áudio de relâmpagos associados a redemoinhos e tempestades de poeira.

Jato super-rotativo sobre o equador

Super-rotação refere-se ao fenômeno no qual a massa atmosférica possui uma velocidade angular maior do que a superfície do planeta no equador, o que, em princípio, não pode ser impulsionado por circulações axissimétricas não viscosas. Dados assimilados e simulações de modelos de circulação geral (GCM) sugerem que um jato super-rotativo pode ser encontrado na atmosfera marciana durante tempestades globais de poeira, mas é muito mais fraco do que os observados em planetas de rotação lenta, como Vênus e Titã. Experimentos com GCM mostraram que as marés térmicas podem desempenhar um papel na indução do jato super-rotativo. No entanto, modelar a super-rotação ainda permanece um tópico desafiador para os cientistas planetários.

História das observações atmosféricas

Comparação das versões de cores (bruta, natural, com balanço de branco) do Monte Sharp (Aeolis Mons), ilustrando a cor e as condições de iluminação em Marte e na sua atmosfera.

Em 1784, o astrônomo britânico de origem alemã William Herschel publicou um artigo sobre suas observações da atmosfera marciana na Philosophical Transactions of the Royal Society e observou o movimento ocasional de uma região mais brilhante em Marte, que ele atribuiu a nuvens e vapores. Em 1809, o astrônomo francês Honoré Flaugergues escreveu sobre sua observação de "nuvens amarelas" em Marte, que provavelmente eram eventos de tempestades de poeira. Em 1864, William Rutter Dawes observou que "a tonalidade avermelhada do planeta não provém de qualquer peculiaridade de sua atmosfera; parece ser plenamente comprovado pelo fato de que a vermelhidão é sempre mais profunda perto do centro, onde a atmosfera é mais fina". Observações espectroscópicas nas décadas de 1860 e 1870 levaram muitos a pensar que a atmosfera de Marte era semelhante à da Terra. Em 1894, no entanto, a análise espectral e outras observações qualitativas realizadas por William Wallace Campbell sugeriram que Marte se assemelhava à Lua, que não possui atmosfera apreciável, em muitos aspectos. Em 1926, observações fotográficas feitas por William Hammond Wright no Observatório Lick permitiram a Donald Howard Menzel descobrir evidências quantitativas da atmosfera de Marte.

Com a compreensão aprimorada das propriedades ópticas dos gases atmosféricos e o avanço na tecnologia de espectrômetros, os cientistas começaram a medir a composição da atmosfera marciana em meados do século XX. Lewis David Kaplan e sua equipe detectaram os sinais de vapor de água e dióxido de carbono no espectrograma de Marte em 1964, bem como de monóxido de carbono em 1969. Em 1965, as medições feitas durante o sobrevoo da Mariner 4 confirmaram que a atmosfera marciana é constituída principalmente por dióxido de carbono e que a pressão superficial é de cerca de 400 a 700 Pa. Depois que a composição da atmosfera marciana foi conhecida, pesquisas astrobiológicas começaram na Terra para determinar a viabilidade de vida em Marte. Recipientes que simulavam as condições ambientais em Marte, chamados de "frascos de Marte" (Mars jars), foram desenvolvidos para essa finalidade.

Em 1976, dois módulos de aterrissagem do Programa Viking forneceram as primeiras medições in situ da composição da atmosfera marciana. Outro objetivo da missão incluiu investigações em busca de evidências de vida passada ou presente em Marte (ver Experimentos biológicos dos módulos de aterrissagem Viking). Desde então, muitos orbitadores e módulos de pouso foram enviados a Marte para medir diferentes propriedades da atmosfera marciana, como a concentração de gases-traço e razões isotópicas. Além disso, observações telescópicas e análises de meteoritos marcianos fornecem fontes independentes de informação para verificar as descobertas. As imagens e medições feitas por essas espaçonaves melhoram significativamente nossa compreensão dos processos atmosféricos fora da Terra. O rover Curiosity e o módulo de aterrissagem InSight ainda estão operando na superfície de Marte para realizar experimentos e relatar o clima diário local. O rover Perseverance e o helicóptero Ingenuity, que integraram o programa Mars 2020, pousaram em fevereiro de 2021. O lançamento do rover Rosalind Franklin está programado para 2028.

Potencial para uso humano

A atmosfera de Marte é um recurso de composição conhecida disponível em qualquer local de pouso em Marte. Foi proposto que a exploração humana de Marte poderia usar o dióxido de carbono (CO2) da atmosfera marciana para produzir metano (CH4) e usá-lo como combustível de foguete para a missão de retorno. Estudos de missão que propõem o uso da atmosfera dessa maneira incluem a proposta Mars Direct de Robert Zubrin e o estudo da Missão de Referência de Projeto da NASA. Duas vias químicas principais para o uso do dióxido de carbono são a reação de Sabatier, convertendo o dióxido de carbono atmosférico juntamente com hidrogênio (H2) adicional para produzir metano (CH4) e oxigênio (O2), e a eletrólise, usando um eletrólito de óxido sólido de zircônia para separar o dióxido de carbono em oxigênio (O2) e monóxido de carbono (CO).

Em 2021, o rover Perseverance da NASA conseguiu produzir oxigênio em Marte. O processo é complexo e leva muito tempo para produzir uma pequena quantidade de oxigênio. Até 2023, ele havia produzido um total de 122 gramas de oxigênio e era capaz de produzir 12 gramas por hora. O ar marciano passa por um filtro HEPA, é comprimido e aquecido a 800 °C e é então enviado para um cátodo à base de níquel, onde o dióxido de carbono é decomposto em íons de oxigênio e CO. Um eletrólito cerâmico de zircônia estabilizada com escândia então separa e conduz os íons de oxigênio para o ânodo, onde os íons de oxigênio se recombinam em O2.

Galeria de imagens

Céu marciano com nuvens ao pôr do sol, visto pelo módulo InSight.

Ver também

Referências

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