Clima de Marte

Céu nublado de Marte visto pelo rover Perseverance em 2023, no sol 738.

O clima de Marte tem sido um tema de curiosidade científica há séculos, em parte por se tratar do único planeta rochoso cuja superfície pode ser facilmente observada em detalhes a partir da Terra utilizando-se um telescópio.

Embora Marte seja menor do que a Terra, possuindo apenas um décimo de sua massa, e esteja 50% mais distante do Sol do que a Terra, o seu clima apresenta semelhanças importantes com o clima terrestre, como a presença de calotas polares, variações sazonais e padrões meteorológicos observáveis. Por essa razão, tem atraído estudos contínuos por parte de planetólogos e climatologistas. Embora o clima de Marte guarde similaridades com o da Terra, incluindo eras glaciais periódicas, há também diferenças significativas, tais como uma inércia térmica muito menor. A atmosfera de Marte possui uma altura de escala de aproximadamente 11 km (36.000 pés), valor 60% maior do que a da Terra. O clima marciano é de considerável relevância para a questão sobre se a vida está ou já esteve presente no planeta em algum momento.

Marte vem sendo estudado por meio de instrumentos terrestres desde o século XVII, mas foi apenas com o início da exploração de Marte em meados da década de 1960 que a observação a curta distância tornou-se possível. Naves de sobrevoo e orbitadores forneceram dados a partir do espaço, enquanto módulos de pouso e veículos exploradores (rovers) mediram as condições atmosféricas diretamente na superfície. Hoje, instrumentos avançados na órbita terrestre continuam a fornecer observações panorâmicas úteis de fenômenos meteorológicos relativamente extensos.

A primeira missão de sobrevoo marciano foi a Mariner 4, que chegou em 1965. Essa rápida passagem de dois dias (14 e 15 de julho de 1965) com instrumentos rudimentares contribuiu pouco para o estado do conhecimento sobre o clima marciano. Missões Mariner posteriores (Mariner 6 e 7) preencheram algumas das lacunas nas informações climáticas básicas. Estudos climáticos baseados em dados empíricos começaram de fato com os módulos de pouso do Programa Viking em 1975 e prosseguem com sondas orbitais como a Mars Reconnaissance Orbiter.

Esse trabalho de observação tem sido complementado por simulações computacionais científicas denominadas modelos de circulação geral de Marte (MGCM). Diversas iterações sucessivas do MGCM levaram a uma compreensão aprimorada de Marte, bem como dos limites intrínsecos de tais modelos.

Observações climáticas históricas

Giacomo F. Maraldi determinou em 1704 que a calota polar sul não está centralizada no polo de rotação de Marte. Durante a oposição de 1719, Maraldi observou ambas as calotas polares e registrou a variabilidade temporal em sua extensão.

William Herschel foi o primeiro a deduzir a baixa densidade da atmosfera marciana em seu artigo de 1784 intitulado On the remarkable appearances at the polar regions on the planet Mars, the inclination of its axis, the position of its poles, and its spheroidal figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphere. Quando Marte pareceu passar visualmente muito próximo de duas estrelas tênues sem causar qualquer efeito no brilho delas, Herschel concluiu acertadamente que isso indicava haver pouca atmosfera ao redor de Marte capaz de interferir na luz estelar.

A descoberta de "nuvens amarelas" na superfície de Marte feita por Honoré Flaugergues em 1809 constitui a primeira observação conhecida de tempestades de poeira marcianas. Flaugergues também observou em 1813 um recuo significativo do gelo polar durante a primavera marciana. Sua especulação de que isso indicaria que Marte era mais quente do que a Terra provou-se incorreta.

Paleoclimatologia marciana

Existem atualmente dois sistemas de datação em uso para o tempo geológico marciano. Um baseia-se na densidade de crateras e divide-se em três períodos: Noachiano, Hesperiano e Amazoniano. O outro baseia-se em uma escala mineralógica, que também possui três eras: Filociano, Teiquiano e Sideriquiano.

NoachianoHesperianoAmazoniano

Observações e modelagens recentes vêm produzindo informações não apenas sobre as condições atmosféricas e climáticas atuais de Marte, mas também sobre o seu passado. Teorizava-se há muito tempo que a atmosfera da era Noachiana era rica em dióxido de carbono. No entanto, observações espectrais recentes de depósitos de minerais de argila em Marte e a modelagem das condições de formação desses minerais constataram que há pouco ou nenhum carbonato presente nas argilas daquela época. A formação de argila em um ambiente rico em dióxido de carbono é sempre acompanhada pela precipitação de carbonatos, muito embora o carbonato possa ter sido dissolvido posteriormente pela acidez vulcânica.

A descoberta de minerais formados pela ação da água em Marte, incluindo hematita e jarosita pelo rover Opportunity, e goethita pelo rover Spirit, levou à conclusão de que as condições climáticas no passado remoto permitiam o fluxo livre de água em Marte. A morfologia das ejeções de algumas crateras de impacto indica que o solo estava úmido no momento do impacto. Observações geomorfológicas tanto das taxas de erosão da paisagem quanto das redes de vales marcianas também sugerem fortemente condições mais quentes e úmidas no período Noachiano de Marte (anterior a cerca de quatro bilhões de anos atrás). Contudo, a análise química de amostras de meteoritos marcianos indica que a temperatura ambiente próxima à superfície provavelmente esteve abaixo de 0 °C (32 °F) durante os últimos quatro bilhões de anos.

Alguns cientistas sustentam que a grande massa dos vulcões de Tharsis exerceu grande influência sobre o clima de Marte. Durante as erupções, os vulcões liberam imensas quantidades de gás, principalmente vapor d'água e CO2. Uma quantidade suficiente de gás pode ter sido expelida por esses vulcões a ponto de tornar a atmosfera primitiva marciana mais densa do que a da Terra. Os vulcões também poderiam ter emitido H2O suficiente para recobrir toda a superfície de Marte com uma lâmina d'água de 120 m (390 pés) de profundidade. O dióxido de carbono é um gás do efeito estufa que eleva a temperatura de um planeta: ele aprisiona o calor ao absorver a radiação infravermelha. Assim, os vulcões de Tharsis, ao emitirem CO2, poderiam ter tornado Marte mais parecido com a Terra no passado. Marte pode ter tido uma atmosfera muito mais espessa e quente, com a presença de oceanos ou lagos. No entanto, tem-se mostrado extremamente difícil construir modelos climáticos globais convincentes para Marte que produzam temperaturas acima de 0 °C (32 °F) em qualquer momento de sua história, embora isso possa refletir simplesmente problemas na calibração precisa de tais modelos.

Evidências de uma era glacial extrema e geologicamente recente em Marte foram publicadas em 2016. Há apenas 370.000 anos, o planeta teria parecido mais branco do que vermelho.

Tempo meteorológico

Nuvens matinais marcianas registradas pela Viking Orbiter 1 em 1976.

A temperatura e a circulação atmosférica de Marte variam ao longo de cada ano marciano (como esperado para qualquer planeta dotado de atmosfera e inclinação axial). Marte não possui oceanos, que na Terra constituem uma fonte de grande variabilidade interanual. Dados da câmera Mars Orbiter Camera (MOC) iniciados em março de 1999 e cobrindo 2,5 anos marcianos mostram que o tempo meteorológico marciano tende a ser mais repetitivo e, portanto, mais previsível do que o da Terra. Se um evento ocorre em uma época específica de um determinado ano, os dados disponíveis (ainda que esparsos) indicam que é bastante provável que ele se repita no ano seguinte praticamente no mesmo local, com margem de cerca de uma semana para mais ou para menos.

Em 29 de setembro de 2008, o módulo de pouso Phoenix detectou neve caindo de nuvens situadas a 4,5 km (2,8 milhas) acima de seu local de pouso próximo à cratera Heimdal. A precipitação vaporizou antes de atingir o solo, fenômeno denominado vírga.

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

Nuvens

Nuvens de gelo deslocando-se sobre o local de pouso da sonda Phoenix ao longo de um intervalo de 10 minutos (29 de agosto de 2008).
Nuvens de gelo deslocando-se sobre o local de pouso da sonda Phoenix ao longo de um intervalo de 10 minutos (29 de agosto de 2008).

As tempestades de poeira marcianas podem suspender partículas finas na atmosfera em torno das quais as nuvens conseguem se formar. Essas nuvens podem surgir em altitudes muito elevadas, até 100 km (62 milhas) acima do planeta. Além dessas tempestades de poeira, nuvens podem se formar como resultado da condensação de gelo seco ou de água e gelo, ou de outros compostos químicos. Além disso, nuvens mais raras do tipo "madrepérola" formam-se quando todas as partículas de uma nuvem se condensam ao mesmo tempo, criando nuvens iridescentes. As primeiras imagens de Marte enviadas pela Mariner 4 mostraram nuvens visíveis na alta atmosfera de Marte. As nuvens são muito tênues e só podem ser vistas refletindo a luz solar contra a escuridão do céu noturno. Sob esse aspecto, assemelham-se às nuvens mesosféricas, também conhecidas como nuvens noctilucentes na Terra, que ocorrem a cerca de 80 km (50 milhas) acima do nosso planeta.

Temperatura

As medições da temperatura marciana antecedem a Era Espacial. No entanto, os primeiros instrumentos e técnicas de radioastronomia produziram resultados imprecisos e divergentes. As primeiras sondas de sobrevoo (Mariner 4) e os orbitadores posteriores usaram a ocultação de rádio para realizar estudos de aeronomia. Com a composição química já deduzida a partir da espectroscopia, a temperatura e a pressão puderam então ser calculadas. Não obstante, as ocultações de sobrevoo só conseguem medir propriedades ao longo de dois transectos, nos pontos de entrada e saída de suas trajetórias em relação ao disco de Marte visto da Terra. Isso resulta em "instantâneos" meteorológicos em uma área específica e em um momento específico. Os orbitadores, posteriormente, aumentaram o número de transectos de rádio. Missões posteriores, a começar pelos sobrevoos duplos das sondas Mariner 6 e 7, além das sondas soviéticas Marte 2 e 3, transportaram detectores de infravermelho para medir a energia radiante. A Mariner 9 foi a primeira a colocar um radiômetro e espectrômetro infravermelho na órbita de Marte em 1971, juntamente com seus outros instrumentos e transmissor de rádio. As missões Viking 1 e 2 sucederam-na, trazendo não apenas Mapeadores Térmicos Infravermelhos (IRTM). As missões puderam também corroborar esses conjuntos de dados de sensoriamento remoto não só com as hastes meteorológicas de medição in situ de seus módulos de pouso, mas também com sensores de temperatura e pressão em altitudes mais elevadas durante a descida.

Diferentes valores in situ têm sido relatados para a temperatura média de Marte, sendo um valor comum o de -63 °C (210 K; -81 °F). As temperaturas da superfície podem atingir uma máxima de cerca de 20 °C (293 K; 68 °F) ao meio-dia, no equador, e uma mínima de cerca de -153 °C (120 K; -243 °F) nos polos. As medições reais de temperatura no local dos módulos de pouso Viking variam de -17,2 °C (256,0 K; 1,0 °F) a -107 °C (166 K; -161 °F). A temperatura de solo mais quente estimada pelo orbitador Viking foi de 27 °C (300 K; 81 °F). O rover Spirit registrou uma temperatura máxima diurna do ar à sombra de 35 °C (308 K; 95 °F) e mediu regularmente temperaturas bem acima de 0 °C (273 K; 32 °F), exceto no inverno.

Foi relatado que "com base nos dados de temperatura do ar noturna, cada primavera boreal e início de verão boreal já observados foram idênticos dentro da margem de erro experimental (dentro de ±1 °C)", mas que "os dados diurnos, no entanto, sugerem um cenário um pouco diferente, com temperaturas variando de ano para ano em até 6 °C nesta estação. Essa discrepância diurna-noturna é inesperada e não compreendida". Na primavera e no verão austrais, a variabilidade é dominada por tempestades de poeira que aumentam o valor da temperatura mínima noturna e reduzem o pico de temperatura diurno. Isso resulta em uma pequena redução (20 °C) na temperatura média da superfície e em um aumento moderado (30 °C) na temperatura da alta atmosfera.

Antes e depois das missões Viking, temperaturas marcianas mais novas e avançadas foram determinadas a partir da Terra por meio de espectroscopia de micro-ondas. Como o feixe de micro-ondas, inferior a 1 minuto de arco, é maior do que o disco do planeta, os resultados constituem médias globais. Mais tarde, o Espectrômetro de Emissão Térmica (TES) da Mars Global Surveyor e, em menor escala, o THEMIS da 2001 Mars Odyssey puderam não apenas reproduzir medições no infravermelho, mas intercomparar dados de módulos de pouso, rovers e medições de micro-ondas da Terra. O instrumento Mars Climate Sounder da Mars Reconnaissance Orbiter pode, de forma semelhante, obter perfis atmosféricos. Os conjuntos de dados "sugerem temperaturas atmosféricas geralmente mais frias e menor carga de poeira nas últimas décadas em Marte do que durante a Missão Viking", muito embora os dados da Viking tivessem sido previamente revisados para baixo. Os dados do TES indicam que "temperaturas atmosféricas globais muito mais frias (10–20 K) foram observadas durante os períodos de periélio de 1997 em comparação com 1977" e "que a atmosfera global no afélio de Marte é mais fria, menos empoeirada e mais nublada do que o indicado pela climatologia estabelecida da Viking", novamente levando em conta as revisões de Wilson e Richardson para os dados da Viking.

Uma comparação posterior, admitindo que "é o registro de micro-ondas das temperaturas do ar que é o mais representativo", tentou unificar o registro descontínuo das espaçonaves. Nenhuma tendência mensurável na temperatura média global foi visível entre o IRTM da Viking e o TES da MGS. "As temperaturas do ar da Viking e da MGS são essencialmente indistinguíveis para este período, sugerindo que as eras da Viking e da MGS são caracterizadas essencialmente pelo mesmo estado climático." O estudo encontrou "uma forte dicotomia" entre os hemisférios norte e sul, um "paradigma muito assimétrico para o ciclo anual marciano: uma primavera e verão boreais relativamente frios, não muito empoeirados e relativamente ricos em vapor d'água e nuvens de gelo; e um verão austral bastante semelhante ao observado pela Viking, com temperaturas do ar mais quentes, menos vapor d'água e gelo de água, e níveis mais altos de poeira atmosférica".

O instrumento MCS (Mars Climate Sounder) da Mars Reconnaissance Orbiter pôde, após a chegada, operar conjuntamente com a MGS por um breve período; os conjuntos de dados de menor capacidade do THEMIS da Mars Odyssey e do SPICAM da Mars Express também podem ser usados para cobrir um registro único e bem calibrado. Embora as temperaturas do MCS e do TES sejam geralmente consistentes, os pesquisadores relatam um possível resfriamento abaixo da precisão analítica. "Após levar em conta esse resfriamento modelado, as temperaturas do MCS no ano marciano (MY) 28 são, em média, 0,9 (diurnas) e 1,7 K (noturnas) mais frias do que as medições do TES no MY 24."

Foi sugerido que Marte teve uma atmosfera muito mais densa e quente no início de sua história. Grande parte dessa atmosfera primitiva teria sido composta por dióxido de carbono. Tal atmosfera teria elevado a temperatura, ao menos em alguns locais, acima do ponto de congelamento da água. Com a temperatura mais alta, a água corrente poderia ter esculpido os muitos canais e vales de escoamento comuns no planeta. Ela também pode ter se acumulado para formar lagos e talvez um oceano. Alguns pesquisadores sugeriram que a atmosfera de Marte pode ter sido muitas vezes mais densa do que a da Terra; contudo, uma pesquisa publicada em setembro de 2015 propôs a ideia de que talvez a atmosfera primitiva marciana não tenha sido tão espessa quanto se pensava anteriormente.

Atualmente, a atmosfera é muito rarefeita. Durante muitos anos, presumiu-se que, assim como na Terra, a maior parte do dióxido de carbono inicial estivesse aprisionada em minerais denominados carbonatos. Todavia, apesar do uso de muitos instrumentos orbitais que procuraram por carbonatos, pouquíssimos depósitos foram encontrados. Hoje em dia, considera-se que grande parte do dióxido de carbono no ar marciano foi removida pelo vento solar. Pesquisadores descobriram um processo em duas etapas que expele o gás para o espaço. A luz ultravioleta do Sol pode atingir uma molécula de dióxido de carbono, quebrando-a em monóxido de carbono e oxigênio. Um segundo fóton de luz ultravioleta pode, em seguida, quebrar o monóxido de carbono em oxigênio e carbono, que adquirem energia suficiente para escapar do planeta. Nesse processo, o isótopo leve de carbono (12C) teria maior probabilidade de deixar a atmosfera. Consequentemente, o dióxido de carbono remanescente na atmosfera seria enriquecido com o isótopo pesado (13C). Esse nível mais elevado do isótopo pesado é exatamente o que foi medido pelo rover Curiosity em Marte.

Os dados climáticos para a Cratera Gale são fornecidos abaixo, com as estações normalizadas em relação às da Terra.

Dados climáticos para Cratera Gale (2012–2015)
Mês Jan Fev Mar Abr Mai Jun Jul Ago Set Out Nov Dez Ano
Recorde alta °C (°F) 6
(43)		 6
(43)		 1
(34)		 0
(32)		 7
(45)		 14
(57)		 20
(68)		 19
(66)		 7
(45)		 7
(45)		 8
(46)		 8
(46)		 20
(68)
Média alta °C (°F) −7
(19)		 −20
(−4)		 −23
(−9)		 −20
(−4)		 −4
(25)		 0
(32)		 2
(36)		 1
(34)		 1
(34)		 4
(39)		 −1
(30)		 −3
(27)		 −5.7
(21.7)
Média baixa °C (°F) −82
(−116)		 −86
(−123)		 −88
(−126)		 −87
(−125)		 −85
(−121)		 −78
(−108)		 −76
(−105)		 −69
(−92)		 −68
(−90)		 −73
(−99)		 −73
(−99)		 −77
(−107)		 −78.5
(−109.3)
Recorde baixa °C (°F) −95
(−139)		 −127
(−197)		 −114
(−173)		 −97
(−143)		 −98
(−144)		 −125
(−193)		 −84
(−119)		 −80
(−112)		 −78
(−108)		 −78
(−109)		 −83
(−117)		 −110
(−166)		 −127
(−197)
Fonte: Centro de Astrobiología, Mars Weather, NASA Quest, SpaceDaily

Propriedades e processos atmosféricos

Marte – gases mais abundantes – (rover Curiosity, dispositivo Sample Analysis at Mars, outubro de 2012)

Baixa pressão atmosférica

A atmosfera marciana é composta principalmente de dióxido de carbono e possui uma pressão média na superfície de cerca de 600 pascals (Pa), quase 170 vezes menor do que os 101.000 Pa da Terra. Um efeito disso é que a atmosfera de Marte pode reagir muito mais rapidamente a uma determinada entrada de energia do que a atmosfera da Terra. Como consequência, Marte está sujeito a fortes marés térmicas produzidas pelo aquecimento solar, e não por influência gravitacional. Essas marés podem ser significativas, atingindo até 10% da pressão atmosférica total (tipicamente cerca de 50 Pa). A atmosfera da Terra experimenta marés diurnas e semidiurnas semelhantes, mas seu efeito é menos perceptível devido à massa atmosférica muito maior da Terra.

Embora a temperatura em Marte possa ficar acima do ponto de congelamento, a água líquida é instável em grande parte do planeta, pois a pressão atmosférica está abaixo do ponto triplo da água e o gelo de água sublima diretamente em vapor d'água. Exceções a isso são as áreas de menor altitude do planeta, mais notavelmente na bacia de impacto de Hellas Planitia, a maior cratera desse tipo em Marte. Ela é tão profunda que a pressão atmosférica no fundo atinge 1.155 Pa, valor situado acima do ponto triplo, de modo que, se a temperatura ultrapassar o ponto de congelamento local, a água líquida poderia existir ali.

Vento

Paraquedas do rover Curiosity balançando com o vento marciano (HiRISE/MRO) (12 de agosto de 2012 a 13 de janeiro de 2013)
Trilhas de redemoinhos de poeira em Amazonis Planitia (10 de abril de 2001)

A superfície de Marte possui uma inércia térmica muito baixa, o que significa que ela se aquece rapidamente quando o sol brilha sobre ela. As variações diárias típicas de temperatura, fora das regiões polares, giram em torno de 100 K. Na Terra, os ventos frequentemente se desenvolvem em áreas onde a inércia térmica muda repentinamente, como do mar para a terra. Não há mares em Marte, mas há áreas onde a inércia térmica do solo varia, originando ventos matinais e vespertinos semelhantes às brisas marinhas da Terra. O projeto Antares "Mars Small-Scale Weather" (MSW) identificou em 2003 algumas pequenas fraquezas nos modelos de circulação geral (GCMs) de então, decorrentes da modelagem de solo mais primitiva desses modelos. "A absorção de calor pelo solo e sua devolução são bastante importantes em Marte, de modo que os esquemas de solo precisam ser bastante precisos." Essas deficiências estão sendo corrigidas e devem levar a avaliações futuras mais precisas, embora tornem um tanto problemática a confiança contínua em previsões mais antigas de modelos climáticos marcianos.

Nas baixas latitudes, a circulação de Hadley predomina e é essencialmente o mesmo processo que na Terra gera os ventos alísios. Em latitudes mais altas, uma série de áreas de alta e baixa pressão, chamadas ondas de pressão baroclínicas, dominam o tempo meteorológico. Marte é mais seco e frio do que a Terra e, consequentemente, a poeira levantada por esses ventos tende a permanecer na atmosfera por mais tempo do que na Terra, já que não há precipitação para lavá-la (exceto a neve de CO2). Uma dessas tempestades ciclônicas foi recentemente capturada pelo Telescópio Espacial Hubble (foto abaixo).

Uma das principais diferenças entre as circulações de Hadley de Marte e da Terra reside em sua velocidade, medida pela escala de tempo de revolvimento celular (overturning timescale). A escala de tempo de revolvimento em Marte é de cerca de 100 dias marcianos, enquanto na Terra é superior a um ano.

Ventos e saltos catabáticos

Ventos catabáticos, ou fluxos atmosféricos de drenagem, são ventos criados pelo ar frio e denso que desce e se acelera ao longo de encostas inclinadas pela força da gravidade. Encontrados com mais frequência na Terra afetando os mantos de gelo elevados da Groenlândia e da Antártida, os ventos catabáticos também podem ser encontrados afetando partes de Marte com intensas circulações descendentes pronunciadas, como em Valles Marineris, no Olympus Mons e em ambas as calotas polares norte e sul. Eles podem ser identificados por múltiplas feições morfológicas de superfície nas regiões polares, como campos de dunas e estrias de geada. Devido à baixa inércia térmica da fina atmosfera de CO2 de Marte e às curtas escalas de tempo radiativas, os ventos catabáticos em Marte são de duas a três vezes mais fortes do que na Terra e ocorrem em grandes extensões de terreno com ventos ambientes fracos, terreno inclinado e inversões térmicas próximas à superfície ou resfriamento radiativo da superfície e da atmosfera. Os ventos catabáticos têm sido fundamentais na modelagem da calota polar norte e dos depósitos polares estratificados, tanto sob o aspecto eólico quanto sob o aspecto térmico. Também foi demonstrado que a aceleração dos ventos catabáticos aumenta com a declividade da encosta e causa maior aquecimento atmosférico quanto mais acentuada for a inclinação. Esse aquecimento atmosférico pode ocorrer sobre qualquer encosta íngreme, mas isso nem sempre se traduz em aquecimento da superfície. Demonstrou-se também que eles limitam as taxas de condensação de CO2 nas calotas polares no inverno e aumentam a sublimação de CO2 no verão. Embora medições quantitativas dos ventos catabáticos raramente estejam disponíveis, eles permanecem um elemento altamente visado para futuras missões.

Saltos catabáticos também são comuns em depressões e calhetas de Marte; estes podem ser descritos como zonas estreitas com grandes variações horizontais de pressão, temperatura e velocidade do vento, que exigem vapor d'água supersaturado para formar nuvens e possibilitar a migração de gelo da parte a montante da calheta para a parte a jusante. Por essa razão, as calotas polares registram menos saltos catabáticos no inverno, uma vez que a calota de gelo sazonal que recobre as regiões polares faz com que haja menos gelo hídrico disponível para gerar vapor. No entanto, mesmo quando a calota sazonal sublima ao longo do verão marciano, os ventos velozes necessários para os saltos catabáticos já não estão presentes, o que faz com que a cobertura de nuvens volte a ser insignificante. Portanto, os saltos catabáticos são observados com maior frequência em calhetas durante a primavera e o outono marcianos.

Tempestades de poeira

Tempestades de poeira em Marte
6 de junho de 2018
25 de novembro de 2012
18 de novembro de 2012
29 de setembro de 2022
As localizações dos módulos de pouso e rovers estão assinaladas

Quando a sonda Mariner 9 chegou a Marte em 1971, os cientistas esperavam ver imagens nítidas de detalhes da superfície. Em vez disso, depararam-se com uma tempestade de poeira quase global, com apenas o gigantesco vulcão Olympus Mons sobressaindo acima da névoa. A tempestade durou um mês, ocorrência que os cientistas aprenderam mais tarde ser bastante comum em Marte. Utilizando dados da Mariner 9, James B. Pollack et al. propuseram um mecanismo para as tempestades de poeira de Marte em 1973.

Composição em sequência temporal do horizonte marciano visto pelo rover Opportunity ao longo de 30 dias marcianos; mostra o quanto a luz solar foi bloqueada pelas tempestades de poeira de julho de 2007; um Tau de 4,7 indica que 99% da luz solar foi bloqueada.

Conforme observado pelas espaçonaves Viking a partir da superfície, "durante uma tempestade global de poeira, a amplitude térmica diurna reduziu-se drasticamente, de 50 °C para cerca de 10 °C, e a velocidade do vento aumentou consideravelmente — de fato, dentro de apenas uma hora após a chegada da tempestade, ela havia aumentado para 17 m/s (61 km/h; 38 mph), com rajadas de até 26 m/s (94 km/h; 58 mph). No entanto, nenhum transporte real de material foi observado em nenhum dos dois locais, apenas um clareamento gradual e perda de contraste do material de superfície à medida que a poeira se assentava sobre ele."

Em 26 de junho de 2001, o Telescópio Espacial Hubble detectou uma tempestade de poeira em formação na Bacia de Hellas em Marte (foto à direita). Um dia depois, a tempestade "explodiu" e tornou-se um evento global. Medições orbitais mostraram que essa tempestade de poeira reduziu a temperatura média da superfície e elevou a temperatura da atmosfera de Marte em 30 K. A baixa densidade da atmosfera marciana faz com que sejam necessários ventos de 18 a 22 m/s (65 a 79 km/h; 40 a 49 mph) para levantar a poeira da superfície, mas como Marte é muito seco, a poeira pode permanecer na atmosfera por muito mais tempo do que na Terra, onde logo é lavada pela chuva. A estação seguinte àquela tempestade de poeira apresentou temperaturas diurnas 4 K abaixo da média. Isso foi atribuído à cobertura global de poeira de coloração clara que se assentou após a tempestade, aumentando temporariamente o albedo de Marte.

Em meados de 2007, uma tempestade de poeira planetária representou uma séria ameaça aos rovers Spirit e Opportunity do programa Mars Exploration Rover, movidos a energia solar, ao reduzir a quantidade de energia fornecida pelos painéis solares e exigir o desligamento da maioria dos experimentos científicos enquanto se aguardava a dissipação das tempestades. Após as tempestades de poeira, os rovers tiveram a potência significativamente reduzida devido ao assentamento de poeira sobre os painéis.

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 são mais comuns durante o periélio, quando o planeta recebe 40% a mais de luz solar do que durante o afélio. Durante o afélio, nuvens de gelo hídrico formam-se na atmosfera, interagindo com as partículas de poeira e afetando a temperatura do planeta.

As tempestades de poeira globais de Marte, que podem durar meses, são frequentemente desencadeadas pelo aquecimento solar próximo ao periélio do planeta, intensificando a circulação atmosférica e a elevação de poeira.

Uma grande e intensificada tempestade de poeira teve início no final de maio de 2018 e persistia em meados de junho. Em 10 de junho de 2018, conforme observado no local do rover Opportunity, a tempestade era mais intensa do que a tempestade de 2007 suportada pelo rover. Em 20 de junho de 2018, a NASA informou que a tempestade havia crescido a ponto de recobrir completamente todo o planeta.

Observações desde a década de 1950 mostraram que as chances de uma tempestade de poeira cobrir todo o planeta em um determinado ano marciano são de aproximadamente uma em três.

Tempestades de poeira contribuem para a perda de água em Marte. Um estudo dessas tempestades com a Mars Reconnaissance Orbiter sugeriu que 10% da perda hídrica do planeta pode ter sido causada por tempestades de poeira. Instrumentos a bordo da sonda detectaram vapor d'água em altitudes muito elevadas durante tempestades globais. A luz ultravioleta do Sol pode então dissociar a água em hidrogênio e oxigênio. O hidrogênio da molécula de água escapa subsequentemente para o espaço. Constatou-se que a perda mais recente de hidrogênio atômico proveniente da água é amplamente impulsionada por processos sazonais e por tempestades de poeira que transportam a água diretamente para a alta atmosfera.

Eletricidade atmosférica

Acredita-se que as tempestades de poeira marcianas possam desencadear fenômenos elétricos atmosféricos. Sabe-se que os grãos de poeira adquirem carga elétrica ao colidirem com o solo ou com outros grãos. Análises teóricas, computacionais e experimentais de fluxos poeirentos em escala de laboratório e de redemoinhos de poeira em escala real na Terra indicam que a eletricidade autoinduzida, incluindo relâmpagos, é um fenômeno comum em fluxos turbulentos carregados de poeira. Em Marte, essa tendência seria agravada pela baixa pressão atmosférica, o que se traduz em campos elétricos muito mais baixos exigidos para a ruptura dielétrica. Como resultado, a segregação aerodinâmica de poeira em meso e macroescalas poderia facilmente levar a uma separação de cargas grande o suficiente para produzir ruptura elétrica local em nuvens de poeira acima do solo.

Simulação Numérica Direta de turbulência carregada com 168 milhões de partículas inerciais de poeira eletricamente carregadas (Center for Turbulence Research, Universidade Stanford)

Apesar disso, em contraste com outros planetas do Sistema Solar, não existem medições in situ na superfície de Marte que comprovem essas hipóteses. A primeira tentativa de elucidar essas incógnitas foi feita pelo módulo de pouso Schiaparelli EDM da missão ExoMars em 2016, que incluía instrumentos a bordo para medir cargas elétricas de poeira e campos elétricos atmosféricos em Marte. No entanto, o módulo falhou durante a aterrissagem automatizada em 19 de outubro de 2016 e colidiu contra a superfície.

Saltação

O processo geológico de saltação é bastante importante em Marte como mecanismo para adicionar partículas à atmosfera. Partículas de areia em saltação foram observadas no rover Spirit da missão MER. A teoria e as observações do mundo real não concordavam entre si, com a teoria clássica não conseguindo prever até metade das partículas reais em saltação. Um modelo mais ajustado às observações reais sugere que partículas em saltação criam um campo elétrico que amplia o efeito do processo. Os grãos marcianos saltam em trajetórias 100 vezes mais altas e mais longas e atingem velocidades de 5 a 10 vezes maiores do que os grãos terrestres.

Nuvem anelar boreal recorrente

Visão do Hubble da colossal nuvem polar em Marte

Uma grande nuvem em forma de toroide ("rosquinha") aparece na região polar norte de Marte aproximadamente na mesma época a cada ano marciano e com cerca do mesmo tamanho. Ela se forma pela manhã e se dissipa no início da tarde marciana. O diâmetro externo da nuvem é de aproximadamente 1.600 km (1.000 milhas), e o orifício ou olho interno mede cerca de 320 km (200 milhas) de largura. Acredita-se que a nuvem seja composta de gelo de água, possuindo, portanto, coloração branca, ao contrário das tempestades de poeira mais comuns.

Ela se assemelha a uma tempestade ciclônica, similar a um furacão, mas não gira. A nuvem aparece durante o verão boreal e em latitudes elevadas. Especula-se que isso se deva a condições climáticas singulares próximas ao polo norte. Tempestades de formato ciclônico foram detectadas pela primeira vez durante o programa de mapeamento orbital Viking, mas a nuvem anelar norte é quase três vezes maior. A nuvem também foi detectada por várias sondas e telescópios, incluindo o Hubble e a Mars Global Surveyor.

Outros eventos cíclicos repetitivos são tempestades de poeira e redemoinhos de poeira.

Presença de metano

A fonte do metano em Marte é desconhecida; sua detecção é ilustrada aqui.

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

Traços de metano, no nível de várias partes por bilhão (ppb), foram relatados pela primeira vez na atmosfera de Marte por uma equipe do Goddard Space Flight Center da NASA em 2003. Grandes discrepâncias nas abundâncias foram registradas entre observações realizadas em 2003 e 2006, o que sugeriu que o metano estava concentrado localmente e era provavelmente sazonal. Em 2014, a NASA informou que o rover Curiosity detectou um aumento de dez vezes ('pico') de metano na atmosfera ao seu redor no final de 2013 e início de 2014. Quatro medições realizadas ao longo de dois meses nesse período tiveram média de 7,2 ppb, sugerindo que Marte está produzindo ou liberando metano episodicamente a partir de uma fonte desconhecida. Antes e depois disso, as leituras registraram médias 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 rover 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 entre rocha e água, radiólise da água e formação de pirita, todos os quais produzem H2, que poderia então gerar metano e outros hidrocarbonetos via 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, comum em Marte.

Microrganismos vivos, como os metanogênicos, são outra fonte possível, mas nenhuma outra evidência da presença de tais organismos foi encontrada em Marte. (Ver: Vida em Marte#Metano).

Escavação por dióxido de carbono

Imagens da Mars Reconnaissance Orbiter sugerem que ocorre um processo de erosão singular com base no clima exclusivo de Marte. O aquecimento primaveril em certas áreas faz com que o gelo de CO2 sublime e flua para cima, criando padrões de erosão altamente incomuns conhecidos como "ravinas araneiformes" ou "aranhas". O gelo translúcido de CO2 forma-se durante o inverno e, conforme a luz solar da primavera aquece a superfície, vaporiza o CO2 para a fase gasosa, que flui encosta acima sob o manto translúcido de gelo. Pontos de fraqueza no gelo originam gêiseres de CO2.

Montanhas

Gases voláteis da atmosfera de Marte (rover Curiosity, outubro de 2012)

As tempestades marcianas são significativamente afetadas pelas grandes cadeias de montanhas do planeta. Montanhas individuais, como o recordista Olympus Mons (26 km; 85.000 pés), podem afetar a meteorologia local, mas efeitos climáticos de maior escala decorrem da vasta concentração de vulcões na região de Tharsis.

Um fenômeno meteorológico singular e repetitivo envolvendo montanhas é a nuvem espiral de poeira que se forma sobre o vulcão Arsia Mons. Essa nuvem espiral pode elevar-se de 15 a 30 km (50.000 a 100.000 pés) acima da montanha. As nuvens estão presentes ao redor do Arsia Mons durante quase todo o ano marciano, atingindo o pico no final do verão.

Nuvens ao redor de montanhas apresentam variabilidade sazonal. As nuvens no Olympus Mons e no Ascraeus Mons surgem na primavera e no verão do hemisfério norte, atingindo uma área máxima de cerca de 900.000 km2 e 1.000.000 km2, respectivamente, no final da primavera. As nuvens ao redor de Alba Patera e Pavonis Mons exibem um pico menor adicional no final do verão. Pouquíssimas nuvens foram observadas no inverno. As previsões geradas pelo Modelo de Circulação Geral de Marte são consistentes com essas observações.

Calotas polares

Calota polar com a espessura da atmosfera, assim como uma grande nuvem orográfica visível no horizonte
Aspecto provável de Marte durante uma era do gelo entre 2,1 milhões e 400.000 anos atrás, quando a inclinação axial do planeta era maior do que a atual.
Vista pela câmera HiRISE de Olympia Rupes em Planum Boreum, uma das muitas camadas expostas de gelo de água encontradas nas regiões polares de Marte. Largura retratada: 1,3 km (0,81 milhas).
Imagem da HiRISE de "manchas escuras em dunas" e leques formados por erupções de jatos de gás CO2 a partir de gêiseres na calota polar sul de Marte

Marte possui calotas de gelo em seu polo norte e polo sul, compostas principalmente de gelo de água; no entanto, há dióxido de carbono congelado (gelo seco) presente em suas superfícies. O gelo seco acumula-se na região polar norte (Planum Boreum) apenas no inverno, sublimando completamente no verão, enquanto a região polar sul retém, além disso, uma cobertura permanente de gelo seco de até 8 metros (26 pés) de espessura. Essa diferença decorre da maior elevação topográfica do polo sul.

Grande parte da atmosfera pode condensar-se no polo de inverno, a ponto de a pressão atmosférica variar em até um terço de seu valor médio. Essa condensação e evaporação fazem com que a proporção dos gases não condensáveis na atmosfera mude de forma inversa. A excentricidade da órbita de Marte afeta esse ciclo, assim como outros fatores. Na primavera e no outono, o vento resultante do processo de sublimação do dióxido de carbono é tão forte que pode atuar como causa das tempestades globais de poeira mencionadas anteriormente.

A calota polar norte possui um diâmetro de aproximadamente 1.000 km durante o verão boreal de Marte e contém cerca de 1,6 milhão de quilômetros cúbicos de gelo, o qual, se espalhado uniformemente pela calota, teria 2 km de espessura. (Isto se compara a um volume de 2,85 milhões de quilômetros cúbicos do manto de gelo da Groenlândia). A calota polar sul tem diâmetro de 350 km e espessura máxima de 3 km. Ambas as calotas exibem calhetas em espiral, que inicialmente se pensava terem se formado como resultado do aquecimento solar diferencial associado à sublimação do gelo e à condensação do vapor d'água. Análises de dados do radar de penetração de gelo SHARAD demonstraram que as calhetas espirais são esculpidas por uma dinâmica singular na qual ventos catabáticos de alta densidade descem do alto polar para transportar gelo e criar relevos de grande comprimento de onda. A geometria em espiral decorre da deflexão dos ventos pela força de Coriolis, de modo muito semelhante a como os ventos terrestres se espiralam para formar um ciclone. As depressões não se formaram junto com as calotas de gelo; em vez disso, começaram a se desenvolver entre 2,4 milhões e 500.000 anos atrás, depois que três quartos da calota já estavam consolidados. Isso sugere que uma alteração climática possibilitou o seu surgimento. Ambas as calotas contraem-se e expandem-se de acordo com as flutuações de temperatura das estações marcianas; há também tendências de mais longo prazo compreendidas mais detalhadamente pela ciência moderna.

Durante a primavera do hemisfério sul, o aquecimento solar dos depósitos de gelo seco no polo sul leva, em determinados pontos, ao acúmulo de gás CO2 pressurizado sob a superfície do gelo semitransparente, aquecido pela absorção de radiação pelo substrato rochoso mais escuro. Após atingir a pressão necessária, o gás irrompe através do gelo em jatos semelhantes a gêiseres. Embora as erupções não tenham sido observadas diretamente, elas deixam marcas registradas sob a forma de "manchas escuras em dunas" e leques mais claros sobre o gelo, correspondentes à areia e poeira suspensas pelas erupções, além de um padrão araneiforme de sulcos escavados sob o gelo pelo escape veloz do gás. (Ver: gêiseres em Marte). Erupções de gás nitrogênio observadas pela sonda Voyager 2 em Tritão teriam ocorrido por um mecanismo físico semelhante.

Ambas as calotas polares encontram-se atualmente em fase de acúmulo de massa, confirmando os ciclos periódicos previstos de Milankovitch em escalas de tempo de ~400.000 e ~4.000.000 de anos. Sondagens do radar SHARAD a bordo da Mars Reconnaissance Orbiter indicam um crescimento total da calota de cerca de 0,24 km3/ano. Deste montante, 92%, ou ~0,86 mm/ano, dirige-se para o norte, uma vez que a circulação de Hadley assimétrica de Marte atua como uma bomba não linear que transporta voláteis em direção ao polo boreal.

Vento solar

Marte perdeu a maior parte de seu campo magnético intrínseco há cerca de quatro bilhões de anos. Em decorrência disso, o vento solar e a radiação cósmica interagem diretamente com a ionosfera marciana. Isso mantém a atmosfera mais rarefeita do que seria de outra forma, pela ação do vento solar que remove continuamente átomos da camada atmosférica externa. A maior parte da perda atmosférica histórica em Marte decorre diretamente desse processo. A teoria atual postula um enfraquecimento gradual do vento solar com o tempo, o que significa que os efeitos contemporâneos de perda atmosférica são muito menores do que aqueles verificados no passado remoto, quando o fluxo solar era mais intenso.

Estações do ano

Na primavera, a sublimação do gelo faz com que a areia sob a camada forme depósitos em leque sobre o gelo sazonal.

Marte possui uma inclinação axial de 25,2°. Isso significa que há estações em Marte exatamente como na Terra. A excentricidade orbital de Marte é de 0,1, muito maior do que a atual excentricidade orbital da Terra, de cerca de 0,02. Essa pronunciada excentricidade faz com que a insolação em Marte varie significativamente à medida que o planeta orbita o Sol. (O ano marciano dura 687 dias, aproximadamente 2 anos terrestres). Como na Terra, a obliquidade de Marte comanda as estações do ano, mas, em função da elevada excentricidade, os invernos no hemisfério sul são longos e frios, enquanto no hemisfério norte são curtos e relativamente amenos.

Atualmente, considera-se que o gelo se acumulou quando a inclinação orbital de Marte era muito diferente da atual (o eixo em torno do qual o planeta gira apresenta oscilações consideráveis, o que significa que seu ângulo muda com o tempo). Há alguns milhões de anos, a inclinação do eixo de Marte era de 45 graus, em vez dos 25 graus atuais. Essa inclinação, também chamada de obliquidade, varia amplamente porque suas duas diminutas luas não têm massa suficiente para estabilizá-lo da mesma forma que a Lua estabiliza a Terra.

Muitas feições de relevo em Marte, especialmente no quadrângulo de Ismenius Lacus, contêm grandes volumes de gelo. O modelo mais aceito para a origem desse gelo é a mudança climática induzida por grandes oscilações na inclinação do eixo de rotação planetário. Em certos períodos, essa inclinação chegou a ultrapassar 80 graus. Tais alterações acentuadas na inclinação explicam a presença de diversas feições ricas em gelo no relevo marciano.

Estudos demonstram que, quando a inclinação de Marte atinge 45 graus (em comparação aos 25 graus atuais), o gelo deixa de ser estável nos polos. Além disso, sob essa alta inclinação, os reservatórios de dióxido de carbono sólido (gelo seco) sublimam, aumentando consequentemente a pressão atmosférica. Esse aumento de pressão permite que maior quantidade de poeira seja sustentada na atmosfera. A umidade atmosférica precipita sob a forma de neve ou gelo congelado em torno de grãos de poeira. Cálculos indicam que esse material se concentra preferencialmente nas latitudes médias. Modelos de circulação geral da atmosfera marciana preveem acúmulos de poeira rica em gelo exatamente nas mesmas áreas geográficas onde são encontradas feições com abundância de gelo. Quando a inclinação começa a retornar a valores menores, o gelo sublima (passando diretamente à fase gasosa) e deixa para trás uma camada residual protetora de poeira (lag deposit). Esse depósito residual recobre o material subjacente, de modo que, a cada ciclo de alta inclinação, parte do manto rico em gelo é preservada abaixo da superfície. Nota-se que essa camada homogênea de manto superficial representa provavelmente material de idade geológica recente. Abaixo estão imagens de camadas desse manto estratificado que se precipitou da atmosfera em épocas passadas.

Duração atual e desigual das estações marcianas
EstaçãoSóis marcianosDias terrestres
Primavera boreal, outono austral193,3092,764
Verão boreal, inverno austral178,6493,647
Outono boreal, primavera austral142,7089,836
Inverno boreal, verão austral153,9588,997

A precessão axial no alinhamento da obliquidade e da excentricidade leva a episódios de aquecimento e resfriamento globais ('grandes' verões e invernos) com periodicidade de 170.000 anos.

Assim como a Terra, a obliquidade de Marte passa por alterações periódicas que provocam mudanças prolongadas no clima. Mais uma vez, o efeito é mais pronunciado em Marte devido à ausência do efeito estabilizador de uma lua de grandes dimensões. Como resultado, a obliquidade pode variar em até 45 graus. Jacques Laskar, do Centro Nacional de Pesquisa Científica da França, argumenta que os efeitos dessas mudanças climáticas periódicas podem ser identificados na estrutura estratificada da calota de gelo no polo norte marciano. Pesquisas atuais indicam que Marte está passando por um período interglacial quente que já perdura por mais de 100.000 anos.

Como a Mars Global Surveyor pôde observar Marte ao longo de 4 anos marcianos, constatou-se que o tempo meteorológico em Marte foi semelhante de ano para ano. Quaisquer diferenças observadas estavam diretamente relacionadas a flutuações na quantidade de energia solar que atingia o planeta. Os cientistas conseguiram até mesmo prever com precisão tempestades de poeira que ocorreriam durante o pouso da sonda Beagle 2. Descobriu-se que as tempestades de poeira regionais estavam intimamente ligadas aos locais onde havia poeira disponível para ser erguida.

Evidências de mudanças climáticas recentes

Depressões na calota polar sul (MGS 1999, NASA)

Ocorreram mudanças regionais ao redor do polo sul (Planum Australe) ao longo dos últimos anos marcianos. Em 1999, a Mars Global Surveyor fotografou cavidades na camada de dióxido de carbono congelado no polo sul marciano. Devido à sua forma e orientação marcantes, essas depressões ficaram conhecidas como terreno em queijo suíço. Em 2001, a espaçonave fotografou as mesmas cavidades novamente e descobriu que elas haviam crescido, recuando cerca de 3 metros em um único ano marciano. Essas feições são formadas pela sublimação da camada de gelo seco, o que expõe a camada inerte de gelo de água subjacente. Observações mais recentes indicam que o gelo no polo sul de Marte continua a sublimar. As cavidades no gelo continuam a expandir-se cerca de 3 metros por ano marciano. Malin afirma que as condições em Marte não são favoráveis à formação de gelo novo no momento presente. Um comunicado de imprensa da NASA indica que há "mudanças climáticas em curso" em Marte. Em um resumo das observações com a Mars Orbiter Camera, os pesquisadores especularam que algum gelo seco possa ter sido depositado entre a missão Mariner 9 e a missão Mars Global Surveyor. Com base na atual taxa de perda, os depósitos observados hoje podem desaparecer por completo dentro de cem anos.

Em outros locais do planeta, áreas de baixa latitude contêm mais gelo de água do que deveriam ter, dadas as atuais condições climáticas. A sonda Mars Odyssey "está nos fornecendo indícios de mudanças climáticas globais recentes em Marte", afirmou Jeffrey Plaut, cientista de projeto da missão no Laboratório de Propulsão a Jato da NASA, em trabalho divulgado em 2003.

Teorias de atribuição

Mudanças polares

Colaprete et al. conduziram simulações com o Modelo de Circulação Geral de Marte que mostram que o clima local ao redor do polo sul marciano pode estar passando atualmente por um período instável. A instabilidade simulada tem raízes na geografia da região, levando os autores a especular que a sublimação do gelo polar é um fenômeno de ordem local e não uma tendência global. Os pesquisadores demonstraram que, mesmo sob luminosidade solar constante, os polos seriam capazes de alternar entre estados de acúmulo ou de perda líquida de gelo. O gatilho para a transição de estado poderia ser tanto uma maior carga de poeira suspensa na atmosfera quanto uma mudança no albedo devido à deposição de gelo de água sobre a calota polar. Essa teoria apresenta certas dificuldades analíticas diante da ausência de deposição de gelo após a tempestade global de poeira de 2001. Outra questão reside no fato de que a precisão do Modelo de Circulação Geral de Marte diminui conforme a escala do fenômeno se torna mais localizada.

Argumentou-se que "as mudanças regionais observadas na cobertura de gelo polar sul decorrem quase com certeza de uma transição climática estritamente regional, e não de um fenômeno global, não estando comprovadamente relacionadas a forçantes externas". Em reportagem publicada na revista Nature, o editor-chefe de notícias Oliver Morton escreveu: "O aquecimento de outros corpos do Sistema Solar foi aproveitado por céticos do clima. Em Marte, o aquecimento parece se dever ao deslocamento de poeira pelo vento, revelando grandes manchas de rocha basáltica escura que se aquecem consideravelmente durante o dia."

Habitabilidade

Embora no seu estado presente Marte seja inabitável para os seres humanos, muitos sugeriram a terraformação de Marte com o objetivo de alterar o clima para torná-lo habitável. Notavelmente, Elon Musk sugeriu a detonação de armas nucleares sobre as calotas polares de Marte para liberar vapor d'água e dióxido de carbono, afirmando que isso poderia aquecer o planeta o suficiente para viabilizar a habitação humana, embora essa proposta tenha sido refutada por pesquisas científicas recentes.

Zonas climáticas

As zonas climáticas terrestres foram definidas inicialmente por Wladimir Köppen com base na distribuição de associações vegetais. A classificação climática baseia-se, ademais, na temperatura, na pluviosidade e na subdivisão baseada em diferenças na distribuição sazonal de temperatura e precipitação; há também um grupo separado para climas extrazonais, como em altas altitudes. Marte não possui vegetação nem pluviosidade, de modo que qualquer classificação climática só poderia apoiar-se na temperatura; um refinamento adicional do sistema pode apoiar-se na distribuição de poeira, no teor de vapor d'água e na ocorrência de neve. Zonas climáticas solares também podem ser facilmente calculadas para Marte.

Missões atuais

A sonda 2001 Mars Odyssey está atualmente em órbita de Marte realizando medições globais de temperatura atmosférica por meio do instrumento TES. A sonda Mars Reconnaissance Orbiter realiza diariamente observações meteorológicas e climáticas a partir da órbita. Um de seus instrumentos, o Mars Climate Sounder, é especializado no monitoramento climático. O MSL foi lançado em novembro de 2011 e pousou em Marte em 6 de agosto de 2012. Os orbitadores MAVEN, Mangalyaan e TGO encontram-se atualmente em órbita de Marte e continuam a investigar a sua atmosfera.

Rover Curiosity – Temperatura, Pressão, Umidade na Cratera Gale em Marte (agosto de 2012 – fevereiro de 2013)
Temperatura
Pressão
Umidade

Ver também

Referências

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Leitura adicional

Ligações externas

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