MERCÚRIO
Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol, e tem uma órbita
invulgarmente excêntrica (apenas Plutão tem uma excentricidade maior). É
o planeta que orbita com maior velocidade (o ano mercuriano tem apenas
88 dias) e é o segundo mais quente (logo a seguir a Vénus). Pela sua
proximidade à Terra, que permite a sua observação a olho nu, é um dos 6
planetas conhecidos da antiguidade. De facto, apesar de não emitir luz
própria visível, reflecte a luz do Sol e é um dos objectos mais
brilhantes do céu. No entanto, é um planeta difícil de observar. Visto
da Terra, nunca se afasta muito do Sol e está a maior parte do tempo
ofuscado por este. Sem telescópio, só o conseguimos ver durante o pôr ou
o nascer do Sol. Por exemplo, quando Mercúrio se encontra perto da sua
maior
elongação
de oeste, pode ser visto pouco antes do nascer do Sol como uma estrela
da manhã que o precede. Além disso, o facto de Mercúrio ter uma órbita
mais próxima do Sol do que a da Terra permite-nos observar um fenómeno
astronómico interessante, chamado Trânsito Solar, quando Mercúrio visto
da Terra passa à frente do Sol.
Quando em 1973-1975, a nave espacial
Mariner 10 fez 3 voos próximos a Mercúrio, as fotografias que tirou mostraram-nos um planeta estéril,
sem atmosfera,
com um grande número de crateras causadas pelo impacto de meteoritos
dos tempos turbulentos dos primeiros 700 milhões de anos do sistema
solar. As semelhanças com a Lua foram logo evidentes, e tal como nesta,
não foram observadas evidências da existência de placas tectónicas.
Alternadas com zonas de muitas crateras, as imagens mostram ainda zonas
lisas, aparentemente o resultado de correntes de lava solidificada
provenientes de grandes erupções vulcânicas dos primeiros tempos de vida
do planeta. Tal como a Terra, Mercúrio tem também um núcleo de ferro,
sendo inclusive o planeta mais rico em ferro do sistema solar; os
magnetómetros da Mariner 10 mostraram que, também como a
Terra,
Mercúrio possui um campo magnético, o que é uma indicação da presença de metais líquidos no seu interior.
Admite-se que Mercúrio possa ter nos pólos gelo proveniente de cometas,
no interior de crateras que não vêm a luz solar. Esta possibilidade é
sugerida pela alta reflectividade às ondas rádio medida nos pólos a
partir de
radiotelescópios
na Terra. É que apesar de Mercúrio ser um planeta muito quente, o seu
eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 0.5º em relação ao plano da
sua órbita, não tendo por esta razão estações do ano, ficando os seus
pólos permanentemente sujeitos a uma fraca incidência de luz solar.
Vênus
Vénus é o segundo planeta mais próximo do Sol e o planeta mais
próximo da Terra. As perguntas intrigantes que este planeta "gémeo" da
Terra nos coloca começam com o seu movimento de rotação própria. Uma
rotação completa sobre si mesmo demora 243.01 dias, o que é um período
invulgarmente longo. Além disso, enquanto que a maior parte dos planetas
rodam sobre si próprios no mesmo sentido, Vénus é uma das excepções.
Tal como Urano e Plutão, a sua rotação é retrógrada, o que significa que
em Vénus o Sol nasce a este e põe-se a oeste. Durante muito tempo não
se tinha a certeza porque é que existiam estas excepções, uma vez que a
maior parte dos corpos no sistema solar, mesmo os satélites dos vários
planetas, rodam no mesmo sentido, 'herdado' do movimento de rotação da
nuvem primordial, no entanto, estudos dinâmicos recentes da obliquidade
dos planetas podem explicar a
rotação anómala de Vénus.
No seu período de maior brilho, para um observador na Terra, Vénus é
o objecto mais luminoso no céu, apenas ultrapassado pelo Sol e pela
Lua. Apesar de, tal como Mercúrio, ser um planeta que orbita entre a
Terra e o Sol, está suficientemente afastado deste para que o possamos
observar sem que a luz Solar nos ofusque. Nos pontos da sua maior
elongação
difere do Sol por um ângulo de 47º o que permite óptimas condições para
ser observado ao nascer e ao pôr do Sol. Por esta razão, desde a
antiguidade que Vénus é também conhecido como a estrela matutina ou
estrela vespertina. No ponto do seu maior brilho, Vénus é 16 vezes mais
brilhante do que a estrela mais brilhante no céu, Sirius. Tal como
Mercúrio, Vénus também pode entrar em conjunção interior, quando passa
entre o Sol e a Terra, facto que permite que também com Vénus possamos
observar um trânsito Solar, quando este visto da Terra passa à frente do
Sol. No entanto, isso não acontece com frequência, uma vez que o plano
da sua órbita tem uma inclinação de 3.39º com o plano da
eclíptica. Os últimos 3 trânsitos de Vénus ocorreram em 1874, 1882 e em 2004.
Vénus é o planeta mais quente do sistema solar devido a um poderoso efeito de estufa, Vénus
é por outro lado um planeta muito parecido com a Terra, em tamanho,
densidade e força gravítica à superfície, tendo-se chegado a especular
sobre se teria condições favoráveis à vida. Hoje sabemos que, apesar de
ter tido origens muito semelhantes à Terra, a sua maior proximidade ao
Sol levou a que o planeta desenvolvesse um clima extremamente hostil à
vida. De facto, Vénus é o planeta mais quente do sistema solar, sendo
mesmo mais quente do que Mercúrio, que está mais próximo do Sol. A sua
temperatura média à superfície é de 460ºC devido ao forte efeito de
estufa que acontece a grande escala em todo o planeta.
Como a fotografia da
Mariner 10 nos mostra, ao contrário de
Mercúrio, Vénus tem, tal como a Terra, uma atmosfera com nuvens, na qual
foi detectada, a partir da observação do
espectro da luz reflectida, a presença de grandes quantidades de dióxido de carbono (CO
2). Como se sabe, o CO
2 é o principal gás responsável pelo
efeito de estufa, e nasceu a ideia de que Vénus poderia ter temperaturas muito altas devido a um intenso efeito de estufa. No entanto, até a
Mariner 2
fazer o primeiro voo próximo a Vénus e medir a temperatura à sua
superfície, não se sabia exactamente qual o rigor dessas condições.
Missões posteriores foram confirmando a pouco e pouco as condições
agrestes do planeta: uma temperatura à superfície de 460ºC, uma pressão à
superfície 90 vezes maior que a pressão na Terra; uma atmosfera
composta por 96.5% de CO
2 e cerca de 3.5% de azoto (N
2), com nuvens de ácido sulfúrico (H
2SO
4) que se pensa serem provenientes de actividade vulcânica e que, devido às altas temperaturas, nunca condensam em chuva.
O
registo de aparente actividade vulcânica em Vénus sugere que esta, tal
como a Terra tem um interior líquido. No entanto não exibe campo
magnético, o que pode estar relacionado com o seu movimento de rotação
própria, demasiado lento para que o núcleo líquido suporte correntes
eléctricas a grande escala.
O mais surpreendente em Vénus é que o
seu passado é muito semelhante ao da Terra, pensando-se inclusive que
em tempos terá tido oceanos, antes de ser dominado pelo efeito de
estufa. Este facto leva-nos a perguntar qual terá sido o factor decisivo
que levou às diferenças que hoje encontramos entre os dois planetas. É
certo que Vénus está mais próximo do Sol, e que a intensidade de luz
solar a que está sujeito é portanto maior, mas terá isso sido suficiente
para fazer a diferença entre um planeta de clima ameno, com pouco CO
2
na atmosfera, abundante em água, e um planeta dominado pelo efeito de
estufa, principalmente composto de dióxido de carbono e onde a água
desapareceu? A resposta a esta pergunta é essencial para entendermos o
delicado equilíbrio que temos na Terra e os riscos que corremos ao
perdê-lo.
Terra
erra, o 3º planeta a contar do Sol, apesar de ser aquele que
conhecemos melhor, continua a ser o que nos intriga mais. Única no nosso
sistema solar, a complexidade física e química dos mecanismos que a
fizeram um lugar tão propício à vida continua a surpreender-nos e a
intrigar-nos. Terá sido a origem da vida na Terra um evento único num
Universo estéril, ou terá sido apenas o passo seguinte, natural em todos
os planetas pelo Universo fora que reúnam condições semelhantes? A
física poderá ajudar a responder a esta pergunta. Com a física podemos
descobrir os mecanismos que estão em jogo na estabilidade e equilíbrio
essenciais à vida: o movimento da Terra no presente, no passado e no
futuro, a importância da Lua na estabilidade do eixo da Terra e,
portanto, na do seu clima, a natureza do Sol e o seu papel energético, a
composição química na atmosfera e no interior da Terra, entre muitos
mais segredos que nos ajudarão a definir o espectro de condições em que a
vida é possível.
Movimento de translação
A Terra
demora 365.256 dias a completar uma volta ao Sol. É este movimento,
combinado com a inclinação do seu eixo que dá origem às
estações do ano que tão bem conhecemos.
Movimento de rotação, o dia e a noite.
Pêndulo de Foucault. A rotação da Terra leva a um movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo.
A Terra leva 23.9345 horas a fazer uma rotação em torno do seu eixo que
tem uma inclinação de 23.45º com o plano da eclíptica. É este o
movimento responsável pela passagem dos dias e das noites. No entanto,
na antiguidade pensava-se que eram o Sol e os outros planetas e estrelas
que se deslocavam em torno da Terra. De facto, a passagem dos dias e
das noites não é prova de que a Terra roda, uma vez que o movimento é
relativo e seria igualmente plausível admitir que é o Sol e toda a
esfera celeste que giram. Podemos no entanto provar que é a Terra que
gira sobre si mesma fazendo a experiência do pêndulo de Foucault, figura
da direita. Se é verdade que a Terra roda, então o plano de oscilação
de um pêndulo, que seria sempre o mesmo para um observador fixo, será
visto a rodar por um observador que se mova com a Terra. Esta
experiência foi realizada pela primeira vez em 1851 pelo físico francês
Jean Bernard Leon Foucault (1819-1868), usando um pêndulo pendurado do
tecto do Panthéon de Paris. Em lugares longe do pólo Norte ou do pólo
Sul, o efeito da rotação da Terra no movimento aparente do plano de
oscilação do pêndulo não é tão fácil de calcular como no caso da figura.
O período desse movimento aparente depende da latitude do lugar onde o
pêndulo é posto a oscilar.
Em
2002, a experiência do pêndulo de Foucault foi escolhida pelos leitores
da revista Physics World como uma das dez mais belas experiências de
sempre. No átrio do edifício do
Museu de Ciência,
mesmo antes da recepção, pode apreciar-se uma montagem desta
experiência. Se for ao Museu, observe à entrada a posição do plano de
oscilação do pêndulo e repare à saída como esta mudou em relação à sala.
No pólo Norte ou no pólo Sul, o movimento aparente do plano de
oscilação de um pêndulo completaria uma rotação em torno da vertical em
24h, seguindo o movimento da Terra. Em Lisboa, à latitude de 38º, este
movimento aparente é mais lento e o plano de oscilação do pêndulo
completa uma rotação em aproximadamente dia e meio.
Precessão do eixo de rotação da Terra
Juntamente com os dois movimentos periódicos de rotação própria e de
translação, a Terra exibe também um subtil movimento de precessão do seu
eixo de rotação, com uma periodicidade de 26.000 anos. Foi detectado
pela primeira vez há mais de 2000 anos, no séc. II A.C., por Hiparco.
Neste movimento, a orientação do eixo da Terra relativamente à esfera
celeste muda, o que faz mudar também as referências para o Norte e Sul
geográficos na esfera celeste, os pólos celestes norte e sul. Por
exemplo, no tempo dos descobrimentos a estrela polar (Polaris)
encontrava-se 3º desviada do verdadeiro pólo norte celeste. Esta
discrepância tinha que ser levada em conta em quaisquer cálculos de
navegação. Hoje em dia, Polaris tem uma discrepância de apenas 1º e por
essa razão é que nos habituámos a confiar na referência "estrela polar"
como indicadora do pólo norte. Daqui a uns milhares de anos a estrela
polar deixará de ser a Polaris e passará a ser Vega ou Thuban. A figura
seguinte mostra o círculo que desenha o eixo da Terra na esfera celeste
ao longo do seu movimento de precessão.
Círculo na esfera celeste desenhado pelo eixo da Terra ao longo do seu movimento de precessão.
Como mostra a figura, o movimento de precessão leva também a que o
plano do equador da Terra mude de orientação, e é a intercepção deste
plano com o plano da eclíptica que marca a posição dos equinócios. Assim
sendo, a precessão da Terra conduz também a uma lenta alteração dos
equinócios no calendário, chamada precessão dos equinócios.
Precessão da Terra.
A precessão na Terra resulta da acção gravitacional conjunta do Sol e da Lua.
A precessão acontece porque a Terra roda sobre si mesma. Por um lado,
isso levou a que, devido a efeitos centrífugos, o nosso planeta não seja
perfeitamente esférico mas ligeiramente achatado nos pólos (o diâmetro
equatorial é 43 Km maior que o diâmetro de pólo a pólo). Por outro, pela
sua obliquidade, as forças gravitacionais que o Sol ou a Lua exercem
sobre a Terra, mais intensas sobre a parte mais próxima do que sobre a
mais afastada da deformação equatorial, tendem a 'endireitar' o eixo de
rotação, como mostra a figura seguinte. O efeito destas forças, no
entanto, não é o de endireitar o eixo de rotação mas sim o de o fazer
precessar, o mesmo efeito que todos já observámos num pião. Tal como um
pião sujeito ao peso não cai enquanto se mantêm a rodar, também a
rotação da Terra sob a acção quer do Sol quer da Lua mantém a sua
obliquidade, enquanto precessa em torno da direcção perpendicular ao
plano da sua órbita.
As forças responsáveis
pela precessão do eixo de rotação da Terra são um exemplo de forças de
maré, o nome genérico que se dá ao efeito de forças gravitacionais
diferenciais sobre corpos extensos, e que resulta de a intensidade da
força gravitacional diminuir com a distância. Um outro exemplo destas
forças é o mecanismo pelo qual a atracção gravítica da Lua dá origem às
marés.
Forças de maré na Terra causadas pela Lua. Os vectores da figura
representam a resultante não nula da acção gravítica da Lua sobre a
Terra, forças diferenciais. A azul está assinalada (de uma forma
exagerada) a deformação resultante na distribuição da água dos oceanos
pela superfície da Terra. A rotação da Terra muda a orientação da sua
superfície relativamente à Lua e é por esta razão que assistimos ao
movimento periódico das marés.
Para além do movimento
de precessão, a influência gravitacional dos outros planetas do sistema
solar leva a movimentos ainda mais subtis do eixo de rotação da Terra.
Por exemplo, a obliquidade, que temos dito que é constante e igual a
23.5º, tem na verdade um movimento próprio chamado nutação, uma ligeira
oscilação provocada principalmente pela mudança da posição relativa do
Sol e da Lua entre si, que leva também a ligeiras variações da
velocidade de precessão. A componente mais importante deste movimento
tem um período aproximado de 19 anos.
Terra - O Planeta e a vida
A Terra é o maior dos planetas terrestres. Ao que tudo indica, a sua
formação começou também pela agregação de pequenos planetesimais que,
juntamente com cometas ricos em gelo que com eles terão colidido,
criaram a matéria prima do mundo que hoje conhecemos. De forma a
compreendermos a sua história química e geológica, que por sua vez
permitiram uma história biológica, é útil olharmos para a abundância
média de elementos no Universo e percebermos o papel que tiveram na
evolução do nosso planeta.
- Hidrogénio (H) - É o primeiro
elemento da tabela periódica, e o mais leve. É de longe o elemento mais
abundante do Universo, mas devido à sua massa reduzida facilmente se
escapa do campo gravitacional de pequenos planetas como a Terra. É por
esta razão que, ao contrário dos gigantes gasosos, a Terra não formou
uma atmosfera predominantemente de hidrogénio. Contudo, o hidrogénio que
restou permitiu formar moléculas mais pesadas de H2O.
- Hélio
(He) - Segundo elemento mais abundante do Universo e segundo elemento
da tabela periódica. Tal como o hidrogénio, é leve demais para ter
formado parte predominante da atmosfera terrestre. Além disso é um gás
raro, o que significa que tem dificuldades em ligar-se quimicamente a
outros elementos.
- Oxigénio (O) - Terceiro elemento mais
abundante do Universo, e o mais abundante para a combinação com o
hidrogénio, dando origem à molécula de água H2O. Terá sido o
vapor de água a molécula principal da atmosfera primordial da Terra.
Como se sabe, a molécula de água também absorve infravermelhos, o que
significa que também contribuí para o efeito de estufa; este factor terá
ajudado a retardar o arrefecimento da Terra nos seus primeiros tempos
de vida. Quando as temperaturas diminuíram suficientemente, o vapor de
água condensou e formaram-se os oceanos. Nesta fase, a diminuição de
vapor de água na atmosfera terá reduzido significativamente o efeito de
estufa, provocando uma redução mais rápida da temperatura que terá
levado ao congelamento dos oceanos.
- Carbono (C) - O quarto
elemento mais comum no Universo. Se não fosse o carbono a Terra ficaria
um planeta gelado para sempre. O dióxido de carbono libertado na
atmosfera pela actividade vulcânica permitiu compensar a diminuição de
vapor de água e conservar parte do calor libertado pela Terra, o que
elevou de novo a temperatura. Desta forma os oceanos descongelaram e
regressaram ao estado líquido, cobrindo 71% da superfície terrestre.
Provavelmente existiria então uma maior abundância de CO2 .
A vida na Terra.
Entretanto,
com o aparecimento de vida no nosso planeta a composição da atmosfera
mudou radicalmente. Com os primeiros organismos vivos a transformarem
energia solar em energia química, através da fotossíntese, um processo
que consome CO
2 e água e liberta O
2, as
quantidades de dióxido de carbono na atmosfera diminuíram
significativamente, aumentando as quantidades de oxigénio. De início, o
oxigénio libertado terá reagido com outras substâncias e formado óxidos.
No entanto, com a proliferação de vida, a quantidade de oxigénio
continuou a aumentar, tendo começado, a partir de uma certa altura, a
ser depositado livre na renovada atmosfera terrestre.
Com uma abundância tão grande de O
2 desenvolveram-se formas de vida, tal como nós, que através da respiração conseguem energia transformando O
2 em CO
2.
O interior da Terra
Para além da energia do Sol e da de rotação da Terra, que vai sendo
muito lentamente transferida para os oceanos devido às forças de maré da
Lua, o nosso planeta dispõe ainda de uma terceira fonte de energia: O
seu calor interno.
De facto, a Terra é um planeta
geologicamente vivo, com actividade vulcânica, um campo magnético global
(indicador de um interior líquido), e dividido em placas tectónicas,
onde estão assentes os continentes e os oceanos, em permanente mudança. A
actividade vulcânica e sísmica na Terra é de tal maneira importante que
a maior parte da sua superfície tem menos de 100 milhões de anos (a
Terra tem aproximadamente 5 mil milhões de anos). A energia que alimenta
esta actividade provém do interior fundido da Terra, composto
principalmente por derivados de
ferro.
A melhor maneira de obter informação sobre o seu interior é através das
ondas sísmicas. Sempre que ocorrem terramotos, os geólogos sabem que as
ondas que estes produzem sofrem refracção, tal como um raio de luz, que
também é uma onda, muda de direcção ao atravessar a superfície de
separação entre dois meios conforme a natureza dos dois materiais.
Através destas medições, conseguem obter dados importantes sobre a
densidade dos materiais a diferentes profundidades e portanto, sobre a
sua composição química. Normalmente divide-se a Terra em 4 camadas
distintas caracterizadas pela sua densidade e temperatura. Como sabemos,
cada material tem uma determinada temperatura de fusão que depende
também da pressão. Quanto maior for a pressão a que um material está
sujeito, mais difícil é derretê-lo. No interior da Terra passa-se uma
espécie de competição entre temperatura e pressão: Por um lado as
temperaturas aumentam à medida que a profundidade aumenta, por outro a
pressão também aumenta, mas não aumentam da mesma maneira. É a relação
entre as duas que nos permite saber a que profundidade é que os
materiais estão no estado líquido e a que profundidade estão no estado
sólido. A figura abaixo mostra a estrutura interna da Terra.
A Terra tem uma estrutura interna em camadas.
O campo magnético da Terrestre
Como dissemos, a Terra possui também um campo magnético global causado
pelo movimento de cargas no seu interior líquido induzido pela rotação
da Terra e pela energia térmica. Ainda não é claro como o campo surge,
mas simulações recentes indicam que aqueles são os principais factores
responsáveis pela sua génese. A importância prática das bússolas na
orientação fez com que o magnetismo, e o campo magnético da Terra,
fossem usados desde muito antes de a física ter desvendado as
propriedades destes fenómenos e a sua relação com o movimento de cargas
eléctricas. Um aspecto interessante e descoberto há pouco tempo, é que o
campo magnético da Terra inverte o seu sentido periodicamente; por
exemplo, há 30.000 anos o pólo norte magnético era no pólo Sul
geográfico. A evidência deste fenómeno encontra-se na observação de
rochas de diferentes idades: os pequenos magnetes permanentes de uma
rocha, quando arrefece, na altura da sua formação, irão alinhar-se com o
sentido do campo, e ficam 'congelados' nessa configuração quando a
rocha arrefece. Passados milhares de anos, o sentido que esses magnetes
possuírem indica o sentido do campo magnético na altura da sua formação.
O campo magnético da Terra.
Uma das razões pela qual o campo magnético da Terra é tão importante,
para além de ter ajudado os navegadores portugueses a não perderem o
norte, é porque serve de escudo ao vento solar que fustiga a Terra, e
todo o sistema solar. Este vento é composto por electrões e protões,
partículas com carga eléctrica com origem no Sol, que chegam à Terra com
grande quantidade de energia. Se a Terra não possuísse campo magnético,
seria constantemente bombardeada por estas partículas, o que poderia
ter consequências nefastas para a vida. No entanto, uma partícula com
carga eléctrica que encontre um campo magnético sofre uma força que a
desvia da sua direcção inicial. Assim sendo, como mostra a figura
seguinte à esquerda, o campo serve de protecção a estas rajadas. Por
vezes, junto aos pólos, onde o campo magnético é mais fraco, algumas
partículas conseguem penetrar na atmosfera terrestre; quando isso
acontece, podem colidir com átomos excitando-os para níveis elevados de
energia. Estes átomos por sua vez tendem a regressar aos níveis mais
baixos, e quando o fazem, emitem a luz visível que dá origem às famosas
auroras observadas junto aos pólos, figura da direita.
O campo magnético serve de escudo ao vento solar.
Aurora boreal.
A Lua.
A Terra só tem uma lua, que terá ficado presa ao campo gravítico
terrestre após uma colisão, nos primeiros tempos do sistema solar, entre
um protoplaneta e a Terra.
A Lua é o único satélite da Terra e
todos sabemos que nos mostra sempre a mesma face. Isto acontece porque o
seu período de rotação é igual ao seu período de translação. Diz-se que
tem uma rotação síncrona. Este fenómeno é muito geral no sistema solar e
é provocado pelas forças de maré que a Terra exerce na Lua, favorecendo
esta configuração. Demasiado pequena para reter uma atmosfera, sem
campo magnético global, a Lua está geologicamente morta como indicam as
grandes quantidades de crateras que observamos.
Segundo a teoria
da colisão a Lua é o resultado da colisão de um objecto aproximadamente
do tamanho de Marte com a Terra primitiva, o que permite explicar a
maior parte das características que observamos hoje em dia. A interacção
gravitacional com a Terra afasta-a de nós 3.8 cm por ano. Por sua vez
as marés que induz na Terra estão a diminuir a velocidade de rotação do
nosso planeta e portanto a aumentar a duração do dia em 0.002 segundos
por século. A Lua tem um papel fundamental na estabilização do eixo da
Terra. Se não existisse, a Terra estaria sujeita a fortes oscilações na
sua
obliquidade que teriam decerto, impossibilitado o desenvolvimento de vida no nosso planeta.
Marte
Dados de Marte
Marte, depois da Terra, é o planeta mais fácil de estudar.
Visto
da Terra parece um planeta vermelho, embora na verdade seja mais
acastanhado. O seu eixo de rotação tem uma inclinação muito semelhante à
do nosso planeta, 25.19º, o que significa que tem estações do ano. Ao
contrário de Mercúrio, que está demasiado perto do Sol para que seja
facilmente observado, e de Vénus, cujas densa atmosfera e cobertura de
nuvens bloqueiam a observação da sua superfície, Marte está
relativamente próximo da Terra sem estar muito próximo do Sol, e tem uma
atmosfera muito rarefeita, o que nos permite observar a sua superfície
com relativa facilidade. A melhor altura para observar Marte é quando
este se encontra na sua oposição, isto é, quando a Terra está entre
Marte e o Sol. Quando assim é Marte está próximo da Terra e bem alto no
céu nocturno. Esta configuração acontece aproximadamente cada 780 dias.
Paisagem marciana.
Além das características da sua órbita, com um período de 686.98 dias,
os primeiros dados de Marte a serem obtidos através de observações
feitas na Terra datam de 1659, quando Christiaan Huygens, observando com
um telescópio o movimento de uma grande mancha negra no planeta chamada
Syrtis Major concluiu que o seu período de rotação era aproximadamente
24h, muito parecido com o da Terra. Mais tarde, em 1666, o astrónomo
italiano Gian Domenico Cassini não só refinou a medida do período de
rotação de Marte como terá sido o primeiro a observar os seus pólos,
caracterizados, tal como na Terra, por duas manchas brancas. Até ao séc.
XX, subsequentes observações chegaram a criar grande especulação sobre a
existência de vida inteligente no planeta, embora posteriormente se
tenha reconhecido que as imagens obtidas com os telescópios de então
tenham induzido em erro os astrónomos.
Posteriormente, na era moderna da exploração espacial, entre 1964 e 1969, as
Mariner 4,
Mariner 6 e
Mariner 7
fizeram os primeiros voos próximos ao planeta e obtiveram as primeiras
imagens da sua superfície. Estas mostraram um planeta nalguns aspectos
semelhante à Lua, sem nenhuma evidência de vida, e com várias crateras,
antigos vulcões e desfiladeiros, o que significa que pelo menos parte da
sua superfície é bastante antiga, datando dos primeiros tempos do
sistema solar, quando os planetas estavam sujeitos às colisões
frequentes de meteoritos. Esta evidência indica também que as forças de
erosão em Marte não são tão fortes como as que observamos na Terra, e
que a actividade vulcânica no planeta está extinta. Além disso, medições
efectuadas pela
Mars Global Surveyor mostram que Marte não tem
campo magnético, o que significa que o seu interior já não é
suficientemente quente para que fluxos de lava possam dar origem a um
campo magnético global. No entanto, a missão espacial encontrou nas
zonas mais antigas, no hemisfério Sul, rochas magnetizadas em diferentes
direcções, o que mostra que Marte teve um campo magnético em tempos e
que este, tal como o campo da Terra, invertia o seu sentido de tempos a
tempos.
Terá havido água líquida em Marte?
Canais em Marte, evidência de correntes de água que terão existido no planeta.
Actualmente
não há qualquer evidência de que exista água líquida à superfície de
Marte. No entanto, missões recentes revelam que terá existido água no
estado líquido: canais à superfície com padrões muito semelhantes aos
rios na Terra, figura da direita, zonas aparentemente talhadas pela
erosão provocada por fortes correntes e, até, pedras lisas com a textura
típica de pedras encontradas no leito de rios na Terra. Hoje em dia,
contudo, Marte não exibe condições que permitam água no estado líquido à
sua superfície. Por um lado, a pressão da atmosfera actual do planeta à
superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à
superfície da Terra, e como já dissemos, quanto menor é a pressão, mais
baixa é a temperatura necessária para a água passar do estado líquido
para o gasoso. Por outro, a sua atmosfera muito rarefeita não fornece um
mecanismo eficaz de
efeito de estufa
e a temperatura média em Marte é de -53ºC, oscilando entre máximos de
20ºC e mínimos de -140ºC. Feitas as contas, as combinações possíveis de
temperatura e pressão à superfície de Marte não permitem água no estado
líquido, apenas no estado sólido ou no gasoso.
Marte começou muito parecido com a Terra, mas evoluiu de maneira diferente.
Quando comparamos o passado de Vénus, Terra e Marte, constatamos que os
três planetas apresentaram condições iniciais no tempo da sua formação
muito semelhantes: todos eles se formaram a partir do mesmo material da
nébula solar e a sua distância ao Sol é da mesma ordem de grandeza. No
entanto, Vénus evoluíu para um planeta quente com um forte efeito de
estufa, Terra para um planeta moderado onde surgiu vida, e Marte para um
planeta frio e quase sem atmosfera. Quando tentamos perceber a razão
pela qual tiveram evoluções distintas, chegamos à conclusão que foram os
pormenores que os distinguem que levaram a que os mecanismos geológicos
e climáticos de cada um deles dessem origem a planetas tão diferentes.
Vimos que Vénus tem praticamente o tamanho da Terra, mas a sua maior
proximidade ao Sol terá levado a que se desencadeasse um efeito de
estufa irreversível que actualmente domina o planeta. Na Terra,
ligeiramente mais longe, emergiu um clima equilibrado, onde o efeito de
estufa é travado pelos oceanos e pelos mecanismos da vida, que
entretanto mudaram a atmosfera. Marte, pelo facto de estar mais longe do
Sol, e por ser mais pequeno que a Terra e Vénus, não conseguiu suportar
uma atmosfera densa que conseguisse equilibrar a temperatura no
planeta.
A atmosfera actual de Marte é consequência do seu pequeno tamanho.
Foto tirada pelo Opportunity, veículo de exploração de Marte. Credito: NASA/JPL/CalTech.
Temos
visto a importância do efeito de estufa na evolução da atmosfera dos
planetas terrestres. Dissemos que em Vénus este efeito se descontrolou,
fazendo subir muito a temperatura do planeta. Dissemos também que na
Terra o efeito de estufa atingiu um equilíbrio essencial à vida. É
curioso observar que no caso de Marte este efeito quase desapareceu.
Desde o séc. XIX que os astrónomos observam nuvens em Marte. Na verdade
estas nuvens, figura da direita, fazem parte de uma fina atmosfera
composta por 95.3% de dióxido de carbono, 2.7% de azoto e pequenas
quantidades de árgon, oxigénio, monóxido de carbono e vapor de água. As
nuvens são compostas por pequenos cristais de gelo de água e de dióxido
de carbono. Porque é que Marte evoluiu de maneira tão diferente da
Terra?
- No início Marte teria oceanos e uma atmosfera mais densa, e seria mais quente devido à presença de CO2 na atmosfera. Tal como na Terra, o ciclo da água deveria existir: evaporação, condensação, nuvens e chuva. No entanto, o CO2
dissolve-se na chuva e deposita-se no fundo dos oceanos, ligando-se
quimicamente a outros materiais e, desta maneira, é retirado da
atmosfera. O mecanismo que a Terra tem, e Marte tinha, para devolver o
CO2 necessário à atmosfera e manter o efeito de estufa estável envolve erupções vulcânicas.
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Em Marte, no entanto, por ser mais pequeno, o interior arrefeceu mais
rapidamente e a dada altura as erupções cessaram. Sem vulcões, a chuva
continuou a remover CO2 da atmosfera sem reposição.
- Cada
vez com menos dióxido de carbono, o efeito de estufa diminuiu e as
temperaturas baixaram, o que fez com que ainda mais vapor de água
condensasse e chovesse, limpando ainda mais a atmosfera de CO2.
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À medida que a atmosfera foi ficando mais fina, os raios ultra violeta
provenientes do Sol, muito energéticos, começaram a penetrar na
atmosfera, rompendo moléculas de N2, CO2 e H2O.
Estas, reduzidas às suas partes mais leves escaparam do fraco campo
gravítico de Marte. Alguns átomos de oxigénio que ficaram podem ter-se
ligado a minerais de ferro à superfície. Estes compostos, que têm uma
cor avermelhada, podem ser os responsáveis pela actual cor que vemos em
Marte.
- Ficou assim uma atmosfera fina, onde a pressão à
superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à
superfície da Terra.
- Com a descida da temperatura, a água que
restava acumulou-se gelada nos pólos que hoje conseguimos ver,
juntamente com algum gelo de dióxido de carbono.
Marte: Um planeta desértico
Desde 1976, com as duas
Viking Vanders,
as primeiras missões a aterrarem em Marte, que o nosso conhecimento do
planeta vermelho tem evoluído muito. Robots equipados com tecnologia de
ponta têm aberto as portas para que um dia um ser humano venha a pisar
este planeta. Actualmente, a
Spirit e a
Opportunity são as
duas missões da Nasa a trabalharem no planeta, onde além dos estudos
prolongados que fazem ao solo captam imagens espectaculares como a da
figura seguinte, obtida pela
Spirit. Para mais informações sobre estes projectos clique
aqui.
Marte tem duas luas
Deimos e Phobos, as duas luas de Marte.
Marte tem ainda duas luas chamadas Deimos e Phobos, que no entanto têm
formas irregulares. Têm um tamanho da ordem dos 10 km e assemelham-se
mais a asteróides do que a pequenos planetas. Pensa-se que terão sido
capturados da cintura de asteróides. Hoje sabemos que esta captura foi
possível devido às órbitas irregulares provocadas pela influência
gravitacional de Júpiter nalgumas regiões da cintura de asteróides. Este
mecanismo aparece como um dos exemplos mais evidentes do
caos no sistema solar.
Dados de Júpiter
Dados de Saturno
Dados de Urano
Dados de Neptuno
