Marte (planeta)

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Marte Moon symbol
Planeta principal
Mars Valles Marineris EDIT.jpg
Características orbitais
Semieixo maior 227.939.100 km
1,523 679 UA
Perélio 206.669.000 km
1,381 497 UA
Afélio 249.209.300 km
1,665 861 UA
Excentricidade 0,093 315
Período orbital 686,971 dias
(1,8808 anos)
Período sinódico 779,96 dias
(2,135 anos)
Velocidade orbital média 24,077 km/s
Inclinação Com a eclíptica: 1.850 °
Com o equador do Sol: 5.65 °
Número de Satélites 2 (Fobos e Deimos)
Características físicas
Diâmetro equatorial 6792,4 km
Área da superfície 144.798.500 km²
Volume 1,6318×1011 km³
Massa 6,4174×1023 kg
Densidade média 3,933 g/cm³
Gravidade equatorial 3,711 m/s² g
Período de rotação 1,025 957 dias
24 h 37 min 22 s
Velocidade de escape 5,03 km/s
Albedo 0,170
Temperatura média: -63 ºC
-143 ºC min
35 ºC max
Composição da atmosfera
Pressão atmosférica 0,636 kPa
Dióxido de Carbono
Nitrogênio
Argônio
Oxigênio
Monóxido de carbono
Vapor de Água
Óxido nítrico
Traços de Neônio,
Criptônio,
Formaldeído,
Xenônio,
Ozônio, Metano
95,72%
2,7%
1,6%
0,2%
0,07%
0,03%
0,01%

Marte é o quarto planeta a partir do Sol, o segundo menor do Sistema Solar. Batizado em homenagem ao deus romano da guerra, muitas vezes é descrito como o "Planeta Vermelho", porque o óxido de ferro predominante em sua superfície lhe dá uma aparência avermelhada.[1]

Marte é um planeta rochoso com uma atmosfera fina, com características de superfície que lembram tanto as crateras de impacto da Lua quanto vulcões, vales, desertos e calotas polares da Terra. O período de rotação e os ciclos sazonais de Marte são também semelhantes aos da Terra, assim como é a inclinação que produz as suas estações do ano. Marte é o lar do Monte Olimpo, a segunda montanha mais alta conhecida no Sistema Solar (a mais alta em um planeta), e do Valles Marineris, um desfiladeiro gigantesco. A suave Bacia Polar Norte, no hemisfério norte marciano, cobre cerca de 40% do planeta e pode ser uma enorme marca de impacto.[2][3] Marte tem duas luas conhecidas, Fobos e Deimos, que são pequenas e de forma irregular. Estas luas podem ser asteroides capturados,[4][5] semelhante ao 5261 Eureka, um asteroide troiano marciano.

Marte está sendo explorado por sete espaçonaves atualmente: cinco em órbita — Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Atmosphere and Volatile Evolution MissileMAVEN e Mars Orbiter Mission — e duas na superfície — Mars Exploration Rover Opportunity e Mars Science Laboratory Curiosity. Entre as espaçonaves desativadas que estão na superfície marciana estão a sonda Spirit e várias outras sondas e rovers, como a Phoenix, que completou sua missão em 2008. As observações feitas pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter revelaram a possibilidade de que exista água corrente no planeta durante os meses mais quentes.[6] Em 2013, o rover Curiosity da NASA descobriu que o solo de Marte contém entre 1,5% e 3% de água em sua massa (cerca de 33 litros de água por metro cúbico, embora não esteja acessível por estar ligada a outros compostos).[7] Marte pode ser facilmente visto da Terra a olho nu, assim como a sua coloração avermelhada. Sua magnitude aparente atinge -3,0[8] e é superada apenas por Júpiter, Vênus, Lua e Sol. Telescópios ópticos baseados em terra estão tipicamente limitados à resolução de acidentes geográficos maiores que 300 km quando a Terra e Marte estão mais próximos, devido à atmosfera terrestre.[9]

Até o primeiro voo bem-sucedido sobre Marte feito em 1965 pela Mariner 4, muitos especulavam sobre a presença de água em estado líquido na superfície do planeta. Isto era baseado em variações periódicas observadas em manchas claras e escuras, particularmente nas latitudes polares, que se pareciam com mares e continentes; faixas escuras e longas foram interpretadas por alguns como canais de irrigação para a água líquida. Estas características foram mais tarde explicadas como ilusões de ótica, apesar de evidências geológicas recolhidas por missões não tripuladas sugerirem que Marte já teve uma cobertura de água de grande escala em sua superfície.[10] Em 2005, dados de radar revelaram a presença de grandes quantidades de gelo de água nos polos[11] e em latitudes médias.[12][13] A sonda robótica Spirit coletou amostras de compostos químicos que continham moléculas de água em março de 2007, enquanto a sonda Phoenix encontrou amostras de gelo no solo marciano raso em julho de 2008.[14] Em setembro de 2015, cientistas da NASA anunciaram a descoberta de córregos sazonais com água em estado líquido na superfície do planeta com base em dados do Mars Reconnaissance Orbiter.[15]

Características físicas[editar | editar código-fonte]

Marte tem aproximadamente metade do diâmetro da Terra. Ele é menos denso do que a Terra, tendo cerca de 15% do seu volume e 11% de sua massa, resultando em uma aceleração da gravidade na superfície que é cerca de 38% da que se observa na Terra. A superfície marciana é apenas ligeiramente menor do que a área total de terra firme do planeta Terra.[16] Apesar de Marte ser maior e mais massivo do que Mercúrio, este tem uma densidade mais elevada, com o que os dois planetas têm uma força gravitacional quase idêntica na superfície — a de Marte é mais forte por menos do que 1%. A aparência vermelho-alaranjada da superfície marciana é causada pelo óxido de ferro (III), mais comumente conhecido como hematita, ou ferrugem.[17] Pode também parecer caramelo,[18] enquanto outras cores comuns de superfície incluem dourado, marrom e esverdeado, dependendo dos minerais presentes.[18]

Estrutura interna[editar | editar código-fonte]

Tal como a Terra, este planeta tem sofrido diferenciação, o que resultou em um núcleo metálico denso sobreposto por materiais menos densos.[19] Os modelos atuais do interior do planeta implicam uma região central de cerca de 1 794 km ± 65 km de raio, composta principalmente por ferro e níquel, com cerca de 16-17% de enxofre.[20] Este núcleo de sulfureto de ferro é parcialmente fluido e tem duas vezes a concentração dos elementos mais leves que existem no núcleo da Terra. O núcleo está envolvido por um manto de silicato que formou muitos dos acidentes tectônicos e vulcânicos do planeta, mas que parecem agora estar dormentes. Além do silício e do oxigênio, os elementos mais abundantes na crosta marciana são ferro, magnésio, alumínio, cálcio e potássio. A espessura média da crosta do planeta é cerca de 50 quilômetros, com uma espessura máxima de 125 km.[21] A crosta terrestre, com uma média de 40 km de espessura, tem apenas um terço da densidade da crosta de Marte, considerando-se a razão dos tamanhos dos dois planetas. A sonda InSight, prevista para 2016, irá utilizar um sismógrafo para melhor determinar os modelos do interior do planeta.[22]

Geologia da superfície[editar | editar código-fonte]

Comparação do tamanho dos planetas telúricos (da esquerda para a direita): Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
Imagem de satélite de toda a superfície de Marte composta através de medições feitas pela Mars Global Surveyor e de observações realizadas pelas sondas espaciais Viking.
Planícies vulcânicas (em vermelho) e bacias de impacto (em azul) dominam a topografia do planeta.
Ver artigo principal: Geologia de Marte

Marte é um planeta rochoso que consiste em minerais contendo silício e oxigênio, metais e outros elementos que normalmente compõem rocha. A superfície de Marte é composta principalmente de basalto toleítico,[23] embora parte seja mais rica em sílica que o basalto típico e possa ser semelhantes às rochas andesíticas da Terra ou ao vidro de sílica. Regiões de baixo albedo apresentam concentrações de plagioclásios, sendo que as regiões de albedo mais baixo, ao norte, exibem concentrações superiores às normais de silicatos e de vidro de sílica. Partes das terras altas ao sul incluem quantidades detectáveis de piroxênios com alto teor de cálcio. Concentrações localizadas de hematita e olivina também foram encontradas.[24] A maior parte da superfície está profundamente coberta por uma camada de pó de óxido de ferro (III) de textura fina.[25][26]

Embora Marte não apresente qualquer evidência de possuir um campo magnético estruturado global,[27] observações mostram que partes da crosta do planeta foram magnetizadas e que inversões geomagnéticas já ocorreram no passado. Este paleomagnetismo de minerais magneticamente suscetíveis tem propriedades que são muito semelhantes às faixas alternadas encontradas no fundo dos oceanos da Terra. Uma teoria, publicada em 1999 e reexaminada em outubro de 2005 (com a ajuda da Mars Global Surveyor), indica que essas faixas demonstram a existência de placas tectônicas em Marte há quatro bilhões de anos, antes de o dínamo planetário ter deixado de funcionar e o campo magnético do planeta ter desaparecido.[28]

Durante a formação do Sistema Solar, Marte foi criado como resultado de um processo estocástico de acreção a partir do disco protoplanetário que orbitava o Sol. Marte tem muitas características químicas próprias causadas por sua posição no Sistema Solar. Elementos com pontos de ebulição relativamente baixos, como cloro, fósforo e enxofre são muito mais comuns em Marte do que na Terra. Estes elementos, provavelmente, foram removidos das áreas mais próximas ao Sol pelo vento solar da jovem estrela.[29]

Após a formação dos planetas, todos foram sujeitos ao chamado "intenso bombardeio tardio". Cerca de 60% da superfície de Marte mostra registros de impactos dessa época,[30][31][32] enquanto a maior parte da superfície restante é provavelmente sustentada por imensas bacias de impacto causadas por esses eventos. Há evidências de uma enorme bacia de impacto no hemisfério norte de Marte, abrangendo 10 600 km por 8 500 km, ou cerca de quatro vezes maior do que a Bacia do Polo Sul-Aitken da Lua, a maior depressão de impacto já descoberta.[2][3] Esta teoria sugere que Marte foi atingido por um corpo do tamanho de Plutão cerca de quatro bilhões de anos atrás . O evento, que se acredita ser a causa da dicotomia hemisférica marciana, criou a suave Bacia Polar Norte, que cobre 40% do planeta.[33][34]

A história geológica de Marte pode ser dividida em vários períodos, mas os seguintes são os três períodos principais:[35][36]

  • Período Noachiano (nomeado a partir da Noachis Terra): formação das mais antigas superfícies existentes de Marte, entre 4,5 bilhões e 3,5 bilhões de anos. Superfícies desse período são marcadas por muitas grandes crateras de impacto. Acredita-se que a protuberância de Tharsis, um planalto vulcânico, tenha se formado durante este período, com extensas inundações por água líquida no final dessa época.[35][36]
  • Período Hesperiano (nomeado a partir da Hesperia Planum): de 3,5 bilhões de anos a 2,9-3,3 bilhões de anos atrás. O período Hesperiano é marcado pela formação de extensas planícies de lava.[35][36]
  • Período Amazônico (nomeado a partir da Amazonis Planitia): de 2,9-3,3 bilhões de anos atrás até o presente. Regiões amazônicas têm poucas crateras de impacto de meteoritos, mas são bastante variadas. O Monte Olimpo formou-se durante este período, juntamente com fluxos de lava em outros lugares de Marte.[35][36]

Alguma atividade geológica ainda ocorre no planeta. O Athabasca Valles apresenta vestígios de derramamento de lava de cerca de 200 milhões de anos. A água corrente no Cerberus Fossae ocorreu há menos de 20 milhões de anos, indicando intrusões vulcânicas igualmente recentes.[37] Em 19 de fevereiro de 2008, as imagens da sonda Mars Reconnaissance Orbiter mostraram evidências de uma avalanche a partir de um precipício de 700 metros de altura.[38]

Solo[editar | editar código-fonte]

Panorama da cratera Gusev, onde o Spirit analisou basaltos vulcânicos.

A sonda Phoenix enviou dados que mostraram que o solo marciano é ligeiramente alcalino e contém elementos como magnésio, sódio, potássio e cloro. Esses nutrientes são encontrados nos jardins da Terra e são necessários para o crescimento das plantas.[39] Experimentos realizados pela sonda mostraram que o solo marciano tem um pH básico de 7,7 e contém 0,6% do sal perclorato.[40][41]

Estrias são comuns em Marte e novas aparecem com frequência em encostas íngremes de crateras, desfiladeiros e vales. As estrias são escuras no início e ficam mais claras com o tempo. Elas podem começar em uma pequena área e, em seguida, espalhar-se por centenas de metros. Elas também foram vistas seguindo as bordas das pedras e outros obstáculos em seu caminho. As teorias mais comumente aceitas indicam que elas são camadas subjacentes escuras do solo descobertas após avalanches de poeira brilhante ou redemoinhos.[42] Várias explicações têm sido propostas, algumas das quais envolvem água ou mesmo o crescimento de organismos.[43][44]

Hidrologia[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Água em Marte

Água líquida não pode existir na superfície de Marte devido à baixa pressão atmosférica, que é cerca de 100 vezes mais rala que a da Terra, [45]-a não ser em menores elevações por curtos períodos.[46][47] As duas calotas polares marcianas também parecem ser feitas em grande parte de água.[48][49] O volume de água congelada na camada de gelo do polo sul, se derretido, seria suficiente para cobrir toda a superfície do planeta a uma profundidade de 11 metros.[50] Um manto de permafrost se estende desde o polo até latitudes de cerca de 60°.[48]

Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.
Possível escoamento de água do solo de Marte.

Acredita-se que grandes quantidades de água congelada estejam presas dentro da espessa criosfera de Marte. Os dados de radar da Mars Express e da Mars Reconnaissance Orbiter mostram grandes quantidades de gelo em ambos os polos (julho de 2005)[11][51] e nas latitudes médias (novembro de 2008).[12] A sonda Phoenix retirou amostras de água congelada do solo marciano em 31 de julho de 2008.[14]

Formas de relevo visíveis em Marte também sugerem fortemente que água em estado líquido tenha existido na superfície do planeta. Faixas lineares enormes de terra lavada, conhecidas como canais de escoamento, atravessam a superfície em cerca de 25 lugares. Acredita-se que essas faixas sejam registros de erosões que ocorreram durante a liberação catastrófica de água de aquíferos subterrâneos, embora haja hipóteses de que algumas dessas estruturas tenham resultado da ação de geleiras ou de lava.[52][53] Um dos maiores exemplos, Ma'adim Vallis, tem cerca de 700 km de comprimento e é muito maior que o Grand Canyon, com uma largura de 20 km e uma profundidade de 2 km em alguns lugares. Acredita-se que tenha sido escavado por água corrente no início da história do planeta.[54] Acredita-se que os mais novos desses canais tenham se formado recentemente, há apenas alguns milhões de anos.[55] Em outros lugares, particularmente nas áreas mais antigas da superfície marciana, redes dendríticas de vales em escala menor estão espalhadas por proporções significativas da paisagem. As características desses vales e sua distribuição indicam fortemente que eles foram escavados pelo escoamento resultante da chuva ou queda da neve no início da história de Marte. Fluxos de água subsuperficiais e subterrâneos podem desempenhar papéis subsidiários importantes em algumas redes, mas a precipitação foi, provavelmente, a principal causa da formação em quase todos os casos.[56]

Ao longo de crateras e de paredes de desfiladeiros, há também milhares de acidentes geográficos que parecem semelhantes às ravinas terrestres. As ravinas tendem a surgir nas terras altas do hemisfério sul e próximas ao equador, todas em direção aos polos de 30° de latitude. Vários autores sugeriram que o seu processo de formação envolvia água líquida, provavelmente gelo liquefeito,[57][58] embora outros tenham defendido mecanismos de formação de geada de dióxido de carbono ou o movimento de pó seco.[59][60] Não foram observadas ravinas parcialmente degradadas pelo intemperismo ou crateras de impacto sobrepostas, indicando que estes são acidentes muito jovens, possivelmente ainda ativos atualmente.[58]

Outras características geológicas, como deltas e leques aluviais preservados em crateras, também apontam para condições mais quentes e mais úmidas em algum intervalo ou intervalos na história antiga de Marte.[61] Tais condições requerem necessariamente a presença generalizada de lagos de cratera em uma grande proporção da superfície, para os quais também há evidências mineralógicas, sedimentológicas e geomorfológicas independentes.[62]

Outra evidência de que a água líquida existiu em algum momento sobre a superfície de Marte vem a partir da detecção de minerais específicos, como hematita e goethita, ambos os quais se formam, por vezes, na presença de água.[63] Em 2004, o Opportunity detectou o mineral jarosita, que se forma somente na presença de água ácida, demonstrando que a água uma vez existiu em Marte.[64] Evidências mais recentes de água líquida vêm do achado do mineral gipsita na superfície pelo Opportunity em dezembro de 2011.[65][66] O líder do estudo, Francis McCubbin, cientista planetário da Universidade do Novo México em Albuquerque, analisando hidroxilas em minerais cristalinos de Marte, declarou que a quantidade de água no manto superior de Marte é igual ou maior do que a da Terra, entre 50 e 300 partes por milhão, o que é suficiente para cobrir todo o planeta a uma profundidade de 200 a 1000 metros.[67]

Em 18 de março de 2013, a NASA relatou evidências, encontradas pelos instrumentos do rover Curiosity, de hidratação mineral, provavelmente sulfato de cálcio hidratado, em várias amostras de rochas, incluindo fragmentos das rochas "Tintina" e "Sutton Inlier", bem como em inclusões e nódulos em outras rochas, como "Knorr" e "Wernicke".[68][69][70] Análises usando o instrumento DAN do Curiosity forneceram evidências da presença de água subterrânea até uma profundidade de 60 cm, num teor de até 4% de água, na travessia do rover desde o Bradbury Landing até a área do Yellowknife Bay, na locação Glenelg .[68]

Linhas escuras que escorrem pelas encostas da cratera Hale são uma forte evidência de água em estado líquido na superfície marciana

Em 28 de setembro de 2015, a NASA anunciou que havia encontrado evidência conclusiva de fluxos sazonais de salmoura hidratada em encostas, com base em leituras espectrométricas das áreas escuras das encostas. Essas observações confirmaram hipóteses anteriores, baseadas na época da formação e taxa de crescimento, de que essas estrias escuras resultaram do fluxo de água na subsuperfície muito rasa. As estrias contêm sais hidratados, percloratos, que possuem moléculas de água em sua estrutura cristalina. As estrias fluem pelas encostas no verão marciano, quando a temperatura está acima de -23 °C, e congelam em temperaturas menores.[15][71]

Pesquisadores acreditam que grande parte das planícies baixas do norte do planeta foi coberta por um oceano com centenas de metros de profundidade, embora esta tese ainda seja controversa. Em março de 2015, cientistas afirmaram que tal oceano pode ter tido o tamanho do Oceano Ártico da Terra. Este achado foi obtido a partir da relação entre a água e o deutério na atmosfera marciana moderna em comparação com a relação encontrada na Terra. Oito vezes mais deutério foi encontrado em Marte do que existe na Terra, o que sugere que antigamente Marte tinha níveis significativamente mais elevados de água. Os resultados do rover Curiosity já haviam encontrado uma alta proporção de deutério na cratera Gale, embora não significativamente alta para sugerir a presença de um oceano. Outros cientistas advertem que este novo estudo não foi confirmado e apontam que os modelos climáticos marcianos ainda não demonstraram que o planeta era quente o suficiente no passado para manter corpos de água líquida.[72]

Calotas polares[editar | editar código-fonte]

Calota polar norte em 1999
Calota polar sul em 2000

Marte tem duas calotas polares de gelo permanente. Durante o inverno em um dos polos, ele fica em escuridão contínua, que resfria a superfície e provoca a deposição de 25 a 30% da atmosfera em placas de gelo de CO2 (gelo seco).[73] Quando o polo é novamente exposto à luz solar, o CO2 congelado sublima, criando enormes ventos que varrem o polo a velocidades de até 400 km/h. Esses ventos sazonais transportam grandes quantidades de poeira e vapor d’água, dando origem a geadas semelhantes às da Terra e de grandes nuvens cirrus. Nuvens de água e gelo foram fotografadas pelo rover Opportunity em 2004.[74]

As calotas polares em ambos os polos são compostas principalmente (70%) de gelo de água. Dióxido de carbono congelado acumula como uma camada relativamente fina de cerca de um metro de espessura na calota norte apenas no inverno, enquanto a calota sul tem uma cobertura de gelo seco permanente de cerca de oito metros de espessura.[75] Esta cobertura permanente de gelo seco no polo sul é salpicada por alguns tipos de poços circulares que se repetem e estão se expandindo alguns metros por ano; isso sugere que a cobertura permanente de CO2 sobre o gelo do polo sul está se degradando ao longo do tempo.[76] A calota polar norte tem um diâmetro de aproximadamente mil quilômetros durante o verão do hemisfério norte de Marte[77] e contém cerca de 1,6 milhão de quilômetros cúbicos (km³) de gelo, que, se espalhado uniformemente sobre a calota, teria 2 km de espessura.[78] Em comparação, a camada de gelo da Groenlândia tem um volume de 2,85 milhões de quilômetros cúbicos. A calota polar do sul tem um diâmetro de 350 km e uma espessura de 3 km.[79] O volume total de gelo na calota polar sul, mais os depósitos em camadas adjacentes, foi estimado em 1,6 milhão de quilômetros cúbicos.[80] Ambas as calotas polares apresentam calhas espirais, que recente análise do radar SHARAD mostrou serem resultado de ventos catabáticos em espiral devido ao efeito Coriolis.[81][82]

A queda de geada sazonal em algumas áreas perto da calota polar sul resulta na formação de placas transparentes de 1 metro de espessura de gelo seco acima do solo. Com a chegada da primavera, a luz solar aquece o subsolo, e a pressão do CO2 sublimado aumenta sob o bloco, elevando-o e, finalmente, rompendo-o. Isto leva a erupções semelhantes a gêiseres de gás CO2 misturado com areia ou pó de basalto escuro. Este processo é rápido e acontece no espaço de alguns dias, semanas ou meses, uma taxa de variação bastante incomum em geologia - especialmente para Marte. O gás fluindo sob um bloco em direção a um gêiser escava sob o gelo um padrão de canais radiais do tipo teia de aranha, num processo que é o equivalente inverso de uma rede de erosão formada pela água que é drenada por um ralo.[83][84][85][86]

Geografia[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Geografia de Marte

Embora sejam mais lembrados por terem mapeado a Lua, Johann Heinrich von Mädler e Wilhelm Beer foram os primeiros "areógrafos". Eles começaram pela constatação de que a maioria dos acidentes geográficos da superfície de Marte eram permanentes e determinaram com mais precisão o período de rotação do planeta. Em 1840, Mädler reuniu dez anos de observações e desenhou o primeiro mapa de Marte. Em vez de dar nomes para as várias marcas na superfície, Beer e Mädler simplesmente designaram-nas com letras; Sinus Meridiani foi, assim, o acidente "a".[87]

Animação da rotação de Marte.

Hoje, as características de Marte são denominadas a partir de uma variedade de fontes. Características de albedo são nomeadas a partir da mitologia clássica. Crateras com mais de 60 km são nomeadas em homenagem a cientistas e escritores já falecidos e outros que contribuíram para o estudo de Marte. Crateras menores que 60 km homenageiam cidades e vilas do mundo com população inferior a 100 mil habitantes. Grandes vales são nomeados pela palavra "Marte" ou "estrela" em várias línguas; pequenos vales são nomeados por rios.[88]

As grandes estruturas de albedo mantêm muitos dos nomes antigos, que são frequentemente atualizados para refletir novos conhecimentos sobre a natureza dessas características. Por exemplo, Nix Olympica (as neves do Olimpo) tornou-se Olympus Mons (Monte Olimpo).[89] A superfície de Marte, vista da Terra, é dividida em dois tipos de áreas, com diferentes albedos. As planícies mais pálidas cobertas de poeira e areia ricas em óxido de ferro avermelhado já foram consideradas como "continentes" marcianos e a elas foram dados nomes como Arabia Terra (terra da Arábia) ou Amazonis Planitia (Planície Amazônica). Acreditava-se que as características escuras eram mares, daí seus nomes Mare Erythraeum, Mare Sirenum e Aurorae Sinus. A maior característica escura vista da Terra é Syrtis Major. A calota polar norte é chamada Planum Boreum, enquanto a calota sul é chamada Planum Australe.[90]

O equador de Marte é definido por sua rotação, mas a localização do seu “[meridiano primário]]" foi estabelecida, como foi a da Terra (em Greenwich), pela escolha de um ponto arbitrário; Mädler e Beer selecionaram uma linha, em 1830, para os primeiros mapas de Marte. Após a nave espacial Mariner 9 fornecer grande quantidade de imagens de Marte em 1972, uma pequena cratera (mais tarde chamada de Airy-0), localizada no Sinus Meridiani ("Baía Meridiana"), foi escolhida para a definição da longitude 0,0°, de forma a coincidir com a seleção original.[91]

Como Marte não tem oceanos e, portanto, não há "nível do mar", uma superfície com elevação zero também teve de ser selecionada para um nível de referência, o que também é chamado de areoide[92] de Marte, análogo ao geoide terrestre. A altitude zero foi definida pela altura em que há 610,5 Pa (6,105 mbar) de pressão atmosférica.[93] Esta pressão corresponde ao ponto triplo da água e é cerca de 0,6% da pressão na superfície do nível do mar na Terra (0,006 atm).[94] Na prática, atualmente esta superfície é definida diretamente pela medição da gravidade por satélites.

Crateras[editar | editar código-fonte]

Cratera Bonneville e o local de pouso da Spirit

A dicotomia da topografia marciana é notável: as planícies do norte são achatadas por fluxos de lava, em contraste com as terras altas do sul, marcadas por crateras de antigos impactos de asteroides. Uma pesquisa de 2008 apresentou evidências sobre uma teoria proposta em 1980 postulando que, quatro bilhões de anos atrás, o hemisfério norte de Marte foi atingido por um objeto de um décimo a dois terços do tamanho da Lua. Se confirmado, isso tornaria o hemisfério norte de Marte o local de uma cratera de impacto de 10 600 km de comprimento por 8,5 mil quilômetros de largura, ou mais ou menos a área da Europa, Ásia e Austrália juntas, superando a Bacia do Polo Sul-Aitken, na Lua, como a maior cratera de impacto do Sistema Solar.[2][3]

Marte é marcado por um conjunto de crateras de impacto: cerca de 43 mil crateras com um diâmetro de 5 quilômetros ou mais foram encontradas em sua superfície.[95] A maior delas é a bacia de impacto Hellas Planitia, uma característica de formação de albedo claramente visível a partir da Terra.[96] Devido à menor massa de Marte, a probabilidade de um objeto colidir com o planeta é cerca de metade da presente na Terra. Marte fica mais perto do cinturão de asteroides, por isso tem uma chance maior de ser atingido por materiais oriundos dessa região. O planeta é também mais suscetível a ser atingido por cometas de período curto, ou seja, aqueles que se encontram dentro da órbita de Júpiter.[97] Apesar disso , há muito menos crateras em Marte em comparação com a Lua, porque a atmosfera de Marte fornece proteção contra meteoros pequenos. Algumas crateras têm uma geomorfologia que sugere que o solo se tornou úmido após o impacto do meteoro.[98]

Características vulcânicas e tectônicas[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Vulcanismo em Marte
O gigantesco Monte Olimpo, o maior vulcão do Sistema Solar, com cerca de 27 km de altura.

O vulcão Monte Olimpo é um vulcão extinto na vasta região de Tharsis, que contém vários outros grandes vulcões. O Monte Olimpo é três vezes maior que o Monte Everest, que por comparação tem pouco mais de 8,8 km de altura.[99] É a primeira ou a segunda montanha mais alta do Sistema Solar, dependendo da forma de medição escolhida, com fontes que vão de cerca de 21 a 27 km de altura.[100][101]

O grande desfiladeiro Valles Marineris (latim para Vales Mariner, também conhecido como Agathadaemon nos velhos mapas dos canais marcianos), tem um comprimento de quatro mil quilômetros e uma profundidade de até sete quilômetros. O comprimento do Valles Marineris é equivalente ao comprimento do continente europeu e estende-se através de um quinto da circunferência de Marte. Em comparação, o Grand Canyon na Terra tem 446 km de comprimento e quase 2 km de profundidade. O Valles Marineris foi formado devido à expansão da área de Tharsis, que causou o colapso da crosta na área do desfiladeiro. Em 2012, foi proposto que o Valles Marineris não é apenas um graben, mas também um limite de placa, onde ocorreu um movimento transversal de 150 km, fazendo de Marte um planeta com, possivelmente, duas placas tectônicas.[102][103]

As imagens do THEMIS a bordo de sonda Mars Odyssey da NASA revelaram sete possíveis entradas de cavernas nos flancos do vulcão Arsia Mons.[104] As cavernas, nomeadas em homenagem a entes queridos de seus descobridores, são conhecidas coletivamente como as "sete irmãs".[105] As entradas das cavernas medem de 100 a 252 metros de largura e acredita-se que tenham, pelo menos, de 73 a 96 metros de profundidade. Dado que a luz não atinge o piso da maioria das cavernas, é possível que elas se estendam muito mais profundamente do que as estimativas inferiores e sejam mais largas abaixo da superfície. A caverna "Dena" é a única exceção: o seu chão é visível e tem 130 metros de profundidade. Os interiores destas cavernas podem ser protegidos contra micrometeoritos, radiação UV, erupções solares e partículas de alta energia que bombardeiam a superfície do planeta.[106]

Mosaico de imagens infravermelhas capturadas pela sonda 2001 Mars Odyssey do Valles Marineris, um gigantesco desfiladeiro, com quatro mil quilômetros de comprimento e uma profundidade de até sete quilômetros.

Atmosfera[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Atmosfera de Marte
A tênue atmosfera de Marte vista a partir de uma imagem na órbita baixa do planeta.

Marte perdeu sua magnetosfera há 4 bilhões de anos,[107] então o vento solar interage diretamente com a ionosfera marciana, diminuindo a densidade atmosférica ao remover átomos da camada exterior. Ambas as sondas Mars Global Surveyor e Mars Express detectaram partículas atmosféricas ionizadas arrastadas para o espaço a partir de Marte[107][108] e esta perda atmosférica está sendo estudada pela sonda MAVEN. Em comparação com a Terra, a atmosfera de Marte é muito rarefeita. A pressão atmosférica na superfície varia hoje entre um mínimo de 30 Pa (0,030 kPa) no Monte Olimpo para mais de 1.155 Pa (1,155 kPa) em Hellas Planitia, com uma pressão média ao nível da superfície de 600 Pa (0,60 kPa).[109] A maior densidade atmosférica em Marte é igual à densidade encontrada 35 km acima da superfície da Terra.[110] A pressão de superfície média resultante é de apenas 0,6% a da Terra (101,3 kPa). A altura de escala da atmosfera é cerca de 10,8 km,[111] que é maior do que a da Terra (6 km ), porque a gravidade de superfície de Marte é de apenas 38% da gravidade da Terra, o que é compensado tanto pela temperatura mais baixa quanto pelo peso molecular 50% maior da atmosfera de Marte. A atmosfera de Marte é composta por cerca de 96% de dióxido de carbono, 1,93% de argônio e 1,89% de nitrogênio, juntamente com traços de oxigênio e água.[16][112] A atmosfera é muito empoeirada, contendo partículas de cerca de 1,5 µm de diâmetro que dão ao céu marciano uma cor opaca quando vista da superfície.[113]

Metano foi detectado na atmosfera de Marte, com uma fração molar de cerca de 30 ppb;[114][115] ele ocorre em plumas extensas, e os perfis implicam que o metano foi liberado a partir de regiões distintas. No meio do verão do norte, a pluma principal continha 19 mil toneladas métricas de metano, com uma força de fonte estimada de 0,6 kg por segundo.[116][117] Os perfis sugerem que pode haver duas regiões de origem, a primeira centrada perto de 30°N 260°W e a segunda perto de 0°N 310°W.[116] Estima-se que Marte deva produzir 270 toneladas/ano de metano.[116][118]

Fotografia do pôr-do-sol marciano pelo robô Spirit na cratera Gusev.

O metano pode existir na atmosfera de Marte por um período limitado de tempo até ser destruído – as estimativas do seu tempo de vida variam entre 0,6 a 4 anos terrestres.[116][119] A sua presença, apesar desta vida curta, indica a existência de uma fonte ativa do gás no planeta. Atividade vulcânica, impactos de cometas e a presença de formas de vida microbianas metanogênicas estão entre as possíveis fontes. O metano também poderia ser produzido por um processo não biológico chamado serpentinização, que envolve água, dióxido de carbono e o mineral olivina, que se sabe ser comum em Marte.[120]

O rover Curiosity, que pousou em Marte em agosto de 2012, é capaz de fazer medições que distinguem entre diferentes isotopólogos de metano;[121] mas mesmo que a missão determine que a vida microscópica marciana é a fonte do metano, essas formas de vida provavelmente residem muito abaixo da superfície, fora do alcance do rover.[122] As primeiras medições com o Tunable Laser Spectrometer (TLS) indicaram que há menos de 5 ppb de metano no local de pouso no momento da medição.[123][124][125][126] Em 19 de setembro de 2013, cientistas da NASA, com base em outras medições feitas pela Curiosity, não relataram a detecção de metano atmosférico, com um valor medido de 0,18 ± 0,67 ppbv correspondente a um limite máximo de apenas 1,3 ppbv (limite de confiança de 95%) e, como resultado, concluíram que a probabilidade de atividade microbiana metanogênica atual em Marte é reduzida.[127][128][129] A sonda Mars Orbiter Mission, da Índia, está pesquisando metano na atmosfera,[130] enquanto a ExoMars Trace Gas Orbiter, planejada para ser lançada em 2016, irá estudar mais o metano, bem como os seus produtos de decomposição, como formaldeído e metanol.[131][132]

Amônia também foi detectada em Marte pelo satélite Mars Express, mas com a sua vida útil relativamente curta, não ficou claro o que a tenha produzido. A amônia não é estável na atmosfera marciana e desintegra-se depois de algumas horas. Uma fonte possível é a atividade vulcânica.[133]

Auroras[editar | editar código-fonte]

Em 1994 a sonda Mars Express da Agência Espacial Europeia descobriu um brilho ultravioleta proveniente de “guarda-chuvas magnéticos” no hemisfério sul. Marte não possui um campo magnético global que guie as partículas carregadas que entram na atmosfera, mas tem múltiplos campos magnéticos em forma de guarda-chuva, principalmente no hemisfério sul, que são remanescentes de um campo global que decaiu bilhões de anos atrás.

No final de dezembro de 2014, a sonda MAVEN da NASA detectou evidência de auroras muito espalhadas pelo hemisfério norte e descendo até aproximadamente 20-30 graus de latitude norte em relação ao equador de Marte. As partículas penetravam na atmosfera marciana, criando auroras abaixo de 100 km da superfície (as auroras da Terra variam de altitude entre 100 e 500 km). Os campos magnéticos no vento solar caem como cortinas sobre Marte, inclusive para a atmosfera, e as partículas carregadas simplesmente seguem essas linhas para a atmosfera, fazendo com que as auroras aconteçam fora dos guarda-chuvas magnéticos.[134]

Em 18 de março de 2015, a NASA anunciou a detecção de uma aurora que não é completamente entendida, bem como uma não explicada nuvem de poeira na atmosfera de Marte.[135]

Clima[editar | editar código-fonte]

18 de novembro de 2012
25 de novembro de 2012
As localizações dos robôs Opportunity e Curiosity estão marcadas (MRO).
Ver artigo principal: Clima de Marte

De todos os planetas do Sistema Solar, Marte é o que possui as estações do ano mais parecidas com as da Terra, devido às inclinações semelhantes de eixos de rotação dos dois planetas. As durações das estações marcianas são cerca de duas vezes as da Terra, já que Marte está a uma maior distância do Sol, o que leva o ano marciano a ter duração equivalente a cerca de dois anos terrestres. As temperaturas de superfície de Marte variam de -143°C (no inverno nas calotas polares)[136] até máximas de 35°C (no verão equatorial).[137] A ampla variação de temperaturas é devida à fina atmosfera, que não consegue armazenar muito calor solar, à baixa pressão atmosférica e à baixa inércia térmica do solo marciano.[138] O planeta também é 1,52 vez mais distante do Sol que a Terra, o que resulta em apenas 43% da quantidade de luz solar em comparação com a Terra.[139]

Se Marte tivesse uma órbita semelhante à da Terra, as suas estações também seriam semelhantes, porque a sua inclinação axial é próxima à da Terra. A relativamente grande excentricidade da órbita de Marte tem um efeito significativo. O planeta está mais próximo do periélio quando é verão no hemisfério sul e inverno no norte, e próximo do afélio quando é inverno no hemisfério sul e verão no norte. Como resultado, as estações do ano no hemisfério sul são mais extremas e as estações do ano no norte são mais brandas. As temperaturas de verão no sul podem ser até 30 kelvin maiores do que as temperaturas equivalentes de verão no norte.[140]

Marte tem as maiores tempestades de poeira do Sistema Solar. Estas podem variar de uma tempestade sobre uma pequena área até tempestades gigantescas que cobrem todo o planeta. Elas tendem a ocorrer quando Marte está mais próximo do Sol e demonstraram aumentar a temperatura global.[141]

Órbita e rotação[editar | editar código-fonte]

A distância média entre Marte e o Sol é de cerca de 230 000 000 km (1,5 UA) e seu período orbital é de 687 dias terrestres, como representado pela trilha vermelha, com a órbita da Terra mostrada em azul (animação).

A distância média de Marte ao Sol é de cerca de 230 milhões de quilômetros (1,5 UA) e seu período orbital é de 687 dias terrestres. O dia solar em Marte é apenas um pouco maior do que um dia na Terra: 24 horas, 39 minutos e 35,244 segundos. Um ano marciano é igual a 1,8809 ano terrestre, ou seja, 1 ano, 320 dias e 18,2 horas.[16] A inclinação do eixo de Marte é de 25,19 graus, semelhante à da Terra.[16] Como resultado, Marte tem estações como a Terra, embora sejam quase duas vezes mais longas, pois seu período orbital é maior nesta proporção . Atualmente, a orientação do polo norte de Marte está próxima da estrela Deneb.[142] Marte passou pelo seu afélio em março de 2010[143] e pelo seu periélio em março de 2011.[144]

Marte tem uma excentricidade orbital relativamente acentuada, de cerca de 0,09; entre os outros sete planetas do Sistema Solar, só Mercúrio mostra maior excentricidade. Sabe-se que, no passado, Marte teve uma órbita muito mais circular do que atualmente. Em um ponto há 1,35 milhão de anos terrestres, Marte tinha uma excentricidade de cerca de 0,002, muito menor do que a da Terra hoje.[145] O ciclo de excentricidade de Marte é de 96.000 anos terrestres, comparado ao ciclo de 100 mil anos da Terra.[146] O planeta tem um ciclo de excentricidade muito mais longo com um período de 2,2 milhões de anos terrestres e isso ofusca o ciclo de 96.000 anos nos gráficos de excentricidade. Durante os últimos 35 mil anos, a órbita de Marte foi ficando um pouco mais excêntrica por causa dos efeitos gravitacionais dos outros planetas. A menor distância entre a Terra e Marte continuará a diminuir ligeiramente nos próximos 25 mil anos.[147]

Habitabilidade e procura por vida[editar | editar código-fonte]

O entendimento atual de habitabilidade planetária – a viabilidade de um mundo desenvolver condições ambientais favoráveis ao surgimento de vida – favorece planetas que possuam água líquida em sua superfície. Isto frequentemente requer que a órbita de um planeta esteja dentro da zona habitável, que para o Sol se localiza entre logo depois de Vênus e aproximadamente o semieixo maior de Marte.[148] Durante o periélio, Marte penetra nesta região, mas a fina (baixa pressão) atmosfera do planeta impede a existência de água líquida em grandes regiões por muito tempo. O fluxo de água líquida no passado demonstra o potencial do planeta para a habitabilidade. Evidência recente sugeriu que qualquer água na superfície marciana deve ter sido muito salgada e ácida para suportar uma vida terrestre regular.[149]

A falta de uma magnetosfera e a atmosfera extremamente fina de Marte são um desafio: o planeta possui pequena transferência de calor pela sua superfície, pouco isolamento contra o bombardeio do vento solar e pressão atmosférica insuficiente para reter água na forma líquida. Marte está quase, ou totalmente, geologicamente morto, e o fim da atividade vulcânica aparentemente interrompeu a reciclagem de materiais e produtos químicos entre a superfície e o interior do planeta.[150]

Concepção artística da terraformação de Marte.

Existem evidências de que o planeta tenha sido significativamente mais habitável no passado que nos dias de hoje, mas o fato de que tenha albergado vida permanece incerto. As sondas Viking da década de 1970 continham dispositivos projetados para detectar microrganismos no solo marciano e tiveram alguns resultados positivos, inclusive um aumento temporário na produção de CO2 com a exposição a água e nutrientes. Este sinal de vida foi mais tarde contestado por cientistas, resultando em um debate intenso, com o cientista da NASA Gilbert Levin sustentando que a Viking pode ter encontrado vida. Uma reanálise dos dados da Viking, à luz do moderno conhecimento de formas extremófilas de vida, sugeriu que os testes da Viking não eram suficientemente sofisticados para detectar essas formas de vida e podem até mesmo ter matado uma hipotética forma de vida.[151] Testes conduzidos pela sonda Phoenix Mars mostraram que o solo tem um pH alcalino e contém magnésio, sódio, potássio e cloro.[152] Os nutrientes do solo podem ser capazes de suportar vida, mas a vida ainda assim teria que ser protegida da intensa luz ultravioleta.[153] Análise recente do meteorito marciano EETA79001 encontrou 0,6 ppm de ClO4, 1,4 ppm de ClO3 e 16 ppm de NO3, a maior parte provavelmente de origem marciana. O ClO3 sugere a presença de outros compostos altamente oxidantes de cloro e oxigênio, como ClO2 e ClO, produzidos tanto por oxidação do Cl por ultravioleta quanto por radiólise do ClO4 por raios-X. Portanto, somente substâncias orgânicas ou formas de vida altamente refratárias ou bem protegidas (subsuperficiais) teriam chance de sobreviver.[154] Uma análise de 2014 da Phoenix WCL mostrou que o Ca(ClO4)2 no solo da Phoenix não interagiu com água líquida de qualquer forma talvez nos últimos 600 milhões de anos. Se tivesse, o altamente solúvel Ca(ClO4)2 em contato com água líquida teria formado somente CaSO4. Isto sugere um ambiente extremamente árido, com mínima ou nenhuma interação com água líquida.[155]

Cientistas propuseram que os glóbulos de carbonato encontrados no meteorito ALH84001, que se acredita ter se originado em Marte, podem ser micróbios fossilizados que existiam em Marte quando o meteorito foi arrancado da superfície de Marte por um choque de meteoro há cerca de 15 milhões de anos. Esta proposta foi recebida com ceticismo e foi sugerida uma origem exclusivamente inorgânica para as formas.[156]

Pequenas quantidades de metano e metanal detectadas pelas sondas em Marte foram indicadas como possíveis evidências para a vida, uma vez que esses compostos químicos se decompõem rapidamente na atmosfera marciana.[157][158] Entretanto, uma alternativa é que esses compostos sejam repostos por vulcões ou outros meios geológicos, como a serpentinização.[120]

Vidro formado pelo impacto de meteoros, que na Terra pode preservar sinais de vida, foi encontrado na superfície de crateras de impacto de Marte.[159][160] Da mesma forma, este vidro poderia ter preservado sinais de vida se esta existisse no local. [161][162][163]

Satélites naturais[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Satélites de Marte

Marte tem duas luas naturais relativamente pequenas — Fobos, com cerca de 22 quilômetros de diâmetro, e Deimos, com cerca de 12 quilômetros de diâmetro — que têm órbitas próximas ao planeta. Acredita-se que essas luas sejam asteroides capturados pelo campo gravitacional marciano, mas a sua origem verdadeira permanece incerta.[164] Ambos os satélites foram descobertos em 1877 por Asaph Hall e foram nomeados em homenagem aos deuses Fobos (pânico/medo) e Deimos (terror/horror), que na mitologia grega acompanhavam seu pai, Ares, o deus da guerra, durante as batalhas. Marte era a contraparte romana de Ares.[165][166] No grego moderno, porém, o planeta mantém seu antigo nome, Ares (Aris: Άρης).[167]

Vistos da superfície de Marte, os movimentos de Fobos e Deimos parecem muito diferentes do da Lua. Fobos nasce no oeste, se põe a leste e nasce novamente em apenas 11 horas. Deimos, por estar quase em órbita sincronizada — quando o período orbital iguala o período de rotação do planeta — nasce como esperado no leste, mas lentamente. Apesar da órbita de 30 horas de Deimos, ele leva 2,7 dias entre o nascente e o poente, para um observador no equador.[168]

Como a órbita de Fobos está abaixo da altitude síncrona, as forças de maré a partir de Marte estão gradualmente diminuindo a sua órbita. Em cerca de 50 milhões de anos, o satélite ou colidirá com a superfície marciana ou irá desintegrar-se em uma estrutura em forma de anel ao redor de Marte.[168]

A origem das duas luas não é bem compreendida. Seu baixo albedo e a composição de condrito carbonáceo foram considerados semelhantes aos de asteroides, apoiando a teoria de captura gravitacional. A órbita instável de Fobos parece apontar para uma captura relativamente recente. Mas ambas têm órbitas circulares, próximas do equador, o que é muito incomum para objetos capturados, já que a dinâmica de captura exigida é complexa. A possibilidade de acreção no início da história de Marte também é plausível, mas não é compatível com uma composição parecida com a de asteroides, em vez de com a do próprio planeta. Uma terceira possibilidade é o envolvimento de um terceiro corpo ou algum tipo de impacto.[169] Linhas mais recentes de evidências sobre Fobos sugerem que o satélite tem um interior altamente poroso[170] e uma composição contendo principalmente filossilicatos e outros minerais conhecidos de Marte,[171] o que aponta a origem de Fobos para o material ejetado por um impacto em Marte e que foi reagrupado na órbita marciana,[172] semelhante à teoria dominante para a origem da Lua da Terra. Embora os espectros VNIR (em inglês: visible and near-infrared) das luas de Marte se assemelhem aos de asteroides do cinturão externo, o espectro infravermelho termal de Fobos é inconsistente com condritos de qualquer tipo.[171]

Marte pode ter luas com menos de 50 ou 100 metros de diâmetro, e prediz-se a existência de um anel de poeira entre Fobos e Demos. [173]

Exploração[editar | editar código-fonte]

O Curiosity na superfície de Marte

Dúzias de naves espaciais não tripuladas, como sondas orbitais e rovers, foram enviadas para Marte pela União Soviética, Estados Unidos, Europa e Índia para estudar a superfície, o clima e a geologia do planeta. Atualmente, a informação está sendo obtida por sete sondas ativas na superfície ou em órbita de Marte, sendo cinco orbitais e dois rovers, quais sejam: 2001 Mars Odyssey,[174] Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), MAVEN, Mars Orbiter Mission, Opportunity e Curiosity. O público pode solicitar imagens de Marte da MRO através do programa HiWish.

O Mars Science Laboratory, chamado de Curiosity, foi lançado em 26 de novembro de 2011 e chegou a Marte em 6 de agosto de 2012 (UTC). É maior e mais avançado do que os Mars Exploration Rovers, com uma velocidade de até 90 metros por hora.[175] Os experimentos incluem um amostrador químico a laser que pode deduzir a composição de rochas a uma distância de 7 m.[176] Em 10 de fevereiro de 2013, o Curiosity obteve as primeiras amostras de rochas profundas já retiradas de outro corpo planetário, utilizando a sua broca embarcada.[177]

A Organização Indiana de Pesquisa Espacial lançou a missão Mars Orbiter Mission em 5 de novembro de 2013, com o objetivo de analisar a atmosfera e a topografia marcianas. Equipada com sensores de metano, câmeras multi-espectrais, espectrômetros de imagem em infravermelho termal, fotômetros e outros itens em sua carga útil, a missão procura expandir a compreensão humana do Sistema Solar. Lançado de PSLV-C25, a missão Mars Reconnaissance Orbiter usou uma órbita de transferência de Hohmann para escapar da influência gravitacional da Terra e catapultar para uma viagem de nove meses até Marte. Essa é a primeira missão interplanetária bem-sucedida da Ásia e a sonda Mangalyaan estuda o planeta Marte desde 24 de setembro de 2014.[178]

Panorama de Marte visto pelo robô Opportunity.

Futuro[editar | editar código-fonte]

Está planejado para maio de 2018 o lançamento da sonda de superfície InSight, juntamente com dois satélites CubeSats, que vão sobrevoar Marte e fornecer dados de telemetria da superfície. As sondas estão previstas para chegar a Marte em novembro de 2016.[179]

A Agência Espacial Europeia, em colaboração com a Agência Espacial Federal Russa - Roscosmos, enviou a sonda ExoMars Trace Gas Orbiter e a sonda de superfície Schiaparelli em março de 2016, com previsão de chegada a Marte em outubro do mesmo ano; em 2018 será enviado o “rover” ExoMars. A NASA planeja lançar o seu “rover” astrobiológico Mars 2020 em 2020.

A sonda Mars Hope, dos Emirados Árabes Unidos, está planejada para lançamento em 2020, atingindo a órbita de Marte em 2021. Ela tem o objetivo de fazer um estudo global da atmosfera marciana.

Diversos planos para uma missão tripulada a Marte foram propostos ao longo do século XX e já no século XXI, mas nenhum plano em andamento tem data de chegada anterior a 2025.

Astronomia em Marte[editar | editar código-fonte]

Com a existência de várias sondas e rovers, agora é possível estudar a astronomia do céu marciano. Fobos, uma das duas luas de Marte, tem cerca de um terço do diâmetro angular da Lua cheia como ela aparece na Terra, enquanto Deimos aparece mais ou menos com uma estrela e apenas um pouco mais brilhante do que Vênus na Terra.[180] Vários fenômenos conhecidos na Terra foram observados em Marte, como meteoros e auroras.[181] Uma passagem da Terra vista de Marte ocorrerá em 10 de novembro de 2084.[182] Há também trânsitos de Mercúrio e de Vênus, e as luas Fobos e Deimos são de diâmetro angular tão pequeno que seus "eclipses solares" parciais são melhor considerados como trânsitos (ver Trânsito de Deimos em Marte).[183][184]

Em 19 de outubro de 2014, o cometa Siding Spring passou extremamente próximo a Marte (cerca de 140 mil quilômetros), tão perto que sua coma pode ter envolvido o planeta. [185][186][187][188][189][190]

Observação[editar | editar código-fonte]

Animação do movimento retrógrado aparente de Marte em 2003 visto a partir da Terra

Pela órbita de Marte ser excêntrica, a sua magnitude aparente em oposição ao Sol pode variar de -3,0 a -1,4. O brilho mínimo é de magnitude 1,6, quando o planeta está em conjunção com o Sol.[8] Marte geralmente aparece distintamente amarelo, laranja ou vermelho; a cor real do planeta está mais próximo de caramelo, e a vermelhidão observada é apenas poeira na sua atmosfera. O rover Spirit, da NASA, registrou imagens de uma paisagem marrom-esverdeada com pedras azul-acinzentadas e manchas de areia vermelho-claras.[191] Quando mais distante da Terra, fica a mais de sete vezes mais longe de nosso planeta do que quando está próximo. Quando menos favoravelmente posicionado, ele pode ser perdido no brilho do Sol por meses. Em seus momentos mais favoráveis — em intervalos entre 15 e 17 anos, sempre entre o final de julho e o final de setembro — muitos detalhes de sua superfície podem ser vistos com um telescópio. Especialmente notáveis, mesmo com baixa ampliação, são as suas calotas polares.[192]

Conforme Marte se aproxima ao ponto de oposição, começa um período de movimento retrógrado em que o planeta parece se mover para trás, em um movimento de looping em relação às estrelas de fundo. A duração deste movimento retrógrado tem a duração de cerca de 72 dias e Marte atinge o seu pico de luminosidade no meio deste movimento.[193]

Maiores aproximações[editar | editar código-fonte]

Relativa[editar | editar código-fonte]

O ponto em que a longitude geocêntrica de Marte é 180° em relação ao Sol é conhecido como oposição, que está perto do momento de maior aproximação com a Terra. O momento da oposição pode ocorrer a até 8 ½ dias da maior aproximação. A distância nas maiores aproximações varia entre 54[194] e 103 milhões de quilômetros, devido às órbitas elípticas dos planetas, o que causa uma variação comparável em tamanho angular.[195] A última oposição de Marte ocorreu em 8 de abril de 2014, a uma distância de cerca de 93 milhões de quilômetros.[196] O tempo médio entre oposições sucessivas de Marte (o seu período sinódico) é de 780 dias, mas o número de dias entre as datas de oposições sucessivas pode variar entre 764 e 812.[197]

Absoluta, em torno do tempo presente[editar | editar código-fonte]

Marte fez a sua maior aproximação com a Terra e o seu brilho aparente máximo dos últimos 60 mil anos, 55 758 006 km (0,372719 UA) e magnitude -2,88, em 27 de agosto de 2003 às 09:51:13 UTC. Isto ocorreu quando Marte estava a um dia da sua oposição e a cerca de três dias do seu periélio, tornando o planeta particularmente fácil de ver a partir da Terra. Estima-se que a última vez em que o planeta chegou tão perto foi em 12 de setembro de 57 617 a.C.; o próximo momento será no ano 2287.[198] Esta aproximação recorde foi apenas ligeiramente mais próxima do que outras aproximações recentes. Por exemplo, a distância mínima em 22 de agosto de 1924 foi de 0,37285 UA e a distância mínima em 24 de agosto de 2208 será de 0,37279 UA.[146]

Exploração[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Exploração de Marte

Observações históricas[editar | editar código-fonte]

Antiguidade e Idade Média[editar | editar código-fonte]

A existência de Marte como um objeto errante no céu noturno foi registrada por astrônomos do Egito Antigo e, em 1534 a.C., eles já estavam familiarizados com o movimento retrógrado do planeta.[199] No período do Império Neobabilônico, os astrônomos babilônios faziam registros regulares das posições dos planetas e observações sistemáticas do seu comportamento. Sobre Marte, eles sabiam que o planeta fazia 37 períodos sinódicos, ou 42 circuitos do zodíaco, a cada 79 anos. Eles também inventaram métodos aritméticos para fazer pequenas correções para as posições previstas dos planetas.[200][201]

No século IV a.C, Aristóteles observou que Marte desaparecia por trás da Lua durante uma ocultação, indicando que o planeta estava mais distante.[202] Ptolomeu, um grego que vivia em Alexandria,[203] tentou resolver o problema do movimento orbital de Marte. O modelo de Ptolomeu e sua obra coletiva sobre astronomia foram apresentados no Almagesto, que se tornou o principal tratado da astronomia ocidental nos quatorze séculos seguintes.[204] A literatura da China antiga confirma que Marte era conhecido pelos astrônomos chineses no século IV.[205] No século V d.C., o texto astronômico indiano Surya Siddhanta estimou o diâmetro de Marte.[206] Nas culturas da Ásia Oriental, Marte era tradicionalmente conhecido como a “estrela de fogo”, com base nos Cinco elementos.[207][208][209]

Durante o século XVII, Tycho Brahe mediu a paralaxe diurna de Marte, que Johannes Kepler usou para fazer um cálculo preliminar da distância do planeta.[210] Quando o telescópio se tornou disponível, a paralaxe diurna de Marte foi novamente medida em um esforço para determinar a distância Sol-Terra. Isto foi realizado pela primeira vez por Giovanni Domenico Cassini em 1672. As primeiras medições da paralaxe foram prejudicadas pela qualidade dos instrumentos.[211] A única ocultação observada de Marte por Vênus foi a de 13 de outubro de 1590, vista por Michael Maestlin em Heidelberg.[212] Em 1610, Marte foi visto por Galileu Galilei, que foi o primeiro a observá-lo através de um telescópio.[213] A primeira pessoa a desenhar um mapa de Marte que exibia características da superfície foi o astrônomo holandês Christiaan Huygens.[214]

Canais[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Canais de Marte
Mapa de Marte por Giovanni Schiaparelli
Canais de Marte em desenho de Percival Lowell

Por volta do século XIX, a resolução dos telescópios atingiu um nível suficiente para que as características da superfície de Marte pudessem ser identificadas. Uma oposição periélica de Marte ocorreu em 5 de setembro de 1877 e, naquele ano, o astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli usou um telescópio de 22 cm em Milão para produzir o primeiro mapa detalhado do planeta vermelho. Estes mapas continham características chamadas por Schiaparelli de canali, que mais tarde mostraram ser uma ilusão de óptica. Estes canali eram supostamente longas linhas retas na superfície de Marte para as quais ele deu nomes de rios famosos na Terra.[215][216]

Influenciado pelas observações, o orientalista Percival Lowell fundou um observatório que tinha um telescópio de 30 cm e outro de 45 cm. O observatório foi utilizado para a exploração de Marte durante uma última boa oportunidade, em 1894. Ele publicou vários livros sobre Marte e a vida no planeta, que tiveram uma grande influência sobre o público.[217] Os canali também foram encontrados por outros astrônomos, como Henri Joseph Perrotin e Louis Thollon em Nice, usando um dos maiores telescópios do mundo naquela época.[218][219]

As mudanças sazonais (a diminuição das calotas polares e a formação de áreas escuras durante o verão marciano), em combinação com os canais, levaram a especulações sobre a presença de vida em Marte e fizeram surgir uma crença, mantida por muito tempo, de que Marte continha vastos mares e vegetação. O telescópio nunca chegou a uma resolução suficiente para provar quaisquer destas especulações. À medida que telescópios maiores foram usados, foram observados menos canali retos e longos. Durante uma observação em 1909 por Camille Flammarion com um telescópio de 84 cm, foram observados padrões irregulares, mas os canali não foram vistos.[220]

Mesmo na década de 1960, artigos foram publicados sobre a "biologia marciana", deixando de lado outras explicações para as mudanças sazonais do planeta. Cenários detalhados do metabolismo e dos ciclos químicos de um ecossistema funcional chegaram a ser publicados.[221]

Visitas de naves espaciais[editar | editar código-fonte]

Desde que uma nave espacial visitou o planeta durante as missões Mariner da NASA nos anos 1960 e 1970, estes conceitos foram radicalmente quebrados. Além disso, os resultados das experiências de detecção de vida pela Viking auxiliaram para que a hipótese de um planeta hostil e morto fosse geralmente aceita.[222]

A Mariner 9 e a Viking forneceram dados que permitiram a obtenção de mapas melhores do planeta. Outro grande salto foi a missão Mars Global Surveyor, lançada em 1996 e que funcionou até o final de 2006, e permitiu a obtenção de mapas completos e extremamente detalhados da topografia, campo magnético e minerais da superfície de Marte.[223] Estes mapas estão agora disponíveis on-line, por exemplo, no Google Mars. O Mars Reconnaissance Orbiter e a Mars Express continuaram explorando com novos instrumentos e apoiando as sondas na superfície. A NASA fornece duas ferramentas on-line: Mars Trek, que apresenta visualizações do planeta a partir de dados de 50 anos de exploração, e a Experience Curiosity, que simula viagens em Marte em 3-D com a Curiosity.[224]

Impacto cultural[editar | editar código-fonte]

Um anúncio de sabão de 1893 brinca com a ideia popular de que Marte é povoado.

Marte é nomeado em homenagem ao deus romano da guerra. Em diferentes culturas, Marte representa a masculinidade e a juventude. Seu símbolo, um círculo com uma seta apontando para o lado superior direito, também é usado como símbolo do sexo masculino. As muitas falhas nas sondas de exploração de Marte resultaram em uma contracultura satírica que associa esses acidentes com a existência de um tipo de "Triângulo das Bermudas" entre a Terra e o planeta, alguma "maldição marciana" ou um “grande espírito maléfico das galáxias” que se alimentaria das sondas a Marte.[225]

Marcianos inteligentes[editar | editar código-fonte]

A ideia popular de que Marte era povoado por marcianos inteligentes se popularizou no final do século XIX. As observações dos canali por Giovanni Schiaparelli, combinadas com os livros de Percival Lowell sobre o tema, propuseram a noção padrão de um planeta seco, frio e prestes a morrer, com obras de irrigação sendo feitas por civilizações antigas.[226]

Muitas outras observações e declarações de personalidades notáveis se somaram ao que tem sido chamado de "febre marciana".[227] Em 1899, enquanto investigava o ruído de rádio atmosférico usando receptores em seu laboratório em Colorado Springs, o inventor Nikola Tesla observou sinais repetitivos que mais tarde ele imaginou serem comunicações de rádio vindas de outro planeta, possivelmente de Marte. Em uma entrevista de 1901, Tesla disse:

Foi algum tempo depois que o pensamento passou em minha mente de que os distúrbios que eu tinha observado poderiam se dever a um controle inteligente. Embora eu não tenha conseguido decifrar o seu significado, para mim era impossível pensar neles como sendo inteiramente acidentais. Um sentimento está constantemente crescendo em mim de que eu tenha sido o primeiro a ouvir a saudação de um planeta para outro.[228]

As teorias de Tesla ganharam o apoio de Lord Kelvin que, ao visitar os Estados Unidos em 1902, teria dito que achava que Tesla tinha captado sinais marcianos que estavam sendo enviados aos Estados Unidos.[229] No entanto, Kelvin negou "enfaticamente" esta declaração pouco antes de partir do país. "O que eu realmente disse foi que os habitantes de Marte, se houver algum, seriam, sem dúvida, capazes de ver Nova York, especialmente o brilho da eletricidade."[230]

Comparações entre imagens de alta e baixa resolução (no canto inferior direito) da chamada "Face de Marte".
Ilustração dos tripods marcianos, feita pelo brasileiro Henrique Alvim Corrêa, em uma edição francesa de 1906 de A Guerra dos Mundos, de H.G. Wells.

Em um artigo do The New York Times de 1901, Edward Charles Pickering, diretor do Harvard College Observatory, disse que tinha recebido um telegrama do Observatório Lowell, no Arizona, que parecia confirmar que Marte estava tentando se comunicar com a Terra.[231]

No início de dezembro de 1900 recebemos de Lowell, no Arizona, um telegrama afirmando que um raio de luz tinha sido visto projetando-se de Marte (o observatório Lowell tinha Marte como especialidade), com duração de 70 minutos. Eu enviei um telegrama com estes fatos para a Europa e enviei cópias através deste país. O observador é um homem confiável e cuidadoso e não há nenhuma razão para duvidar de que a luz existisse. Foi dada como partindo de um ponto geográfico bem conhecido em Marte. Isso foi tudo. Agora, a história foi para todo o mundo. Na Europa, afirma-se que eu tenho estado em comunicação com Marte e todos os tipos de exageros têm brotado. O que quer que a luz fosse, não há meios de saber. Se tinha inteligência ou não, ninguém pode dizer. É absolutamente inexplicável.[231]

Pickering mais tarde propôs a criação de um conjunto de espelhos, no Texas, destinados a sinalizar para os marcianos.[232]

Nas últimas décadas, o mapeamento de alta resolução da superfície marciana, culminando na sonda Mars Global Surveyor, não revelou artefatos de habitação de qualquer tipo de vida "inteligente", mas a especulação pseudocientífica sobre a vida inteligente no planeta continua com comentaristas como Richard C. Hoagland. Remanescente da controvérsia sobre os canali, algumas especulações são baseadas em características de pequena escala percebidas nas imagens espaciais, como "pirâmides" e a chamada "Face de Marte". O astrônomo planetário Carl Sagan escreveu:

A representação de Marte na ficção foi estimulada por sua cor vermelha e pelas especulações científicas do século XIX de que suas condições de superfície não só poderiam suportar a vida, como também a vida inteligente.[233] Isso originou um grande número de cenários de ficção científica, entre os quais está A Guerra dos Mundos, de H. G. Wells, publicado em 1898, em que os marcianos tentam fugir de seu planeta moribundo e tentam invadir a Terra. Uma adaptação radiofônica posterior de A Guerra dos Mundos foi feita no dia 30 de outubro de 1938 por Orson Welles nos Estados Unidos e foi apresentada como um noticiário ao vivo. O episódio tornou-se notório por causar pânico público geral, quando muitos ouvintes confundiram a história com a realidade e saíram desesperados.[234]

Obras influentes retratam o planeta, como Crônicas Marcianas de Ray Bradbury, em que exploradores humanos acidentalmente destroem uma civilização marciana, a série Barsoom de Edgar Rice Burroughs, Além do Planeta Silencioso (1938) de C. S. Lewis[235] e uma série de histórias de Robert A. Heinlein de meados dos anos 1960.[236] O autor Jonathan Swift faz referência às luas de Marte cerca de 150 anos antes de sua descoberta por Asaph Hall, detalhando descrições razoavelmente precisas de suas órbitas no capítulo 19 de seu romance As Viagens de Gulliver.[237]

O personagem cômico de um marciano inteligente chamado Marvin, o Marciano apareceu na televisão em 1948 como um personagem nos Looney Tunes, da Warner Brothers, e continuou como parte da cultura popular desde então.[238]

Após as naves espaciais Mariner e Viking terem enviado imagens nítidas de Marte e revelado um mundo aparentemente sem vida e sem canais, essas ideias sobre o planeta tiveram que ser abandonadas e tem se desenvolvido uma moda de representações precisas e realistas sobre a colonização humana de Marte, como na trilogia Mars de Kim Stanley Robinson. Especulações pseudocientíficas sobre a "Face de Marte" e outros "monumentos" enigmáticos descobertos por sondas espaciais indicam que a ideia de civilizações antigas no planeta continua a ser um tema popular na ficção científica, especialmente no cinema.[239]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Notas[editar | editar código-fonte]

  • Este artigo foi inicialmente traduzido do artigo da Wikipédia em inglês, cujo título é «Mars».

Referências

  1. «The Lure of Hematite». Science@NASA. NASA. March 2828 de março de 2001. Consultado em 24 de dezembro de 2009. 
  2. a b c Yeager, Ashley (19 de julho de 2008). «Impact May Have Transformed Mars». ScienceNews.org. Consultado em 12 de agosto de 2008. 
  3. a b c Sample, Ian (26 de junho de 2008). «Cataclysmic impact created north-south divide on Mars» (Londres: Science @ guardian.co.uk). Consultado em 12 de agosto de 2008. 
  4. John P. Millis. «Mars Moon Mystery». 
  5. Adler, M.; Owen, W. and Riedel, J. (2012). «Use of MRO Optical Navigation Camera to Prepare for Mars Sample Return» (PDF). Concepts and Approaches for Mars Exploration, held June 12–14, 2012 in Houston, Texas. LPI Contribution No. 1679, id.4337 [S.l.: s.n.] 1679: 4337. Bibcode:2012LPICo1679.4337A. 
  6. «NASA – NASA Spacecraft Data Suggest Water Flowing on Mars». Nasa.gov. 4 de agosto de 2011. Consultado em 19 de setembro de 2011. 
  7. Jha, Alok. «Nasa's Curiosity rover finds water in Martian soil». theguardian.com. Consultado em 6 de novembro de 2013. 
  8. a b Mallama, A. (2011). «Planetary magnitudes». Sky and Telescope [S.l.: s.n.] 121(1): 51–56. 
  9. THE RED PLANET: A SURVEY OF MARS (Slide 2 Earth Telescope View of Mars index
  10. «NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars». NASA/JPL. 6 de dezembro de 2006. Consultado em 4 de janeiro de 2007. 
  11. a b «Water ice in crater at Martian north pole». ESA. 28 de julho de 2005. Consultado em 19 de março de 2010. 
  12. a b «Scientists Discover Concealed Glaciers on Mars at Mid-Latitudes». University of Texas at Austin. 20 de novembro de 2008. Arquivado desde o original em 25 de julho de 2011. Consultado em 19 de março de 2010. 
  13. Staff (February 21, 2005). «Mars pictures reveal frozen sea» ESA [S.l.] Consultado em 19 de março de 2010. 
  14. a b «NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended». Science @ NASA. 31 de julho de 2008. Consultado em 1 de agosto de 2008. 
  15. a b «NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today’s Mars». NASA. Consultado em 28 September 2015. 
  16. a b c d Williams, David R. (1 de setembro de 2004). «Mars Fact Sheet». National Space Science Data Center. NASA. Consultado em 24 de junho de 2006. 
  17. Peplow, Mark. «How Mars got its rust». BioEd Online. MacMillan Publishers Ltd. Consultado em 10 de março de 2007. 
  18. a b NASA – Mars in a Minute: Is Mars Really Red? (Transcript)
  19. Nimmo, Francis; Tanaka, Ken (2005). «Early Crustal Evolution Of Mars». Annual Review of Earth and Planetary Sciences [S.l.: s.n.] 33 (1): 133. Bibcode:2005AREPS..33..133N. doi:10.1146/annurev.earth.33.092203.122637. 
  20. Rivoldini, A.; et al. (2011). «Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars». Icarus [S.l.: s.n.] 213 (2): 451–472. Bibcode:2011Icar..213..451R. doi:10.1016/j.icarus.2011.03.024Predefinição:Inconsistent citations 
  21. Jacqué, Dave (26 de setembro de 2003). «APS X-rays reveal secrets of Mars' core» Argonne National Laboratory [S.l.] Consultado em 1 de julho de 2006. 
  22. NASA will send robot drill to Mars in 2016, Washington Post, por Brian Vastag, 20 de agosto de 2012.
  23. McSween, Harry Y.; Taylor, G. Jeffrey; Wyatt, Michael B. (2009). «Elemental Composition of the Martian Crust». Science [S.l.: s.n.] 324 (5928): 736. Bibcode:2009Sci...324..736M. doi:10.1126/science.1165871Predefinição:Inconsistent citations 
  24. Bandfield, Joshua L. (2002). «Global mineral distributions on Mars». Journal of Geophysical Research (Planets) [S.l.: s.n.] 107 (E6): 9–1. Bibcode:2002JGRE..107.5042B. doi:10.1029/2001JE001510Predefinição:Inconsistent citations 
  25. Christensen, Philip R.; et al. (27 de junho de 2003). «Morphology and Composition of the Surface of Mars: Mars Odyssey THEMIS Results». Science [S.l.: s.n.] 300 (5628): 2056–2061. Bibcode:2003Sci...300.2056C. doi:10.1126/science.1080885. PMID 12791998. 
  26. Golombek, Matthew P. (27 de junho de 2003). «The Surface of Mars: Not Just Dust and Rocks». Science [S.l.: s.n.] 300 (5628): 2043–2044. doi:10.1126/science.1082927. PMID 12829771. 
  27. Valentine, Theresa; Amde, Lishan (9 de novembro de 2006). «Magnetic Fields and Mars». Mars Global Surveyor @ NASA. Consultado em 17 de julho de 2009. 
  28. Neal-Jones, Nancy; O'Carroll, Cynthia. «New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth». NASA/Goddard Space Flight Center. Consultado em 4 de dezembro de 2011. 
  29. Halliday, A. N.; Wänke, H.; Birck, J.-L.; Clayton, R. N. (2001). «The Accretion, Composition and Early Differentiation of Mars». Space Science Reviews [S.l.: s.n.] 96 (1/4): 197–230. Bibcode:2001SSRv...96..197H. doi:10.1023/A:1011997206080. 
  30. Zharkov, V. N. (1993). The role of Jupiter in the formation of planets [S.l.: s.n.] pp. 7–17. Bibcode:1993GMS....74....7Z. 
  31. Lunine, Jonathan I.; Chambers, John; Morbidelli, Alessandro; Leshin, Laurie A. (2003). «The origin of water on Mars». Icarus [S.l.: s.n.] 165 (1): 1–8. Bibcode:2003Icar..165....1L. doi:10.1016/S0019-1035(03)00172-6. 
  32. Barlow, N. G. (5–7 de outubro de 1988). «Conditions on Early Mars: Constraints from the Cratering Record». In: H. Frey. MEVTV Workshop on Early Tectonic and Volcanic Evolution of Mars. LPI Technical Report 89-04. Easton, Maryland: Lunar and Planetary Institute. p. 15. Bibcode:1989eamd.work...15B. 
  33. «Giant Asteroid Flattened Half of Mars, Studies Suggest». Scientific American. Consultado em 27 de junho de 2008. 
  34. Chang, Kenneth (26 de junho de 2008). «Huge Meteor Strike Explains Mars’s Shape, Reports Say» New York Times [S.l.] Consultado em 27 de junho de 2008. 
  35. a b c d Tanaka, K. L. (1986). «The Stratigraphy of Mars». Journal of Geophysical Research [S.l.: s.n.] 91 (B13): E139–E158. Bibcode:1986JGR....91..139T. doi:10.1029/JB091iB13p0E139. 
  36. a b c d Hartmann, William K.; Neukum, Gerhard (2001). «Cratering Chronology and the Evolution of Mars». Space Science Reviews [S.l.: s.n.] 96 (1/4): 165–194. Bibcode:2001SSRv...96..165H. doi:10.1023/A:1011945222010. 
  37. Mitchell, Karl L.; Wilson, Lionel (2003). «Mars: recent geological activity : Mars: a geologically active planet». Astronomy & Geophysics [S.l.: s.n.] 44 (4): 4.16–4.20. Bibcode:2003A&G....44d..16M. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.44416.x. 
  38. «Mars avalanche caught on camera». Discovery Channel. Discovery Communications. 4 de março de 2008. Consultado em 4 de março de 2009. 
  39. «Martian soil 'could support life'» BBC News [S.l.] 27 de junho de 2008. Consultado em 7 de agosto de 2008. 
  40. Chang, Alicia (5 de agosto de 2008). «Scientists: Salt in Mars soil not bad for life». USA Today [S.l.: s.n.] Associated Press. Consultado em 7 de agosto de 2008. 
  41. «NASA Spacecraft Analyzing Martian Soil Data». JPL. Consultado em 5 de agosto de 2008. 
  42. «Dust Devil Etch-A-Sketch (ESP_013751_1115)». NASA/JPL/University of Arizona. 2 de julho de 2009. Consultado em 1 de janeiro de 2010. 
  43. Schorghofer, Norbert; Aharonson, Oded; Khatiwala, Samar (2002). «Slope streaks on Mars: Correlations with surface properties and the potential role of water». Geophysical Research Letters [S.l.: s.n.] 29 (23): 41–1. Bibcode:2002GeoRL..29w..41S. doi:10.1029/2002GL015889. 
  44. Gánti, Tibor; et al. (2003). «Dark Dune Spots: Possible Biomarkers on Mars?». Origins of Life and Evolution of the Biosphere [S.l.: s.n.] 33 (4): 515–557. Bibcode:2003OLEB...33..515G. doi:10.1023/A:1025705828948. 
  45. NASA Rover Finds Clues to Changes in Mars' Atmosphere
  46. «NASA, Mars: Facts & Figures». Consultado em 28 de janeiro de 2010. 
  47. Heldmann, Jennifer L.; et al. (May 7, 2005). «Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions» (PDF). Journal of Geophysical Research [S.l.: s.n.] 110 (E5): Eo5004. Bibcode:2005JGRE..11005004H. doi:10.1029/2004JE002261. Consultado em 2008-09-17.  'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water'... 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]'
  48. a b Kostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (3 de junho de 2006). «Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement». Geophysical Research Letters [S.l.: s.n.] 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. doi:10.1029/2006GL025946. Consultado em 12 de agosto de 2007.  'Martian high-latitude zones are covered with a smooth, layered ice-rich mantle'.
  49. Byrne, Shane; Ingersoll, Andrew P. (2003). «A Sublimation Model for Martian South Polar Ice Features». Science [S.l.: s.n.] 299 (5609): 1051–1053. Bibcode:2003Sci...299.1051B. doi:10.1126/science.1080148. PMID 12586939. 
  50. «Mars' South Pole Ice Deep and Wide». NASA. 15 de março de 2007. Arquivado desde o original em 20 de abril de 2009. Consultado em 16 de março de 2007. 
  51. Whitehouse, David (24 de janeiro de 2004). «Long history of water and Mars». BBC News [S.l.: s.n.] Consultado em 20 de março de 2010. 
  52. Kerr, Richard A. (4 de março de 2005). «Ice or Lava Sea on Mars? A Transatlantic Debate Erupts». Science [S.l.: s.n.] 307 (5714): 1390–1391. doi:10.1126/science.307.5714.1390a. PMID 15746395. 
  53. Jaeger, W. L.; et al. (21 de setembro de 2007). «Athabasca Valles, Mars: A Lava-Draped Channel System». Science [S.l.: s.n.] 317 (5845): 1709–1711. Bibcode:2007Sci...317.1709J. doi:10.1126/science.1143315. PMID 17885126. 
  54. Lucchitta, B. K.; Rosanova, C. E. (August 26, 2003). «Valles Marineris; The Grand Canyon of Mars». USGS. Arquivado desde o original em 11 de junho de 2011. Consultado em 11 de março de 2007. 
  55. Murray, John B.; et al. (17 de março de 2005). «Evidence from the Mars Express High Resolution Stereo Camera for a frozen sea close to Mars' equator». Nature [S.l.: s.n.] 434 (703): 352–356. Bibcode:2005Natur.434..352M. doi:10.1038/nature03379. PMID 15772653. 
  56. Craddock, R.A.; Howard, A.D. (2002). «The case for rainfall on a warm, wet early Mars». Journal of Geophysical Research [S.l.: s.n.] 107 (E11). Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001JE001505. 
  57. Malin, Michael C.; Edgett, KS (30 de junho de 2000). «Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars». Science [S.l.: s.n.] 288 (5475): 2330–2335. Bibcode:2000Sci...288.2330M. doi:10.1126/science.288.5475.2330. PMID 10875910. 
  58. a b «NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars». NASA. 6 de dezembro de 2006. Consultado em 6 de dezembro de 2006. 
  59. «Water flowed recently on Mars» BBC [S.l.] 6 de dezembro de 2006. Consultado em 6 de dezembro de 2006. 
  60. «Water May Still Flow on Mars, NASA Photo Suggests» NASA [S.l.] 6 de dezembro de 2006. Consultado em 30 de abril de 2006. 
  61. Lewis, K.W.; Aharonson, O. (2006). «Stratigraphic analysis of the distributary fan in Eberswalde crater using stereo imagery». Journal of Geophysical Research [S.l.: s.n.] 111 (E06001). Bibcode:2006JGRE..11106001L. doi:10.1029/2005JE002558. 
  62. Matsubara, Y.; Howard, A.D.; Drummond, S.A. (2011). «Hydrology of early Mars: Lake basins». Journal of Geophysical Research [S.l.: s.n.] 116 (E04001). Bibcode:2011JGRE..11604001M. doi:10.1029/2010JE003739. 
  63. NASA (3 de março de 2004). Mineral in Mars 'Berries' Adds to Water Story. Press release. Página visitada em 13 de junho de 2006.
  64. «Mars Exploration Rover Mission: Science». NASA. 12 de julho de 2007. Consultado em 10 de janeiro de 2010. 
  65. NASA – NASA Mars Rover Finds Mineral Vein Deposited by Water. Nasa.gov (7 de dezembro de 2011). Acessado em 14 de agosto de 2012.
  66. Rover Finds "Bulletproof" Evidence of Water on Early Mars. News.nationalgeographic.com (8 de dezembro de 2011). Acessado em 14 de agosto de 2012.
  67. Mars Has "Oceans" of Water Inside?. News.nationalgeographic.com (26 de junho de 2012). Acessado em 26 de novembro de 2012.
  68. a b Webster, Guy; Brown, Dwayne (18 de março de 2013). «Curiosity Mars Rover Sees Trend In Water Presence». NASA. Consultado em 20 de março de 2013. 
  69. Rincon, Paul (19 de março de 2013). «Curiosity breaks rock to reveal dazzling white interior». BBC. Consultado em 19 de março de 2013. 
  70. Staff (20 de março de 2013). «Red planet coughs up a white rock, and scientists freak out». MSN. Consultado em 20 de março de 2013. 
  71. «Liquid water exists on Mars, boosting hopes for life there, NASA says». CNN. Consultado em 28 de setembro de 2015. 
  72. Kaufman, Marc (5 de março de 2015). «Mars Had an Ocean, Scientists Say, Pointing to New Data». The New York Times [S.l.: s.n.] Consultado em 5 de março de 2015. 
  73. Mellon, J. T.; Feldman, W. C.; Prettyman, T. H. (2003). «The presence and stability of ground ice in the southern hemisphere of Mars». Icarus [S.l.: s.n.] 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.022. 
  74. «Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds» NASA [S.l.] December 13, 2004. Consultado em 17 de março de 2006. 
  75. Darling, David. «Mars, polar caps». Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Consultado em 26 de fevereiro de 2007. 
  76. Malin, M.C.; Caplinger, M.A.; Davis, S.D. (2001). «Observational evidence for an active surface reservoir of solid carbon dioxide on Mars» (PDF). Science [S.l.: s.n.] 294 (5549): 2146–8. Bibcode:2001Sci...294.2146M. doi:10.1126/science.1066416. PMID 11768358. 
  77. «MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program». Mira.or. Consultado em 26 de fevereiro de 2007. 
  78. Carr, Michael H. (2003). «Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate». Journal of Geophysical Research [S.l.: s.n.] 108 (5042): 24. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. doi:10.1029/2002JE001963. 
  79. Phillips, Tony. «Mars is Melting, Science at NASA». Consultado em 26 de fevereiro de 2007. 
  80. Plaut, J. J; et al. (2007). «Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars». Science [S.l.: s.n.] 315 (5821): 92–5. Bibcode:2007Sci...316...92P. doi:10.1126/science.1139672. PMID 17363628. 
  81. Smith, Isaac B.; Holt, J. W. (2010). «Onset and migration of spiral troughs on Mars revealed by orbital radar». Nature [S.l.: s.n.] 465 (4): 450–453. Bibcode:2010Nature....32..450P. doi:10.1038/nature09049. 
  82. «Mystery Spirals on Mars Finally Explained». Space.com. 26 de maio de 2010. Consultado em 26 de maio de 2010. 
  83. «NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap». Jet Propulsion Laboratory NASA [S.l.] 16 de agosto de 2006. Consultado em 11 de agosto de 2009. 
  84. Kieffer, H. H. (2000). «Mars Polar Science 2000» (PDF). Consultado em 6 de setembro de 2009. 
  85. Portyankina, G., : (2006). «Fourth Mars Polar Science Conference» (PDF). Consultado em 11 de agosto de 2009. 
  86. Kieffer, Hugh H.; Christensen, Philip R.; Titus, Timothy N. (30 de maio de 2006). «CO2 jets formed by sublimation beneath translucent slab ice in Mars' seasonal south polar ice cap». Nature [S.l.: s.n.] 442 (7104): 793–796. Bibcode:2006Natur.442..793K. doi:10.1038/nature04945. PMID 16915284. 
  87. Sheehan, William. «Areographers». The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. Consultado em 13 de junho de 2006. 
  88. Planetary Names: Categories for Naming Features on Planets and Satellites. Planetarynames.wr.usgs.gov. Acessado em 26 de novembro de 2012.
  89. «Viking and the Resources of Mars» (PDF). Humans to Mars: Fifty Years of Mission Planning, 1950–2000. Consultado em 10 de março de 2007. 
  90. Frommert, H.; Kronberg, C. «Christiaan Huygens». SEDS/Lunar and Planetary Lab. Consultado em 10 de março de 2007. 
  91. Archinal, B. A.; Caplinger, M. (Outono de 2002). «Mars, the Meridian, and Mert: The Quest for Martian Longitude». Abstract #P22D-06 American Geophysical Union [S.l.] 22: 06. Bibcode:2002AGUFM.P22D..06A. 
  92. NASA (19 de abril de 2007). «Mars Global Surveyor: MOLA MEGDRs». geo.pds.nasa.gov. Consultado em 24 de junho de 2011.  Mars Global Surveyor: MOLA MEGDRs
  93. Zeitler, W.; Ohlhof, T.; Ebner, H. (2000). «Recomputation of the global Mars control-point network» (PDF). Photogrammetric Engineering & Remote Sensing [S.l.: s.n.] 66 (2): 155–161. Consultado em 26 de dezembro de 2009. 
  94. Lunine, Cynthia J. (1999). Earth: evolution of a habitable world Cambridge University Press [S.l.] p. 183. ISBN 0-521-64423-2. 
  95. Wright, Shawn (4 de abril de 2003). «Infrared Analyses of Small Impact Craters on Earth and Mars». University of Pittsburgh. Arquivado desde o original em 12 de junho de 2007. Consultado em 26 de fevereiro de 2007. 
  96. «Mars Global Geography». Windows to the Universe. University Corporation for Atmospheric Research. 27 de abril de 2001. Consultado em 2006-06-13. 
  97. Wetherill, G. W. (1999). «Problems Associated with Estimating the Relative Impact Rates on Mars and the Moon». Earth, Moon, and Planets [S.l.: s.n.] 9 (1–2): 227. Bibcode:1974Moon....9..227W. doi:10.1007/BF00565406. 
  98. Costard, Francois M. (1989). «The spatial distribution of volatiles in the Martian hydrolithosphere». Earth, Moon, and Planets [S.l.: s.n.] 45 (3): 265–290. Bibcode:1989EM&P...45..265C. doi:10.1007/BF00057747. 
  99. Chen, Junyong; et al. (2006). «Progress in technology for the 2005 height determination of Qomolangma Feng (Mt. Everest)». Science in China Series D: Earth Sciences [S.l.: s.n.] 49 (5): 531–538. doi:10.1007/s11430-006-0531-1. 
  100. Olympus Mons
  101. Glenday, Craig (2009). Guinness World Records Random House, Inc. [S.l.] p. 12. ISBN 0-553-59256-4. 
  102. Wolpert, Stuart (2012-08-09). «UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars». UCLA. Consultado em 2012-08-13. 
  103. Lin, An (4 de junho de 2012). «Structural analysis of the Valles Marineris fault zone: Possible evidence for large-scale strike-slip faulting on Mars». Lithosphere [S.l.: s.n.] 4 (4): 286–330. doi:10.1130/L192.1. Consultado em 2 de outubro de 2012. 
  104. Cushing, G. E.; Titus, T. N.; Wynne, J. J.; Christensen, P. R. (2007). «Themis Observes Possible Cave Skylights on Mars» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXVIII. Consultado em 2 de agosto de 2007. 
  105. «NAU researchers find possible caves on Mars». Inside NAU 4 (12) Northern Arizona University [S.l.] 28 de março de 2007. Consultado em 28 de maio de 2007. 
  106. «Researchers find possible caves on Mars». Paul Rincon of BBC News [S.l.: s.n.] 17 de março de 2007. Consultado em 28 de maio de 2007. 
  107. a b Philips, Tony (2001). «The Solar Wind at Mars». Science@NASA. Consultado em 2006-10-08. 
  108. Lundin, R; et al. (2004). «Solar Wind-Induced Atmospheric Erosion at Mars: First Results from ASPERA-3 on Mars Express». Science [S.l.: s.n.] 305 (5692): 1933–1936. Bibcode:2004Sci...305.1933L. doi:10.1126/science.1101860. PMID 15448263. 
  109. Bolonkin, Alexander A. (2009). Artificial Environments on Mars (Berlin Heidelberg: Springer). pp. 599–625. ISBN 978-3-642-03629-3. 
  110. Atkinson, Nancy (17 de julho de 2007). «The Mars Landing Approach: Getting Large Payloads to the Surface of the Red Planet». Consultado em 18 de setembro de 2007. 
  111. Carr, Michael H. (2006). The surface of Mars. Cambridge planetary science series 6 Cambridge University Press [S.l.] p. 16. ISBN 0-521-87201-4. 
  112. Abundance and Isotopic Composition of Gases in the Martian Atmosphere from the Curiosity Rover. Sciencemag.org (19 de julho de 2013). Acessado em 19 de agosto de 2013.
  113. Lemmon, M. T.; et al. (2004). «Atmospheric Imaging Results from Mars Rovers». Science [S.l.: s.n.] 306 (5702): 1753–1756. Bibcode:2004Sci...306.1753L. doi:10.1126/science.1104474. PMID 15576613. 
  114. Formisano, V.; Atreya, S.; Encrenaz, T.; Ignatiev, N.; Giuranna, M. (2004). «Detection of Methane in the Atmosphere of Mars». Science [S.l.: s.n.] 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. PMID 15514118. 
  115. «Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere» ESA [S.l.] 30 de março de 2004. Consultado em 17 de março de 2006. 
  116. a b c d Mumma, Michael J.; et al. (20 de fevereiro de 2009). «Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003» (PDF). Science [S.l.: s.n.] 323 (5917): 1041–1045. Bibcode:2009Sci...323.1041M. doi:10.1126/science.1165243. PMID 19150811. 
  117. Hand, Eric (21 de outubro de 2008). «Plumes of methane identified on Mars» (PDF) Nature News [S.l.] Consultado em 2 de agosto de 2009. 
  118. Krasnopolsky, Vladimir A. (Fevereiro de 2005). «Some problems related to the origin of methane on Mars». Icarus [S.l.: s.n.] 180 (2): 359–367. Bibcode:2006Icar..180..359K. doi:10.1016/j.icarus.2005.10.015. 
  119. Franck, Lefèvre; Forget, François (6 de agosto de 2009). «Observed variations of methane on Mars unexplained by known atmospheric chemistry and physics». Nature [S.l.: s.n.] 460 (7256): 720–723. Bibcode:2009Natur.460..720L. doi:10.1038/nature08228. PMID 19661912. 
  120. a b Oze, C.; Sharma, M. (2005). «Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars». Geophysical Research Letters [S.l.: s.n.] 32 (10): L10203. Bibcode:2005GeoRL..3210203O. doi:10.1029/2005GL022691. 
  121. Tenenbaum, David (9 de junho de 2008):). «Making Sense of Mars Methane». Astrobiology Magazine. Arquivado desde o original em 23 de setembro de 2008. Consultado em 8 de outubro de 2008. 
  122. Steigerwald, Bill (15 de janeiro de 2009). «Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet». NASA's Goddard Space Flight Center NASA [S.l.] Arquivado desde o original em 17 January 2009. Consultado em 24 de janeiro de 2009. 
  123. «Mars Curiosity Rover News Telecon -2 de novembro de 2012». 
  124. Kerr, Richard A. (2 de novembro de 2012). «Curiosity Finds Methane on Mars, or Not». Science. Consultado em 3 de novembro de 2012. 
  125. Wall, Mike (2 de novembro de 2012). «Curiosity Rover Finds No Methane on Mars —Yet». Space.com. Consultado em 3 de novembro de 2012. 
  126. Chang, Kenneth (2 de novembro de 2012). «Hope of Methane on Mars Fades» New York Times [S.l.] Consultado em 3 de novembro de 2012. 
  127. Webster, Christopher R.; Mahaffy, Paul R.; Atreya, Sushil K.; Flesch, Gregory J.; Farley, Kenneth A. (19 de setembro de 2013). «Low Upper Limit to Methane Abundance on Mars». Science [S.l.: s.n.] doi:10.1126/science.1242902. Consultado em 19 de setembro de 2013. 
  128. Cho, Adrian (19 de setembro de 2013). «Mars Rover Finds No Evidence of Burps and Farts». Science (journal) [S.l.: s.n.] Consultado em 19 de setembro de 2013. 
  129. Chang, Kenneth (19 de setembro de 2013). «Mars Rover Comes Up Empty in Search for Methane». New York Times [S.l.: s.n.] Consultado em 19 de setembro de 2013. 
  130. «Mars Orbiter Mission – Payloads». Indian Space Research Organisation (ISRO). ISRO. December 2014. Consultado em December 23, 2014. 
  131. Rincon, Paul (9 de julho de 2009). «Agencies outline Mars initiative». BBC News [S.l.: s.n.] Consultado em 26 de julho de 2009. 
  132. «NASA orbiter to hunt for source of Martian methane in 2016». Thaindian News [S.l.: s.n.] 6 de março de 2009. Consultado em 26 de julho de 2009. 
  133. Whitehouse, David (15 de julho de 2004) Dr. David Whitehouse – Ammonia on Mars could mean life. BBC News. Acessado em 14 de agosto de 2012.
  134. «Auroras on Mars – NASA Science». science.nasa.gov. Consultado em May 12, 2015. 
  135. Brown, Dwayne; Neal-Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Scott, Jim (March 18, 2015). «NASA Spacecraft Detects Aurora and Mysterious Dust Cloud around Mars». NASA. Release 15-045. Consultado em March 18, 2015. 
  136. What is the typical temperature on Mars? Astronomycafe.net. Acessado em 26 de novembro de 2013.
  137. Mars Exploration Rover Mission: Spotlight. Marsrover.nasa.gov (12 de junho de 2007). Acessado em 26 de novembro de 2013.
  138. «Mars' desert surface...». MGCM Press release. NASA. Consultado em 25 de fevereiro de 2007. 
  139. Kluger, Jeffrey (1 de setembro de 1992). «Mars, in Earth's Image». Discover Magazine. Consultado em 3 de novembro de 2009. 
  140. Goodman, Jason C (22 de setembro de 1997). «The Past, Present, and Possible Future of Martian Climate». MIT. Arquivado desde o original em 10 de novembro de 2010. Consultado em 26 de fevereiro de 2007. 
  141. Philips, Tony (16 de julho de 2001). «Planet Gobbling Dust Storms». Science @ NASA. Consultado em 7 de junho de 2006. 
  142. Barlow, Nadine G. (2008). Mars: an introduction to its interior, surface and atmosphere. Cambridge planetary science 8 Cambridge University Press [S.l.] p. 21. ISBN 0-521-85226-9. 
  143. «Mars 2009/2010». Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). 6 de maio de 2009. Consultado em 26 de novembro de 2012. 
  144. «Mars distance from the Sun from January 2011 to January 2015». Consultado em 27 de janeiro de 2012. 
  145. Vitagliano, Aldo (2003). «Mars' Orbital eccentricity over time». Solex. Universita' degli Studi di Napoli Federico II. Consultado em 20 de julho de 2007. 
  146. a b Meeus, Jean (2003). «When Was Mars Last This Close?». International Planetarium Society. Arquivado desde o original em 16 de maio de 2011. Consultado em 18 de janeiro de 2008. 
  147. Baalke, Ron (22 de agosto de 2003). «Mars Makes Closest Approach In Nearly 60,000 Years». meteorite-list. Consultado em 18 de janeiro de 2008. 
  148. Nowack, Robert L. «Estimated Habitable Zone for the Solar System». Department of Earth and Atmospheric Sciences at Purdue University. Consultado em April 10, 2009. 
  149. Briggs, Helen (February 15, 2008). «Early Mars 'too salty' for life» BBC News [S.l.] Consultado em February 16, 2008. 
  150. Hannsson, Anders (1997). Mars and the Development of Life Wiley [S.l.] ISBN 0-471-96606-1. 
  151. «New Analysis of Viking Mission Results Indicates Presence of Life on Mars» Physorg.com [S.l.] January 7, 2007. Consultado em March 2, 2007. 
  152. «Phoenix Returns Treasure Trove for Science». NASA/JPL. June 6, 2008. Consultado em June 27, 2008. 
  153. Bluck, John (July 5, 2005). «NASA Field-Tests the First System Designed to Drill for Subsurface Martian Life». NASA. Consultado em January 2, 2010. 
  154. Kounaves, S. P.; et al. (2014). «Evidence of martian perchlorate, chlorate, and nitrate in Mars meteorite EETA79001: implications for oxidants and organics». Icarus [S.l.: s.n.] 229: 206–213. Bibcode:2014Icar..229..206K. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.012. 
  155. Kounaves, S. P.; et al. (2014). «, Identification of the perchlorate parent salts at the Phoenix Mars landing site and implications». Icarus [S.l.: s.n.] 232: 226–231. Bibcode:2014Icar..232..226K. doi:10.1016/j.icarus.2014.01.016. 
  156. Golden, D. C.; et al. (2004). «Evidence for exclusively inorganic formation of magnetite in Martian meteorite ALH84001» (PDF). American Mineralogist [S.l.: s.n.] 89 (5–6): 681–695. Arquivado desde o original (PDF) em May 12, 2011. Consultado em December 25, 2010. 
  157. Krasnopolsky, Vladimir A.; Maillard, Jean-Pierre; Owen, Tobias C. (2004). «Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence for life?». Icarus [S.l.: s.n.] 172 (2): 537–547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004. 
  158. Peplow, Mark (25 de fevereiro de 2005). «Formaldehyde claim inflames Martian debate». Nature [S.l.: s.n.] doi:10.1038/news050221-15. 
  159. Nickel, Mark (April 18, 2014). «Impact glass stores biodata for millions of years» Brown University [S.l.] Consultado em June 9, 2015. 
  160. Schultz, P. H.; Harris, R. Scott; Clemett, S. J.; Thomas-Keprta, K. L.; Zárate, M. (June 2014). «Preserved flora and organics in impact melt breccias». Geology [S.l.: s.n.] 42 (6): 515–518. Bibcode:2014Geo....42..515S. doi:10.1130/G35343.1. 
  161. NASA (June 8, 2015). NASA Spacecraft Detects Impact Glass on Surface of Mars. Press release. Página visitada em June 9, 2015.
  162. Stacey, Kevin (June 8, 2015). «Martian glass: Window into possible past life?» Brown University [S.l.] Consultado em June 9, 2015. 
  163. Temming, Maria (June 12, 2015). «Exotic Glass Could Help Unravel Mysteries of Mars». Scientific American [S.l.: s.n.] Consultado em June 15, 2015. 
  164. «Close Inspection for Phobos». ESA website. Consultado em 13 de junho de 2006. 
  165. «Ares Attendants: Deimos & Phobos». Greek Mythology. Consultado em 13 de junho de 2006. 
  166. Hunt, G. E.; Michael, W. H.; Pascu, D.; Veverka, J.; Wilkins, G. A.; Woolfson, M. (1978). «The Martian satellites—100 years on». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society [S.l.: s.n.] 19: 90–109. Bibcode:1978QJRAS..19...90H. 
  167. «Greek Names of the Planets». Arquivado desde o original em 9 de maio de 2010. Consultado em 14 de julho de 2012. 
  168. a b Arnett, Bill (20 de novembro de 2004). «Phobos». nineplanets. Consultado em 13 de junho de 2006. 
  169. Ellis, Scott. «Geological History: Moons of Mars». CalSpace. Arquivado desde o original em 17 de maio de 2007. Consultado em 2 de agosto de 2007. 
  170. Andert, T. P.; Rosenblatt, P.; Pätzold, M.; Häusler, B.; Dehant, V.; Tyler, G. L.; Marty, J. C. (7 de maio de 2010). «Precise mass determination and the nature of Phobos». Geophysical Research Letters [S.l.: s.n.] 37 (L09202): L09202. Bibcode:2010GeoRL..3709202A. doi:10.1029/2009GL041829. 
  171. a b Giuranna, M.; Roush, T. L.; Duxbury, T.; Hogan, R. C.; Geminale, A.; Formisano, V. (2010). «Compositional Interpretation of PFS/MEx and TES/MGS Thermal Infrared Spectra of Phobos» (PDF). European Planetary Science Congress Abstracts, Vol. 5. Consultado em 1 de outubro de 2010. 
  172. «Mars Moon Phobos Likely Forged by Catastrophic Blast». Space.com. 27 de setembro de 2010. Consultado em 1 de outubro de 2010. 
  173. Adler, M.; Owen, W. and Riedel, J. (2012). «Use of MRO Optical Navigation Camera to Prepare for Mars Sample Return» (PDF). Concepts and Approaches for Mars Exploration, held June 12–14, 2012 in Houston, Texas. LPI Contribution No. 1679, id.4337 [S.l.: s.n.] 1679: 4337. Bibcode:2012LPICo1679.4337A. 
  174. «NASA's Mars Odyssey Shifting Orbit for Extended Mission». NASA. October 9, 2008. Consultado em November 15, 2008. 
  175. «Mars Science Laboratory — Homepage». NASA. Arquivado desde o original em 30 de julho de 2009. 
  176. «Chemistry and Cam (ChemCam)». NASA. 
  177. «Curiosity Mars rover takes historic drill sample». BBC. February 10, 2013. Consultado em February 10, 2013. 
  178. Organização Indiana de Pesquisa Espacial (: ). «[[Mars Orbiter Mission]]». Consultado em 26 de novembro de 2013.  Ligação wiki dentro do título da URL (Ajuda)
  179. Messier, Douglas (May 27, 2015). «Two Tiny 'CubeSats' Will Watch 2016 Mars Landing». Space.com. Consultado em May 27, 2015. 
  180. «Deimos». Planetary Societies's Explore the Cosmos. Arquivado desde o original em 2011-06-05. Consultado em 13 de junho de 2006. 
  181. Bertaux, Jean-Loup; et al. (June 9, 2005). «Discovery of an aurora on Mars». Nature [S.l.: s.n.] 435 (7043): 790–4. Bibcode:2005Natur.435..790B. doi:10.1038/nature03603. PMID 15944698. 
  182. Meeus, J.; Goffin, E. (1983). «Transits of Earth as seen from Mars». Journal of the British Astronomical Association [S.l.: s.n.] 93 (3): 120–123. Bibcode:1983JBAA...93..120M. 
  183. Bell, J. F., III; et al. (7 de julho de 2005). «Solar eclipses of Phobos and Deimos observed from the surface of Mars». Nature [S.l.: s.n.] 436 (7047): 55–57. Bibcode:2005Natur.436...55B. doi:10.1038/nature03437. PMID 16001060. 
  184. Staff (March 17, 2004). «Martian Moons Block Sun In Unique Eclipse Images From Another Planet». SpaceDaily. Consultado em 13 de fevereiro de 2010. 
  185. Webster, Guy; Brown, Dwayne; Jones, Nancy; Steigerwald, Bill (October 19, 2014). «All Three NASA Mars Orbiters Healthy After Comet Flyby». NASA. Consultado em October 20, 2014. 
  186. Agence France-Presse (October 19, 2014). «A Comet's Brush With Mars». New York Times [S.l.: s.n.] Consultado em October 20, 2014. 
  187. Denis, Michel (October 20, 2014). «Spacecraft in great shape – our mission continues». European Space Agency. Consultado em October 21, 2014. 
  188. Staff (October 21, 2014). «I'm safe and sound, tweets MOM after comet sighting». The Hindu [S.l.: s.n.] Consultado em October 21, 2014. 
  189. Moorhead, Althea; Wiegert, Paul A.; Cooke, William J. (December 1, 2013). «The meteoroid fluence at Mars due to comet C/2013 A1 (Siding Spring)». Icarus [S.l.: s.n.] 231: 13–21. Bibcode:2014Icar..231...13M. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.028. Consultado em December 7, 2013. 
  190. Grossman, Lisa (December 6, 2013). «Fiercest meteor shower on record to hit Mars via comet». New Scientist. Consultado em December 7, 2013. 
  191. Lloyd, John; John Mitchinson (2006). The QI Book of General Ignorance (Britain: Faber and Faber Limited). pp. 102, 299. ISBN 978-0-571-24139-2. 
  192. Peck, Akkana. «Mars Observing FAQ». Shallow Sky. Consultado em 15 de junho de 2006. 
  193. Zeilik, Michael (2002). Astronomy: the Evolving Universe 9th ed. Cambridge University Press [S.l.] p. 14. ISBN 0-521-80090-0. 
  194. Jacques Laskar (14 de agosto de 2003). «Primer on Mars oppositions». IMCCE, Paris Observatory. Consultado em 1 de outubro de 2010.  (Solex results)
  195. «Close Encounter: Mars at Opposition» NASA [S.l.] 3 de novembro de 2005. Consultado em 19 de março de 2010. 
  196. Sheehan, William (2 de fevereiro de 1997). «Appendix 1: Oppositions of Mars, 1901—2035». The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. University of Arizona Press. Consultado em 30 de janeiro de 2010. 
  197. The opposition of the 12th of February 1995 was followed by one on the 17th of March 1997. The opposition of the 13th of July 2065 will be followed by one on 2 October 2067. Astropro 3000-year Sun-Mars Opposition Tables
  198. Rao, Joe (22 de agosto de 2003). «NightSky Friday—Mars and Earth: The Top 10 Close Passes Since 3000 B.C.». Space.com. Arquivado desde o original em 20 de maio de 2009. Consultado em 13 de junho de 2006. 
  199. Novakovic, B. (2008). «Senenmut: An Ancient Egyptian Astronomer». Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade [S.l.: s.n.] 85: 19–23. arXiv:0801.1331. Bibcode:2008POBeo..85...19N. 
  200. North, John David (2008). Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology University of Chicago Press [S.l.] pp. 48–52. ISBN 0-226-59441-6. 
  201. Swerdlow, Noel M. (1998). «Periodicity and Variability of Synodic Phenomenon». The Babylonian theory of the planets Princeton University Press [S.l.] pp. 34–72. ISBN 0-691-01196-6. 
  202. Poor, Charles Lane (1908). The solar system: a study of recent observations. Science series 17 G. P. Putnam's sons [S.l.] p. 193. 
  203. Harland, David Michael (2007). "Cassini at Saturn: Huygens results". p. 1. ISBN 0-387-26129-X
  204. Hummel, Charles E. (1986). The Galileo connection: resolving conflicts between science & the Bible. InterVarsity Press. pp. 35–38. ISBN 0-87784-500-X.
  205. Needham, Joseph; Ronan, Colin A. (1985). The Shorter Science and Civilisation in China: An Abridgement of Joseph Needham's Original Text. The shorter science and civilisation in China 2 3ª ed. Cambridge University Press [S.l.] p. 187. ISBN 0-521-31536-0. 
  206. Thompson, Richard (1997). «Planetary Diameters in the Surya-Siddhanta» (PDF). Journal of Scientific Exploration [S.l.: s.n.] 11 (2): 193–200 [193–6]. Consultado em 13 de março de 2010. 
  207. de Groot, Jan Jakob Maria (1912). «Fung Shui». Religion in China – Universism: A Key to the Study of Taoism and Confucianism. American Lectures on the History of Religions, volume 10 G. P. Putnam's Sons [S.l.] p. 300. OCLC 491180. 
  208. Crump, Thomas (1992). The Japanese Numbers Game: The Use and Understanding of Numbers in Modern Japan. Nissan Institute/Routledge Japanese Studies Series Routledge [S.l.] pp. 39–40. ISBN 0-415-05609-8. 
  209. Hulbert, Homer Bezaleel (1909) [1906]. The Passing of Korea Doubleday, Page & Company [S.l.] p. 426. OCLC 26986808. 
  210. Taton, Reni (2003). Reni Taton, Curtis Wilson and Michael Hoskin, : . Planetary Astronomy from the Renaissance to the Rise of Astrophysics, Part A, Tycho Brahe to Newton Cambridge University Press [S.l.] p. 109. ISBN 0-521-54205-7. 
  211. Hirshfeld, Alan (2001). Parallax: the race to measure the cosmos Macmillan [S.l.] pp. 60–61. ISBN 0-7167-3711-6. 
  212. Breyer, Stephen (1979). «Mutual Occultation of Planets». Sky and Telescope [S.l.: s.n.] 57 (3): 220. Bibcode:1979S&T....57..220A. 
  213. Peters, W. T. (1984). «The Appearance of Venus and Mars in 1610». Journal of the History of Astronomy [S.l.: s.n.] 15 (3): 211–214. Bibcode:1984JHA....15..211P. 
  214. Sheehan, William (1996). "Chapter 2: Pioneers". The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. Tucson: University of Arizona. Acessado em 16 de janeiro de 2010.
  215. Snyder, Dave (2001). «An Observational History of Mars». Consultado em 26 de fevereiro de 2007. 
  216. a b Sagan, Carl (1980). Cosmos (Nova York, USA: Random House). p. 107. ISBN 0-394-50294-9. 
  217. Basalla, George (2006). «Percival Lowell: Champion of Canals». Civilized Life in the Universe: Scientists on Intelligent Extraterrestrials Oxford University Press US [S.l.] pp. 67–88. ISBN 0-19-517181-0. 
  218. Maria, K.; Lane, D. (2005). «Geographers of Mars». Isis [S.l.: s.n.] 96 (4): 477–506. doi:10.1086/498590. PMID 16536152. 
  219. Perrotin, M. (1886). «Observations des canaux de Mars». Bulletin Astronomique, Serie I (em French) [S.l.: s.n.] 3: 324–329. Bibcode:1886BuAsI...3..324P. 
  220. Zahnle, K. (2001). «Decline and fall of the Martian empire». Nature [S.l.: s.n.] 412 (6843): 209–213. doi:10.1038/35084148. PMID 11449281. 
  221. Salisbury, F. B. (1962). «Martian Biology». Science [S.l.: s.n.] 136 (3510): 17–26. Bibcode:1962Sci...136...17S. doi:10.1126/science.136.3510.17. JSTOR 1708777. PMID 17779780. 
  222. Ward, Peter Douglas; Brownlee, Donald (2000). Rare earth: why complex life is uncommon in the universe. Copernicus Series 2nd ed. Springer [S.l.] p. 253. ISBN 0-387-95289-6. 
  223. Bond, Peter (2007). Distant worlds: milestones in planetary exploration. Copernicus Series Springer [S.l.] p. 119. ISBN 0-387-40212-8. 
  224. «New Online Tools Bring NASA’s Journey to Mars to a New Generation». Consultado em August 5, 2015. 
  225. Dinerman, Taylor (27 de setembro de 2004). «Is the Great Galactic Ghoul losing his appetite?». The space review. Consultado em 27 de março de 2007. 
  226. «Percivel Lowell's Canals». Consultado em 1 de março de 2007. 
  227. Fergus, Charles (2004). «Mars Fever». Research/Penn State [S.l.: s.n.] 24 (2). Consultado em 2 de agosto de 2007. 
  228. Tesla, Nikola (19 de fevereiro de 1901). «Talking with the Planets». Collier's Weekly. Consultado em 4 de maio de 2007. 
  229. Cheney, Margaret (1981). Tesla, man out of time (Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall). p. 162. ISBN 978-0-13-906859-1. OCLC 7672251. 
  230. «Departure of Lord Kelvin». The New York Times [S.l.: s.n.] 11 de maio de 1902. p. 29. 
  231. a b Pickering, Edward Charles (January 16, 1901). «The Light Flash From Mars» (PDF) The New York Times [S.l.] Arquivado desde o original (PDF) em 5 de junho de 2007. Consultado em 20 de maio de 2007. 
  232. Fradin, Dennis Brindell (1999). Is There Life on Mars? McElderry Books [S.l.] p. 62. ISBN 0-689-82048-8. 
  233. Lightman, Bernard V. (1997). Victorian Science in Context University of Chicago Press [S.l.] pp. 268–273. ISBN 0-226-48111-5. 
  234. Lubertozzi, Alex; Holmsten, Brian (2003). The war of the worlds: Mars' invasion of earth, inciting panic and inspiring terror from H.G. Wells to Orson Welles and beyond Sourcebooks, Inc. [S.l.] pp. 3–31. ISBN 1-57071-985-3. 
  235. Schwartz, Sanford (2009). C. S. Lewis on the Final Frontier: Science and the Supernatural in the Space Trilogy Oxford University Press US [S.l.] pp. 19–20. ISBN 0-19-537472-X. 
  236. Buker, Derek M. (2002). The science fiction and fantasy readers' advisory: the librarian's guide to cyborgs, aliens, and sorcerers. ALA readers' advisory series ALA Editions [S.l.] p. 26. ISBN 0-8389-0831-4. 
  237. Darling, David. «Swift, Jonathan and the moons of Mars». Consultado em 2007-03-01. 
  238. Rabkin, Eric S. (2005). Mars: a tour of the human imagination Greenwood Publishing Group [S.l.] pp. 141–142. ISBN 0-275-98719-1. 
  239. Miles, Kathy; Peters II, Charles F. «Unmasking the Face». StarrySkies.com. Consultado em 1 de março de 2007. 

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