Atmosfera de Marte

Mestre em Astronomia (Observatório Nacional, 2016)
Graduado em Física (UFRPE, 2014)

Marte possui atualmente uma atmosfera muito diferente da atmosfera terrestre, porém a atmosfera primordial de Marte continha vapor de água (H2O), dióxido de carbono (CO2), e outros gases que foram libertados durante a deposição inicial do planeta. A quantidade de compostos voláteis e elementos foram expostos pelas erupções vulcânicas frequentes no início da Era Noachian (período de formação das mais antigas superfícies existentes de Marte, entre 4,5 bilhões e 3,5 bilhões de anos). A pressão da atmosfera primordial de Marte era muito mais elevada do que a da atmosfera presente e pode ter se aproximado da pressão da atmosfera atual de Vênus. Com a atmosfera de Marte arrefecida, o vapor de água começou a condensar para formar gotículas de água líquida, e os estudos apontam que essa água se acumulou na superfície do planeta para formar um oceano global de vários quilômetros de profundidade. Durante a Era Noachian, o clima na superfície de Marte era semelhante ao clima que existia na Terra naquela época. Havia uma abundância de água na superfície de ambos os planetas e suas temperaturas médias globais foram bem acima de 0° C. No entanto, durante o período de intenso bombardeio, entre 4,6 e 3,8 bilhões de anos, ambos os planetas perderam água e parte de suas atmosferas, como consequência dos impactos de asteroides e planetesimais. A remoção simultânea de dióxido de carbono da atmosfera reduziu o efeito estufa da atmosfera e causou um declínio da temperatura média global de Marte. Os prejuízos sofridos por Marte foram maiores do que os da Terra, porque Marte tem apenas cerca de um décimo da massa da Terra. Como resultado, o clima de Marte começou a desviar-se do clima da Terra, tornando-se mais frio e seco.

Dessa forma, o pequeno tamanho de Marte pode ser uma das causas para a diferença de clima entre a Terra e Marte. Embora a água líquida não possa existir atualmente em Marte, os numerosos canais no planeta são indicativos de que a água fluiu no passado. Isto implica que a atmosfera de Marte deve ter sido mais densa e mais quente no início de sua formação. Estimativas da atmosfera primitiva de Marte sugerem uma pressão média da superfície da ordem de 1 bar e temperatura de aproximadamente 300 K. O vulcanismo, os impactos de planetesimais e atividade tectônica devem ter propiciado uma grande fonte de CO2 e H2O, enquanto impactos por grandes corpos planetesimais também pode ter causado um prejuízo aos gases atmosféricos através da erosão de impacto. Marte perdeu a maior parte de seu CO2 via (intemperismo) processos carbonáceos e condensação na superfície. Como Marte não apresenta atividade tectônica atual, o CO2 não pôde ser reciclado de volta para a atmosfera. Sem água líquida na superfície, intemperismo cessou, e Marte manteve uma pequena fração de CO2 em sua atmosfera. Além disso, Marte também perdeu sua magnetosfera há cerca de 4 bilhões de anos, então o vento solar interagiu diretamente com a ionosfera marciana, diminuindo a densidade atmosférica e removendo átomos da camada exterior. A interação da atmosfera com a irradiação solar causa a dissossiação do CO2, que é dissociado em monóxido de carbono (CO) e Oxigênio (O) por meio da luz ultra-violeta principalmente e por meio da oxidação do CO com OH ocorre a restauração do CO2.

Assim, após ter sofrido todos esses processos, Marte hoje possui uma atmosfera muito rarefeita e tênue comparada com a da Terra. A pressão atmosférica atual na superfície varia entre um mínimo de 30 Pa (0.030 kPa) no Monte Olimpo (o maior vulcão do Sistema Solar) 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) ou 6 mbar. A maior densidade atmosférica em Marte é igual à densidade encontrada a 35 km acima da superfície da Terra. A pressão de superfície média resultante é de apenas 0,6% do que a da Terra (101,3 kPa). A escala de altura da atmosfera é cerca de 10,8 km, 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 resulta em um peso molecular 50% maior da atmosfera de Marte. A atmosfera de Marte é composta por cerca de 96% de dióxido de carbono, 1.60% de argônio e 2.70% de nitrogênio, juntamente com traços de oxigênio, água e metano. 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.

Fotografia da tênue atmosfera marciana feita pela sonda Viking 1. Foto: NASA.

Inicialmente o metano foi detectado na atmosfera de Marte, por meio da sonda Viking e da Mars Express, numa fração molar de cerca de 30 ppb, esses resultados implicaram que o metano foi liberado a partir de regiões distintas. Os perfis sugeriram que pôde haver duas regiões de origem local, a primeira centrada perto de 30°N 260°W e a segunda perto de 0°N 310°W. As primeiras estimativas era de que Marte devia produzir 270 toneladas/ano de metano. Contudo, sabe-se que o tempo de desintegração do metano pela radiação ultravioleta em Marte é de cerca de 300 anos, quanto na Terra esse tempo é de cerca de 10 anos. Assim, os pesquisadores da missão da sonda Mars Express apontaram a possível 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 olivina mineral, que é conhecido por ser comum em Marte. A amônia também foi encontrada na atmosfera de Marte, mas como não é estável, desintegra-se depois de algumas horas. Assim, com a sua vida útil relativamente curta, não ficou claro o que a tenha produzido. Na tabela a seguir pode-se verificar a concentração da composição química das atmosferas de Marte, Terra e de Vênus analisadas por diversas sondas espaciais.

Composição química das atmosferas de Marte, da Terra e de Vênus

Componente ou elemento químico Marte Terra Vênus
Dióxido de carbono (CO2) 95,32% 0,0346% 96,5%
Nitrogênio (N2) 2,70 % 78,08% 3,5%
Argônio (Ar) 1,60% 0,9340% 0,0070%
Oxigênio (O2) 0,13% 20,94% 0,0020%
Monóxido de carbono (CO) 0,07% 0,00002% 0,0045%
Vapor de água (H2O) 0,03% variável 0,0045%
Metano (CH4) 0,0000010% 0,00017% 0%

Referências:

FAURE, Gunter; MENSING, Teresa M. Introduction to Planetary Science: The Geological Perspective. Editora: Springer, 2007.

PATER, I. de; Lissauer, J. J. Planetary Science. Editora: Cambridge, 2006.

TAYLOR, Stuart R. Solar system evolution: A new perspective. Cambridge University Press, Cambridge, UK, 1992.

ZOU, H.; Chen, H.; Shi, W.; Yu, X.; Zou, J.; Zhong, W. Science China Technological Science. Effects of Martian crustal magnetic field on its ionosphere. June 2010, V. 53, Issue 6, pp 1717-1724.

MCKAY, David S. et al. Search for Past Life on Mars: Possible Reclic Biogenic Activity in Martian Meteorite ALH84001. Science, vol. 273. Year 1996.

Sites:

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA16460 (acessado em 04 de Dezembro de 2019)

https://pt.wikipedia.org/wiki/Marte_(planeta) (acessado em 02 de Dezembro de 2019)

https://www.sciencenews.org/article/mars-rover-fails-find-methane (acessado em 09 de Dezembro 2019)

http://www.nasa.gov/mission_pages/msl/multimedia/gallery/pia13790_prt.htm (acessado em 04 de Dezembro de 2019)

http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/mars.htm (acessado em 04 de Dezembro de 2019)

http://www.universetoday.com/114871/making-the-case-for-a-mission-to-the-martian-moon-phobos/ (acessado em 04 de Dezembro de 2019)

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