Atmosfera de Marte - Atmosphere of Mars

Atmosfera de Marte
Marte
Imagem de Marte com tempestade de areia visível, tirada pelo Telescópio Espacial Hubble em 28 de outubro de 2005
Informação geral
Pressão de superfície média 610 Pa (0,088 psi; 4,6 mmHg; 0,0060 atm)
Massa 2,5 10 16 kg
Composição
Dióxido de carbono 95%
Azoto 2,8%
Argônio 2%
Oxigênio 0,174%
Monóxido de carbono 0,0747%
Vapor de água 0,03% (variável)
Principais componentes da atmosfera marciana
Nitrogênio molecular

A atmosfera de Marte é a camada de gases em torno de Marte . É principalmente composto de dióxido de carbono (95%), nitrogênio molecular (2,8%) e argônio (2%). Ele também contém traços de vapor de água , oxigênio , monóxido de carbono , hidrogênio e gases nobres . A atmosfera de Marte é muito mais fina que a da Terra . A pressão média da superfície é de apenas cerca de 610 pascal (0,088 psi), que é menos de 1% do valor da Terra. A atualmente fina atmosfera marciana proíbe a existência de água líquida na superfície de Marte, mas muitos estudos sugerem que a atmosfera marciana era muito mais densa no passado. A densidade mais alta durante a primavera e o outono é reduzida em 25% durante o inverno, quando o dióxido de carbono congela parcialmente nas calotas polares. A maior densidade atmosférica em Marte é igual à densidade encontrada 35 km (22 mi) acima da superfície da Terra e é de ~ 0,020 kg / m 3 . A atmosfera de Marte tem perdido massa para o espaço desde que o planeta se formou, e o vazamento de gases continua até hoje.

A atmosfera de Marte é mais fria que a da Terra. Devido à maior distância do Sol, Marte recebe menos energia solar e tem uma temperatura efetiva mais baixa , que é cerca de 210 K (-63 ° C; -82 ° F). A temperatura média de emissão da superfície de Marte é de apenas 215 K (−58 ° C; −73 ° F), que é comparável ao interior da Antártica. O efeito estufa mais fraco na atmosfera marciana (5 ° C (9,0 ° F), contra 33 ° C (59 ° F) na Terra) pode ser explicado pela baixa abundância de outros gases de efeito estufa . A variação diária de temperatura na baixa atmosfera é enorme devido à baixa inércia térmica; pode variar de −75 ° C (−103 ° F) a cerca de 0 ° C (32 ° F) próximo à superfície em algumas regiões. A temperatura da parte superior da atmosfera marciana também é significativamente mais baixa do que a da Terra por causa da ausência de ozônio estratosférico e do efeito de resfriamento radiativo do dióxido de carbono em altitudes mais elevadas.

Os redemoinhos e tempestades de poeira são prevalentes em Marte, que às vezes são observáveis ​​por telescópios da Terra, e em 2018, mesmo a olho nu, como uma mudança na cor e brilho do planeta. Tempestades de poeira que envolvem o planeta (tempestades de poeira globais) ocorrem em média a cada 5,5 anos terrestres (a cada 3 anos marcianos) em Marte e podem ameaçar a operação dos rovers de Marte . No entanto, o mecanismo responsável pelo desenvolvimento de grandes tempestades de poeira ainda não é bem conhecido. Foi sugerido que ele está vagamente relacionado à influência gravitacional de ambas as luas, algo semelhante à criação das marés na Terra.

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

História das observações atmosféricas

Em 1784, o astrônomo britânico William Herschel publicou um artigo sobre suas observações da atmosfera marciana em Philosophical Transactions e observou o movimento ocasional de uma região mais brilhante em Marte, que ele atribuiu a nuvens e vapores. Em 1809, o astrônomo francês Honoré Flaugergues escreveu sobre sua observação de "nuvens amarelas" em Marte, que são provavelmente eventos de tempestade de poeira. Em 1864, William Rutter Dawes observou que "a tonalidade avermelhada do planeta não surge de nenhuma peculiaridade de sua atmosfera; parece ser totalmente comprovado pelo fato de que a vermelhidão é sempre mais profunda perto do centro, onde a atmosfera é mais fina. " As observações espectroscópicas nas décadas de 1860 e 1870 levaram muitos a pensar que a atmosfera de Marte é semelhante à da Terra. Em 1894, porém, a análise espectral e outras observações qualitativas de William Wallace Campbell sugeriram que Marte se assemelha à Lua , que não tem atmosfera apreciável, em muitos aspectos. Em 1926, as observações fotográficas de William Hammond Wright no Lick Observatory permitiram a Donald Howard Menzel descobrir evidências quantitativas da atmosfera de Marte.

Com uma compreensão aprimorada das propriedades ópticas dos gases atmosféricos e avanços na tecnologia do espectrômetro , os cientistas começaram a medir a composição da atmosfera marciana em meados do século XX. Lewis David Kaplan e sua equipe detectaram os sinais de vapor d'água e dióxido de carbono no espectrograma de Marte em 1964, bem como monóxido de carbono em 1969. Em 1965, as medições feitas durante o sobrevôo da Mariner 4 confirmaram que a atmosfera marciana é constituída principalmente de dióxido de carbono, e a pressão superficial é de cerca de 400 a 700 Pa. Depois que a composição da atmosfera marciana foi conhecida, a pesquisa astrobiológica começou na Terra para determinar a viabilidade da vida em Marte . Recipientes que simulavam as condições ambientais em Marte, chamados de " potes de Marte ", foram desenvolvidos para esse propósito.

Em 1976, duas sondas do programa Viking forneceram as primeiras medições in situ da composição da atmosfera marciana. Outro objetivo da missão incluiu investigações de evidências de vida passada ou presente em Marte (veja os experimentos biológicos da sonda Viking ). Desde então, muitos orbitadores e pousadores foram enviados a Marte para medir diferentes propriedades da atmosfera marciana, como concentração de gases traço e razões isotópicas. Além disso, observações telescópicas e análises de meteoritos marcianos fornecem fontes independentes de informação para verificar as descobertas. As imagens e medições feitas por essas espaçonaves melhoram muito nossa compreensão dos processos atmosféricos fora da Terra. O rover Curiosity e a sonda InSight ainda estão operando na superfície de Marte para realizar experimentos e relatar o clima local diário. O rover Perseverance e o helicóptero Ingenuity , que formaram o programa Mars 2020 , pousaram em fevereiro de 2021. O rover Rosalind Franklin está programado para ser lançado em 2022.

Composição química atual

Dióxido de carbono

O CO 2 é o principal componente da atmosfera e atmosfera marciana. Tem uma relação de volume média de 94,9%. Nas regiões polares de inverno, a temperatura da superfície pode ser mais baixa do que o ponto de congelamento do CO 2. O gás CO 2 na atmosfera pode condensar na superfície para formar gelo seco sólido com 1–2 m de espessura . No verão, a capa de gelo seco polar pode sofrer sublimação e liberar o CO 2 de volta para a atmosfera. Como resultado, uma variabilidade anual significativa na pressão atmosférica (≈25%) e na composição atmosférica pode ser observada em Marte. O processo de condensação pode ser aproximado pela relação Clausius-Clapeyron para o CO 2 .

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

Apesar da alta concentração de CO 2 na atmosfera marciana, o efeito estufa é relativamente fraco em Marte (cerca de 5 ° C) por causa da baixa concentração de vapor d'água e baixa pressão atmosférica. Embora o vapor de água na atmosfera terrestre tenha a maior contribuição para o efeito estufa na Terra moderna, ele está presente apenas em concentrações muito baixas na atmosfera marciana. Além disso, sob baixa pressão atmosférica, os gases de efeito estufa não podem absorver a radiação infravermelha de maneira eficaz porque o efeito de ampliação da pressão é fraco.

Na presença de radiação UV solar ( , fótons com comprimento de onda menor que 225 nm), o CO 2 na atmosfera marciana pode ser fotolisado por meio da seguinte reação:

CO
2
+ ( λ <225 nm) ⟶  CO + O

Se não houver produção química de CO 2 , todo o CO 2 na atual atmosfera marciana seria removido por fotólise em cerca de 3.500 anos. Os radicais hidroxila (OH) produzidos a partir da fotólise do vapor de água, junto com outras espécies estranhas de hidrogênio (por exemplo, H, HO 2 ), podem converter o monóxido de carbono (CO) de volta em CO 2 . O ciclo de reação pode ser descrito como:

CO + OH ⟶ CO
2
+ H

H + O
2
+ M ⟶ HO
2
+ M

HO
2
+ O ⟶ OH + O
2

Líquido: CO + O ⟶ CO
2

A mistura também desempenha um papel na regeneração de CO 2 , trazendo O, CO e O 2 da atmosfera superior para baixo. O equilíbrio entre a fotólise e a produção de redox mantém a concentração média de CO 2 estável na moderna atmosfera marciana.

Nuvens de gelo de CO 2 podem se formar em regiões polares de inverno e em altitudes muito elevadas (> 50 km) em regiões tropicais, onde a temperatura do ar é inferior ao ponto de geada de CO 2 .

Azoto

O N 2 é o segundo gás mais abundante na atmosfera marciana. Tem uma proporção média de volume de 2,6%. Várias medidas mostraram que a atmosfera de Marte é enriquecido em 15 N . O enriquecimento de isótopos pesados ​​de nitrogênio é possivelmente causado por processos de escape seletivos de massa.

Argônio

Argônio é o terceiro gás mais abundante na atmosfera marciana. Tem uma relação de volume média de 1,9%. Em termos de isótopos estáveis, Marte é enriquecido em 38 Ar em relação a 36 Ar, o que pode ser atribuído ao escape hidrodinâmico.

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

Variações sazonais de oxigênio na cratera Gale

Oxigênio e ozônio

A proporção de volume médio estimado de oxigênio molecular (O 2 ) na atmosfera marciana é de 0,174%. É um dos produtos da fotólise de CO 2 , vapor d'água e ozônio (O 3 ). Ele pode reagir com o oxigênio atômico (O) para reformar o ozônio (O 3 ). Em 2010, o Observatório Espacial Herschel detectou oxigênio molecular na atmosfera marciana.

O oxigênio atômico é produzido pela fotólise de CO 2 na alta atmosfera e pode escapar da atmosfera por meio de recombinação dissociativa ou captação de íons. No início de 2016, o Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA) detectou oxigênio atômico na atmosfera de Marte, que não foi encontrado desde a missão Viking e Mariner na década de 1970.

Em 2019, os cientistas da Nasa que trabalhavam na missão do rover Curiosity, que estavam medindo o gás, descobriram que a quantidade de oxigênio na atmosfera marciana aumentou 30% na primavera e no verão.

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

H + O
3
 ⟶ OH + O
2

O + OH ⟶ H + O
2

Rede: O + O
3
 ⟶ 2O
2

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

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

Vapor de água

O vapor de água é um gás traço na atmosfera marciana e tem grande variabilidade espacial, diurna e sazonal. As medições feitas pelo orbitador Viking no final dos anos 1970 sugeriram que toda a massa global total de vapor d'água é equivalente a cerca de 1 a 2 km 3 de gelo. Medições mais recentes pelo orbitador Mars Express mostraram que a abundância de coluna de vapor de água com média anual global é de cerca de 10-20 mícrons precipitáveis ​​(pr. Μm). Abundância máxima de vapor de água (50-70 pr. Μm) é encontrada nas regiões polares do norte no início do verão devido à sublimação do gelo de água na calota polar.

Ao contrário da atmosfera da Terra, as nuvens de água líquida não podem existir na atmosfera marciana; isso se deve à baixa pressão atmosférica. Cirrus -como nuvens de água congelada foram observadas pelas câmeras em Opportunity rover e Phoenix lander. As medições feitas pela sonda Phoenix mostraram que nuvens de água e gelo podem se formar no topo da camada limite planetária à noite e precipitar de volta para a superfície como cristais de gelo na região polar norte.

Sob vento forte o suficiente (> 30 ms −1 ), partículas de poeira podem ser mobilizadas e levantadas da superfície para a atmosfera. Algumas das partículas de poeira podem ficar suspensas na atmosfera e viajar por circulação antes de cair de volta ao solo. Partículas de poeira podem atenuar a radiação solar e interagir com a radiação infravermelha, o que pode levar a um efeito radiativo significativo em Marte. As medições da órbita sugerem que a profundidade óptica da poeira média globalmente tem um nível de fundo de 0,15 e picos na estação do periélio (primavera e verão do sul). A abundância local de poeira varia muito de acordo com as estações e os anos. Durante os eventos globais de poeira, os ativos da superfície de Marte podem observar a profundidade óptica superior a 4. As medições da superfície também mostraram que o raio efetivo das partículas de poeira varia de 0,6 μm a 2 μm e tem uma sazonalidade considerável.

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

Variações sazonais em oxigênio e metano na cratera Gale

Metano

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

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

Dióxido de enxofre

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

Outros gases residuais

O monóxido de carbono (CO) é produzido pela fotólise do CO 2 e reage rapidamente com os oxidantes da atmosfera marciana para reformar o CO 2 . A proporção de volume médio estimado de CO na atmosfera marciana é de 0,0747%.

Gases nobres , exceto hélio e argônio, estão presentes em níveis residuais (≈10 - 0,01 ppmv) na atmosfera marciana. A concentração de hélio, néon, criptônio e xenônio na atmosfera marciana foi medida por diferentes missões. As razões isotópicas de gases nobres revelam informações sobre as primeiras atividades geológicas em Marte e a evolução de sua atmosfera.

O hidrogênio molecular (H 2 ) é produzido pela reação entre espécies estranhas de hidrogênio na atmosfera intermediária. Pode ser entregue à atmosfera superior por mistura ou difusão, decompor-se em hidrogênio atômico (H) pela radiação solar e escapar da atmosfera marciana. A modelagem fotoquímica estimou que a proporção de mistura de H 2 na baixa atmosfera é de cerca de 15 ± 5 ppmv.

Estrutura vertical

A estrutura vertical da atmosfera de Marte sobreposta a perfis de temperatura recuperados das sondas de entrada das sondas de Marte. Fonte de dados: NASA Planetary Data System

A estrutura vertical de temperatura da atmosfera marciana difere da atmosfera da Terra em muitos aspectos. A informação sobre a estrutura vertical é geralmente inferida usando as observações de sondagens infravermelhas térmicas , rádio-ocultação , aerofrenagem , perfis de entrada das sondas. A atmosfera de Marte pode ser classificada em três camadas de acordo com o perfil de temperatura média:

  • Troposfera (≈0–40 km): A camada onde ocorre a maioria dos fenômenos climáticos (por exemplo, convecção e tempestades de poeira). Sua dinâmica é fortemente impulsionada pelo aquecimento diurno da superfície e pela quantidade de poeira suspensa. Marte tem uma altura de escala maior de 11,1 km do que a Terra (8,5 km) por causa de sua gravidade mais fraca. A taxa de lapso adiabática seca teórica de Marte é de 4,3 ° C km -1 , mas a taxa de lapso média medida é de cerca de 2,5 ° C km -1 porque as partículas de poeira suspensas absorvem a radiação solar e aquecem o ar. A camada limite planetária pode se estender por mais de 10 km de espessura durante o dia. A faixa de temperatura diurna próxima à superfície é enorme (60 ° C) devido à baixa inércia térmica. Em condições de poeira, as partículas de poeira suspensas podem reduzir a faixa de temperatura diurna da superfície para apenas 5 ° C. A temperatura acima de 15 km é controlada por processos radiativos em vez de convecção. Marte também é uma rara exceção à regra da "tropopausa de 0,1 bar" encontrada em outras atmosferas do sistema solar.
  • Mesosfera (≈40–100 km): A camada que tem a temperatura mais baixa. O CO 2 na mesosfera atua como um agente de resfriamento, irradiando calor de forma eficiente para o espaço. Observações de ocultação estelar mostram que a mesopausa de Marte se localiza a cerca de 100 km (nível de cerca de 0,01 a 0,001 Pa) e tem uma temperatura de 100-120 K. A temperatura pode às vezes ser mais baixa do que o ponto de congelamento de CO 2 e detecções de CO 2 nuvens de gelo na mesosfera marciana foram relatadas.
  • Termosfera (≈100–230 km): A camada é controlada principalmente por aquecimento ultravioleta extremo . A temperatura da termosfera marciana aumenta com a altitude e varia com a estação. A temperatura diurna da termosfera superior varia de 175 K (no afélio) a 240 K (no periélio) e pode atingir até 390 K, mas ainda é significativamente mais baixa do que a temperatura da termosfera da Terra . A maior concentração de CO 2 na termosfera marciana pode explicar parte da discrepância devido aos efeitos de resfriamento do CO 2 em grandes altitudes. Acredita-se que os processos de aquecimento auroral não sejam importantes na termosfera marciana por causa da ausência de um forte campo magnético em Marte, mas o orbitador MAVEN detectou vários eventos de aurora.

Marte não tem uma estratosfera persistente devido à falta de espécies que absorvem ondas curtas em sua atmosfera intermediária (por exemplo, ozônio estratosférico na atmosfera da Terra e névoa orgânica na atmosfera de Júpiter ) para criar uma inversão de temperatura. No entanto, uma camada de ozônio sazonal e uma forte inversão de temperatura na atmosfera média foram observadas sobre o pólo sul marciano. A altitude da turbopausa de Marte varia muito de 60 a 140 km, e a variabilidade é impulsionada pela densidade de CO 2 na termosfera inferior. Marte também tem uma ionosfera complicada que interage com as partículas do vento solar, a radiação ultravioleta extrema e os raios X do Sol, e o campo magnético de sua crosta. A exosfera de Marte começa a cerca de 230 km e gradualmente se funde com o espaço interplanetário.

O vento solar acelera íons da atmosfera superior de Marte para o espaço
(vídeo (01:13); 5 de novembro de 2015)

Poeira e outros recursos dinâmicos

Demônios de poeira

Demônios de poeira são comuns em Marte. Como suas contrapartes na Terra, os redemoinhos de poeira se formam quando os vórtices convectivos impulsionados pelo forte aquecimento da superfície são carregados com partículas de poeira. Os redemoinhos em Marte geralmente têm um diâmetro de dezenas de metros e altura de vários quilômetros, que são muito mais altos do que os observados na Terra. O estudo dos rastros dos redemoinhos mostrou que a maioria dos redemoinhos marcianos ocorre em torno de 60 ° N e 60 ° S na primavera e no verão. Eles levantam cerca de 2,3 × 10 11 kg de poeira da superfície da terra para a atmosfera anualmente, o que é comparável à contribuição de tempestades de poeira locais e regionais.

Tempestade de poeira

Tempestades de poeira locais e regionais não são raras em Marte. Tempestades locais têm um tamanho de cerca de 10 3 km 2 e ocorrência de cerca de 2.000 eventos por ano marciano, enquanto tempestades regionais de 10 6 km 2 de tamanho são observadas freqüentemente no sul da primavera e verão. Perto da calota polar, as tempestades de poeira às vezes podem ser geradas por atividades frontais e ciclones extratropicais.

Tempestades globais de poeira (área> 10 6 km 2 ) ocorrem em média uma vez a cada 3 anos marciais. As observações mostraram que as tempestades de poeira maiores são geralmente o resultado da fusão de tempestades de poeira menores, mas o mecanismo de crescimento da tempestade e o papel dos feedbacks atmosféricos ainda não são bem compreendidos. Embora se pense que a poeira marciana pode ser arrastada para a atmosfera por processos semelhantes aos da Terra (por exemplo, saltação ), os mecanismos reais ainda não foram verificados e forças eletrostáticas ou magnéticas também podem atuar na modulação da emissão de poeira. Os pesquisadores relataram que a maior fonte única de poeira em Marte vem da Formação Medusae Fossae .

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

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

Marés térmicas

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

Nuvens orográficas

Nuvens de água gelada se formaram nas proximidades do vulcão Arsia Mons . A imagem foi tirada em 21 de setembro de 2018, mas eventos de formação de nuvens semelhantes foram observados no mesmo local antes. Crédito da foto: ESA / DLR / FU Berlin

Na Terra, as cadeias de montanhas às vezes forçam uma massa de ar a subir e esfriar. Como resultado, o vapor de água fica saturado e nuvens são formadas durante o processo de levantamento. Em Marte, os orbitadores observaram uma formação periódica sazonal de enormes nuvens de água gelada ao redor do lado a favor do vento dos vulcões Arsia Mons com 20 km de altura , o que é provavelmente causado pelo mesmo mecanismo.

Modificação do vento da superfície

Em Marte, o vento próximo à superfície não está apenas emitindo poeira, mas também modificando a geomorfologia de Marte em larga escala de tempo. Embora se pensasse que a atmosfera de Marte é muito fina para mobilizar as características arenosas, observações feitas pela HiRSE mostraram que a migração de dunas não é rara em Marte. A taxa de migração média global das dunas (2 - 120 m de altura) é de cerca de 0,5 metro por ano. O modelo de circulação atmosférica sugeriu que ciclos repetidos de erosão eólica e deposição de poeira podem possivelmente levar a um transporte líquido de materiais do solo das terras baixas para as terras altas na escala de tempo geológica.

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

Evolução atmosférica

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

Atmosfera no início da história

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

Em geral, os gases encontrados no Marte moderno são esgotados em isótopos estáveis ​​mais leves, indicando que a atmosfera marciana mudou por alguns processos selecionados em massa ao longo de sua história. Os cientistas costumam confiar nessas medições da composição do isótopo para reconstruir as condições da atmosfera marciana no passado.

Embora Marte e a Terra tenham proporções semelhantes de 12 C / 13 C e 16 O / 18 O , o 14 N é muito mais esgotado na atmosfera marciana. Acredita-se que o processo de escape fotoquímico seja o responsável pelo fracionamento isotópico e tenha causado uma perda significativa de nitrogênio na escala de tempo geológica. As estimativas sugerem que a pressão parcial inicial de N 2 pode ter sido de até 30 hPa.

O escape hidrodinâmico no início da história de Marte pode explicar o fracionamento isotópico do argônio e do xenônio. No Marte moderno, a atmosfera não está vazando esses dois gases nobres para o espaço sideral devido à sua massa mais pesada. No entanto, a maior abundância de hidrogênio na atmosfera marciana e os altos fluxos de ultravioleta extremo do jovem Sol, juntos, poderiam ter causado um fluxo hidrodinâmico e arrastado esses gases pesados. O escape hidrodinâmico também contribuiu para a perda de carbono, e os modelos sugerem que é possível perder 1.000 hPa (1 bar) de CO 2 por escape hidrodinâmico em um a dez milhões de anos sob UV extremo solar muito mais forte em Marte. Enquanto isso, observações mais recentes feitas pelo orbitador MAVEN sugeriram que o escape de pulverização catódica é muito importante para o escape de gases pesados ​​no lado noturno de Marte e pode ter contribuído para a perda de 65% de argônio na história de Marte.

A atmosfera marciana é particularmente propensa à erosão por impacto devido à baixa velocidade de escape de Marte. Um modelo de computador antigo sugeriu que Marte poderia ter perdido 99% de sua atmosfera inicial no final do período de bombardeio pesado tardio com base em um fluxo de bombardeio hipotético estimado a partir da densidade da cratera lunar. Em termos de abundância relativa de carbono, a razão C / 84 Kr em Marte é apenas 10% daquela na Terra e em Vênus. Supondo que os três planetas rochosos tenham o mesmo estoque inicial de voláteis, essa baixa relação C / 84 Kr implica que a massa de CO 2 na atmosfera marciana inicial deveria ser dez vezes maior do que o valor presente. O enorme enriquecimento de 40 Ar radiogênico sobre 36 Ar primordial também é consistente com a teoria da erosão por impacto.

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

Para explicar a coexistência de água líquida e fraco Sol jovem durante o início da história de Marte, um efeito estufa muito mais forte deve ter ocorrido na atmosfera marciana para aquecer a superfície acima do ponto de congelamento da água. Carl Sagan propôs pela primeira vez que uma atmosfera de 1 bar H 2 pode produzir aquecimento suficiente para Marte. O hidrogênio pode ser produzido pela liberação vigorosa de um manto marciano altamente reduzido e a presença de CO 2 e vapor de água pode diminuir a abundância necessária de H 2 para gerar tal efeito estufa. No entanto, a modelagem fotoquímica mostrou que é difícil manter uma atmosfera com este alto nível de H 2 . O SO 2 também foi um dos gases de efeito estufa efetivos propostos no início da história de Marte. No entanto, outros estudos sugeriram que a alta solubilidade de SO 2 , a formação eficiente de aerossol de H 2 SO 4 e a deposição na superfície proíbem o acúmulo de SO 2 a longo prazo na atmosfera marciana e, portanto, reduzem o efeito potencial de aquecimento do SO 2 .

Fuga atmosférica no Marte moderno

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

Escape de hidrogênio

O hidrogênio molecular (H 2 ) é produzido a partir da dissociação de H 2 O ou de outros compostos contendo hidrogênio na atmosfera inferior e se difunde para a exosfera. O H 2 exosférico então se decompõe em átomos de hidrogênio, e os átomos que têm energia térmica suficiente podem escapar da gravitação de Marte (fuga de Jean). O escape do hidrogênio atômico é evidente nos espectrômetros de UV em diferentes orbitadores. Enquanto a maioria dos estudos sugere que o escape de hidrogênio é quase limitado pela difusão em Marte, estudos mais recentes sugerem que a taxa de escape é modulada por tempestades de poeira e tem uma grande sazonalidade. O fluxo de escape estimado de hidrogênio varia de 10 7 cm −2 s −1 a 10 9 cm −2 s −1 .

Escape de carbono

A fotoquímica de CO 2 e CO na ionosfera pode produzir íons CO 2 + e CO + , respectivamente:

CO
2
+  ⟶  CO+
2
+ e-

CO +  ⟶  CO+
+ e-

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

CO+
+ e-
 ⟶ C + O

CO+
2
+ e-
 ⟶ C + O
2

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

CO + ( λ <116 nm) ⟶  C + O

Outros mecanismos potencialmente importantes incluem o escape de CO 2 por pulverização catódica e a colisão de carbono com átomos de oxigênio rápidos. O fluxo de escape total estimado é de cerca de 0,6 × 10 7 cm −2 s −1 a 2,2 × 10 7 cm −2 s −1 e depende fortemente da atividade solar.

Escape de nitrogênio

Como o carbono, a recombinação dissociativa de N 2 + é importante para o escape de nitrogênio em Marte. Além disso, outro mecanismo de escape fotoquímico também desempenha um papel importante:

N
2
+  ⟶  N+
+ N + e-

N
2
+ e-
 ⟶ N+
+ N + 2e-

A taxa de escape do nitrogênio é muito sensível à massa do átomo e à atividade solar. A taxa de escape global estimada de 14 N é 4,8 × 10 5 cm −2 s −1 .

Escape de oxigênio

A recombinação dissociativa de CO 2 + e O 2 + (produzida a partir da reação de CO 2 + também) pode gerar os átomos de oxigênio que viajam rápido o suficiente para escapar:

CO+
2
+ e-
 ⟶ CO + O

CO+
2
+ O ⟶ O+
2
+ CO

O+
2
+ e-
 ⟶ O + O

No entanto, as observações mostraram que não há átomos de oxigênio rápidos suficientes na exosfera marciana, conforme previsto pelo mecanismo de recombinação dissociativa. As estimativas do modelo da taxa de escape de oxigênio sugeriram que ela pode ser mais de 10 vezes menor do que a taxa de escape de hidrogênio. Picareta de íons e sputtering foram sugeridos como os mecanismos alternativos para o escape de oxigênio, mas este modelo sugere que eles são menos importantes do que a recombinação dissociativa no momento.

A fuga da atmosfera de Marte - carbono , oxigênio , hidrogênio - medida pelo espectrógrafo UV do MAVEN ).

Fenômenos inexplicáveis

Detecção de metano

O metano (CH 4 ) é quimicamente instável na atual atmosfera oxidante de Marte. Ele se quebraria rapidamente devido à radiação ultravioleta do Sol e às reações químicas com outros gases. Portanto, a presença persistente de metano na atmosfera pode implicar na existência de uma fonte para reposição contínua do gás.

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

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

A curiosidade detectou uma variação sazonal cíclica no metano atmosférico.

Os principais candidatos para a origem do metano de Marte incluem processos não biológicos, como reações água- rocha, radiólise de água e formação de pirita , todos os quais produzem H 2 que poderia então gerar metano e outros hidrocarbonetos por meio da síntese Fischer-Tropsch com CO e CO 2 . Também foi demonstrado que o metano pode ser produzido por um processo que envolve água, dióxido de carbono e o mineral olivina , que é conhecido por ser comum em Marte. Microrganismos vivos , como metanógenos , são outra fonte possível, mas nenhuma evidência da presença de tais organismos foi encontrada em Marte. Existem algumas suspeitas sobre a detecção de metano, o que sugere que ele pode ser causado pela contaminação terrestre não documentada dos rovers ou por uma interpretação errônea dos dados brutos de medição.

Eventos relâmpago

Em 2009, um estudo observacional baseado na Terra relatou a detecção de eventos de descarga elétrica em grande escala em Marte e propôs que eles estão relacionados à descarga de raios em tempestades de poeira marcianas. No entanto, estudos de observação posteriores mostraram que o resultado não é reproduzível usando o receptor de radar no Mars Express e o Allen Telescope Array baseado na Terra . Um estudo de laboratório mostrou que a pressão do ar em Marte não é favorável para carregar os grãos de poeira e, portanto, é difícil gerar relâmpagos na atmosfera marciana.

Jato super-rotativo sobre o equador

A super-rotação se refere ao fenômeno de que a massa atmosférica tem uma velocidade angular maior do que a superfície do planeta no equador, que em princípio não pode ser impulsionada por circulações axissimétricas invíscidas. Os dados assimilados e a simulação do modelo de circulação geral (GCM) sugerem que o jato super-rotativo pode ser encontrado na atmosfera marciana durante as tempestades de poeira globais, mas é muito mais fraco do que os observados em planetas de rotação lenta como Vênus e Titã. Experimentos de GCM mostraram que as marés térmicas podem desempenhar um papel na indução do jato super-rotativo. No entanto, a modelagem da super-rotação ainda permanece como um tema desafiador para os cientistas planetários.

Potencial para uso por humanos

A atmosfera de Marte é um recurso de composição conhecida disponível em qualquer local de pouso em Marte. Foi proposto que a exploração humana de Marte poderia usar dióxido de carbono (CO 2 ) da atmosfera marciana para fazer metano (CH 4 ) e usá-lo como combustível de foguete para a missão de retorno. Os estudos de missão que propõem usar a atmosfera desta forma incluem a proposta do Mars Direct de Robert Zubrin e o estudo da NASA Design Reference Mission . Duas vias químicas principais para o uso do dióxido de carbono são a reação de Sabatier , convertendo dióxido de carbono atmosférico junto com hidrogênio adicional (H 2 ), para produzir metano (CH 4 ) e oxigênio (O 2 ), e eletrólise , usando um óxido sólido de zircônia eletrólito para dividir o dióxido de carbono em oxigênio (O 2 ) e monóxido de carbono (CO).

Galeria de imagens

Demônio de poeira em Marte - visto pelo rover Curiosity - (9 de agosto de 2020)
Pôr do sol marciano por Spirit rover na cratera Gusev (maio de 2005).
Pôr do sol marciano por Pathfinder em Ares Vallis (julho de 1997).

Mapa interativo de Marte

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMapa de Marte
A imagem acima contém links clicáveisMapa de imagem interativo da topografia global de Marte . Passe o mouse sobre a imagem para ver os nomes de mais de 60 características geográficas proeminentes e clique para criar um link para elas. A coloração do mapa base indica elevações relativas , com base nos dados do Mars Orbiter Laser Altimeter no Mars Global Surveyor da NASA . Brancos e marrons indicam as maiores elevações (+12 a +8 km ); seguido por rosas e vermelhos (+8 a +3 km ); amarelo é0 km ; verdes e azuis são elevações mais baixas (até-8 km ). Os eixos são latitude e longitude ; As regiões polares são anotadas.


Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos