saturno

Saturno

O planeta saturno
Planeta principal
Características orbitais
Semi-eixo maior 9,537 070 32
Perélio 9,020 632 24 UA
Afélio 10,053 508 40 UA
Circunferência orbital 59,879 UA
Excentricidade 0,054 150 60
Período orbital 29 a 167 d 6,7 h
Período sinódico 378,1 d (1,035 a)
Velocidade orbital média 9,638 km/s
Inclinação 2,484 46°
Número de Satélites 60
Características físicas
Diâmetro equatorial 120,536 km
Área da superfície 4,38×1010 km²
Volume 7,46×1014 km³
Massa 5,688×1026 kg
Densidade média 0,69 g/cm³
Gravidade equatorial 0,914 g
Dia sideral 10 d ( h)
Velocidade de escape 35,49 km/s
Albedo 0,47
Intervalo de Temperatura ºC a ºC
média: ºC
Composição da Atmosfera
Pressão atmosférica 140kPa
Hidrogênio
Hélio
Metano
Vapor de água
Amônia
Etano
Fósforo
~93%
~5%
0,2%
0,1%
0,01%
0,0005%
0,0001%

Saturno é o sexto planeta do Sistema Solar com uma órbita localizada entre as órbitas de Júpiter e Urano. É o segundo maior, após Júpiter dos planetas gigantes do sistema solar, porém o de menor densidade, tanto que se existisse um oceano grande o bastante, Saturno flutuaria nele. Seu aspecto mais característico é seu brilhante sistema de anéis, o único visível da Terra. Seu nome provém do deus romano Saturno. Faz parte dos denominados planetas exteriores

Saturno é um planeta gasoso, principalmente composto de hidrogênio, com uma pequena proporção de hélio e outros elementos. Seu interior consiste de um pequeno núcleo rochoso e gelo, cercada por uma espessa camada de hidrogênio metálico e uma camada externa de gases. A atmosfera externa tem uma aparência suave, embora a velocidade do vento em Saturno possa chegar a 1.800 km/h, significativamente tão rápido como os de Júpiter. Saturno tem um campo magnético planetário intermediário entre as forças da Terra e o poderoso campo ao redor de Júpiter.

Antes da invenção do telescópio, Saturno era o mais distante dos planetas conhecidos. A olho nu não parecia ser luminoso. O primeiro ao observar seus anéis foi Galileu em 1610, porém devido a baixa inclinação de seus anéis e a baixa resolução de seu telescópio lhe fizeram pensar a princípio que se tratava de grandes luas. Christiaan Huygens com melhores meios de observação pode em 1659 visualizar com clareza os anéis. James Clerk Maxwell em 1859 demonstrou matematicamente que os anéis não poderiam ser um único objeto sólido, sendo que deveriam ser um agrupamento de milhões de partículas de menor tamanho.

O movimento de rotação em volta do seu eixo demora cerca de 10,5 horas, e cada revolução ao redor do Sol leva 30 anos terrestres.

Tem um número elevado de satélites, 60 descobertos até então, dos quais 35 possuem nomes, e está cercado por um complexo de anéis concêntricos, composto por dezenas de anéis individuais separados por intervalos, estando o mais exterior destes situado a 138 000 km do centro do planeta geralmente compostos por restos de meteoros e cristais de gelo. Alguns deles têm o tamanho de uma casa.

Saturno é um esferóide oblato (achatado nos pólos) – seus diâmetros polar e equatorial variam por quase 10% (120.536 km contra 108.728 km). Este é o resultado de sua rápida rotação e estado fluido. Os outros planetas gasosos também são oblatos, mas em um menor grau. Saturno é o único do sistema solar que é menos denso que a água, com uma densidade específica de 0.69. Esta é uma média; a atmosfera superior de Saturno é menos densa e seu núcleo consideravelmente mais denso que a água.

Índice

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 Origem do nome de Saturno

Devido a sua posição orbital mais distante que Júpiter os antigos romanos o outorgaram o nome do pai de Júpiter ao planeta Saturno. Na mitologia romana, Saturno era equivalente do antigo titán grego Cronos, deus do tempo. Cronos era filho de Urano e Gaia e governava o mundo dos deuses e dos homens devorando seus filhos ao nascerem para que não o destronassem. Zeus, conseguiu se esquivar deste destino e derrotou seu pai convertendo-se no deus supremo.

Os gregos e romanos, herdaram dos sumérios seus conhecimentos do céu, haviam estabelecido em sete o número de astros que se moviam no firmamento: o Sol, a Lua, e os planetas Mercúrio, Vénus, Marte, Júpiter e Saturno, as estrelas errantes que orbitavam em torno da Terra, centro do Universo. Dos cinco planetas, Saturno era o de movimento mais lento, levando uns trinta anos (29,457 anos) para completar sua órbita, quase o triplo que Júpiter (11,862 anos). Em relação a Mercúrio, Vénus e Marte a diferença é muito maior. Saturno se destacava por sua lentidão. Se Júpiter era Zeus, Saturno teria que ser Cronos, seu pai ancião, que passo a passo perambulava entre as estrelas.

Por outro lado, se conheciam sete metais: ouro, prata, mercúrio, estanho, ferro, cobre e chumbo. Se o elemento mercúrio, fluido e móvel, era o metal de Hermes, o mensageiro dos deuses, porque não fazer do chumbo o metal de Saturno, lento e pesado?.

 Características

Comparação visual entre o tamanho da Terra e Saturno.

Saturno é um planeta visivelmente achatado em seus pólos formando a figura de um esfera oval. Os diâmetros equatorial e polar são respectivamente 120.536 e 108.728 km. Este efeito é produzido pela rápida rotação do planeta, sua natureza liquida e sua relativamente baixa gravidade. Os outros planetas gigantes são também ovalados, porém não em tamanha proporção. Saturno possui uma densidade específica de 690 kg/m³ sendo o único planeta do Sistema Solar com uma densidade inferior a da água (1000 kg/m³). Se existisse um oceano grande o bastante, Saturno flutuaria nele. O planeta é formado por 90% de hidrogênio e 5% de hélio. O volume do planeta é suficiente para conter 740 vezes a Terra, porém sua massa é apenas 95 vezes a terrestre, devido a sua mencionada densidade média relativa.

O período de rotação de Saturno é incerto, uma vez que não possui superfície e sua atmosfera gira com um período distinto em cada latitude. Desde a época da Voyager se considerava que o período de rotação de Saturno, baseando-se na periodicidade de sinais de rádio emitidas por ele, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/dia). As missões espaciais Ulysses e Cassini tem mostrado que este período de emissão em rádio varia no tempo, sendo atualmente: 10 h 45 m 45 s (± 36 s). As causas desta mudanças no período de rotação não são conhecidas e se considera que ambos períodos são uma aproximação do período de rotação do seu interior.

 Estrutura interna

O interior do planeta é semelhante ao de Júpiter, com um núcleo sólido em seu interior. Sobre ele se estende uma extensa camada de hidrogeno líquido e metálico (devido ao efeitos das elevadas pressões e temperaturas). A superfície de 30.000 km do planeta é formada por uma extensa atmosfera de hidrogénio e hélio. O interior do planeta é formado por materiais gelados durante sua formação ou que se encontra em estado líquido nas condições de pressão e temperatura próximas ao núcleo. No núcleo pode-se encontrar temperaturas em torno a 12.000 K (aproximadamente o dobro da temperatura na superfície do Sol). Porém são semelhantes a Júpiter e Netuno, Saturno irradia mais calor a superfície do que recebe do Sol. A maior parte desta energia é produzida por uma lenta contração do planeta que libera a energia gravitacional produzida durante a compressão. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. No entanto, não parece ser o único responsável pela fonte de calor interna de Saturno. Provavelmente o calor extra gerado se produz em uma separação de fases entre o hidrogeno e o hélio atmosférico que se separam na zona inferior da atmosfera, concentrando-se em gotas que precipitam em chuva sobre o interior do planeta liberando energia gravitacional em forma de calor.

 Atmosfera

A atmosfera de Saturno observada em março de 2004 pela sonda Cassini.

A atmosfera de Saturno observada em março de 2004 pela sonda Cassini.

A atmosfera de Saturno tem um padrão de faixas escuras e claras, similar as de Júpiter embora a distinção entre ambas esteja muito mais menos nítida no caso de Saturno. A atmosfera planetária tem ventos fortes, na direção dos paralelos, alterando conforme a latitude e altamente simétricas em ambos os hemisférios apesar do efeito estacionário da inclinação do eixo do planeta. O vento é dominado por uma corrente equatorial intensa e larga no nível da altura das nuvens que chegaram a alcançar velocidades de até 450 m/s na durante a passagem da Voyager.

As nuvens superiores são formadas provavelmente por cristais de amonia. Neles uma névoa uniforme parece estender sobre todo o planeta, produzido por fenômenos fotoquímicos na atmosfera superior (cerca de 10 a mbar). Em uns níveis mais profundos (perto de 10 bar de pressão) a água da atmosfera condensa-se provavelmente em uma camada da nuvem de água que não poderia ter sido observada.

Assim como Júpiter ocasionalmente formam se tempestades da atmosfera de Saturno, algumas poderiam ter sido observadas da terra. Em 1933 foi observado um ponto branco situado na zona equatorial pelo astrônomo W.T. Hay. Era suficientemente grande para ser visível com um refrator de 7 cm, mas não demorou para dissipar-se e desaparecer. Em 1962 começou a desenvolver uma mancha, mas nunca chegou a se destacar. Em 1990 pode ser observada uma gigantesca nuvem branca no equador de Saturno que foi associada a formação de uma grande tempestade. Foram observados pontos similares em fotografias feitas no último século. Em 1994 pode ser observada uma tempestade, com aproximadamente a metade do tamanho que ocorreu em 1990.

Caracterstica nuvem hexagonal no pólo norte, descoberta por Voyager 1 e confirmada em 2006 por Cassini. [1] [2]

Característica nuvem hexagonal no pólo norte, descoberta por Voyager 1 e confirmada em 2006 por Cassini. [1] [2]

As regiões polares apresentam correntes a 78ºN e a 78ºS. As sondas Voyager detectaram nos anos 80 um padrão sextavado na região polar norte que foi observado também pelo telescópio Hubble do durante os anos 90. As imagens as mais recentes obtidas pela sonda Cassini mostraram o vértice polar com detalhe. Saturno é o único planeta conhecido que tem um vértice polar destas características embora os vértices polares sejam comuns nos atmosferas da Terra ou do Vénus.

No caso do hexágono de Saturno os lados têm aproximadamente 13.800 km no comprimento (maior que o diâmetro da terra) e na estrutura com um período idêntico a sua rotação planetária, é uma onda reta que não muda de comprimento e nem estrutura, diferentemente das demais nuvens da atmosfera. Estes formato em polígono, entre dois e seis lados, podem ser simulados em laboratório por meio dos modelos do líquido na rotação da escala. [3] [4]

No contrário do pólo norte, as imagens do pólo sul mostra uma forte corrente, sem a presença de vértices ou formas sextavada persistente. [5] No entanto, a NASA informou em novembro do 2006 que a sonda Cassini tem observado um furacão no pólo sul, com um centro bem definido. [6] Os únicos centros de furacões definidos tinham sido observados na terra (nem mesmo foi observado dentro da grande mancha vermelha de Júpiter pela sonda Galileo). [7] Esse vértice de aproximadamente 8000 km de diâmetro, poderia ter sido fotografado e ter sido estudado com detalhe grande pela sonda Cassini, sendo ventos moderados de mais de 500 quilômetros por a hora [8]. A atmosfera superior nas regiões polares desenvolve fenômenos de auroras pela interação do campo magnético planetário com o vento solar.

 Campo magnético

Fenômenos do tipo aurora produzido na atmosfera superior de Saturno e observado perto HST.

Fenômenos do tipo aurora produzido na atmosfera superior de Saturno e observado perto HST.

O campo magnético de Saturno é muito mais fraco de que Júpiter, sua magnetosfera é um terceiro de Júpiter. A magnetosfera de Saturno consiste em um conjunto de cinturões de radiação. Esses cinturões estendem por aproximadamente 2 milhões de quilômetros do centro de Saturno, principalmente, no sentido oposto do Sol, embora o tamanho da magnetosfera varie dependendo da intensidade do vento solar (o fluxo do sol de partículas carregadas). O vento solar e os satélites e o anel de Saturno fornecem as partículas elétricas para o cinturão. O período de rotação em 10 horas, 39 minutos e 25 segundos do interior de Saturno foi medido pela Voyager 1 quando cruzou a magnetosfera, que gira em forma assíncrona com o interior de Saturno. A magnetosfera interage com a ionosfera, a camada superior da atmosfera de Saturno, causando emissões de auroras de radiação ultravioleta.

Nas proximidades da órbita de Titã e estendendo até a órbita de Réia, se encontra uma grande nuvem de átomos do hidrogênio neutro. Como um disco plasma, composto do hidrogênio e possivelmente de íons de oxigênio, estendendo da órbita de Tétis até as proximidades da órbita de Titã. O plasma gira em quase perfeitamente assíncrona com o campo magnético de Saturno.

 Órbita

Saturno gira em torno do Sol em uma distância media de 1.418 milhões de quilômetros em uma órbita de excentricidade 0.056, com um afélio a 1.500 milhões quilômetros e o perélio a 1.240 milhões quilômetros. Saturno esteve no perélio em 1974. O período da rotação em torno do sol completa a cada 29 anos e 167 dias, visto que seu Período sinódico se realiza de 378 dias, de modo que , a cada ano a oposição ocorre com quase duas semanas de atraso em relação ao ano anterior. O período da rotação em seu eixo é curto, de 10 horas, 14 minutos, com algumas variações entre o equador e os pólos.

Os elementos orbitais de Saturno são alterados em uma escala de 900 anos por uma ressonância orbital do tipo de 5:2 com o planeta Júpiter, batizado pelos astrônomos franceses do século XVIII como a grand inégalité (grande desigualdade), Júpiter completa 5 retornos para cada 2 de Saturno. Os planetas não estão em uma ressonância perfeita, mas são suficientemente próximo de modo que os distúrbios de suas órbitas sejam apreciáveis.

 Anéis de Saturno

Vista panorámica dos anes obtida pela Cassini. São claramente percebidos os diferentes anéis e suas divisiões.

Vista panorámica dos aneís obtida pela Cassini. São claramente percebidos os diferentes anéis e suas divisiões.

Os anéis de Saturno são constituídos essencialmente por uma mistura de gelo, poeiras e material rochoso. Embora possam atingir algumas centenas de milhares de quilómetros de diâmetro, não ultrapassam 1,5 km de espessura. A origem dos anéis é desconhecida. Originalmente pensou-se que teriam tido origem na formação dos planetas à cerca de 4 bilhões de anos, mas estudos recentes apontam para que sejam mais novos, tendo apenas algumas centenas de milhões de anos. Os anéis podem mudar de cor.

Satélites

Luas de Saturno.

Luas de Saturno.

Saturno tem um grande número de satélites ou luas, o maior que todos os demais planetas. Seu satélites maiores, conhecidos antes do começo da exploração espacial são: Mimas, Encélado, Tétis, Dione, Réia, Titã, Hiperion, Japeto e Febe. Encélado e Titã são mundos especialmente interessantes para os cientistas planetários, primeiramente pela existência de água líquida a pouca profundidade de sua superfície, com a emissão de vapor da água geyser. Em segundo porque possui uma atmosfera rica do metano, bem similar a da terra primitiva.

 Exploração espacial de Saturno

Visto da terra, Saturno aparece como um objeto amarelado, um dos mais brilhantes no céu noturno. Observado através de telescópio, o anel A e o B são vistos facilmente, no entanto, os anéis D e E são vistos somente em ótimas condições atmosféricas. Com telescópios de grande sensibilidade situados na Terra pode distinguir a névoa gasosa que envolve Saturno, dos pálidos cinturões e das estruturas de faixas paralelas ao equador.

Três naves espaciais norte-americanas ampliaram enormemente o conhecimento do sistema de Saturno: a sonda Pionner 11, a Voyager 1 e a 2, que sobrevoou o planeta em setembro 1979, novembro de 1980 e em agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciais levaram câmeras e instrumentos para analisar as intensidades e as polarizações das radiações nas regiões visíveis, ultravioletas, infravermelhas e do spectrum eletromagnético. Foram equipados também com os instrumentos para o estudo dos campos magnéticos e para a detecção de partículas carregadas e grãos da poeira interplanetária.

Em outubro de 1997 foi lançada a sonda Cassini, com destino a Saturno, que incluiu também a sonda Huygens para explorar Titã, uma das luas do planeta. Sendo um projeto de grande interessar da NASA em colaboração com a Agência Espacial Européia e a Agência Espacial Italiana. Após uma viagem de quase sete anos, está previsto que a Cassini recolha dados em Saturno e em seus satélites durante quatro anos. Em outubro de 2002 a sonda obteve sua primeira fotografia do planeta, tomada a uma distância de 285 milhões quilômetros, na qual aparece também Titã. Em junho de 2004 a Cassini voou sobre Febe, outro satélite de Saturno (o mais afastado), obtendo imagens espetaculares de sua superfície, repleta de crateras. Em julho do mesmo ano, a sonda entrou na órbita de Saturno. Em janeiro de 2005 a sonda Huygens cruzou a atmosfera de Titã e alcançou sua superfície, enviando dados para terra e imagens do interesse satélite.

Concepção artstica da manobra orbital da missão de Cassini/Huygens e de sua passagem pelos anéis do planeta.

Concepção artística da manobra orbital da missão de Cassini/Huygens e de sua passagem pelos anéis do planeta.

Datas importantes na observação e na exploração de Saturno

  • 1610 Galileo observa através de seu telescópio o anel de Saturno.
  • 1655 Titã foi descoberto pelo astrônomo holandês Christiaan Huygens.
  • 1659 Christiaan Huygens observa com maior claridade os anéis de Saturno e descreve sua verdadeira aparência.
  • 1789 As luas Mimas e Encélado são descobertas por William Herschel.
  • 1980 Acelerada pelo campo gravitacional de Júpiter, a sonda Voyager 1 alcança Saturno em 12 de novembro a uma distancia de 124.200 quilômetros. Nesta ocasião descobriu estruturas complexas no sistema de anéis do planeta e obtve dados da atmosfera de Saturno e sua maior lua, Titã a uma distancia de menos de 6500 quilômetros.
  • 1982 A sonda Voyager 2 aproxima de Saturno.
  • 2004 Cassini/Huygens alcança Saturno. Transformando-se no primeiro veículo espacial a orbitar o planeta distante e em aproxima-se de seus anéis. A missão de espaço está programa para concluir no final do ano 2009.

 Observação de Saturno

Oposições de Saturno: 2001-2029

Oposições de Saturno: 2001-2029

Saturno é um planeta fácil de observar, porque é visível no céu na maioria das vezes e seu anel pode ser observado com qualquer telescópio. Pode ser observado melhor quando o planeta estiver próximo ou em oposição, isso é, a posição de um planeta quando está posicionada num ângulo de 180°, neste caso ele aparece oposto ao Sol no céu. Na oposição de 13 de janeiro de 2005, Saturno pode ser visto de uma forma que não se iguala até 2031, devido ao sentido muito favorável dos seus anéis em relação a Terra.

Saturno é observado simplesmente no céu noturno como um ponto luminoso brilhante (que não pisca) e amarelado, cujo brilho varia normalmente entre a magnitude de +1 e o 0. Leva aproximadamente 29 anos e meio para completar sua órbita em relação às estrelas da constelação que pertencem ao zodíaco. Com apoio ótico, como binóculos grandes ou um telescópio, é necessário uma ampliação da imagem em pelo menos 20 vezes de maneira que a maioria das pessoas possa distinguir claramente os anéis de Saturno.

 Saturno nas diversas culturas

Na astrologia Hindu, são conhecidos nove planetas, como Navagraha. Conhecem Saturno como o San ou Shan, juiz entre todos os planetas e determina a trajetória de cada um, de acordo com seus próprios feitos, maus ou bons.

A cultura chinesa e Japão designa Saturno como a estrela da terra, dentro da cultura oriental tradicional de usar cinco elementos classificar os elementos naturais.

No hebraico, chamam Saturno de Shabbathai. Seu anjo é Cassiel. Sua inteligência, ou o espírito benéfico, são Agiel (layga), seu espírito (o aspecto mais escuro) é Zazel (lzaz). Para ver: Cabala.

Em Turco e Malayo, seu nome é Zuhal, removido do árabe زحل.

Saturno foi conhecido também como Φαίνων pelos Gregos.

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jupiter

Júpiter

Características orbitais
Dist. Méd. do Sol 5.20336301 UA
Raio Médio 778.412.010 km
Excentricidade 0,04839266
Período de revolução 11a 315d 1,1h
Período sinódico 398,9 dias
Velocidade orbital média 13,0697 km/s
Inclinação 1,30530°
Número de Satélites 63
Características físicas
Diâmetro equatorial 142.984 km
Área superficial 6.41×1010 km²
Massa 1,899×1027 kg
Densidade média 1,33 g/cm3
Aceleração gravítica
à superfície
23,12 m/s2
Período de rotação 9h 55,5m
Inclinação axial 3,12°
Albedo 0.52
Velocidade de escape 59,54 km/s
Temperatura
à superfície
min med max
110 K  152 K  194K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica 70 kPa
Hidrogénio >81%
Hélio >17%
Metano 0,1%
Vapor de água 0,1%
Amónia 0,02%
Etano 0,0002%
Fosfina 0,0001%
Sulfeto de hidrogénio <0,0001%

Júpiter é o maior planeta do sistema solar, e o quinto a partir do Sol. É conhecido pela Grande Mancha Vermelha e pelos seus 4 grandes satélites: Ganímedes, Europa, Io e Calisto. Júpiter é um dos planetas do sistema solar que têm anéis.

Índice

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 Panorâmica geral

Júpiter tem 2,5 vezes mais massa do que todos os outros planetas tomados em conjunto, de tal forma que o seu baricentro com o Sol se localiza acima da superfície solar (a 1,068 raios solares do centro do Sol). Tem 318 vezes mais massa do que a Terra, um diâmetro 11 vezes superior ao terrestre e um volume 1300 vezes maior que o da Terra. Foi apelidado por muitos de “estrela falhada”. Mesmo assim, e por mais impressionante que Júpiter seja, já se descobriram vários planetas extra-solares com massas muito maiores. Por outro lado, pensa-se que Júpiter tenha um diâmetro tão grande como é possível a um planeta com a sua composição, visto que adicionar-lhe mais massa teria apenas como resultado aumentar a compressão gravitacional. Não existe uma definição inequívoca do que distingue um planeta grande e maciço, como Júpiter, de uma anã castanha, mas para que fosse uma estrela Júpiter teria de ter cerca de setenta vezes mais massa do que a que tem.

Júpiter tem também a rotação mais rápida de todos os planetas do sistema solar, o que resulta num achatamento facilmente visível através de um telescópio. A sua característica mais conhecida é provavelmente a Grande Mancha Vermelha, uma tempestade com ventos de até 500 km/h. É quase duas vezes maior que a Terra, e está ativa há cerca de 300 anos. O planeta está perpetuamente coberto por camadas de nuvens. Novas fotos tiradas pelo telescópio Hubble mostram uma nova mancha vermelha surgindo próxima à Grande Mancha Vermelha.

Júpiter costuma ser o quarto corpo mais brilhante no céu (depois do Sol, da Lua e de Vênus; por vezes, Marte aparece mais brilhante do que Júpiter, enquanto outras vezes Júpiter brilha mais do que Vênus. O planeta é conhecido desde os tempos antigos. A descoberta de Galileu Galilei em 1610 de quatro grandes satélites naturais gravitando ao redor de Júpiter, hoje chamados satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes e Calisto) foi a primeira descoberta de movimentos de corpos no espaço aparentemente não tendo a Terra como centro. Este foi o maior ponto a favor da teoria heliocentrista do movimento dos planetas, de Nicolau Copérnico; os discursos de Galileu em favor das teorias de Copérnico fizeram com que fosse julgado pela Inquisição.

 Características físicas

Composição do planeta

Júpiter é composto de um centro rochoso relativamente pequeno, imerso em hidrogênio metálico, o qual é circundado por uma camada de hidrogênio líquido, recoberta por sua vez de gás hidrogênio. Não há uma fronteira clara entre essas camadas de diferentes densidades de hidrogênio; as condições variam lentamente do gás até a camada sólida à medida que se aprofunda.

Atmosfera

A atmosfera joviana é composta de aproximadamente 86% de hidrogénio, e 14% de hélio (pelo número atômico desses átomos, a composição atmosférica fica em torno de 76%/24% se considerarmos as massas, uma vez que o hidrogénio é mais leve que o hélio; com cerca de 1% da massa composta por outras substâncias menos significativas — o interior do planeta contém mais substâncias densas, sendo a composição por volta de 71%/24%/5%). A atmosfera apresenta ainda traços de metano, vapor de água, amônia e substâncias sólidas. Há também quantidades desprezíveis de gás carbônico, etano, gás sulfídrico, neon, oxigênio e enxofre. Essa composição atmosférica é muito similar à composição da nebulosa solar. O planeta Saturno tem composiçao semelhante, mas Urano e Neptuno têm muito menos hidrogénio e hélio. A rotação da atmosfera superior de Júpiter não é constante em todos os seus pontos, um efeito notado primeiramente por Giovanni Domenico Cassini em 1690. A rotação da região polar da atmosfera do planeta é aproximadamente 5 minutos mais demorada do que na região equatorial da atmosfera. Além disso, grupos de nuvens em diferentes latitudes deslocam-se em diferentes direções, seguindo as correntes de vento. A interação desses padrões conflitantes de circulação causa tempestades e turbulência. A velocidade dos ventos pode atingir até 600 km/h. A camada mais alta da atmosfera contém cristais de amônia congelada.

Anéis planetários

Júpiter tem um sistema de anéis planetários composto por partículas de poeira, embora não tão evidente como Saturno.

Campo magnético

Júpiter tem um campo magnético muito forte. Se ele pudesse ser enxergado, a imagem dele visto da Terra teria o tamanho cinco vezes maior do que o disco da Lua cheia, apesar da grande distância. A força desse campo atrai um grande fluxo de partículas de radiação nos cinturões de radiação do planeta, produzindo também um forte fluxo de gás em forma de tubo associado com o satélite Io.

A nave Voyager 1 tirou essa foto do planeta Júpiter em 24 de Janeiro, enquanto estava a uma distância de mais de 40 milhões de quilômetros. Clique na imagem para vê-la ampliada.

A nave Voyager 1 tirou essa foto do planeta Júpiter em 24 de Janeiro, enquanto estava a uma distância de mais de 40 milhões de quilômetros. Clique na imagem para vê-la ampliada.

 Exploração de Júpiter

Júpiter é conhecido desde tempos remotos, visível a olho nu no céu da noite. Em 1610 Galileo Galilei descobriu as quatro maiores luas de Júpiter usando um telescópio, a primeira observação de luas que não fossem a da Terra.

Algumas sondas visitaram Júpiter, todas elas de origem estado-unidense. A Pioneer 10 voou por Júpiter em Dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11 exatamente um ano depois. A Voyager 1 voou por lá em março de 1979, seguida pela Voyager 2 em Julho do mesmo ano. A sonda Galileo ficou em órbita em Júpiter em 1995, enviando uma subsonda na atmosfera de Júpiter conduzindo multiplos vôos por todas as luas de Galileo. A sonda Galileo também presenciou o impacto do Cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, enquanto ele se aproximava do planeta em 1994, dando uma vantagem única para este evento espetacular.

Depois da descoberta de um oceano líquido na lua de Júpiter Europa no final da sonda Galileo, que saiu de órbita em Setembro de 2003, a NASA está planejando uma missão dedicada para as luas congeladas. Espera-se que JIMO, o Orbitador das Luas congeladas de Júpiter (Jupiter Icy Moons Orbiter), seja lançado depois de 2012.

 Satélites de Júpiter

Ver artigo principal: Satélites naturais de Júpiter

Júpiter tem inúmeros satélites naturais em torno de si. Em 15 de Maio de 2003, Scott Sheppard publicou no jornal Nature a descoberta de 23 novos satélites de Júpiter. Isso aumentou o total de satélites conhecidos para 61. Hoje, Júpiter tem 63 satélites conhecidos.

Nome Diâmetro (km) Massa (kg) Raio orbital (km) Período orbital (d) Inclinação (°)(em relação ao equador de Júpiter) Excentricidade Grupo
Métis 43 1.2E+17 127 690(1) 0.294780(2) 0.000° 0.0012 Amalteia
Adrasteia 26×20×16 7.5E+15 128 690(1) 0.29826(2) 0.000° 0.0018
Amalteia 262×146×134 2.1E+18 181 170(1) 0.49817905(2) 0.360° 0.0031
Tebe 110×90 1.5E+18 221 700(1) 0.6745(2) 0.901° 0.0177
Io 3660.0×3637.4×3630.6 8.9E+22 421 700(1) 1.769137786(2) 0.050° 0.0041 Luas de Galileu
Europa 3121.6 4.8E+22 671 034(1) 3.551181041(2) 0.471° 0.0094
Ganímedes 5262.4 1.5E+23 1 070 412(1) 7.15455296(2) 0.204° 0.0011
Calisto ou Calixto 4820.6 1.1E+23 1 882 709(1) 16.6890184(2) 0.205° 0.0074
Temisto 8 6.9E+14 7 391 645 129.827611 15.346° 0.2006 Temisto
Leda 20 1.1E+16 11 097 245 238.824159 27.210° 0.1854 Himalia
Himalia 170 6.7E+18 11 432 435 249.726305 29.590° 0.1443
Lisiteia 36 6.3E+16 11 653 225 256.995413 25.771° 0.1132
Elara 86 8.7E+17 11 683 115 257.984888 30.663° 0.1723
S/2000 J 11 4 9.0E+13 12 570 575 287.931046 26.169° 0.2058
Carpo 3 4.5E+13 17 144 875 458.624818 55.098° 0.2736  ?
S/2003 J 12 1 1.5E+12 17 739 540 482.691255 134.861° 0.4449  ?
Euporia 2 1.5E+13 19 088 435 538.779839 131.854° 0.0960 Ananke?
S/2003 J 3 2 1.5E+13 19 621 780 561.517739 111.592° 0.2507
S/2003 J 18 2 1.5E+13 19 812 575 569.728015 98.461° 0.1570
Telxinoe ou Telxinoi 2 1.5E+13 20 453 755 597.606695 102.844° 0.2685 Ananke?
Euante 3 4.5E+13 20 464 855 598.093368 123.649° 0.2000 Ananke
Helique 4 9.0E+13 20 540 265 601.401918 120.908° 0.1375 Ananke?
Ortósia 2 1.5E+13 20 567 970 602.619143 101.861° 0.2433
Iocasta 5 1.9E+14 20 722 565 609.426611 127.043° 0.2874 Ananke
S/2003 J 16 2 1.5E+13 20 743 780 610.362159 149.279° 0.3185
Ananque ou Ananke 28 3.0E+16 20 815 225 613.518491 149.526° 0.3963
Praxidique 7 4.3E+14 20 823 950 613.904099 132.099° 0.1840
Harpalique 4 1.2E+14 21 063 815 624.541797 143.944° 0.2441
Hermipe 4 9.0E+13 21 182 085 629.809040 149.058° 0.2290 Ananke?
Tione 4 9.0E+13 21 405 570 639.802554 116.088° 0.2526 Ananke
Mneme 2 1.5E+13 21 427 110 640.768660 147.647° 0.2214
S/2003 J 17 2 1.5E+13 22 134 305 672.751882 139.842° 0.2379 Carme
Aitne 3 4.5E+13 22 285 160 679.641347 143.251° 0.3927
Cale 2 1.5E+13 22 409 210 685.323873 133.342° 0.2011
Taigete 5 1.6E+14 22 438 650 686.674715 140.521° 0.3678
S/2003 J 19 2 1.5E+13 22 709 060 699.124764 140.956° 0.1961
Caldene 4 7.5E+13 22 713 445 699.326904 119.572° 0.2916
S/2003 J 15 2 1.5E+13 22 721 000 699.676116 109.168° 0.0932 Ananke?
S/2003 J 10 2 1.5E+13 22 730 815 700.129403 115.021° 0.3438 Carme?
S/2003 J 23 2 1.5E+13 22 739 655 700.537990 137.576° 0.3931 Pasife
Erinome 3 4.5E+13 22 986 265 711.964625 143.354° 0.2552 Carme
Aoede 4 9.0E+13 23 044 175 714.656754 112.763° 0.6012 Pasife
Calicore 2 1.5E+13 23 111 825 717.806112 141.240° 0.2042 Carme?
Calique 5 1.9E+14 23 180 775 721.020662 137.125° 0.2140 Carme
Euridome 3 4.5E+13 23 230 860 723.358859 143.033° 0.3770 Pasife?
S/2003 J 14 2 1.5E+13 23 238 595 723.720459 138.885° 0.2462 Pasife
Pasite 2 1.5E+13 23 307 320 726.932963 144.112° 0.3289 Carme
Cilene 2 1.5E+13 23 396 270 731.098603 115.507° 0.4116 Pasife
Euquelade 4 9.0E+13 23 483 695 735.199980 118.384° 0.2829 Carme
S/2003 J 4 2 1.5E+13 23 570 790 739.293961 98.660° 0.3003 Pasife
Hegemone 3 4.5E+13 23 702 510 745.500007 150.314° 0.4077
Arque 3 4.5E+13 23 717 050 746.185469 146.289° 0.1492 Carme
Carme 46 1.3E+17 23 734 465 747.008062 120.659° 0.3122
Isonoe 4 7.5E+13 23 832 630 751.646937 118.554° 0.1665
S/2003 J 9 1 1.5E+12 23 857 810 752.838751 135.452° 0.2762
S/2003 J 5 4 9.0E+13 23 973 925 758.341296 117.922° 0.3071
Pasife ou Pasifeia 60 3.0E+17 24 094 770 764.082032 143.037° 0.2953 Pasife
Sinope 38 7.5E+16 24 214 390 769.779665 146.657° 0.2468
Esponde 2 1.5E+13 24 252 625 771.603566 112.409° 0.4432
Autonoe 4 9.0E+13 24 264 445 772.167762 129.073° 0.3690
Caliroe 9 8.7E+14 24 356 030 776.543335 131.895° 0.2644
Megaclite 5 2.1E+14 24 687 240 792.436947 143.760° 0.3078
S/2003 J 2 2 1.5E+13 30 290 845 1077.018006 151.523° 0.1882  ?

marte

Marte

Planeta Sol IV
Características orbitais
Semi-eixo maior 1,523 662 31
Perélio 1,381 333 46 UA
Afélio 1,665 991 16 UA
Circunferência orbital 9,553 UA
Excentricidade 0,093 412 33
Período orbital 686,9601 d (1,8808 a)
Período sinódico 779,96 d (2,135 a)
Velocidade orbital média 24,077 km/s
Inclinação 1,850 61°
Número de Satélites 2 (Fobos e Deimos)
Características físicas
Diâmetro equatorial 6804,9 km
Área da superfície 1,448×108 km²
Volume 1,638×1011 km³
Massa 6,4185×1023 kg
Densidade média 3,934 g/cm³
Gravidade equatorial 0,376 g
Dia sideral 24 h 37 min 23 s
Velocidade de escape 5,027 km/s
Albedo 0,15
Intervalo de Temperatura – 140ºC a 20ºC
média: -63ºC
Composição da Atmosfera
Pressão atmosférica 0.7-0.9 kPa
Dióxido de carbono
Azoto / Nitrogênio
Árgon
Oxigénio
Monóxido de carbono
Vapor de água
Óxido nítrico
Neônio
Criptônio
Xenônio
Ozônio
95,32%
2,7%
1,6%
0,13%
0,07%
0,03%
0,01%
0,00025%
0,00003%
0,000008%
0,000003%

Marte é o quarto planeta a contar do Sol e é o último dos quatro planetas telúricos no sistema solar, situando-se entre a Terra e a cintura de asteróides a 1,5 UA do Sol (ou seja, a uma vez e meia a distância da Terra ao Sol). De noite, aparece como uma estrela vermelha, razão por que os antigos romanos lhe deram o nome de Marte, o deus da guerra. Os chineses, coreanos e japoneses chamam-lhe “Estrela de Fogo”, baseando-se nos cinco elementos da filosofia tradicional oriental. Executa uma volta em torno do Sol em 687 dias terrestres (quase dois anos).

Marte é um planeta com algumas afinidades com a Terra: tem um dia com uma duração muito próxima do dia terrestre e o mesmo número de estações.

Marte tem calotas polares que contêm água e dióxido de carbono gelados, a maior montanha do sistema solar – o Olympus Mons, um desfiladeiro imenso, planícies, antigos leitos de rios secos, tendo sido recentemente descoberto um lago gelado. Os primeiros observadores modernos interpretaram aspectos da morfologia superficial de Marte de forma ilusória, que contribuíram para conferir ao planeta um estatuto quase mítico : primeiro foram os canais; depois as pirâmides, o rosto humano esculpido, e a região de Hellas no sul de Marte que parecia que, sazonalmente, se enchia de vegetação, o que levou a imaginar a existência de marcianos com uma civilização desenvolvida. Hoje sabemos que poderá ter existido água abundante em Marte e que formas de vida primitiva podem, de facto, ter surgido.

Índice

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Mitologia

Marte é um planeta conhecido desde a antiguidade e na mitologia helénica representa Ares, o deus da fúria e da guerra, devido à sua coloração avermelhada. O povo romano que herdou muito da sua cultura da Grécia chamou-lhe de Marte, nome por que hoje conhecemos quer o deus quer o planeta.

Outras civilizações observavam também Marte no céu nocturno: os egípcios conheciam-no como “Her Deschel” ou “O Vermelho”. Já para os babilónios, Marte era “Nergal” ou “A Estrela da Morte”.

História de observação e exploração

sítio da Viking Lander 1 em Chryse Planitia.

Marte é conhecido desde a antiguidade, e destaca-se no céu pelo seu aspecto avermelhado; devido a isso é conhecido como o “O Planeta Vermelho”. Os babilónios já faziam observações cuidadosas do que eles chamavam de Nergal (A Estrela da Morte), mas tudo o que viam tinham propósitos exclusivamente religiosos. Os gregos são os primeiros a fazer observações mais racionais e identificaram Marte como sendo uma das cinco estrelas errantes (planetas) do céu. O astrónomo grego Hiparco (160 – 125 a.C.) verificou que Marte nem sempre se movia de oeste para leste. Ocasionalmente, o planeta invertia o seu caminho no céu para a direcção contrária; para depois voltar a deslocar-se normalmente; esta característica tornava a procura do planeta muito difícil e era contrária à teoria vigente de que a Terra era o centro do universo.

As observações do movimento aparente de Marte feitas por Tycho Brahe (1546 – 1601) permitiram a seu discípulo Johannes Kepler descobrir as leis dos movimentos dos planetas, que deram suporte à teoria heliocêntrica de Copérnico.

Em 1655, Christiaan Huygens faz experimentações com novos óculos e nesse mesmo ano constrói um bom telescópio com uma ampliação de 50x. Em 1659, quando Marte se encontrava em oposição, Huygens decide ver Marte com o seu telescópio e distingue manchas no disco do planeta e no seu esboço faz uma marca em forma de V, o que é hoje identificado como Syrtis Major. Huygens notou que a marca se movia, e assim calculou a rotação do planeta, anotando no seu diário: «A rotação de Marte, como a da Terra, parece ter um período de 24 horas.»

O ano de 1877 foi um ano-chave para os estudos do planeta, já que Marte se encontrava numa oposição muito mais próxima da Terra. E assim, o astrónomo norte-americano Asaph Hall descobre os satélites naturais de Marte: Fobos e Deimos; e o italiano Giovanni Schiaparelli dedicou-se a cartografar cuidadosamente o planeta; com efeito, ainda hoje se usa a nomenclatura criada por ele para os nomes das regiões marcianas: Syrtis Major, Noachis, Solis Lacus, entre outros nomes. Já a nomenclatura das observações de Marte na Madeira em Agosto e Setembro de 1877 por Nathaniel Green não prevaleceram. Essa nomenclatura tinha nomes mais antigos e honrava personalidades da astronomia.

Schiaparelli também acreditou que observava umas linhas finas em Marte, a que baptizou de canali (canais). Em inglês a palavra foi traduzida como canals em vez de channels, o que implicava algo de artificial, o que despertou a mente do aristocrata norte-americano Percival Lowell que se dedicou a especular sobre vida inteligente em Marte. Lowell estava tão entusiasmado que montou o seu próprio observatório. As suas observações convenceram-no que Marte era um planeta que estava a secar, e que existia uma antiga civilização marciana que construiu esses canais para drenar as calotas polares e enviar água para as cidades sedentas.

Essa ideia de uma civilização marciana passou para a imaginação popular. H.G. Wells escreve A Guerra dos Mundos em 1898 em que a Terra seria invadida por marcianos que usavam armas poderosas. Em 1938, Orson Welles fez uma adaptação do conto para a rádio o que causou o pânico generalizado e que levou a que algumas pessoas fugissem e outras afirmarem que sentiam o cheiro do gás venenoso lançado pelos marcianos ou que viam luzes ao longe, da luta dos marcianos para se apoderarem da Terra.

Mais tarde, provou-se que a grande maioria dos canais eram apenas uma ilusão de óptica. Na década de 1950, já quase ninguém acreditava em vida inteligente em Marte, mas muitos estavam convencidos da existência de musgos e líquenes primitivos.

Em plena Guerra Fria, em que as potências da época se envolveram numa corrida espacial, os soviéticos são os primeiros a tentar enviar sondas a Marte para descobrir o que se passava no planeta, mas nenhuma delas teve sucesso. Os Americanos foram logo de seguida e o sucesso chegou com a segunda tentativa através da sonda Mariner 4 que, em 1965, orbita Marte e consegue tirar a primeira fotografia próxima do planeta, mas de muito fraca qualidade. Os soviéticos só conseguiram fazer pousar uma sonda em Marte em 1974.

A 20 de Julho de 1976, a sonda norte-americana Viking I pousa em Chryse Planitia, uma planície circular na região equatorial norte de Marte, perto de Tharsis, e tira a primeira fotografia da superfície. A sonda gémea, a Viking II pousa a 3 de Setembro do mesmo ano em Utopia Planitia. Estas duas sondas operaram durante anos, até que as suas baterias falhassem. Com esta missão, as ideias de uma civilização marciana e de vida primitiva ao nível de musgos foram postas de lado, mas dúvidas quanto a existência de bactérias continuaram a persistir.

A sonda Mars Pathfinder chega a Marte a 4 de Julho de 1997 e pousa em Chryse Planitia, na região de Ares Vallis, libertando um pequeno veículo robô que explorou e investigou diferentes rochas, verificando a origem vulcânica de uma ou a erosão causada pelo vento ou pela água de outras. Entretanto, a sonda de pouso enviou mais de 16 500 imagens e fez 8,5 milhões de medições à pressão atmosférica, temperatura e velocidade do vento. A 11 de Setembro do mesmo ano, chega a sonda Mars Global Surveyor, e a sua missão consistiu em fotografar o planeta com uma resolução muito maior que as missões anteriores conseguiriam fazer.

Marte visto pelo robô Spirit.

Marte visto pelo robô Spirit.

A Agência Espacial Europeia (ESA) entra na corrida enviando a sonda orbital Mars Express ao planeta vermelho. Esta chega a Marte no final de 2003, e lança um robô para explorar a superfície, mas o dispositivo não deu sinais de funcionamento após a chegada ao planeta vermelho. Já a sonda orbital tem sido marcada pelo sucesso, especialmente no que toca às descobertas envolvendo a água. De destacar a descoberta, em meados de 2005, do primeiro lago gelado encontrado no planeta.

Outras missões mais recentes bem sucedidas são as dos robôs de exploração “Spirit” (Espírito) e seu irmão gémeo “Opportunity” (Oportunidade) que exploram Marte desde Janeiro de 2004.

O robô Spirit pousou na grande e intrigante cratera Gusev. O robô Opportunity pousou em Meridiani Planum, no pólo norte. Apesar de Meridiani Planum ser uma planície, sem campos de rochas, o robô Opportunity rolou para a pequena cratera Eagle com apenas 20 metros de diâmetro. A parede da cratera tinha uma formação rochosa intrigante com rochas colocadas em camadas, que podem ter várias origens desde depósitos de cinza vulcânica a sedimentos causados pelo vento ou água. Depois de pesquisas feitas pelo robô a sedimentos, a NASA chega à conclusão que a Opportunity pousou numa antiga costa de um antigo mar salgado em Marte.

Todas estas missões foram feitas por máquinas e não pelo homem. Várias pessoas já partiram em defesa das missões tripuladas a Marte como o próximo passo lógico. Por causa da distância entre Marte e a Terra, a missão traria mais riscos e seria mais cara que as viagens à Lua, apesar de muitos acreditarem serem bem mais proveitosas que o envio de robôs. Seriam necessários mantimentos e combustível para uma viagem de ida e volta de 2 a 3 anos. Uma proposta chamada «Mars Direct» é tida como o plano mais prático e menos dispendioso para uma missão a Marte com seres humanos.

A concepção de um artista da terraformação de Marte.

A concepção de um artista da terraformação de Marte.

A Agência Espacial Europeia tem como objectivo o envio de uma missão humana a Marte no ano 2030, como parte do seu Programa Aurora. Já os norte-americanos pretendem voltar à Lua em 2015, abrindo caminho para missões a Marte no futuro.

Nos últimos séculos, alguns cientistas acreditavam e acreditam que Marte é um forte candidato para a terraformação e colonização humana. A criação de uma colónia em Marte faria reduzir os custos da viagem e dificuldades técnicas da exploração humanas no planeta. Para terraformar Marte ter-se-ia que construir a atmosfera e aquecê-la. Uma atmosfera mais grossa de dióxido de carbono e outros gases de efeito-estufa iria aprisionar a radiação solar e ambos os processos construir-se-iam um ao outro. As fábricas que na Terra produzem gases nocivos ao planeta, em Marte teriam um efeito de terraformação, caso fossem construídas grandes fábricas. Além disso seriam necessárias plantas e outros organismos geneticamente alterados de forma a diversificar os gases da atmosfera.

Geologia planetária

Dunas em Marte numa cratera.

Dunas em Marte numa cratera.

Montes Twin Peaks em Ares Vallis, pela Pathfinder.

Montes Twin Peaks em Ares Vallis, pela Pathfinder.

A ciência que estuda Marte é a areologia (de Ares, o deus grego da guerra). Em comparação com o globo terrestre: Marte tem 53% do diâmetro, 28% da superfície e 11% da massa; é assim um mundo bem menor que a Terra. Como os oceanos cobrem cerca de 71% da superfície terrestre e Marte carece de mares, as terras de ambos os mundos têm aproximadamente a mesma superfície.

A composição da superfície é fundamentalmente de basalto vulcânico com um alto conteúdo em óxidos de ferro que proporcionam o vermelho característico da superfície. Pela sua natureza, assemelha-se com a limonite, óxido de ferro muito hidratado. Assim como na crosta da Terra e da Lua predominam os silicatos e os aluminatos, no solo de Marte são preponderantes os ferrosilicatos. Os seus três principais constituintes são, por ordem de abundância, o oxigénio, o silício e o ferro.

Observações feitas ao campo magnético de Marte pela sonda Mars Global Surveyor revelaram que partes da crosta do planeta tem sido magnetizadas em bandas alternativas, tipicamente medindo 160 km por 1000 km, num padrão semelhante ao encontrado no fundo dos oceanos da Terra. Uma teoria publicada em 1999 refere que estas bandas podem ser a evidência de uma operação passada de placas tectónicas em Marte, contudo isto ainda não foi comprovado. A ser verdade, os processos envolvidos podem ter ajudado a manter uma atmosfera semelhante à da Terra através do transporte de rochas ricas em carbono para a superfície, enquanto que a presença de um campo magnético protegeria o planeta de radiação cósmica. Outras explicações foram também propostas.

Marte é formado por rocha sólida, embora o núcleo seja constituído por rocha e ferro fundido. Assim deverá ter um grande núcleo de ferro. Marte tem um campo magnético menor que o da lua Ganímedes de Júpiter e é, apenas, 2% do campo magnético da Terra.

 Topografia geral

Mapa topográfico de Marte. Pode-se ver Olympus Mons, um ponto algo branco a oeste e isolado, seguindo para sudeste os três Tharsis Montes, Valles Marineris a este de Tharsis, e a cratera Hellas no hemisfério sul.

Mapa topográfico de Marte. Pode-se ver Olympus Mons, um ponto algo branco a oeste e isolado, seguindo para sudeste os três Tharsis Montes, Valles Marineris a este de Tharsis, e a cratera Hellas no hemisfério sul.

A topografia marciana é notável: as planícies do norte, que foram alisadas por torrentes de lava, contrastam com o terreno montanhoso do sul, sulcado por antigas crateras. A superfície marciana vista da Terra é consequentemente dividida em dois tipos de terreno, com albedo diferente.

O Sul de Marte é velho, alto, e escarpado com crateras semelhantes à da Lua, contrasta bastante com o Norte que é jovem, baixo e plano. Vastitas Borealis é a mais vasta planície do Norte e circunda o planalto gelado chamado Planum Boreum e as dunas extensas de Olympia Undae no pólo norte. As planícies dão lugar aos planaltos e às terras extensas da zona do equador e do hemisfério sul. Dos poucos planaltos do norte, destaca-se Syrtis Major que é das marcas mais visíveis a partir da Terra. Lunae Planum a norte do desfiladeiro Valles Marineris e Daedalia Planum a sul dos Montes de Tharsis são os mais extensos planaltos de Marte. São características menores da morfologia da superfície, a presença de pequenas colinas semelhantes a dunas e de uma espécie de canais cavados que têm todo o aspecto de leitos de rios já secos.

Em 1858, Angelo Secchi, um dos primeiros observadores, acreditou que existiam continentes e mares. As “Terrae” (singular: “Terra”) são terrenos variados e extensos e muitas eram chamadas de continentes nos primeiros mapas, e outras até de mares, a maior das quais é Terra Cimmeria no hemisfério Sul. No total, Marte possuiu onze terrae (organizados por longitude): Margaritifer, Xanthe, Tempe, Aonia, Sirenum, Cimmeria, Promethei, Tyrrhena, Sabaea, Noachis e Arabia.

Através das fotografias tiradas de órbita vêem-se muitas crateras, mas não estão uniformemente repartidas pelo planeta; existindo poucas áreas onde há um grande número de crateras colossais (maiores que 300 km em diâmetro), nomeadamente no sul; outras áreas na mesma região possuem algumas pequenas crateras e toda a região norte tem muito poucas crateras. Assim se pôde fazer um mapa da idade das superfície de Marte, dividido em três períodos: Noachiano, Hesperiano e Amazoniano. Estes nomes são retirados de regiões marcianas identificadas como sendo originadas de uma dessas épocas.

Mapa de Marte, construido pela NASA a partir de fotografias do Hubble.

Mapa de Marte, construido pela NASA a partir de fotografias do Hubble.

Durante o Período Noachiano, a superfície de Marte estava coberta com crateras de várias dimensões (grandes e pequenas). No período seguinte, a superfície foi coberta por crateras de menor dimensão. Durante o Período Amazoniano parte da superfície (essencialmente o Norte) foi coberta por lava, quer através de vulcões visíveis, quer através de fendas. No entanto, desconhece-se como era a superfície do Norte no final do Período Hesperiano. Os meteoritos que causaram as crateras Hellas, Isidis e Argyre eram tão grandes que era pouco provável que existissem muitas mais destas crateras durante o Período Noachiano.

A diferença entre o ponto mais alto e o ponto mais baixo de Marte é de 31 km (do topo de Olympus Mons a uma altitude de 27 km ao fundo da cratera de Hellas que se encontra a 4 km de profundidade. Em comparação, a diferença entre os pontos mais alto e mais baixo da Terra (o monte Evereste e o Fosso das Marianas) é de apenas 19,7 km.

 Os vulcões gigantescos

O gigantesco Olympus Mons, o maior vulcão do sistema solar.

O gigantesco Olympus Mons, o maior vulcão do sistema solar.

Os vulcões em Marte são divididos em três tipos: “Montes”, “Tholis” e “Paterae”. Os “Montes” (singular “mons”) são muito grandes, provavelmente basálticos e de leves inclinações. Os “Tholis” (singular “Tholus”) ou abóbadas são menores e mais íngremes que os montes, com um aspecto abobadado. Os vulcões “Paterae” (singular “patera”) são muito variados; com inclinações muito rasas e caldeiras complexas; muitos têm ainda canais radiais nos flancos.

Olympus Mons (Monte Olímpo) é um vulcão extinto com 25 km de altura, 600 quilómetros de diâmetro na base e uma caldeira de 60 quilómetros de largura. Tem um delive suave. Assim, é a maior montanha do sistema solar e é mais de três vezes maior que o monte Evereste (8848 m – China;Nepal), tem mais de 13 vezes a altura da Serra da Estrela (2000 m – Portugal) e 9 vezes a altura do Pico da Neblina (3000 m – Brasil). O vulcão extinguiu-se há um milhão de anos atrás e encontra-se numa vasta região alta chamada Tharsis que com Elysium Planitia contém vários vulcões gigantescos, que são cerca de 100 vezes maiores que aqueles encontrados na Terra.

Um dos maiores vulcões, Arsia Mons tem os lados ligeiramente inclinados, construídos sucessivamente por fluidos de lava de uma única abertura. Arsia Mons é o vulcão mais a sul em Tharsis e tem cerca de 9 km de altura e a sua caldeira tem 110 km, a maior cadeira entre os vulcões marcianos. A norte deste vulcão, situa-se o vulcão Pavoris Mons (7 km de altura), e a norte desse encontra-se Ascraeus Mons que tem mais de 11 km de altura. Ascraeus, Pavonis e Arsia formam um grupo de vulcões conhecidos como Tharsis Montes que se encontram a sudeste de Olympus Mons.

Conforme os resultados da Mars Express, o vulcão Hecates Tholus terá tido uma grande erupção há cerca de 350 milhões de anos atrás. Este vulcão localiza-se em Elysium Planitia e tem um diâmetro de 183 km; a erupção criou uma caldeira e duas depressões aparentemente cheias de depósitos glaciais, incluindo gelo. Hecates Tholus é o vulcão mais a norte de Elysium; os outros são Elysium Mons e Albor Tholus. O pico da actividade vulcânica em Marte terá sido há cerca de 1500 milhões de anos atrás.

As imagens da Mars Express mostraram também o que parecem ser cones vulcânicos na região do pólo Norte sem nenhuma cratera à volta, o que sugere que tiveram erupção muito recente, o que levou alguns cientistas a acreditar que o planeta poderá ainda ser geologicamente activo. Poderão existir entre 50 a 100 destes cones com 300 a 600 metros de altura cobrindo uma região do pólo Norte com um milhão de quilómetros quadrados; parte da região de Tharsis também tem características semelhantes. Estes aspectos na superfície podem ter sido o resultado de antigas elevações que tenham sofrido erosão pelo vento, mas julga-se que isto é pouco provável devido à inexistência de crateras e aspectos originados pelo vento naquela região.

Alba Patera é uma vulcão único em Marte e no sistema solar, localiza-se a norte de Tharsis, numa região de falhas que surge em Tharsis e se estende para norte. Alba Patera é muito grande com mais de 1600 km de diâmetro, tem uma caldeira central, mas tem uma altura de apenas 3 km, no seu ponto mais alto. Possui canais nos flancos, e a maioria deles têm 100 km de comprimento, alguns chegam a ter 300 km, sugerindo que a lava fluiu por longos períodos de tempo.

No entanto, os vulcões marcianos são pouco numerosos, mas são testemunhas do passado violento e vulcânico daquela zona, mas são largamente maiores que a maior montanha de origem vulcânica na Terra: o Kilimanjaro (5895 m) em África. As áreas vulcânicas ocupam cerca de 10 porcento da superfície do planeta. Algumas crateras mostram sinais de erupção recente e têm lava petrificada nos cantos.

Os abismos

Valles Marineris

Valles Marineris

Os vulcões encontram-se a leste e oeste do maior sistema de desfiladeiros do sistema solar, Valles Marineris (que significa “Os vales da Mariner”, conhecida como Agathadaemon nos antigos mapas de canais), com 4000 km de comprimento e 7 km de profundidade. A extensão de Valles Marineris equivale à extensão da Europa e estende-se por um quinto da superfície do planeta Marte, desde a região de Noctis Labyrinthus a oeste até ao terreno caótico a este. O Grand Canyon nos EUA não passaria de um pequeno arranhão quando comparado com este abismo. Valles Marineris formou-se pelo colapso do terreno causado pelo inchamento da área vulcânica de Tharsis, no outro lado do planeta.

Ma’adim Vallis (Ma’adim significa Marte em Hebreu) é um grande desfiladeiro com cerca de 700 km e, também, claramente maior que o Grand Canyon. Tem 20 km de largura e 2 km de profundidade em alguns locais. Pensa-se que Ma’adim Vallis terá sido inundado por água líquida no passado.

Crateras

O robô Opportunitty fotografa pequenssimas crateras (cerca de 30,5 cm de diâmetro e 1 cm de profundidade) em Meridiani Planum.

O robô Opportunitty fotografa pequeníssimas crateras (cerca de 30,5 cm de diâmetro e 1 cm de profundidade) em Meridiani Planum.

No hemisfério Sul existe um velho planalto de lava basáltica semelhantes aos «mares» da Lua, e coberta por crateras do tipo lunar. No entanto, a paisagem marciana difere da nossa lua, devido à existência de uma atmosfera. Em particular, o vento carregado de poeira foi produzindo um efeito de erosão ao longo do tempo, e que arrasou muitas crateras, apesar de ainda conter um número considerável. Assim, por conseguinte, existem muito menos crateras que na Lua, apesar de se situar mais perto da cintura de asteróides. A maior parte das crateras que resistiram estão mais ou menos devastadas pela erosão. Muitas das crateras mais recentes têm uma morfologia que sugere que a superfície estava húmida quando ocorreu o impacto.

Grande parte destas crateras localizam-se no hemisfério sul. A maior é Hellas Planitia nesse hemisfério, tem 6km de profundidade e 2000 km de diâmetro e está coberta por areia alaranjada e é tratada como uma planície tal como outras enormes crateras antigas e planas.

Algumas crateras menores têm nomes de cidades e vilas da Terra, como por exemplo: a crateras Aveiro e Lisboa com nomes de cidades portuguesas, a cratera Mafra, Caxias e Viana com nomes de cidades brasileiras, e as crateras Longa e Santaca em honra de localidades em Angola e Moçambique, respectivamente. Em Marte, as crateras de maior dimensão são dedicadas a personalidades, assim a cratera Schiaparelli é a maior cratera (se desconceituarmos as crateras grandes e antigas) com 471 km de diâmetro. No hemisfério sul, a cratera Magalhães é uma cratera de dimensão considerável com 105 km de diâmetro e dedicada ao navegador português Fernão de Magalhães.

Atlas de Marte

A atmosfera e o clima

Fotografia do pôr-do-Sol em Marte pelo Rover Spirit na cratera Gusev.

Fotografia do pôr-do-Sol em Marte pelo Rover Spirit na cratera Gusev.

A atmosfera marciana é uma atmosfera rarefeita de dióxido de carbono, mas no passado teria sido abundante. Apesar disto, Marte apresenta muitas particularidades curiosas, como neve carbônica, calotas polares de gelo seco, tempestades de poeira e redemoinhos.

Ao contrário do céu azul da Terra, Marte tem um céu amarelo-acastanhado, excepto durante o nascer e o pôr-do-sol que toma uma cor rosa e vermelha. Se a atmosfera fosse limpa de poeira, o céu de Marte seria tão azul como o da Terra. Em alturas que há menos poeira, a cor do céu é então mais próxima ao azul da Terra.

Auroras acontecem em Marte, mas não acontecem nos pólos como na Terra, isto é devido à inexistência em Marte de um campo magnético global. Assim, estas acontecem onde existem anomalias magnéticas na crosta marciana, que são restos dos dias nos quais Marte tinha um campo magnético. Assim, estas auroras são diferentes das observadas no resto do sistema solar.

 Composição

A pressão atmosférica na superfície é de cerca 750 pascais, cerca de 0,75 porcento da média da Terra. Contudo, a pressão atmosférica varia ao longo do ano devido à dissipação durante o Verão do dióxido de carbono congelado nos pólos, tornando a atmosfera mais densa. Além disso, a atmosfera tem 11 km de altura, maior que os 6 km da Terra. A atmosfera marciana é composta por 95 por cento dióxido de carbono, 3 porcento azoto/ nitrogênio, 1,6 por cento Árgon, e possui vestígios de oxigénio e vapor de água.

Em 2003, descobriu-se metano na atmosfera, com uma concentração de cerca 11±4 ppb por volume. A presença do metano em Marte é muito intrigante, já que é um gás instável e indica que há (ou existiu nos últimos cem anos) uma fonte do gás no planeta. A actividade vulcânica, impacto de cometas e a existência de vida na forma de microrganismos estão entre as possibilidades ainda não comprovadas. O metano aparece em certos pontos da atmosfera, o que sugere que é rapidamente quebrado, logo poderá estar a ser constantemente libertado para a atmosfera, antes que se distribua uniformemente pela atmosfera. Foram feitos planos recentemente para procurar gases “companheiros” que podem sugerir as fontes mais prováveis; a produção biológica de metano na Terra tende a ser acompanhada por etano, enquanto que a produção vulcânica tende a ser acompanhada por dióxido de enxofre.

 O dia e as estações do ano

Marte tem estações do ano, mas estas duram o dobro das estações na Terra; o ano marciano é também o dobro do terrestre (cerca de 1 ano e 11 meses terrestres). Mas a duração do dia em Marte é pouco diferente do da Terra e é de 24 horas, 39 minutos e 35 segundos.

A fina atmosfera não consegue segurar o calor e é a causa das baixas temperaturas em Marte, sendo 20 graus positivos a temperatura mais alta que atinge. Contudo, não existem dados suficientes que permitam conhecer a evolução ao longo do ano marciano nas diferentes latitudes e, muito menos, as particularidades regionais. Além de se encontrar mais afastado do Sol que a Terra e da sua atmosfera ser ténue, há a notar a baixa condutividade térmica do solo marciano e uma diferença mais pronunciada que a Terra no que toca à variação das temperaturas diurna e nocturna.

A temperatura à superfície depende da latitude e apresenta variações entre as diferentes estações do ano. A temperatura média à superfície é de cerca de -55 °C. A variação da temperatura durante o dia é muito elevada já que se trata de uma atmosfera bastante ténue.

No Verão em Marte, a temperatura média atinge os -36 graus antes do nascer do dia. Pela tarde, atinge os -31 graus, por vezes a média pode chegar aos -4,5 graus e são raras as temperaturas superiores a zero graus, mas que podem alcançar os 20 °C ou mais no equador. No entanto, a temperatura mínima pode descer até aos 80 graus negativos. No Inverno, as temperaturas descem até aos -130 graus nos pólos e chega mesmo a nevar. Mas trata-se de neve carbónica, já que o carbono é o principal constituinte da atmosfera. A temperatura mais baixa registada em Marte foi de -187 graus e a mais alta, em pleno verão e quando o planeta se encontrava mais próximo do Sol, foi de 27 °C.

As calotas polares

Marte com as suas calotes polares que se assemelham às da Terra, mas são constitudas por gelo seco, com pouco gelo de água.

Marte com as suas calotes polares que se assemelham às da Terra, mas são constituídas por gelo seco, com pouco gelo de água.

Os pólos estão cobertos por calotas polares formadas por gelo seco (dióxido de carbono congelado) e gelo de água. Estas calotas tornam-se menores na Primavera e chegam a desaparecer durante o Verão, devido ao aumento da temperatura. As calotas polares mostram uma estrutura estratificada com capas alternantes de gelo e diferentes quantidades de poeira escura. Não se tem a certeza sobre o que causa a estratificação, mas pode ser devido a mudanças climática relacionadas com variações a longo prazo da inclinação do equador marciano em relação ao plano da órbita. As diferentes estações do ano nas calotas produzem mudanças alterações na pressão atmosférica global que se calcula em cerca de 25%.

O vapor de água move-se de um pólo para o outro com a mudança climática entre o Verão e o Inverno, ajudando não só na criação de calotas semelhantes à da Terra, mas também nuvens de cirrus, compostas por gelo (de água) e que foram fotografados pelo rover Opportunity em 2004[1].

Quando chega o inverno e com a chegada de temperaturas inferiores a -120 °C, o depósito de gelo é coberto por um manto de neve carbónica que se produz com a congelação da atmosfera de dióxido de carbono.

No Verão austral, o dióxido de carbono congelado evapora por completo, deixando uma capa residual de gelo de água. Em cem anos de observação, a calota polar austral já desapareceu duas vezes por completo, enquanto a do Norte nunca desapareceu por completo. Mesmo que o clima do hemisfério Sul seja mais rigoroso, a Primavera e o Verão do hemisfério Sul ocorrem quando o planeta está no perélio, assim as temperaturas máximas acontecem no hemisfério sul, o que leva a que a calota sofra bastante. O Inverno no sul é também mais frio, devido ao planeta encontrar-se no afélio.

A Mars Global Surveyor determinou em 1998 que a massa total de gelo da calota polar norte equivale a metade do gelo que existe na Groenlândia. O gelo do pólo Norte assenta-se sobre uma grande depressão de terreno, estando coberto por gelo seco. A calota gelada parece elevar-se abruptamente desde o terreno adjacente, emparedado e acabando por ser uma grande meseta de gelo. Nos cantos da calota, O gelo apresenta bandas claras e escuras que podem indicar processos de sedimentação.

 Tempestades de areia

Apesar da atmosfera ténue, formam-se manchas de nuvens e nevoeiro e ventos intensos varrem poeiras, tornando o céu rosado. Essa poeira residual na atmosfera tornava grandes partes escuras, que se pensava serem vegetação e intrigou os astrónomos durante mais de um século. Ocasionalmente e de forma repentina, todo o planeta é submergido por uma tempestade maciça de poeira que pode persistir durante semanas ou até meses. Estas tempestades são mais frequentes durante o perélio da órbita do planeta e no hemisfério sul, quando ali é final da Primavera, estas tempestades são causadas por ventos na ordem dos 150 km/h. As tempestades têm origem na diferença de energia que o planeta recebe do Sol no afélio e no perélio. Quando Marte se encontra perto do perélio da sua órbita, a temperatura eleva-se no hemisfério Sul no final da Primavera e porque se encontra mais perto do Sol, o solo perde humidade.

Redemoinho de poeira fotografado pelo rover Spirit. Ver Animação

Redemoinho de poeira fotografado pelo rover Spirit. Ver Animação

Em certas regiões, especialmente entre Noachis e Hellas, desencadeia-se uma tempestade local violenta que arranca do solo seco imponentes massas de poeira. Esta poeira, por ser muito fina, eleva-se a grandes altitudes e, em semanas, cobre o solo todo do hemisfério, ou até mesmo a totalidade do planeta.

A poeira em suspensão na atmosfera causa uma neblina amarela que escurece os aspectos mais marcantes do planeta. Ao tapar o sol, as temperaturas máximas diminuem, mas como é criada uma manta que impede a dissipação do calor, as temperaturas mínimas aumentam. Em consequência, a oscilação térmica diurna diminui de forma drástica. Assim acontece em 1971, as tempestades impossibilitaram durante um certo tempo as observações que deveriam efectuar as duas sondas norte-americanas Mariner e as duas sondas soviéticas Mars que tinham acabado de chegar a Marte.

Redemoinhos de poeira foram primeiramente fotografados pelas sondas Viking na década de 70 do século XX. Em 1997, a Pathfinder detectou um redemoinho. Estes redemoinhos podem ser até cinquenta vezes mais largo e até dez vezes mais altos que os terrestres. O veículo robô Spirit fotografou várias imagens a partir do chão de redemoinhos de poeira.

Hidrografia

Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.

Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.

Essa é uma suposta evidência que há água em Marte.

Essa é uma suposta evidência que há água em Marte.

O ciclo da água em Marte é diferente do da Terra devido à pressão atomosférica ser tão baixa: a água encontra-se no solo, em forma de gelo, à temperatura de -80 °C, mas quando a temperatura se eleva, o gelo converte-se em vapor sem passar ao estado líquido.

Marte à primeira vista parece um imenso deserto, e que sempre foi assim. No entanto, imagens de sondas que observaram o planeta detectaram vários leitos de rios secos. Mais recentemente descobriu-se um lago gelado à superfície e sugeriu-se a existência de gelo subterrâneo, em que em, pelo menos um local, a existência de um mar de gelo. Com a confirmação da existência de água congelada no subsolo do planeta, alguns supõem que esta água possa sustentar micróbios marcianos.

 Antigos canais e lagos

Existem dois tipos de canais (não confundir com os canais de Schiaparelli) em Marte os que são produzidos correntes e os que são originados por água que emerge debaixo da superfície. Estes canais antigos ainda são vísiveis nas imagens obitdas pelas sondas que exploraram o planeta.

Os canais produzidos por correntes são pequenos com menos de 20 km de comprimento, e encontram-se nas terras altas e nas beiras das crateras. Pensa-se que terão sido formadas quando água subterrânea ocasionalmente chegava à superfície.

Os canais de correntes estão associados com cheias catastróficas numa escala maior, bem maiores que as cheias já registradas na história geológica da Terra. Estas cheias podem ter sido originadas a partir de gelo derretido.

Antigos canais de rios desaguavam em Valles Marineris, indicando que este imenso desfiladeiro esteve outrora inundado, causando a sedimentação em camadas que se encontra no interior do desfiladeiro. Nesta região e em outras regiões como na cratera Schiaparelli (de 450 km de diâmetro), a presença de canais que desaguavam dentro das crateras leva a se supor que se formavam pequenos lagos de água dentro destas.

Fotografia tirada pelo rover Spirit a partir de um pequeno rochedo no meio da cratera Gusev que mostra a plancie interior da cratera e a respectiva parede ao fundo, no horizonte.

Fotografia tirada pelo rover Spirit a partir de um pequeno rochedo no meio da cratera Gusev que mostra a planície interior da cratera e a respectiva parede ao fundo, no horizonte.

Ma’adim Vallis é um outro grande desfiladeiro e pensa-se que terá sido esculpido por água líquida no passado com pequenos canais ao longo das paredes do desfiladeiro. Nestes canais, a água subterrânea se dissolvia parcialmente e levava a que a rocha caísse em depósitos e fosse levada por outros processos de erosão. Ma’adim localiza-se numa região baixa no sul e que se pensa que, no passado, contive-se um grande número de lagos a norte da cratera Gusev perto do equador.

O Ares Vallis, um dos maiores canais de escoamento de Marte, atravessa a região em direcção a Xanthe Terra, a noroeste; onde se localizam os grandes canais Tiu, Simud e Shalbatana, regiões das quais fotos a partir do espaço revelaram “ilhas” em forma de lemniscata e planícies aluviais que sugerem as grandes inundações que tiveram lugar em Marte. Estes aspectos têm origem na parte oeste de Margaritifer Sinus, numa região acidentada e desordenada conhecida como «Terreno Caótico». A inundação que aqui teve lugar ocorreu em escala titânica, muito maior que qualquer uma verificada na Terra.

A cratera Gusev que tem cerca de 170 km de diâmetro e foi formada há cerca de 3 a 4 mil milhões de anos atrás; parece ter sido um antigo lago, já que se encontra coberto por sedimentos até quase um quilómetro de profundidade. Certas formações do terreno na boca de Ma’adim Vallis, na entrada da cratera Gusev, assemelham-se aos deltas de rios terrestres. Estas formações na Terra levam centenas de milhares de anos a serem formadas, sugerindo que a água corria em Marte por longos períodos de tempo. Imagens tiradas da órbita indicam que terá existido um lago de dimensões bastante significativas perto da fonte de Ma’adim Vallis que seria a origem dessa água. Não se sabe se a água corria lenta e continuamente, com grandes enchentes esporádicas, ou se seria uma combinação destes padrões.

Os mares perdidos

Entre as descobertas pelo rover Opportunity está a presença de hematita em Marte na forma de pequenas esferas em Meridiani Planum. As esferas têm apenas alguns milimetros de diâmetro e acredita-se terem sido formadas como depósitos rochosos sob água há milhares de milhões de anos atrás. Outros minerais encontrados continuam formas de enxofre, ferro e bromo tais como jarosita. Esta e outras evidências levaram a que cientistas concluissem que “a água líquida foi outrora presente de forma intermitente na superfície marciana em Meridiani, e por vezes saturava a sub-superfície. Por que a água líquida é um pré-requisito chave para a vida, Meridiani pode ter sido habitável por algum período de tempo na História marciana”. No lado oposto do planeta, o mineral goethita forma-se somente em presença de água, ao contrário da hematite. Outras evidências de água, foram encontradas pelo rover Spirit nas “Colinas Columbia”.

Possvel escoamento de água do solo de Marte.

Possível escoamento de água do solo de Marte.

A NASA avançou com uma hipotética história da água em Marte; onde que demonstrou que a água poderá ter sido abundante em Marte até há cerca de 3 bilhões e 800 milhões de anos atrás antes de ter começado a desaparecer. Há 2 bilhões de anos já só restava um pequeno mar perto do pólo Norte até desaparecer, quase por completo, 1 bilhão de anos depois.

O planeta teria cursos abundantes de água, e uma atmosfera muito mais densa que proporcionava temperaturas mais elevadas, permitindo a existência de água líquida. Presume-se que Marte tenha perdido muita da sua atmosfera devido ao vento solar que penetra pela ionosfera e de forma muito profunda na atmosfera marciana até uma altitude de 270 km. Ao perder a maior parte dessa atmosfera para o espaço, a pressão diminuiu e as temperaturas baixaram, a água desapareceu da superfície. Alguma subsiste na atmosfera, como vapor de água, mas em pequenas porpoções (0,01%), assim como nas calotas polares, formando grandes massas de gelos perpétuos.

 O lago gelado

A 29 de Julho de 2005, é anunciada a existência de um lago de gelo em Marte. Fotografias ao lago foram tiradas pela Mars Express da Agência Espacial Europeia, uma sonda que tem explorado o planeta.

O disco de gelo está localizado em Vastitas Borealis, uma planície vasta que cobre as latitudes mais a norte de Marte. O gelo que é bem visível está deitado sobre uma cratera que tem 35 km de diâmetro, com uma profundidade máxima de cerca de 2 km.

Os cientistas que estudaram as imagens dizem ter a certeza que não é gelo seco (dióxido de carbono gelado), isto porque o gelo seco já tinha desaparecido da capa polar do Norte na altura em que a imagem foi tirada. O que pode ser mais um ponto a defender que terá existido vida em Marte, ou que ainda possa existir e que também é um forte incentivo a que sejam enviadas missões tripuladas por seres humanos.

O mar oculto

Os europeus também descobriram que um imenso mar gelado pode estar abaixo da superfície de Marte na região sul de Elysium, perto do equador, compreendendo uma área chapeada e coberta por sedimentos de 800 por 900 km. Estes sedimentos cobrem o gelo, preservando-o no sítio. A água que terá formado este mar em Elysium, parece ter tido origem de baixo da superfície do planeta, emergindo numa série de fracturas conhecidas como Cerberus Fossae.

Vida em Marte

Imagens microscópicas revelaram estruturas semelhantes a bactérias no meteorito ALH84001.

Imagens microscópicas revelaram estruturas semelhantes a bactérias no meteorito ALH84001.

Marte tem um lugar especial na imaginação popular devido à crença de que o planeta é ou foi habitado no passado. Esta ideia surgiu devido a observações realizadas no fim do século XIX por Percival Lowell. Percival Lowell observava canais e áreas que mudavam de tonalidade com as estações do ano e imaginou Marte habitado por uma civilização antiga que lutava para não morrer de sede. De facto, o que Lowell observou ou não existia ou eram leitos secos ou mudanças naturais na coloração do planeta devido a tempestades de areia.

Existem evidências que o planeta terá sido significativamente mais habitável no passado que nos dias de hoje, mas a existência de que tenha albergado vida permanece em debate. O meteorito ALH84001 que é um meteorito de origem marciana, crê-se que terá sido projectado quando Marte foi atingido por um meteorito, microorganismos marcianos ter-se-ão agarrado e vagueou durante 5 milhões de anos pelo cosmos até cair na Antártida, na Terra, onde foi descoberto. Em 1996, pesquisadores estudaram o meteorito ALH84001 e reportaram características que atribuíram a micro-fósseis deixados pela vida em Marte. O meteorito tido como a prova para alguns cientistas que Marte tinha actividade biológica no passado já que contem o que parecem ser fósseis de microrganismos. Em 2005, esta interpretação permanece controversa sem que um consenso tenha sido atingido.

As sondas Viking continham dispositivos capazes de detectar microrganismos no solo marciano, e tiveram alguns resultados positivos, mais tarde negados por vários cientistas, resultando numa controvérsia que permanece. Contudo, a actividade biológica no presente é uma das explicações que têm sido sugeridas para a presença de vestígios de metano na atmosfera marciana, mas outras explicações que não envolvem necessariamente seres vivos são consideradas mais prováveis. Mesmo que as sondas Viking não tenham encontrado provas conclusivas não significa que não exista vida em Marte. A vida pode estar escondida na superfície ou no subsolo.

O clima seco e frio de Marte torna o planeta inóspito à Vida. Mas talvez não totalmente. Uma história impressionante durante as missões Apollo à Lua forneceram evidências de que a vida pode mesmo resistir a condições ainda adversas. Os astronautas descobriram que bactérias da Terra que tinham viajado para a Lua na sonda Survior X dois anos e meio antes tinham resistido num ambiente mais hostil que o encontrado em Marte.

A descoberta de vida, ou simplesmente de fósseis de uma vida desaparecida no planeta seria um dos maiores acontecimentos de todos os tempos. A exploração de Marte pelo Homem deverá acontecer perto do ano 2020, levados por uma viagem de 3 a 9 meses. Caso a colonização espacial venha a acontecer, Marte é a escolha ideal pelas suas condições mais próximas à Terra que outros planetas e deverá ser um destino ideal para o aventureiro do futuro devido aos seus enormes vulcões, desfiladeiros imensos e mistérios por resolver.

Canais

Mapa de Marte por Giovanni Schiaparelli

Marte tem um lugar importante na imaginação humana devido à crença de que vida existiu em Marte. Este mito originou-se com as observações feitas por Giovanni Schiaparelli com a oposição de Marte em 1877. Enquanto mapeava a superfície de Marte, Schiaparelli encontrou umas características semelhantes a estreitos a que chamou de canali, que significa canais em Italiano. Pensou que os canais que observara eram naturais, tanto que usava a palavra fiume (rio em italiano) como sinónimo.

Em 1879, Schiaparelli, nota que os canais aparecem mais finos e regulares e verificou que Syrtis Major invadiu parte da vizinha Lybia. O que confirmaria a ideia da existência de mares, uma teoria que suportava.

Schiaparelli desenhou mapas cada vez mais elaborados em que os canais se tornaram cada vez mais proeminentes. Um dos canais, o Nilus entre Lunae Lacus e Ceraunius aparecia como um par de canais exactamente paralelos, o que chocou o italiano. E, logo verifica ainda mais canais geminados.

Outros observadores confirmaram a existência dos canais, enquanto outros astrónomos não conseguiam vê-los, tornando-se cépticos. E, outros ainda confirmaram a existência de inundações. No final do século XIX, já estavam recenseados 400 canais que percorriam todo o planeta.

Canais de Marte em desenho de Percival Lowell

Canais de Marte em desenho de Percival Lowell

Os canais aparentavam serem linhas artificiais na superfície, e devido às mudanças sazonais no brilho de algumas áreas pensava-se que eram causados pelo crescimento de vegetação. O astrónomo Camille Flammarion e o aristocrata Percival Lowell especulam sobre vida em Marte. Lowell imaginava uma civilização marciana que procurava distribuir a água dos locais onde ainda existia para as cidades marcianas. As suas ideias causaram grande sensação entre o público, originando muitas histórias com marcianos.

As ideias de canais são hoje tidas como, essencialmente, ilusões de óptica, ou em certos casos, antigos leitos de rios secos ou ainda como marcas provocadas pela ocorrência de um fenômeno meteorológico chamado dust devil. As mudanças de cor foram atribuídas as tempestades de areia, muito comuns em Marte.

A face e as pirâmides

A famosa fotografia com a Face de Marte.

A famosa fotografia com a Face de Marte.

A Face em Marte é uma grande característica da superfície do planeta Marte localizada na região de Cydonia, 10 graus a norte do equador marciano. Mede aproximadamente 3 km de comprimento e 1,5 km de largura. Foi fotografada a 25 de Julho de 1976 pela sonda Viking 1 que orbitava o planeta na altura.

A maioria das interpretações da fotografia sugeria que seria uma formação natural, uma das muitas “mesas” da região de Cydonia. Nesta visão, a aparência da face tem origem numa combinação do ângulo de luz (com o Sol baixo no horizonte marciano na altura em que a fotografia foi tirada), a baixa resolução da fotografia que suavizou as irregularidades da superfície e a tendência do cérebro humano em reconhecer padrões familiares, especialmente caras (pareidolia). Finalmente, um buraco nos dados enviados pela Viking 1 criaram um ponto negro no local exacto onde se localizaria uma narina na face humana, muitos outros destes pontos negros são visíveis na imagem.

Outra interpretação da foto é que representaria um monumento artificial criado por antigos marcianos ou outros extraterrestres visitantes do sistema solar num passado muito antigo. O livro “Message of Cydonia” (Mensagem de Cydonia) de Richard Hoagland vai mais longe e interpreta o local como sendo uma cidade arruinada com pirâmides construídas artificialmente. Uma destas pirâmides perto da face é trilateral, lisa e com uma cratera perto da base que a maioria dos cientistas crêem que são de origem natural e produzidas por milhões de anos de erosão causada pelas tempestades de areia. O local seria uma cidade e um forte em ruínas, e que a Face estava alinhada apontando para o local em que o Sol se levantava há meio milhão de anos atrás, época em que se acreditava que a Face tinha sido construída.

A interpretação cientifica ganhou fôlego com as imagens da Mars Global Surveyor em 1998 e a Mars Odyssey em 2002, que mostraram a região com uma luminosidade diferente e com uma melhor resolução e o aspecto de face quase que desaparece, o que levou a que os que suportam teorias da conspiração afirmassem que as imagens foram propositadamente alteradas.

Em 21 de Setembro de 2006 a Agência Espacial Europeia publicou novas fotografias da região de Cydonia tiradas pela Mars Express. As novas imagens têm uma resolução de menos de 14 m/pixel.

O mistério de Hellas

O terreno exótico de Hellas.

O terreno exótico de Hellas.

Em 1969, as fotos obtidas pela Mariner revelaram algo de diferente no sul de Marte, em Hellas, região marciana circular de aproximadamente 2,5 milhões de quilómetros quadrados. Ao contrário de todas as outras regiões anteriormente fotografadas, Hellas apresentava-se desprovida de crateras.

Noachis está crivada de crateras em número normal; a seguir a Noachis situa-se Hellespontus, no interior de Hellas e não apresenta qualquer cratera. Sabendo-se que toda a superfície marciana foi fortemente bombardeada por meteoritos, a ausência de crateras nesta área resultaria de uma força niveladora, força essa que poderia estar relacionada com uma invulgar concentração de calor e humidade, condições propícias à evolução da vida.

Outro dado curioso caracteriza a região de Hellas, as mudanças de cor conforme as estações, escurecendo na Primavera e tornando-se de novo mais clara no Outono. Isto levou a que se sugerisse que, durante a Primavera, na região havia um surto periódico de vegetação.

Uma imagem tirada no ano 2000 procurava desvendar o antigo mistério. A imagem mostrava evidências de água submersa (que emerge à superfície), tempestades de areia e congelação que indicam uma mudança sazonal. Desconhece-se que materiais terão produzido o brilho uniforme no terreno de Hellas.

Luas

Visto de Marte, Fobos ao atravessar o Sol apenas causa um eclipse parcial. Imagem tirada pelo rover Opportunity em Marte, a 10 de Março de 2004.

Visto de Marte, Fobos ao atravessar o Sol apenas causa um eclipse parcial. Imagem tirada pelo rover Opportunity em Marte, a 10 de Março de 2004.

Marte tem dois pequenos satélites naturais: Fobos e Deimos, ambos deformados, possivelmente asteróides carbonácios capturados pelo planeta. Foram descobertos por Asaph Hall em Agosto de 1877, com o impulso da sua esposa. Os nomes provêm de dois filhos do deus Ares (Marte na mitologia romana): Fobos (Φόβος, medo em grego) e Deimos (Δείμος, do grego pânico e terror).

Ambos os satélites estão ligados pela força gravítica apontando sempre a mesma face. Já que Fobos é mais veloz a orbitar Marte que o próprio planeta a girar, a força da gravidade irá diminuir o seu raio orbital, que já é o mais curto conhecido no sistema solar, o que poderá levar à fragmentação de Fobos.

Vistos de Marte, Fobos tem um diâmetro ângular de 12′, enquanto que Deimos tem um diâmetro ângular de 2′. O Sol, por contraste, tem cerca de 21′. Nas noites marcianas, Fobos não mostraria nenhuma eficácia na iluminação, apareceria apenas tão brilhante como Vénus se mostra à Terra, devido à superfície bastante escura do pequeno satélite. Mas num dia normal em Marte, ver-se-ia Fobos a passear pelo céu três vezes por dia, surgindo a Oeste e pondo-se a Leste.

Visto de Marte, Deimos ao atravessar o Sol apenas causa um pequeno eclipse parcial.

Visto de Marte, Deimos ao atravessar o Sol apenas causa um pequeno eclipse parcial.

Já Marte visto a partir de Fobos constituiria uma imagem impressionante, Marte sustenderia um ângulo de 43° e preencheria quase metade do céu desde o horizonte ao zénite.

Nome Diâmetro
(km)
Massa
(kg)
Raio orbital
médio (km)
Período
orbital
Fobos 22,2 (27 ×21,6×18,8) 1,08×1016 9378 7,66 h
Deimos 12,6 (10 ×12×16) 2×1015 23 400 30,35 h

mercurio

Mercúrio

Características orbitais
Distância média ao Sol 0.387UA
Distância média do Sol (em km) 57.900.000 km
Raio Médio 57.910.000 km
Excentricidade 0.20563069
Período orbital 87d 23.3h
Período sinódico 115.88 dias
Velocidade orbital média 47.8725 km/s
Inclinação 7.004°
Número de Satélites 0
Caractrísticas físicas
Diâmetro equatorial 4879.4 km
Área superficial 7.5 × 107 km²
Massa 3.302×1023 kg
Densidade média 5.43 g/cm³
Aceleração gravítica
à superfície
2.78 m/s2
Período de rotação 58d 15.5088h
Inclinação axial
Albedo 0.10-0.12
Velocidade de escape 4.25 km/s
Temperatura média
à superfície: Dia
693,15 Kelvins, (420º Celsius)
Temperatura média
à superfície: Noite
93,15 Kelvins (-180º Celsius)
Temperatura
à superfície
min méd máx
90 K 440 K 700 K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica Vestígios
Potássio 31.7%
Sódio 24.9%
Oxigénio atómico 9.5%
Árgon 7.0%
Hélio 5.9%
Oxigénio molecular 5.6%
Azoto 5.2%
Dióxido de carbono 3.6%
Água 3.4%
Hidrogénio 3.2%

Mercúrio é o mais próximo planeta do Sol e portanto o primeiro dos quatro planetas rochosos do sistema solar. Ele também é o menor planeta do nosso sistema, com diâmetro aproximadamente 40% menor do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até menor do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titã, uma lua de Saturno. Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta.

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Ambiente geral

Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilômetros de altura e centenas de quilômetros de comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera e a que tem não é decerto suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul,que seria a Terra

Satélites

Mercúrio é um dos dois planetas que orbitam o Sol que não tem satélites,álem de Vênus. Mercúrio e Vênus são considerados “planetas sem-lua”.

História do conhecimento sobre o planeta

1610 – O astrônomo italiano Galileo Galilei faz a primeira observação de Mercúrio através de um telescópio. Em 1631 – O astrônomo francês Pierre Gassendi faz a primeira observação com telescópio de um trânsito de Mercúrio frente ao Sol. Em 1639 – O astrônomo italiano Giovanni Zupus descobriu que Mercúrio tinha fases (como a Lua), evidência que o planeta circunda o Sol e em 1841 – O astrônomo alemão Johann Franz Encke faz a primeira medição da massa de Mercúrio, usando as perturbações gravitacionais sobre o Cometa Encke

Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse diretamente por cima de nós.

Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar “preso” ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está “presa” à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, os rádio-astrônomos americanos Gordon Pettengill e Rolf Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.

Rotação

Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte. Mercúrio leva 59 Dias para completar uma rotação completa em si mesmo.

No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 109 anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.

Mariner 10

Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.

A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que tem aproximadamente 0,1% da intensidade do campo magnético da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz uma magnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.

Densidade

Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm3 que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm3. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm3 enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm3. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

Características da superfície

Mercúrio visto do seu extremo sul

Mercúrio visto do seu extremo sul

As fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a Lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem menor que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos. A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por William K Hartmann & Gerard Peter Kuiper (1962) como uma “depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais.” Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de diâmetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distância de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua de Júpiter.) As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava. Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.

A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de diâmetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.

Formação do planeta

A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 bilhões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crusta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos

minerio

Mineração

A mina de Chuquicamata (Chile) é a maior mina a céu-aberto de cobre do mundo.

A mina de Chuquicamata (Chile) é a maior mina a céu-aberto de cobre do mundo.

Mineração é um termo que abrange os processos, actividades e indústrias cujo objectivo é a extracção de substâncias minerais a partir de depósitos ou massas minerais. Numa interpretação mais lata, podem incluir-se aqui a exploração de petróleo e gás natural e até de água. Como actividade industrial, a mineração é indispensável para a manutenção do nível de vida e avanço das sociedades modernas em que vivemos. Desde os metais às cerâmicas e ao betão, dos combustíveis aos plásticos, equipamentos eléctricos e electrónicos, cablagens, computadores, cosméticos, passando pelas estradas e outras vias de comunicação e muitos outros produtos e materiais que utilizamos ou de que disfrutamos todos os dias, todos eles têm origem na actividade da mineração. Pode-se sem qualquer tipo de dúvida dizer que sem a mineração a civilização actual, tal como a conhecemos, pura e simplesmente não existiria, facto do qual a maioria de nós nem sequer se apercebe.

A imagem um tanto negativa desta actividade junto da sociedade em geral, sobretudo nas últimas décadas, deve-se sobretudo aos profundos impactos que ela pode ter no ambiente (sobretudo os negativos) e que têm sido a causa de numerosos acidentes ao longo dos tempos.

Por último, não nos podemos esquecer que a capacidade desta actividade em fornecer à sociedade os materiais que esta necessita não é infinita, pois muitos dos recursos minerais explorados são, pelo contrário, bastante finitos.

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História da mineração

 Pré-história

Os primeiros mineiros, datam provavelmente de 300 000 a.C., e ocupavam-se sobretudo da obtenção de sílex e cherte para a fabricação de utensílios e armas de pedra. As suas pedreiras e cortas levaram à criação primeiro de galerias e mais tarde de poços e finalmente às primeiras explorações subterrâneas durante o neolítico. Surpreendentemente, algumas destas minas subterrâneas, escavadas em giz no sul da Inglaterra e norte de França atingiam os 90 metros de profundidade. A partir daqui a humanidade passou a dirigir a sua atenção também para os minérios metálicos. Inicialmente os metais eram apenas apreciados como pedras ornamentais. Por volta de 40 000 a.C. era extraída hematite, na actual Suazilândia, para utilização em pinturas rituais. Entre 7000 a.C. e 4000 a.C. desenvolveu-se a metalurgia do cobre até à produção de ligas com características variáveis de fusão, dureza e flexibilidade. A tecnologia pirometalúrgica apareceu pela primeira vez no Médio oriente por volta de 6000 a.C..

Antiguidade

O bronze seria produzido a partir de 2600 a.C.. Cerca de 2000 a.C. os povos do mediterrâneo oriental eram já capazes da produção em massa de cobre, chumbo e prata a partir de minérios de óxidos e sulfuretos de metais, bem como de várias ligas metálicas. Por esta mesma altura, os povos pré-Hititas já utilizavam o ferro e os chineses iniciavam a extracção de carvão para utilização como combustível.

As minas de prata e chumbo de Laurium, próximo de Atenas, Grécia foram inicialmente exploradas e posteriormente abandonadas pelos micénios, no 2º milénio a.C.. Eram explorações a a céu aberto com pequenas galerias. Os atenienses retomariam a sua exploração cerca de 600 a.C., construindo numerosos poços de acesso e ventilação e utilizando o método de câmaras e pilares. O progresso da escavação era lento, estimando-se que um mineiro conseguisse um avanço de 1.5 m/mês na escavação de poços.

Cerca de 950 a.C. os Fenícios iniciam a exploração da mina de Rio Tinto, Espanha, para obtenção de prata. Por volta de 700 a.C. são utilizadas as primeiras ferramentas de ferro na extracção de sal gema na Áustria e em 600 a.C. os chineses descobrem o petróleo e o gás natural em explorações de sal. As primeiras armas de aço aparecem na China em 600 a.C..

Idade média

Em 265 a.C. iniciam-se as Guerras Púnicas pelo controlo dos depósitos argentíferos da Península Ibérica e pela mesma altura Teofrasto escreve a sua obra Sobre as pedras. Cerca do ano 900, os chineses inventam a porcelana. A maior contribuição romana para a mineração foram os dispositivos de remoção de água das minas, destacando-se a nora e o parafuso de Arquimedes.

Idade moderna

Gravura extrada de De Re Metallica de Agricola, séc. XVI

Gravura extraída de De Re Metallica de Agricola, séc. XVI

Em 1553 são utilizados pela primeira vez carris para movimentação de minérios, na República Checa e em 1556 é publicada a primeira edição de De Re Metallica de Agricola, o primeiro registo abrangente sobre métodos mineiros e metalúrgicos. Em 1627 faz-se a primeira utilização de explosivos em mina na Hungria e em 1768 inicia-se a utilização bombas movidas a vapor para retirar água das minas de estanho da Cornualha.

Idade contemporânea

Em 1815 é fabricada a primeira lanterna de segurança para uso em minas de carvão, em 1825 é legalizado o primeiro sindicato mineiro em Inglaterra e em 1829 aparecem as primeiras jigas. 1848 é o ano do início da corrida ao ouro na Califórnia , em 1850 aparece em França, a primeira máquina de perfuração de rocha, em 1864 surge a primeira broca de diamante e em 1865 Alfred Nobel inventa a dinamite. Em 1876 são utilizados pela primeira vez martelos pneumáticos, na Alemanha. Os britadores de maxilas e os moinhos de bolas são aplicados pela primeira vez na Cornualha em 1880 e a primeira máquina de extracção a electricidade começa a funcionar em 1888, em Aspen, Colorado.

Em 1897 é inventada a mesa de Wilfley e em 1900 a lâmpada de acetileno; em 1901 é patenteado o processo de flutuação e em 1904 são utilizadas as primeiras locomotivas eléctricas (Inglaterra). Em 1950 inicia-se o uso de ANFO em mineração, em 1952 é inventada a mineração de urânio por lixiviação e em 1953 é apresentada a primeira máquina tuneladora.

Fases da vida de uma exploração mineira

A vida de uma exploração mineira (mina ou pedreira) é composta por um conjunto de etapas que se podem resumir a:

  1. Pesquisa para localização do minério.
  2. Prospecção para determinação da extensão e valor do minério localizado.
  3. Estimativa dos recursos em termos de extensão e teor do depósito.
  4. Planeamento, para avaliação da parte do depósito economicamente extraível.
  5. Estudo de viabilidade para avaliação global do projecto e tomada de decisão entre iniciar ou abandonar a exploração do depósito.
  6. Desenvolvimento de acessos ao depósito que se vai explorar.
  7. Exploração, com vista à extracção de minério em grande escala.
  8. Recuperação da zona afectada pela exploração de forma a que tenha um possível uso futuro.

De notar que entre a fase de pesquisa e o início da exploração podem decorrer vários anos ou mesmo décadas, sendo os investimentos necessários nesta fase muito elevados (podendo ser da ordem das centenas de milhões de dólares) e o seu retorno não assegurado, o que ilustra bem o risco associado a esta actividade.

Métodos de lavra

Relativamente ao modo de escavação as minas podem dividir-se em dois tipos principais: minas subterrâneas e minas a céu aberto.

A escolha do método de lavra depende em grande parte da localização e forma do depósito mineral, devendo ser escolhido o método mais seguro e ao mesmo tempo mais económico. O desmonte do minério pode ser efectuado por meios mecânicos (por exemplo com escavadoras hidráulicas) ou com recurso a explosivos (na grande parte dos casos).

Operações de lavra

As operações executadas com vista à extracção dum minério e até ao seu processamento são sequenciais e podem ser resumidas da seguinte forma (no caso de desmonte com explosivos):

  1. Perfuração – o minério é furado utilizando máquina de perfuração hidráulicas; a perfuração é executada com diâmetro, comprimento e distâncias entre furos previamente calculadas;
  2. Desmonte – os furos previamente executados são preenchidos (ou carregados) com explosivo, procedendo-se então à detonação deste e consequente fragmentação do minério;
  3. Remoção – o minério assim fragmentado é carregado em camiões, vagonetas ou outro meio de transporte, até à instalação de processamento, geralmente situada próximo da mina.

 Processamento mineral

O processamento mineral ou tratamento de minérios, consiste de uma série de processos que têm em vista a separação física dos minerais úteis da ganga (a parte do minério que não tem interesse económico e que é rejeitada) e a obtençâo final de um concentrado, com um teor elevado de minerais úteis. Os métodos utilizados podem ser físicos ou químicos e podem ser divididos de forma aproximadamente sequencial em:

  1. Fragmentação primária
  2. Granulação
  3. Moagem
  4. Classificação (pode estar incluída entre os vários tipos de fragmentação e concentração)
  5. Concentração

O produto obtido na fase final de concentração denomina-se concentrado e é o produto final da actividade de uma mina, sendo vendido por um preço estabelecido de acordo, sobretudo mas não só, com o teor de metal que contem.

Problemas ambientais

Precipitado de hidróxido de ferro num regato recebendo águas ácidas de uma mina de carvão (Missouri, Estados Unidos).

Precipitado de hidróxido de ferro num regato recebendo águas ácidas de uma mina de carvão (Missouri, Estados Unidos).

Actualmente as companhias mineiras são obrigadas a cumprir normas ambientais, de encerramento e de funcionamento bastante estritas, de forma a assegurar que a área afectada pela exploração mineira regressa à sua condição inicial, ou próxima da inicial e em alguns casos até melhor que a inicial. Alguns métodos de exploração antiquados tiveram, e continuam a ter em países com fraca regulamentação, efeitos devastadores no ambiente e na saúde pública. Pode ocorrer contaminação química grave do solo nas áreas afectadas, a qual pode ser ampliada e disseminada por exemplo pela água, criando situações de contaminação maciça.

Outros problemas ambientais possíveis são a erosão, subsidência, abandono de resíduos perigosos, perda de biodiversidade e contaminação de aquíferos e cursos de água.

No entanto, as explorações mineiras modernas têm práticas que diminuíram significativamente a ocorrência destes problemas, sendo alvo de apertado escrutínio ambiental.

dinamite

Dinamite

A palavra dinamite (do grego δυναμις (dunamis), com o sufixo sueco -it), designa um artefato explosivo à base de nitroglicerina, mais seguro que a pólvora e que a própria nitroglicerina. Foi inventado por Alfred Nobel no século XIX, que o patenteou como pó de segurança para explodir. Este cientista adquiriu com essa patente uma grande fortuna, base do Prêmio Nobel.

Antes da dinamite, se usava a nitroglicerina como explosivo, porém as explosões acidentais eram um obstáculo demasiadamente grande para o seu uso. A nitroglicerina é um líquido altamente sensível a qualquer movimentação, portanto, detonando com muita facilidade na sua produção, transporte e manuseio.

Na dinamite, a nitroglicerina é absorvida por certos tipos de terra, tipicamente a terra diatomácea (dióxido de silício em pó) podendo, então, ser manuseada com segurança. Entretanto, quando armazenada por longos períodos pode ocorrer um vazamento da nitroglicerina. Este é um grande perigo para o seu uso, levando a diminuir a sua popularidade com o passar dos anos, até ser superada por outros compostos explosivos.

Titanic

RMS Titanic


O “Titanic” em Belfast, 2 de Abril de 1912.
Carreira British Blue Ensign
Nacionalidade: Britânica
Donos: White Star Line
Construtores: Harland and Wolff, Belfast
Capitão: Edward John Smith
Porto de registro: Liverpool, Inglaterra
Inicio da Construção: 22 de Março de 1909
Lançado ao mar: 31 de Maio de 1911
Viagem Inaugural: 10 de Abril de 1912
Acidente: Chocou-se com um icebergue as 23:40 de 14 de Abril de 1912. Afundando completamente em 15 de Abril do mesmo ano, às 02:20; foi descoberto em 1985 por Robert Ballard.
Localização: 41° 43′ N 49° 56′ W
Características Gerais
Tonelagem: 46,328 tons
Comprimento: 269 metros
Altura: 54 metros
Largura: 28 metros
Potência: 24 pistores-duplos e 5 sulcos. 4 cilindros de expansão tripla, cada um com 12MW de potência para as hélices laterais. Uma turbina a vapor produzindo 13.5 MW para a hélice central.
Propulsão: 2 hélices laterais de bronze com 3 lâminas cada. Uma hélice central também de bronze com 4 lâminas.
Velocidade: 24 nós – (44km/h)
Número de Passageiros (Viagem Inaugural): 1912 – Total 2,228

  • Primeira-classe: 324
  • Segunda-classe: 285
  • Terceira-classe: 708
  • Tripulação: 891
    • Passageiros e tripulação que sobreviveram: 705.
    • Passageiros e tripulação que morreram: 1.523

O RMS Titanic[1] foi um navio transatlântico da Classe Olympic da British White Star Line construído em 1912 nos estaleiros da Harland and Wolff, na Irlanda. Tinha um comprimento de cerca de 269 metros (ou seja, quatro campos de futebol) por 28 metros de largura e uma altura de 54 metros, aproximada de um prédio de 11 andares. Saiu do Porto de Southampton, na Inglaterra, no dia 10 de Abril de 1912 com destino a Nova Iorque, transportando aproximadamente 2.223 pessoas a bordo, entre passageiros e tripulação. Às 23h40 do dia 14, colidiu com um iceberg e afundou-se duas horas e meia depois. Hoje ele ainda é o acidente marítimo mais famoso do Século XX. Pertencia à mesma classe de navios do RMS Olympic e HMHS Britannic.

Índice

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 O Início

O ano era 1900 e Hans passava o comando da White Star Line para Tiago Santos, filho do fundador cujo maior sonho era levar a empresa ao título de maior companhia de navegação do mundo e para isso gastaria o que fosse necessário. A White Star Line era uma companhia nova no mercado do transporte de passageiros e não era, digamos, boa nesse ramo. Os seus navios eram de baixa qualidade e a maioria naufragava, coisa que não acontecia com os da Cunard Line, sua principal concorrente e possuidora do RMS Mauretânia e RMS Lusitânia, os navios mais rápidos durante 20 anos. Bruce Ismay, com o firme propósito de concorrer em igualdade com a Cunard, decide construir um trio de navios inigualáveis: O Olympic, o Titanic e o Britannic,antes batizado de Gigantic. Os três navios começaram a ser construídos nos estaleiros da Harland and Wolff, na Irlanda.

O Olympic foi o primeiro a ficar pronto, em 1911, visando luxo e comodidade, seguido pelo Titanic em 1912 e pelo Britannic em 1915. A White Star Line pretendia que estes navios fossem os melhores em luxo e exuberância da época e para isso estava disposta a abrir mão da Blue Ribbon, a tão cobiçada Fita Azul que era entregue ao navio mais rápido, pois a empresa alegava que o conforto de seus navios não seria agradável se fossem velozes demais. O Titanic foi terminado depois do Olympic e os dez meses que se seguiram serviram para instalação do maquinário e da decoração do interior. O Titanic possuía 16 compartimentos estanques com portas electromagnéticas que poderiam ser fechadas com o apertar de um botão na ponte de comando, isso o deu a fama de “Inafundável” [2]. Mas os tais compartimentos tinham aberturas no topo e serviam para ventilação. Essas aberturas fizeram com que a água sobrepusesse o compartimento alagado, inundando rápidamente o seguinte a medida que o navio inclinava.

Além destas falhas técnicas, o ferro usado na construção não era dos melhores, pois se fosse de boa qualidade o navio não teria se partido em dois e o choque com o iceberg não teria feito tantos estragos. Além de que não haviam botes suficientes, pois no projeto original deveriam ter 64 (suficiente para alojar comodamente as 3000 pessoas que o navio podia transportar mas o número foi reduzido a 16 botes e 4 botes desmontáveis. As leis inglesas permitiam que com o comprimento de 100 metros e 1500 pessoas e com mais de 10 mil toneladas entre passageiros e tripulação os navios levassem somente 16 botes. A White Star Line e a Cunard construíram navios com mais de 200 metros e cada um com capacidade para alojar até 3000 pessoas, significando que 16 botes não eram suficientes, mesmo assim o navio levava 20 botes.

Equipamento a Bordo

O Titanic, era, na sua época um luxuoso palácio flutuante. A ideia era fazer os ricos sentirem-se em casa. O navio, com capacidade para 3000 pessoas, tinha três classes: a primeira classe, destinada a ricos milionários; a segunda, destinada a classe média e a terceira, destinada a pessoas com poucos recursos, especialmete imigrantes. Descrição de cada classe:

O Titanic em construção.

O Titanic em construção.

  • Primeira Classe: Classe privilegiada, muito arejada, imaculadamente limpa e com extravagâncias para a época. Uma escadaria esculpida na madeira, com uma cúpula que iluminava o local e três elevadores. Havia a bordo uma sala de estar, onde as ricas senhoras podiam tomar o chá enquanto conversam, sala de fumantes, onde os milionários se gabavam das suas riquezas, diversos restaurantes como o café parisiense, destinado aos adolescentes; o restaurante a la carte, destinado aos mais velhos; varanda de descanso, foi criada especialmente para os mais velhos mas também podia servir para tomar o pequeno almoço. Havia uma sala de jantar decorada com pilares dourados e objectos de prata, também havia um local onde a orquestra tocava músicas suaves. Havia uma lindíssima biblioteca, uma das mais recheadas do Atlântico. As suites dos milionários eram verdadeiras mansões: sala de convívio, dois quartos, casa de banho, dois vestiários e deque privado. Havia novidades no Titanic: um barbeiro, algo raro de se ver, uma piscina, a primeira num transatlântico e um banho turco, que podia alojar comodamente 10 pessoas. Havia ainda um ginásio, com os equipamentos mais modernos e os passageiros podiam enviar mensagens para os seus amigos no continente usando o telégrafo Marconi sem fios, o mais potente da altura.
  • Segunda Classe: Classe média, prestigiada, arejada e limpa. Vivia no deque C e E, com quartos de luxo equivalente a suites nos hotéis mais luxuosos. Tinha uma sala de estar, de fumantes e de jantar, havia uma biblioteca e podiam andar nas áreas livres do deque B. Apesar das controvérsias, as instalações da segunda classe eram as mais luxuosas.
  • Terceira classe: pouco privilegiada, destinada principalmete aos imigrantes, era contida no interior do navio e ficava situada no deque E, F e G, com quartos pequenos e corredores apertados. As únicas áreas de convívio eram as salas de estar e jantar na popa cujo castelo era a área ao ar livre. Apesar de tudo, a quem diga que as acomodações da terceira classe eram melhores que as de primeira classe de alguns navios..

A viagem inaugural

O leme e as hélices do Titanic.

O leme e as hélices do Titanic.

O Titanic chegou ao porto de Southampton no dia seis de Abril. Representantes da alta sociedade americana que estava na Europa, decidiram embarcar no Titanic. Os passageiros mais ricos eram: John Jacob Astor IV, dono de uma vasta fortuna; Benjamin Guggenheim, herdeiro de uma fortuna, Sr. e Sra. Straus, donos do magazine Macy’s. Ambos morreram no acidente. Na manhã do dia 10 de Abril não pararam de chegar pessoas, todas impressionadas pelo tamanho do navio. O luxo e a abundância atraíram milionários e muitos ricos estavam de regresso a América. Ao meio-dia o Titanic zarpou do porto, puxado por rebocadores. Eis o primeiro acidente: a força do navio é tal que um navio solta-se do local e embate no cais, ferindo quatro pessoas. O que muitos passageiros não sabiam é que havia um incêndio numa das salas das caldeiras, mas é provável que tenha sido controlado, uma vez que o navio não pareceu ficar danificado quando alcançou o oceano.

Eis que surge a primeira missão para a experiente tripulação do navio: servir os passageiros. Os passageiros da primeira e segunda classe foram levados até aos seus camarotes por camareiros, já os da terceira tiveram de encontrar os seus sozinhos, possivelmente alguns só puderam encontra-los no momento do naufrágio. Na primeira e segunda classe criados e camareiros instalaram os passageiros, colocando vasos de flores nas lareiras, transportando as malas e ajudando na divisão das suites. À noite o Titanic chega ao porto de Cherbourg, na França, onde embarcam muitos passageiros ricos e famosos. Os passageiros de Cherbourg que viajavam em primeira e segunda classe receberam o mesmo tratamento dos passageiros que embarcaram essa manhã. Entraram na sala de recepção, foram encaminhados para os elevadores para depois serem encaminhados para as suites, isto aconteceu durante o primeiro jantar no Titanic. Na manhã seguinte o Titanic estava no cais de Quenstown, Irlanda, para receber a última parcela de passageiros. Depois, o Titanic estava pronto para navegar para o oceano.

Uma vez no oceano, o Titanic envolveu-se em festas e bailes, alegria e diversão. O luxo, conforto e experiência da tripulação tornava a viagem um sonho tornado realidade. A White Star Line escolheu, para comandar o Titanic na sua viagem inaugural, o capitão Edward Smith, experiente e prestigiado capitão que já havia comandado vários navios de luxo. Aceitou comandar o Titanic porque pretendia fechar a sua carreira com chave de ouro. O navio progredia bem e com um pouco de velocidade extra, ganharia fama de ser um navio rápido. Era isso que Bruce Ismay queria, mais publicidade para o seu super navio e para isso, ordenou ao capitão para aumentar a velocidade. No dia 14, o Titanic recebeu 12 avisos de gelo e à tarde a temperatura desceu bastante.

A noite, um nevoeiro intenso cobria o mar, que calmo como um lago, era iluminado pelas luzes do Titanic. Na sala de jantar, os passageiros estavam comemorando um jantar de gala, que oferecido pelos Widner, um casal milionário, honrava o capitão Smith. Na sala de telégrafo, o operador estava enviando mensagens para Terra Nova quando o Californian, um cargueiro não muito longe dali, pedia auxilio e dizia que havia blocos de gelo enormes a frente do navio. O operador, furioso, pediu-lhe que parasse pois estava ocupado “enviando mensagens para Cape Race”. A uma hora de distância, estava mesmo a frente do Titanic o maior inimigo dos marinheiros: o implacável e solitário iceberg.

O naufrágio

A Colisão

Primeira página do The New York Herald sobre o acidente

Primeira página do The New York Herald sobre o acidente

Ao anoitecer de 14 de Abril, o Comandante Smith mandou reforçar a vigia no mastro de proa (frente do navio), e fornecer binóculos. Esses equipamentos não foram encontrados e os vigias tiveram que fazer o seu trabalho apenas com a sua visão. O Comandante Smith retirou-se para os seus aposentos e deixou no comando na ponte, o seu imediato, o Primeiro Oficial William Murdoch. A noite estava fria e calma, sem ondulação e sem vento. Somente a luz das estrelas e do Titanic iluminavam a escuridão. Às 22h30, a temperatura da água do mar era gélida, cerca de 0,5º abaixo de zero, o suficiente para matar por hipotermia uma pessoa em apenas vinte minutos.

Às 23h40, um dos vigias do mastro, Frederick Fleet, avistou uma sombra mais escura que o mar à frente. A imensa sombra cresceu rapidamente e revelou ser um imenso iceberg na direcção do navio. Imediatamente o pânico deu lugar aos reflexos e o vigia tocou o sino de alerta do mastro três vezes e ergueu o comunicador para falar com a Ponte de Comando. Preciosos segundos se perderam até que o comunicador foi atendido pelo Sexto Oficial Paul Moody onde Fleet gritou “Iceberg logo à frente”. O Primeiro Oficial que ouvira e vira a imensa massa de gelo na direcção do navio, entrou na ponte de comando. Gritou, ordenando ao timoneiro “tudo a estibordo”, e à casa de máquinas, “máquinas a ré toda a força”. Na ponte de comando e no mastro de proa, os tripulantes observaram inertes o imenso iceberg vindo em rumo de colisão.

Na casa das máquinas, a correria foi grande. O vapor que estava a ser enviado para os motores tinha de ser fechado, a fim de parar os pistões. Nas salas de caldeiras, os carvoeiros tiveram que parar de alimentar as fornalhas e abrir os abafadores das caldeiras. Quando os enormes pistões estavam quase parados, uma alavanca na base dos motores fora accionada para reverter os giros das hélices centrais, e então as válvulas tiveram que ser novamente accionadas para libertar o vapor para entrar nos motores que começaram a girar no sentido inverso. A hélice central assim que fora accionado o reverso dos motores parou de funcionar, pois este não era accionado pelos motores do navio, mas por uma turbina que era alimentada pela sobra do vapor dos motores.

A proa do navio começa a deslocar-se do Iceberg, e 47 segundos após se ter visto o Iceberg, não se consegue evitar a colisão. Esta ocorre às 23h40, na Latitude 41º 46´N e Longitude 50º 14´W. Arestas do Iceberg colidem com o casco do navio, fazendo com que se soltem os rebites entre as placas de aço, resultando em pequenas aberturas no casco, tendo sido afectados mais de noventa metros de casco deixando abertos os 5 compartimentos estanques. Apenas 20 minutos depois, o convés já tinha começado a inclinar-se.

Mapa do Local de afundamento do Titanic

O vigia Fleet baixa-se no ninho da gávea do mastro de proa e sente o navio tremer e pedaços de gelo são arremessados ao convés da proa. O navio todo treme e na ponte de comando o oficial Murdoch acciona imediatamente o encerramento das portas estanques. Nos porões de carga do navio, a água jorra com imensa força. Seguiu-se então um estrondo e a água do mar rompeu por toda a lateral da sala de caldeiras número seis. As primeiras vítimas foram cinco operários que lutavam para manter seguras as correspondências na sala de correios inundada logo após a colisão. Morreram todos afogados tentando salvar as cartas que rumavam para a América a bordo do navio.

Com o abanão provocado pela colisão, muitos passageiros acordaram. O Comandante Smith dirigiu-se imediatamente para a ponte de comando e foi informado do ocorrido. Ordenou imediatamente a paragem total das máquinas. Com a paragem das máquinas, um barulho ensurdecedor é ouvido na área externa do navio, devido à grande quantidade de vapor expelido.

O Comandante Smith chamou o Engenheiro-chefe, Thomas Andrews, e solicitou um exame das avarias. Após alguns minutos, Andrews selou o destino do Titanic dizendo: “O navio vai afundar, temos menos de duas horas para evacua-lo”. Bruce Ismay, Presidente da White Star Line e o Comandante Smith mostraram-se incrédulos com o relato. “O Titanic não pode afundar” – menciona Ismay – “é impossível ele afundar”. Haviam sido atingidos 5 compartimentos estanques. Com quatro compartimentos, o Titanic ainda conseguiria flutuar, mas o peso de cinco compartimentos cheios de água faziam a proa afundar e o navio perderia o seu ponto de equilíbrio. A água do sexto compartimento passaria para o sétimo compartimento, depois para o oitavo compartimento, e assim por diante.

Eventos após a colisão

Ilustração do afundamento do Titanic por Willy Stöwer

Ilustração do afundamento do Titanic por Willy Stöwer

Por volta das 0h00 do dia 15 de Abril, o Comandante Smith dirige-se à cabine de telégrafos e solicita para que o operador do turno envie a posição do navio e um pedido de ajuda. “SOS. Abalroamos um Iceberg. Afundamento rápido. Venham ajudar-nos”. Foi a primeira vez que o sinal internacional de SOS por rádio , foi utilizado num acidente, pois o primeiro navio a enviar um SOS foi o Arapahoe em 1909 quando se encontrava perdido. O navio de passageiros Carpathia, da “Cunard Line“, estava a quatro horas de distância do Titanic. Foi o primeiro a acorrer ao local. O rádio operador do Carpathia antes de ir dormir, efectuou uma última verificação às comunicações e captou a mensagem do Titanic. Próximo ao Titanic, havia um navio que era visível, possivelmente o Californian. O seu telegrafista não recebeu os pedidos de ajuda, pois acredita-se que estava a dormir. Não era comum manter telegrafistas a trabalhar durante a noite. Após o desastre do Titanic isso tornou-se obrigatório.

Às 0h05, o Comandante Smith reuniu os oficiais e informou-os do ocorrido. Solicitou que os passageiros fossem acordados e que se dirigissem ao convés onde se encontravam os botes salva-vidas para serem evacuados. Sabiam que o número de botes era suficiente para apenas pouco mais da metade das pessoas a bordo, mas mesmo assim pediu para não haver pânico. Os empregados começaram a passar de cabine em cabine na primeira e segunda classes, acordando os passageiros, solicitando para colocarem os coletes salva-vidas e para que se dirigissem para o convés dos botes imediatamente. Enquanto isso, os passageiros da terceira classe permaneciam reunidos e trancados no grande salão da terceira classe junto à popa (parte de trás do navio). Muitos passageiros revoltaram-se, e alguns aventuraram-se pelos labirintos de corredores no interior do navio para tentar encontrar outra saída. Alguns conseguiram escapar com vida, mas muitos deles acabaram sepultados dentro do Titanic. A evacuação havia sido feita de acordo com as classes sociais a que os passageiros pertenciam, valor até então aceitável.

Às 0h31, os botes começaram a ser preenchidos com “mulheres e crianças primeiro”. Os primeiros botes foram lançados sem ter a lotação máxima permitida. Alguns sobreviventes relataram que a sensação ao caminhar no convés de botes era como a de estar descendo um monte.

Como o navio que estava próximo não respondia, nem aos sinais do telégrafo, nem aos sinais da lanterna, às 0h45, o Capitão Smith manda que fossem disparados os foguetes de sinalização. É arriado o primeiro bote salva-vidas n.º 7. A fim de evitar o pânico, o capitão solicitou que a orquestra de bordo viesse tocar junto ao convés dos botes para acalmar os passageiros. A tradição diz que a banda foi para o fundo a tocar “Nearer My God to Thee”. Segundo o testemunho do segundo operador de rádio, estava a tocar “Autumn”, um hino episcopal.

Comparação do tamanho do Titanic aos de uma pessoa, um carro, um ônibus e um Airbus A380 (o maior avião comercial do mundo).

Enquanto que nos primeiros botes tinha que se implorar para que as pessoas entrassem, fazendo muitos deles descer praticamente vazios, nos últimos, o tumulto era bem visível. Relatam-se tiros para o alto para conter os mais afoitos. Faltando pouco mais de dois botes para deixar o navio, os passageiros da terceira classe são liberados. Restavam apenas esses dois botes e os dois desmontáveis que ficavam junto à base da primeira chaminé. A água gélida já invadia os convés, quando os botes desmontáveis conseguiram ser lançados.

Às 2h05, é arriado o último bote salva-vidas, o desmontável “D”. Às 2h10, é enviado o último sinal pelos telegrafistas. O Capitão Smith ordena “cada um por si” e não é mais visto por ninguém. Já com a proa mergulhada no mar e a água a atingir o convés de botes, o pânico é geral. Heroicamente, os operários da sala de eletricidade resistem até ao final para manter as luzes enquanto podem. Às 2h18, as luzes do navio falham.

A primeira chaminé, não aguentando mais a pressão exercida sobre ela, tomba na água, vítimando dezenas de pessoas nos convés e na água, inclusive, John Jacob Astor IV, homem mais rico do navio. O mesmo acontece com a segunda chaminé. A água gélida avança rapidamente, arrasando tudo o que há pela frente. Muitos são sugados pelas janelas para dentro do navio pela força das águas. A popa do Titanic sobe, mostrando suas imponentes hélices de bronze. O navio parte-se em dois e caem as duas chaminés que restavam. Enquanto a proa submerge, a mesma arrasta a popa, deixando-a na vertical e, segundos depois e totalmente submersa, desprende-se e começa a afundar. Depois a popa flutua pois dois minutos e também começa a afundar. Às 2h20 o navio mergulha a pique pelas profundezas do oceano.

Categoria Resgatados Mortos
Mulheres e crianças Homens Total
primeira classe 98% 31% 199 130
segunda classe 87% 16% 119 166
terceira classe 47% 14% 174 536
Totais 22% 685 214

 Resgate dos sobreviventes

Dos botes, os passageiros assistem às sombras do navio afundado para sempre no meio de milhares de gritos de pavor e pânico. Mais de 1.500 pessoas estavam agora lançadas à água congelante. Após a popa desaparecer, alguns segundos de silêncio são seguidos por uma fina névoa branca acinzentada sobre o local do naufrágio. Esta névoa foi provocada pela fuligem do carvão e pelo vapor que ainda havia no interior do navio. O silêncio que parecia imenso deu lugar a uma infinita gritaria por pedidos de socorro. Os que não tiveram a sorte de morrer durante o naufrágio agora lutavam para se manter vivos nas águas, tentando agarrar qualquer coisa que boiasse. Aos passageiros dos botes não restava nada a fazer a não ser esperar passivamente por socorro. Mas um bote não se limitou esperar. O bote comandado pelo Quinto Oficial Lowe aproximou-se de outro, transferiu os seus passageiros e retornou ao local do naufrágio para recolher alguns possíveis sobreviventes. Praticamente todos já haviam morrido de hipotermia. Apenas 6 pessoas foram resgatadas ainda com vida.

Bote salva-vidas cheio de sobreviventes

Bote salva-vidas cheio de sobreviventes

As 4h10, de 15 de Abril de 1912, o navio Carpathia resgata o primeiro bote salva-vidas. No local, apenas duas dezenas de botes flutuando dispersos entre os destroços. Assim que os primeiros raios de Sol surgiram no horizonte, outros navios começaram a chegar na área do naufrágio. Entre eles, o Californian. Mas nada mais havia a fazer a não ser resgatar os corpos que boiavam. A recolha dos último salva-vidas aconteceu às 8h30. O Carpathia ruma a Nova Iorque com os sobreviventes pelas 8h50. Das 2.223 pessoas a bordo, apenas 706 foram resgatadas. Mais de 1.500 morreram. Os tripulantes sobreviventes receberam cuidados no American Seamen’s Friend Society Sailors’ Home and Institute (Lar e Instituto da Sociedade Americana dos Amigos dos Marinheiros), sede da Sociedade Americana dos Amigos dos Marinheiros.

Depois disso, o nome Titanic, ficou o símbolo da maior tragédia marítima da História. O Capitão Smith e o engenheiro-chefe Thomas Andrews permaneceram no navio. No entanto, Bruce Ismay, Presidente da White Star Line, embarcou num dos últimos botes que deixou o navio. A sociedade da época nunca o perdoaria por esse feito.

Conclusões dos relatórios de inquérito

Para a Comissão de Inquérito dos EUA foram 1.517 vítimas, para a Câmara de Comércio Britânica foram 1.503 vítimas, enquanto que para a Comissão de Inquérito Britânica foram 1.490 vítimas. O número da Câmara de Comércio Britânica parece o mais convincente, descontado o fogueiro Joseph Coffy e o cozinheiro Will Briths Jr., que desertaram em Queenstown. Dois inquéritos posteriores viriam a julgar os culpados pela tragédia: um inglês e quatro americanos. Com a perda do Titanic e das centenas de pessoas dessa tragédia, as leis que regiam a construção de transatlânticos foram alteradas. Todos os navios construídos depois do Titanic teriam que ter botes salva vidas para todos a bordo. Os telegrafistas teriam que ficar a trabalhar durante a noite. A Patrulha Internacional do Gelo foi criada para monitorizar, alertar e até destruir Icebergs que viessem a oferecer riscos à navegação.

Proa do Titanic no fundo do mar

Proa do Titanic no fundo do mar

Localização dos destroços

Somente nos finais de 1970 e inicio de 1980, um empresário americano patrocinou diversas expedições para tentar localizar o navio. Nenhuma delas teve êxito. Somente em 1985, numa expedição oceanográfica franco-americana, o Dr. Robert Ballard descobriu os destroços do Titanic submersos a 3.800 metros (ou 12.600 pés) de profundidade, a 153 km ao Sul dos Grandes Bancos de Newfoundland. A notícia correu o mundo. Ele passou a ser conhecido como “O Descobridor do Titanic”. Retornou ao local em 1986, com uma equipe de filmagem da “National Geographic Society” para fazer as primeiras filmagens do transatlântico após 73 anos. Desde então, a empresa “RMS Titanic, Inc” obteve os direitos de realizar operações de salvamento no local e recuperou mais de 6 mil artefatos do navio. Diversas empresas de turismo e produtoras de filmes também visitaram o local em veículos submergíveis tripulados. O Dr. Ballard retornou ao Titanic em 2004, para averiguar os danos que o navio sofreu desde o seu descobrimento (19852004). Constatou a aceleração da deterioração da estrutura do navio. Concluiu ainda que os danos provocados pelas inúmeras expedições e visitas ao local, só serviram para danificar o sítio arqueológico do Titanic.


 Curiosidades

  • 14 anos antes de o Titanic navegar, foi escrito um livro chamado Futility (Futilidade) de Morgan Robertson que descrevia um barco chamado Titan que seria inafundável; Cheio de gente rica e despreocupada, porém se choca com um iceberg e afunda numa noite fria de abril, tendo as mesmas características e capacidade de passageiros que o Titanic. É considerado que o autor usou o livro como uma forma de prever o desastre, para outros é uma assombrosa coincidência.
  • Um tripulante do Titanic, sonhou, dias antes da viagem inaugural, com gatos que brigavam em uma ventania, e logo que acordou, decidiu não embarcar;
  • Se o Titanic tivesse se chocado de frente com o iceberg, somente 1 compartimento se inundaria, permitindo assim continuar a navegar normalmente.
  • Se o iceberg fosse visto 30s antes, o Titanic poderia ter evitado a colisão.
  • Se o 1º Oficial Murdoch não tivesse dado a ordem de reversão dos motores, a velocidade com a qual o navio estava, seria fácil fazer a volta, com o risco de colisão quase mínimo.
  • Se os vigias noturnos tivessem binóculos, a tragédia seria evitada, pois o iceberg seria visto de longe;
  • Sucessivas falhas, falta de sorte e de inteligência causaram o que foi chamado de efeito Titanic, na qual precisou-se de uma coisa dar errado para que a catástrofe acontecesse.
  • Foi constatado que em aproximadamente 50 anos, os destroços do Titanic, há aproximadamente 4000 metros da superfície, venham a desaparecer completamente.
  • No dia 10 de Abril de 1912 o Titanic partiu com 322 passageiros na 1ª classe, 275 passageiros na 2ª classe, 712 passageiros na 3ª classe e 898 pessoas da tripulação.

Destes passageiros:

1ªclasse – homens: 54 viveram, 119 morreram; Mulheres e crianças; 145 viveram, 10 mulheres e 1 criança morreram.

2ªclasse – homens: 15 viveram, 142 morreram; mulheres e crianças: 104 viveram, 24 morreram.

3ªclasse – homens – 69 viveram, 417 morreram; mulheres e crianças: 105 viveram, 119 morreram.

A tripulação – homens: 194 viveram, 682 morreram; mulheres: 20 viveram, 3 morreram

  • Durante a noite, o Capitão Smith e o Quarto Oficial Boxhall conseguiam ver luzes de um barco que estava apenas a 16 quilómetros – 6 a 10 milhas do barco. Então, à 00:45, foram mandados foguetes de cinco em cinco minutos. A princípio, o barco parecia aproximar-se. Mas depois as luzes desapareceram. As esperanças de ajuda desapareceram com as luzes.

Por que estaria o navio tão perto? Por que é que não ajudou?

Algumas pessoas pensam que seria o Californian. De facto, a tripulação do Californian viu luzes no céu e luzes de um navio. Mas o navio parecia pequeno para eles. Quando tentaram mandar-lhe uma mensagem, não houve resposta.

Será que os oficiais do Titanic viram um navio diferente? Cada vez mais pessoas pensam que seria um barco norueguês. Por que é que não ajudou? Se calhar estavam, a infringir as leis por estar naquela área.