Marte é um planeta geologicamente muito diverso com terrenos altamentes craterados, vulcões gigantescos, enormes cânions, extensivos campos de dunas, e numerosos e diferentes tipos de canais supostamente escavados por água líquida. Os registros geológicos preservaram na superfície exemplos do período de alto bombardeamento, que terminou por volta de 3,8 bilhões de anos atrás. Como na Terra, a superfície foi afetada por vulcanismo, atividade tectônica, ação do vento, da água e do gelo. Porém, a geologia e a evolução da climatologia nos dois planetas foram, no entanto, bem diferentes.

Surpreendentemente, são abundantes as evidências de erosão por água líquida, que no caso de Marte, são particularmente intrigante desde que a presente condição da atmosfera não permite a existência de água na superfície. A temperatura na superfície varia de 150K (-123ºC) no inverno polar a uma média diária de 215K (-58ºC) no equador. Em baixas latitudes a variação da temperatura diurna varia de 170K (-103ºC) a 290K (+17ºC). Nessas condições, e devido a baixa pressão atmosférica, a água líquida é instável em qualquer lugar, e o planeta possui uma zona compatível com o permafrost (mistura de solo com gelo), centenas de metros de profundidade no equador e de quilômetros nos pólos. Em baixas latitudes (<40º), o gelo de água sublima para a atmosfera dependendo da permeabilidade da litosfera sobrejacente. Dessa forma, as reservas de água perto da superfície, em baixas latitudes sublimaram-se, e essas regiões perderam suas reservas de água superficial. Em latitudes de 40~80º o gelo é mais estável a poucos metros da superfície e assim, pode existir em grandes profundidades. Nos pólos, o gelo de água foi detectado no pólo norte, quando fica exposto pela sublimação sazonal do CO2 durante o verão. Embora, sabe-se hoje que a principal reserva de gelo de água situa-se no pólo sul marciano, sendo o pólo norte basicamente composto de "gelo seco".

Planícies e planaltos.

A superfície do planeta pode ser dividida em dois principais tipos: os antigos e altamente craterados terrenos (planaltos), que cobrem a maior parte do hemisfério sul, e os terrenos baixos e planos (planícies) que correspondem as mais altas latitudes do hemisfério norte. Entre essas duas regiões estão as principais regiões vulcânicas: Tharsis e Elysium. As áreas altamente crateradas cobrem cerca de 2/3 do planeta. Elas possuem uma altura de 1~4 km acima da referência, em contraste com as planícies do norte que situam-se entre 1~2 km acima da referência. A causa dessa divisão entre os planaltos e as planícies é incerta mas pode ser resultado de um grande impacto no fim da acreção do planeta. A densidade dos impactos das crateras nos planaltos de Marte são comparáveis com os planaltos da Lua. A superfície mostra claramente que durante o inicio da história do planeta os impactos eram muito freqüentes. Na Lua a transição do período de grandes impactos para os níveis atuais de impacto ocorreu comparavelmente por volta de 3,8 bilhões de anos atrás, e a transição provavelmente ocorreu ao mesmo tempo em Marte. Os terrenos craterados de Marte diferem dos da Lua em três principais características: a maioria das crateras de Marte são altamente degradadas, a ejeção ao redor da cratera possui em torno de 5~100 quilômetros de diâmetro com lobos discretos, cada lobo possuindo um pequeno cume baixo no centro, e nesses terrenos craterados existem também, numerosas redes de vales ramificadas que assemelham-se a vales de rio terrestres. A natureza altamente degradada de muitas das crateras foi atribuída às possíveis e elevadas taxas de erosão em Marte, durante os primórdios do planeta em circunstâncias climáticas mais quentes; as ejeções fluidizadas foram atribuídos à presença de gelo no solo; e as redes de canais foram atribuídas à atividade fluvial durante as condições climáticas mais mornas.As planícies, estão localizadas na maior parte no hemisfério do norte. O número de crateras sobrepostas nelas variam substancialmente, indicando que continuaram a se formar durante toda o história do planeta. As planícies possuem diversas origem. As de origem mais ambíguas são aqueles em que numerosas características de fluxo são visíveis. Foram formados claramente por fluxos de lava que se sobrepuseram um ao outro, e são as mais comuns em torno dos centros vulcânicos de Tharsis e de Elysium. Em outras planícies, tais como em Lunae Planum, os fluxos são raros mas os cumes enrugados, como aqueles na Lua são comuns. Estes, supostamente também são de origem vulcânica. Porém, a maioria das vastas planícies do norte não possuem características vulcânicas óbvias. No entanto elas possuem texturas e fraturas curiosas. Muitas de suas características são atribuídas à ação do gelo sobre à terra, ou a sua posição nas extremidades finais durante as grandes inundações, onde os lagos se formaram e sedimentos foram depositados. Em algumas áreas, particularmente em torno do pólo norte, campos de dunas são visíveis. Entretanto em outras áreas as características são também atribuídas à interação do vulcanismo e da ação do gelo na terra. Assim, as planícies parecem possuir uma origem complexa, formaram-se pelo vulcanismo e por diferentes processos de sedimentação, e foram subseqüentemente modificadas pela ação tectônica, pelos ventos, pela água e também pelo gelo.

Vulcanismo.

A maioria e os maiores vulcões do planeta estão em duas regiões, Tharsis e Elysium. Tharsis está no centro de uma grande abóboda na superfície do planeta, a deformação possui 4.000 km de largura e 10 km de altura no seu centro. Uma abóboda semelhante ocorreu em Elysium, que possui 2.000 km de largura e 5 km de altura. Três grandes vulcões alinhados destacam-se na região de Tharsis, e também o majestoso Olympus Mons, o maior e mais alto vulcão do planeta. Todos esses vulcões são enormes para os padrões terrestres.

"Olympus Mons, o maior vulcão do Sistema Solar.

Olympus Mons possui 550 km de largura e 27 km de altura (a sua altura depende é claro do ponto de referência), e somente outros três vulcões possuem dimensões comparadas. Todos eles ao que indica foram formados por uma série de erupções de lavas fluídas com muita pouca atividade piroclástica. O grande tamanho dos vulcões tem sido atribuído a ausência de placas tectônicas em Marte. O pequeno número de crateras sobre as laterais dos vulcões indicam que a superfície é relativamente nova, no entanto é possível que os vulcões tenham crescido durante a maior parte da história de Marte.

Em Marte, certamente, não há um "nível do mar", dessa forma a referência foi definida como o nível em que a pressão de dióxido de carbono (atmosfera) é de 6,1 milibars, que é o ponto triplo da água (veja o gráfico logo mais abaixo). Fato que pode ser observado pela variação da altura do Olympus Mons na literatura.

Ao norte de Tharsis está Alba Patera, o maior vulcão em extensão. Possui cerca de 1.500 km de comprimento mas somente cerca de poucos quilômetros de altura. Fluxos são visíveis nas paredes laterais, bem como numerosos canais. A fácil erosão dessas estruturas, tem sido interpretada como a causa. Já, os grandes depósitos existentes em outros vulcões como em Ceraunius Tholus em Tharsis, Hecates Tholus em Elysium, e Tyrrhena Patera nos planaltos do sul, tem sidos interpretados como formados por cinza.

Contando as crateras de impacto acumuladas nos flancos dos vulcões (feitas pelo impacto de pequenos asteróides e facilmente diferenciadas das caldeiras nos cumes), pode-se fazer estimativas de suas idades. Alguns vulcões marcianos revelaram ter alguns bilhões de anos, embora nenhum remonte `a origem de Marte, cerca de 4,5 bilhões de anos atrás. Alguns, inclusive o monte Olimpo (Olympus Mons), são relativamente jovens, talvez só tenham uns 100 milhões de anos. É claro que enormes explosões vulcânicas ocorreram no início da história marciana, gerando talvez, uma atmosfera muito mais densa que a existente em Marte hoje em dia. Alguns fluxos vulcânicos em Marte (por exemplo, em Cerberus) se formaram há apenas 200 milhões de anos. Dessa forma, é até possível, embora não haja nenhuma evidência a favor ou contra que o monte Olimpo, o maior vulcão do Sistema Solar, se torne mais uma vez ativo.

Assim, Marte parece ter experimentado ambos o tipos de vulcanismo que ocorrem no Havaí, sendo a maior parte de erupções "quietas" de lava fluida, e umas erupções mais violentas, mais piroclásticas, que resultaram em depósitos extensos de cinza. O abundante vulcanismo, e a evidência de água e de gelo sugerem que a atividade hidrotermal foi comum no passado do planeta vermelho.

Tectonismo.

Marte encontra-se entre os planetas terrestres menores e maiores não somente no tamanho, mas também em eventos tectônicos. Não experimentou tantas deformações quanto Vênus ou a Terra, mas definitivamente esteve muito mais "vivo" do que a Lua ou Mercúrio. Marte é tectonicamente simples mas bastante variável para ser melhor esclarecido, e sua história tectônica é bem conhecida, ou ao menos os modelos foram satisfatórios. Parece que não existe nenhuma placa tectônica em Marte e nem nunca existiu. A evidência mais proeminente da atividade tectônica em Marte (se não a única grande) é o enorme "inchaço" de Tharsis. Esta área deu forma quando algum material quente do manto ainda líquido empurrou o material da litosfera para cima; justamente como uma bolha de ar em um frasco de mel, quando lentamente se levanta e faz com que a superfície vá para o alto, mas com uma diferença que em Tharsis não tinha bastante potência para rasgar a crosta de qualquer maneira, assim ela criou alguns furos, os vulcões, através do qual a pressão foi liberada, e a lava que foi expelida dos vulcões solidificou-se no alto da protuberância que fez lhe ainda maior. Há faixas de fraturas que cercam a área de Tharsis, suportando a teoria do levantamento da saliência e do esmagamento da crosta na borda deste levantamento da cúpula. Tharsis e as montanhas de Elysium são cercados também por uma quantidade enorme de arrebatamentos radiais, que indicam também que havia inicialmente algum levantamento na forma de abóbada e não, por exemplo, apenas uma litosfera mais grossa. Os fluxos de Marte também foram muito mais longos, provavelmente devido às taxas maiores de erupção e a menor gravidade. Uma das razões para que esses vulcões gigantescos tenham se formado em Marte é porque as regiões vulcânicas do manto quente remanesceram fixas em relação à superfície por centenas de milhões de anos. Na Terra, o fluxo tectônico da crosta através das regiões vulcânicas quentes impede que os vulcões grandes se formem. Os vulcões havaianos foram formados enquanto a placa pacífica se movia para o noroeste. Estes vulcões têm uma estadia relativamente curta de vida. Enquanto a placa move, novos vulcões se formam e os velhos tornam-se silenciosos e extintos.

Algumas das muitas estruturas tectônicas de Marte são análogas as fendas terrestres e às zonas das fendas. As fendas simples e estreitas são as características tectônicas mais comuns, e são causadas pelo esticamento da superfície da crosta. A escala das fendas é qualquer coisa de centenas de quilômetros a muito mais (como alguns quilômetros de largura a dez quilômetros de distancia) ou como Claritas Fossae, com 100 km largura, alguns quilômetros de profundidade e mais de 1.000 quilômetros de comprimento. O gigante Mariner Vallis é composto na maior parte de calhas, mas houve também outros processos envolvidos, como a massa que descia e corria em colapso, e a área do vale, no geral não possui nenhuma analogia, mesmo em baixa escala, com nada na Terra. Desde que Marte não possui nenhuma placa tectônica, sugeriu-se que o Valles Marineris foi aberto em conseqüência da tentativa da crosta de separar-se em placas. Há também outros tipos enigmáticos de fraturas em Marte, como as calhas poligonais. Não possuem mais de 1 km de largura e formam polígonos gigantes com formas de aproximadamente 5 km transversalmente. A análise mecânica não pôde ainda explicar a formação destas estranhas estruturas.

Como pode ser visto nas grandes bacias de impacto da Lua, os grandes impactos e a atividade vulcânica podem estar interligados, geralmente correto para as bacias de impacto, mas a atividade interna induzida do planeta poderia (possivelmente) ser transferida também para algum outro lugar por ondas de pressão. Isto foi sugerido para ter sido o caso com Hellas e Alba Patera, embora este não seja um modelo completamente provado. Seguindo o raciocínio: Enquanto o impacto de Hellas ocorreu, emitiu ondas de pressão através do planeta, e as ondas encontraram-se com outras no outro lado do planeta. Esta área, perto de Tharsis, já tinha uma crosta fina e uma atividade vulcânica elevada, e com as ondas causou uma desordem, a atividade vulcânica levou a formação de uma abóbada que nós chamamos Alba Patera.

Como já dito, há várias fraturas visíveis na superfície. Os cumes enrugados, são os mais comuns destes, e são encontrados na maior parte em planícies lisas. Houve também observações de falhas e dobras em torno dos vulcões, e são causados supostamente pela carga pesada da massa na crosta, gerando um afundamento lento da camada de suporte.

Os principais indicadores da deformação de uma superfície são normalmente as falhas, indicando a extensão, e os cumes enrugados que indicam a compressão. As características mais óbvias, em Marte, de deformação são, é claro, aquelas associadas com a protuberância de Tharsis. Em torno da protuberância existe um sistema vasto de fraturas radiais que afetam aproximadamente um terço da superfície do planeta. Os cumes de enrugamento também estão presentes, particularmente no lado do leste da protuberância em Lunae Planum. as fraturas e os cumes compressionais são devidos ao resultado dos stresses na litosfera causado pela presença da protuberância de Tharsis. As fraturas ocorrem também em outros lugares onde a crosta sofreu um diferencial de carga, como em torno das grandes bacias de impacto, tais como Hellas e Isidis, ou em torno dos grandes vulcões, tais como em Elysium Mons e Pavonis Mons. Como já falado, não há nenhuma evidência de movimento de placa como na Terra.

Esta imagem mostra uma série de pequenos cumes no Hesperia Planum. Estruturas parecidas somente ocorrem nas planícies do norte e do sul do Valles Marineris. Tais cumes são formados quando a crosta é comprimida por forças do interior do planeta. Repare que existem várias crateras, inclusive algumas sobre os cumes. Entretanto nenhuma delas foram deformadas. Sendo assim, a seqüência de eventos nesta região começou com formação das planícies, provavelmente por fluxos de lava, posteriormente as planícies foram comprimidas, formando os cumes. Esta deformação deve tem ocorrido logo após a formação das planícies. Finalmente, impactos de meteoritos produziram as crateras. Esses cumes são semelhantes aos encontrados na Lua. Essa imagem possui cerca de 100 quilômetros. Hesperia Planum Ridges (29°S,241°W).

Os grandes cânions do lado oriental da protuberância de Tharsis são o mais espectacular resultado da deformação da crosta. Os cânions estendem-se a leste do cume da protuberância de Tharsis percorrendo 4.000 quilômetros até que se fundem com o terreno caótico e os grandes canais ao sul da bacia de Chryse. Na seção central, onde diversos cânions se fundem, formam uma depressão de 600 quilômetros transversalmente por diversos quilômetros de profundidade. No entanto, a origem dos cânions é ainda insuficientemente compreendida. Os cânions são alinhadas ao longo das falhas radiais de Tharsis, e muitas das paredes dos cânions são penhascos retos, ou têm montanhas com faces triangulares, indicando claramente falhas. Outros processos também foram envolvidos na formação dos cânions. Partes das paredes cairam em enormes desmoronamentos e outras regiões das paredes estão profundamente escavados. A "escultura" fluvial é particularmente comum nas regiões orientais. Falhas podem ter criado a maioria do relevo inicial, porém outros processos também ocorreram nesses terrenos, tais como o movimento de massas e a ação fluvial. A criação de escarpas nas falhas pode também ter exposto aquíferos e reservatórios de água nas paredes do cânion permitido assim, o escoamento da água para dentro do cânion, criando desse modo lagos temporários.

Erosão por água.

Um dos maiores enigmas sobre os aspectos da geologia de Marte é a questão se a água jorrou durante a evolução do planeta. Embora a água líquida seja instável na superfície sob as circunstâncias atuais, nós vemos abundantes evidências da erosão da água. As características mais intrigantes são os grandes vales secos, interpretados como tendo sido formados por grandes inundações. Muitos dos vales começam nas áreas de onde foi denominado terreno caótico, no qual o terreno foi aparentemente desmoronado para formar uma superfície embatida e com blocos inclinados, 1~2 quilômetros abaixo do terreno circunvizinho. As maiores áreas de terreno caótico estão na região de Margaritifer Sinus, a leste dos cânions e ao sul da bacia de Chryse. Os grandes canais secos emergem do terreno caótico e estendem-se para o norte com uma inclinação regional descendente por centenas de quilômetros. Diversos canais gigantescos ao norte e a leste dos cânions convergem na bacia de Chryse e então continuam mais adiante para o norte, onde fundem-se posteriormente nas baixas planícies do norte. Os canais emergem sem redução de tamanho e possuem poucos ou nenhum afluentes. Eles aerodinamizaram paredes, poliram assoalhos, e frequêntemente formaram estruturas (ilhas) no formato de gotas d`água. Todas estas características sugerem que são o resultado de grandes inundações, do que resultado de uma erosão lenta causada por água corrente. Embora a maioria das inundações sejam em torno da bacia de Chryse, também são encontradas em outras regiões. Aquelas próximas a Elysium e Hellas já foram mencionadas. Outras ocorrem em Memnonia no Amazonis ocidental. As crateras de impacto sobrepostas aos canais de escoamento sugerem que possuem uma variada faixa de idades. De forma geral, os canais antigos parecem ter sido escavados por grandes inundações que jorraram do solo, outros por solapamento e colapso do subsolo e ainda outros até pela ação da chuva.

Um canal de escoamento no sul de Capri Chasma. A estrutura parece que foi formada pelo derretimento do gelo sub-superficial e a subsequente formação do canal. A região possui cerca de 300 km por 300 km.

Este mosaico da cabeçeira de Ravi Vallis mostra uma área de 300-km-de extensão do canal. Semelhante a muitos outros canais que esvaziaram-se dentro das planícies do norte de Marte, Ravi Vallis origina-se em uma região chamada de terreno caótico, na regiões mais antigas do planeta, os planaltos craterados do sul. As estrutura neste canal indicam que o canal foi cavado por um grande fluxo de água líquida movendo-se em alta velocidade. O começo abrupto do canal nesta imagem, sem nenhum sistema tributário aparente, sugere que a água que cavou o canal foi liberada sob grande pressão abaixo de uma camada confinada de terra congelada. O fluxo neste canal foi de oeste para leste. Este canal finalmente liga-se a um sistema de canais que flui em direção ao norte, dentro da Bacia de Chryse. Ravi Vallis (1°S,42°W).

As inundações foram enormes, algumas tiveram descargas cem vezes maiores que o fluxo anual do rio Mississipi. A causa das grandes inundações é incerta, e todas não podem ter tido a mesma origem. Uma possibilidade é que Marte tem um extensivo sistema de reservatórios de água e que em áreas baixas as grandes inundações são o resultado de pressões extremas. Uma outra possibilidade é a liberação catastrófica da água represada em lagos. Os sedimentos presentes dentro dos grandes cânions equatoriais sugerem que os cânions, pelo menos uma vez, contiveram lagos, provavelmente em conseqüência dos fluxos proveniente dos reservatórios de água sobre os terrenos circunvizinhos. A liberação catastrófica da água destes lagos pode ter criado alguns dos grandes canais que ligam com os cânions a leste. Depois que as inundações acabaram, os grandes lagos devem ter escoado nas extremidades dos canais, e diversas características lineares nas extremidades dos canais foram interpretadas como linhas da costa de lagos anteriores.

O sistema de canal na metade superior da imagem é Maja Vallis, com cerca de 10 quilômetros de largura por 1 quilômetro de profundidade, e estende-se por aproximadamente 180 quilômetros. Os canais parecem ter sido cavados pela liberação de água de Juventae Chasma (2°S,61°W), uma depressão caótica de 250 x 100 quilômetros localizada a centenas de quilômetros ao sul. O sistema de canal na metade abaixo da imagem é Vedra Vallis. Ambos os sistemas de canais começam em uma incisão dentro da superfície do velho e craterado Lunae Planum e descarregam dentro das planícies mais jovens de Chryse Planitia, no norte. A área mostrada possui aproximadamente 225 quilômetros. (18°N,55°W).

Outras características fluviais parecem ser o resultado da lenta erosão da água em movimento. As redes de vales ramificadas são encontradas durante todo o terreno altamente craterado (particularmente no hemisfério sul do planeta), sendo portanto, a princípio, estruturas mais antigas que os canais de escoamento. Porém, ocasionalmente ocorrem em algumas superfícies mais novas, como nos declives da elevação chamada Caldeira Alba, existem redes de vales com múltiplas ramificações que, por comparação, são muito jovens. De alguma forma, mesmo nos bilhões de anos mais recentes, a água líquida parece ter fluído aqui e ali, de tempos em tempos, pelos desertos de Marte. As redes de vales de Marte, assemelham-se a vales de rios terrestres possuindo afluentes e aumentando de tamanho rio abaixo, embora raramente um canal possa ser observado dentro de um vale. Os vales marcianos, são geralmente curtos comparados com os sistemas terrestres de rio, a maioria são menores do que umas centenas de quilômetros de comprimento, logo raramente formam um sistema de vale que dominem a drenagem de uma grande área. A explicação mais plausível para os vales é que foram formados pela erosão de água corrente. A natureza de abertura de alguns vales, as características das terminações dos afluentes, a escala dos ângulos da junção na forma de ramos são sugestivos com os reservatórios de água. Outras redes, entretanto, faltam estas características, e assemelham-se mais a vales formados pela movimentação da superfície.

Diferente dos canais de escoamento, muitos sistemas de redes de vales em Marte não mostram evidências de inundações catastróficas. Ao Invés, eles mostram uma grande semelhança com os sistemas de drenagem na Terra, onde a água escoa lentamente por períodos longos de tempo. Os vales, e também nesta imagem, são bem menores que os canais de escoamento já mostrados. Como na Terra, os pequenos canais juntam-se para formar canais maiores. Entretanto, essas redes de vales são bem menos desenvolvidas que os sistemas de drenagem típicos da Terra. Devido a ausência de canais de pequena escala nas redes de vale marcianas, imagina-se que os vales foram cavados primeiramente pelos reservatórios de água que fluíram em vez de água de chuva. Embora a água líquida seja instável, atualmente, na superfície de Marte, estudos teóricos indicam que fluidos dos reservatórios de água, são capazes de formarem redes de vales, desde que a água líquida esteja protegida por uma cobertura de gelo. Alternativamente, devido ao fato que as redes de vales estão confinadas nas regiões relativamente mais velhas de Marte, sua presença pode indicar que Marte possuiu um clima mais úmido e quente no início da sua história. A área mostrada possui cerca de 200 quilômetros. Rede de Vale (42°S,92°W).

Alguns dos vales visíveis na superfície de Marte podem ter sido cavados pelo deslocamento de gelo e não por cursos d'água, como se acreditava (segundo esta notícia de janeiro de 2.001). A afirmação é da geóloga Baerbel Lucchitta, do escritório de pesquisa geológica dos Estados Unidos em Flagstaff, no Arizona. Usando imagens de um sonar, Lucchitta notou semelhanças entre o relevo da Antártida e o de algumas regiões de Marte. Correntes de gelo e não fortes enchentes poderiam ter formado os longos canais que aparecem na superfície de Marte, de acordo com uma nova pesquisa financiada pela Nasa. Alguns canais do planeta vermelho têm uma surpreenente semelhança com artérias de fluxos de saída da Antártica, afirmou a cientista chefe Baerbel Lucchitta. A descoberta dá crédito à teoria de que Marte já foi um planeta úmido, disse a pesquisadora. Observando o Ares Vallis, um vale amplo de Marte, Lucchitta especulou: "As observações apóiam fortemente a noção de que algum dia existiu um oceano nas planícies do norte de Marte".

Recentemente, uma nova teoria chamada de "Marte Branco", levanta a hipótese de que a água líquida nunca escorreu na superfície do planeta e que Marte jamais foi quente e úmido.

Reservatórios de Gelo.

Embora o gelo seja instável em latitudes baixas, pode existir atualmente em profundidades de alguns a centenas de metros, devido a lenta taxa de difusão do vapor de água em volta do gelo, através dos materiais sobrejacentes, para a atmosfera. A presença quase universal de campos fluidizados em torno das crateras maiores que aproximadamente 5 quilômetros sugerem a presença de gelo ou de um reservatório de água nas profundidades maiores do que uma centena de metros. Há uma evidência da presença de gelo em latitudes elevadas.

Na faixa da latitude de 35º~50º em ambos os hemisférios, os fluxos nos restos de escombros de desmoronamentos ocorrem geralmente na base dos penhascos. Estes são fluxos convexos que estendem-se aproximadamente por 20 quilômetros além da base do penhasco. Tais características são raras, em baixas latitudes. A explicação mais simples é que nessas baixas latitudes, quando os penhascos se formaram, os tálus simplesmente acumularam na inclinação do penhasco, e assim inibiram uma erosão adicional. Em latitudes elevadas, entretanto, por causa da presença do gelo à terra, o gelo pode incorporar-se no tálus, desse modo facilitando o fluxo para baixo além do penhasco, expondo as paredes inclinadas a uma erosão adicional. Os fluxos nos desmoronamentos são particularmente comuns nas regiões onde foi denominado terreno desgastado, em que vales, foram cobertos por fluxos de escombros, estendendo-se das baixas planícies aos planaltos craterados. A formação destes vales parece estar ligada de alguma fo

Pólos

Em cada pólo, estende-se para fora na forma de um círculo até aproximadamente a latitude de 80 graus, possuindo pilhas de sedimentos mergulhados, os terrenos laminados. Em cima da superfície lisa de depósitos existem numerosos vales e baixos escarpamentos. Estes ondulam para fora do pólo em um sentido anti-horário no norte e em um sentido predominantemente horário no sul. Entre os vales, que são aproximadamente espaçados cerca 50 quilômetros, a superfície dos depósitos está muito lisa e quase livre de crateras. Durante a maioria do ano os depósitos mais profundos são cobertos com uma geada de CO2, mas no verão são degelados em parte. Os terrenos laminados acredita-se que são compostos de poeira e de gelo, com camadas formadas por proporções diferentes dos dois componentes. A escassez de crateras do impacto indica uma atividade relativamente recente, embora a idade dos depósitos pode ainda estar na ordem de centenas de milhões de anos. As camadas sugerem uma sedimentação cíclica, e a origem dos depósitos pode ser ligada de alguma maneira com o ciclo da obliquidade. A obliquidade que é o ângulo entre o plano equatorial de um planeta e o plano orbital, e no caso de Marte acredita-se que pode oscilar caóticamente sobre uma escala larga de valores. No maior valor da obliquidade, a insolação que incide sobre os pólos será duas vezes superior que o valor menor da obliquidade. Consequentemente, grandes mudanças cíclicas podem ocorrer nos pólos com a variação da obliquidade, como um aumento e diminuição da pressão atmosférica, dos calotes polares e também da temperatura global do planeta. Estas mudanças podem afetar os regimes de vento, a atividade da tempestades de poeira e as taxas globais de sedimentação nos pólos, causando desse modo os episódios de sedimentação. Os terrenos laminados podem ter como causa também por todo os eventos que resultassem na introdução de grandes quantidades de vapor de água na atmosfera. As possibilidades são de erupções vulcânicas, grandes inundações e impactos de cometas. Estes poderiam ser a causa de depósitos ricos de gelo de água nos pólos.

Marte, como a Terra teve uma história geológica diversa. Os terrenos altamente craterados preservaram evidências dos eventos que ocorreram durante o inicio da história do planeta. A atividade vulcânica ocorreu continuamente na história do planeta, possivelmente ainda ocorre no presente, e resultou na formação de planícies extensivas de lava e de gigantescos vulcões-escudo. As principais áreas de atividade vulcânica ocorreram em Tharsis e Elysium, que situam-se nos centros das grandes protuberâncias existentes na superfície do planeta. A protuberância de Tharsis causou fraturas sobre aproximadamente um terço da superfície do planeta, e estas fraturas podem ter contribuído para a formação dos enormes cânions a leste da protuberância. Inundações maciças de água fluíram periodicamente através da superfície, algumas entretanto foram provocadas de alguma forma pelo vulcanismo. Entretanto, a presença de algumas características na superfície, particularmente nos antigos planaltos craterados, das pequenas redes de vales ramificados indicam uma erosão lenta pela água líquida e possivelmente uma mudança do clima global do planeta. A morfologia das crateras de impacto, e a presença de numerosas estruturas que sugerem a presença de gelo, indicam que o gelo é abundante em profundidades rasas nas latitudes elevadas, e em profundidades mais elevadas nas menores latitudes. Assim, Marte é um planeta em que a maioria dos processos geológicos familiares a nós aqui na Terra, também ocorreram lá. Os dois planetas são, entretanto, também muito diferentes. A falta de placas tectônicas em Marte conduziu a uma estabilidade maior da superfície e ao desenvolvimento de enormes vulcões e gargantas. Além, a ineficiência da erosão da água em eliminar o relevo conduziu na preservação de características que variam extensamente na idade. Apesar da excelente cobertura fotográfica já realizada e da preservação quase perfeita, a origem de muitas das características permanece ainda obscura.

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A idade da superfície em Marte.

Um problema fundamental na ciência planetária é determinar como a superfície de um planeta mudou durante o tempo. Isto é importante porque nos diz algo sobre a dinâmica dos interiores planetários (por exemplo, como freqüentemente os vulcões entram em erupção ou como freqüentemente os terremotos ocorrem) e também algo sobre os processos que afetam os planetas (por exemplo, quando provavelmente é que um asteróide gigante pôde colidir com a Terra).

A maneira mais simples de descrever como uma superfície mudou sobre o tempo deve descrever a idade de cada parte dessa superfície. Por exemplo, um maneira seria fazer um mapa da superfície, usando cores como códigos, tais que cada cor representa-se uma escala diferente das idades. Mas como nós vamos determinar a idade de uma superfície? Na Terra, nós temos acesso fácil à superfície, e freqüentemente, existe muitas outras superfícies mais velhas enterradas abaixo de outras. (obviamente, se uma superfície enterra outra, a superfície mais profunda deve ser mais velha) Em uma garganta grande, por exemplo, pode-se ver as várias camadas de rocha que foram escavadas nas paredes da garganta, e ver a evolução da superfície na área diretamente. O processo de datar superfícies olhando os relacionamentos entre elas é chamado estratigrafia.

Além, com o desenvolvimento de técnicas de datação, nós podemos determinar quando que uma rocha se formou ou quando mudou o seu estado de forma direta, medindo a quantidade de materiais produzidos pela deterioração radioativa dentro da rocha. Esta técnica poderosa permitiu que nós determinássemos as idades absolutas de todas as superfícies na Terra, e aquelas superfícies na Lua de que as amostras foram retornadas pelas missões lunares Apollo e pelas duas missões robóticas soviéticas.

Para os outros planetas, como Marte, nós somos incapazes de aplicar esse método de datação até que nós possamos estudar as rochas das suas superfícies em um laboratório. As únicas ferramentas que nós podemos usar para explorar Marte são hoje fotografias feitas de sua órbita. A primeira característica das fotografias que vimos é um grande número crateras. Que uso nós podemos fazer das crateras para determinar a idade da superfície de Marte?

No geral, quanto mais crateras aparecem em uma superfície, mais velha a superfície é. Mas como a maioria dos princípios no mundo real, essa regra deve ser aplicada com cuidado.

Nossa melhor teoria sobre como os planetas se formaram nos diz que são agregamentos de corpos menores, que se chocaram e foram adicionados na massa de cada planeta. Eventualmente, a maioria destes corpos menores tinham se colidido com os planetas, e assim a taxa de craterização caiu para perto de zero. Os corpos maiores (esses que dariam forma às maiores crateras) provavelmente caíram antes da maioria dos corpos menores, desde que havia menos corpos maiores. De modo que, quanto maior uma cratera é, mais velha ela provavelmente é, pelo menos em relação a grande maioria das crateras menores.

Nós podemos aproximadamente dividir a história da formação das crateras em três períodos, do mais velho ao mais novo:

 

1. - as crateras grandes e pequenas deram forma
2. - somente as crateras pequenas deram forma
3. - muito poucas crateras deram forma

As crateras não são distribuídas uniformemente em Marte; em vez disso, há poucas áreas com números significativos de crateras muito grandes (mais de 300 quilômetros de diâmetro), a maioria das terras do hemisfério sul possuem somente crateras menores, e toda as planícies do norte possuem muito poucas crateras.

Nós podemos inserir códigos para estas regiões, usando o vermelho para altamente craterado (as áreas com as maiores crateras), o verde para as áreas intermediárias, e o azul para as áreas com menos crateras.

De forma aproximada, este é um mapa das idades das superfícies em Marte. As superfícies vermelhas se formaram no período 1, as superfícies verdes se formaram no período 2, e as superfícies azuis no período 3. Estes três períodos correspondem aproximadamente aos três períodos Noachian, Hesperian, e Amazonian de Marte (nome das regiões com idades aproximadas).

Se nada tivesse ocorrido durante o tempo para mudar a superfície de Marte, toda a superfície seria Noachian. O que aconteceu? Já que ninguém pode pensar em um processo que apague somente as crateras grandes, deve ter ocorrido algo que apagou todas as crateras e restaurou a superfície lisa.

Este processo foi provavelmente vulcânico: com o tempo, os fluxos de lava enterraram todas as crateras em algumas regiões. Outros processos como o aluimento ou a erosão também são possibilidades, mas estes teriam que trabalhar diferentemente em algumas áreas do que em outras, e isto não é provável -- na Terra, estas forças destruíram crateras em toda parte simultaneamente. Ao contrário dos processos vulcânicos, os processos de erosão acontecem geralmente em toda parte de uma vez.

A área com as maiores crateras deve ser a mais velha, desde que sobreviveu desde o período Noachian. A área com poucas crateras grandes deve também ter tido crateras grandes nela, mas algum processo deve tê-las apagado. Desde que a superfície ainda possui muitas crateras menores, isto deve ter ocorrido antes do período Hesperian ter terminado.

A área no norte quase sem crateras deve ter surgido após ter terminado o Hesperian, porque caso contrário muitas crateras teriam se formado de novo nela.

Assim, no período de Noachian, Marte foi coberto uniformemente com as grandes e pequenas crateras. Durante o período Hesperian, a superfície de Noachian acumulou crateras menores e as crateras grandes remanesceram, mas a superfície de Hesperian surgiu e então acumulou subseqüentemente somente crateras pequenas. Nós sabemos que algo cobriu a superfície de Amazonian após o fim do período Hesperian, pois se essa superfície fosse coberta antes de ter terminado o Hesperian, ele teria muitas crateras pequenas. Mas não há nenhuma maneira de saber quando isso aconteceu de forma mais precisa; nós somos incapazes de dizer que a superfície de Amazonian formou-se logo após do fim do período Hesperian.

Os impactos que deram forma às grandes bacias Isidis, Hellas, e Argyre foram grandes mas nunca o suficiente para cobrir uniformemente o planeta.

Note que é muito liso, e a metade cercada por um terreno craterado, e outra metade cercada por uma planície lisa. Isto sugere que o que quer que seja que preencheu a superfície de Amazonian fluiu em Isidis, mas não pode cobrir as paredes do sul da bacia. Lembre que as planícies do norte são mais baixas, e mais fáceis de serem cobertas.

Naturalmente, esta discussão é muito simplificada. Há uns relacionamentos estratigráficos (como o limite de Isidis) que é usado para determinar as idades relativas, além de às contagens de crateras. Os mapas mostrados aqui indicam crateras maiores que 100 quilômetros aproximadamente, e este pode ser feito mais exatamente usando milhares de crateras menores (lembre da nossa discussão que uma cratera de 100 quilômetros é uma cratera grande em Marte) Também, há curvas complexas para o número de impactos de um tamanho particular: a divisão em três períodos é razoavelmente arbitrária.

Veja agora no mapa as posições dos principais vulcões de Marte.

Os vulcões principais podem ser encontrados nas regiões mais novas, as superfícies de Amazonian. Isto era de se esperar, desde que as superfícies de Amazonian foram "recentemente" cobertas pela lava. Entretanto, é uma suposição acreditar que a lava que cobriu estas superfícies veio dos vulcões visíveis. Em vez disso, estas áreas são planícies vulcânicas, normalmente formadas de fissuras que foram subseqüentemente cobertas pela mesma lava que inundou as áreas circunvizinhas.

Topografia.

O novo mapa global de Marte revela a topografia do planeta em detalhes nunca antes vistos, melhor até do que muitas regiões continentais da Terra, segundo o Dr. Carl Pilcher da NASA, diretor de ciência para a exploração do sistema solar.

A vista em alta resolução foi criada usando 27 milhões de medidas de altura recolhidas entre 1.998 e 1.999 pelo altímetro a laser (MOLA) a bordo do Mars Global Surveyor que esta orbitando o planeta. O aparelho emite pulsos curtos de luz infravermelha na superfície de Marte e mede o tempo de retorno da luz refletida. Sabendo-se a órbita do Surveyor e o tempos resultantes, permite assim aos cientistas inferir sobre a altura do terreno abaixo com uma grande exatidão. Os dados obtidos foram montados em uma escala global com uma resolução de 37 milhas (60 km) no equador. Cada ponto de elevação é conhecido com uma exatidão de 42 pés (13 metros) no geral.

Os dados em 3D dão indícios sobre como a água fluiu no passado de Marte, ou seja há cerca de 4 bilhões de anos. Isto, por sua vez, pode render sugestões sobre o clima antigo e possivelmente fornecer evidências se a vida pode ter existido.

Os pesquisadores verificaram através da vista 3D que a diferença de altura entre o vale mais profundo ao pico mais alto é de cerca de 19 milhas (30 km). Esse valor é 1,5 vezes a escala de elevação da Terra.

O aspecto mais curioso do mapa topográfico de Marte é a diferença impressionante entre o hemisfério norte e o sul. O norte baixo e liso e o sul mais alto (cerca 3 milhas ou 5 quilômetros) e pesadamente craterado. Os dados do MOLA mostraram que a depressão do norte do hemisfério não é distintamente circular, e sugere que foram formados por processos geológicos internos durante os estágios mais adiantados da evolução de Marte.

As imagens mediram a imensa bacia de impacto no sul do planeta. Com seis milhas (9 km) de profundidade e 1.300 milhas (2.100 km) de largura, Hellas deve ter sido formado pelo impacto de um tremendo asteróide no passado de Marte. O "furo" no centro da bacia é tão grande que engoliria a montanha Everest. Em torno da bacia ergue-se um anel (uma cadeia de montanhas) com cerca de 1,25 milhas (cerca de 2 km) de altura e estica-se em 2.500 milhas (4.000 km) do centro da bacia para fora. Esse grande anel contribui significamente com a elevação da topografia no hemisfério sul.

Combinando os dados de elevação com as informações sobre a quantidade de gelo no pólo norte de Marte, os modelos de computador puderam deduzir em qual direção a água fluiu em Marte, quanto pode ter existido e até onde ela se estendeu.

A água fluiu no geral do sul para o norte, os dados revelaram com clareza a localização das áreas onde a água pode ter formado possas e lagos, falou Maria Zuber que trabalha em Goddard no Instituto de Tecnologia de Massachusetts. Segundo os modelos científicos, através desse novo mapa de Marte, verificou-se que as planícies do hemisfério do norte drenariam ¾ da água superficial de Marte.

A quantidade de água em Marte pode ser estimada usando os novos dados sobre os tampões e as regiões polares sul e norte. Os pólos parecem muito diferentes visualmente, mas mostram uma similaridade impressionante em perfis de elevação. Baseado na compreensão recente do pólo norte, isto sugere que o pólo sul possui uma quantidade significativa de gelo de água, além do gelo de dióxido de carbono.

O limite máximo atualmente da quantidade de água em Marte é 800.000 a 1,2 milhões de milhas cúbicas (3,2 a 4,7 milhões de quilômetros cúbicos), ou aproximadamente 1,5 vezes a quantidade de gelo que cobre a Groelândia. Os pesquisadores falaram que se ambos os tampões polares fossem compostos de gelo de água, o volume de água líquida cobriria o planeta com uma camada de 66 a 100 pés (22 a 33 metros) de profundidade. Este seria aproximadamente um terço da quantidade que os cientistas acreditam que uma vez existiu nos oceanos antigos propostos para Marte.

Usando os instrumentos a bordo do Mars Global Surveyor que permanece orbitando o planeta, os cientistas encontraram mais evidências abaixo da topografia de Marte que o planeta esteve mais quente e molhado, com possivelmente um oceano em seu hemisfério norte. E isso significa, que é possível que a vida pode ter existido.

"O que nos fizemos realmente é identificar um evento que poderia ter sido responsável ou contribuído quando Marte esteve mais úmido e quente, que pode ou não ter sido uma época em que a vida existiu ou não," disse Zuber.

O evento que Zuber refere-se é evidente na crosta do hemisfério norte. A crosta é importante porque foi formada em conseqüência de um derretimento. Há uma área no norte que os cientistas encontraram que foi submetida à perda de calor muito elevada – equivalente à perda de calor que está ocorrendo hoje nas bacias do oceano da Terra. Esse período de arrefecimento vigoroso significaria a liberação de gases na atmosfera que poderia ter derretido o gelo, liberando água nesse processo.

Os novos dados do orbiter sugerem que em algum ponto da história do planeta, as planas planicies do norte sofreram um aquecimento borbulhante, seguido por um rápido esfriamento quando sofreu uma inundação que originou-se um oceano. O planeta estava em um tremendo estado de transformação.

No hemisfério norte, os cientistas encontraram também os gigantes canais (sem perfurar a superfície, foi possível ver abaixo do que é visto no espaço) que percorrem milhares de quilômetros e que podem ter carregado mais água do que os cientistas pensaram ser possível. Esses canais poderiam ter sidos usados para encher rapidamente um oceano. Os canais abaixo das planícies do norte poderiam ter fluído do Valles Marineris e das regiões de Chyse e de Kasei Valles. A água que fluiu na superfície ou no subsolo nos canais que depois foram enterrados por sedimentos pode explicar a aparência das características. Seu grande tamanho sugere que as planícies do norte foram rapidamente enchidas. O hemisfério norte é extremamente liso e consistente com tal idéia. Entretanto, os cientistas não viram tudo que esperariam ver se houvesse, de fato, um oceano antigo.

Uma das coisas que falta desse enigma é que se houve um oceano, lá deve existir salinas ou seja sais e carbonatos. Zuber adiciona, embora, a poeira que envolve Marte, combinado com a passagem de quatro bilhões de anos podem ter coberto e misturado as evidências. No futuro, uma das coisas a fazer poderia ser escavar um pouco abaixo da superfície, onde pode existir essa mistura, e verificar assim a presença de sal.

Quando mais se aprende sobre o hemisfério norte, o sul é encoberto em mistério. O mapa subterrâneo revela que, começando no pólo sul, a espessura da crosta mede aproximadamente 80 km de profundidade. Começa então progressivamente a afinar na medida que aproxima-se do hemisfério norte, onde nivela em 40 km. Esse gradiente sugere que um padrão de derretimento muito incomum ocorreu. Mas pouco deste padrão é compreendido, especialmente porque os cientistas preferem estudar o norte.

As perguntas que realmente hoje intrigam os cientistas, é se a vida surgiu ou se poderia ter surgido no ambiente antigo de Marte. Para essa questões requeremos a compreensão da história da água. Assim quando você estuda Marte, você vai aonde a água está – e a água fluiu longe do hemisfério sul.

A missão Mars Global Surveyor de US$ 150 milhões foi lançada em 1.996. O orbitador começou a traçar o planeta no ano seguinte.

Em recente estudo (08.11.2001), os cientistas descobriram inesperados agrupamentos de grandes bacias de impacto enterradas sob as planícies do norte de Marte, que resultam da época do forte bombardeiamento. Os dados topográficos do altímetro a laser do orbitador de Marte (MOLA) foram usados para encontrá-los, porque, novamente, não podem ser vistos nas imagens da superfície de Marte. Acima destas bacias de impacto, estão finamente as planícies novas, mas a crosta da planície abaixo delas é realmente extremamente velha e formou-se muito, muito cedo na história de Marte, de acordo com Herbert Frey do Geodynamics Branch of NASA's Goddard Space Flight Center.