UNIVERSO E VIDA: PLANETA: COMO SE FORMOU?

Formação e evolução

de um planeta: Marte

Marte

A formação de Marte ocorreu simultaneamente com a formação dos outros planetas do sistema solar.

Nebulosa planetária. O sistema solar se formou a partir de nuvems de gases e poeira como esta.

O sistema solar originou-se de uma imensa nuvem de poeira e gases muitas vezes maior que o atual sistema solar, com temperatura de -230^oC e rotação muito lenta. Sob a influência da força da gravidade, iniciou-se a contração da região central dessa nuvem. Assim, formou-se uma região mais densa e quente (onde se originou o Sol) e uma região externa mais difusa (onde se originaram os planetas). A medida que a nuvem se contraia pela força da gravidade, a velocidade de rotação aumentava e a região central tornava-se cada vez mais quente.

Enquanto orbitavam o jovem Sol, pequenos grãos de rocha e gelo uniam-se uns aos outros através da colisão em baixa velocidade. Com o tempo, essas partículas foram crescendo e após cerca de 10 milhões de anos, formaram corpos maiores chamados planetesimais. Os planetesimais atraiam-se uns aos outros pela gravidade, formando corpos ainda maiores chamados planetas. Portanto, os planetas foram formados pela acreção, ou seja, união de planetesimais através da atração gravitacional.

Formação dos planetesimais e planetasa partir da imensa nuvem de gpas e poeira.

Próximo ao jovem Sol as temperaturas eram mais elevadas, fazendo com que a grande parte do componente gasoso da nuvem que originou o sistema solar migrasse para a periferia. Assim os planetas que se originaram próximo ao Sol ficaram ricos em rochas e metais e, portanto, denominados rochosos. Existem quatro planetas rochosos: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, que são muito menores que os planetas gasosos, ricos em hidrogênio e muito maiores que os rochosos. Na formação dos gigantes gasosos, o jovem Sol já tinha energia suficiente para produzir a fusão nuclear e tornar-se uma estrela verdadeira. Marte foi criado a partir da união de vários planetesimais, que se colidiam uns aos outros e uniam-se pela atração gravitacional. Acredita-se que Marte estava completamente formado há 4,56 bilhões de anos.

Formação dos planetas rochosos e gasosos.

A superfície do jovem planeta Marte foi intensamente bombardeada por meteoritos. A cada impacto, grande quantidade de energia era liberada aumentando consideravelmente a temperatura do planeta, a ponto de causar o derretimento de rochas e metais. Os elementos mais pesados, como os metais, migraram para o interior do planeta formando o núcleo de Marte. Já as rochas deram origem ao manto e crosta marciana. Através do fenômeno de convecção, o magma mais quente emergia das regiões próximas ao núcleo, alcançava a superfície e dava origem ao vulcanismo e tectonismo. Assim, grandes quantidades de lava emergiam do interior do planeta Marte, inundando imensas regiões, renovando terrenos e originando vulcões. Os primeiros vulcões formaram-se há 3,5 bilhões de anos.

Elementos mais pesados como os metais migram para o O magma mais quente do interior
interior do planeta dando origem ao núcleo. de Marte emerge até a superfície
dando origem aos vulcões e modi-
ficando a crosta do planeta.

Os gases produzidos pelos vulcões e magma quente deram origem a uma atmosfera densa, capaz de reter calor no planeta e permitir a existência de água líquida sobre a superfície de Marte na era Noachian. Nesse período, Marte era quente, continha água líquida na superfície e elementos orgânicos (carbono, hidrogênio, oxigênio, nitrogênio), condições essenciais para o desenvolvimento de formas de vida. Alguns pesquisadores acreditam que se a vida apareceu em Marte, muito provavelmente foi neste período.

Ao contrário da Terra, Marte não conseguiu reter calor e resfriou-se depressa, solidificando seu núcleo de ferro e o magma do manto. Consequentemente, a atividade vulcânica foi se tornando cada vez mais rara e, além disso, o número de impactos foi ficando cada vez menor. Dessa forma, Marte perdeu suas principais fontes de energia e calor. o fato do planeta vermelho estar mais afastado do Sol do que a Terra, também contribuiu para o seu resfriamento.

A atmosfera foi se dissipando lentamente para o espaço devido a pouca gravidade de Marte, provocando o resfriamento da superfície para uma temperatura ao redor de – 60^oC e diminuição da pressão atmosférica. Dessa forma, a água desapareceu da superfície, já que foi transformada em gelo pelo frio e este, por sua vez, sofreu sublimação (passagem do estado sólido diretamente para o gasoso) por causa da baixa pressão atmosférica. Nesse período a água era encontrada na forma de gelo nos pólos de Marte e provavelmente no subsolo marciano.

Por conta de algum vulcanismo ainda remanescente, o gelo do subsolo pode ter sofrido derretimento causando eventuais inundações em Marte no era Hesperian. Eventuais impactos também eram capazes de produzir calor e derretimento do gelo do subsolo, provocando períodos de chuvas no planeta. Outro fator responsável pelo degelo eram as mudanças climáticas geradas pela alteração na obliquidade de Marte. Na era Hesperian, Marte era mais frio e seco que na era Noachian, mas possuia períodos de aquecimento e inundações provocados por eventuais impactos, vulcanismo remanescente e alterações climáticas. Nesses períodos de inundações ocorreu a formação de redes de canais na superfície do planeta vermelho.
A atividade vulcânica na área de Tharsis aumentou gradativamente. Há 3,5 bilhões de anos, formaram-se pequenos vulcões nas regiões de Tharsis e Insidia Planitia. Os vulcões de Elysium planitia foram formados há 2,5 bilhões de anos. A elevação da região de Tharsis provocou uma enorme fratura a crosta que posteriormente originou os Valles Marineris (o qual também sofreu ação da erosão). Há 1 ou 2 bilhões de anos, o gigante vulcão Olympus Mons foi formado. A atividade desse vulcão foi curta e cessou há 800 milhões de anos, mas alguns pesquisadores acreditam que isso tenha ocorrido há 200 milhões de anos.

Eras geológicas

No início da formação do sistema solar, havia milhares de corpos (os planetesimais) cruzando o espaço em todas as direções, colidindo uns aos outros e unindo-se através do processo de acreção para formar os planetas. Com o aumento da massa planetária pela acreção, a força gravitacional também aumentava, tornando os impactos cada vez mais violentos. Após cerca de 700 milhões de anos de intenso bombardeio de meteoritos, a taxa de impactos teve uma queda importante, já que os planetesimais foram se tornando cada vez mais raros, devido sua união com o planeta em formação.
Sabe-se que os maiores planetesimais foram os primeiros a desaparecerem. Além disso, quanto maior o tamanho do corpo planetesimal, maior será a cratera por ele formada após o impacto. Portanto, Conclui-se que as maiores crateras são as mais antigas. Os impactos com corpos menores continuaram acontecendo, mas com o passar do tempo, mesmo estes se enfraqueceram e desapareceram.
Se analisarmos o mapa de crateras na superfície marciana, notaremos que a sua distribuição não é uniforme. Veremos áreas com um número significativo de grandes e pequenas crateras, áreas com apenas pequenas crateras e regiões com raríssimas crateras. Se nada tivesse mudado a superfície do planeta Marte após os bombardeios de meteoritos, toda a superfície do planeta seria constituída por pequenas e grandes crateras distribuídas uniformemente sobre o solo marciano.

Mapa de impactos de Marte. Azul = raras crateras, Verde
= pequenas crateras, Vermelho = pequenas e grandes crateras

.
No entanto, isso não ocorreu. Certos processos, principalmente o vulcanismo, renovaram algumas regiões de Marte e apagaram as crateras. Assim, concluímos que os terrenos com um maior números de crateras são mais antigos que os terrenos com raras crateras. Podemos então, dividir a história de Marte em três grandes eras:

Era Noachian: maior taxa de impactos, presença de pequenas e grandes crateras. É a era mais antiga da história de Marte.

Era Hesperian: marcada pela presença de impactos menores e pequenas crateras.

Era Amazonian: caracterizada por raros impacto de meteoritos e formação de pequenas crateras. É a era mais recente da história evolutiva de Marte. No início da Era Noachian, o planeta vermelho estava coberto por pequenas e grandes crateras de impactos. No final desse período, devido ao intenso vulcanismo, algumas regiões foram cobertas por imensas quantidades de magma enquanto outras áreas não foram cobertas. Assim alguns terrenos marcianos foram renovados e tiveram suas crateras apagadas, enquanto outros terrenos continuavam com pequenas e grandes crateras.
Na era Hesperian, os terrenos da era Noachian (que não sofreram renovação) continuaram sofrendo impacto de meteoritos, mas agora, somente os de pequeno tamanho, que formavam crateras menores na superfície. Dessa forma, esses terrenos mais antigos acumularam grandes e pequenas crateras de impactos. Por outro lado, os terrenos da era Hesperian (aqueles que sofreram renovação) acumularam apenas pequenos impactos e crateras menores.

No final da era Hesperian o ciclo recomeçou e o magma renovou algumas áreas e outras não. As áreas renovadas deram origem aos terrenos da era Amazonian, que por sinal, sofreram raros impactos, sendo caracterizados por não apresentar abundância de crateras.

Resumo:

Era Noachian: os terrenos dessa era foram submetidos a impactos de pequenos e grandes planetesimais com formação de crateras maiores e menores. É a era mais antiga de Marte e seus terrenos foram os primeiros a serem formados durante a evolução de Marte.

Era Hesperian: os terrenos do Hesperian foram submetidos apenas aos pequenos impactos e, portanto, caracterizados pela presença de pequenas crateras.

Era Amazonian: á a era mais recente da história de Marte e seus terrenos foram formados após a época de intenso bombardeio de meteoritos. Por esse motivo possuem raríssimas crateras e todas elas de pequeno tamanho.

A divisão da história de Marte em três eras baseadas nas características da superfície marciana é bastante útil, porém, insuficientes para os geólogos. Para eles é necessário datar precisamente o início e final de cada era, mas para isso, seria necessário coletar amostras de rochas de cada um dos terrenos formados nas respectivas eras.
Na ausência de amostras do solo marciano, a solução para datar as eras geológicas do planeta vermelho, a solução foi comparar a formação e evolução de Marte com a formação e evolução da Lua. No caso da Lua, os pesquisadores conhecem a taxa de impactos e possuem amostras de rochas do solo lunar, trazidas pelas missões espaciais enviadas à Lua. Assim, sabe-se com certa precisão, quando as grandes crateras lunares foram formadas e qual a idade dos terrenos com pequenas crateras. A partir disso, só foi preciso comparar a taxa de impactos da Lua e Marte e estimar a idade dos diferentes terrenos marcianos com base na idade dos terrenos lunares. No entanto, alguns fatos devem ser levados em consideração

:

Marte fica próximo do cinturão de asteróides e pode ter sofrido mais impactos do que a Lua.

Ninguém sabe se os mesmos asteróides que atingiram a Lua também atingiram Marte.

Um asteróide de metal provoca mais estrago que um asteróide de gelo.

A velocidade dos corpos é menor em Marte, pois está mais afastado do Sol, e quanto menor a velocidade de um corpo, menor a energia de impacto. Dessa forma, um asteróide colidindo com a Lua provocaria uma cratera maior, devido sua maior velocidade; enquanto que o mesmo asteróide provocaria uma cratera menor em Marte, devido sua menor velocidade.

Marte possui atmosfera, que desintegra total ou parcialmente um meteorito, diminuindo a magnitude do impacto na superfície. A Lua não possui atmosfera para amortecer os impactos.

Marte sofre erosão do vento que pode apagar crateras menores. Este fenômeno não acontece na Lua. O primeiro modelo para datar a superfície de Marte surgiu em 1973 e foi proposto por Hartmann, que considerou que Marte teve 6,2 vezes mais impactos que a Lua. Soderblom, em 1974, postulou um modelo que não levava em conta as diferenças nas taxas de impactos entre a Lua e Marte. Neukun e Hiller, em 1981, consideraram que Marte te duas vezes mais impactos que a Lua nos primeiros três bilhões de anos e taxa de impactos iguais a partir daí. Em 2001 Hartmann e Neukun fizeram uma nova revisão e propuseram um outro modelo para datar as eras geológicas de Marte, como mostrado na tabela abaixo. Somente com amostras do solo marciano será possível datar precisamente o início e fim de cada era geológica.

Período	Bilhões de anos atrás
Noachian	4,5 até 3,5
Hesperian	3,5 até 2,9
Amazoniam	2,9 até hoje

Resumo:

formação

e evolução de Marte

Formação de Marte pela acreção de planetesimais.

A: nebulosa planetária. B: contração da nebulosa. C: formação dos planetesimais ricos em metais e rochas (próximo ao Sol) e constituídos por metais, rochas e gelo (mais distante do Sol.). D: formação do planetas rochosos e gasosos. E: final da formação do sistema solar.

Derretimento das rochas e metais por conta do calor liberado pelos impactos.

Marte no início de sua história, com rochas e metais derretidos em sua superfície.

As substâncias mais pesadas (como o ferro) migraram para o interior do planeta dando origem ao núcleo, enquanto que as substâncias mais leves como as rochas, formaram o manto e a crosta de Marte.

Através da convecção, o magma mais quente emergia das regiões próximas ao núcleo e atingia a superfície, dando origem aos vulcões, fraturas na crosta e montanhas.

Os gases liberados pelo vulcanismo deram origem a uma atmosfera densa, permitindo que Marte conservasse calor.

Nessa época (no período Noachian), Marte era um planeta quente, com intensa atividade vulcânica e grande número de impactos de meteoritos. Também possuía água no estado líquido e chuvas. Se a vida surgiu em Marte, muito provavelmente ocorreu nesse período.

Visões de Marte no período Noachian.

Com o tempo, o número de impactos diminui significantemente e o planeta foi se resfriando gradativamente.

Com o resfriamento, o núcleo e o manto foram se solidificando e a atividade vulcânica tornando-se cada vez mais rara.

Devido sua pouca gravidade, o planeta vermelho foi perdendo sua atmosfera para o espaço, tornando-se incapaz de reter calor diminuindo de forma importante a pressão atmosférica em sua superfície.

Com a incapacidade de reter calor, a superfície de Marte resfriou-se até uma temperatura média de – 60^oC. Com isso, a água da superfície congelou e sofreu sublimação (passou do estado sólido para o gasoso), por conta da baixa pressão atmosférica. Como conseqüência desse fenômeno, a água desapareceu da superfície do planeta.

O gelo, agora, era encontrado em grande parte no subsolo e mistura às rochas, formando o solo de permafrost.

Nessa época, (na era Hesperian) impactos um pouco maiores produziam energia suficiente para derreter o gelo, provocar chuvas torrenciais e aquecimento do planeta. Além disso, o magma proveniente de atividade vulcânica remanescente, derretia o gelo do subsolo provocando inundações. Mudanças climáticas também podiam provocar o derretimento do gelo em determinadas regiões do planeta.

Portanto, na era Hesperian, Marte era frio e mais seco, mas com períodos de inundações e chuvas provocados por impactos, vulcanismo e mudanças climáticas. Essas inundações eram capazes de produzir redes de canais na superfície.

Com a extinção completa do vulcanismo e dos impactos, Marte tornou-se definitivamente um planeta frio e seco, semelhante a um deserto rochoso com temperaturas abaixo de 0^oC.