Astronomia em Marte - Astronomy on Mars
.jpg)
Em muitos casos, os fenômenos astronômicos vistos do planeta Marte são iguais ou semelhantes aos vistos da Terra, mas às vezes (como acontece com a visão da Terra como uma estrela da tarde / manhã) eles podem ser bastante diferentes. Por exemplo, como a atmosfera de Marte não contém uma camada de ozônio , também é possível fazer observações UV da superfície de Marte.
Temporadas
Marte tem uma inclinação axial de 25,19 °, bastante próxima do valor de 23,44 ° para a Terra , e, portanto, Marte tem estações de primavera, verão, outono e inverno, assim como a Terra. Como na Terra, os hemisférios sul e norte têm verão e inverno em épocas opostas.
No entanto, a órbita de Marte tem uma excentricidade significativamente maior do que a da Terra. Portanto, as estações são de duração desigual, muito mais do que na Terra:
| Temporada | Sols (em Marte) |
Dias (na Terra) |
|---|---|---|
| Primavera do norte, outono do sul: | 193,30 | 92,764 |
| Verão do norte, inverno do sul: | 178,64 | 93,647 |
| Outono do norte, primavera do sul: | 142,70 | 89.836 |
| Inverno do norte, verão do sul: | 153,95 | 88.997 |
Em termos práticos, isso significa que verões e invernos têm durações e intensidades diferentes nos hemisférios norte e sul . Os invernos no norte são quentes e curtos (porque Marte está se movendo rapidamente perto de seu periélio ), enquanto os invernos no sul são longos e frios (Marte está se movendo lentamente perto do afélio ). Da mesma forma, os verões no norte são longos e frios, enquanto os verões no sul são curtos e quentes. Portanto, os extremos de temperatura são consideravelmente mais amplos no hemisfério sul do que no norte.
A defasagem sazonal em Marte não é mais do que alguns dias, devido à falta de grandes massas de água e fatores semelhantes que proporcionariam um efeito tampão. Assim, para as temperaturas em Marte, "primavera" é aproximadamente a imagem espelhada do "verão" e "outono" é aproximadamente a imagem espelhada do "inverno" (se você considerar os solstícios e equinócios como o início de suas respectivas estações), e se Marte tivesse uma órbita circular, as temperaturas máxima e mínima ocorreriam alguns dias depois dos solstícios de verão e inverno , em vez de cerca de um mês depois, como na Terra. A única diferença entre as temperaturas da primavera e do verão é devido à excentricidade relativamente alta da órbita de Marte: na primavera do norte, Marte está mais longe do Sol do que durante o verão do norte e, portanto, por coincidência a primavera é ligeiramente mais fria do que o verão e o outono é ligeiramente mais quente do que inverno. No entanto, no hemisfério sul, o oposto é verdadeiro.
As variações de temperatura entre a primavera e o verão são muito menores do que as variações bruscas que ocorrem em um único sol marciano (dia solar). Diariamente, as temperaturas atingem o pico ao meio-dia solar local e atingem um mínimo à meia-noite local. Isso é semelhante ao efeito nos desertos da Terra, só que muito mais pronunciado.
A inclinação axial e a excentricidade da Terra (ou Marte) não são fixas de forma alguma, mas variam devido a perturbações gravitacionais de outros planetas do Sistema Solar em uma escala de tempo de dezenas de milhares ou centenas de milhares de anos. Assim, por exemplo, a excentricidade da Terra de cerca de 1% flutua regularmente e pode aumentar até 6%, e em algum ponto no futuro distante a Terra também terá que lidar com as implicações calendáricas de estações de durações amplamente diferentes e as principais perturbações climáticas que vão junto com ele.
Além da excentricidade, a inclinação axial da Terra também pode variar de 21,5 ° a 24,5 °, e a duração desse "ciclo de obliquidade" é de 41.000 anos. Acredita-se que essas e outras mudanças cíclicas semelhantes sejam responsáveis pelas eras glaciais (veja os ciclos de Milankovitch ). Em contraste, o ciclo de obliquidade de Marte é muito mais extremo: de 15 ° a 35 ° ao longo de um ciclo de 124.000 anos. Alguns estudos recentes chegam a sugerir que, ao longo de dezenas de milhões de anos, a oscilação pode chegar a 0 ° a 60 °. A grande Lua da Terra aparentemente desempenha um papel importante em manter a inclinação axial da Terra dentro de limites razoáveis; Marte não tem essa influência estabilizadora e sua inclinação axial pode variar de forma mais caótica.
A cor do céu
A tonalidade normal do céu durante o dia é um vermelho rosado; no entanto, nas proximidades do sol poente ou nascente, ele é azul. Isso é exatamente o oposto da situação na Terra. No entanto, durante o dia, o céu é de uma cor amarelo-amarronzada "caramelo". Em Marte, o espalhamento de Rayleigh é geralmente um efeito muito pequeno. Acredita-se que a cor do céu seja causada pela presença de 1% em volume de magnetita nas partículas de poeira. O crepúsculo dura muito depois de o Sol se pôr e antes de nascer, por causa de toda a poeira na atmosfera de Marte. Às vezes, o céu marciano assume uma cor violeta, devido à dispersão de luz por partículas muito pequenas de gelo de água nas nuvens.
Gerar imagens em cores reais precisas da superfície de Marte é surpreendentemente complicado. Há muita variação na cor do céu reproduzida nas imagens publicadas; muitas dessas imagens, no entanto, estão usando filtros para maximizar o valor científico e não estão tentando mostrar as cores verdadeiras. No entanto, por muitos anos, o céu em Marte foi considerado mais rosado do que agora se acredita.
Fenômenos astronômicos
Terra e Lua
Visto de Marte, a Terra é um planeta interno como Vênus (uma "estrela da manhã" ou "estrela da tarde"). A Terra e a Lua parecem estrelas a olho nu, mas os observadores com telescópios as veriam como crescentes, com alguns detalhes visíveis.
Um observador em Marte seria capaz de ver a Lua orbitando ao redor da Terra, e isso seria facilmente visível a olho nu . Por outro lado, os observadores na Terra não pode ver os satélites qualquer outro do planeta a olho nu, e não foi até pouco depois da invenção do telescópio que os primeiros tais satélites foram descobertos ( Jupiter 's luas de Galileu ).
Na separação angular máxima, a Terra e a Lua seriam facilmente distinguidas como um planeta duplo, mas cerca de uma semana depois eles se fundiriam em um único ponto de luz (a olho nu), e então cerca de uma semana depois disso, a Lua alcance a separação angular máxima no lado oposto. A separação angular máxima da Terra e da Lua varia consideravelmente de acordo com a distância relativa entre a Terra e Marte: é cerca de 25 ′ quando a Terra está mais próxima de Marte (perto da conjunção inferior ), mas apenas cerca de 3,5 ′ quando a Terra está mais distante de Marte (perto da conjunção superior ). Para efeito de comparação, o diâmetro aparente da Lua da Terra é 31 ′.
A separação angular mínima seria inferior a 1 ′ e, ocasionalmente, a Lua seria vista transitando na frente ou passando por trás (sendo ocultada pela) Terra. O primeiro caso corresponderia a uma ocultação lunar de Marte visto da Terra, e como o albedo da Lua é consideravelmente menor do que o da Terra, ocorreria uma queda no brilho geral, embora isso fosse muito pequeno para ser perceptível por casuais nus observadores oculares porque o tamanho da Lua é muito menor que o da Terra e cobriria apenas uma pequena fração do disco terrestre.
Mars Global Surveyor fotografou a Terra e a Lua em 8 de maio de 2003 13:00 UTC, muito perto do alongamento angular máximo do Sol e a uma distância de 0,930 UA de Marte. As magnitudes aparentes foram dadas como -2,5 e +0,9. Em momentos diferentes, as magnitudes reais variam consideravelmente, dependendo da distância e das fases da Terra e da Lua.
De um dia para o outro, a visão da Lua mudaria de forma muito diferente para um observador em Marte e para um observador na Terra. A fase da Lua vista de Marte não mudaria muito de um dia para o outro; corresponderia à fase da Terra e só mudaria gradualmente à medida que a Terra e a Lua se movessem em suas órbitas ao redor do Sol. Por outro lado, um observador em Marte veria a Lua girar, com o mesmo período de seu período orbital, e veria características laterais que nunca podem ser vistas da Terra.
Como a Terra é um planeta interno, os observadores em Marte podem ocasionalmente visualizar trânsitos da Terra através do sol . O próximo acontecerá em 2084. Eles também podem ver os trânsitos de Mercúrio e de Vênus.
Phobos e Deimos
A lua Fobos aparece com cerca de um terço do diâmetro angular que a Lua cheia aparece da Terra; por outro lado, Deimos parece mais ou menos como uma estrela com um disco quase imperceptível. Fobos orbita tão rápido (com um período de pouco menos de um terço de um sol) que nasce no oeste e se põe no leste, e o faz duas vezes por sol; Deimos, por outro lado, nasce no leste e se põe no oeste, mas orbita apenas algumas horas mais devagar do que um sol marciano, então passa cerca de dois sóis e meio acima do horizonte de cada vez.
O brilho máximo de Fobos na "lua cheia" é de magnitude -9 ou -10, enquanto para Deimos é de cerca de -5. Em comparação, a Lua cheia vista da Terra é consideravelmente mais brilhante com magnitude -12,7. Fobos ainda é brilhante o suficiente para projetar sombras; Deimos é apenas ligeiramente mais brilhante do que Vênus da Terra. Assim como a Lua da Terra, Fobos e Deimos são consideravelmente mais fracos em fases não completas. Ao contrário da Lua da Terra, as fases e o diâmetro angular de Fobos mudam visivelmente de hora em hora; Deimos é muito pequeno para que suas fases sejam visíveis a olho nu.
Ambos Fobos e Deimos têm órbitas equatoriais de baixa inclinação e orbitam bastante perto de Marte. Como resultado, Fobos não é visível nas latitudes ao norte de 70,4 ° N ou ao sul de 70,4 ° S; Deimos não é visível das latitudes ao norte de 82,7 ° N ou ao sul de 82,7 ° S. Observadores em altas latitudes (menos de 70,4 °) veriam um diâmetro angular visivelmente menor para Fobos porque eles estão mais longe dele. Da mesma forma, os observadores equatoriais de Fobos veriam um diâmetro angular visivelmente menor para Fobos quando ele está subindo e se pondo, em comparação com quando está acima.
Os observadores em Marte podem ver trânsitos de Fobos e trânsitos de Deimos através do sol . Os trânsitos de Fobos também poderiam ser chamados de eclipses parciais do Sol por Fobos, uma vez que o diâmetro angular de Fobos é de até metade do diâmetro angular do Sol. No entanto, no caso de Deimos, o termo "trânsito" é apropriado, uma vez que aparece como um pequeno ponto no disco do Sol.
Como Fobos orbita em uma órbita equatorial de baixa inclinação, há uma variação sazonal na latitude da posição da sombra de Fobos projetada na superfície marciana, circulando do extremo norte ao extremo sul e vice-versa. Em qualquer localização geográfica fixa em Marte, há dois intervalos por ano marciano quando a sombra está passando por sua latitude e cerca de meia dúzia de trânsitos de Fobos podem ser observados naquela localização geográfica ao longo de algumas semanas durante cada intervalo. A situação é semelhante para Deimos, exceto que apenas zero ou um trânsitos ocorrem durante esse intervalo.
É fácil ver que a sombra sempre recai sobre o "hemisfério de inverno", exceto quando se cruza o equador durante o vernal e outonais equinócios . Assim, os trânsitos de Fobos e Deimos acontecem durante o outono e inverno marcianos no hemisfério norte e no hemisfério sul. Perto do equador, eles tendem a ocorrer em torno do equinócio de outono e do equinócio primaveril; mais longe do equador, eles tendem a acontecer mais perto do solstício de inverno . Em ambos os casos, os dois intervalos em que os trânsitos podem ocorrer ocorrem mais ou menos simetricamente antes e depois do solstício de inverno (no entanto, a grande excentricidade da órbita de Marte impede a verdadeira simetria).
Os observadores em Marte também podem ver os eclipses lunares de Fobos e Deimos. Fobos passa cerca de uma hora na sombra de Marte; para Deimos, cerca de duas horas. Surpreendentemente, apesar de sua órbita estar quase no plano do equador de Marte e apesar de sua distância muito próxima de Marte, há algumas ocasiões em que Fobos escapa de ser eclipsado.
Fobos e Deimos têm rotação síncrona , o que significa que têm um "lado oposto" que os observadores na superfície de Marte não podem ver. O fenômeno da libração ocorre tanto para Fobos quanto para a Lua da Terra , apesar da baixa inclinação e excentricidade da órbita de Fobos. Devido ao efeito de librações e paralaxe devido à curta distância de Fobos, observando em latitudes altas e baixas e observando como Fobos está subindo e se pondo, a cobertura total geral da superfície de Fobos que é visível em um momento ou outro de um localização ou outra na superfície de Marte é consideravelmente maior do que 50%.
A grande cratera Stickney é visível ao longo de uma borda da face de Fobos. Seria facilmente visível a olho nu da superfície de Marte.
Cometas e meteoros
Como Marte tem uma atmosfera que é relativamente transparente em comprimentos de onda ópticos (assim como a Terra, embora muito mais fina), meteoros serão vistos ocasionalmente. As chuvas de meteoros na Terra ocorrem quando a Terra cruza a órbita de um cometa e, da mesma forma, Marte também tem chuvas de meteoros, embora sejam diferentes das da Terra.
Acredita-se agora que o primeiro meteoro fotografado em Marte (em 7 de março de 2004 pelo robô Spirit ) fez parte de uma chuva de meteoros cujo corpo principal era o cometa 114P / Wiseman-Skiff . Como o radiante estava na constelação de Cefeu , essa chuva de meteoros poderia ser apelidada de Cefeidas Marcianas.
Como na Terra, quando um meteoro é grande o suficiente para realmente impactar a superfície (sem queimar completamente na atmosfera), ele se torna um meteorito . O primeiro meteorito conhecido descoberto em Marte (e o terceiro meteorito conhecido encontrado em algum lugar diferente da Terra) foi a Rocha do Escudo de Calor . O primeiro e o segundo foram encontrados na lua pelas missões Apollo .
Em 19 de outubro de 2014, a Comet Siding Spring passou extremamente perto de Marte , tão perto que o coma pode ter envolvido o planeta.
Auroras
As auroras ocorrem em Marte, mas não nos pólos como na Terra, porque Marte não tem campo magnético em todo o planeta. Em vez disso, eles ocorrem perto de anomalias magnéticas na crosta de Marte , que são remanescentes de dias anteriores, quando Marte tinha um campo magnético. As auroras marcianas são um tipo distinto, não visto em nenhum outro lugar do Sistema Solar . Eles provavelmente também seriam invisíveis ao olho humano, sendo fenômenos amplamente ultravioleta.
Pólos celestes e eclíptica
A orientação do eixo de Marte é tal que seu pólo celeste norte está em Cygnus em RA 21 h 10 m 42 s Decl. + 52 ° 53,0 ′ (ou mais precisamente, 317,67669 +52,88378), perto da estrela de magnitude 6 BD +52 2880 (também conhecido como HR 8106, HD 201834 ou SAO 33185), que por sua vez está em RA 21 h 10 m 15,6 s Decl. + 53 ° 33 ′ 48 ″.
As duas estrelas principais na Cruz do Norte , Sadr e Deneb , apontam para o pólo celestial norte de Marte. O pólo está a meio caminho entre Deneb e Alpha Cephei , a menos de 10 ° do primeiro, um pouco mais do que a distância aparente entre Sadr e Deneb. Por causa de sua proximidade com o pólo, Deneb nunca se estabelece em quase todo o hemisfério norte de Marte. Exceto em áreas próximas ao equador, Deneb circunda permanentemente o Pólo Norte. A orientação de Deneb e Sadr seria um ponteiro de relógio útil para indicar a hora sideral .
O pólo celestial norte de Marte também está a apenas alguns graus de distância do plano galáctico . Assim, a Via Láctea , especialmente rica na área de Cygnus, é sempre visível do hemisfério norte.
O pólo Sul celeste é correspondentemente encontrada em nove h 10 m 42 s e -52 ° 53,0 ', que é um par de graus a partir da estrela de 2.5 magnitude Kappa Velorum (que é a nove h 22 m 06,85 s -55 ° 00,6' ), que poderia, portanto, ser considerada a estrela polar meridional. A estrela Canopus , a segunda mais brilhante no céu, é uma estrela circumpolar para a maioria das latitudes ao sul.
As constelações do zodíaco da eclíptica de Marte são quase iguais às da Terra - afinal, os dois planos da eclíptica têm apenas uma inclinação mútua de 1,85 ° - mas em Marte, o Sol passa 6 dias na constelação de Cetus , saindo e entrando novamente Assim sendo, Peixes , perfazendo um total de 14 constelações zodiacais. Os equinócios e solstícios também são diferentes: para o hemisfério norte, o equinócio da primavera está em Ophiuchus (em comparação com Peixes na Terra), o solstício de verão está na fronteira de Aquário e Peixes, o equinócio de outono está em Touro e o solstício de inverno está em Virgem .
Como na Terra, a precessão fará com que os solstícios e equinócios percorram as constelações do zodíaco ao longo de milhares e dezenas de milhares de anos.
Variações de longo prazo
Como na Terra, o efeito da precessão faz com que os pólos celestes norte e sul se movam em um círculo muito grande, mas em Marte o ciclo é de 175.000 anos terrestres em vez de 26.000 anos como na Terra.
Como na Terra, há uma segunda forma de precessão: o ponto do periélio na órbita de Marte muda lentamente, fazendo com que o ano anômalo seja diferente do ano sideral . No entanto, em Marte, este ciclo é de 83.600 anos, em vez de 112.000 anos como na Terra.
Tanto na Terra quanto em Marte, essas duas precessões estão em direções opostas e, portanto, somam-se para tornar o ciclo de precessão entre os anos tropicais e anômalos de 21.000 anos na Terra e 56.600 anos em Marte.
Como na Terra, o período de rotação de Marte (a duração do dia) está diminuindo. No entanto, este efeito é três ordens de magnitude menor do que na Terra porque o efeito gravitacional de Fobos é insignificante e o efeito é principalmente devido ao sol. Na Terra, a influência gravitacional da Lua tem um efeito muito maior. Eventualmente, em um futuro distante, a duração de um dia na Terra será igual e ultrapassará a duração de um dia em Marte.
Como na Terra, Marte experimenta ciclos de Milankovitch que fazem com que sua inclinação axial (obliquidade) e excentricidade orbital variem por longos períodos de tempo, o que tem efeitos de longo prazo em seu clima. A variação da inclinação axial de Marte é muito maior do que a da Terra porque não tem a influência estabilizadora de uma grande lua como a da Terra. Marte tem um ciclo de obliquidade de 124.000 anos em comparação com 41.000 anos para a Terra.