O instrumento HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter capturou muitas imagens que sugerem fortemente que Marte teve uma rica história de processos relacionados à água. Muitas características de Marte parecem ter sido criadas por grandes quantidades de água. O fato de que Marte já possuiu grandes quantidades de água foi confirmado por estudos de isótopos em um artigo publicado em março de 2015 por uma equipe de cientistas, mostrando que as calotas polares eram altamente enriquecidas com deutério, o hidrogênio pesado, cerca de sete vezes mais do que na Terra. Isso significa que Marte perdeu um volume de água 6,5 vezes maior do que o armazenado nas calotas polares atuais. A água, por um tempo, teria formado um oceano na região de baixa altitude de Mare Boreum. A quantidade de água poderia ter coberto o planeta em cerca de 140 metros, mas provavelmente estava num oceano que em alguns lugares teria quase 1,6 km (1 milha) de profundidade. Uma grande descoberta da HiRISE foi encontrar evidências de fontes termais. Estas podem ter contido vida e agora podem abrigar fósseis bem preservados.

Linhas de encosta recorrentes Os fluxos sazonais em encostas quentes marcianas (também chamados de linhas de encosta recorrentes e RSL, do inglês recurring slope lineae) são considerados fluxos de água salgada que ocorrem durante os meses mais quentes em Marte. De fato, há muitas evidências fotográficas e espectroscópicas de que a água flui hoje em partes de Marte. Alguns pesquisadores propuseram que o fluxo é auxiliado pela água fervendo na fina atmosfera marciana. A água fervente faria com que as partículas do solo saltassem e as ajudaria a fluir encosta abaixo. Num estudo publicado na *Icarus* em 2016, uma equipe liderada por David Stillman identificou 239 locais de linhas de encosta recorrentes dentro de Valles Marineris. Cerca de metade dos locais das linhas em Marte estão em Valles Marineris. Descobriu-se que o alongamento das linhas depende da orientação da encosta. O alongamento foi observado em todas as estações dentro de Valles Marineris. Esta longa estação ativa sugere que deve haver uma fonte considerável de água que abastece as linhas. Cálculos mostram que as linhas são ativas entre -27 °C e -9 °C para exibir a atividade observada. A água faria isso se estivesse numa salmoura contendo dezenas de % em peso de sal. Embora essas características fossem inicialmente consideradas evidências de fluxo de água atual, alguns estudos mostram que pouca ou nenhuma água pode estar envolvida. Uma análise de dados do espectrômetro de nêutrons da Mars Odyssey revelou que os locais das RSL não contêm mais água do que o encontrado em qualquer outro lugar em latitudes semelhantes. Os autores concluíram que as RSL não são abastecidas por grandes aquíferos salinos rasos. Ainda é possível, com esses dados, que o vapor d'água provenha de gelo profundamente enterrado, da atmosfera ou de pequenos aquíferos profundamente enterrados. Um estudo publicado na *Nature Geoscience* sugere que muito pouca água está envolvida na criação de linhas de encosta recorrentes, porque essas estrias ocorrem apenas em encostas íngremes — encostas que permitiriam que areia seca e poeira se movessem para baixo. Se houvesse água envolvida, pelo menos algumas das linhas se moveriam para encostas mais baixas. Pequenas quantidades de água, no entanto, podem iniciar o processo. Um estudo que abrangeu 4 anos marcianos concluiu que uma origem seca era a causa mais provável das estrias. Na região de estudo, a Cratera Tivat, as marcas de queda de rochas desapareceram ao mesmo tempo que as linhas de encosta recorrentes (RSL), sugerindo um mecanismo de desbotamento que atua em toda a cratera.

Lago Eridania

O Lago Eridania é um lago antigo teorizado com uma área de superfície de aproximadamente 1,1 milhão de quilômetros quadrados. Sua profundidade máxima é de 2.400 metros e seu volume é de 562.000 km3. Era maior que o maior mar interior da Terra, o Mar Cáspio, e continha mais água que todos os outros lagos marcianos juntos. O mar de Eridania continha mais de 9 vezes a quantidade de água de todos os Grandes Lagos da América do Norte. Supunha-se que a superfície superior do lago estivesse na mesma elevação das redes de vales que o cercam; todas terminam na mesma elevação, sugerindo que desaguavam num lago.

Pesquisas com o CRISM encontraram depósitos espessos, com mais de 400 metros de espessura, que continham os minerais saponita, talco-saponita, mica rica em Fe (por exemplo, glauconita-nontronita), serpentina de Fe e Mg, carbonato de Mg-Fe-Ca e provável sulfeto de Fe. O sulfeto de Fe provavelmente se formou em águas profundas a partir de água aquecida por vulcões. Tal processo, classificado como hidrotermal, pode ter sido um local onde a vida começou. Saponita, talco, talco-saponita, nontronita, glauconita e serpentina são comuns no fundo dos oceanos na Terra. As primeiras evidências de vida na Terra aparecem em depósitos do fundo do mar que são semelhantes aos encontrados na bacia de Eridania. Portanto, amostras de material de Eridania podem nos dar uma visão do ambiente da Terra primitiva. Depósitos de cloreto foram encontrados onde existia uma linha costeira. Eles foram depositados à medida que a água evaporava do mar. Acredita-se que esses depósitos de cloreto sejam finos (menos de 30 metros), pois algumas crateras não apresentam o produto químico em seu material ejetado. O material ejetado de uma cratera contém material do subsolo, portanto, se os depósitos de cloreto fossem muito profundos, eles teriam aparecido no material ejetado.

Canais ramificados Pesquisas publicadas na edição de janeiro de 2010 da revista Icarus descreveram fortes evidências de precipitação contínua na área ao redor de Valles Marineris. Os tipos de minerais ali encontrados estão associados à água. Além disso, a alta densidade de pequenos canais ramificados indica uma grande quantidade de precipitação, porque eles são semelhantes aos canais de riachos na Terra.

Relevo invertido Alguns lugares em Marte mostram relevo invertido. Nestes locais, o leito de um riacho aparece como uma característica elevada, em vez de uma depressão. Os antigos canais de riachos invertidos podem ser causados pela deposição de grandes rochas ou pela cimentação de materiais soltos. Em ambos os casos, a erosão desgastaria as terras vizinhas e, consequentemente, deixaria o antigo canal como uma crista elevada, porque a crista seria mais resistente à erosão. As imagens abaixo, tiradas pela HiRISE, mostram cristas sinuosas que são canais antigos que se tornaram invertidos. Num artigo publicado em janeiro de 2010, um grande grupo de cientistas endossou a ideia de procurar vida na Cratera Miyamoto devido aos canais de riachos invertidos e aos minerais que indicavam a presença passada de água.

Depósitos de cloretos Usando dados da Mars Global Surveyor, Mars Odyssey e da Mars Reconnaissance Orbiter, cientistas encontraram depósitos generalizados de minerais de cloreto. Alguns desses depósitos de cloreto foram identificados como uma mistura de sal de cloreto anidro e regolito basáltico regional. Estes estão localizados nas terras altas do sul de Marte. Geralmente, os cloretos são os últimos minerais a sair da solução. A imagem abaixo mostra alguns depósitos dentro do Quadrângulo de Phaethontis. As evidências sugerem que os depósitos foram formados a partir da evaporação de águas enriquecidas com minerais. Lagos podem ter se espalhado por grandes áreas da superfície marciana. Carbonatos, sulfatos e sílica devem precipitar antes deles. Sulfatos e sílica foram descobertos pelos rovers marcianos. Lugares com minerais de cloreto podem já ter abrigado várias formas de vida. Além disso, essas áreas deveriam preservar vestígios de vida antiga.

Camadas Rochas em Marte frequentemente ocorrem em camadas, chamadas de estratos, em muitos lugares diferentes. A Cratera Columbus é uma das muitas crateras que contêm camadas. As rochas podem formar camadas de várias maneiras. Vulcões, vento ou água podem produzir camadas. Muitos lugares em Marte mostram rochas dispostas em camadas. Os cientistas estão entusiasmados em encontrar camadas em Marte, pois elas podem ter se formado sob grandes corpos d'água. As camadas podem ser formadas pelo afloramento de águas subterrâneas que depositam minerais e cimentam sedimentos. As camadas endurecidas ficam consequentemente mais protegidas da erosão. Este processo pode ocorrer em vez da formação de camadas sob lagos. Às vezes as camadas apresentam cores diferentes. Rochas de tons claros em Marte foram associadas a minerais hidratados como sulfatos. O rover marciano Opportunity examinou essas camadas de perto com vários instrumentos. Algumas camadas são provavelmente constituídas por partículas finas, porque parecem quebrar-se em poeira fina. Em contraste, outras camadas se quebram em grandes blocos, por isso são provavelmente muito mais duras. Acredita-se que o basalto, uma rocha vulcânica, forme camadas compostas de grandes blocos. Basalto foi identificado em toda a superfície de Marte. Instrumentos em sondas orbitais detectaram argila (também chamada de filossilicatos) em algumas camadas. Cientistas estão empolgados em encontrar minerais hidratados como sulfatos e argilas em Marte porque eles geralmente são formados na presença de água. Locais que contêm argilas e/ou outros minerais hidratados seriam bons lugares para procurar evidências de vida. Mais pesquisas usando dados coletados pelo SHARAD (detector de radar raso) na MRO encontraram camadas de gelo de água intercaladas com terra no polo norte sob o Planum Boreum. Acredita-se que a estratificação seja proveniente do ciclo global de aquecimento e resfriamento em Marte; durante os períodos de resfriamento, a água migrou para os polos e formou as camadas de gelo de água, enquanto no aquecimento subsequente, a água não descongelada foi coberta por camadas de poeira e terra de tempestades de vento na superfície, ajudando a preservar o gelo. Abaixo estão alguns dos muitos exemplos de camadas que foram estudadas com a HiRISE.

Manto Grande parte da superfície de Marte é coberta por um manto liso e espesso que se acredita ser uma mistura de gelo e poeira. Este manto rico em gelo, com alguns metros de espessura, suaviza o terreno. Mas em alguns lugares ele exibe uma textura irregular, lembrando a superfície de uma bola de basquete. Como há poucas crateras neste manto, o manto é relativamente jovem. É geralmente aceito que o manto é pó rico em gelo que caiu do céu como neve e grãos de poeira revestidos de gelo durante um clima diferente. Uma evidência de sua natureza rica em gelo é a presença de ravinas que se formam quando parte do gelo derrete. As imagens abaixo, todas tiradas com a HiRISE, mostram uma variedade de vistas deste manto liso.

Crateras em molde de anel As crateras em molde de anel são um tipo de cratera marciana que se assemelham às fôrmas de anel usadas em panificação. Acredita-se que sejam causadas por um impacto no gelo. O gelo é coberto por uma camada de detritos. Elas são encontradas em partes de Marte que possuem gelo enterrado. Experimentos de laboratório confirmam que impactos no gelo resultam em uma "forma de molde de anel". Os impactos aquecem o gelo e fazem com que ele flua para essa forma.

Ravinas Mudanças na órbita e na inclinação de Marte causam mudanças significativas na distribuição do gelo de água das regiões polares até latitudes equivalentes às do Texas. Durante certos períodos climáticos, o vapor de água deixa o gelo polar e entra na atmosfera. A água retorna ao solo em latitudes mais baixas como depósitos de geada ou neve misturada generosamente com poeira. A atmosfera de Marte contém uma grande quantidade de partículas finas de poeira. O vapor de água se condensa nas partículas, que então caem no chão devido ao peso adicional do revestimento de água. Quando o gelo no topo da camada de manto volta para a atmosfera, ele deixa para trás a poeira, que isola o gelo restante. A HiRISE realizou muitas observações de ravinas que supostamente foram causadas por fluxos recentes de água líquida. Muitas ravinas são fotografadas repetidas vezes para ver se ocorrem mudanças. Algumas observações repetidas de ravinas exibiram mudanças que alguns cientistas argumentaram ter sido causadas por água líquida num período de apenas alguns anos. Outros dizem que os fluxos eram meramente secos. Estas características foram descobertas primeiramente pela sonda Mars Global Surveyor. Teorias alternativas para a criação de ravinas superficiais e canais incluem a erosão eólica, dióxido de carbono líquido, e metano líquido. Observações com a HiRISE mostram atividade generalizada nas ravinas do hemisfério sul, especialmente naquelas que parecem frescas. Incisões significativas de canais e movimentos de massa em grande escala foram vistos. O momento da atividade das ravinas é sazonal e acontece durante o período em que a geada sazonal está presente e descongelando. Observações ao longo dos últimos anos apoiam um modelo no qual a formação de ravinas atualmente ativas é impulsionada principalmente pela geada sazonal de CO2. Simulações descritas numa conferência em 2015 mostram que o gás CO2 de alta pressão preso no subsolo pode causar fluxos de detritos. As condições que podem levar a isso são encontradas nas latitudes onde as ravinas ocorrem. Esta pesquisa foi descrita num artigo posterior intitulado "Formation of gullies on Mars by debris flows triggered by CO2 sublimation" ("Formação de ravinas em Marte por fluxos de detritos desencadeados pela sublimação de CO2"). No modelo, o gelo de CO2 se acumula no inverno frio. Ele se amontoa numa camada de permafrost congelada que consiste em terra cimentada com gelo. Quando a luz solar de maior intensidade da primavera começa, a luz penetra a camada translúcida de gelo seco, consequentemente aquecendo o solo. O gelo de CO2 absorve calor e sublima — ou seja, passa diretamente de sólido para gás. Esse gás aumenta a pressão porque fica preso entre o gelo e o solo congelado. Eventualmente, a pressão aumenta o suficiente para explodir através do gelo, levando consigo partículas de solo. As partículas de terra se misturam com o gás pressurizado e agem como um fluido que pode descer a encosta e esculpir as ravinas.

Abaixo estão algumas das muitas centenas de ravinas que foram estudadas com a HiRISE.

Geleiras Geleiras, vagamente definidas como manchas de gelo fluindo atual ou recentemente, acredita-se que estejam presentes em áreas grandes, mas restritas, da superfície marciana moderna, e infere-se que foram mais amplamente distribuídas em momentos no passado. Características convexas lobadas na superfície, conhecidas como características de fluxo viscoso e aventais de detritos lobados, que mostram as características do fluxo não newtoniano, são agora quase unanimemente consideradas geleiras verdadeiras. No entanto, uma variedade de outras características na superfície também foram interpretadas como diretamente ligadas ao fluxo de gelo, tais como o terreno acidentado (fretted terrain), preenchimento de vale lineado, preenchimento concêntrico de cratera, e cristas arqueadas. Acredita-se também que uma variedade de texturas de superfície vistas em imagens de latitudes médias e regiões polares estejam ligadas à sublimação de gelo glacial. O radar da Mars Reconnaissance Orbiter forneceu um forte reflexo do topo e da base dos LDAs (aventais de detritos lobados), o que significa que gelo de água pura constitui a maior parte da formação (entre as duas reflexões). Devido à semelhança entre as superfícies de fluxos de detritos lobados, preenchimento concêntrico de cratera e preenchimento de vale lineado, presume-se que todos possam conter gelo de água sob uma camada relativamente fina de detritos isolantes.

A possibilidade de gelo de água nos LDAs e em outras feições glaciais demonstra que a água pode ser encontrada em latitudes ainda mais baixas. Futuros colonizadores em Marte poderão explorar esses depósitos de gelo, em vez de terem de viajar para latitudes muito mais altas. Outra grande vantagem destas paisagens glaciais sobre outras fontes de água marcianas é que elas podem ser facilmente detectadas e mapeadas em órbita. Os aventais de detritos lobados são mostrados abaixo de Phlegra Montes, que ficam na latitude de 38,2 graus norte, de modo que a descoberta de gelo de água nos LDAs expande imensamente o alcance de acesso fácil em Marte. É muito mais fácil pousar uma nave espacial perto do equador de Marte, então quanto mais perto do equador a água estiver disponível, melhor será para os futuros colonos. Aventais de detritos lobados De particular interesse desde os dias dos Orbitadores Viking são as pilhas de material ao redor de penhascos; agora elas são chamadas de aventais de detritos lobados (LDAs). Estas feições têm uma topografia convexa e uma encosta suave a partir de penhascos ou escarpas; o que sugere um fluxo que se afasta do penhasco íngreme de origem. Além disso, os aventais de detritos lobados podem apresentar alinhamentos superficiais assim como geleiras rochosas na Terra.

Preenchimento de vale lineado

Preenchimento concêntrico de cratera

Geleiras em forma de língua

Outras feições relacionadas ao gelo Predefinição:Imagem panorâmica

Lençóis de gelo expostos Depósitos de gelo enormes e de fácil acesso foram encontrados por uma equipe de pesquisadores utilizando instrumentos a bordo da Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Os cientistas encontraram oito encostas em erosão exibindo lençóis de gelo de água expostos com até 100 metros de espessura. Muitas evidências de gelo enterrado no subsolo em vastas regiões de Marte já haviam sido encontradas por estudos anteriores, mas este estudo constatou que o gelo estava coberto apenas por uma camada de solo com cerca de 1 ou 2 metros de espessura. Shane Byrne, do Laboratório Lunar e Planetário da Universidade do Arizona, Tucson, e um dos coautores, comentou que os futuros colonizadores do Planeta Vermelho seriam capazes de recolher gelo usando apenas um balde e uma pá. O gelo em camadas fica exposto em depressões de formato triangular. Uma das paredes é muito íngreme e está voltada para o polo. O fato de as camadas serem constituídas por gelo de água foi confirmado pelo Espectrômetro de Imagem de Reconhecimento Compacto para Marte (CRISM) a bordo da MRO. Os espectros coletados pelo CRISM mostraram fortes sinais de água.

Essas depressões triangulares têm alguma semelhança com terreno em vieira (escalonado). A topografia escalonada é comum nas latitudes médias de Marte, entre 45° e 60° norte e sul. Por diversas razões, suspeita-se que as falésias (escarpas) ricas em gelo sejam gelo subterrâneo em vez de uma fina e temporária camada de geada. A sua cor azulada permanece mesmo depois da geada sazonal, indicada pela cor azul, ter desaparecido dos arredores e de locais mais elevados e mais frios. Além disso, medições do Sistema de Imagem de Emissão Térmica (THEMIS) mostram uma temperatura no final da tarde que está acima do ponto de congelamento. Isso significa que qualquer geada teria derretido no calor do dia. "Há gelo no subsolo raso em cerca de um terço da superfície marciana," disse o autor principal do estudo, Colin Dundas, do Astrogeology Science Center do Serviço Geológico dos EUA, em Flagstaff, Arizona. "Esta imagem confirma o que foi anteriormente detectado com o espectrômetro na sonda 2001 Mars Odyssey, os radares de penetração no solo na MRO e na Mars Express, e pela escavação in situ da sonda Phoenix." A sonda Phoenix, de fato, expôs uma camada de gelo com os seus foguetes de pouso. Além de serem de imenso valor para futuros exploradores, essas camadas de gelo poderiam ajudar a compreender melhor a história climática de Marte. Elas fornecem um registro do passado. Uma vez que Marte experimenta grandes variações na sua inclinação, também passa por variações climáticas dramáticas. Estas alterações podem ser rastreadas com o estudo destas camadas. Marte não possui uma grande lua para manter sua inclinação estável. Hoje, o gelo está concentrado nos polos; com uma inclinação maior, mais gelo existirá nas latitudes médias.

Topografia escalonada A topografia escalonada é comum nas latitudes médias de Marte, entre 45° e 60° norte e sul. É particularmente proeminente na região de Utopia Planitia no hemisfério norte e na região de Peneus e Amphitrites Patera no hemisfério sul. Tal topografia consiste em depressões rasas, sem bordas e com bordas recortadas, comumente chamadas de "depressões escalonadas" ou simplesmente "escalopes" (vieiras). Depressões escalonadas podem ser isoladas ou agrupadas e, às vezes, parecem se fundir. Uma depressão escalonada típica exibe uma encosta suave voltada para o equador e uma escarpa mais íngreme voltada para os polos. Essa assimetria topográfica deve-se provavelmente a diferenças na insolação. Acredita-se que as depressões escalonadas se formam a partir da remoção de material da subsuperfície, possivelmente gelo intersticial, por sublimação. Esse processo ainda pode estar acontecendo no presente.

Gelo nas crateras Uma pesquisa relatada na revista Science em setembro de 2009 demonstrou que algumas crateras novas em Marte exibem gelo de água puro e exposto. Depois de um tempo o gelo desaparece, evaporando na atmosfera. O gelo tem apenas alguns metros de profundidade. O gelo foi confirmado com o Espectrômetro de Imagem de Reconhecimento Compacto (CRISM) a bordo da Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). O gelo foi encontrado em cinco locais. Três dos locais estão no Quadrângulo de Cebrenia. Estas localizações são 55,57° N, 150,62° E; 43,28° N, 176,9° E; e 45° N, 164,5° E. Outros dois estão no Quadrângulo de Diacria: 46,7° N, 176,8° E e 46,33° N, 176,9° E. Essa descoberta prova que os futuros colonos em Marte poderão obter água de uma ampla variedade de locais. O gelo pode ser escavado, derretido e então separado para fornecer oxigênio e hidrogênio frescos para combustível de foguete. O hidrogênio era o combustível poderoso usado pelos motores principais do ônibus espacial.

Cones sem raiz Os chamados "cones sem raiz" são causados por explosões de lava com gelo no subsolo sob o fluxo. O gelo derrete e transforma-se num vapor que se expande numa explosão que produz um cone ou anel. Características como essas são encontradas na Islândia, quando lavas cobrem substratos saturados de água.

Disjunção colunar

Em 2009, a HiRISE descobriu uma disjunção colunar em rochas de Marte. É aceito que essa disjunção tenha envolvido água. Para criar as fendas paralelas da disjunção colunar é necessário mais resfriamento, e a água é a escolha mais lógica. Os cientistas calculam que a água esteve presente de forma intermitente durante alguns meses ou alguns anos.

Depósitos em camadas de tons claros A HiRISE enviou muitas imagens de grandes áreas de superfície que são denominadas "depósitos em camadas de tons claros". Acredita-se que esses depósitos de 30 a 80 metros de espessura tenham sido formados a partir da ação da água. Eles contêm evidências de sistemas de canais de riachos. Além disso, dados químicos do Espectrômetro de Imagem de Reconhecimento Compacto que orbita o planeta mostraram formas minerais relacionadas com a água: opala (sílica hidratada) e sulfatos de ferro. Estes podem ser formados a partir da ação de soluções ácidas de baixa temperatura reagindo com rochas basálticas. Estas características de depósitos em camadas de tons claros sugerem fortemente que houve precipitação duradoura e escoamento superficial durante a época Hesperiana da história marciana.

Ver também Fluxos sazonais em encostas quentes marcianas Clima de Marte CRISM Lago Eridania Evidências de água em Marte com a Mars Odyssey Geologia de Marte Geleira Geleiras em Marte Lagos em Marte Ravinas marcianas Crateras em molde de anel Água em Marte

Referências

Ligações externas Martian Ice - Jim Secosky - 16th Annual International Mars Society Convention