Em Marte, conseguimos encontrar padrões de relevo que muito se associam a caminhos onde correm rios e, em um lugar como esse, a sonda Curiosity da NASA fotografou essas pedras redondinhas, que nem aquelas que a encontramos em leitos de rios!! Isso evidencia que Marte já foi como a Terra! Veja:
Se tinha água líquida na superfície e não tem mais, pra onde ela foi? Tem que ter ido a algum lugar. E por que não sobrou água líquida na superfície? Bem, primeiramente temos que lembrar como água existe líquida seja lá onde for, pra isso precisamos olhar o diagrama de fase da água. A água é líquida quando estão nas condições de temperatura e pressão que compreendem a área vermelha na figura:
Ou seja, na época que a água existia líquida existia na superfície, tais condições de temperatura e pressão eram satisfeitas. Atualmente, tais condições só conseguem ser satisfeitas no subsolo marciano onde, por exemplo, as pressões são maiores, já que é uma resultante da soma da pressão atmosférica com a exercida pela camada de terra acima. Tanto que já foi detectada usando o radar da sonda Mars Express.
Mas como poderiam variar a temperatura e pressão atmosférica deste passado rico de Marte até a atualidade? São muitos fatores, e existem muitos processos que influenciam na perda de atmosfera, por exemplo, que causa a queda da pressão atmosférica. Mas quem seria o culpado disso tudo? Certamente, O Sol. Mais especificamente, a radiação solar que aquece os gases da atmosfera de Marte e o Vento Solar, que é o fluxo de partículas carregadas (exemplo: prótons) que saem do Sol em todas as direções incluindo a direção de Marte.
Quer entender esses processos e como eles aos poucos podem causar essa desidratação de Marte? Assista o vídeo curto e divertido feito pelos AstroTubers! Um canal de divulgação científica feito diretamente por astrônomos, físicos e estudantes de astronomia e física de todo o Brasil!
Ah, mas e quanto a Terra? Ela também vai sofrer esse processo? Para explicar isso, fiz esta thread em forma de Moment no twitter! Só clicar no texto em azul e descobrir!
Referências:
- Jeans, J. H. 1925, The Dynamical Theory of Gases, Cambridge University Press, London
- Öpik, E. J. 1963, Geophys. J. R. Astron. Soc., 7, 490
- Jakosky, B.~M., Slipski, M., Benna, M., et al. 2017, Science, 355, 1408
- Jakosky, B.~M., Pepin, R.~O., Johnson, R.~E., & Fox, J.~L. 1994, Icarus, 111, 271
- Orosei, R., Lauro, S.~E., Pettinelli, E., et al. 2018, Science, 361, 490
- Parker, E. N. 1958, ApJ, 128, 664
- Tian, F., Chassefière, E., Leblanc, F., & Brain, D. 2013, Comparative Climatology of Terrestrial Planets, 567
- Williams, R.~M.~E., Grotzinger, J.~P., Dietrich, W.~E., et al. 2013, Science, 340, 1068
- Howard, A.~D., Moore, J.~M. & Irwin, R.~P. 2005, Journal of Geophysical Research (Planets), 110, E12S14
- Owen, J.~E. 2018, arXiv:1807.07609
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