As oposições entre 2001 a 2018.

A distância média da Terra ao Sol é de 150 milhões de km e a distância média de Marte é de 230 milhões de km. Se a Terra é Marte estivessem do mesmo lado em relação ao Sol, ou seja, posicionados, de tal modo que os três astros formassem uma linha reta, com a Terra situada no meio, Marte e o Sol estariam em posições opostas no espaço. Este é o motivo pelo qual denominamos tal situação de oposição. Ao contrário, chamamos conjunção a configuração oposta, que corresponde ao alinhamento Terra-Sol-Marte, no espaço. Na conjunção, para se ter a distância da Terra a Marte, devemos somar as distâncias médias dos dois planetas ao Sol, de modo que neste caso a distância será de 380 milhões de km (150 + 230 = 380). Na oposição será o oposto, devemos subtrair: assim a distância será de 80 milhões de km (230 ? 150 = 80).

Estes valores seriam verdadeiros se as órbitas dos dois planetas fossem circulares. Na realidade, ambos descrevem órbitas elípticas. No caso da órbita da Terra, como sua excentricidade é menor, a variação é pouco sensível, ao contrário do que ocorre com Marte. Assim, no periélio (ponto mais próximo do Sol) a distância da Terra ao Sol será da ordem de 147 milhões de km, ao passo que no afélio (ponto mais afastado do Sol) é de cerca de 151 milhões de km. No caso da órbita de Marte, a diferença é maior: sua distância ao Sol no periélio é de cerca de 203 milhões de km e, no afélio, de cerca de 245 milhões de km. Em conseqüência, podemos concluir que a distância entre a Terra e Marte será de 94 milhões de km (245 ? 151 = 94) se a oposição ocorrer no afélio de Marte e 56 milhões de km (203 ? 147 = 56) no periélio.

Assim, concluímos que os melhores períodos de observação de Marte são durante as oposições. Como acabamos de verificar, nem todas oposições são igualmente favoráveis, pelo fato de as órbitas dos planetas não serem circulares, mas elípticas. As oposições mais favoráveis (a distância Terra-Marte é quase a mínima) são aquelas em que a região da órbita de Marte corresponde ao seu periélio. Estas oposições, que são conhecidas por oposições periélicas, são os melhores períodos de observação de Marte. De dois em dois anos temos uma oposição, que sendo periélica cai geralmente nos meses de agosto e setembro, enquanto a oposição afélica se dá nos meses de fevereiro e março. Periodicamente, num ciclo de 15 (ou 17) anos, Marte apresenta-se muito próximo de nós, havendo assim grande facilidade de observar sua superfície.

 

2001

2003

2005

2007

2010

2012

2014

2016

2018

Distância Terra-Marte em milhões de km

68,2

55,8

70,3

88,7

99,3

100,8

92,9

76,1

57,7

Diâmetro aparente

 

20″

 

25″

 

19″

 

15″

 

14″

 

13″

 

15″

 

18″

 

24″

Distância mínima.

Há períodos em que Marte se encontra na distância mínima possível da Terra. Tal fato se realiza muito raramente, quando então a distância Terra-Marte é de 55 milhões de quilômetros, pois quando esta oposição se dá, a distância de Marte ao Sol é de 207 milhões de km e a da Terra ao Sol é de 152 milhões de km. A razão por que todas as oposições periélicas não correspondem à distância mínima entre a Terra e Marte é devida ao movimento de giro das, linhas de ápsides, isto é: ao fato de as linhas que unem os afélios e periélios respectivos serem desiguais, porquanto, sendo o da Terra de 20.936 anos, o de Marte é de 13.777 anos. O alinhamento dos dois periélios ocorre todos os 43.719 anos.

Distâncias mínimas nas oposições de marte entre 1703 a 2287 anos.

(*)

Data

Distância de Marte a Terra.

(em milhões de km)

Diâmetro aparente.

(em segundos de arco)

25 de agosto de 1719

55.951

25,05″

13 de agosto de 1766

55.839

25,10″

18 de agosto de 1845

55.803

25,11″

22 de agosto de 1924

55.777

25,12″

27 de agosto de 2003

55.758

25,13″

15 de agosto de 2050

55.957

25,04″

30 de agosto de 2082

55.884

25,08″

19 de agosto de 2129

55.841

25,10″

24 de agosto de 2208

55.769

25,13″

28 de agosto de 2287

55.688

25,16″

(*) Estão relacionadas somente as distâncias mínimas inferiores a 56 milhões de quilômetros.

Por outro lado, sabemos que o ângulo formado entre as linhas de ápsides da órbita dos dois planetas aumenta muito lentamente. As linhas de ápsides dos dois planetas fizeram um ângulo de 180º aproximadamente no ano 46.000 antes de Cristo. Isto significa que o periélio de Marte caiu, então, na mesma direção que o afélio da Terra visto do Sol, e, portanto, os dois planetas estiveram na menor distância possível.

Distâncias de Terra-Marte inferiores a de 27 de agosto de 2003.

Anos

Distância

(em milhões de km)

Diâmetro aparente

(em segundos de arco)

-78.953

53.667

26,11″

-57.612

55.718

25,15″

2003

55.758

25,13″

25.698

53.821

26,04″

294.854

53.637

26,13″

Observando os hemisférios norte e sul

As condições de observação da superfície marciana dependem também da inclinação do eixo da rotação do planeta Marte e da posição do plano de sua órbita em relação à Terra.

O eixo de Marte não é perpendicular ao plano de sua órbita como, aliás, também ocorre com a Terra. Em virtude dessa inclinação de 24 graus e 52 minutos de arco, um pouco superior a terrestre (23º27?), poderemos às vezes observar melhor uma área ao redor de um dos pólos do que de outro. Assim quando Marte encontra-se na oposição periélica, podemos distinguir melhor o Pólo Sul e o hemisfério austral. Ao contrário, o Pólo Norte e o hemisfério boreal serão melhor observados durante as oposições afélicas. Como as oposições mais próximas da Terra são as periélicas, as antigas cartas elaboradas com base na observação telescópica de Marte mostravam muito mais detalhes do hemisfério sul. Hoje, com as sondas espaciais este problema não existe mais.

Por outro lado, para se obter os melhores resultados durante as oposições afélicas o observador deveria estar no hemisfério norte no nosso planeta, pois, em geral, a declinação do planeta nestas ocasiões é boreal, ou melhor, positiva. O oposto ocorre com as oposições periélicas quando, em virtude da declinação austral do planeta Marte, os melhores resultados observacionais seriam obtidos pelos observatórios situados no hemisfério austral. O motivo desta ocorrência é o fato das órbitas da Terra e de Marte não estarem situadas no mesmo plano. Assim, os planos das órbitas da Terra e de Marte formam entre si um ângulo de pouco menos de dois graus de arco. Desse modo, durante o afélio Marte se encontra ligeiramente acima do plano da eclíptica, ou seja, ao norte, e por isso seria mais fácil estuda-lo nos observatórios do hemisfério norte. O contrário irá ocorrer durante os periélios quando os observatórios do hemisfério austral seriam favorecidos. Esta é a razão de vários astrônomos terem instalado os seus observatórios em Java, Peru e África do Sul, no início do século XX.

Apesar destas condições serem muito importantes para a observação telescópica, a única condição no caso de uma exploração espacial com sondas, quer se trate de uma passagem, com aproximação, quer se trate de um pouso, a única condição essencial é que o planeta se encontre acima do horizonte em relação à estação receptara dos sinais emitidos pela sonda planetária, no momento da exploração e, principalmente, no de emissão dos sinais.

Observação telescópica.

Podemos estimar que a observação telescópica de Marte com um pequeno aumento de 72 vezes, nas condições durante as máximas aproximações é equivalente ao da Lua vista a olho nu. O número de detalhes observáveis, então, com um aumento superior a 200 vezes, será teoricamente imenso. Entretanto, para que o astrônomo veja “tudo o que se pode ver” sobre a superfície de Marte, serão necessárias observações persistentes, noite após noite, no fim das quais seus olhos tornar-se-ão cada vez mais espertos até que, por fim, lhe seja fácil distinguir pormenores superficiais completamente invisíveis no começo. Esta é a razão por que no primeiro contato com a superfície marciana, através de um telescópio, não se obtém a verdadeira imagem do planeta. Ademais, é muito raro poder apreciar o planeta nitidamente, pois, ainda que as noites sejam bastante claras, a atmosfera ficará agitada por turbulências análogas às que se produzem em cima de uma fonte calorífica. Quanto mais poderoso o instrumento utilizado, mais sensível será a turbulência atmosférica. A imagem que se obtém é, portanto, na maioria das vezes, uma imagem imprecisa. De quando em quando há, por acaso, uma calmaria, e então a imagem imobiliza-se e torna-se nítida. Todavia, esses momentos duram somente uma fração de segundo.

“Nunca”, escreveu o astrônomo francês G. de Vaucouleurs, um dos astrônomos que mais estudou Marte, “se vê o planeta Marte tão bem quanto é possível fazê-lo com a Lua através de um binóculo”.

No entanto, completando a observação visual com as mais modernas técnicas, foi possível adquirir a respeito de Marte quantidade enorme de conhecimentos, alguns dos quais de assombrosa precisão.

O calendário marciano.

A primeira medida do dia de Marte foi efetuada pelo astrônomo holandês Christian Huygens (1629-1695), em 1659, que calculou em cerca de 24 horas a sua rotação. Sete anos mais tarde, o astrônomo francês de origem italiana, Jean Dominique Cassini (1625-1712), estimou a rotação de Marte em 24 horas e 40 minutos, valor muito próximo do atual, que é de 24 horas, 37 minutos e 22,654 segundos. Em comparação com a rotação da Terra, que é de 23 horas e 56 minutos e 4,100 segundos, a rotação de Marte é mais longa que a nossa 41 minutos e 18,554 segundos.

Como a rotação de Marte efetua-se no mesmo sentido, porém um pouco mais lenta do que a terrestre, em um dia de intervalo o planeta apresente o mesmo hemisfério da noite anterior. Na realidade, ele girou 9º, e, ao fim de 40 dias, Marte terá atrasado uma revolução em relação à Terra, o suficiente para se completar um ciclo de observações em torno de todo o planeta.

Em virtude de sua maior distância ao Sol, o planeta tem período de transação ao redor do Sol mais longo que o nosso, ou seja, 668,6 dias solares; se no calendário marciano o ano civil for de 668 dias solares, a fração do dia acumulada fornecerá, de dois em dois anos, um ano bissexto de 669 dias.

Os astrônomos norte-americanos Andrew. A. Douglass (1867-1962) e Edward Charles Pickering (1846-1919) tentaram compor um calendário para Marte, sendo que o último estabeleceu um semelhante ao nosso. O calendário instituído por Pickering é formado de doze meses, dos quais os noves primeiros contêm 56 dias e os três últimos – 55 dias. Neste calendário marciano um mês possui oito semanas de sete dias. Pickering, porém, não ficou só aí; foi além, pois fixou as datas dos solstícios, equinócios, periélios e afélio do planeta vermelho.

Os intervalos entre as estações marcianas em relação às terrestres apresentam uma grande desigualdade, em virtude do fato de que o planeta Marte descreve uma órbita bastante excêntrica. De fato, enquanto a velocidade orbital da Terra é quase uniforme, a velocidade orbital de Marte varia enormemente, em função da posição do planeta mais próximo do afélio ou do periélio, ou melhor, em razão de seu maior afastamento ou proximidade do Sol. Por este motivo, a diferença entre o número de dias em uma estação é maior em Marte do que na Terra.

Damos, a seguir, uma tabela com o valor de duração das estações marcianas em dias de 24h (dia terrestre) e em 24h 40min (dia marciano):

Longitude
Heliocentrica

Hemisférios

Duração em dias de

 

Sul

Norte

24h

24h 40m

87º – 177º

Primavera

Outono

146

142

177º – 267º

Verão

Inverno

160

156

267º – 357º

Outono

Primavera

199

191

357º – 87º

Inverno

Verão

182

177

O início das estações meteorologicas em Marte pode ser deduzido pela posição do planeta em sua órbita, ou seja, pela sua longitude heliocêntrica. Este valor pode ser encontrado em todas as boas efemérides astronômicas.

(*) Ronaldo Rogério de Freitas Mourão é astrônomo e pesquisador-titutar do Museu de Astronomia e Ciências Afins, e autor de mais de 70 livros, entre outros livros, do “O Livro de Ouro do Universo”.

Consulte a homepage:

http://www.ronaldomourao.com