O SISTEMA SOLAR I

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UNIVERSIDADE FEDERAL DA BAHIA - UFBA
INSTITUTO DE FÍSICA
Departamento de Física da Terra e do Meio Ambiente - DFTMA 
 O SISTEM A SOLAR I
PLANETAS E SUAS ATMOSFERAS
Prof. Dr. Alberto Brum Novaes
Professor Titular do Instituto de Física da UFBA
(albrum@ufba.br)
Salvador - Bahia, 2016
O Sistema Solar
Os planetas do Sistema Solar
Mercúrio
Vênus
Terra 
Marte
Júpiter
Saturno 
Urano
Netuno
Os planetas anões
Ceres
Plutão
Eris
Haumea
Makemake
Sistema Solar: planetas e características
O Sistema Solar fica num dos braços da Via-Láctea. Ele é formado pelo Sol a única estrela, e mais de 1.700 corpos celestes menores, entre cometas, asteroides, e os planetas com seus satélites. Pela ordem de distância do Sol os planetas são: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Plutão, que era considerado um planeta, foi "rebaixado" na sua classificação astronômica.
O Sistema Solar
A Via Láctea e a posição do Sol 
(desenho artístico)
Desenho artístico da Via Láctea
A VIA LACTEA
A formação do Sistema Solar
Nosso sistema planetário se formou há 4,5 bilhões de anos de uma nebulosa gasosa, composta de hidrogênio, hélio e uma significativa quantidade de elementos pesados em forma de poeira.
A nuvem de gás se contraiu em uma de suas regiões e, com o aumento da força da gravidade, começou a concentrar uma grande massa no seu centro. Ao seu redor foi formado um gigantesco disco de gás e poeira, chamado de disco protoplanetário, fazendo com que essa região girasse mais rápido. A essa região central chamamos de protossol. Um milhão de anos mais tarde, com o aumento da massa do núcleo, este atingiu a pressão e a temperatura que iriam iniciar a fusão (união) dos átomos de hidrogênio em hélio, formando o Sol.
Com o início da fusão nuclear, a nossa Estrela expulsou de suas proximidades todo o material gasoso e evaporou os elementos voláteis, sobrando somente os que resistiram às altas temperaturas relativamente próximos ao Sol. Ao mesmo tempo, no disco, a poeira começou a concentrar-se em grãos cada vez maiores, formando o que chamamos de planetesimais.
A formação do Sistema Solar
Desenho Artístico da Formação do sistema solar
A formação do Sistema solar
Outra visão ARTÍSTICA da Via Láctea
Imagem da Via Láctea
A constelação de Orion
A Constelação do Cruzeiro do Sul
Desenho artístico da Galáxia Via – Láctea e a localização do Sistema Solar
A Nuvem de Oort
O Sistema Solar
Imagem ARTÍSITICA do Sistema Solar
O Sol e os planetas do Sistema Solar
Os planetas e suas luas
Os planetas do Sistema Solar
Os diâmetros dos planetas
Tamanhos comparativos e alguns planetas
O novo Sistema Solar
Nosso Sistema Solar
O Sistema Solar
O Sistema Solar:planetas rochosos e planetas gasosos
A DISTRUBUIÇÃO DOS PLANETAS DO SISTEMA SOLAR
O SISTEMA SOLAR
O SISTEMA SOLAR
O SOL E OS PLANETAS
O SISTEMA SOLAR
O SISTEMA SOLAR
DESENHO ARTÍSTICO DO SISTEMA SOLAR
TAMANHOS COMPARATIDO DOS PLANETAS DO SISTEMA SOLAR
O novo Sistema Solar
Os planetas terrestres, rochosos, telúricos ou interiores
Definição de planeta rochoso: Com órbitas diversas, esses pedaços de rochas se chocaram uns com os outros constituindo corpos cada vez maiores, e formaram, pelo processo chamado de acresção, os pequenos planetas rochosos. Um pouco mais longe de nossa Estrela, grandes aglomerados de rocha e gelo capturaram os gases presentes nesta região e formaram os planetas gigantes gasosos.
Nos planetas rochosos a sua massa é constituída inteiramente da parte sólida e suas atmosferas são insignificantes em relação à massa total do planeta.
Os planetas rochosos
MERCÚRIO
VÊNUS
TERRA e a LUA
MARTE
Impressão artística mostra o disco de gás e poeira cósmica em torno de uma anã marrom. Foto: ESO/Divulgação, Utilizando o telescópio Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)
Através do Telescópio Espacial Hubble, da NASA/ESA, cientistas descobriram duas estrelas mortas a 150 anos-luz da Terra que estão “contaminadas” com detritos que podem formar novos mundos, material que pode ter sido capturado de extintos planetas (desenho artístico). 
Zona habitável de uma estrela
Zona habitável em torno de uma estrela
COMPARAÇÃO DO SISTEMA SOLAR E OUTRO SISTEMA ESTELAR
Os planetas interiores
Os planetas rochosos: Mercúrio, Vênus Terra e Marte
Estrutura do Sistema Solar
Os quatro primeiros planetas em ordem de afastamento do Sol são rochosos. Mercúrio, o mais próximo, é o oitavo em tamanho do Sistema Solar. O seu dia (rotação em torno do próprio eixo) dura 58 dias e 16 horas terrestres e seu ano (translação) possui 87,97 dias terrestres. É o mais veloz dos planetas, recebendo sete vezes mais luz que a Terra.
A estrutura interna de Mercúrio
Mercúrio é um dos quatro planetas telúricos do Sistema Solar e seu corpo é rochoso como a Terra. É o menor planeta do Sistema Solar, com um raio equatorial de 2 439,7 km. Mercúrio é menor até que os dois maiores satélites naturais do Sistema Solar, as luas Ganimedes e Titã, embora seja mais massivo. O planeta é formado de aproximadamente 70% de material metálico e 30% de silicatos. Sua densidade é a segunda maior do Sistema Solar, de 5,427 g/cm³, um pouco menor apenas do que a terrestre, de 5,515 g/cm³. Se o efeito da compressão gravitacional fosse retirado, os materiais constituintes de Mercúrio seriam mais densos, com uma densidade não comprimida de 5,3 g/cm³, contra a terrestre de 4,4 g/cm³.
A densidade de Mercúrio pode ser utilizada para inferir detalhes de sua estrutura interna. Enquanto a alta densidade terrestre resulta consideravelmente da compressão gravitacional, particularmente no núcleo planetário, Mercúrio é muito menor e suas regiões internas não são tão fortemente comprimidas. Portanto, para ter a densidade que apresenta, seu núcleo deve ser relativamente maior e rico em ferro.
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A estrutura interna de Mercúrio
Os geólogos planetários estimam que o núcleo de Mercúrio ocupe aproximadamente 42% de seu volume, enquanto na Terra a proporção é de 17%. Pesquisas recentes sugerem que seu núcleo seja fundido. O núcleo é cercado por um manto com 500–700 km de espessura constituído de silicatos. Baseado nos dados da missão da Mariner 10 e de observações terrestres, acredita-se que a crosta do planeta tenha entre 100 e 300 km de espessura.
O núcleo de Mercúrio tem um teor de ferro maior que qualquer outro planeta no Sistema Solar, e várias teorias foram propostas para explicar esta característica. A mais amplamente aceita sugere que Mercúrio tinha originalmente uma razão metal/silicato similar a meteoros condritos, considerados como típicos da matéria rochosa do Sistema Solar, e uma massa aproximadamente 2,25 vezes a atual. No início da história do Sistema Solar, o planeta pode ter sido atingido por um planetesimal de aproximadamente um sexto de sua massa e várias centenas de quilômetros. Este impacto pode ter removido grande parte da crosta e manto originais, deixando o núcleo como o componente majoritário. Um processo similar, conhecido como a Hipótese do grande impacto, foi sugerido para explicar a formação da Lua ( Big Splash).
O planeta Mercúrio ou Hermes 
( o veloz mensageiro dos deuses, que possuía asas nos pés)
O planeta Mercúrio
Inclinação do eixo de Mercúrio
Inclinação dos eixos dos planetas do Sistema Solar
Inclinação dos eixos dos planetas do Sistema Solar
O planeta Mercúrio
Imagem colorida artificialmente do planeta Mercúrio
Imagem colorida de Mercúrio
Imagem de Mercúrio
Imagem de crateras de Mercúrio
Campo magnético e magnetosfera de Mercúrio
Apesar do seu pequeno tamanho e lenta velocidade de rotação em 59 dias, Mercúrio tem um campo magnético significativo e aparentemente global. De acordo com medições realizadas pela sonda Mariner 10, sua força é de aproximadamente 1,1% do terrestre, sendo de cerca de 300 nT na linha do equador do planeta. Como o da Terra, o campo magnético de Mercúrio é dipolar, mas diferentemente
da Terra, os polos de Mercúrio estão quase alinhados com o eixo de rotação do planeta. As medidas feitas pelas sondas Mariner 10 e MESSENGER indicaram que a força e formato do campo magnético são estáveis.
É provável que o campo magnético seja gerado por meio de um efeito dínamo, de modo similar ao campo terrestre. Esse efeito dínamo seria resultado da circulação do núcleo líquido rico em ferro. O efeito de maré provocado pela alta excentricidade orbital do planeta serviria para manter o núcleo no estado líquido necessário para a existência deste efeito dínamo.
A excentricidade da órbita de Mercúrio
Mercúrio tem excentricidade orbital de 0,21, a maior entre todos os planetas, com a distância do Sol variando de 46 a 70 milhões de quilômetros; ele leva 87,969 dias terrestres para completar um período de translação. O diagrama a seguir ilustra os efeitos da excentricidade, mostrando a órbita de Mercúrio sobrepondo uma órbita circular com o mesmo semieixo maior. A velocidade maior do planeta quando está perto do periélio é claramente mostrada pela distância maior coberta num intervalo de cinco dias. O tamanho das esferas é inversamente proporcional a sua distância do Sol e é utilizado para ilustrar a variação da distância heliocêntrica. Esta variação da distância do Sol, combinada com uma ressonância orbital de 3:2 da rotação do planeta em torno de seu eixo, resulta em complexas variações da temperatura da superfície. Essa ressonância faz com que um dia em Mercúrio dure exatamente dois anos, ou seja, cerca de 176 dias terrestres.
Órbita e rotação de Mercúrio
A órbita mercuriana está inclinada em 7° em relação ao plano da órbita da Terra (a eclíptica), conforme mostrado no diagrama a seguir. Como resultado, o trânsito de Mercúrio sobre o Sol ocorre apenas quando o planeta está cruzando o plano da eclíptica terrestre quando está entre a Terra e o Sol, evento que acontece em média a cada sete anos.
A inclinação axial mercuriana é quase zero, sendo de 0,027° o melhor valor medido. Esse valor é significativamente menor que a inclinação de Júpiter, que ostenta a segunda menor inclinação de todos os planetas, com 3,1 graus. Isso significa que, para um observador no polo de Mercúrio, o centro do Sol nunca ascenderia mais de 2,1 minutos de arco acima do horizonte.
Em certos pontos da superfície do planeta, um observador observaria o Sol subir até aproximadamente a metade do caminho e então reverter e se pôr antes de nascer novamente, tudo isso no mesmo dia mercuriano. Isso ocorre porque, aproximadamente quatro dias terrestres antes do periélio, a velocidade orbital angular se iguala à velocidade rotacional angular, então o movimento aparente do Sol cessa; no periélio, a velocidade orbital angular então excede a rotacional e assim o Sol aparece num movimento retrógado. Quatro dias após o periélio, o movimento aparente do Sol reinicia-se nesses pontos.
A excentricidade e inclinação da órbita de Mercúrio em relação ao plano do Sistema Solar
Ressonância e rotação – translação de Mercúrio
Por muitos anos acreditou-se que Mercúrio estava sincronizado pelo efeito de maré com o Sol, rotacionando uma vez para cada translação e mantendo sempre a mesma face voltada para o Sol, do mesmo modo que o mesmo lado da Lua está sempre voltado para a Terra. Entretanto, observações de radar em 1965 provaram que o planeta tem uma ressonância roto-translacional de 3:2, rotacionando três vezes para cada duas translações em torno do Sol; a excentricidade da órbita de Mercúrio torna a ressonância estável – no periélio, quando a maré solar é mais forte, o Sol fica quase parado no céu mercuriano.
A razão original para os astrônomos acreditarem que Mercúrio estava sincronizado era porque toda vez que ele estava numa condição ótima de observação, estava sempre perto do mesmo ponto da ressonância, portanto mostrando a mesma face. Isto ocorre porque, coincidentemente, a rotação de Mercúrio tem quase a metade do período sinódico em relação à Terra. Devido à ressonância 3:2 roto-translacional mercuriana, um dia solar (o comprimento entre dois trânsitos meridianos do Sol) dura aproximadamente 176 dias terrestres. Um dia sideral (o período de rotação) dura aproximadamente 58,7 dias terrestres.
 Tamanho comparativo de Mercúrio em relação aos planetas telúricos (Terra, Marte e Vênus)
Tamanho dos planetas interiores
Mais algumas características do planeta Mercúrio
O trânsito de Mercúrio sobre o disco solar
O planeta Vênus (Afrodite)
O PLANETA VÊNUS
Vênus = Estrela d’Alva ou Estrela Vespertina
Conhecida popularmente como Estrela d'Alva ou Estrela Vespertina quando nasce na madrugada antes do Sol ou após o Sol se por. Na mitologia grega é chamada de Afrodite, deusa do amor. Na mitologia romana a deusa correspondente é Vênus. 
 Vênus é o segundo planeta do Sistema Solar em ordem de distância a partir do Sol, orbitando-o a cada 224,7 dias. Recebeu seu nome em homenagem à deusa romana do amor e da beleza Vênus, equivalente a Afrodite deusa grega do amor sensual e fertilidade. Depois da Lua, é o objeto mais brilhante do céu noturno, atingindo uma magnitude aparente de -4,6, o suficiente para produzir sombras.
Trânsito de Vênus sobre o disco solar
Trânsito de Vênus sobre o disco solar
Trânsito de Vênus sobre o disco solar
O planeta Vênus
O planeta Vênus
O planeta Vênus sem a cobertura de nuvens
Imagem das nuvens de Vênus
Fases de Vênus observadas da Terra
trânsito de Vênus no disco solar
Estas imagens são parte do primeiro panorama a cores de Vênus, transmitidas por uma câmara de televisão a bordo da sonda soviética Venera 13 que aterrissou na superfície a 31 de março de 1982. As nuvens de Vênus são compostas por gotículas de ácido sulfúrico, enquanto a sua superfície tem uma temperatura de cerca de 482° Celsius a uma pressão atmosférica de 92 vezes à da Terra, a nível do mar. 
Foto da superfície de Vênus tirada pela sonda russa Venera 13
Imagens de Vênus
Características de Vênus
Estatísticas de Vênus
 Massa (kg)
4,869x1024 
 Diâmetro equatorial (km)
12.103,6
 Densidade média (gm/cm3)
5,24 
 Distância média do Sol (km)
108.208.930
 Período de rotação (dias)
243,0187 
 Período de revolução (dias)
224,701 
 Velocidade orbital média(km/s)
35,02 
 Excentricidade orbital
0,00677323 
 Inclinação do eixo (graus)
177,36 
 Inclinação orbital (graus)
3,39471 
 Gravidade na superfície no equador (m/seg2)
8,87 
 Velocidade de escape no equador (km/seg)
10,36 
 Albedo geométrico visual
0,65 
 Magnitude (Vo)
-4.4 
 Temperatura média na superfície
730 K 
 Pressão Atmosférica (barsou atm. Da Terra = 1 atm.)
92 
O planeta Vênus
Embora seja um planeta, Vênus é conhecido como Vésper ou ainda Estrela d'Alva ou Vespertina, pois é visível a olho nu à tarde ou ao amanhecer. O segundo planeta mais próximo do Sol é o sexto em tamanho - quase o mesmo da Terra. Não possui satélite, sua atmosfera é formada principalmente por gás carbônico e ácido sulfúrico, que criam um efeito estufa no planeta. Seu relevo é rochoso e vulcânico. Sua volta ao redor do Sol leva 224,7 dias terrestres. O seu dia, ou uma volta em torno de seu próprio eixo, leva 243,01 dias terrestres.
Características de Vênus
- Vênus possui composição, tamanho e massa parecidos com as do planeta Terra.
- A área da superfície de Vênus é de 4.60×108 km².
- A massa deste planeta é de 4.8685×1024 kg.
- Vênus é um planeta extremamente quente. A temperatura média na superfície deste planeta é de 461°C
- Possui órbita eclíptica circular com excentricidade abaixo de 1%.
A velocidade orbital média deste planeta é de 35,02 km/s.
- Vênus não possui satélites naturais (luas).
- A atmosfera de Vênus é formada principalmente por: dióxido de carbono (96,5%), nitrogênio (3,5%) e outros gases em menor quantidade (dióxido de enxofre, argônio, monóxido de carbono, vapor de água, hélio, neônio).
- A pressão atmosférica na superfície de Vênus é extremamente alta (cerca de 90 vezes a da Terra).
- Os ventos na parte
superior das nuvens podem alcançar os 400 km/h.
- O núcleo do planeta Vênus é parecido com o da Terra, pois é formado por ferro coberto com manto rochoso. Já a superfície é constituída basicamente por basalto. 
Curiosidades
- O ano de Vênus corresponde a 224 dias terrestres.
- O planeta Vênus é conhecido popularmente como "Estrela Dalva".
Composição da atmosfera de Vênus
Foto da superfície de Vênus
Foto da superfície de Vênus
Cratera de Vênus
Característica de Vênus
Comparação entre Vênus e a Terra
O planeta Terra: Gaia ou Terra Mater
Intenso bombardeio na formação da Terra
A zona habitável de uma estrela
O planeta Terra
O terceiro em afastamento do Sol, e quinto maior em tamanho, a Terra é o único que possui água na forma líquida e tem o ar rico em nitrogênio e oxigênio. A combinação desses três elementos gerou vida no planeta. Seu relevo é rochoso, formado por placas que se deslocam em volta do globo em função das altas temperaturas geradas no seu interior.
As temperaturas da superfície variam de -70ºC a 55ºC. Possui um satélite: a Lua. A duração do seu dia (rotação) é de 23 horas e 56 minutos (aproximadamente 24 horas) a duração do seu ano (translação) é de 365 dias e 6 horas (possui ano bissexto para incorporar as 6 horas que sobram a cada quatro anos).
Dados do planeta Terra
Vista do Planeta Terra
Alguns dados do planeta Terra
Foto do planeta Terra
A Terra vista do espaço: As Américas ( América do Sul em destaque)
Imagem da Terra
foto da estação espacial MIR
Imagem dos astronautas e o ônibus espacial
Astronauta flutuando no espaço
Foto da Terra
Visão da Terra
O profundo azul da Terra
O planeta Terra visto do espaço
A Terra vista do espaço: América do Norte
A Terra do espaço: África e Antártica
O planeta Terra do espaço
A Terra e o Sol
A Terra vista da órbita da Lua
A Terra vista da Lua
A estação espacial internacional
A estação espacial internacional e o azul profundo da terra
A estação espacial internacional
A Terra vista do espaço
O planeta azul visto do espaço
Furacão visto do espaço
Furacões no Atlântico Norte
Terra vista do espaço: o delta do Nilo
Vista do planeta Terra à noite
A Terra à noite
Vista da Terra à noite
Dia e noite na Terra
A Terra à noite: península Ibérica
América do Norte e Central à noite
América do Sul à noite
Foto do Brasil à noite visto do espaço
América do Sul à noite
O Nordeste brasileiro à noite
África à noite
A Europa à noite
Luzes da Europa e norte da África vista do espaço
A Ásia à noite
A Itália e parte da Europa à noite
A Terra vista do espaço
Vista do Sol e Terra de Marte: composição artística
A Terra vista de Saturno
Tamanho comparativo entre a Terra e o Sol
A Lua, Luna, Diana ou Artemísia
Dados e características da Lua
Raio da Lua = 1.737,10 km  (0,273 da Terra) 
         Raio equatorial: 1,738.14 km (0,273 da Terra) 
         Raio Polar: 1.735.97 km  (0,273 da Terra) 
Perigeu: 362.570 km (0.0024 AU)
         Apogeu: 405.410 km (0.0027 AU
         Excentricidade: 0,0549
        Período orbital: 27,321582 d (27 d 7 h 43.1 min)
         Período Sinódico: 29,530589 d (29 d 12 h 44 min 2.9 s)
         Velocidade orbital média:1,022 km/s
        Inclinação: 5,145° da eclíptica.
Dimensão: 5° maior satélite natural do Sistema Solar
A Lua é o maior satellite natural de um planeta do Sistema Solar relativamente ao tamanho ao seu planeta em que orbita, tendo 27% do diâmetro e 60% da densidade da Terra, resultando em 1/81 de sua massa. 
Minerais lunares: piroxênio e feldspatos de um fluxo de lava.
Amostras de lavas dos “mares” basálticos com texturas de escape de gás, além de bolhas congeladas (texturas vesiculares etc.).
 
Lua, Luna, Artemísia ou Selene
Lua satélite da Terra. A palavra Satélite vem de “satelles, itis”, um guarda que na antiga Roma acompanhava um príncipe, um cortesão.
Constituição interna da Lua
O interior da Lua
Rochas e minerais da Lua
Minerais lunares: piroxênio e feldspatos de um fluxo de lava.
Amostras de lavas dos “mares” basálticos com texturas de escape de gás, além de bolhas congeladas (texturas vesiculares etc.).
Foto micrografia de amostra lunar (mais profundo): cristais de olivina com piroxênio e ilmenita intersticiais (ferro-titânio)
Amostra de basalto lunar (mais raso): plagioclásio, piroxênio, olivina e ilmenita
Minerais da Lua
Provável colisão que formou a Lua
A colisão que formou 
a Lua
A formação da Lua
A formação da Lua
A formação da Lua
Colisão que formou a Lua
A formação da Lua logo após o gigantesco impacto, um disco de entulhos formou-se em torno da Terra. Em apenas um ano, o material lançado em órbita, juntou-se para formar a Lua a uma distância de mais ou menos 22.000 km do centro da Terra; e o restante do entulho caíram de volta para a Terra.
A jovem Lua: O disco róseo da Lua ainda aquecida destaca-se enorme no horizonte, a apenas 16.000 km de distância da Terra. Em primeiro plano um mar de lava que recobre a superfície da Terra, e rochas em processo de solidificação.
A Lua cheia
A Lua cheia
A Lua e Vênus
A Lua crescente o Cristo Redentor e Vênus
Sol e Lua no eclipse
A Lua
A Lua
Imagem artificialmente colorida da Lua
Imagem colorida da Lua
Mapa gravitacional da Lua
A cratera Copérnico na Lua em 3 de julho de 1998, com 93 km de largura e localizada na região do Mare Imbrium, ao norte da Lua. A cratera mostra materiais brilhantes no interior e em suas bordas (NASA/JPL/USGS)
Cratera lunar
A Lua no topo do Monte Paranal, deserto do Atacama
Lua sobre o Acrópole, Grécia
A Lua e seu reflexo na água
Mapa da Lua, face visível
Mapa da Lua, lado não visível
 A Lua seus “mares” e crateras
Pólo Sul da Lua
Pólo Sul da Lua
Polo Norte da Lua
Água nos pólos da Lua
A Terra vista da Lua
A nave águia orbitando a Lua
A Terra vista da Lua
A Terra nascendo na Lua
A Terra vista da Lua
foto da Lua
Astronauta na Lua
Astronauta caminhando na Lua
Primeira pegada do homem na Lua
Astronauta na Lua
Astronauta na Lua
Astronauta na Lua
A superfície da Lua
Principais luas do Sistema Solar, comparadas com a terra 
O planeta Marte - Ares
O planeta Marte
O planeta Marte
Conhecido como o Planeta Vermelho por causa da coloração vermelha-ferrugem, Marte é o quarto do Sistema Solar. Com montanhas, desertos, calotas polares, vulcões, desfiladeiros e atmosfera rarefeita, as temperaturas variam entre -120°C a 25°C. Sua translação equivale a 686,98 dias terrestres, e a rotação dura 24 horas e 37 minutos. Possui dois satélites: Fobos e Deimos.
A topografia de Marte
A topografia de Marte
Foto de Marte
A atmosfera da Marte
A fina atmosfera de Marte
A estrutura interna de Marte
Características de Marte
A superfície de Marte e o Vale Marineris
Existência de água em solo marciano
Cientistas divulgaram na revista especializada Science novos mapas dos canais subterrâneos de Marte. 
Cratera em Marte
A 250 quilômetros acima de Marte, a câmera HiRISE da sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter fotografou essa cratera de impacto “nova” (com menos de 1 milhão de anos), de 1,5 quilômetro de diâmetro.
Um acidente geográfico conhecido como "mesa" se ergue até um nível semelhante ao das planícies circundantes no centro do Hebes Chasma, uma isolada estrutura em Marte. 
Vento, poeira e gelo delineiam as paisagens marcianas, como mostram as imagens captadas pela sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)
Camadas de poeira, areia e água em forma de gelo empilham-se na região polar setentrional de Marte e desabam em uma escarpa de 610 metros (à esquerda na foto).
Foto da sonda Viking e da superfície de Marte
A Terra vista de Marte
Rastro do robô Curiosity em Marte
Local de pouso do robô Curiosity aparece circulado, ao norte do centro, perto da Cratera Gale (Foto:
NASA)
Foto mostra camada de diferentes tonalidades captadas por satélite, que só consegue tirar fotos em azul, vermelho ou infravermelho, razão pela qual você veria cores diferentes se estivesse em Marte (Foto: Nasa)
Superfície marciana se parece com veias e artérias, e pode ter sido formada por água líquida (Foto: NASA)
Nuvem de poeira é causada por uma avalanche após gelo de CO2 cair de 2 mil metros de altura (Foto: NASA)
Campos de dunas na Cratera Proctor
“Gelo carbônico” cobre as dunas de areia preta feitas de basalto erodido.
Região Polar Norte de marte
Essas dunas de areia em formato de arco formam cristas repetitivas recortadas quando iluminadas pelo sol.
Cratera com impactos e camadas do Planalto Mawrth Vallis
Argila encontrada nos cantos desta cratera indicam o passado úmido de Marte.
Traços de redemoinhos de areia em Marte.
A poeira fina destes turbilhões de areia viajam em linhas e espirais, deixando hieróglifos estranhos na superfície do planeta.
Marte: As manchas escuras aparentemente crescendo neste terreno geométrico são áreas de degelo da primavera.
Imagem de topo: região polar sul: um cenário complexo de gelo de dióxido de carbono.
Grupos de riscos marrons escuro que apareceram no derretimento de dunas de areia rosada cobertas com gelo claro, na superfície de Marte. Parem árvores!! Uma imagem muito interessante foi feita pela sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter, em abril de 2008, perto do Polo Norte de Marte. 
Foto de uma ilusão em Marte
A face de Marte na região de Cydonia
A face de Marte
Outra visão da face de Marte
A face de Marte vista de outro ângulo
A face de Marte em vários momentos
A face de Marte
A superfície de Marte
Tempestade de areia em Marte
Característica da superfície de Marte: Leitos secos
Relevo de Marte mostrando marcas no solo afloramento de água
Cratera em Marte coberta com neve carbônica
Foto de Marte tirada pelo telescópio Hubble
O Monte Olimpo: o maior e mais alto vulcão do Sistema Solar
Muitas faces de Marte
Fotos de Deimos e Fobos
Imagem colorida de Fobos obtida pela Mars Reconnaissance Orbiter em 23 de março de 2008.
Foto de Fobus colorida artificialmente
Fobos, satélite de Marte
Fobos, a lua condenada de Marte
Imagem colorida de Deimos obtida pela Mars Reconnaissance Orbiter em 21 de fevereiro de 2009
Composição de Marte e seus satélites: Deimos e Fobos
Marte vista de Deimos
Desenho artístico da superfície de Marte em um passado remoto
A descoberta de um provável microfóssil em um meteorito marciano
Microfóssil marciano