O oceano em Marte era tão vasto como o Oceano Ártico na Terra.

Uma linha de costa marciana perdida, escrita na rocha

Estas ideias não vêm de “achismos”: vêm de geologia observável a partir da órbita. Missões como a Mars Express (ESA) e a Mars Reconnaissance Orbiter (NASA) conseguem mapear relevo e texturas com detalhe suficiente para reconhecer formas que, na Terra, são típicas de água a escoar e a depositar sedimentos.

Em Valles Marineris, foram identificadas estruturas amplas em forma de leque, em patamares ao longo das paredes dos canhões. Na Terra, leques/deltas semelhantes formam-se quando um rio abranda ao entrar em água parada (lago, mar) e “larga” carga sedimentar.

O ponto forte é a consistência: vários destes deltas aparecem a altitudes muito próximas ao longo de grandes distâncias, sugerindo uma antiga superfície de água pouco inclinada e relativamente estável.

Os leques concentram-se em Coprates Chasma. Os seus topos situam-se aproximadamente entre -3 750 e -3 650 m em relação ao “datum” marciano (uma referência altimétrica, não um nível do mar atual). Um intervalo tão estreito é mais compatível com um nível de água mantido por muito tempo do que com um evento rápido (cheia pontual).

Além disso, vêem-se canais ramificados que descem de terrenos mais altos e convergem ao aproximar-se dos leques. Esse padrão, na Terra, é comum em bacias de drenagem que desaguam num corpo de água maior-uma sequência coerente de “terras altas → rios → delta → costa”.

Um oceano marciano com um quilómetro de profundidade

A hipótese recente vai além de um grande lago: propõe um oceano nas terras baixas do hemisfério norte com profundidades que, nalgumas zonas, poderiam chegar a ~1 km.

Uma peça central são os “depósitos com escarpa frontal” (scarp-fronted deposits, SFDs): camadas sedimentares que terminam numa quebra abrupta de declive, como um “degrau” topográfico. Na Terra, escarpas deste tipo podem marcar a transição entre plataforma e zonas mais profundas, moldada por ondas/correntes e por variações do nível da água.

Em Marte, SFDs aparecem em Coprates Chasma e noutros locais (como Capri Chasma e Hydraotes Chaos) e tendem a ocorrer dentro de faixas de altitude semelhantes. Ao ligar esses pontos, obtém-se um contorno compatível com um único corpo de água muito extenso no norte.

• Profundidade máxima (estimada): ~1 000 m
  
• Idade (aprox.): 3,0–3,5 mil milhões de anos
  
• Onde: sobretudo nas terras baixas do hemisfério norte
  
• Evidência usada: deltas, SFDs e redes de canais
  

Isto encaixa perto da transição Noaquiano tardio / Hesperiano inicial-um período frequentemente associado a mais água à superfície, antes da aridez dominar. Nota importante: “linha de costa” em Marte é difícil de cravar ao metro; deformações posteriores (vulcanismo, tectónica, impactos) podem ter alterado altitudes e mascarado marcas costeiras.

Que tipo de clima poderia manter líquido um oceano marciano?

Para água líquida persistir à superfície, Marte teria de ter tido uma atmosfera mais espessa do que a atual (hoje, a pressão média é muito baixa, perto do limite em que a água pura tende a ferver/sublimar). Uma atmosfera mais densa ajudaria a reter calor (efeito de estufa), permitiria mais transporte de vapor e sustentaria precipitação ou, pelo menos, degelo sazonal.

A própria topografia ajudaria: as terras baixas do norte estão vários quilómetros abaixo das do sul, funcionando como “bacia de recolha” do escoamento. A analogia com o Oceano Ártico é útil como imagem: muitos rios a alimentar um mar relativamente fechado.

O conjunto de canais + deltas + patamares sugere um ciclo hidrológico ativo: precipitação/degelo, escoamento, transporte de sedimentos e acumulação em mares duradouros.

Mesmo assim, o cenário mais provável é de um Marte frio: gelo costeiro, períodos de congelação/degelação e água líquida talvez intermitente. Ainda assim, água líquida mesmo por janelas repetidas (e em contacto com rocha) aumenta muito as oportunidades para química complexa.

Habitabilidade: porque é que um oceano do tamanho do Ártico importa

Para a astrobiologia, a diferença está na duração e no “ambiente certo”. Um lago curto pode ser habitável, mas um oceano (ou mar interior) persistente durante milhões de anos oferece mais estabilidade química, mais tempo para ciclos biogeoquímicos e maior probabilidade de preservação sedimentar.

Deltas são alvos fortes porque concentram sedimentos finos e podem “enterrar” rapidamente matéria orgânica, protegendo-a parcialmente. Em Marte, há um trade-off: quanto mais antiga a rocha, mais tempo teve para ser alterada por radiação e oxidação à superfície-por isso, camadas enterradas e bem estratificadas são especialmente valiosas.

As prioridades das missões a Marte estão a mudar

Missões como o Perseverance já apostam em deltas (Jezero). Se a evidência para um oceano maior se consolidar, faz sentido procurar depósitos costeiros e margens antigas, onde se cruzam sedimentos fluviais e processos marinhos.

A recolha de amostras de SFDs e de depósitos deltaicos em Valles Marineris poderia ajudar a:

• Distinguir deposição subaquática de deposição “seca” (vento/deslizamentos) pela granulometria e pelas camadas internas
• Identificar minerais que costumam formar-se com água persistente (por exemplo, certas argilas e sulfatos)
• Medir assinaturas isotópicas úteis para reconstruir atmosfera e perda de água
• Procurar bioassinaturas (se existiram), em sedimentos finos e bem preservados
  

Trazer amostras para a Terra continua a ser decisivo: laboratórios conseguem detetar compostos orgânicos em níveis muito baixos e fazer análises que um rover, por limitações de massa/energia, raramente iguala.

Como é que um oceano pode desaparecer de um planeta inteiro?

A pergunta difícil é “para onde foi a água”. Hoje há gelo nos polos e água retida no solo/minerais. Um oceano deste tamanho corresponderia a uma “camada global equivalente” de dezenas a centenas de metros, se espalhada por todo o planeta.

A explicação mais comum envolve vários processos a atuar em conjunto:

Processo	Efeito na água marciana
Escape atmosférico	O vento solar e a radiação facilitaram a perda de gases e de hidrogénio, reduzindo a capacidade de manter água líquida.
Perda do campo magnético	Sem magnetosfera global, a atmosfera ficou mais exposta à erosão pelo vento solar.
Arrefecimento do interior	Menos vulcanismo → menos gases com efeito de estufa → superfície mais fria e seca.
Congelação e enterramento	Parte da água terá ficado como gelo subterrâneo ou presa em minerais hidratados.

Em escalas de centenas de milhões de anos, isto pode transformar um planeta com água superficial episódica num mundo frio, seco e com atmosfera rarefeita-sem exigir uma “desaparição” rápida e única.

Termos-chave que ajudam a compreender o oceano de Marte

Alguns termos aparecem muito e valem uma tradução direta.

Deltas: leques de sedimentos formados onde um rio entra em água mais lenta/parada. A estratificação (camadas) pode registar mudanças de caudal e de nível da água ao longo do tempo.

Depósitos com escarpa frontal (SFDs): superfícies relativamente planas que terminam numa arriba/“degrau” acentuado. Podem resultar de acumulação sedimentar e erosão posterior; quando aparecem a altitudes semelhantes em regiões diferentes, podem indicar antigas margens ou declives submersos.

Noaquiano e Hesperiano: “eras” do tempo geológico marciano. Em geral, o Noaquiano é mais antigo (muitas crateras e mais sinais de água) e o Hesperiano é posterior (mais vulcanismo em planícies e tendência para condições mais secas).

O que isto pode significar para futuros humanos em Marte

Se existiu um oceano no norte, antigas zonas submersas podem esconder gelo, argilas e sais sob camadas de sedimento-recursos potencialmente úteis para água, construção e produção de combustível. Na prática, a extração não é “pegar e usar”: sais (incluindo percloratos, comuns em Marte) podem complicar o tratamento da água e a agricultura, exigindo processamento.

Modelos e dados orbitais ajudam a apontar onde o gelo enterrado pode estar mais protegido da sublimação: tipicamente, onde há cobertura sedimentar suficiente e condições térmicas favoráveis. Esses locais interessam tanto para ciência (registos do clima antigo) como para logística (zonas de aterragem e bases).

A história deste possível oceano do tamanho do Ártico ainda está em construção. Novos mapas e medições devem refinar a “linha de costa” e, um dia, missões no terreno poderão testar diretamente se estas escarpas e deltas são mesmo o rasto de um antigo mar marciano.