b'\n_START_ARTICLE_\nQuadr\xc3\xa2ngulo de Phaethontis\n_START_PARAGRAPH_\nO quadr\xc3\xa2ngulo de Phaethontis \xc3\xa9 um de uma s\xc3\xa9rie de 30 quadr\xc3\xa2ngulos em Marte estabelecidos pelo Programa de Pesquisa de Astrogeologia do Servi\xc3\xa7o Geol\xc3\xb3gico dos Estados Unidos (USGS em ingl\xc3\xaas). Tamb\xc3\xa9m pode-se referir ao quadr\xc3\xa2ngulo Phaethontis como MC-24 (Mars Chart-24)._NEWLINE_O quadr\xc3\xa2ngulo de Phaethontis combre uma \xc3\xa1rea que vai de 30\xc2\xb0 a 65 \xc2\xb0 latitude sul e de 120\xc2\xb0 a 180 \xc2\xb0 longitude oeste em Marte.  \xc3\x89 nessas latitudes que numerosas ravinas foram descobertas. Uma antiga forma\xc3\xa7\xc3\xa3o nessa \xc3\xa1rea, chamada Terra Sirenum se situa neste quadr\xc3\xa2ngulo; a MRO descobriu esmectitas de ferro/magn\xc3\xa9sio por l\xc3\xa1. Parte deste quadr\xc3\xa2ngulo cont\xc3\xa9m o que os pesquisadores denominam dep\xc3\xb3sitos de Electris, um dep\xc3\xb3sito que possui 100\xe2\x80\x93200 de espessura.  Sua cor \xc3\xa9 clara e aparenta ser fr\xc3\xa1gil por causa de alguns boulders. Entre um grupo de grandes crateras se encontra a cratera Mariner, observada pela primeira vez pela sonda espacial Mariner 4 no ver\xc3\xa3o de 1965.  A cratera recebeu o nome da sonda espacial.  Acredita-se que uma \xc3\xa1rea baixa em Terra Sirenum j\xc3\xa1 tenha abrigado um lago que foi eventualmente  drenado por Ma\'adim Vallis.  A sonda  Mars 3 da R\xc3\xbassia aterrissou no quadr\xc3\xa2ngulo de Phaethontis a 44.9\xc2\xb0 S e 160.1\xc2\xb0 W em dezembro de 1971.  Ela aterrissou a uma velocidade de 75\xc2\xa0km por hora, mas sobreviveu para enviar 20 segundos de sinal, at\xc3\xa9 pifar. Sua mensagem apareceu apenas como uma tela vazia.\n_START_SECTION_\nRavinas marcianas\n_START_PARAGRAPH_\nO quadr\xc3\xa2ngulo de Phaethontis abriga v\xc3\xa1rias ravinas cuja exist\xc3\xaancia pode se dever a \xc3\xa1gua fluida num passado recente. Algumas se encontram em Gorgonum Chaos e em v\xc3\xa1rias crateras pr\xc3\xb3ximas \xc3\xa0s grandes crateras de Copernicus e cratera Newton.  Ravinas ocorrem em encostas \xc3\xadngremes, especialmente as paredes das crateras. Acredita-se que as ravinas sejam relativamente jovens por possu\xc3\xadrem poucas ou nenhuma cratera, e elas se situam no topo de dunas de areia que s\xc3\xa3o em si jovens.  Geralmente, cada ravina possui uma alcova, um canal e uma placa.  Apesar de muitas id\xc3\xa9ias terem sido propostas para explic\xc3\xa1-las, as mais populares envolvem \xc3\xa1gua l\xc3\xadquida origin\xc3\xa1ria de um aqu\xc3\xadfero ou impress\xc3\xb5es de antigas geleiras._NEWLINE_H\xc3\xa1 evid\xc3\xaancias para ambas as teorias. A maioria das alcovas das ravinas ocorrem no mesmo n\xc3\xadvel, tal como se esperaria de um aqu\xc3\xadfero. V\xc3\xa1rias medi\xc3\xa7\xc3\xb5es e c\xc3\xa1lculos demonstram que \xc3\xa1gua l\xc3\xadquida poderia existir em um aqu\xc3\xadfero nas profundidades em que as vo\xc3\xa7orocas geralmente se iniciam. Uma varia\xc3\xa7\xc3\xa3o desse modelo \xc3\xa9 a tese de que o magma montante poderia ter derretido o gelo fazendo com que a \xc3\xa1gua flu\xc3\xadsse em aqu\xc3\xadferos. Aqu\xc3\xadferos s\xc3\xa3o camadas que permitem que a \xc3\xa1gua flua. Eles podem consistir em arenito poroso. Essa camada poderia ser estar situada acima de outra camada que evitaria que a \xc3\xa1gua flu\xc3\xadsse mais abaixo (em termos geol\xc3\xb3gicos diria-se imperme\xc3\xa1vel). A \xc3\xbanica dire\xc3\xa7\xc3\xa3o em que a \xc3\xa1gua aprisionada poderia fluir seria horizontalmente.  A \xc3\xa1gua poderia ent\xc3\xa3o fluir para a superf\xc3\xadcie em um ponto em que o aqu\xc3\xadfero encontra um limite, como a parede de uma cratera.  Aqu\xc3\xadferos s\xc3\xa3o muito comuns na Terra. Um bom exemplo \xc3\xa9 a "Weeping Rock" no Parque Nacional de Zion em Utah, Estados Unidos._NEWLINE_Por outro lado h\xc3\xa1 evid\xc3\xaancias para a teoria alternativa, pois grande parte da superf\xc3\xadcie de Marte \xc3\xa9 coberta por um manto fofo espesso, o qual se acredita ser uma mistura de gelo e poeira. O manto rico em gelo, com espessura de poucos metros, faz com que a superf\xc3\xadcie fique mais fofa, mas h\xc3\xa1 locais em que esta apresenta uma superf\xc3\xadcie desnivelada, lembrando a superf\xc3\xadcie de uma bola de basquete.  Sob certas condi\xc3\xa7\xc3\xb5es o gelo poderia derreter e fluir encosta abaixo, criando ravinas.  Por haver poucas crateras nesse manto, conclui-se que o manto \xc3\xa9 relativamente jovem. Uma excelente vista deste manto \xc3\xa9 a imagem da borda da cratera Ptolemaeus, vista pela HiRISE._NEWLINE_O manto rico em gelo pode ser resultado de mudan\xc3\xa7as clim\xc3\xa1ticas. Mudan\xc3\xa7as na \xc3\xb3rbita e inclina\xc3\xa7\xc3\xa3o de Marte provocam mudan\xc3\xa7as significativas na distribui\xc3\xa7\xc3\xa3o de gelo de \xc3\xa1gua desde regi\xc3\xb5es polares at\xc3\xa9 as latitudes equivalentes \xc3\xa0s do Texas.  Durante certos per\xc3\xadodos clim\xc3\xa1ticos o vapor d\xe2\x80\x99\xc3\xa1gua escapa da capa polar e vai para a atmosfera. A \xc3\xa1gua retorna ao solo em latitudes mais baixas na forma de dep\xc3\xb3sitos ou gelo misturado generosamente com a poeira. A atmosfera de Marte cont\xc3\xa9m uma grande quantidade de finas part\xc3\xadculas de poeira. O vapor d\xe2\x80\x99\xc3\xa1gua se condensa sobre as part\xc3\xadculas, ent\xc3\xa3o as part\xc3\xadculas maiores carregadas de \xc3\xa1gua caem no solo. Quando a obliquidade de Marte atinge seu ponto m\xc3\xa1ximo, mais de 2 cm de gelo pode ser removido da capa glacial de ver\xc3\xa3o e depositado nas latitudes m\xc3\xa9dias. Este movimento de \xc3\xa1gua poderia durar por milhares de anos e criar uma camada de neve com mais de 10 metros de espessura. Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para tr\xc3\xa1s, isolando o gelo residual.  Medi\xc3\xa7\xc3\xb5es das altitudes e inclina\xc3\xa7\xc3\xb5es das ravinas d\xc3\xa3o suporte \xc3\xa0 ideia de que bols\xc3\xb5es de gelo ou geleiras est\xc3\xa3o associados \xc3\xa0s ravinas. Encostas mais inclinadas fazem mais sombra, o que ajudaria a preservar o gelo._NEWLINE_Eleva\xc3\xa7\xc3\xb5es mais altas possuem muito menos ravinas pois o gelo tenderia a se sublimar mais no ar da alta altitude._NEWLINE_A terceira teoria poderia ser poss\xc3\xadvel tendo em vista que mudan\xc3\xa7as clim\xc3\xa1ticas podem ser o bastante para permitir o gelo no solo se derreta formando assim as ravinas. Durante um clima mais ameno, os primeiros metros poderiam thaw e produzir um "fluxo de detritos" similar \xc3\xa0queles da seca e gelada costa oriental de Groenl\xc3\xa2ndia. Como as ravinas ocorrem em encostas \xc3\xadngremes apenas um pequeno decr\xc3\xa9scimo no esfor\xc3\xa7o cortante das part\xc3\xadculas do solo \xc3\xa9 o bastante para iniciar o fluxo. Pequenas quantidades de \xc3\xa1gua l\xc3\xadquida de gelo derretido do solo poderia ser o bastante.  C\xc3\xa1lculos demonstram que um ter\xc3\xa7o de um mil\xc3\xadmetro de escoamento pode ser produzido a cada dia por  50 dias em cada ano marciano, mesmo sob as condi\xc3\xa7\xc3\xb5es atuais.\n_START_SECTION_\nFaixas magn\xc3\xa9ticas e placas tect\xc3\xb4nicas\n_START_PARAGRAPH_\nA Mars Global Surveyor (MGS) descobriu faixas magn\xc3\xa9ticas na crosta de Marte, especialmente nos quadr\xc3\xa2ngulos de Phaethontis e Eridania  (Terra Cimmeria e Terra Sirenum). O magnet\xc3\xb4metro a bordo da MGS descobriu faixas de crosta magnetizadas de 100 km de largura correndo paralelamente por mais de 2000 km. Essas faixas se alternam em polaridade com o polo magn\xc3\xa9tico norte de um apontando para o norte da superf\xc3\xadcie e o polo megn\xc3\xa9tico norte do outro apontando para o sul. Quando faixas similares foram descobertas na Terra nos anos 60, elas foram tomadas como uma evid\xc3\xaancia para as placas tect\xc3\xb4nicas. Pesquisadores acreditam que estas faixas magn\xc3\xa9ticas em Marte sejam uma evid\xc3\xaancia para um curto per\xc3\xadodo de atividade tect\xc3\xb4nica nos prim\xc3\xb3rdios do planeta.  Quando as rochas se solidificam elas ret\xc3\xa9m o magnetismo existente no momento. Acredita-se que o campo magn\xc3\xa9tico de um planeta seja causado pelo movimento de fluidos sob a superf\xc3\xadcie. Por\xc3\xa9m, h\xc3\xa1 algumas diferen\xc3\xa7as entre as faixas magn\xc3\xa9ticas da Terra e as de Marte. As faixas marcianas s\xc3\xa3o mais largas, apresentando uma magnetiza\xc3\xa7\xc3\xa3o muito maior, e n\xc3\xa3o parecem espalhar al\xc3\xa9m de uma zona m\xc3\xa9dia de emiss\xc3\xa3o._NEWLINE_Como a \xc3\xa1rea contendo as faixas magn\xc3\xa9ticas data de aproximadamente 4 bilh\xc3\xb5es de anos, acredita se que o campo magn\xc3\xa9tico global durou provavelmente pelos primeiros 100 milh\xc3\xb5es de anos da exist\xc3\xaancia de Marte, quando a temperatura do ferro derretido do n\xc3\xbacleo do planeta pode ter estado alta o bastante para impulsionar um d\xc3\xadnamo magn\xc3\xa9tico.  N\xc3\xa3o h\xc3\xa1 nenhum campo magn\xc3\xa9tico pr\xc3\xb3ximo a bacias de impacto como Hellas.  O choque de um impacto pode ter apagado a magnetiza\xc3\xa7\xc3\xa3o residual das rochas do local. Portanto, o magnetismo produzido por um antigo movimento de fluidos no n\xc3\xbacleo teria cessado de existir ap\xc3\xb3s o impacto._NEWLINE_Quando a rocha derretida contendo material magn\xc3\xa9tico, como a hematita (Fe\xe2\x82\x82O\xe2\x82\x83), se resfria e se solidifica na presen\xc3\xa7a de um campo magn\xc3\xa9tico, ela acaba sendo magnetizada e adquire a polaridade do campo de fundo. O magnetismo s\xc3\xb3 \xc3\xa9 perdido quando a rocha \xc3\xa9 subsequentemente aquecida acima de certa temperatura (o ponto Curie, que seria de 770\xc2\xb0C para o ferro). O magnetismo deixado nas rochas \xc3\xa9 um registro do campo magn\xc3\xa9tico da \xc3\xa9poca em que a rocha se solidificou.\n_START_SECTION_\nDep\xc3\xb3sitos clorados\n_START_PARAGRAPH_\nUtilizando dados da Mars Odyssey, da Mars Global Surveyor e da Mars Reconnaissance Orbiter, cientistas descobriram vastos dep\xc3\xb3sitos de minerais clorados.  A imagem abaixo mostra alguns destes dep\xc3\xb3sitos no quadr\xc3\xa2ngulo de Phaethontis. Evid\xc3\xaancias indicam que estes dep\xc3\xb3sitos foram formados a partir da evapora\xc3\xa7\xc3\xa3o de \xc3\xa1guas enriquecidas com minerais.  A pesquisa sugere que lagos podem ter estado presente em diversos pontos da superf\xc3\xadcie marciana._NEWLINE_Geralmente, os cloretos s\xc3\xa3o os \xc3\xbaltimos minerais a se originarem da solu\xc3\xa7\xc3\xa3o.  Carbonatos, sulfatos, e s\xc3\xadlicas se precipitam primeiro.  Sulfatos e s\xc3\xadlica foram encontrados pelos Mars rovers na superf\xc3\xadcie.  Locais contendo minerais de cloretos podem ter outrora abrigado v\xc3\xa1rias formas de vida.  Al\xc3\xa9m disso, tais locais deveriam preservar antigos tra\xc3\xa7os de vida.'