Marinar 4

Uma representação artística da espaçonave Mariner 4 no espaço. Dados gerais

Organização	NASA
Construtor	Laboratório de propulsão a jato
Programa	Marinar
Campo	Observação do planeta Marte
Tipo de missão	Sonda planetária
Número de cópias	2
Status	Missão completada
Outros nomes	Marinado
Base de lançamento	Cabo Canaveral, LC-12
Lançar	28 de novembro de 1964às 14:22:01 UT
Lançador	Atlas - Agena D # 12
Visão geral de	Março,
Fim da missão	31 de dezembro de 1967
Duração	1.119 dias
Identificador COSPAR	1964-077A
Local	www.jpl.nasa.gov/missions/mariner-4

Características técnicas

Missa no lançamento	260,8 kg
Propulsão	Químico
Ergols	Hidrazina
Controle de atitude	Estabilizado em 3 eixos
Fonte de energia	Painéis solares
Energia elétrica	700 watts

Órbita

Órbita	Heliocêntrico
Periapsis	1,1086 AU
Apoapsis	1.5731 AU
Período	567,11 dias
Inclinação	2,54374 °

Instrumentos principais

Experimento de câmera de televisão Mars	Sistema de câmera de TV
Magnetômetro de hélio	Campo magnético interplanetário
Sonda de Plasma Solar	Sensor de vento solar
Detector de radiação presa	Detector de radiação
Detector de partículas	Cinturão de radiação e partículas solares
Telescópio de Raios Cósmicos	Estudo de radiação cósmica
Detector de poeira cósmica	Detector de poeira cósmica
Experimento de Ocultação de Marte	Experimento de ocultação de Marte
Experimento de Mecânica Celestial	Experimento de Mecânica Celestial

Mariner 4 é a quarta sonda espaço no programa do navegador . Foi lançado pela NASA em28 de novembro de 1964para tirar fotos do planeta Marte . Ele realiza o primeiro vôo sobre o planeta Marte, envia as primeiras imagens da superfície marciana e, na verdade, as primeiras imagens em close de outro planeta. As fotos da superfície estéril e repleta de crateras impressionam a comunidade científica. O custo total da missão Mariner 4 é de US $ 83,2 milhões .

Resumo

NASA aprova duas sondas espaciais para o projeto Mariner de 1964 em Novembro de 1962. O principal objetivo do Mariner 4, batizado de Mariner-D, é fotografar a superfície do planeta Marte usando uma única câmera de televisão acoplada a uma plataforma que pode retornar até 22 imagens após uma viagem de quase oito meses, durante seu sobrevoo e transmitir para a Terra e para realizar medições científicas.

A Mariner 4 é uma sonda espacial usada para exploração planetária em modo pairar e representa o primeiro sobrevôo bem-sucedido do planeta Marte, enviando as primeiras imagens da superfície marciana. Estas representam as primeiras imagens de outro planeta enviadas do espaço profundo. O Mariner 4 foi projetado para conduzir observações científicas do planeta Marte e transmiti-las para a Terra.

Outros objetivos da missão são realizar medições do campo magnético e partículas do meio interplanetário localizado próximo ao planeta Marte e fornecer a experiência e conhecimento de engenharia para voos interplanetários de longa duração.

Descrição do veículo espacial

A Mariner 4 é uma nave espacial de 260,8 kg. A energia elétrica para todos os experimentos e funções é fornecida por 28.244 células fotovoltaicas montadas em quatro painéis solares projetados para serem implantados em vôo. As células fornecem 700 W de energia elétrica, que é convertida em várias formas para operar a sonda espacial e recarregar a bateria de bordo. Ao voar sobre o planeta Marte, eles produzem 300 W, o que representa uma margem de segurança para a carga útil.

A sonda espacial Mariner 4 consiste em uma plataforma octogonal de 127 cm na diagonal e 45,7 cm de altura. Quatro painéis solares de 176 × 90 cm estendidos por lâminas solares de 0,65 m 2 são fixados na parte superior do chassi, dando ao veículo uma envergadura de 6,88 m . Uma antena parabólica de alto ganho fixo de 116,8 cm de diâmetro é montada no centro do topo da plataforma, enquanto uma antena omnidirecional de baixo ganho é montada na extremidade de um mastro de 2,235 m embutido na base da parábola. A altura total da sonda espacial é de 2,89 m .

Na base da plataforma, a câmera de televisão é montada em sua plataforma de visualização. Os oito lados da plataforma octogonal são formados por cestos para equipamentos eletrônicos e sistema de propulsão para correção de curso. Dentro desta plataforma estão as reservas de combustível para propulsão e controle de atitude , que assim beneficiam de um espaço com temperatura controlada. A temperatura é controlada por isolamento térmico, pela radioatividade das várias superfícies e é regulada por venezianas móveis em seis dos oito lados do octógono. Os instrumentos científicos estão localizados fora da plataforma.

Um acumulador de prata-zinco 1200 Wh é usado durante as fases em que os painéis solares não estão orientados para o sol .

A propulsão principal é fornecida por um motor 222 N a hidrazina monopropelente controlando seu motor de foguete por quatro lemes a jato, localizados em um dos lados da plataforma. O controle de atitude é operado por 6 pares de propulsores de nitrogênio gasoso frio localizados nas extremidades dos painéis solares, três giroscópios e, aliás, pelas lâminas solares. A atitude da sonda é travada em inclinação e guinada por ponteiros solares que a orientam automaticamente em direção ao Sol, então o rolo é ajustado por um localizador de estrelas em direção a Canopus , a estrela mais brilhante na constelação ao sul do Sol. Carina , esta última operação demorou quase um dia para ser realizado.

O sistema de telecomunicações opera em banda S e é composto por um único receptor e um transmissor baseado em um triodo duplo de 7 W ou um tubo de onda viajante de 10 W , os dados podem ser recebidos ou transmitidos a 33,33 bit / s ou 8,33 bit / s , essas várias opções dependiam da distância da sonda. Os dados também podem ser armazenados em um gravador de 4 pistas com capacidade de 5,24 Mbits para transmissão posterior.

Descrição dos instrumentos

A sonda espacial possui nove instrumentos:

A experiência do planeta blanker March ( March Occultation Experiment ) é um experimento sobre as mudanças de intensidade e fase no sinal de telemetria de 2300 MHz da espaçonave enquanto a sonda é ocluída por Marte usado para deduzir as propriedades da atmosfera marciana. As mudanças resultam da refração atmosférica do sinal de rádio. Os dados, portanto, cobrem apenas o tempo próximo ao sobrevoo do planeta Marte, quando o sinal é dobrado e desacelerado pela atmosfera (2 minutos de cada lado). O planeta Marte obscurece o sinal da sonda espacial com seu lado iluminado pelo Sol e o sinal aparece do outro lado.
Celestial Mechanics Experience ( Celestial Mechanics Experiment ), monitoramento de rede de comunicação de dados com o espaço profundo ( Deep Space Network ) Mariner 4 são usados para obter melhores medições das massas do planeta Marte e da Lua , a ' unidade astronômica , bem como efemérides melhoradas a Terra e Marte. O experimento usa receptor e equipamento transmissor a bordo em conjunto com equipamentos de rastreamento da Estação Espacial Profunda para obter medições Doppler. O experimento fornece dados de boa qualidade do28 de novembro de 1964 no 8 de dezembro de 1967, embora o período quase Maio de 1967 é barulhento devido à baixa intensidade do sinal.
Detector de poeira cósmica ( Cosmic Dust Detector ) O detector consiste em uma placa de impacto em alumínio 22 × 22 cm revestida em ambos os lados de um material não condutor e fornecida com um transdutor de cristal acústico colado na lateral, é usado para monitorar continuamente o fluxo de poeira partículas e sua distribuição da Terra para voar sobre o planeta de Marte. A combinação de placa de impacto e filme dielétrico-alumínio constitui um detector de penetração na forma de um capacitor . O experimento também visa observar a concentração de partículas de poeira perto da Terra e perto do planeta Marte, a taxa de mudança na densidade do fluxo de partículas de poeira cósmica em relação à Terra e os efeitos disruptivos de grandes corpos. Planetas no comportamento dinâmico de partículas de poeira cósmica. O instrumento é montado acima da plataforma principal da espaçonave, com a caixa logo dentro do escudo térmico para protegê-lo do sol. O sensor se projeta através de uma abertura no escudo térmico. A memória do instrumento consiste em dois registros de análise de dados binários de 8 bits e um acumulador de microfone que registra o número de eventos de microfone observados pelo instrumento. Os dados experimentais são recebidos com relação ao movimento das partículas, direção das partículas de entrada, impactos das partículas abaixo do limite do microfone e acúmulos de eventos do microfone. As medições revelam uma concentração de poeira cósmica perto da Terra com uma distribuição de massa um pouco diferente daquela do meio interplanetário . A calibração em vôo é realizada uma vez ao dia por ordem de solo. Nenhuma degradação do instrumento é detectada.
Cosmic ray telescope (Cosmic Ray Telescope), um conjunto de três detectores de superfície de silício é utilizado na forma de um telescópio / dx em função da distância para determinar o fluxo de prótons entre 15 e 70 MeV e entre 70 e 170 MeV e partículas alfa entre 15 e 70 MeV / nucleon e acima de 70 MeV / nucleon, bem como prótons e partículas alfa entre 1,2 e 15 MeV / nucleon. O detector é montado na sonda espacial para que sempre aponte para longe do sol. Um analisador de altura de pulso de 128 canais é usado para analisar a perda de energia no elemento sensor do telescópio. É possível analisar a altura de pulso de prótons e partículas alfa de 15 a 70 MeV / nucléon, prótons de 70 a 170 MeV e partículas alfa maiores que 70 MeV / nucléon. Duas taxas de contagem e duas alturas de pulso são obtidas a cada 72 ou 18 segundos, dependendo se a taxa de transmissão da sonda espacial é 8,33 ou 33,33 bps (bit por segundo). A experiência funciona normalmente desde o lançamento até o mês deOutubro de 1965, data em que a espaçonave foi desligada para conservar energia. Quando a espaçonave é contatada, o detector não responde.
O magnetômetro de hélio ( Helium Magnetometer ), um magnetômetro vetorial de hélio em campo baixo, não deve ser confundido com o magnetômetro de vapor de rubídio ou vapor de hélio , é usado para medir o campo magnético interplanetário . Todos os três componentes do campo são medidos simultaneamente e, em seguida, transmitidos subsequentemente em sequência. Cada observação representa uma média de mais de um segundo. Ou seja, a resposta cai 3 dB para frequências de 1 Hz e as informações de frequência mais altas são perdidas. Em cada quadro de dados, quatro medições de vetor são feitas, separadas por intervalos de 1,5, 0,9 e 2,4 segundos. O quadro inteiro é repetido a cada 12,5 segundos. Havia uma incerteza de mais ou menos 0,35 nT por componente. A maioria dos dados para este experimento vem da região interplanetária, mas alguns dados vêm do planeta Marte.
Sistema de câmera de TV ( March Television Camera Experiment ), a experiência de TV em Marte é projetada para obter fotografias da superfície marciana e enviá-las para a Terra. O subsistema de televisão consiste em

(1) um telescópio refletor de ângulo estreito do tipo Cassegrain com uma distância focal efetiva de 30,5 cm e um campo de visão de 1,05 × 1,05 ° ;
2 ° um obturador e conjunto de filtro com tempos de exposição de 0,08 e 0,20 segundos e usando filtros vermelho e verde;
3 ° um tubo de televisão Vidicon de varredura lenta, com um alvo de 0,56 × 0,56 cm , que traduz a imagem óptica em um sinal de vídeo elétrico,
4 ° os componentes eletrônicos associados, incluindo um codificador de dados de televisão.

O 14 de julho de 1965às 00 h 18 UT, inicia-se a seqüência de gravação das imagens. A câmera de televisão Vidicon passa por conversão analógica para digital e os dados são armazenados a 240.000 bits por quadro (cada quadro tinha 200 linhas por 200 pixels, 6 bits por pixel) em uma fita magnética de 0,64 cm x 2 trilhas. 100 m de comprimento, capaz de gravar pouco mais de 21 imagens. A velocidade da fita na cabeça de gravação deve ser de aproximadamente 31 cm por segundo, com paradas entre os quadros para salvar a fita. Duas de cada três imagens são gravadas na fita, resultando em uma cadeia de pares sobrepostos de imagens coloridas que abrangem toda a superfície de Marte. Os dados são transmitidos após a ocultação da sonda espacial pelo planeta Marte pelo subsistema de rádio de 15 a24 de julho de 1965e os dados da imagem são processados em tempo real por um sistema 7044/7094 para processamento pelos programas de processamento de televisão Ranger e para conversão em gravação de filme. A conversão dos sinais elétricos em uma imagem ótica é realizada pelo gravador de vídeo em 64 tons. O experimento fornece 21 imagens mais 21 linhas da 22ª imagem. Este desempenho indica uma sequência de gravação normal. Os programas de processamento de computador produzem fotografias com maior contraste do que os dados da imagem bruta.

Sensor solar de plasma ( Solar Plasma Probe ), a sonda é projetada para medir a natureza do plasma interplanetário, incluindo fluxo, energia e direção dos prótons. Os objetivos são os seguintes:

1 ° determinar a densidade do fluxo positivo no intervalo de 5 × 10 −5 a 5 × 10 −9 partículas por cm 2 por segundo;
2 ° medir o espectro de energia do vento solar na faixa de 30 eV a 10 keV;
3 ° determinar a direção de chegada do fluxo de plasma em um cone com semi-ângulo de 15 ° (centrado a 10 ° da linha Sun-Mariner 4);
4 ° medir as variações temporais e espaciais das quantidades acima;
5 ° correlacionar as medições acima com as do campo magnético interplanetário .

O 6 de dezembro de 1964, aproximadamente às 17h00 UT, uma semana após o lançamento, o monitor de sonda de plasma indicou que a alta voltagem do instrumento estava se degradando. O instrumento continua a operar, mas os dados fornecidos são fornecidos em uma forma complexa e por um tempo não permite que as medições sejam feitas em certos níveis de energia.

Detector de radiação preso ( Preso Detector de radiação ) detector é constituído por três tubos de Geiger-Mueller e um dispositivo electrónico utilizado para detectar raios cósmicos , protões e electrões de baixa energia durante a viagem e a descrição da sonda a Marte. A sonda Mariner 4 é lançada em28 de novembro de 1964em direção a uma órbita heliocêntrica . O Mariner 4 encontra micrometeoritos e a transmissão de dados termina em20 de dezembro de 1967. O experimento do detector de radiação aprisionada (TRD) é projetado para pesquisar partículas carregadas magneticamente perto do planeta Marte e monitorar o aparecimento de raios cósmicos solares e elétrons energizados no meio interplanetário , a fim de estudar várias questões científicas, incluindo:

1 ° a magnitude e a orientação do momento magnético do planeta Marte;
2 ° a extensão radial da atmosfera de Marte;
3 ° as possibilidades de aurora e tempestades magnéticas em Marte;
4 ° a interação do plasma solar com a magnetosfera de Marte, se aplicável;
5 ° a relação entre fenômenos solares e a emissão de partículas energizadas;
6 ° a propagação de partículas carregadas no meio interplanetário ;
7 ° a relação entre o aparecimento de partículas energizadas no meio interplanetário e os efeitos geofísicos e solares.

O detector de radiação capturado inclui três detectores Geiger-Müeller, designados A, B e C, e um detector eletrônico de barreira de superfície de 35 mícrons com dois níveis de discriminação, designados D1 e D2. O próprio instrumento, uma caixa retangular de cerca de 14 × 13 × 7 cm com 4 tubos salientes de um lado, tem uma massa de cerca de 1,2 kg. Os quatro tubos são os colimadores cônicos dos quatro detectores e são colocados perpendicularmente à lateral da caixa. O instrumento é montado de forma que o eixo dos colimadores B, C e D, todos paralelos, faça um ângulo de 70 ° com o ângulo de roll do Mariner 4 e que o colimador A fique com um ângulo de 135 °. O eixo do rolo é mantido dentro de 1 ° orientado diretamente para o Sol, os colimadores B, C e D são orientados a 70 ° do Sol e o colimador A a 45 ° na direção oposta ao Sol. O ângulo no ápice dos colimadores é de 60 °, então as partículas são detectadas dentro de ± 30 ° dos ângulos listados acima. A blindagem da parede lateral tem espessura mínima que impede a penetração de prótons de 50 MeV. Uma cobertura de folha de níquel , com espessura equivalente ao ar para partículas alfa de 0,22 mg / cm 2 , é colocada na frente do detector para protegê-lo da radiação solar . Os detectores A, B e C são contadores Geiger-Müeller 6213 com uma faixa dinâmica de 0,6 a 10.000.000 contagens por segundo e um fator geométrico omnidirecional de 0,15 cm 2 . O detector A é sensível a elétrons> 45 keV e prótons> 670 ± 30 keV. Ele tem um fator geométrico unidirecional de 0,044 ± 0,005 cm 2 em esteroidiano . O contador B é sensível a elétrons> 40 keV e prótons> 550 ± 20 keV com um fator geométrico unidirecional de 0,055 ± 0,005 cm 2 em esteradiano. O contador C é sensível a elétrons> 150 keV e prótons> 3,1 MeV e tem um fator geométrico unidirecional de 0,050 ± 0,005 cm 2 em esteradiano. A taxa de acerto de cada tubo Geiger-Müeller é a soma da radiação cósmica galáctica (0,6 acertos por segundo), elétrons, raios - x , prótons, partículas alfa, etc. que passam pelos colimadores e em alguns casos até a penetração das paredes laterais. O detector D foi projetado para medir apenas prótons e tem dois níveis de discriminação. O nível D1 (discriminador inferior) é sensível a prótons com energia de 0,50 a 11,0 MeV e D2 (discriminador superior) pode detectar prótons de 0,88 a 4,0 MeV. O detector tem como fonte de calibração Americium 241 que produz partículas alfa de 5,477 MeV a 0,071 contagens por segundo em D1 e a 0,059 contagens por segundo em D2. A faixa dinâmica do detector D é derivada dessa fonte de fluxo de até 1.000.000 contagens por segundo. Seu fator geométrico unidirecional é 0,065 ± 0,003 cm 2 esteradiano. Os pulsos de saída dos contadores Geiger-Müeller são enviados para um amplificador, um dispositivo de saturação NPN-PNP complementar. De lá, os pulsos são enviados para o Subsistema de Automação de Dados (DAS ). Uma partícula carregada que entra no detector eletrônico libera um número de elétrons proporcional à energia da perda de partículas no detector. A carga total dos elétrons liberados e a capacitância do detector fornecem a magnitude do pulso de tensão de saída. Os pulsos são com pré-amplificadores, amplificadores realimentação de tensão negativa estável, em seguida, os discriminadores, rejeitar todos os impulsos de 1,4 < V . Uma saída baseada em multivibrador monoestável e circuito de limite de velocidade limita a taxa máxima a 50.000 golpes por segundo. A saída é então passada para o servidor DAS.

Condução da missão

O lançamento ocorre em 28 de novembro de 196414 h 22 min 01 s TU com o lançador Atlas-Agena D do local de lançamento LC-12 da base de lançamento Cap Canaveral . A carenagem que cobre o Mariner 4 foi lançada e o estágio Agena D / Mariner 4 separou-se do primeiro estágio Atlas-D às 14h 27 min 23 UT. A primeira ignição do Agena-D ocorre das 14 h 28 min 14 s às 14 h 30 min 38 s UT, o que coloca o casal Agena-D / Mariner 4 em uma órbita de espera terrestre e a segunda ignição de 15 h 02 min 53 sa 15 h 04 min 28 s UT. injeta Agena-D / Mariner 4 em uma órbita de transferência para o planeta Marte. A sonda espacial Mariner 4 separou-se do estágio Agena D às 15:07:09 UT e iniciou as operações em modo cruzeiro. Os painéis solares são implantados e a plataforma de varredura é desbloqueada às 3:15:00 UT e a aquisição da Sun ocorreu 16 minutos depois às 3:31:00 UT.

O apontamento para a estrela Canopus necessário para a orientação correta da máquina foi obtido em 30 de novembro de 1964 somente após três tentativas sem sucesso.

Após 7,5 meses de vôo com correção de trajetória, a sonda espacial perde a orientação para a estrela Canopus, a manobra é adiada. O fenômeno é posteriormente atribuído à presença de poeira luminosa perto do localizador de estrelas e o localizador é programado para ser menos sensível a este tipo de perturbações repetidas. O5 de dezembro de 1964, a correção do curso foi bem-sucedida. O11 de fevereiro de 1965a tampa da lente da câmera de televisão é liberada. Esta operação deve ser realizada um pouco antes do sobrevoo, mas por poder causar uma projeção de poeira e por causa do incidente com o localizador de estrelas Canopus, a operação está programada com bastante antecedência. O5 de março de 1965, a Terra entra no cone de emissão da antena parabólica fixa, a sonda muda para o modo de transmissão de dados.

A Mariner 4 voa sobre o planeta Marte em 14 e 15 de julho de 1965. O modo de ciência planetária é ativado às 3:41:49 PM UTC em14 de julho. A aquisição das imagens pela câmera, com filtros verde e vermelho, inicia às 00 h 18 min 36 s UTC em15 de julhoe 21 fotos mais 21 linhas de uma 22ª foto são tiradas. As imagens cobrem uma banda descontínua de Marte começando em cerca de 40 N, 170 E, até cerca de 35 S, 200 E, e então até o terminador em 50 S, 255 E, que é cerca de 1% da superfície do planeta. A Mariner 4 passa, na altitude mais próxima do planeta Marte, a 9.846 km da superfície às 01 h 00 min 57 s UTC de15 de julho de 1965. No momento do sobrevôo, a sonda espacial está a 216 milhões de km da Terra, a uma velocidade de cerca de 7 km / s em Marte (1,7 km / s em relação à Terra). As imagens tiradas durante o sobrevoo são armazenadas no gravador de bordo. Às 0219: 11 UT, a Mariner 4 passou por trás do planeta Marte visto da Terra e o sinal de rádio foi perdido. O sinal foi recuperado às 03 h 13 min 04 s UT quando a sonda reapareceu. O modo de cruzeiro é então restaurado. A transmissão das imagens gravadas para a Terra começa aproximadamente 8,5 horas após a reaquisição do sinal e continua até3 de agosto de 1965. Todas as imagens são transmitidas duas vezes para garantir que nenhum dado esteja faltando ou corrompido.

O Mariner 4 executa todas as atividades programadas com êxito e restaura os dados de carga útil do lançamento até às 22h05min no dia 1 r out 1965, quando a Terra está a 309,2 milhões de km de distância e a orientação da antena parabólica da sonda espacial interrompe temporariamente a aquisição do sinal. A sonda espacial então passa sobre sua antena omnidirecional para ser seguida. O contato de telemetria intermitente é restabelecido em3 de maio de 1966, indicando que a espaçonave e seus instrumentos estão funcionando.

A aquisição de dados completos foi retomada no final de 1967. 15 de setembro de 1967, o detector de poeira cósmica registra 17 impactos em um período de 15 minutos, como parte de uma chuva de micrometeoritos que alterou temporariamente a atitude da sonda espacial e provavelmente danificou ligeiramente o escudo térmico. Os sistemas Mariner 4 são ativados porOutubro de 1967para testes de controle de atitude em apoio à missão Mariner 5 ao planeta Vênus . Posteriormente, é assumido que a Mariner 4 está se aproximando de 20 milhões de km do núcleo ou fragmentos do cometa D / 1895 Q1 (Swift) (pl) . DentroOutubro de 1967, os engenheiros ordenam o acionamento da câmera de televisão e a ignição do motor, o que não acontecia há cerca de dois anos e meio. O sucesso de ambas as operações permite que eles considerem com confiança a possibilidade de missões mais longas ao planeta Júpiter e além. O7 de dezembro de 1967, o fornecimento de gás nitrogênio frio para o sistema de controle de atitude é esgotado e, em 10 e11 de dezembro de 1967, 83 micrometeoritos são detectados, resultando em distúrbio de atitude e degradação da força do sinal. O21 de dezembro de 1967, as comunicações com o Mariner 4 são perdidas para sempre. NASA declara missão concluída em31 de dezembro de 1967.

Resultados

O total de dados enviados pela missão é de 5,2 milhões de bits. Todos os experimentos foram bem-sucedidos, exceto para a câmara de ionização / contador Geiger que quebrou tardiamenteFevereiro de 1965e a sonda de plasma, cujo desempenho é degradado pela falha de uma resistência elétrica no6 de dezembro de 1964. As imagens enviadas mostram solo marciano com muitas crateras como na Lua (missões posteriores mostram que isso não é típico do planeta Marte, mas apenas das regiões mais antigas fotografadas pela Mariner 4). Uma pressão atmosférica superficial de 4,1-7,0 mbar e temperaturas diurnas de -100 ° C são estimadas e nenhum campo magnético é detectado, o que leva à conclusão de que o vento solar pode ter uma interação direta com a atmosfera marciana e que a atmosfera e a superfície estão totalmente expostos à radiação solar e cósmica.

A primeira imagem do planeta Marte adquirida, cobrindo 300 (largura) × 1200 km (do membro ao fundo da foto).
A mesma imagem reproduzida com base nos dados do original digital.
Um mosaico das imagens 1 e 2.
Um mosaico das imagens 9 e 10.
Um mosaico das imagens 11 e 12.

As crateras e a fina atmosfera, revelando um planeta bastante inativo e entregue aos rigores do ambiente espacial, dissipam as esperanças de descoberta de vida inteligente em Marte, esperanças alimentadas por séculos de especulação científica ou literária. Depois do Mariner 4 , a hipótese de vida marciana se reduz a formas menores e mais simples, e a ficção científica empurra o habitat de alienígenas para fora do Sistema Solar .

Notas e referências

Referências

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(pt) Bill Momsen, " Mariner IV - First Flyby of Mars, Some personal experience " (acessado em 22 de abril de 2007 )

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Bibliografia

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