Modelos apontam para uma formação mais longa de Marte

O Sistema Solar primitivo era um lugar caótico, com evidências indicando que Marte provavelmente foi atingido por planetesimais, pequenos protoplanetas com até 1.900 km em diâmetro, no início da sua história.

© SwRI (ilustração do aspeto primitivo de Marte)

Cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) modelaram a mistura de materiais associados a estes impactos, revelando que o Planeta Vermelho pode ter sido formado numa escala de tempo mais longa do que se pensava anteriormente.

Uma importante questão em aberto na ciência planetária é a determinação de como Marte se formou e até que ponto a sua evolução inicial foi afetada por colisões. Esta questão é difícil de responder, dado que bilhões de anos apagaram constantemente evidências de eventos iniciais de impacto. Felizmente, parte desta evolução está registada nos meteoritos marcianos. Dos aproximadamente 61.000 meteoritos encontrados na Terra, pensa-se que apenas mais ou menos 200 sejam de origem marciana, ejetados do Planeta Vermelho por colisões mais recentes.

Estes meteoritos exibem grandes variações de elementos que associam ao ferro, como tungstênio e platina, que têm uma afinidade moderada a alta por ferro. Estes elementos tendem a migrar do manto de um planeta para o núcleo central de ferro durante a formação. As evidências destes elementos no manto marciano, amostrados por meteoritos, são importantes porque indicam que Marte foi bombardeado por planetesimais algum tempo após o fim da sua formação primária do núcleo. O estudo de isótopos de elementos específicos produzidos localmente no manto através de processos de decaimento radioativo ajuda os cientistas a entender quando a formação do planeta ficou completa.

"Nós sabíamos que Marte recebeu elementos como platina e ouro de grandes colisões iniciais. Para investigar este processo, realizamos simulações hidrodinâmicas de impacto de partículas suaves," disse a Dra. Simone Marchi, do SwRI. "Com base no nosso modelo, as colisões iniciais produzem um manto marciano heterogêneo, semelhante a um bolo de mármore. Estes resultados sugerem que a visão predominante da formação de Marte pode estar influenciada pelo número limitado de meteoritos disponíveis para estudo."

Com base na proporção de isótopos de tungstênio nos meteoritos marcianos, argumentou-se que Marte cresceu rapidamente cerca de 2 a 4 milhões de anos após o início da formação do Sistema Solar. No entanto, grandes colisões precoces podem ter alterado o balanço isotópico do tungstênio, o que poderá suportar uma escala de tempo para a formação de Marte de até 20 milhões de anos, como mostra o novo modelo.

"As colisões de projéteis grandes o suficiente para terem os seus próprios núcleos e mantos podem resultar numa mistura heterogênea destes materiais no início do manto marciano," disse a Dra. Robin Canup, vice-presidente assistente da Divisão de Ciência e Engenharia do SwRI. "Isto pode levar a interpretações sobre o momento da formação de Marte diferentes daquelas que assumem que todos os projéteis são pequenos e homogêneos."

Os meteoritos marcianos que caíram na Terra provavelmente partiram de apenas alguns locais ao redor do planeta. A nova pesquisa mostra que o manto marciano pode ter recebido adições variadas de materiais projetáveis, levando a concentrações variáveis de elementos siderófilos. A próxima geração de missões em Marte, incluindo planos para enviar amostras à Terra, fornecerá novas informações para melhor entender a variabilidade destes elementos nas rochas marcianas e a evolução inicial do Planeta Vermelho.

"Para entender completamente Marte, precisamos de entender o papel que as colisões mais antigas e energéticas tiveram na sua evolução e composição," conclui Marchi.

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: Southwest Research Institute

Novas informações sobre a perda atmosférica de Marte

De acordo com novas observações um importante rastreador usado para estimar a quantidade de atmosfera perdida por Marte pode mudar dependendo da hora do dia e da temperatura da superfície do Planeta Vermelho.

© Goddard Space Flight Center (ilustração do ambiente antigo e atual de marte)

As medições anteriores de isótopos de oxigênio deste rastreador discordam significativamente. Uma medição precisa deste rastreador é importante para estimar quanta atmosfera Marte já teve antes de se perder, o que revela se pode ter sido habitável e como teriam sido as condições.

Marte é hoje um deserto frio e inóspito, mas características como leitos secos de rio e minerais que só se formam na presença de água líquida indicam que, há muito tempo atrás, teve uma atmosfera espessa que retinha calor suficiente para que a água líquida corresse à superfície. Segundo resultados de missões da NASA como a MAVEN e o rover Curiosity, indo até às missões Viking em 1976, parece que Marte perdeu grande parte da sua atmosfera ao longo de bilhões de anos, transformando o seu clima de um que pode ter sustentado vida para o ambiente seco e frio do presente.

No entanto, permanecem muitos mistérios sobre a antiga atmosfera do Planeta Vermelho. "Sabemos que Marte tinha mais atmosfera. Sabemos que tinha água corrente. Além disso, não temos uma boa estimativa das condições, quão parecido com a Terra era o ambiente marciano? Durante quanto tempo?", disse Timothy Livengood da Universidade de Maryland e do Goddard Space Flight Center da NASA.

Uma maneira de estimar a espessura da atmosfera original de Marte é observando os isótopos de oxigênio. Os isótopos são versões de um elemento com massa diferente devido ao número de nêutrons no núcleo atômico. Os isótopos mais leves escapam para o espaço mais rapidamente do que os isótopos mais pesados, de modo que a atmosfera que permanece no planeta é gradualmente enriquecida com isótopos mais pesados. Neste caso, Marte é enriquecido em comparação com a Terra no que toca ao isótopo mais pesado de oxigênio, ¹⁸O, em relação ao mais leve e muito mais comum ¹⁶O. A quantidade relativa medida de cada isótopo pode ser usada para estimar quanto mais atmosfera havia no passado de Marte, em combinação com uma estimativa de quão mais depressa o isótopo ¹⁶O escapa, e assumindo que a quantidade relativa de cada isótopo na Terra e Marte já foi semelhante.

O problema é que as medições da quantidade do isótopo ¹⁸O em comparação com o ¹⁶O em Marte, a proporção ¹⁸O/¹⁶O, não têm sido consistentes. Diferentes missões mediram diferentes proporções, o que resulta em diferentes entendimentos da antiga atmosfera marciana. O novo resultado fornece uma possível maneira de resolver esta discrepância, mostrando que a proporção pode mudar durante o dia marciano. Nas medições, a proporção de isótopos varia entre cerca de 9% esgotado em isótopos pesados ao meio-dia marciano a cerca de 8% enriquecido em isótopos pesados por volta das 13:30, em comparação com as razões isotópicas normais para o oxigênio da Terra. Esta variedade de razões isotópicas é consistente com as outras medições relatadas.

A equipe pensa que a mudança nas proporções ao longo do dia é uma ocorrência rotineira devido à temperatura do solo, no qual as moléculas isotopicamente mais pesadas "colam-se" mais aos grãos superficiais e frios à noite do que os isótopos mais leves, e depois são libertados (desabsorção térmica) à medida que a superfície aquece durante o dia.

Dado que a atmosfera marciana é principalmente dióxido de carbono (CO₂), o que realmente foi observado foram isótopos de oxigênio ligados a átomos de carbono na molécula de CO₂. Eles fizeram as suas observações da atmosfera marciana com o IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA em Mauna Kea, Havaí, usando o HIPWAC (Heterodyne Instrument for Planetary Winds and Composition).

O novo trabalho vai ajudar os cientistas a refinar as suas estimativas da antiga atmosfera marciana. Como as medições podem agora ser entendidas como consistentes com os resultados de tais processos nas atmosferas de outros planetas, isto significa que estão no caminho certo para entender como o clima marciano mudou.

Um artigo sobre esta pesquisa foi publicado na revista Icarus.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Rios fluíram em Marte durante muito tempo

Há muito tempo, em Marte, a água esculpiu leitos de rios profundos à superfície do planeta, mas ainda não sabemos que tipo de clima os alimentou. Os cientistas não têm a certeza porque a sua compreensão do clima marciano, há bilhões de anos, permanece incompleta.

© NASA/JPL/U. de Chicago (a linha tracejada assinala a posição do canal de rio preservado)

Um novo estudo por cientistas da Universidade de Chicago catalogou esses rios para concluir que um escoamento significativo de rios persistiu em Marte durante mais tempo do que se pensava anteriormente. Segundo o estudo, o escoamento foi intenso, onde os rios em Marte eram mais largos do que os da Terra de hoje, e ocorreram em centenas de locais no Planeta Vermelho.

"Isto complica a imagem para os cientistas que querem modelar o antigo clima marciano. Já é difícil explicar rios ou lagos com base nas informações que temos," disse. "Isto torna um problema difícil ainda mais complexo," disse o autor principal do estudo, Edwin Kite, professor assistente de ciências geofísicas e especialista tanto da história de Marte quanto dos climas de outros mundos.

Mas, as restrições podem ser úteis para analisar as muitas teorias que os pesquisadores propuseram para explicar o clima.

Marte é atravessado por trilhas distintas de rios extintos há muito tempo. As naves da NASA tiraram fotos de centenas desses rios a partir de órbita e, quando o rover Curiosity pousou em 2012, enviou imagens de seixos arredondados durante muito tempo no fundo de um rio.

Mas o porquê de Marte, no passado, ter tido água líquida, é um enigma. Marte tem hoje uma atmosfera extremamente fina e no início da sua história também recebia apenas um-terço da luz solar que a Terra de hoje recebe, o que não deveria fornecer calor suficiente para manter a água líquida. "De fato, mesmo no passado de Marte, quando havia água suficiente para a existência de rios durante algum tempo, os dados indicam que Marte era extremamente frio e seco no tempo restante," explicou Kite.

Procurando uma melhor compreensão da precipitação marciana, Kite e colegas analisaram fotografias e modelos de elevação de mais de 200 antigos leitos de rios marcianos, abrangendo mais de um bilhão de anos. Esses leitos de rio são uma rica fonte de pistas sobre a água que os atravessou e o clima que os produziu. Por exemplo, a largura e a inclinação dos leitos dos rios e o tamanho do cascalho informam os cientistas sobre a força do fluxo da água e a quantidade de cascalho restringe o volume de água que passa.

A sua análise mostra evidências claras de escoamento persistente e forte que ocorreu no último estágio do clima úmido.

Os resultados fornecem orientação para aqueles que tentam reconstruir o clima marciano. Por exemplo, o tamanho dos rios implica que a água estava fluindo continuamente, não apenas ao meio-dia, de modo que os modeladores climáticos precisam de explicar um forte efeito estufa para manter o clima aquecido o suficiente para temperaturas diurnas médias acima do ponto de congelamento da água.

Os rios também mostram forte fluxos até ao "último minuto" geológico antes do clima úmido ter secado. "Esperaríamos que diminuíssem gradualmente com o tempo, mas não é isso que vemos," realça Kite. Os rios ficam mais curtos, centenas de quilômetros, em vez de milhares, mas a descarga ainda é forte."

É possível que o clima tenha tido uma oscilação entre os ciclos secos e molhados.

"O nosso trabalho responde a algumas perguntas existentes, mas levanta uma nova. O que está errado: os modelos climáticos, os modelos de evolução atmosférica ou a nossa compreensão básica da cronologia do Sistema Solar interior?", concluiu kite.

O estudo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: University of Chicago

A possibilidade da existência de vulcanismo subterrâneo recente em Marte

Um estudo publicado o ano passado na revista Science sugere que a água líquida está presente por baixo da calota polar sul de Marte. Agora, um novo estudo publicado na revista Geophysical Research Letters, da União Geofísica Americana, argumenta que é necessário que exista uma fonte subterrânea de calor para a água líquida existir sob a calota polar.

© NASA (polo sul de Marte)

A nova pesquisa não toma posição no que toca à existência de água líquida. Ao invés, os autores sugerem que atividade magmática recente, a formação de uma câmara de magma nas últimas centenas de milhares de anos, deve ter ocorrido sob a superfície de Marte para que haja calor suficiente para produzir água líquida abaixo da espessa camada gelada com 1,5 km. Por outro lado, os autores do estudo argumentam que se não tiver havido atividade magmática recente por baixo da superfície de Marte, então provavelmente não há água líquida por baixo da calota de gelo.

A potencial presença de atividade magmática subterrânea recente em Marte suporta a ideia de que Marte é um planeta ativo, geologicamente falando. Este fato pode dar aos cientistas uma melhor compreensão de como os planetas evoluem com o tempo.

O novo estudo pretende aprofundar o debate em torno da possibilidade de água líquida em Marte. A presença de água líquida no Planeta Vermelho tem implicações para potencialmente encontrar vida fora da Terra e também pode servir como um recurso para a exploração humana futura do nosso planeta vizinho.

Marte tem duas camadas gigantes de gelo nos seus polos, ambas com quase dois quilômetros de espessura. Na Terra, é comum a água líquida estar presente debaixo de espessas camadas de gelo, sendo que o calor do planeta faz com que o gelo derreta onde encontra a crosta terrestre.

Marte é muito mais frio do que a Terra, de modo que não ficou claro que tipo de ambiente seria necessário para derreter o gelo na base da calota de gelo.

Os autores do novo estudo assumiram que a detecção de água líquida por baixo da calota polar estava correta e depois trabalharam para descobrir quais os parâmetros necessários para a existência da água. Realizaram a modelagem física de Marte para entender quanto calor está saindo do interior do planeta e se podia haver sal suficiente na base da calota para derreter o gelo. O sal reduz significativamente o ponto de fusão do gelo, de modo que se pensou que o sal podia ter levado ao degelo na base da calota polar.

O modelo mostrou que o sal, por si só, não elevaria a temperatura o suficiente para derreter gelo. Em vez disso, os pesquisadores propõem a necessidade de calor adicional oriundo do interior de Marte.

Uma fonte de calor plausível seria a atividade vulcânica no subsolo do planeta. Argumenta-se que o magma do interior profundo de Marte subiu em direção à superfície há cerca de 300.000 anos. Não quebrou a superfície, como uma erupção vulcânica, mas reuniu-se numa câmara magmática por baixo da superfície. À medida que a câmara de magma arrefecia, liberou calor que derreteu o gelo na base da camada de gelo. A câmara de magma ainda está fornecendo calor para a camada de gelo e gerando água líquida hoje.

A ideia de atividade vulcânica em Marte não é nova, existem muitas evidências de vulcanismo à superfície do planeta. Mas a maioria das características vulcânicas em Marte têm milhões de anos, levando os cientistas a pensar que a atividade vulcânica abaixo e acima da superfície do planeta parou há muito tempo.

O novo estudo, no entanto, propõe que pode ter havido atividade vulcânica subterrânea mais recente. E, de acordo com os autores do estudo, se houve atividade vulcânica há centenas de milhares de anos, existe a possibilidade de que possa estar ocorrendo hoje em dia.

Fonte: American Geophysical Union

A cratera Korolev em Marte

Esta imagem mostra o que parece ser uma grande mancha de neve fresca e inexplorada.

© ESA/DLR/Mars Express (cratera Korolev)

É conhecida como cratera Korolev localizada em Marte e é mostrada aqui em belos detalhes vistos pela Mars Express.

A missão Mars Express da ESA foi lançada em 2 de junho de 2003 e chegou a Marte seis meses depois. O satélite disparou seu motor principal e entrou em órbita ao redor do Planeta Vermelho em 25 de dezembro, hoje é o aniversário de 15 anos da inserção em órbita da sonda e o início de seu programa científico.

Estas imagens são uma excelente celebração de tal marco. Tomada pela Mars Express High Resolution Stereo Camera (HRSC), esta visão da cratera de Korolev compreende cinco exposições diferentes que foram combinadas para formar uma única imagem, com cada foto reunida sobre uma órbita diferente. A cratera também é mostrada em perspectiva, contexto e vistas topográficas, as quais oferecem uma visão mais completa do terreno dentro e ao redor da cratera.

A cratera de Korolev tem 82 quilômetros de diâmetro e é encontrada nas terras baixas do norte de Marte, ao sul de um grande trecho de terrenos cobertos de dunas que circunda parte da calota polar do norte do planeta, conhecida como Olympia Undae. É um exemplo especialmente bem preservado de uma cratera marciana e é preenchida não pela neve, mas pelo gelo, com seu centro abrigando um monte de gelo com 1,8 km de espessura durante todo o ano.

As partes mais profundas da cratera Korolev, as que contêm gelo, funcionam como uma armadilha natural gelada: o ar que se move sobre o depósito de gelo esfria e afunda, criando uma camada de ar frio que fica diretamente acima do próprio gelo. O chão da cratera é profundo, a cerca de dois quilômetros de altura abaixo de sua borda.

Comportando-se como um escudo, esta camada ajuda o gelo a permanecer estável e impede que ele se aqueça e desapareça. O ar é um mau condutor de calor, exacerbando este efeito e mantendo a cratera de Korolev permanentemente gelada.

A cratera recebeu este nome em homenagem ao engenheiro de foguetes e designer de naves espaciais Sergei Korolev, apelidado de pai da tecnologia espacial soviética.

Korolev trabalhou em várias missões conhecidas, incluindo o programa Sputnik, os primeiros satélites artificiais já lançados em órbita ao redor da Terra, em 1957 e nos anos seguintes, os programas de exploração espacial humana Vostok e Vokshod (Vostok sendo a espaçonave que transportava o primeiro humano, Yuri Gagarin, ao espaço em 1961), bem como as primeiras missões interplanetárias à Lua, Marte e Vênus. Ele também trabalhou em vários foguetes que foram os precursores do bem-sucedido lançador Soyuz.

A região de Marte também foi de interesse para outras missões, incluindo o programa ExoMars da ESA, que visa estabelecer se a vida existiu em Marte.

O CaSSIS (Color and Stereo Surface Imaging System) a bordo do ExoMars Trace Gas Orbiter, que começou a operar em Marte em 28 de abril de 2018, também tirou uma bela vista da parte da cratera Korolev, esta foi uma das primeiras imagens enviadas pela nave espacial de volta à Terra depois de chegar ao nosso planeta vizinho.

CaSSIS fotografou um pedaço de 40 quilômetros de extensão da borda norte da cratera, exibindo sua estrutura e formato intrigantes, e seus brilhantes depósitos de gelo.

Fonte: ESA

Mars Express descobre lago de água líquida sob calota polar de Marte

Dados de radar recolhidos pela Mars Express da ESA apontam para um lago de água líquida enterrado sob camadas de gelo e poeira na região polar sul de Marte.

© ESA/DLR (calota polar sul de Marte)

Esta visão da calota polar sul de Marte e da área circundante foi captada pela sonda Mars Express, em 25 de fevereiro de 2015. Observações recentes da Mars Express revelaram um lago de água líquida espreitando sob a calota de gelo.

A evidência do passado aquático do Planeta Vermelho é predominante em toda a sua superfície, na forma de vastas redes de vale fluvial secas e gigantescos canais de saída claramente fotografados por sondas em órbita. Os orbitadores juntamente com os landers e rovers explorando a superfície marciana, também descobriram minerais que só podem formar na presença de água líquida.

Mas o clima mudou significativamente ao longo dos 4,6 bilhões de anos de história do planeta e a água líquida não pode existir na superfície hoje, então os cientistas estão olhando para o subsolo. Os primeiros resultados da sonda Mars Express já descobriram que o gelo da água existe nos polos do planeta e também está enterrado em camadas intercaladas com poeira. A Mars Express foi lançada em 2 de junho de 2003 e comemora 15 anos em órbita em 25 de dezembro deste ano.

A presença de água líquida na base das calotas polares é suspeita há muito tempo; afinal de contas, a partir de estudos na Terra, é bem conhecido que o ponto de fusão da água diminui sob a pressão de uma geleira sobrejacente. Além disso, a presença de sais em Marte poderia reduzir ainda mais o ponto de fusão da água e manter a água líquida mesmo em temperaturas abaixo de zero.

Mas, até agora, evidências do Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding (MARSIS) o primeiro sonar de radar orbitando outro planeta, permaneceram inconclusivas.

Foi necessária a persistência de cientistas que trabalham com este instrumento de sondagem de subsuperfície para desenvolver novas técnicas a fim de coletar o máximo de dados de alta resolução possível para confirmar sua interessante conclusão.

O radar de penetração no solo usa o método de envio de pulsos de radar para a superfície e determina quanto tempo leva para que eles sejam refletidos de volta para a sonda e com que intensidade. As propriedades do material influenciam o sinal retornado, que pode ser usado para mapear a topografia subsuperficial.

A prospecção do radar mostra que a região polar sul de Marte é feita de várias camadas de gelo e poeira até uma profundidade de cerca de 1,5 km na área de 200 km de largura analisada neste estudo. Um reflexo do radar particularmente brilhante por baixo dos depósitos em camadas é identificado dentro de uma zona de 20 km de largura.

Analisando as propriedades dos sinais de radar refletidos e considerando a composição dos depósitos em camadas e o perfil de temperatura esperado abaixo da superfície, os cientistas interpretam a característica brilhante como uma interface entre o gelo e um corpo estável de água líquida, que pode ser carregado com sedimentos salinos saturados. Para que o MARSIS fosse capaz de detectar tal mancha de água, precisaria ter pelo menos várias dezenas de centímetros de espessura.

Esta é apenas uma pequena área de estudo, pode haver mais destes bolsões subterrâneos de água em outros lugares, ainda a serem descobertos em Marte.

A descoberta lembra um pouco o Lago Vostok, descoberto cerca de 4 km abaixo do gelo na Antártica na Terra. Sabe-se que algumas formas de vida microbiana prosperam nos ambientes subglaciais da Terra, mas poderia haver bolsões subterrâneos de água salgada e rica em sedimentos em Marte, que também fornecem um habitat adequado, seja agora ou no passado? Se a vida alguma vez existiu em Marte, permanece uma questão em aberto, e é uma das missões de Marte, incluindo a atual sonda europeia e russa ExoMars e a futura sonda, que continuará a ser explorada.

Esta descoberta emocionante é um destaque para a ciência planetária e contribuirá para a nossa compreensão da evolução de Marte, a história da água no nosso planeta vizinho e sua habitabilidade.

A Mars Express foi lançada em 2 de junho de 2003 e comemora 15 anos em órbita em 25 de dezembro deste ano.

Esta descoberta foi publicada na revista Science.

Fonte: ESA

Cratera de impacto ou supervulcão em Marte?

Algumas imagens da sonda Mars Express da ESA mostram uma cratera, denominada Ismenia Patera, no Planeta Vermelho. A sua origem permanece incerta: um meteorito atingiu a superfície ou poderia ser o remanescente de um supervulcão?

© ESA/DLR/Mars Express (cratera Ismenia Patera)

Ismenia Patera - patera que significa “bacia plana” em latim - fica na região da Arabia Terra, em Marte. Esta é uma área de transição entre as regiões norte e sul do planeta, uma parte da superfície especialmente intrigante.

A topografia de Marte é claramente dividida em duas partes: as planícies do norte e as terras altas do sul, esta última com até alguns quilômetros de altura. Esta divisão é um tema fundamental de interesse para os cientistas que estudam o planeta Marte. Ideias de como esta divisão dramática se formou sugerem um único impacto massivo, múltiplos impactos ou placas tectônicas antigas, como observado na Terra, mas a sua origem ainda não está clara.

Ismenia Patera tem cerca de 75 km de diâmetro. O seu centro é cercado por um anel de colinas, blocos e pedaços de rocha que se acredita terem sido ejetados e lançados para a cratera por impactos próximos.

O material lançado por estes eventos também criou pequenas quedas e depressões que podem ser vistas dentro da própria Ismenia Patera. Fossas e canais serpenteiam da borda da cratera até ao fundo, que se encontra coberto por depósitos planos e gelados, que mostram sinais de fluxo e movimento, estes são provavelmente semelhantes a glaciares rochosos e ricos em gelo, que se acumularam ao longo do tempo, no frio e árido clima.

Estas imagens foram obtidas no dia 1 de janeiro pela camara estéreo de alta resolução da Mars Express, que circunda o planeta desde 2003.

Tais imagens detalhadas e de alta resolução evidenciam vários aspetos de Marte, por exemplo, como as características que deixaram marcas na superfície se formaram inicialmente e como evoluíram ao londo dos muitos milhões de anos desde então. Esta é uma questão crucial para Ismenia Patera: como se formou esta depressão?

Existem duas ideias principais para a sua formação. Uma delas associa-se a um potencial meteorito que colidiu com Marte. Depósitos sedimentares e gelo fluíram, então, para encher a cratera, até desmoronar para formar a paisagem desigual e fissurada hoje observada.

A segunda ideia sugere que, em vez de uma cratera, Ismenia Patera já foi o lar de um vulcão que entrou em erupção catastrófica, lançando enormes quantidades de magma ao seu redor e colapsando como resultado.

Vulcões que perdem grandes quantidades de material numa única erupção são denominados supervulcões. Os cientistas continuam indecisos sobre se existiram ou não em Marte, mas o planeta é conhecido por abrigar inúmeras estruturas vulcânicas enormes e imponentes, incluindo o famoso Monte Olimpo, o maior vulcão já descoberto no Sistema Solar.

Arabia Terra também mostra sinais de ser a localização de uma província vulcânica antiga e há muito inativa. Na verdade, outro candidato a supervulcão, Siloé Patera, também se encontra em Arabia Terra (visto na visão em contexto de Ismenia Patera).

Certas propriedades das características de superfície observadas em Arabia Terra sugerem uma origem vulcânica: por exemplo, as suas formas irregulares, o baixo relevo topográfico, as suas bordas relativamente elevadas e a aparente falta de material ejetado que, normalmente, estaria presente ao redor de uma cratera de impacto.

No entanto, algumas destas características e formas irregulares também podem estar presentes em crateras de impacto, que simplesmente evoluíram e interagiram com o seu ambiente de maneiras específicas ao longo do tempo.

Mais dados sobre o interior e subsuperfície de Marte ampliarão a nossa compreensão sobre estruturas como Ismenia Patera, revelando mais sobre a complexa e fascinante história do planeta.

Fonte: ESA

Oceanos de Marte formaram-se mais cedo devido às erupções vulcânicas

Um novo cenário que procura explicar como os oceanos putativos de Marte surgiram e desapareceram nos últimos 4 bilhões de anos acarreta que estes se formaram várias centenas de milhões de anos mais cedo e não eram tão profundos quanto se pensava.

© UC Berkeley/R. Citron (oceanos Arabia e Deuteronilus)

A imagem acima mostra o possível aspeto do antigo oceano conhecido como Arabia (esquerda), quando se formou há 4 bilhões de anos em Marte, enquanto o oceano Deuteronilus, com cerca de 3,6 bilhões de anos, tinha uma costa menor. Ambos coexistiram com a gigantesca província vulcânica de Tharsis, localizado no lado oposto do planeta (não visível), o que poderá ter ajudado a suportar a existência de água líquida.

A proposta dos geofísicos da Universidade da Califórnia em Berkeley, EUA, liga a existência de oceanos no início da história de Marte com o aparecimento do maior sistema de vulcões do Sistema Solar, Tharsis, e destaca o papel fundamental desempenhado pelo aquecimento global ao permitir a existência de água líquida em Marte.

Aqueles que alegam que Marte nunca teve oceanos de água líquida geralmente apontam para o fato de que as estimativas do tamanho dos oceanos não lidam bem com as estimativas da quantidade de água que poderá estar escondida como pergelissolo subterrâneo e com as estimativas da quantidade de água perdida para o espaço. Estas são as opções principais, uma vez que as calotas polares não contêm água suficiente para preencher um oceano.

O novo modelo propõe que os oceanos se formaram antes ou ao mesmo tempo que a maior característica vulcânica de Marte, Tharsis, em vez de depois de Tharsis se ter formado há 3,7 bilhões de anos. Como Tharsis era menor naquela época, não distorcia o planeta tanto quanto mais tarde, em particular as planícies que cobrem a maior parte do hemisfério norte e que se presume serem o antigo fundo oceânico. A ausência de deformação crustal de Tharsis significa que os mares teriam sido menos profundos, contendo cerca de metade da água de estimativas anteriores.

É provável que Tharsis tenha expelido gases para a atmosfera, e que por sua vez estes produziram um aquecimento global ou efeito de estufa que permitiu com que a água líquida existisse no planeta, e também que as erupções vulcânicas criaram canais que permitiram que as águas subterrâneas alcançassem a superfície e preenchessem as planícies a norte.

O modelo também contesta outro argumento contra os oceanos: que as propostas linhas costeiras são muito irregulares, variando em altura até um quilômetro, quando deviam estar niveladas, como as linhas costeiras da Terra.

Esta irregularidade pode ser explicada se o primeiro oceano, de nome Arabia, começasse a ser formado há cerca de 4 bilhões de anos e existisse, de forma intermitente, durante os primeiros 20% do crescimento de Tharsis. O vulcão em crescimento teria abatido o solo e deformado a costa ao longo do tempo, o que poderá explicar as alturas irregulares no litoral de Arabia.

© UC Berkeley/R. Citron (mapa atual de Marte)

A imagem acima mostra um mapa atual de Marte, onde há uma possível linha costeira que pode ter sido esculpida por oceanos intermitentes há bilhões de anos atrás. Arabia (magenta), Deuteronilus (branco) e Isidis (ciano) são vistos no mapa. As linhas de contorno sólido representam o bojo de Tharsis (esquerda) e o bojo antipodal que criou (direita), e as linhas tracejadas indicam as depressões.

Da mesma forma, o litoral irregular de um oceano subsequente, chamado Deuteronilus, pode ser explicado caso se tenha formado durante os últimos 17% do crescimento de Tharsis, há cerca de 3,6 bilhões de anos atrás.

Tharsis, agora um complexo eruptivo com 5.000 km de diâmetro, contém alguns dos maiores vulcões do Sistema Solar e domina a topografia de Marte. A Terra, com o dobro do diâmetro e 10 vezes mais massiva, não possui uma característica dominante equivalente. O grosso de Tharsis cria uma protuberância no lado oposto do planeta e uma depressão a meio do caminho. Isto explica por que as estimativas do volume de água que as planícies ao norte podiam conter, com base na topografia de hoje, são o dobro das estimativas do novo estudo com base na topografia de há 4 bilhões de anos.

Michael Manga, professor de Ciências Planetárias e da Terra de UC Berkeley, que modela o fluxo de calor interno de Marte, como as plumas crescentes de rocha fundida que entram em erupção através de vulcões à superfície, tentou explicar as costas irregulares das planícies de Marte há 11 anos atrás com outra teoria. Ele e o ex-aluno Taylor Perron sugeriram que Tharsis, que na época se pensava ter originado em latitudes extremas ao norte, era tão massivo que fez com que o eixo de rotação de Marte se movesse vários milhares de quilômetros para sul, alterando as linhas costeiras.

No entanto, desde então outros mostraram que Tharsis teve origem apenas 20º acima do equador, derrubando esta teoria. Mas Manga e Robert Citron, estudante da UC Berkeley, tiveram outra ideia, a de que a costa pode ter sido esculpida à medida que Tharsis crescia, não depois. A nova teoria também pode explicar o corte de redes de vales por água líquida quase à mesma altura.

O próximo "lander" marciano da NASA, a missão InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport), pode ajudar a elucidar o problema. Com lançamento previsto para maio, colocará um sismômetro à superfície para sondar o interior e talvez encontre remanescentes congelados deste antigo oceano, ou até água líquida.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of California

Tempestades de poeira ligadas à fuga atmosférica de Marte

Alguns especialistas em Marte estão ansiosos e otimistas para que uma tempestade de poeira, este ano, cresça tanto que seja capaz de escurecer os céus em todo o Planeta Vermelho. Este maior fenômeno no ambiente moderno de Marte poderá ser examinado como nunca antes, usando a combinação de naves atualmente em órbita.

© NASA/JPL-Caltech (tempestades de areia em Marte)

Duas imagens obtidas em 2001, pelo orbitador Mars Global Surveyor da NASA, que mostram uma mudança dramática na aparência do planeta quando neblina levantada por atividade de tempestades de areia no sul se tornou distribuída globalmente. As imagens foram obtidas com um mês de separação.

Um estudo com base em observações da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA, obtidas durante a mais recente tempestade global de poeira marciana, em 2007, sugere que estas tempestades desempenham um papel no processo contínuo de escape de gás no topo da atmosfera de Marte. Este processo transformou há muito tempo o Marte antigo, mais quente e mais úmido no Marte gelado e árido de hoje.

"Descobrimos que há um aumento no vapor de água na atmosfera média em ligação com as tempestades de areia," afirma Nicholas Heavens da Universidade de Hampton. "O vapor de água é transportado com a mesma massa de ar que sobe com a poeira."

Uma ligação entre a presença de vapor de água na atmosfera média de Marte, aproximadamente entre 50 e 100 km de altura, e a fuga de hidrogênio do topo da atmosfera já tinha sido detectada pelo telescópio espacial Hubble da NASA e pela sonda Mars Express da ESA, mas principalmente em anos sem as mudanças dramáticas produzidas por uma tempestade global de areia. A missão MAVEN da NASA chegou a Marte em 2014 para estudar o processo de escape atmosférico.

Nem todos os observadores de Marte estão entusiasmados com a ideia de uma tempestade global de poeira, que pode afetar negativamente as missões em curso. Por exemplo: o Opportunity, um rover movido a energia solar, teria que entrar em modo poupança de energia; os parâmetros do futuro "lander" InSight teriam que ser ajustados para uma entrada, descida e aterragem segura em novembro; e todas as câmaras nos rovers e orbitadores teriam que lidar com a baixa visibilidade.

Décadas de observações de Marte documentam um padrão de múltiplas tempestades regionais de poeira que surgem durante a primavera e durante o verão no hemisfério norte. Na maioria dos anos marcianos, que são quase duas vezes mais longos que os anos terrestres, todas as tempestades regionais se dissipam e nenhuma cresce até uma tempestade global. Mas tais expansões ocorreram em 1977, 1982, 1994, 2001 e 2007. A próxima temporada de tempestades marcianas de poeira deverá começar este verão e durar até ao início de 2019.

O instrumento MCS (Mars Climate Sounder) a bordo da MRO pode examinar a atmosfera para detectar diretamente partículas de poeira e gelo e pode, indiretamente, detectar concentrações de vapor de água a partir dos seus efeitos na temperatura. Os pesquisadores relatam que os dados do instrumento mostram ligeiros aumentos no vapor de água presente na atmosfera média durante tempestades regionais de poeira e revelam um salto acentuado na altitude alcançada pelo vapor de água durante a tempestade global de poeira de 2007. Usando métodos de análise recentemente refinados para os dados de 2007, os cientistas descobriram um aumento no vapor de água superior a 100 vezes na atmosfera média durante esta tempestade global.

Antes da MAVEN alcançar Marte, muitos cientistas esperavam ver uma perda de hidrogênio no topo da atmosfera a um ritmo bastante estável, com variações ligadas às mudanças no fluxo de partículas carregadas do vento solar. Os dados da MAVEN e da Mars Express não encaixam neste modelo, mostrando ao invés um padrão que parece mais relacionado com as estações marcianas do que com a atividade solar. Os pesquisadores indicam a elevação do vapor de água, até maiores altitudes, pelas tempestades de areia, como a chave provável para o padrão sazonal no escape do hidrogênio no topo da atmosfera. As observações da MAVEN durante os efeitos mais fortes de uma tempestade global de poeira podem aumentar a compreensão da sua possível ligação com a fuga de gás da atmosfera.

Um artigo deste estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A espiral do Polo Norte de Marte

Por que há uma espiral ao redor do Polo Norte de Marte?

© ESA/DLR/FU Berlin (espiral no Polo Norte de Marte)

A cada inverno este polo desenvolve uma nova camada externa com cerca de um metro de espessura composta de dióxido de carbono congelado proveniente da atmosfera marciana. Esta camada fresca é depositada numa camada de gelo de água que existe por mais de um ano. Ventos fortes sopram de baixo para cima no centro da calota e assume esta forma espiralada devido à rotação do Planeta Vermelho, o que gera então a estrutura espiral de Planum Boreum.

A imagem acima é um mosaico em perspectiva gerado com imagens feitas pela sonda Mars Express da ESA, e com os dados de elevação extraídos do altímetro a laser da sonda Mars Global Surveyor da NASA. Novas missões estão sendo planejadas para Marte nos próximos anos, incluindo a InSight que será lançada em 2018, e a ExoMars e a Mars 2020 Rover que serão lançadas em 2020, estas duas últimas com a missão de procurar pela presença de vida microscópica, atual e passada em Marte.

Fonte: NASA

MAVEN descobre que Marte tem uma "cauda" torcida

De acordo com uma nova pesquisa usando dados da sonda MAVEN da NASA, Marte tem uma "cauda" magnética invisível que é torcida pela interação com o vento solar.

© Goddard Space Flight Center (ilustração do campo magnético de Marte)

A imagem mostra o complexo ambiente do campo magnético de Marte. As linhas amarelas representam as linhas do campo magnético do Sol transportado pelo vento solar, as linhas azuis representam os campos magnéticos da superfície marciana, as faíscas brancas são atividade de reconexão e as linhas vermelhas são campos magnétcios reconectados que ligam a superfície ao espaço via magnetocauda marciana.

A sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) da NASA está em órbita do Planeta Vermelho recolhendo dados sobre o modo como Marte perdeu grande parte da sua atmosfera e da água, transformando-se de um mundo que poderia ter sustentado vida há bilhões de anos num lugar frio e inóspito hoje. Segundo a equipe, o processo que forma a cauda torcida também pode permitir que parte da já fina atmosfera de Marte escape para o espaço.

"Nós descobrimos que a cauda magnética de Marte, ou magnetocauda, é única no Sistema Solar," comenta Gina DiBraccio do Goddard Space Flight Center da NASA. "Não é como a magnetocauda de Vênus, um planeta sem campo magnético próprio, nem é como a da Terra, um planeta rodeado pelo seu próprio campo magnético gerado internamente. Ao invés, é um misto das duas." DiBraccio é cientista do projeto MAVEN e apresentou a sua pesquisa na 49.ª reunião anual da Divisão de Ciências Planetárias da União Astronômica Americana em Provo, no estado do Utah.

A equipe descobriu que um processo chamado "reconexão magnética" deve ter um papel importante na criação da magnetocauda marciana porque, ao ocorrer esta reconexão, esta faria uma torção na cauda.

"O nosso modelo previu que a reconexão magnética fará com que a magnetocauda marciana gire 45 graus em relação ao que se espera com base na direção do campo magnético transportado pelo vento solar," esclarece DiBraccio. "Quando comparamos estas previsões com os dados da MAVEN das direções dos campos magnéticos marciano e do vento solar, estas estavam em muito boa concordância."

Marte perdeu o seu campo magnético global há bilhões de anos e agora tem apenas campos magnéticos remanescentes e "fósseis" embutidos em certas regiões da sua superfície. De acordo com o novo trabalho, a magnetocauda de Marte é formada quando os campos magnéticos transportados pelo vento solar se juntam com os campos magnéticos embutidos na superfície marciana num processo chamado reconexão magnética. O vento solar é uma corrente de gás eletricamente condutor continuamente "soprado" da superfície do Sol para o espaço a cerca de 1,6 milhões de quilômetros por hora. Transporta com ele campos magnéticos do Sol. Se o campo do vento solar estiver orientado na direção oposta à do campo da superfície marciana, os dois campos juntam-se em reconexão magnética.

O processo de reconexão magnética também pode impulsionar parte da atmosfera de Marte para o espaço. A atmosfera superior de Marte tem partículas carregadas. Os íons respondem a forças elétricas e magnéticas e circulam pelas linhas do campo magnético. Uma vez que a magnetocauda marciana é formada pela ligação de campos magnéticos da superfície com campos do vento solar, os íons na atmosfera superior de Marte têm um caminho para o espaço se seguirem pela magnetocauda. Como um elástico subitamente adotando a sua forma original, a reconexão energética também libera energia, o que poderia impulsionar ativamente os íons na atmosfera marciana pela magnetocauda e para o espaço.

Dado que Marte possui diversos campos magnéticos à superfície, os cientistas suspeitam que a magnetocauda marciana seja um complexo híbrido entre a de um planeta sem campo magnético global e aquela encontrada por trás de um planeta com um campo magnético global. A órbita da MAVEN muda constantemente de orientação em relação ao Sol, permitindo a obtenção de medições em todas as regiões de Marte e a construção de um mapa da magnetocauda e da sua interação com o vento solar.

Os campos magnéticos são invisíveis, mas a sua direção e força podem ser medidas pelo magnetômetro a bordo da MAVEN. Os dados de outros instrumentos da MAVEN também serão utilizados para ver se as partículas que escapam correspondem às mesmas regiões onde são observados os campos magnéticos reconectados a fim de confirmar que a reconexão está contribuindo para a perda de atmosfera marciana. A equipe também pretende recolher mais dados com o magnetômetro ao longo dos próximos anos para ver como os vários campos magnéticos à superfície afetam a cauda à medida que o planeta gira. Esta rotação, juntamente com um campo magnético do vento solar em constante mudança, cria uma magnetocauda marciana extremamente dinâmica.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Estudo de Marte fornece indícios sobre possível berço da vida

A descoberta de evidências de antigos depósitos hidrotermais em Marte identifica uma área no Planeta Vermelho que poderá fornecer pistas sobre a origem da vida na Terra.

© NASA/JPL-Caltech/Mars Reconnaissance Orbiter (região Eridania de Marte)

Um recente relatório internacional examina observações da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA de enormes depósitos numa bacia no sul de Marte. Os autores interpretam os dados como evidências de que estes depósitos foram formados por água aquecida por uma parte vulcanicamente ativa da crosta do planeta que penetrava no fundo de um grande mar há muito tempo atrás.

"Mesmo que nunca encontremos provas de vida em Marte, este local pode dizer-nos mais sobre o tipo de ambiente onde a vida pode ter começado na Terra," comenta Paul Niles do Centro Espacial Johnson da NASA, em Houston, EUA. "A atividade vulcânica, combinada com água parada, forneceram condições que provavelmente eram semelhantes às condições que existiam na Terra aproximadamente no mesmo momento, quando a vida estava se desenvolvendo aqui."

Marte hoje não tem águas paradas nem atividade vulcânica. Os pesquisadores estimam uma idade de aproximadamente 3,7 bilhões de anos para os depósitos marcianos atribuídos à atividade hidrotermal no fundo do mar. As condições hidrotermais submarinas na Terra, são um forte candidato para onde e quando a vida na Terra começou. A Terra ainda tem tais condições, onde muitas formas de vida prosperam graças à energia química extraída das rochas, sem luz solar. Mas devido à crosta ativa da Terra, o nosso planeta possui poucas evidências geológicas diretas preservadas destes tempos em que a vida começou. A possibilidade de atividade hidrotermal submarina no interior de luas geladas como Europa em Júpiter e Encélado em Saturno alimenta o seu interesse como destinos na procura por vida extraterrestre.

As observações do instrumento CRISM (Compact Reconnaissance Spectrometer for Mars) a bordo da MRO forneceram os dados para a identificação de minerais em depósitos massivos no interior da bacia Eridania de Marte, situada numa região com algumas das crostas expostas mais antigas do Planeta Vermelho.

"Este local dá-nos uma história convincente para um mar profundo e de longa duração e para um ambiente hidrotermal profundo," explica Niles. "Evoca os ambientes hidrotermais profundos da Terra, semelhantes aos ambientes onde a vida pode ser encontrada em outros mundos, vida que não precisa de uma atmosfera agradável ou de uma superfície temperada, mas apenas rochas, calor e água."

Os pesquisadores estimam que o antigo mar de Eridania continha cerca de 210.000 quilômetros cúbicos de água. Este valor é equivalente à soma de todos os outros lagos e mares no passado de Marte e cerca de nove vezes o volume total combinado dos Grandes Lagos da América do Norte. A mistura de minerais identificada a partir dos dados do espectrômetro, incluindo serpentina (silicato), talco e carbonato, e a forma e textura das espessas camadas rochosas, levaram à possível identificação de depósitos hidrotermais. A área tem fluxos de lava que sucedem ao desaparecimento do mar. Os cientistas citam-nos como evidências de que esta é uma área da crosta de Marte com uma suscetibilidade vulcânica que também terá produzido efeitos anteriores, quando o mar ainda estava presente.

O novo trabalho acrescenta à diversidade de tipos de ambientes molhados para os quais existem evidências em Marte, incluindo rios, lagos, deltas, mares, fontes termais, águas subterrâneas e erupções vulcânicas sob o gelo.

Os antigos depósitos hidrotermais no fundo do mar da bacia Eridania representam uma nova categoria de alvo astrobiológico em Marte. Os depósitos no fundo do mar de Eridania não são apenas de interesse para a exploração de Marte, também representam uma janela para o início da Terra. Isto porque as evidências mais antigas de vida na Terra vêm de depósitos marinhos de origem e idade semelhantes, mas o registo geológico destes antigos ambientes terrestres está muito pouco preservado.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Conservação da relevância da ascensão vulcânica em Marte

Uma antiga cordilheira em Marte preserva um passado vulcânico e tectônico complexo, impresso com sinais de interações de água e gelo.

© ESA (montanhas de Thaumasia)

As imagens, obtidas no dia 9 de abril, pela camara estéreo de alta resolução no Mars Express da ESA, mostram as montanhas de Thaumasia e Coracis Fossae, que se afastam do enorme planalto vulcânico Solis Planum do sul.

A região fica a sul do vasto sistema do desfiladeiro de Valles Marineris e dos vulcões de Tharsis, e está fortemente ligada à pressão tectônica que se desenrolou durante a sua formação, há mais de 3,5 bilhões de anos.

À medida que a protuberância de Tharsis dilatava com o magma, durante o primeiro bilhão de anos do planeta, a crosta circundante encontrava-se esticada, rasgando e acabando por cair em valas. Enquanto Valles Marineris é um dos resultados mais extremos, os efeitos ainda são observados até milhares de quilômetros de distância, como na região de Coracis Fossae, observada nesta imagem, onde as falhas norte-sul quase paralelas são visíveis, principalmente, para a esquerda.

Estruturas tectônicas como estas podem controlar o movimento do magma, do calor e da água na subsuperfície, levando à atividade hidrotermal e à produção de minerais.

Os depósitos de tons claros, que podem ser minerais de argila formados na presença de água, destacam-se na parte direita da imagem colorida e na borda da grande cratera. Depósitos similares foram identificados na cratera Lampland próxima.

Há também evidências para a formação do vale pela erosão das águas subterrâneas e o escoamento superficial ocorrendo ao mesmo tempo que a atividade tectônica moldava a paisagem. A erosão à base de água significa que as valas foram parcialmente enterradas e fortemente modificadas.

A região foi posteriormente modificada por processos glaciais, vistos nos padrões lineares de tipo fluído nos pisos planos das grandes crateras.

Como representante das antigas terras altas de Marte, esta região possui uma riqueza de informações sobre a história geológica do Planeta Vermelho.

Fonte: ESA

Marte pode ser a própria fonte dos asteroides troianos

É um dos principais mistérios do Sistema Solar interno: como Marte, um mundo minúsculo apenas um décimo da massa da Terra, captura seu os asteroides troianos que compartilham a órbita?

© Weizmann Institute of Science (ilustração da origem dos troianos de Marte)

Os troianos são asteroides que co-orbitam antes de Marte, no ponto Lagrangiano L4 ou atrás dele no ponto L5. Estas regiões são estáveis ​​porque a atração gravitacional do planeta equilibra a do Sol. Os asteroides troianos foram descobertos em torno de Júpiter, Urano, Netuno, Vênus e Marte. (Somente um troiano (2010 TK7) foi descoberto relacionado à Terra, embora a missão Osiris-REX para 101955 Bennu esteja atualmente à procura de mais.

Muitos estudos sugeriram que o cinturão de asteroides, que fica apenas fora da órbita de Marte, pode ter sido a fonte dos troianos de Marte. Agora, um estudo aponta para uma nova fonte possível: o próprio planeta Marte.

O estudo usou as observações do Infrared Telescope Facility da NASA, com base no Observatório Mauna Kea no Havaí, para analisar os espectros de dois troianos de Marte: o 311999 (inicialmente designado 2007 NS2) e o 385250 (2001 DH47). A luz refletida destes asteroides mostra uma banda de absorção ampla em torno de 1 mícron, consistente com a presença de olivina, um mineral raro em asteroides, mas comum na crosta de Marte.

"Os asteroides como este são muito raros no cinturão principal de asteroides (0,4%)," diz David Polishook, do Weizmann Institute of Science, Israel. "Portanto, as chances de que os poucos asteroides capturados por Marte sejam asteroides ricos em olivinas é extremamente baixa". Mas os rovers marcianos e orbitadores e até os meteoritos marcianos recuperados na Terra mostraram que o próprio planeta Marte oferece um amplo suprimento de olivina.

O 5261 Eureka é o prototípico asteroide troiano de Marte, e também é conhecido por ter uma composição rica em olivinas. Dos nove troianos de Marte atualmente conhecidos, sete pertencem a um único agrupamento, do qual Eureka é o maior membro, que trilha Marte no ponto L5.

O 5261 Eureka foi descoberto por David Levy e Henry Holt em 1990. Estudos anteriores datam o asteroide com cerca de 1 bilhão de anos. Os asteroides associados no agrupamento provavelmente foram expulsos do corpo principal através do efeito Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP): ao longo de milhões de anos, o aquecimento solar girou Eureka, que agora gira em seu eixo, uma vez a cada 2,7 horas.

A olivina é o nome de um grupo de minerais de silicato de ferro-magnésio, que são comuns no manto, mas desmambram rapidamente na superfície. Até agora, a olivina foi detectada na Terra, na Lua, em Marte e na região de Rheasilvia do asteroide Vesta.

Uma região tentadora de Marte que os pesquisadores gostariam de ver melhor é Nili Fossae. O rover Spirit da NASA também detectou quantidades consideráveis ​​de olivina quando examinou a grande rocha Adirondack em 2004.

Uma janela para observações favoráveis ​​dos troianos de Marte se abre no período de março a abril de 2018. Existem alguns troianos menores adicionais do agrupamento Eureka que ainda não foram observados com um espectrômetro. Análises espectrais podem ser capazes de estabelecer uma ligação entre estes troianos e uma área específica em Marte.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Weizmann Institute of Science

Tributos de tempos mais úmidos em Marte

Um vale de um rio seco com numerosos afluentes é visto nesta imagem recente do Planeta Vermelho captada pela sonda Mars Express da ESA.

© ESA/DLR (Libya Montes em Marte)

Esta parte da região conhecida como Libya Montes localiza-se no equador marciano perto da fronteira entre as terras altas do sul e as planícies do norte. Ela foi fotografada no dia 21 de Fevereiro de 2017 pela câmera estereográfica de alta resolução da sonda.

As montanhas da região de Libya Montes, uma das regiões mais antigas de Marte, foram soerguidas durante a formação da bacia de impacto Isidis com seus 1.200 km de largura a cerca de 3,9 bilhões de anos atrás. Esta bacia pode ser vista na porção norte da imagem.

Os aspectos observados cruzando toda a região indicam tanto rios que fluíram pela região como lagos e até mares que estavam ali presentes no início da história de Marte.

O proeminente canal fluvial que corre de sul para norte deve ter sido formado na região a cerca de 3,6 bilhões de anos atrás. Ele aparentemente origina-se de uma cratera de impacto na porção sul, surgindo da parede da cratera e fluindo para o norte, passando pelas montanhas da topografia local.

O vale é repleto de afluentes, apontando de forma geral para o relevo e correndo das regiões mais altas para as regiões mais baixas. A infiltração de água subterrânea também teve uma importante contribuição em moldar a forma do vale. Um canal similar serpenteia na parte inferior da imagem.

A mineralogia da região de Libya Montes é bem diversa, como foi revelado pela sonda. Minerais formados na presença de água e quimicamente alterados comprovam a atividade hidrotermal do passado e podem ser ligados com a formação da bacia de impacto Isidis. Por exemplo, o impacto pode ter mobilizado a água líquida derretendo o gelo de subsuperfície que consequentemente interagiu com as rochas vulcânicas antigas.

© ESA/DLR (topografia de Libya Montes)

Numerosas crateras em diferentes estágios de degradação marcam toda a cena, mostrando que a região possui uma longa história. Talvez, as crateras mais notáveis sejam as duas situadas lado a lado no centro, suas paredes parecem conectadas dando a elas a forma de um oito.

Outra cratera interessante pode ser vista na parte esquerda da imagem, imbricada com uma montanha. Inevitavelmente, seu anel colapsou no assoalho do vale adjacente. Mais para a esquerda podemos encontrar uma pequena cratera que foi impressa dentro de uma cratera maior e mais larga.

A rica diversidade de características geológicas da região mostra o quão dinâmico o planeta Marte era no passado e como ele mudou de um mundo com clima mais quente e úmido, que tinha água correndo livremente em sua superfície para um mundo árido e congelado como vemos hoje.

Fonte: ESA

A zona da morte de Marte

A descoberta de compostos encontrados no solo marciano mostra que eles são transformados em bactericidas tóxicos pela luz ultravioleta que banha o planeta, efetivamente esterilizando as camadas superiores da paisagem.

© NASA/Mars Reconnaissance Orbiter (superfície de Marte sujeita à radiação ultravioleta)

Isto tem implicações abrangentes para a caça à vida alienígena e sugere que as missões têm que cavar profundamente no subsolo para encontrar a vida passada ou presente se ela existir. O ambiente mais hospitaleiro pode situar-se a dois ou três metros abaixo da superfície, onde o solo e os organismos são protegidos da radiação intensa.

"Nestas profundezas, é possível que a vida marciana possa sobreviver," disse Jennifer Wadsworth, uma astrobiologista de pós-graduação da Universidade de Edimburgo. Sua pesquisa foi inspirada pela descoberta de oxidantes poderosos conhecidos como percloratos no solo marciano durante os testes realizados pelas missões Viking Lander da NASA há 40 anos, e confirmado recentemente pelo Phoenix Lander e Mars Rover, Curiosity. Em 2015, o Mars Reconnaissance Orbiter detectou espectroscopicamente sinais de sais hidratados de NaClO₄, Mg(ClO₄)₂ e Mg(ClO₃)₂ em locais que pareciam ser perfis de salmoura que infiltraram nas fossas e paredes de crateras marcianas. Esta pode ser a primeira evidência direta de água líquida fluida contendo sais hidratados em Marte.

Os cientistas da NASA teorizaram que as bactérias alienígenas poderiam potencialmente usar os percloratos como uma fonte de energia, o que implica que as marcas visíveis na superfície de Marte eram algumas das melhores apostas para lugares para procurar a vida microbiana.

Wadsworth e Charles S. Cockell, também da Universidade de Edimburgo, analisaram a forma como uma bactéria do solo ocorreu quando foi misturada com percloratos e depois submetida a raios ultravioletas (UV) semelhantes aos de Marte. Dois outros componentes da superfície marciana foram adicionados, óxidos de ferro e peróxido de hidrogênio, e o resultado foi a morte celular rápida.

Estes dados mostram que os efeitos combinados de pelo menos três componentes da superfície marciana, ativados pela fotoquímica superficial, tornam a superfície atual mais inabitável do que se pensava anteriormente, e demonstram a baixa probabilidade de sobrevivência de contaminantes biológicos realizados por missões de exploração.

O novo estudo foi um grande avanço na compreensão das ramificações de encontrar altos níveis de perclorato em Marte," disse Chris McKay, cientista planetário Ames Research Center da NASA, na Califórnia. Todos os micróbios terrestres enviados para Marte serão rapidamente destruídos na superfície, aliviando as preocupações de contaminar um planeta potencialmente habitado. Isso deve reduzir muito as preocupações de proteção planetária, bem como quaisquer preocupações sobre a infecção de astronautas. Mas a má notícia é que isso significa que temos que cavar bastante profundidade para alcançar um registro biológico do início da vida que não é completamente destruído pelos percloratos reativos ativados por raios UV.

Os pesquisadores examinaram o que aconteceu com Bacillus subtilis, uma bactéria comum do solo e um contaminante terrestre encontrado em sondas espaciais, quando foi misturado com perclorato de magnésio e irradiado com raios ultravioletas semelhantes aos testemunhados em Marte. Foi descoberto que as bactérias foram destruídos duas vezes mais rápido quando o perclorato estava presente. Outros percloratos encontrados em Marte tiveram um efeito bactericida semelhante.

As experiências foram conduzidas sob uma fonte de radiação UV monocromática a 254 nm. Marte é submetido a radiação UVC (200-280 nm) devido à falta de uma concentração significante de oxigênio ou escudo de ozônio e redução causada pelo CO₂. O fluxo de radiação de 254 nm escolhido é semelhante ao fluxo absoluto de radiação entre 200 e 315 nm (radiação UVC e UVB), a região mais prejudicial do espectro de radiação UV para o DNA.

Outros testes descobriram que os raios UV quebraram o perclorato em outros produtos químicos, tais como o hipoclorito e o clorito, e é isso que parece ser tão destrutivo para as bactérias. As condições inóspitas em Marte são causadas por um "coquetel tóxico de oxidantes, óxidos de ferro, percloratos e irradiação UV".

O resultado final dos achados significa que as marcas úmidas na superfície marciana podem não ser pontos privilegiados para encontrar micróbios alienígenas. Estes remendos salgados provavelmente abririam percloratos, tornando as estrias ainda mais tóxicas do que o solo circundante.

"Isto, combinado com o ambiente de radiação de partículas solar e galáctica na superfície marciana, torna ainda mais importante a amostra sob a superfície na busca de biomarcadores," disse Andrew Coates, cientista planetário da University College London (UCL) que lidera a equipe da câmera panorâmica ExoMars.

O ExoMars irá perfurar para analisar amostras de até 2m abaixo da superfície, livrando do ultravioleta nocivo; um metro afstará dos oxidantes, como percloratos, e 1,5m afastará da radiação ionizante do Sol e da Galáxia.

Fonte: Nature

Revelados padrões sazonais nas tempestades marcianas de areia

Após décadas de investigação para discernir padrões sazonais nas tempestades de poeira marcianas com recurso de imagens, só o padrão mais claro foi captado através da medição da temperatura na atmosfera do Planeta Vermelho.

© NASA/JPL-Caltech/MSSS (dados atmosféricos de temperatura numa tempestade em Marte)

Este gráfico mostra dados atmosféricos de temperatura como "cortinas" sobre uma imagem de Marte captada durante uma tempestade regional de poeira. Os perfis de temperatura prolongam-se desde a superfície até cerca de 80 km de altitude. As temperaturas variam em função da cor, desde -153ºC (púrpura) até -23ºC (vermelho).

Para seis anos marcianos, os registos de temperatura de satélites da NASA revelam um padrão de três tipos de grandes tempestades regionais de poeira que ocorrem em sequência às mesmas épocas a cada ano durante a primavera e o verão no hemisfério sul. Cada ano marciano dura cerca de dois anos terrestres.

"Quando olhamos para a estrutura da temperatura em vez da poeira visível, nós finalmente vemos alguma regularidade nas grandes tempestades de poeira," afirma David Kass do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia. Ele é cientista do instrumento MCS (Mars Climate Sounder) a bordo da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter).

"O reconhecimento de padrões na ocorrência de tempestades regionais de poeira é um passo em frente na compreensão das propriedades atmosféricas fundamentais que as controla," explica Kass. 

A poeira levantada pelos ventos marcianos está diretamente ligada com a temperatura atmosférica: a poeira absorve luz solar, assim que o Sol aquece mais o ar empoeirado do que o ar limpo. Em alguns casos, isto pode ser dramático, com uma diferença de mais de 35ºC entre o ar poeirento e o ar limpo. Este aquecimento também afeta a distribuição global do vento, que pode produzir movimentos descendentes que aquecem o ar fora das regiões aquecidas pela poeira. Assim sendo, as observações de temperatura capturam os efeitos diretos e indiretos das tempestades de areia na atmosfera.

O melhoramento da capacidade de prever tempestades de poeira potencialmente perigosas e em grande escala em Marte trará benefícios de segurança para o planejamento de missões robóticas e humanas à superfície do planeta. Além disso, através do reconhecimento de padrões e categorias das tempestades de areia, os pesquisadores avançam em direção à compreensão de como os eventos locais sazonais afetam o clima global num típico ano marciano.

A NASA opera orbitadores em Marte, continuamente, desde 1997. O MCS a bordo da MRO, que chegou a Marte em 2006, e o TES (Thermal Emission Spectrometer) a bordo da Mars Global Surveyor, que estudou Marte entre 1997 e 2006, usaram observações infravermelhas para avaliar a temperatura atmosférica. Os pesquisadores analisaram dados de temperatura representativos de uma camada ampla centrada a cerca de 25 km acima da superfície marciana, alta o suficiente para ser mais afetada por tempestades regionais do que por tempestades locais.

A maioria das tempestades de poeira de Marte são localizadas, com tamanhos inferiores a mais ou menos 2.000 km de diâmetro e que se dissipam em poucos dias. Algumas tornam-se regionais, afetando até 1/3 do planeta e persistindo até três semanas. Algumas rodeiam Marte, cobrindo o hemisfério sul mas não todo o planeta. Desde 1997, duas tempestades globais de poeira cobriram Marte completamente. O comportamento de grandes tempestades regionais de areia durante anos marcianos que incluem tempestades globais é atualmente incerto, e os anos com uma tempestade global não foram incluídos na nova análise.

Três grandes tempestades regionais, apelidadas de tipo A, B e C, apareceram em cada dos seis anos marcianos investigados.

Pequenas tempestades múltiplas formam-se sequencialmente perto do polo norte do planeta durante o outono, semelhantes às tempestades árticas da Terra que surgem sequencialmente na América do Norte.

"Em Marte, algumas deslocam-se mais para sul ao longo de caminhos favoráveis," comenta Kass. "Se cruzam até ao hemisfério sul, onde é primavera, ficam mais quentes e podem explodir para tempestades de poeira muito maiores do Tipo A."

A primavera e verão no hemisfério sul de Marte, na atualidade, são muito mais quentes do que a primavera e verão no hemisfério norte, porque a excentricidade da órbita de Marte coloca o planeta mais próximo do Sol perto do final da primavera austral. A primavera e verão no sul há muito que são reconhecidas como as épocas mais poeirentas do ano marciano e a estação de tempestades globais de poeira, embora o padrão mais detalhado documentado no novo estudo não tenha sido descrito anteriormente.

Quando uma tempestade do Tipo A, ao norte, se move para a primavera no hemisfério sul, a luz solar, sobre a poeira, faz aquecer a atmosfera. Essa energia aumenta a velocidade dos ventos. Ventos mais fortes levantam mais poeira, ampliando ainda mais a área e o alcance vertical da tempestade.

Em contraste, uma tempestade do Tipo B começa perto do polo sul antes do início do verão. Pode ter origem nos ventos gerados na borda da calota de dióxido de carbono gelado. Tempestades múltiplas podem contribuir para uma névoa regional.

A tempestade do Tipo C começa após o fim da tempestade do Tipo B. Tem origem no norte, durante o inverno (verão no sul) e move-se para o hemisfério sul como a tempestade do Tipo A. De um ano para o outro, a tempestade do Tipo C varia mais em força, em termos de pico de temperatura e duração, em comparação com os Tipos A e B.

A longevidade da MRO da NASA permitiu estudos dos padrões sazonais de Marte como este.

Um artigo foi publicado na semana passada na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Sinal de radar descobre registro de idade do gelo na calota polar de Marte

Usando dados de radar obtidos pela sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA, os cientistas encontraram um registo da mais recente era glacial marciana gravada na calota polar norte do planeta.

© NASA/JPL/U. Arizona/R. Luk (calotas polares de Marte)

A imagem acima é uma perpetiva tridimensional simulada, criada com dados de imagem captados pelo instrumento THEMIS a bordo da sonda Mars Odyssey da NASA.

Os novos resultados estão de acordo com os modelos anteriores que indicam que um período glacial terminou há cerca de 400.000 anos atrás, bem como previsões sobre a quantidade de gelo acumulada nos polos desde então.

Os resultados ajudam a refinar os modelos do clima passado e futuro do Planeta Vermelho, permitindo com que os cientistas determinem como é que os gelos se movem entre os polos e as latitudes médias, e em que volumes.

Marte tem brilhantes calotas polares de gelo que são facilmente visíveis através dos telescópios terrestres. Uma cobertura sazonal de dióxido de carbono gelado e neve pode ser observada por cima dos polos durante o ano marciano. Durante o verão no hemisfério norte do planeta, a totalidade da restante calota polar é água gelada; a calota polar sul possui também água gelada, mas permanece coberta por uma camada relativamente fina de dióxido de carbono gelado mesmo até durante o verão no hemisfério sul.

Mas Marte também sofre variações na sua inclinação e na forma da sua órbita ao longo de centenas de milhares de anos. Estas mudanças provocam alterações substanciais no clima do planeta, incluindo idades do gelo. A Terra tem fases parecidas, mas menos variáveis, a que damos o nome ciclos de Milankovitch.

Os cientistas usaram dados do instrumento SHARAD (Shallow Subsurface Radar) a bordo da MRO para produzir imagens chamadas radargramas que são como fatias verticais que atravessam as camadas de gelo e poeira que compõem os depósitos polares de gelo marciano. Para o novo estudo, os pesquisadores analisaram centenas destas imagens para procurar variações nas propriedades das camadas.

Foi identificado um limite no gelo que se estende por toda a calota polar norte. Acima deste limite, as camadas acumularam-se muito rapidamente e uniformemente, em comparação com as camadas abaixo.

"As camadas nas centenas de metros superiores mostram características indicativas de um período de erosão, seguido por um período de rápida acumulação que ainda ocorre hoje," afirma Isaac Smith, cientista planetário e autor principal do estudo. Smith liderou o trabalho enquanto estava no SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, Colorado, EUA, mas está agora no Planetary Science Institute em Tucson, Arizona, EUA.

Na Terra, as idades do gelo surgem quando as regiões polares e altas latitudes tornam-se mais frias do que o normal durante milhares de anos, fazendo com que os glaciares cresçam a latitudes médias. Em contraste, a variedade marciana ocorre quando - como resultado do aumento da inclinação do planeta - os seus polos tornam-se mais quentes do que as latitudes mais baixas. Durante estes períodos, as calotas polares podem recuar e o vapor de água migra para mais perto do equador, formando gelo no solo e glaciares a latitudes médias. À medida que o período polar quente termina, o gelo polar começa a acumular-se novamente, enquanto o gelo desaparece das latitudes médias. Esta retirada e novo crescimento do gelo polar é exatamente o que Smith e colegas viram no registo revelado pelas imagens de radar do SHARAD.

Um aumento no gelo polar, seguido por uma idade do gelo a latitudes médias, é também aquilo esperado a partir de modelos climáticos que mostram como é que o gelo se move com base nas propriedades orbitais de Marte, especialmente a sua inclinação. Estes modelos preveem que a última idade do gelo de Marte terminou há aproximadamente 400.000 anos atrás, à medida que os polos começaram a arrefecer em relação ao equador. Os modelos sugerem que, desde então, os depósitos polares engrossaram cerca de 300 metros.

A unidade superior identificada por Smith e colegas atinge uma espessura máxima de 320 metros por toda a calota polar, o equivalente a uma camada global de gelo com 60 centímetros de espessura. Isto é, essencialmente, o mesmo valor indicado pelas previsões dos modelos feitos por outros pesquisadores em 2003 e 2007.

"Isto sugere que identificamos o registo do mais recente período glacial de Marte e o novo crescimento do gelo polar desde então. Com estas medições, podemos melhorar a nossa compreensão da quantidade de água que se move entre os polos e as outras latitudes, possibilitando saber mais sobre o clima marciano," comenta Smith.

Depois de 10 anos em órbita, a sonda MRO e os seus seis instrumentos científicos ainda estão em excelente forma. "A longevidade da missão permitiu-nos a melhor e mais completa cobertura radar dos polos de Marte," explica Richard Zurek, cientista do projeto da missão no Jet Propulsion Laboratory da NASA em Pasadena, Califórnia. "A nossa vida longa em órbita e as ferramentas tridimensionais de análise estão permitindo com que os cientistas desvendem a história climática do passado de Marte."

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Tsunamis antigos em Marte revelam potencial para a vida

A forma geológica do que já foram linhas costeiras nas planícies norte de Marte convence os cientistas de que dois grandes meteoritos, que atingiram o planeta com milhões de anos de diferença, desencadearam um par de mega-tsunamis.

© NASA/JPL-Caltech (tsunamis criados por impactos de meteoritos no Valle Marineris em Marte)

Estas ondas gigantescas marcaram para sempre a paisagem marciana e produziram evidências de oceanos frios e salgados, conducentes à manutenção da vida.

"Há cerca de 3,4 bilhões de anos, um grande impacto de meteorito desencadeou a primeira onda de tsunami. Esta onda era composta por água líquida. Formou canais generalizados que transportaram a água de volta para o oceano," afirma Alberto Fairén, cientista visitante de Cornell e pesquisador principal do Centro de Astrobiologia de Madrid.

Os cientistas descobriram evidências de outro grande impacto de meteorito, que desencadeou uma segunda onda de tsunami. Nos milhões de anos entre os dois impactos e os seus mega-tsunamis associados, Marte passou por uma fria mudança climática, a água transformou-se em gelo. "O nível do mar recuou desde a sua linha costeira original para formar uma segunda linha costeira, porque o clima tornou-se significativamente mais frio," disse Fairén.

O segundo tsunami formou lóbulos arredondados de gelo. "Estes lóbulos congelaram no solo à medida que atingiam o seu ponto máximo de extensão e o gelo nunca mais voltou para o oceano, o que implica que o oceano estava, pelo menos, parcialmente congelado no momento," explica Fairén. "O nosso estudo fornece evidências bastante sólidas para a existência de oceanos muito frios no passado de Marte. É muito difícil imaginar praias californianas no passado de Marte, mas tente imaginar os Grandes Lagos num inverno particularmente frio e longo; essa poderá ser uma imagem mais exata da água que formava mares e oceanos."

Estes lóbulos gelados mantiveram as suas fronteiras bem definidas e as suas formas relacionadas com o fluxo, comenta Fairén, sugerindo que o antigo oceano gelado era salgado. "As águas salgadas e frias podem oferecer refúgio a vida em ambientes extremos, pois os sais ajudam a manter a água líquida... se a vida já existiu em Marte, estes lóbulos gelados do tsunami são excelentes candidatos para a procura de bioassinaturas," conclui.

O trabalho foi publicado na Scientific Reports, uma publicação da revista Nature.

Fonte: Cornell University