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

Detectado depósitos de vidro na superfície de Marte

A sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) da NASA detectou depósitos de vidro dentro de crateras de impacto em Marte.

© NASA/JPL-Caltech/JHUAPL/U. of Arizona (depósitos de vidro preservados na cratera Alga)

Apesar de terem sido formados no calor escaldante dos violentos impactos que atingiram o planeta, esses depósitos podem fornecer uma janela delicada sobre a possibilidade de vida passada no Planeta Vermelho.

Durante os últimos anos, pesquisas têm mostrado a evidência sobre vida passada preservada em vidros devido à impacto aqui na Terra. Um estudo de 2014 liderado pelo cientista Peter Schultz da Universidade Brown em Providence, Rhode Island, encontrou moléculas orgânicas e matéria vegetal armazenada em vidros formados por impactos que ocorreram a milhões de anos atrás na Argentina. Schultz sugeriu que processos similares podem preservar sinais de vida em Marte, se eles existiam no momento em que ocorreu o impacto.

Os pesquisadores da Brown, Kevin Cannon e Jack Mustard, detalharam os dados sobre o vidro de impacto marciano em um artigo publicado online na revista Geology.

“O trabalho feito por Pete e outros nos mostrou que vidros são potencialmente importantes para preservar bioassinaturas”, disse Cannon. “Sabendo disso, nós queremos procurar por essas assinaturas em Marte e isso é o que estamos fazendo agora. Antes desse artigo, ninguém tinha sido capaz de detectar de forma definitiva esses vidros antes na superfície marciana”.

Cannon e Mustard mostraram que grandes depósitos de vidro estão presentes em algumas crateras antigas e bem preservadas de Marte. Registrar esses depósitos não foi uma tarefa fácil. Para identificar minerais e tipos de rochas de forma remota, os cientistas medem o espectro da luz refletida pela superfície do planeta. Mas os vidros de impacto não possuem um sinal espectral particularmente forte.

“Os vidros tendem a ser espectralmente brandos ou fracamente expressivos, assim a assinatura do vidro tende a ser sobreposta pelas rochas que estão misturadas com ele”, disse Mustard. “Mas Kevin encontrou uma maneira de registrar esse sinal”.

Em laboratório, Cannon misturou pós com uma composição similar ao das rochas marcianas e os cozinhou em alta temperatura até formarem vidro. Ele então mediu o sinal espectral desse vidro gerado.

Uma vez que Mustard tinha o sinal do vidro de laboratório, ele usou um algoritmo para registrar sinais similares nos dados obtidos pelo instrumento Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) da sonda MRO, instrumento do qual ele é um dos principais pesquisadores responsável.

A técnica apontou depósitos em alguns picos centrais de crateras marcianas, esses picos são os montes que as vezes se formam no centro de crateras durante um grande impacto. O fato dos depósitos terem sido encontrados nos picos centrais é um bom indicador que eles têm uma origem no impacto que formou a cratera.

Sabendo que o vidro de impacto pode preservar antigos sinais de vida, e agora sabendo que esses depósitos existem na superfície marciana hoje em dia, isso abre uma nova estratégia potencial na pesquisa pela antiga vida marciana.

“A análise dos pesquisadores sugere que os depósitos de vidro são relativamente comuns com características de impacto em Marte”, disse Jim Green, diretor da divisão de ciência planetária da NASA na sede da agência em Washington. “Essas áreas poderiam ser alvos para futura investigação enquanto exploradores científicos robóticos pavimentam o caminho para a jornada humana para Marte nos anos de 2030”.

Uma dessas crateras contendo vidro, chamada de Hargraves, fica perto do vale Nili Fossae, uma depressão com cerca de 650 km de comprimento que rasga a superfície de Marte. A região é uma das candidatas para o pouso do rover Mars 2020 da NASA, uma missão que entre outros objetivos pode cavar o solo e recolher amostras que retornarão para a Terra.

O vale Nili Fossae já é de interesse científico pois acredita-se que a crosta na região data da época quando Marte tinha muita água em sua superfície. A região também é cortada por feições que parecem ser fraturas hidrotermais, fontes quentes que poderiam fornecer a energia necessária para a vida existir em subsuperfície.

“Se você tivesse um impacto que escavasse e mostrasse o ambiente em subsuperfície, é possível que parte dele pudesse ser preservado num componente vítreo”, disse Mustard. “Isso faz com que essa região seja um bom lugar para se procurar, e possivelmente trazer uma amostra para a Terra”.

A sonda MRO tem examinado Marte com o CRISM e cinco outros instrumentos desde 2006.

“Essa significante nova detecção de vidro de impacto ilustra como nós podemos continuar a aprender sobre Marte a partir de observações em andamento realizadas por sondas e por missões de vida longa”, disse Richard Zurek, cientista de projeto da MRO no Laboratório de Propulsão a Jato em Pasadena, na Califórnia.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Marte: O planeta que perdeu um oceano de água

Um oceano primitivo em Marte continha mais água do que o Oceano Ártico na Terra e cobria uma maior porção da superfície do planeta do que a coberta pelo Oceano Atlântico terrestre.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração mostrando Marte há quatro bilhões de anos atrás)

Uma equipe internacional de cientistas utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO, assim como instrumentos do Observatório W. M. Keck e do Infrared Telescope Facility da NASA, para monitorar a atmosfera do planeta e mapear as propriedades da água em diversas regiões da atmosfera de Marte durante um período de seis anos. Estes novos mapas são os primeiros do gênero.

Há cerca de quatro bilhões de anos atrás, o jovem planeta Marte devia ter água suficiente para cobrir toda a sua superfície com uma camada liquida de cerca de 140 metros de profundidade, mas o mais provável é que o líquido se tenha juntado para formar um oceano que ocuparia quase metade do hemisfério norte de Marte, onde algumas regiões teriam atingido uma profundidade de mais de 1,6 quilômetros.
“Nosso estudo dá-nos uma estimativa robusta da quantidade de água que Marte teve no passado, através da determinação da quantidade de água que se perdeu no espaço”, diz Geronimo Villanueva, cientista que trabalha no Goddard Space Flight Center da NASA, Maryland, EUA, e autor principal do novo artigo científico que descreve os resultados. “Este trabalho ajuda-nos a perceber melhor a história da água em Marte”. 
A nova estimativa baseia-se em observações detalhadas de duas formas ligeiramente diferentes de água na atmosfera de Marte. Uma é a familiar forma da água, composta por dois átomos de hidrogênio e um de oxigênio, H₂O, e a outra é HDO, ou água semi-pesada, uma variação que ocorre naturalmente na qual um dos átomos de hidrogênio é substituído por um átomo de deutério.
Uma vez que a forma deuterada é mais pesada que a água normal, perde-se menos no espaço devido à evaporação. Por isso, quanto maior for a perda de água do planeta, maior será o quociente HDO para H₂O na água que resta. Nos oceanos da Terra existem cerca de 3.200 moléculas de H₂O para uma molécula de HDO.
Os pesquisadores distinguiram as assinaturas químicas dos dois tipos de água com o auxílio do VLT, no Chile, assim como com instrumentos do Observatório W. M. Keck e com o Infrared Telescope Facility da NASA, no Havaí. Apesar de sondas em solo marciano e em órbita do planeta poderem mostrar muito mais detalhes em medições feitas diretamente no local, não são, no entanto, adequadas para monitorar as propriedades de toda a atmosfera marciana. Este estudo faz-se melhor com espectrógrafos infravermelhos montados em grandes telescópios na Terra.

Ao comparar a razão de HDO para H₂O, os cientistas podem medir quanto é que aumentou a fração de HDO e assim determinar quanta água é que escapou para o espaço, o que por sua vez permite estimar a quantidade de água que Marte tinha no passado.
No estudo, a equipe mapeou a distribuição de H₂O e HDO de forma repetida durante quase seis anos terrestres, o que corresponde a cerca de três anos em Marte, produzindo fotografias globais de cada uma, assim como o seu quociente. Os mapas revelam variações sazonais e microclimas, embora atualmente Marte seja essencialmente um deserto.
Ulli Käufl do ESO, responsável por construir um dos instrumentos usados no estudo e co-autor do novo artigo científico, acrescenta: “Estou novamente espantado com o poder das observações remotas noutros planetas, utilizando telescópios astronômicos: descobrimos um oceano antigo a mais de 100 milhões de quilômetros de distância!”.
A equipe estava especialmente interessada nas regiões perto dos polos norte e sul, uma vez que as calotes polares são os maiores reservatórios de água conhecidos no planeta. Pensa-se que a água aí armazenada documente a evolução da água em Marte desde o período Noachiano, que terminou há cerca de 3,7 bilhões de anos atrás, até ao presente.
Os novos resultados mostram que a água atmosférica nas regiões próximas dos polos encontra-se enriquecida de um fator sete relativamente à água oceânica na Terra, o que sugere que a água nas calotas polares permanentes de Marte esteja enriquecida de um fator oito. Marte deve ter perdido um volume de água 6,5 vezes maior do que as calotas polares atuais de modo a apresentar este alto nível de enriquecimento, o que significa que o volume do oceano primitivo de Marte deve ter sido de, pelo menos, 20 milhões de quilômetros cúbicos.
Baseada na atual superfície de Marte, uma possível localização para esta água seriam as planícies do norte que, desde longa data, têm sido consideradas boas candidatas devido ao solo baixo que apresentam. Um oceano primitivo nesse local teria coberto 19% da superfície do planeta; em termos de comparação o Oceano Atlântico cobre 17% da superfície da Terra.
“Com Marte perdendo tanta água, o planeta teria permanecido “molhado” durante um período de tempo maior do que o que se supunha anteriormente, sugerindo que o planeta poderia ter sido habitável durante mais tempo”, diz Michael Mumma, cientista em Goddard e segundo autor do artigo.
É possível que Marte tenha tido anteriormente ainda mais água e que alguma se tenha depositado por baixo na superfície. Uma vez que os novos mapas revelam microclimas e variações temporais no conteúdo de água atmosférica, poderão igualmente ser úteis numa procura de água subterrânea.

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: ESO

A bela Planum Australe em Marte

Essa exuberante imagem mostra o polo sul de Marte, conhecida como Planum Australe.

© ESA/Mars Express (Planum Australe)

A Planum Australe é coberta por uma permanente camada de gelo com 3 km de espessura e com aproximadamente 350 km de diâmetro. A composição geral é de água congelada e dióxido de carbono. Interessantemente o congelamento e degelo sazonal da calota de gelo resulta na formação de vales com diversos formatos. Esta estrutura é dissecada na periferia por vales escarpados cor de café, possivelmente moldados por poderosos ventos catabáticos.

Durante a primavera o dióxido de carbono armazenado entra em erupção à medida que a calota se aquece expelindo areia e poeira escura. O centro da calote encontra-se deslocado cerca de 150 km para norte do polo sul geográfico. As duas gigantescas bacias no hemisfério ocidental, Hellas Planitia e Argyre Planitia, geram fortes ventos na direção do polo sul do planeta, o que cria um sistema de baixas pressões permanente diretamente sobre a calota polar.

Os gêiseres podem ejetar material a uma velocidade superior a 161 km/h. A missão Mars Geyser Hopper será enviada a Marte para explorar esses gêiseres. A missão custará aproximadamente 325 milhões de dólares e deve ser lançada em 1 de Março de 2016 e deve pousar em Marte durante o verão no hemisfério sul do planeta em 31 de Dezembro de 2016.

Fonte: ESA