ALMA mostra atividade vulcânica na atmosfera de Io

Novas imagens em comprimentos de onda no rádio obtidas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) mostram pela primeira vez o efeito direto da atividade vulcânica na atmosfera da lua de Júpiter, Io.

© NRAO/ALMA/Hubble (Júpiter e sua lua Io)

Composição que mostra a lua de Júpiter, Io, no rádio (ALMA), e no visível (Voyager 1 e Galileu). As imagens ALMA de Io mostram, pela primeira vez, plumas de dióxido de enxofre (a amarelo) saindo dos seus vulcões. Júpiter é visível no plano de fundo (Hubble).

Io é a lua mais vulcanicamente ativa do nosso Sistema Solar. Abriga mais de 400 vulcões ativos, expelindo gases de enxofre que dão a Io as suas cores amarelo-branco-laranja-vermelho quando congelam à sua superfície. 

Embora seja extremamente fina - cerca de bilhões de vezes mais fina do que a atmosfera da Terra - Io tem uma atmosfera que pode ensinar-nos mais sobre a atividade vulcânica de Io e fornecer-nos uma janela para o interior da exótica lua e para o que está acontecendo por baixo da sua crosta colorida. 

Pesquisas anteriores mostraram que a atmosfera de Io é dominada pelo gás dióxido de enxofre, proveniente da atividade vulcânica. "No entanto, não se sabe que processo impulsiona a dinâmica na atmosfera de Io," disse Imke de Pater da Universidade da Califórnia, Berkeley. "É atividade vulcânica, ou gás que sublima (transição do estado sólido para gasoso) da superfície gelada quando Io está sob a luz do Sol?" 

Para distinguir entre os diferentes processos que dão origem à atmosfera de Io, astrônomos usaram o ALMA para fazer instantâneos da lua quando entrava e saía da sombra de Júpiter (um eclipse de Io). 

"Quando Io passa pela sombra de Júpiter, e está fora da luz solar direta, é demasiado frio para o gás dióxido de enxofre, e condensa-se na superfície de Io. Durante esse tempo, podemos ver apenas o dióxido de enxofre de origem vulcânica. Portanto, podemos ver exatamente quanto da atmosfera é impactada pela atividade vulcânica," explicou Statia Luszcz-Cook da Universidade de Columbia, em Nova York. 

Graças à resolução e sensibilidade requintadas do ALMA, os astrônomos puderam, pela primeira vez, ver claramente as plumas de dióxido de enxofre (SO2) e monóxido de enxofre (SO) surgindo dos vulcões. Com base nos instantâneos, calcularam que os vulcões ativos produzem diretamente 30-50% da atmosfera de Io. 

As imagens ALMA também mostraram um terceiro gás saindo dos vulcões: cloreto de potássio (KCl). "Vemos KCl em regiões vulcânicas onde não vemos SO2 ou SO," disse Luszcz-Cook. "Esta é uma forte evidência de que os reservatórios de magma são diferentes em vulcões diferentes." 

Io é vulcanicamente ativo devido a um processo chamado aquecimento de maré. Io orbita Júpiter numa órbita que não é exatamente circular e, tal como a nossa Lua que está sempre com a mesma face virada para a Terra, o mesmo lado de Io está sempre voltado para Júpiter. A atração gravitacional das outras luas de Júpiter, Europa e Ganimedes, provoca uma quantidade tremenda de atrito interno e calor, dando origem a vulcões como Loki Patera, que se estende por mais de 200 km de diâmetro. "Ao estudar a atmosfera e a atividade vulcânica de Io, aprendemos mais não apenas sobre os próprios vulcões, mas também sobre o processo de aquecimento de maré e sobre o interior de Io," acrescentou Luszcz-Cook. 

Uma grande incógnita continua sendo a temperatura na atmosfera interior de Io. Em pesquisas futuras, os astrônomos esperam medi-la com o ALMA. "Para medir a temperatura da atmosfera de Io, precisamos de obter observações com mais alta resolução, o que requer que observemos a lua por um maior período de tempo. Só podemos fazer isso quando Io está sob a luz do Sol, pois não passa muito tempo em eclipse," disse de Pater. "Durante tal observação, Io irá girar dezenas de graus. Vamos precisar de aplicar um software que nos ajude a fazer imagens focadas. Já o fizemos anteriormente com imagens rádio de Júpiter obtidas com o ALMA e com o VLA (Very Large Array)".

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descoberto possível marcador de vida em Vênus

Uma equipe internacional de astrônomos anunciou a descoberta de uma molécula rara, a fosfina nas nuvens do planeta Vênus.

© NASA/JPL-Caltech (Vênus)

Na Terra, este gás só é fabricado de forma industrial ou por micróbios que se desenvolvem em ambientes anaeróbicos, ou seja, sem oxigênio. Há décadas que os astrônomos suspeitam que as nuvens altas em Vênus poderiam oferecer um lar para micróbios, flutuando livres da superfície escaldante, mas precisando tolerar uma acidez muito alta.

A primeira a detecção de sinais de fosfina foram obtidas através do telescópio James Clerk Maxwell (JCMT), no Havaí. Para confirmar esta descoberta foram usadas 45 antenas do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) no Chile, um telescópio muito mais sensível. Ambas as instalações observaram Vênus em um comprimento de onda de cerca de 1 milímetro, muito mais longo do que pode ser visto pelo olho humano, apenas telescópios colocados a grande altitude conseguem detectar estes comprimentos de onda com eficiência. 

Estima-se que existe fosfina, ou hidreto de fósforo, em pequenas concentrações nas nuvens de Vênus, apenas cerca de 20 moléculas em cada bilhão. Seguindo as observações foram feitos cálculos para determinar se estas quantidades poderiam ter origem em processos não biológicos naturais no planeta. Algumas ideias incluíam luz solar, minerais soprados da superfície para a atmosfera, vulcões ou relâmpagos, no entanto, concluiu-se que nenhum destes processos podia criar a quantidade de fosfina observada; estas fontes não biológicas podem criar, no máximo, dez milésimos da quantidade de fosfina observada pelos telescópios em Vênus. 

Segundo a equipe, para formar a quantidade de fosfina observada em Vênus, organismos terrestres teriam que trabalhar apenas a 10% de sua produtividade máxima. Sabe-se que bactérias terrestres criam fosfina retirando fosfato de minerais ou material biológico, acrescentando hidrogênio e, por fim, expelem fosfina. Qualquer organismo em Vênus provavelmente será muito diferente de seus primos terrestres, mas eles também podem ser a fonte de fosfina na atmosfera do planeta vizinho. 

A fosfina foi analisada como uma “bioassinatura” de gás de vida anaeróbica em planetas que orbitam outras estrelas, uma vez que a química normal não explica bem este fenômeno. A descoberta levanta muitas questões, tais como é que os organismos poderão sobreviver na atmosfera do planeta vizinho. Na Terra, alguns micróbios conseguem suportar até cerca de 5% de ácido no seu meio, mas as nuvens de Vênus são quase inteiramente feitas de ácido. 

Os pesquisadores acreditam que esta descoberta é bastante significativa, uma vez que já se pode descartar muitos outros processos alternativos de formação de fosfina, no entanto reconhece que para confirmar a presença de “vida” é ainda necessário muito trabalho. Apesar das temperaturas rondarem uns agradáveis 30 ºC nas altas nuvens de Vênus, o meio é extremamente ácido, com cerca de 90% de ácido sulfúrico, o que coloca sérias dificuldades a quaisquer micróbios que aí tentem sobreviver. 

A produção não biológica de fosfina em Vênus está excluída no que diz respeito ao nosso conhecimento atual da química da fosfina nas atmosferas de planetas rochosos. A confirmação de existência de vida na atmosfera de Vênus constituiria um enorme avanço em astrobiologia; portanto, é essencial acompanhar este intrigante resultado com estudos teóricos e observacionais para excluir a possibilidade de que a fosfina em planetas rochosos possa ter também uma origem química diferente da que ocorre na Terra.

Mais observações de Vênus e de outros planetas rochosos fora do nosso Sistema Solar poderão ajudar a reunir pistas de como a fosfina se forma nestes corpos e contribuir para a procura de sinais de vida fora da Terra.

Fonte: Nature Astronomy

Estudo sugere a existência de 600 luas em Júpiter

Novas detecções de luas candidatas sugerem que o rei dos planetas poderia ter centenas de satélites menores.

© Damian Peach (Júpiter e as luas Ganímedes e Europa)

Júpiter pode ter cerca de 600 luas medindo pelo menos 800 metros de diâmetro, de acordo com uma equipe de astrônomos canadenses. Eles apresentarão suas descobertas em 25 de setembro no Europlanet Science Congress 2020. A maioria das luas está em órbitas largas, irregulares e retrógradas. 

Nos últimos 20 anos, os astrônomos encontraram dezenas de pequenas luas jovianas graças ao avanço de grandes câmeras digitais. Em 2003, Scott Sheppard, da Carnegie Institution of Science, já estimava que o número de luas irregulares maiores que um quilômetro provavelmente seria em torno de cem. 

Agora, Edward Ashton, Matthew Beaudoin e Brett Gladman (University of British Columbia, Vancouver) detectaram cerca de quatro dúzias de novas luas jovianas possíveis que são ainda menores. Extrapolando da área do céu que eles pesquisaram (cerca de um grau quadrado), concluíram que pode haver cerca de 600 desses minúsculos objetos orbitando o planeta gigante. 

A equipe estudou 60 exposições de arquivo com 140 segundos de um campo perto de Júpiter, todas elas tiradas em um período de 3 horas em 8 de setembro de 2010, com a câmera MegaPrime de 340 megapixels no telescópio Canadá-França-Havaí em Mauna Kea. Os astrônomos combinaram digitalmente as imagens de 126 maneiras diferentes, uma para cada combinação possível de velocidade e direção na qual uma lua jupiteriana em potencial poderia se mover no céu. 

Este método revelou 52 objetos de magnitude 25,7, correspondendo a diâmetros de cerca de 800 metros. Sete das descobertas mais brilhantes revelaram ser satélites irregulares de Júpiter; as outras são quase certamente luas jovianas retrógradas, que orbitam o planeta na direção oposta à sua rotação.

Se essa pesquisa sensível de um grau quadrado já produz 45 luas anteriormente desconhecidas, os pesquisadores estimam que o número total de satélites dentro dessa faixa de tamanho deve ser em torno de 600. O número oficial atual de luas jovianas é 79. Veja: Como encontramos até agora as 79 luas de Júpiter. 

Sheppard (cuja equipe encontrou 20 novos satélites de Saturno no ano passado) não se surpreendeu com o novo resultado. “Usamos uma técnica semelhante de deslocamento e empilhamento para nossas descobertas da lua de Júpiter que foram anunciadas em 2018,” diz ele. “Em nosso artigo, também mencionamos detecções que não pudemos confirmar como luas, porque não as observamos durante os meses e anos necessários para determinar de forma confiável suas órbitas.” 

Da mesma forma, a equipe canadense ainda não pode reivindicar novas descobertas para suas 45 novas detecções, muito menos para as 600 extrapoladas. “Leva muito tempo de telescópio para obter órbitas confiáveis ​​para essas luas muito pequenas e numerosas; então é preciso decidir se isso é cientificamente valioso,” diz Sheppard. 

Atualmente não há planos para observações de acompanhamento das novas luas. No entanto, as pequenas luas certamente serão encontradas novamente por instrumentos futuros como o Observatório Vera C. Rubin.

As novas detecções levantam a questão de quão pequeno um objeto pode ser e ainda ser chamado de lua. Mas Sheppard não acredita que precisamos de “mais definição do que é uma lua”. De qualquer forma, a União Astronômica Internacional não nomeará luas planetárias menores que um quilômetro de tamanho.

Um artigo que descreve os resultados foi aceito para publicação no The Planetary Science Journal.

Fonte: Sky & Telescope

Tempestade em movimento no planeta Júpiter

Uma tempestade brilhante com uma longa esteira turbulenta desloca-se sobre Júpiter nestas imagens telescópicas nítidas do gigante gasoso governante do Sistema Solar.

© Andy Casely (Júpiter e suas tempestades)

Captada em 26, 28 de agosto e 1º de setembro (da esquerda para a direita), a tempestade aproximadamente dobra de comprimento durante esse período. Estendendo-se ao longo do jato do Cinturão Temperado Norte do planeta, ele viaja para o leste em quadros sucessivos, passando pela Grande Mancha Vermelha e pela Oval BA esbranquiçada, famosas tempestades no hemisfério sul de Júpiter. As luas galileanas Calisto e Io são captadas na imagem do meio.

Na verdade, observadores seguindo Júpiter através de telescópios terrestres relataram surtos dramáticos de tempestades com rápido movimento nas últimas semanas no Cinturão Temperado Norte de Júpiter.

Fonte: NASA

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

A composição dos planetas

Pesquisadores da Universidade de Zurique analisaram a composição e estrutura de exoplanetas distantes usando ferramentas estatísticas.

© Arkadlusz Wargula (ilustração de exoplanetas e as suas atmosferas)

A sua análise indica se um planeta é parecido com a Terra, se é composto por rocha pura ou um mundo de água. Quanto maior o planeta, mais hidrogênio e hélio tem.

Será que existe uma segunda Terra no espaço? O nosso conhecimento de sistemas planetários distantes está evoluindo constantemente, à medida que surgem novas tecnologias que continuam aprimorando as nossas observações astronômicas. Até à data já foram descobertos mais de 3.700 planetas localizados além do nosso Sistema Solar. As massas e os raios dos planetas podem ser usados para inferir a sua densidade média, mas não a sua composição e estrutura química exatas. A intrigante questão sobre o aspeto destes planetas está, portanto, ainda em aberto.

"Teoricamente, podemos assumir várias composições, como um mundo de água pura, um mundo de rocha pura, planetas com atmosfera de hidrogênio-hélio e explorar quais os raios esperados," explica Michael Lozovsky, candidato a doutoramento no grupo do professor Ravit Helled do Instituto de Ciência Computacional da Universidade de Zurique.

Lozovksy e colaboradores usaram bases de dados e ferramentas estatísticas para caracterizar os exoplanetas e as suas atmosferas. Estes são bastante comuns e estão rodeados por uma camada volátil de hidrogênio e hélio. No entanto, os dados medidos anteriormente por via direta não permitem com que os cientistas determinem a estrutura exata, dado que diferentes composições podem levar à mesma massa e raio. Além da precisão dos dados relativos à massa e ao raio, a equipe também investigou a estrutura interna, a temperatura e a radiação refletida em 83 dos 3.700 exoplanetas conhecidos, para os quais as massas e raios estão bem determinados.

"Usamos uma análise estatística para definir limites em possíveis composições. Usando uma base de dados de exoplanetas detectados, descobrimos que cada estrutura planetária teórica tem um 'limite de raio', um raio planetário acima do qual não existem planetas desta composição," explica Lozovsky. A quantidade de elementos, na camada gasosa, mais pesados do que o hélio, a percentagem de hidrogênio e hélio, bem como a distribuição de elementos na atmosfera, são fatores importantes na determinação do limite de raio.

Os pesquisadores do Instituto de Ciência Computacional descobriram que os planetas com um raio até 1,4 vezes o da Terra (6.371 quilômetros) podem ter uma composição semelhante à da Terra. Os planetas com raios acima deste limite têm uma maior proporção de silicatos ou outros materiais leves. A maioria dos planetas com um raio acima de 1,6 raios terrestres deve ter uma camada gasosa de hidrogênio-hélio ou água além do seu núcleo rochoso, enquanto aqueles com mais de 2,6 raios terrestres não podem ser mundos oceânicos e, portanto, devem estar rodeados por uma atmosfera. Espera-se que os planetas com raios superiores a 4 raios terrestres sejam muito gasosos e tenham, pelo menos, de 10% de hidrogênio e hélio, parecidos a Urano e Netuno.

As descobertas deste estudo fornecem novas informações sobre o desenvolvimento e diversidade destes planetas. Um limite particularmente interessante diz respeito à diferença entre grandes planetas terrestres, também conhecidos como super-Terras, pequenos planetas gasosos, também referidos como mini-Netunos. Segundo os cientistas, este limite situa-se num raio de três vezes o da Terra. Abaixo deste limite, é possível encontrar planetas semelhantes à Terra na vasta extensão da Galáxia.

Um artigo foi publicado esta semana no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Zurich

Atmosfera vazante ligada a planeta leve

A baixa gravidade do Planeta Vermelho e a falta de campo magnético tornam a atmosfera ultraperiférica um alvo fácil de ser levada pelo vento solar, mas novas evidências da nave Mars Express da ESA mostram que a radiação do Sol pode desempenhar um papel surpreendente na sua fuga.

© ESA (ilustração do vento solar formando magnetosferas em planetas)

A imagem acima mostra como o vento solar forma as magnetosferas de Vênus (topo), Terra (meio) e Marte (baixo).

A razão pela qual as atmosferas dos planetas rochosos, no Sistema Solar interno, evoluíram de forma tão diferente durante mais de 4,6 bilhões de anos, é fundamental para entender o que faz um planeta habitável. Enquanto a Terra é um mundo de água rico em vida, o nosso vizinho menor, Marte, perdeu muito da sua atmosfera no início da sua história, transformando-se de um ambiente quente e úmido para as planícies frias e áridas que observamos hoje. Em contrapartida, o outro vizinho da Terra, Vênus, embora hoje inóspito, é de tamanho comparável ao nosso próprio planeta e tem uma atmosfera densa.

Uma das maneiras que muitas vezes se pensa que ajuda a proteger a atmosfera de um planeta, é através de um campo magnético gerado internamente, como na Terra. O campo magnético desvia as partículas carregadas do vento solar à medida que se afastam do Sol, esculpindo a magnetosfera ao redor do planeta.

Em Marte e Vênus, que não geram um campo magnético interno, o principal obstáculo para o vento solar é a atmosfera superior. Assim como na Terra, a radiação ultravioleta solar separa os elétrons dos átomos e moléculas nesta região, criando uma zona de gás ionizado carregado eletricamente: a ionosfera. Em Marte e Vênus, esta camada ionizada interage diretamente com o vento solar e o seu campo magnético para criar uma magnetosfera induzida, que atua para retardar e desviar o vento solar ao redor do planeta.

Durante 14 anos, a Mars Express da ESA tem procurado íons carregados, como oxigênio e dióxido de carbono, que fluem para o espaço, a fim de melhor compreender a taxa em que a atmosfera está escapando do planeta.

O estudo descobriu um efeito surpreendente, com a radiação ultravioleta do Sol desempenhando um papel mais importante do que se pensava anteriormente.

"Costumávamos pensar que a fuga de íons ocorria devido a uma transferência efetiva da energia solar do vento através da barreira magnética marciana induzida para a ionosfera", diz Robin Ramstad, do Instituto Sueco de Física Espacial.

"Talvez de forma contraintuitiva, o que realmente vemos é que o aumento da produção de íons, desencadeada pela radiação solar ultravioleta, protege a atmosfera do planeta da energia transportada pelo vento solar, mas é muito pouca a energia realmente necessária para que os íons escapem por si mesmos, devido à baixa gravidade que liga a atmosfera a Marte."

Descobriu-se que a natureza ionizante da radiação do Sol produz mais íons do que os que podem ser removidos pelo vento solar. Embora o aumento da produção de íons ajude a proteger a atmosfera mais baixa da energia transportada pelo vento solar, o aquecimento dos elétrons parece ser suficiente para arrastar íons em todas as condições, criando um "vento polar". A fraca gravidade de Marte, cerca de um-terço da gravidade da Terra, significa que o planeta não consegue agarrar estes íons e estes escapam facilmente para o espaço, independentemente da energia extra fornecida por um forte vento solar.

Em Vênus, onde a gravidade é semelhante à da Terra, é necessária muito mais energia para despojar a atmosfera dessa maneira e os íons que saem do lado do Sol provavelmente cairiam de volta em direção ao planeta, no sotavento, a menos que se acelerassem ainda mais.

"Portanto, concluímos que, no presente, a fuga de íons de Marte é principalmente limitada em relação à produção e não limitada à energia, enquanto em Vênus é provável que seja limitada em termos de energia, dada a maior gravidade do planeta e alta taxa de ionização, por estar mais perto do Sol," acrescenta Robin.

"Por outras palavras, o vento solar, provavelmente, só teve um efeito direto muito pequeno sobre a quantidade de atmosfera de Marte que se perdeu ao longo do tempo e, em vez disso, apenas aumenta a aceleração das partículas que já por si se escapam."

O monitoramento contínuo de Marte, desde 2004, que cobriu a mudança na atividade solar do mínimo ao máximo, dá-nos um grande conjunto de dados que é vital para entender o comportamento a longo prazo da atmosfera de um planeta e a sua interação com o Sol," diz Dmitri Titov, cientista do projeto Mars Express da ESA. "A colaboração com a missão MAVEN da NASA, que tem estado em Marte desde 2014, também nos permite estudar mais detalhadamente os processos de escape atmosféricos."

O estudo também tem implicações para a busca de atmosferas do tipo da Terra em outros lugares do Universo.

"Talvez um campo magnético não seja tão importante para proteger a atmosfera de um planeta como a própria gravidade do planeta, a qual define o quão bem pode agarrar as suas partículas atmosféricas depois de terem sido ionizadas pela radiação solar, independentemente do poder do vento solar," acrescenta Dmitri.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research: Space Physics.

Fonte: ESA

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

Novo mapa de gravidade sugere que Marte tem uma crosta porosa

Os cientistas da NASA encontraram evidências de que a crosta de Marte não é tão densa como se pensava anteriormente, uma pista que poderá ajudar os pesquisadores a compreender melhor a estrutura e evolução do Planeta Vermelho.

© NASA/MIT/E. Mazarico (mapa de gravidade de Marte)

O novo mapa da espessura da crosta de Marte mostra menos variação entre regiões mais espessas (em vermelho) e regiões mais finas (em azul), em comparação com mapeamentos anteriores. Esta imagem está centrada no Valle Marineris, com Tharsis Montes perto do terminador a oeste.

Uma densidade mais baixa significa, provavelmente, que pelo menos parte da crosta de Marte é relativamente porosa. No entanto, a equipe não pode descartar a possibilidade de uma composição mineral diferente ou talvez de uma crosta mais fina.

"A crosta é o resultado final de tudo o que aconteceu durante a história de um planeta, de modo que uma densidade menor poderá ter implicações importantes sobre a formação e evolução de Marte," comenta Sander Goossens, do Goddard Space Flight Center da NASA.

Os pesquisadores mapearam a densidade da crosta marciana, estimando que a densidade média é de 2.582 kg/m³. Este valor é comparável à densidade média da crosta lunar. Anteriormente, considerava-se que a crosta de Marte era pelo menos tão densa quanto a crosta oceânica da Terra, cerca de 2.900 kg/m³.

O novo valor é derivado do campo de gravidade de Marte, um modelo global que pode ser extraído de dados de rastreamento por satélite usando ferramentas matemáticas sofisticadas. O campo de gravidade da Terra é extremamente detalhado, porque os conjuntos de dados têm uma resolução muito alta. Estudos recentes da Lua, pela missão GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) da NASA, também forneceram um mapa de gravidade preciso.

Os conjuntos de dados para Marte não têm tanta resolução, por isso é mais difícil determinar a densidade da crosta a partir dos mapas de gravidade atuais. Como resultado, as estimativas anteriores basearam-se mais fortemente em estudos da composição do solo e das rochas marcianas.

"À medida que esta história se desenrola, chegamos à conclusão de que não basta apenas conhecer a composição das rochas," afirma o geólogo planetário de Goddard Greg Neumann, coautor do artigo. "Nós também precisamos de saber como as rochas foram trabalhadas ao longo do tempo."

Goossens e colegas começaram com os mesmos dados usados para o modelo de gravidade existente, mas com um novo "twist", estabelecendo uma restrição diferente e aplicando-a para obter a nova solução. Uma restrição compensa o facto de que mesmo os melhores conjuntos de dados não conseguem capturar todos os detalhes. Em vez de seguirem a abordagem padrão, conhecida por aqueles no campo como a restrição Kaula, a equipa criou uma restrição que leva em consideração as medições precisas das mudanças de elevação de Marte, ou topografia.

"Com esta abordagem, conseguimos espremer mais informações sobre o campo de gravidade a partir dos dados existentes," comenta Terence Sabaka, geofísico do Goddard Space Flight Center.

Antes de se debruçarem sobre Marte, os cientistas testaram a sua abordagem aplicando-a ao campo de gravidade que estava em uso antes da missão GRAIL. A estimativa resultante para a densidade da crosta lunar correspondeu, essencialmente, ao valor de 2.550 kg/m³ da missão GRAIL.

A partir do novo modelo, a equipe gerou mapas globais da densidade e espessura da crosta. Estes mapas mostram os tipos de variações que eram esperadas, como uma crosta mais densa sob os vulcões gigantes de Marte.

Os cientistas salientam que a missão InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) da NASA deverá fornecer os tipos de medições que confirmam os seus achados. Com lançamento previsto para 2018, colocará uma plataforma geofísica em Marte a fim de estudar o seu interior profundo.

Este trabalho foi publicado na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Sonda Cassini registrou uma das últimas visões de Saturno e seus anéis

Com esta imagem, a sonda Cassini registrou uma das últimas visões de Saturno e seus anéis à distância.

© Cassini (Saturno)

O sistema de Saturno tem sido o lar da sonda Cassini pelos último 13 anos, mas a jornada está bem perto do fim.

A sonda Cassini tem orbitado Saturno, por aproximadamente metade do ano do planeta. Esta permanência estendida tem permitido observações das variabilidades de longo prazo do planeta, de seus satélites, dos anéis, da sua magnetosfera. Estas observações não eram possíveis usando simplesmente o sobrevoo de outras sondas.

Quando a sonda chegou em Saturno em 2004, o hemisfério norte do planeta, visto aqui no topo, estava na escuridão, e começou agora a emergir do seu inverno. Agora, com a jornada quase no fim, todo o polo norte de Saturno está sendo banhado continuamente pela luz do Sol no verão.

As imagens foram efetuads no dia 28 de Outubro de 2016, com a câmera de grande angular da Cassini, usando os filtros espectrais vermelho, verde e azul, foram combinadas para criar esta visão colorida. Esta imagem foi realizada com a sonda focalizando para o lado iluminado pelo Sol, a cerca de 25 graus acima do plano dos anéis. A imagem foi adquirida a uma distância de aproximadamente 1,4 milhões de quilômetros de Saturno e a escala da imagem é de 80 km por pixel.

A sonda Cassini, que está com pouco combustível nuclear, está programada para finalizar sua missão, na próxima sexta-feira, dia 15 de Setembro, às 7:45 hora de Brasília, quando irá mergulhar no planeta Saturno e finalizar uma das mais bem sucedidas e incríveis missões já feita pelo Sistema Solar.

Fonte: NASA

Europa e Júpiter vistos da Voyager 1

O que são estes locais em Júpiter?

© NASA/Voyager 1/Alexis Tranchandon (Europa e Júpiter)

O maior e mais distante, localizado à direita do centro, está a Grande Mancha Vermelha, um enorme sistema de tempestade que atua em Júpiter possivelmente desde a provável notação de Giovanni Cassini há 352 anos. Ainda não se sabe por que a Grande Mancha é vermelha.

A região em direção à parte inferior esquerda da imagem é uma das maiores luas de Júpiter: a Europa. As imagens da Voyager em 1979 reforçam a hipótese moderna de que a lua Europa tem um oceano subterrâneo e, portanto, é um bom lugar para procurar a vida extraterrestre.

Mas e o local escuro no canto superior direito? Esta é uma sombra de outra grande lua de Júpiter: Io. A Voyager 1 descobriu que Io era tão vulcânico que nenhuma cratera de impacto poderia ser encontrada. Dezesseis quadros do voo rasante da Voyager 1 sobre Júpiter em 1979 foram recentemente reprocessados e unidos para criar a imagem em destaque.

Hoje, dia 5 de setembro, assinalamos o 40.º aniversário do lançamento da Voyager 1 iniciando uma das maiores explorações do Sistema Solar. Foi a primeira sonda a passar pelos quatro planetas gigantes do Sistema Solar exterior, a Voyager produziu um verdadeiro tesouro de dados científicos.

Fonte: NASA

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

Observações revelam tempestade enorme em Netuno

O estudante de astronomia Ned Molter da UC Berkeley descobriu uma nova característica em Netuno: um sistema de tempestades quase do tamanho da Terra.

© O. W. M. Keck/N. Molter (sistema de tempestades em Netuno)

O sistema de tempestades foi avistado perto do equador de Netuno durante um teste ao crepúsculo utilizando o observatório W. M. Keck em Mauna Kea, Havaí. "Normalmente, esta área é verdadeiramente calma e só vemos nuvens brilhantes a bandas de latitude média, de modo que encontrar uma nuvem tão enorme situada no equador é espetacular," comenta Molter.

Este enorme sistema de tempestades, encontrado numa região onde nenhuma nuvem brilhante tinha sido avistada antes, mede cerca de 9.000 quilômetros em comprimento, ou um-terço do raio de Netuno, abrangendo pelo menos 30 graus tanto em latitude como em longitude. Molter observou o aumento de brilho entre 26 de junho e 2 de julho.

"Historicamente, já têm sido avistadas nuvens muito brilhantes, ocasionalmente, em Netuno, mas normalmente em latitudes mais próximas dos polos, cerca de 15 a 60 graus norte ou sul," realça Imke de Pater, professora de astronomia da UC Berkeley e orientadora de Molter.

Ao início, de Pater pensava que era o mesmo complexo de nuvens avistado pelo telescópio espacial Hubble em 1994, depois da icônica Grande Mancha Escura, fotografada pela Voyager 2 em 1989, ter desaparecido. Mas de Pater diz que as medições da sua posição não coincidem, sinalizando que este complexo de nuvens é diferente do que o Hubble viu pela primeira vez há mais de duas décadas.

Vórtices escuros, de alta pressão, ancorados nas profundezas da atmosfera de Netuno, podem ser os responsáveis pela gigantesca cobertura de nuvens. À medida que os gases sobem no vórtice, arrefecem. Quando a sua temperatura cai abaixo da temperatura de condensação de um gás, há formação nuvens, como a água na Terra. Em Netuno, espera-se a formação de nuvens de metano.

Tal como todos os planetas, os ventos na atmosfera de Netuno variam drasticamente com a latitude, de modo que se houver um grande sistema de nuvens brilhantes abrangendo muitas latitudes, algo deverá mantê-lo unido, como um vórtice escuro. Caso contrário, as nuvens se separariam.

Se não estiver ligado a um vórtice, o sistema poderá ser uma grande nuvem convectiva, semelhante àquelas vistas ocasionalmente em outros planetas como a grande tempestade em Saturno, detectada em 2010. Embora também seria de esperar que a tempestade ficasse consideravelmente "manchada" após uma semana.

"Isto mostra que existem mudanças extremamente drásticas na dinâmica atmosférica de Netuno, e talvez este seja um evento climático sazonal que ocorre a cada poucas décadas," realça de Pater.

No equador de Netuno foram observados ventos que atingiram velocidade de 1.400 km/h. Colocando este valor em perspetiva: um furacão de categoria 5 tem velocidades de vento na ordem dos 250 km/h. Netuno orbita o Sol a cada 160 anos e uma estação tem a duração aproximada de 40 anos.

A descoberta do misterioso complexo de nuvens equatoriais em Netuno foi possível graças a um novo programa do Keck, que permite que estudantes universitários e pesquisadores trabalhem com o telescópio, enquanto contribuem para o observatório e para a comunidade científica.

Fonte: University of California

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

Novas evidências em suporte da hipótese do Planeta Nove

No ano passado foi anunciada a existência de um planeta desconhecido no nosso Sistema Solar. No entanto, esta hipótese foi posteriormente posta em causa devido à detecção controversa nos dados observacionais.

© ESO (ilustração do Planeta Nove)

Agora, astrônomos espanhóis usaram uma técnica inovadora para analisar as órbitas dos chamados objetos transnetunianos (TNOs) e, mais uma vez, salientam que há algo a perturbá-los: um planeta localizado de 300 a 400 vezes a distância Terra-Sol.

Os cientistas continuam debatendo sobre a existência de um nono planeta no nosso Sistema Solar. No início de 2016, pesquisadores do Caltech (EUA) anunciaram que tinham evidências da existência deste objeto, localizado a uma distância média de 700 UA (700 vezes a distância entre a Terra e o Sol) e com uma massa dez vezes a da Terra. Os seus cálculos foram motivados pela distribuição peculiar das órbitas descobertas para TNOs do Cinturão de Kuiper, que aparentemente revelavam a presença de um Planeta Nove nos confins do Sistema Solar.

No entanto, cientistas do projeto canadiano-francês-havaiano OSSOS (Outer Solar System Origins Survey) detectaram falhas nas suas próprias observações das órbitas destes TNOs, que foram sistematicamente direcionadas para as mesmas regiões do céu, e consideraram que outros grupos, incluindo o grupo de Caltech, podiam estar com os mesmos problemas. De acordo com estes cientistas, não é necessário propor a existência de um perturbador gigante para explicar estas observações, pois são compatíveis com uma distribuição aleatória de órbitas.

No entanto, agora dois astrônomos da Universidade Complutense de Madrid aplicaram uma nova técnica, menos exposta a erro observacional, para estudar um tipo especial de objetos transnetunianos: os mais extremos (ETNOs), localizados a distâncias médias superiores a 150 UA e que nunca cruzam a órbita de Netuno. Pela primeira vez foram analisadas as distâncias dos seus nodos ao Sol e os resultados indicam mais uma vez que existe um planeta localizado além de Plutão.

Os nodos são os dois pontos em que a órbita de um ETNO, ou qualquer outro corpo celeste, cruza o plano do Sistema Solar (eclíptica). Estes são precisamente os pontos onde a probabilidade de interagir com outros objetos é maior e nestes pontos os ETNOs podem sofrer uma mudança drástica nas suas órbitas ou mesmo uma colisão.

"Se não há nada para os perturbar, os nodos destes objetos transnetunianos extremos devem estar uniformemente distribuídos, pois não há para evitar, mas se existirem um ou dois perturbadores, duas situações podem surgir," explica Carlos de la Fuente Marcos. "Uma possibilidade é que os ETNOs são estáveis e, neste caso, tendem a ter os seus nodos longe do caminho de possíveis perturbadores,  mas se são instáveis, eles se comportarão como os cometas que interagem com Júpiter, isto é, tendem a ter um dos nodos perto da órbita do perturbador hipotético."

Usando cálculos e prospeção de dados, os astrônomos espanhóis descobriram que os nodos dos 28 ETNOs analisados (e os 24 Centauros extremos com distâncias médias ao Sol superiores a 150 UA) estão agrupados em diversas distâncias ao Sol; além disso, encontraram uma correlação, onde não deveria existir nenhuma, entre as posições dos nodos e a inclinação, um dos parâmetros que define a orientação das órbitas destes objetos gelados no espaço.

"Assumindo que os ETNOs são dinamicamente semelhantes aos cometas que interagem com Júpiter, interpretamos estes resultados como sinais da presença de um planeta que interage ativamente com eles numa gama de distâncias entre 300 e 400 UA," afirma de la Fuente Marcos.

Até agora, os estudos que desafiaram a existência do Planeta Nove, usando os dados disponíveis para estes objetos transnetunianos, argumentaram a existência de erros sistemáticos ligados às orientações das órbitas (definidas por três ângulos), devido à forma como as observações tinham sido feitas. No entanto, as distâncias nodais dependem principalmente do tamanho e forma da órbita, parâmetros relativamente livres de falha observacional.

É a primeira vez que os nodos foram utilizados para tentar entender a dinâmica dos ETNOs, já que a descoberta de mais ETNOs (de momento só se conhecem 28) permitiria a confirmação do cenário proposto e, subsequentemente, restringiria a órbita do planeta desconhecido através da análise da distribuição dos nodos.

Este estudo suporta a existência de um objeto planetário dentro da variabilidade de parâmetros considerados tanto para a hipótese do Planeta Nove de Mike Brown e Konstantin Batygin do Caltech, como na original proposta em 2014 por Scott Sheppard do Instituto Carnegie e Chadwick Trujillo da Universidade do Norte do Arizona; além de seguir as linhas dos seus próprios estudos anteriores (o mais recente liderado pelo Instituto de Astrofísica das Canárias), que sugeriram a existência de mais do que um planeta desconhecido no nosso Sistema Solar.

Existe também um Planeta Dez? O hipotético Planeta Nove sugerido neste estudo nada tem a ver com outro possível planeta ou planetoide situado muito mais perto de nós e insinuado por outros achados recentes. Aplicando também prospeção de dados às órbitas dos TNOs do Cinturão de Kuiper, os astrônomos Kathryn Volk e Renu Malhotra da Universidade do Arizona (EUA) descobriram que o plano no qual estes objetos orbitam o Sol está ligeiramente deformado, fato que poderá ser explicado caso exista um perturbador do tamanho de Marte a 60 UA do Sol.

Dada a definição atual de planeta, este outro misterioso objeto pode não ser um planeta verdadeiro, mesmo que tenha um tamanho semelhante ao da Terra, pois pode estar rodeado por asteroides enormes ou planetas anões.

"De qualquer forma, estamos convencidos de que o trabalho de Volk e Malhotra encontrou evidências sólidas da presença de um corpo enorme para além do chamado Penhasco de Kuiper, o ponto mais distante do cinturão transnetuniano, a cerca de 50 UA do Sol, e esperamos poder apresentar em breve um novo trabalho que também apoia a sua existência," conclui de la Fuente Marcos.

Os resultados foram publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Information and Scientific News Service

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

Detecção de molécula orgânica em Encélado

Cientistas revelaram a primeira detecção de uma molécula oriunda de Encélado através de um telescópio terrestre, com implicações para a busca da vida.

© NASA (Encélado dentro do anel E em órbita de Saturno)

A lua de Saturno, Encélado, cativa o interesse dos cientistas desde que foram descobertas plumas, ricas em água, expelidas a partir do seu polo sul. A descoberta foi feita pela sonda Cassini, que desde então atravessou as plumas e identificou compostos orgânicos.

Os resultados mais recentes, no entanto, foram obtidos com o radiotelescópio IRAM de 30 metros na Serra Nevada, Espanha, e revelam uma quantidade maior do que o esperado da molécula metanol em torno de Encélado.

Pensa-se que as plumas de Encélado tenham origem no escape de água oriunda de um oceano subsuperficial, através de fissuras na superfície gelada da lua. Eventualmente, estas plumas alimentam o segundo anel mais externo de Saturno, o anel-E. Pesquisas recentes encontraram quantidades similares de metanol nos oceanos da Terra e nas plumas de Encélado.

No entanto, o novo achado sugere que o material lançado por Encélado atravessa uma complexa viagem química assim que é expulso para o espaço.

"Descobertas recentes, de que as luas geladas no nosso Sistema Solar exterior podem abrigar oceanos de água líquida e ingredientes para a vida, desencadearam possibilidades excitantes da sua habitabilidade. Mas, neste caso, as nossas descobertas sugerem que o metanol está sendo produzido por reações químicas adicionais assim que a pluma é ejetada para o espaço, tornando improvável que seja uma indicação de vida em Encélado," afirma a Dra. Emily Drabek-Maunder, da Universidade de Cardiff.

A equipe sugere que a quantidade inesperadamente grande de metanol pode ter duas origens possíveis: ou uma nuvem de gás expelida por Encélado que ficou presa no campo magnético de Saturno, ou gás que se espalhou mais para o anel-E do planeta. Em ambos os casos, o metanol foi amplamente aumentado em comparação com as detecções nas plumas.

"As observações nem sempre são diretas. Para interpretar os nossos dados, precisamos da riqueza de informações que a Cassini nos forneceu acerca do ambiente de Encélado. Este estudo sugere que precisamos ter um certo grau de precaução no que toca a informar sobre a presença de moléculas que podem ser interpretadas como evidências de vida," ressalta o Dr. Dave Clements, do Departamento de Física do Imperial College em Londres.

A Cassini terminará a sua viagem daqui a poucos meses, deixando as observações remotas, tanto no solo como com telescópios espaciais, como a única possibilidade de explorar Saturno e as suas luas, pelo menos por enquanto.

"Este achado mostra que as detecções de moléculas em Encélado são possíveis usando instalações terrestres. No entanto, para compreender a química complexa destes oceanos subterrâneos, precisamos de mais observações diretas por futuras sondas que voem através das plumas de Encélado," conclui a Dra. Emily Drabek-Maunder.

O trabalho foi apresentado no passado dia 4 de julho pela Dra. Emily Drabek-Maunder no Encontro Nacional de Astronomia do Reino Unido.

Fonte: Imperial College London

Descobertas evidências de duas populações distintas de planetas gigantes

Uma equipe de pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), descobriu provas observacionais da existência de duas populações distintas de planetas gigantes.

© ESO/L. Calçada (ilustração da formação de um planeta gigante gasoso em torno de uma estrela)

Até hoje foram detectados mais de 3.500 planetas orbitando estrelas semelhantes ao Sol. Apesar de resultados recentes apontarem para que a maioria dos planetas na nossa galáxia sejam rochosos como a Terra, também foi detectada uma grande população de planetas gigantes, com massas que podem ir até 10 ou 20 vezes a massa de Júpiter (que tem uma massa equivalente a 320 vezes a massa da Terra).

Uma grande parte da informação disponível acerca de como estes planetas se formam vem da análise da relação entre os planetas e a sua estrela progenitora. Os resultados obtidos anteriormente mostram, por exemplo, que há uma forte ligação entre a metalicidade da estrela e a frequência destes planetas. A massa da estrela parece também ter influência na eficiência da formação planetária.

Os mais recentes modelos de formação planetária sugerem que há dois grandes caminhos para a formação de gigantes gasosos. O chamado processo de acreção do núcleo diz que primeiro forma-se um núcleo de rocha/gelo, e que posteriormente este atrai para si o gás à sua volta, dando origem a um planeta gigante. O outro sugere que são instabilidades no disco protoplanetário que dão origem a bolas de gás, que por sua vez contraem até formar um planeta gigante.

Vardan Adibekyan (IA & Universidade do Porto) comenta: “A nossa equipe usou dados públicos de exoplanetas gigantes e obteve a interessante evidência observacional de que os planetas semelhantes a Júpiter e os seus primos de maior massa, com milhares de vezes a massa da Terra (dos quais não temos exemplo no Sistema Solar) se formam em ambientes diferentes, e compõem duas populações distintas.”

Objetos abaixo de 4 massas de Júpiter formam-se preferencialmente em estrelas ricas em metais. Já no regime entre 4 e 20 massas de Júpiter, as estrelas mãe tendem a ser mais massivas e pobres em metais, o que sugere que estes planetas gigantescos se formam através de um mecanismo diferente do dos seus irmãos de menor massa. Nuno Cardoso Santos (IA & Faculdade de Ciências da Universidade do Porto) acrescenta: “O resultado sugere que ambos os mecanismos podem estar atuando, o primeiro formando planetas de menor massa, e o outro sendo responsável pela formação dos de maior massa.”

Por um lado, os planetas gigantes de menor massa parecem formar-se por acreção, à volta de estrelas ricas em metais, enquanto os planetas mais massivos parecem formar-se principalmente por instabilidade gravitacional.

Para ajudar nesta compreensão, estão sendo feitas observações com o satélite GAIA (ESA), cuja sensibilidade permitirá a detecção de milhares de exoplanetas gigantes, em órbitas de longo período à volta de estrelas de diferentes massas. E no futuro próximo, missões como o CHEOPS e o PLATO, da ESA, ou o TESS, da NASA permitirão o estudo da relação massa-raio, que em conjunto com estudos da composição das atmosferas planetárias, com instrumentos como o ESPRESSO (VLT), o telescópio espacial James Webb (JWST) e o HIRES no ELT (ESO), irão estabelecer novas restrições aos processos de formação planetária.

O artigo “Observational evidence for two distinct giant planet populations” descrevendo o estudo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

O curioso caso do Cinturão de Kuiper deformado

De acordo com uma nova pesquisa das órbitas de planetas menores, um "objeto de massa planetária" desconhecido, ainda por identificar, pode esconder-se nos confins do nosso Sistema Solar.

© Heather Roper/LPL (ilustração do suposto objeto com órbita além de Plutão)

Este objeto será diferente e também muito mais próximo do denominado Planeta Nove, um planeta cuja existência ainda aguarda confirmação.

Os pesquisadores Kat Volk e Renu Malhotra, do Lunar and Planetary Laboratory (LPL) da Universidade do Arizona, apresentam evidências convincentes de um corpo planetário ainda por descobrir com uma massa entre a de Marte e a da Terra. A massa misteriosa revela a sua presença apenas pelo controle dos planos orbitais de uma população de rochas espaciais conhecidas como Kuiper Belt Objects (KBO), nos subúrbios gelados do Sistema Solar.

Enquanto a maioria dos KBOs, os detritos deixados para trás durante a formação do Sistema Solar, orbitam o Sol com inclinações orbitais que, em média, tendem para o plano invariável do Sistema Solar, os mais distantes objetos deste cinturão nãose orienta desta maneira. O seu plano médio, descobriram Volk e Malhotra, está inclinado para longe do plano invariável cerca de 8 graus. Logo, algo desconhecido está deformando o plano orbital médio do Sistema Solar mais exterior.

Segundo os cálculos dos psquisadores, será necessário algo com uma massa parecida à de Marte para explicar a deformação que foi medida.

O Cinturão de Kuiper situa-se além da órbita de Netuno e estende-se algumas centenas de UA (Unidades Astronômicas; 1 UA é a distância média entre a Terra o Sol, aproximadamente 150 milhões de quilômetros). Tal como o seu parente do Sistema Solar interno, o cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, o Cinturão de Kuiper abriga um vasto número de planetas menores, principalmente pequenos corpos gelados (os percursores dos cometas) e alguns planetas anões.

Para o estudo, Volk e Malhotra analisaram os ângulos de inclinação dos planos orbitais de mais de 600 objetos do Cinturão de Kuiper a fim de determinar a direção comum sobre a qual estes planetas orbitais realizam precessão, que refere-se à lenta oscilação na orientação de um objeto em rotação. ou seja, os KBOs operam de forma análoga a um pião.

Imagine muitos piões, e dá a cada um deles um ligeiro empurrão. Se fotografá-los, nota-se que os seus eixos de rotação estão em diferentes orientações mas, em média, estão apontando para o campo gravitacional local da Terra.

Espera-se que o ângulo de inclinação orbital de cada KBO esteja numa orientação diferente mas, em média, estão apontando perpendicularmente ao plano determinado pelo Sol e pelos planetas grandes. O plano orbital médio dos objetos no Sistema Solar exterior deveria parecer bastante plano após as 50 UA. Porém, descobriu-se que, das 50 para as 80 UA, o plano médio se afasta deste plano invariável. Há uma série de incertezas para a deformação medida, mas não há mais que 1 ou 2% de probabilidade de que esta deformação seja meramente um erro estatístico da limitada amostra observacional de KBOs.

De acordo com os cálculos, um objeto com a massa de Marte, orbitando a aproximadamente 60 UA do Sol, numa órbita inclinada cerca de 8 graus (em relação ao plano médio dos planetas conhecidos) tem influência gravitacional suficiente para deformar o plano orbital dos distantes KBOs até cerca de 10 UA para cada lado.

Os distantes KBOs observados estão concentrados num anel com mais ou menos de 30 UA de largura e seriam influenciados pela gravidade de um tal objeto de massa planetária ao longo do tempo.

Isto exclui a possibilidade do objeto postulado, neste caso, ser o hipotético Planeta Nove, cuja existência tem sido sugerida com base em outras observações. Este planeta tem uma massa prevista muito maior (cerca de 10 massas terrestres) e está muito mais distante, entre 500 e 700 UA. Este está demasiado longe para influenciar estes KBOs; deve estar muito mais perto das 100 UA para afetar substancialmente os KBOs a esta distância.

Dado que um planeta, por definição, tem que ter "limpo" a sua órbita de planetas menores como KBOs, os autores referem-se a esta massa hipotética como um objeto de massa planetária. Os dados também não excluem a possibilidade de que a deformação possa ser resultado da influência de mais do que um objeto de massa planetária.

Então porque é que ainda não foi encontardo? Muito provavelmente, dizem os pesquisadores, porque ainda não foi procurado em todo o céu em busca de objetos distantes do Sistema Solar. O lugar mais provável onde um objeto de massa planetária possa esconder-se é no plano Galáctico, uma área tão densamente populada com estrelas que os estudos do Sistema Solar tendem a evitá-la.

Uma possível alternativa a um objeto por descobrir, que poderá ter "agitado" o plano dos KBOs mais exteriores, é a passagem recente de uma estrela pelo Sistema Solar, dizem os autores.

"A probabilidade de não termos encontrado tal objeto, simplesmente devido às limitações dos levantamentos astronômicos, está estimada em aproximadamente 30%," esclarece Volk.

"Uma estrela passageira atrairia todos os 'piões' numa direção," realça Malhotra. "Assim que a estrela completa a sua visita pelo Sol, todos os KBOs voltariam a ter uma precessão parecida à do seu plano anterior. Isto exigiria uma passagem bastante próxima a mais ou menos 100 UA, e a deformação seria apagada em 10 milhões de anos, de modo que não consideramos este cenário como provável."

A oportunidade de a Humanidade vislumbrar este misterioso objeto pode vir em breve, assim que a construção do LSST (Large Synoptic Survey Telescope) seja concluída. Com "primeira luz" prevista para 2020, o instrumento realizará levantamentos sem precedentes e em tempo real do céu.

"Nós esperamos que o LSST eleve o número de KBOs observados, dos atualmente cerca de 2.000, para 40.000," diz Malhotra. "Existem muito mais KBOs lá fora, nós é que ainda não os vimos. Alguns estão muito distantes e são muito tênues até mesmo para o LSST, mas tendo em conta que o telescópio vai cobrir o céu de forma muito mais abrangente do que os levantamentos atuais, deverá ser capaz de detectar este objeto, caso realmente exista."

Um artigo será publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: University of Arizona

Júpiter é provavelmente o planeta mais antigo do Sistema Solar

Um grupo internacional de cientistas descobriu que Júpiter é o planeta mais antigo do nosso Sistema Solar.

© NASA (Júpiter)

Ao estudar isótopos de tungstênio e molibdênio em meteoritos ferrosos, a equipe constituída por cientistas do Lawrence Livermore National Laboratory, no estado norte-americano da Califórnia, e do Institut für Planetologie da University of Münster, Alemanha, descobriu que os meteoritos são compostos por dois reservatórios nebulosos, geneticamente distintos, que coexistiram, mas permaneceram separados entre 1 e 3-4 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.

"O mecanismo mais plausível para esta separação eficiente é a formação de Júpiter, abrindo um intervalo no disco de acreção e impedindo a troca de material entre os dois reservatórios," comenta Thomas Kruijer, do Lawrence Livermore National Laboratory. Anteriormente, Kruijer estava no Institut für Planetologie da University of Münster. "Júpiter é o planeta mais antigo do Sistema Solar e o seu núcleo sólido formou-se bem antes do gás da nebulosa solar se dissipar, o que é consistente com o modelo de acreção do núcleo para a formação do planeta gigante."

Júpiter é o planeta mais massivo do Sistema Solar e a sua presença teve um efeito imenso sobre a dinâmica do disco de acreção solar. A determinação da idade de Júpiter é fundamental para compreender como é que o Sistema Solar evoluiu em direção à sua arquitetura atual. Embora os modelos prevejam que Júpiter se tenha formado relativamente cedo, até agora, a sua formação nunca tinha sido datada.

Não exixtem amostras de Júpiter, em contraste com outros corpos como a Terra, Marte, a Lua e asteroides. Neste estudo foi utilizado análises isotópicas de meteoritos (que são derivados dos asteroides) que o núcleo sólido de Júpiter se formou apenas cerca de 1 milhão de anos após o início da história do Sistema Solar, tornando-o o planeta mais antigo. Através da sua rápida formação, Júpiter agiu como uma barreira efetiva contra o transporte interno de material no disco, potencialmente explicando porque é que o nosso Sistema Solar não possui nenhuma super-Terra (um exoplaneta com uma massa superior à da Terra).

A equipe descobriu que o núcleo de Júpiter cresceu até 20 massas terrestres em apenas 1 milhão de anos, seguido de um crescimento mais prolongado até 50 massas terrestres até pelo menos 3-4 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.

As teorias anteriores propuseram que os gigantes gasosos como Júpiter e Saturno envolviam o crescimento de grandes núcleos sólidos entre mais ou menos 10 a 20 massas terrestres, seguido da acumulação de gás sobre estes núcleos. Assim, a conclusão foi que os núcleos dos gigantes gasosos devem ter-se formado antes da dissipação da nebulosa solar, o disco circunstelar de gás e poeira que rodeava o jovem Sol, o que provavelmente ocorreu entre 1 e 10 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.

No trabalho, a equipe confirmou as teorias anteriores, mas foi capaz de datar Júpiter com muito maior precisão, até 1 milhão de anos usando as assinaturas isotópicas dos meteoritos. Embora esta rápida acreção dos núcleos tenha sido já modelada, não era possível datar a sua formação.

A maioria dos meteoritos deriva de pequenos corpos localizados no cinturão de asteroides principal entre Marte e Júpiter. Originalmente, estes corpos provavelmente formaram-se numa região muito maior de distâncias heliocêntricas, como sugerido pelas distintas composições químicas e isotópicas dos meteoritos e pelos modelos dinâmicos, indicando que a influência gravitacional dos gigantes gasosos levou à dispersão de corpos pequenos no cinturão de asteroides.

Um artigo foi publicado na revista Proceedings of the National Academy of Sciences.

Fonte: Lawrence Livermore National Laboratory