O que está por baixo das superfícies insípidas de Urano e Netuno?

Chuva de diamantes? Água superiônica?

© Quanta Magazine (vista interior de um planeta gigante gasoso)

Estas são apenas duas propostas que os cientistas planetários apresentaram para o que se encontra por baixo das espessas atmosferas azuladas de hidrogênio e hélio de Urano e Netuno, gigantes gelados do nosso Sistema Solar, mas superficialmente insípidos.

O cientista planetário Burkhard Militzer, da Universidade da Califórnia, em Berkeley, EUA, propõe agora uma teoria alternativa, que os interiores destes dois planetas são constituídos por camadas e que as duas camadas, tal como o azeite e a água, não se misturam. Esta configuração explica perfeitamente os incomuns campos magnéticos dos planetas e implica que as teorias prévias acerca dos interiores provavelmente não são verdadeiras.

Ele defende que existe um oceano profundo de água logo abaixo das camadas de nuvens e, por baixo, um fluido altamente comprimido de carbono, nitrogênio e hidrogênio. As simulações em computador mostram que, sob as temperaturas e pressões do interior dos planetas, uma combinação de água (H2O), metano (CH3) e amônia (NH3) se separaria naturalmente em duas camadas, principalmente porque o hidrogênio seria espremido do metano e da amônia que constituem grande parte do interior profundo. Estas camadas imiscíveis explicariam porque é que nem Urano nem Netuno têm um campo magnético como o da Terra. Esta foi uma das descobertas surpreendentes acerca dos gigantes gelados do nosso Sistema Solar feitas pela missão Voyager 2 no final da década de 1980.Os planetas do tamanho de Urano e Netuno, os chamados planetas subnetuno, estão entre os exoplanetas mais comuns descobertos até à data. 

À medida que um planeta arrefece da sua superfície para baixo, o material frio e mais denso afunda-se, enquanto as manchas de fluido mais quente sobem como água fervendo, um processo chamado convecção. Se o interior for condutor de eletricidade, uma camada espessa de material em convecção gerará um campo magnético dipolar semelhante ao de um ímã em barra. O campo dipolar da Terra, criado pelo seu núcleo externo de ferro líquido, produz um campo magnético que vai do polo norte ao polo sul e é a razão pela qual as bússolas apontam para os polos. 

Mas a Voyager 2 descobriu que nenhum dos dois gigantes de gelo tem este campo dipolar, apenas campos magnéticos desorganizados. Isto implica que não há movimento convectivo de material, numa camada espessa, no interior profundo dos planetas. Para explicar estas observações, dois grupos de pesquisa distintos propuseram, há mais de 20 anos, que os planetas devem ter camadas que não se podem misturar, impedindo assim a convecção em grande escala e um campo magnético dipolar global. A convecção numa das camadas poderia, no entanto, produzir um campo magnético desorganizado. 

Mas nenhum dos grupos conseguiu explicar de que eram feitas estas camadas que não se misturam. Há dez anos, Militzer tentou repetidamente resolver o problema, utilizando simulações em computador de cerca de 100 átomos com as proporções de carbono, oxigénio, nitrogênio e hidrogênio refletindo a composição conhecida dos elementos do Sistema Solar primitivo. Com as pressões e temperaturas previstas para os interiores dos planetas, 3,4 milhões de vezes a pressão atmosférica da Terra e 4750 K, respectivamente, não conseguiu encontrar uma forma de formar camadas. Porém, no ano passado, com a ajuda da aprendizagem de máquina, conseguiu executar um modelo que simulava o comportamento de 540 átomos e, para sua surpresa, descobriu que as camadas se formam naturalmente à medida que os átomos são aquecidos e comprimidos.

Nota-se que uma camada é rica em água e a outra é rica em carbono, e em Urano e Netuno, é o sistema rico em carbono que está por baixo. A parte pesada fica em baixo e a parte mais leve fica em cima e não pode fazer qualquer convecção. A quantidade de hidrogênio espremido aumenta com a pressão e a profundidade, formando uma camada estratificada estável de carbono, nitrogênio e hidrogênio, quase como um polímero plástico. Enquanto a camada superior, rica em água, provavelmente realiza convecção para produzir o campo magnético desorganizado observado, a camada mais profunda, estratificada e rica em hidrocarbonetos, não pode. Quando modelou a gravidade produzida por um Urano e por um Netuno em camadas, os campos gravitacionais coincidiram com os medidos pela Voyager 2 há quase 40 anos. 

Militzer prevê que por baixo da atmosfera de Urano, com quase 5 mil quilômetros de espessura, se encontre uma camada rica em água com cerca de 8 mil quilômetros de espessura e, por baixo desta, uma camada rica em hidrocarbonetos, também com cerca de 8 mil quilômetros de espessura. 

O seu núcleo rochoso tem aproximadamente o tamanho do planeta Mercúrio. Apesar de Netuno ser mais massivo do que Urano, é menor em diâmetro, com uma atmosfera mais fina, mas com camadas igualmente espessas, ricas em água e hidrocarbonetos. 

Uma missão proposta pela NASA a Urano poderia também fornecer uma confirmação, se a nave espacial tiver a bordo um gerador de imagens Doppler para medir as vibrações do planeta. Um planeta em camadas vibraria a frequências diferentes das de um planeta em convecção. O próximo projeto é utilizar o modelo computacional para calcular a diferença entre as vibrações dos planetas.

Um artigo foi publicado no periódico Proceedings of the National Academy of Sciences.

Fonte: University of California

Miranda, uma lua de Urano, pode ter um oceano sob a sua superfície

Um novo estudo sugere que a lua Miranda, de Urano, pode abrigar um oceano de água sob a sua superfície, uma descoberta que desafiaria muitas suposições sobre a história e sobre a composição da lua e poderia colocá-la na companhia dos poucos mundos do nosso Sistema Solar com ambientes potencialmente habitáveis.

© Voyager 2 (lua Miranda de Urano)

Entre as luas do Sistema Solar, Miranda destaca-se. As poucas imagens que a Voyager 2 captou em 1986 mostram que o hemisfério sul de Miranda (a única parte que vimos) é um terreno com sulcos, dividido por escarpas ásperas e áreas com crateras, como quadrados numa manta de retalhos. 

A maioria dos pesquisadores suspeita que estas estruturas bizarras são o resultado das forças de maré e do aquecimento no interior da lua. A equipe propôs-se explicar a enigmática geologia de Miranda através de engenharia reversa das características da superfície, trabalhando para trás para descobrir qual deve ter sido a estrutura interior da lua para moldar a sua geologia em resposta à força das marés. Depois de mapear as várias características da superfície, como fissuras, cristas e as coronas trapezoidais únicas de Miranda, foi desenvolvido um modelo de computador para testar várias estruturas possíveis do interior da lua, fazendo corresponder os padrões de tensão previstos à geologia real da superfície. 

A configuração que produziu a melhor correspondência entre os padrões de tensão previstos e as características superficiais observadas exigiu a existência de um vasto oceano sob a superfície gelada de Miranda há cerca de 100 a 500 milhões de anos. Este oceano subsuperficial tinha pelo menos 100 quilômetros de profundidade e estava escondido sob uma crosta gelada com uma espessura não superior a 30 quilômetros. Dado que Miranda tem um raio de apenas 235 quilômetros, o oceano teria preenchido quase metade do corpo da lua. 

O motivo para a criação deste oceano podem ser as forças de maré entre Miranda e as luas vizinhas. Estas atrações gravitacionais regulares podem ser amplificados por ressonâncias orbitais, uma configuração em que o período de cada lua em torno de um planeta é um número inteiro exato dos períodos das outras. As luas de Júpiter, Io e Europa, por exemplo, têm uma ressonância de 2:1: por cada duas órbitas que Io faz em torno de Júpiter, Europa faz exatamente uma, o que leva a forças de maré que são conhecidas por manter um oceano sob a superfície de Europa. Estas configurações orbitais e as forças de maré resultantes deformam as luas como bolas de borracha, levando ao atrito e ao calor que mantém os interiores quentes. Isto também cria tensões que racham a superfície, criando uma rica tapeçaria de características geológicas. 

Simulações numéricas sugeriram que Miranda e as suas luas vizinhas provavelmente tiveram uma ressonância deste tipo no passado, oferecendo um potencial mecanismo que poderia ter aquecido o interior de Miranda para produzir e manter um oceano subsuperficial. Num certo momento, o movimento orbital das luas dessincronizou-se, abrandando o processo de aquecimento, de modo que o interior da lua começou a arrefecer e a solidificar. 

Mas os pesquisadores acham que o interior de Miranda ainda não congelou completamente. Se o oceano tivesse congelado completamente teria se expandido e causado certas fissuras na superfície, que não existem. Isto sugere que Miranda ainda está arrefecendo, e pode ter ainda hoje um oceano sob a sua superfície. 

A lua Encélado de Saturno é agora um alvo principal na procura de vida para além da Terra. Miranda pode ser um caso semelhante. É comparável em tamanho e composição a Encélado e, de acordo com um estudo de 2023, pode estar liberando ativamente material para o espaço. Se tiver (ou tiver tido) um oceano, poderá ser um futuro alvo para estudar a habitabilidade e a vida.

Um artigo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal. 

Fonte: Johns Hopkins University

Óxidos de carbono na lua Ariel de Urano

A superfície da lua de Urano, Ariel, está coberta por uma quantidade significativa de dióxido de carbono gelado, especialmente no hemisfério que está sempre virado para o lado oposto à direção do movimento orbital da lua.

© Voyager 2 (Ariel, lua de Urano)

Este fato é surpreendente, porque mesmo nas regiões geladas do sistema uraniano, que está 20 vezes mais longe do Sol do que a Terra, o dióxido de carbono transforma-se rapidamente em gás e perde-se para o espaço. 

Os cientistas têm teorizado que algo está fornecendo dióxido de carbono à superfície de Ariel. Alguns defendem a ideia de que as interações entre a superfície da lua e as partículas carregadas na magnetosfera de Urano criam dióxido de carbono através de um processo chamado radiólise, no qual as moléculas são quebradas por radiação ionizante.

Mas um novo estudo faz pender a balança a favor de uma teoria alternativa, a de que o dióxido de carbono e outras moléculas estão emergindo do interior de Ariel, possivelmente até de um oceano líquido subsuperficial. 

Usando o telescópio espacial James Webb para recolher espectros químicos da lua e depois comparando-os com espectros de misturas químicas simuladas em laboratório, uma equipe de pesquisa liderada por Richard Cartwright do Laboratório de Física Aplicada Johns Hopkins em Laurel, no estado norte-americano de Maryland, descobriu que Ariel tem alguns dos depósitos mais ricos em dióxido de carbono do Sistema Solar, somando uma espessura estimada de 10 milímetros ou mais no hemisfério posterior da lua. 

Entre esses depósitos havia outra descoberta intrigante: os primeiros sinais claros de monóxido de carbono. Não deveria estar presente, pois é preciso descer até aos 30 K (-243º C) para que o monóxido de carbono fique estável. A temperatura da superfície de Ariel, entretanto, é em média cerca de 30º C mais quente. O monóxido de carbono teria de ser ativamente reabastecido. A radiólise pode ainda ser responsável por alguma dessa reposição.

Experiências laboratoriais mostraram que o bombardeamento por radiação da água gelada misturada com material rico em carbono pode produzir tanto dióxido de carbono como monóxido de carbono. Assim, a radiólise pode fornecer uma fonte de reabastecimento e explicar a abundância de ambas as moléculas no hemisfério posterior de Ariel. Mas permanecem muitas questões sobre a magnetosfera uraniana e sobre a extensão das suas interações com as outras luas do planeta. 

Mesmo durante o sobrevoo da Voyager 2 por Urano, há quase 40 anos, os cientistas suspeitavam que essas interações poderiam ser limitadas porque o eixo do campo magnético de Urano e o plano orbital das suas luas estão deslocados um do outro cerca de 58 graus. A Voyager 2 fotografou apenas cerca de 35% da superfície de Ariel durante o seu breve voo rasante.

Modelos recentes confirmam essa previsão. Ao invés, a maior parte dos óxidos de carbono pode ser proveniente de processos químicos que aconteceram (ou ainda estão acontecendo) num oceano de água por baixo da superfície gelada de Ariel, escapando através de fendas no exterior gelado da lua ou possivelmente através de plumas eruptivas. Além disso, as novas observações espectrais sugerem que a superfície de Ariel pode também abrigar minerais de carbonato, sais que só podem ser produzidos através da interação da água líquida com as rochas.

Com a superfície de Ariel coberta de desfiladeiros semelhantes a cortes, sulcos entrecruzados e manchas lisas que se pensa serem de erupções criovulcânicas, os pesquisadores já suspeitavam que a lua foi ou ainda pode ser ativa. Um estudo de 2023 sugeriu que Ariel e/ou a sua lua irmã, Miranda, podiam estar emitindo material para a magnetosfera de Urano, incluindo possivelmente através de plumas. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Johns Hopkins University

Encontradas novas luas em Urano e Netuno

A descoberta de três luas anteriormente desconhecidas de Urano e Netuno mostra que os gigantes gelados, como Júpiter e Saturno, têm famílias de luas distantes formadas pela fragmentação de objetos maiores capturados.

© NASA (Urano e Netuno)

Provavelmente há mais luas por aí, mas precisaríamos enviar uma sonda espacial para vê-las. Dezenas de luas foram descobertas em torno de Júpiter e Saturno nas últimas duas décadas. No entanto, desde 2003, nenhuma nova lua foi descoberta orbitando Urano, e apenas uma nova lua foi oficialmente adicionada para Netuno. 

As novas descobertas elevam o total para 28 para Urano e 16 para Netuno. Estas luas do Sistema Solar exterior são difíceis de encontrar, diz Scott Sheppard (Carnegie Science), porque estes objetos estão no limite da detectabilidade. 

Os cientistas planetários suspeitam que o Sistema Solar exterior pode ser a chave para a compreensão da sua formação e evolução inicial. Por causa disso, a pesquisa decenal divulgada no ano passado pela Academia Nacional de Ciências deu alta prioridade ao lançamento de uma grande missão em meados da década de 2030, chamada Urano Orbiter and Probe. 

O Minor Planet Center da União Astronômica Internacional anunciou as três novas luas em 23 de fevereiro: uma em torno de Urano e duas em torno de Netuno. São as luas mais fracas que os telescópios terrestres já encontraram orbitando os gigantes gelados. 

Aquela que orbita Urano, designada provisoriamente S/2023 U1, é a primeira lua nova descoberta orbitando o gigante gelado em mais de 20 anos. Com apenas 8 quilômetros de diâmetro, é provavelmente a menor lua conhecida do planeta. Tem uma órbita de 680 dias. Sheppard avistou S/2023 U1 pela primeira vez em 4 de novembro de 2023, com o telescópio Magalhães no Observatório Las Campanas, no Chile. Observações de acompanhamento em dezembro confirmaram sua órbita, o que por sua vez ajudou a identificar observações da Lua anteriormente não reconhecidas em 2021 com os telescópios Magalhães e Subaru no Havaí.

As duas novas luas que orbitam Netuno já haviam sido avistadas anteriormente, mas não foram observadas por tempo suficiente para calcular suas órbitas. Sheppard descobriu pela primeira vez o mais brilhante e maior em outubro de 2021 com o telescópio Magalhães, e colaborou em outras observações em 2022 e 2023. Depois de trabalhar com Marina Brozovic e Bob Jacobson (ambos no Laboratório de Propulsão a Jato da NASA) para calcular sua órbita, eles perceberam isso havia sido observado perto de Netuno duas décadas antes.

Designado provisoriamente como S/2002 N5, mede 23 quilômetros de diâmetro e demora nove anos a circundar Netuno. A lua netuniana menor, designada provisoriamente S/2021 N1, tem cerca de 14 km de diâmetro e leva quase 27 anos para orbitar Netuno, a órbita mais longa conhecida para qualquer lua planetária. Sheppard e colegas viram pela primeira vez a lua extremamente tênue com o telescópio Subaru em setembro de 2021. Para fazer as observações necessárias para calcular a órbita desta lua, adicionaram observações do Very Large Telescope (VLT) no Chile e do Gemini North Telescope no Havaí. 

Cada uma das três novas luas tem uma órbita que a agrupa com as órbitas de duas luas maiores. A recém-descoberta S/2023 U1 pertence a um grupo com duas luas maiores e mais conhecidas de Urano, Caliban e Stephano. Em Netuno, as órbitas de Psamathe e Neso são semelhantes às de S/2021 N1, e as órbitas de Sao e Laomedeia são semelhantes às de S/2002 N5. Esses agrupamentos são provavelmente famílias, formadas pelo desmembramento de um objeto maior capturado. 

Encontrar mais luas tão fracas e distantes será difícil. Para encontrar estes três, Sheppard teve que fazer uma série de exposições de cinco minutos para evitar que o movimento da Lua ficasse desfocado em imagens individuais. Sequências de imagens foram tiradas durante um período de até quatro horas, quando as luas permaneciam altas o suficiente no céu para uma boa visualização. Ele também precisava coletar dados durante uma série de noites e, em seguida, empilhar as exposições cuidadosamente para obter imagens profundas o suficiente para mostrar a lua. Esta técnica é poderosa, mas com objetos tão tênues requer muito tempo nos maiores telescópios do mundo. O Urano Orbiter and Probe ofereceria a oportunidade de chegar perto de objetos que são apenas pontos fracos no céu para os maiores e melhores telescópios da Terra. 

Fonte: Sky & Telscope

A primeira observação de um ciclone polar em Urano

Pela primeira vez, os cientistas da NASA têm fortes indícios da existência de um ciclone polar em Urano.

© JPL-Caltech / VLA (ciclone polar em Urano)

A imagem mostra o ciclone polar em Urano através de observações de micro-ondas, visto aqui como um ponto de cor clara à direita do centro em cada imagem do planeta. As imagens utilizam as bandas de comprimento de onda K, Ka e Q, a partir da esquerda.

Ao examinarem as ondas de rádio emitidas pelo gigante gelado, detectaram o fenômeno no polo norte do planeta. As descobertas confirmam uma verdade geral sobre todos os planetas com atmosferas substanciais no nosso Sistema Solar: quer os planetas sejam compostos principalmente por rocha ou gás, as suas atmosferas mostram sinais de um vórtice rodopiante nos polos. 

Há muito que os cientistas sabem que o polo sul de Urano tem uma característica rodopiante. As imagens da Voyager 2 da NASA, do topo das nuvens de metano, mostraram que os ventos no centro polar giravam mais depressa do que no resto do polo. As medições infravermelhas da Voyager não observaram alterações de temperatura, mas as novas descobertas confirmaram. 

Utilizando as enormes antenas do VLA (Very Large Array), os pesquisadores espreitaram por baixo das nuvens do gigante gelado, determinando que o ar que circula no polo norte parece ser mais quente e mais seco, as características de um ciclone forte. Recolhidas em 2015, 2021 e 2022, as observações são as mais profundas da atmosfera de Urano.

O planeta Urano está se mostrando mais hoje em dia, graças à posição do planeta na sua órbita. É uma longa viagem em volta do Sol para este planeta exterior, que demora 84 anos para efetuar uma volta completa, e nas últimas décadas os polos não estavam apontados para a Terra. Desde 2015, os cientistas têm tido uma melhor visão e têm sido capazes de olhar mais profundamente para a atmosfera polar. 

O ciclone de Urano, de forma compacta e com ar quente e seco no seu núcleo, é muito semelhante aos observados pela Cassini da NASA em Saturno. Com as novas descobertas, foram agora identificados ciclones (que giram na mesma direção da rotação do planeta) ou anticiclones (que giram na direção oposta) nos polos de todos os planetas do nosso Sistema Solar, à exceção de Mercúrio, que não tem uma atmosfera substancial. Mas, ao contrário dos furacões na Terra, os ciclones em Urano e em Saturno não se formam sobre a água (nenhum dos dois parece ter água líquida) e não andam à deriva; ficam bloqueados nos polos. 

Os cientistas vão estar atentos para ver como este recém-descoberto ciclone em Urano evolui nos próximos anos. Será que o núcleo quente que foi observado representa a mesma circulação de alta velocidade vista pela Voyager? Ou existem ciclones empilhados na atmosfera de Urano? 

O Levantamento Decenal de Ciência Planetária e Astrobiologia das Academias Nacionais de Ciência dos EUA deu prioridade à exploração de Urano. Em preparação para essa missão, os cientistas planetários estão concentrados em reforçar os seus conhecimentos sobre o sistema do misterioso gigante gelado. 

Um artigo foi publicado no periódico Geophysical Research Letters. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Um novo estudo das grandes luas de Urano mostra que podem conter água

Uma reanálise de dados da nave espacial Voyager da NASA, juntamente com novos modelos computacionais, levou os cientistas a concluir que quatro das maiores luas de Urano contêm provavelmente uma camada oceânica entre os seus núcleos e as crostas geladas.

© Hubble (Urano com seus 4 anéis principais e 10 das suas luas)

O seu estudo é o primeiro a detalhar a evolução da composição e estrutura do interior das cinco grandes luas: Ariel, Umbriel, Titânia, Oberon e Miranda. O trabalho sugere que quatro das luas têm oceanos que podem ter dezenas de quilômetros de profundidade. 

No total, pelo menos 27 luas orbitam Urano, sendo que as quatro maiores vão de Ariel, com 1.160 km de diâmetro, até Titânia, com 1.580 quilômetros de diâmetro. Os cientistas há muito que pensam que Titânia, dada a sua dimensão, teria maior probabilidade de reter calor interno provocado pelo decaimento radioativo. As outras luas eram anteriormente consideradas demasiado pequenas para reter o calor necessário para evitar que um oceano interno congelasse, especialmente porque o aquecimento criado pela atração gravitacional de Urano é apenas uma pequena fonte de calor. 

O Levantamento Decenal de Ciência Planetária e Astrobiologia das Academias Nacionais de Ciência dos EUA deu prioridade à exploração de Urano. Em preparação para essa missão, os cientistas planetários estão se concentrando no gigante gelado para reforçar os seus conhecimentos sobre o misterioso sistema de Urano. O novo trabalho tem o potencial de informar como uma futura missão poderá explorar as luas. Quando se trata de corpos pequenos os cientistas planetários já encontraram evidências da existência de oceanos em vários locais improváveis, incluindo os planetas anões Ceres e Plutão, e a lua de Saturno, Mimas. 

O estudo revisitou as descobertas da Voyager 2 da NASA, que passou por Urano na década de 1980, e de observações terrestres. Os autores construíram modelos de computador com descobertas adicionais das sondas Galileo, Cassini, Dawn e New Horizons da NASA (cada uma das quais descobriu mundos oceânicos), incluindo conhecimentos sobre a química e a geologia da lua de Saturno, Encélado, de Ceres, de Plutão e da sua lua Caronte, todos corpos gelados com aproximadamente o mesmo tamanho das luas uranianas.

Os pesquisadores usaram esses modelos para avaliar o grau de porosidade das superfícies das luas uranianas, descobrindo que são provavelmente suficientemente isoladas para reter o calor interno que seria necessário para abrigar um oceano subterrâneo. Além disso, encontraram o que poderia ser uma potencial fonte de calor nos mantos rochosos das luas, que liberam líquido quente e ajudariam um oceano a manter um ambiente quente, um cenário que é especialmente provável para Titânia e Oberon, onde os oceanos podem até ser suficientemente quentes para potencialmente suportar a habitabilidade.

Ao investigar a composição dos oceanos, os cientistas podem aprender mais sobre os materiais que também podem ser encontrados nas superfícies geladas das luas, dependendo se as substâncias que se encontram por baixo foram empurradas para cima pela atividade geológica. Os telescópios mostram que pelo menos uma das luas, Ariel, tem material que fluiu para a sua superfície, talvez a partir de vulcões gelados, há relativamente pouco tempo. De fato, Miranda, a quinta maior e a mais interior das grandes luas de Urano, tem características na sua superfície que parecem ser de origem recente, sugerindo que pode ter mantido calor suficiente para sustentar um oceano em algum momento da sua história. Os recentes modelos térmicos concluíram que é pouco provável que Miranda tenha retido água durante muito tempo; perde calor demasiado depressa e provavelmente está agora gelada. 

Mas o calor interno não seria o único fator que contribuiria para o oceano subsuperficial de uma lua. Uma descoberta importante do estudo sugere que os cloretos, bem como o amoníaco, são provavelmente abundantes nos oceanos das maiores luas de Urano. Há muito que se sabe que o amoníaco atua como anticongelante. Além disso, a modelagem sugere que os sais provavelmente presentes na água seriam outra fonte de anticongelante, mantendo os oceanos internos dos corpos. 

A pesquisa sobre o que se encontra por baixo e à superfície dessas luas ajudará os cientistas a escolherem os melhores instrumentos científicos para as examinar. Por exemplo, determinar que o amoníaco e os cloretos podem estar presentes significa que os espectrômetros, que detectam os compostos através da sua luz refletida, terão de utilizar uma gama de comprimentos de onda que abranja ambos os tipos de compostos. Da mesma forma, podem usar esse conhecimento para conceber instrumentos que possam sondar o interior profundo em busca de líquido.

A procura de correntes elétricas que contribuam para o campo magnético de uma lua é geralmente a melhor forma de encontrar um oceano profundo, como fizeram os cientistas da missão Galileo na lua de Júpiter, Europa. No entanto, a água fria nos oceanos interiores de luas como Ariel e Umbriel poderia tornar esses oceanos menos capazes de transportar essas correntes elétricas e representaria um novo tipo de desafio para os cientistas que trabalham para descobrir o que está por baixo.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Uma nova teoria explica o motivo de Urano girar de lado

Um dos fenômenos mais bizarros do nosso sistema solar é a maneira estranha como Urano gira de lado. Isso é um quebra-cabeça porque todos os outros planetas giram na vertical.

© Gerhald (lua migratória deslocou o eixo de rotação de Urano)

O que poderia ter acontecido para tornar Urano tão diferente, particularmente de seu vizinho Netuno, que se formou aproximadamente ao mesmo tempo em circunstâncias semelhantes? O pensamento convencional sustenta que logo após a formação do Sistema Solar, Urano foi impactado por uma série de colisões com alguns dos numerosos planetesimais que varreram a região naquela época. O problema com essa teoria é que Netuno sobreviveu ileso às mesmas condições. Isso sugere que algum outro processo foi responsável pelo comportamento bizarro de Urano. 

Mas o que poderia ser? Agora temos uma resposta potencial graças ao trabalho de Melaine Saillenfest, do Observatório de Paris, na França, e colegas, que pensam que Urano poderia ter se inclinado de outra maneira. Eles dizem que a inclinação pode ser explicada se Urano já teve um grande satélite antigo cuja órbita interagiu gravitacionalmente com a própria rotação do planeta de uma maneira que o virou lentamente de lado. 

Os astrônomos há muito perceberam que a relação gravitacional entre planetas e seus satélites pode ser complexa e duradoura. De fato, pequenos satélites podem ter um impacto significativo em seus hospedeiros maiores por seus repetidos empurrões gravitacionais enquanto orbitam. Quando os empurrões ocorrem em uma frequência que ressoa com uma propriedade do planeta hospedeiro, os efeitos podem ser significativamente ampliados, particularmente quando o satélite está se afastando lentamente de seu hospedeiro. 

Nota-se que a Lua está migrando lentamente para longe da Terra a uma taxa de cerca de 3,8 centímetros por ano. Mas observações recentes revelaram que os satélites em torno de Júpiter e Saturno também estão migrando. Nessas condições, os empurrões gravitacionais de um grande satélite podem ter ressoado com a precessão do eixo de rotação de Urano, fazendo com que o planeta se inclinasse gradualmente para o lado. 

A equipe simulou o processo com Urano para determinar as condições sob as quais isso poderia ter ocorrido. Acontece que um satélite com apenas um milésimo da massa de Urano poderia ter inclinado o planeta enquanto migrava para uma distância de cerca de 10 vezes o raio de Urano. Para atingir a inclinação em menos do que a idade do sistema solar, a taxa média de deriva do satélite deve ser comparável à atual expansão orbital da Lua.

As simulações da equipe mostram que, uma vez que o planeta se inclina além de 80 graus, seu comportamento e a órbita do satélite se tornam caóticos e imprevisíveis a ponto de o satélite poder colidir com Urano. No entanto, quando isso acontece, o comportamento de Urano se estabiliza e seu giro fica travado nesse ângulo inclinado altamente incomum. Surpreendentemente, Urano hoje não tem um grande satélite, ao contrário de Netuno, que tem Tritão, Saturno, que tem Titã, e Júpiter, que tem Ganimedes e outros.

Essa é a primeira vez que um único mecanismo é capaz de inclinar Urano e fossilizar seu eixo de rotação em seu estado final sem invocar um impacto gigante ou outros fenômenos externos. As condições necessárias para a inclinação parecem amplamente realistas, mas resta determinar se Urano poderia ter hospedado um grande satélite primordial sujeito a uma migração substancial de maré. 

Uma coisa que pode ajudar a entender esse cenário é uma melhor compreensão da migração dos satélites de Urano hoje, bem como suas outras propriedades. Para Saturno e Júpiter, muitos desses detalhes tiveram que esperar a visita de várias sondas em órbita, como Galileu, Juno e Cassini. Apenas uma nave espacial fez a jornada solitária para Urano. A Voyager 2 passou em janeiro de 1986 ao sair do Sistema Solar.

E embora várias agências espaciais tenham planos de enviar um orbitador, nenhuma missão foi aprovada. Até que sejam, os astrônomos terão que se contentar com as observações cada vez mais detalhadas da Terra e do telescópio espacial James Webb.

Fonte: Astronomy

A diferença de cores entre Urano e Netuno

Os astrônomos pensam agora saber porque é que Urano e Netuno têm cores diferentes. Usando observações do telescópio espacial Hubble, bem como do telescópio Gemini North e do IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, os pesquisadores desenvolveram um modelo atmosférico único que corresponde às observações de ambos os planetas.

© NASA/ESA (Urano e Netuno)

O telescópio espacial Hubble mostra, na imagem à esquerda, em 25 de outubro de 2021, o brilhante "capô" polar no norte do planeta Urano. E na imagem à direita, obtida dia 7 de setembro de 2021, o telescópio espacial Hubble mostra Netuno com o hemisfério norte escurecido.

O modelo revela que o excesso de neblina em Urano acumula-se na atmosfera estagnada e faz com que pareça ter um tom mais leve do que Netuno. Os planetas Netuno e Urano têm muito em comum, possuem massas, tamanhos e composições atmosféricas semelhantes, mas as suas aparências são notavelmente diferentes.

Em comprimentos de onda visíveis, Netuno tem um tom azul rico e profundo, enquanto Urano tem um tom ciano nitidamente pálido. Os astrônomos têm agora uma explicação para o fato de os dois planetas terem cores diferentes. Novas observações sugerem que uma camada de neblina concentrada, presente em ambos os planetas, é mais espessa em Urano do que em Netuno e, portanto, "branqueia" a aparência de Urano mais do que a de Netuno. Se não houvesse névoa nas atmosferas de Netuno e Urano, ambos seriam quase igualmente azuis como resultado da luz azul espalhada nas suas atmosferas.

As cores vermelhas da luz do Sol, espalhadas pela neblina e pelas moléculas de ar, são mais absorvidas pelas moléculas de metano nas atmosferas dos planetas. Este processo, conhecido como dispersão de Rayleigh, é o que torna o céu azul aqui na Terra, embora na nossa atmosfera a luz solar seja na sua maioria dispersa por moléculas de nitrogênio em vez de moléculas de hidrogênio. A dispersão de Rayleigh ocorre predominantemente em comprimentos de onda mais curtos e azuis.

Esta conclusão provém de um modelo que uma equipe internacional liderada por Patrick Irwin, professor de física planetária na Universidade de Oxford, desenvolveu para descrever as camadas de aerossol nas atmosferas de Netuno e Urano.

Pesquisas anteriores das atmosferas superiores destes planetas focaram-se na aparência da atmosfera apenas em comprimentos de onda específicos. No entanto, este novo modelo consiste em múltiplas camadas atmosféricas e corresponde a observações de ambos os planetas através de uma vasta gama de comprimentos de onda. O novo modelo também inclui partículas de neblina dentro de camadas mais profundas que anteriormente se pensava conterem apenas nuvens geladas de metano e sulfureto de hidrogênio.

O modelo consiste em três camadas de aerossóis em diferentes alturas. A camada chave que afeta as cores é a camada intermediária, que é uma camada de partículas de névoa que é mais espessa em Urano do que em Netuno. A equipa suspeita que, em ambos os planetas, o metano gelado condensa-se nas partículas desta camada, puxando as partículas mais para dentro da atmosfera numa chuva de neve de metano. Dado que Netuno tem uma atmosfera mais ativa e turbulenta do que Urano, é possível que a atmosfera de Netuno é mais eficiente em agitar as partículas de metano para a camada de neblina e a produzir esta neve. Isto remove mais da névoa e mantém a camada de névoa de Netuno mais fina do que em Urano, com o resultado de que a cor azul de Netuno parece mais forte.

O telescópio espacial Hubble fornece excelentes vistas das distintas tempestades atmosféricas partilhadas pelos dois planetas conhecidas como "manchas escuras", que são conhecidas há muitos anos. Não se sabia exatamente que camadas atmosféricas eram perturbadas pelas manchas escuras para as tornar visíveis ao Hubble. O modelo produzido pela equipe explica o que dá uma aparência escura às manchas e porque são mais facilmente detectáveis em Urano em comparação com Netuno. Os pesquisadores pensavam que um escurecimento dos aerossóis na camada mais profunda do seu modelo produziria manchas escuras semelhantes às vistas em Netuno e talvez em Urano.

Um artigo foi publicado na revista Journal of Geophysical Research: Planets.

Fonte: ESA

Descobertos raios X em Urano

Os astrônomos detectaram raios X em Urano pela primeira vez, usando o observatório de raios X Chandra da NASA.

© Chandra/W. M. Keck (Urano)

Este resultado pode ajudar os cientistas a aprender mais sobre este enigmático planeta gigante de gelo no nosso Sistema Solar.

Urano é o sétimo planeta a contar do Sol e tem dois conjuntos de anéis em torno do seu equador. O planeta, que tem quatro vezes o diâmetro da Terra, gira de lado, o que o torna diferente de todos os outros planetas do Sistema Solar.

Dado que a Voyager 2 foi a única nave espacial a passar por Urano, os astrônomos atualmente contam com telescópios muito mais próximos da Terra, como o Chandra e o telescópio espacial Hubble, para aprender mais sobre este planeta frio e distante que é composto quase inteiramente por hidrogênio e hélio. 

No novo estudo, os pesquisadores usaram observações do Chandra feitas em 2002 e novamente em 2017. Viram uma detecção clara de raios X na primeira observação, apenas analisada recentemente, e um possível surto de raios X naquelas obtidas quinze anos depois. 

A imagem mostra uma exposição de Urano pelo Chandra, obtida em 2002 (em cor-de-rosa) sobreposta a uma fotografia óptica do Telescópio Keck-I obtida num estudo separado em 2004. Esta última mostra o planeta aproximadamente na mesma direção em que estava durante as mesmas observações do Chandra em 2002. 

O que pode fazer com que Urano emita raios X? É devido principalmente ao Sol. Os astrônomos observaram que tanto Júpiter quanto Saturno espalham os raios X emitidos pelo Sol, de forma semelhante ao modo como a atmosfera da Terra espalha a luz do Sol.

Embora inicialmente esperava-se que a maioria dos raios X detectados em Urano também fossem da dispersão, existem pistas tentadoras de que pelo menos uma outra fonte de raios X está presente. Se mais observações confirmarem isto, podem ter implicações intrigantes para a compreensão de Urano. 

Uma possibilidade é que os próprios anéis de Urano estão a produzindo raios X, o que é o caso dos anéis de Saturno. Urano é cercado por partículas carregadas, como elétrons e prótons no seu ambiente espacial próximo. Se estas partículas energéticas colidirem com os anéis, podem fazer com que eles brilhem em raios X. Outra possibilidade é que pelo menos alguns dos raios X venham de auroras em Urano, um fenômeno que já foi observado neste planeta em outros comprimentos de onda.

Na Terra, podemos ver espetáculos coloridos de luz no céu chamadas auroras, que ocorrem quando partículas altamente energéticas interagem com a atmosfera. Os raios X são emitidos nas auroras da Terra, produzidos por elétrons energéticos depois de viajarem pelas linhas do campo magnético do planeta até aos seus polos e diminuem de velocidade graças à atmosfera. 

O planeta Júpiter também tem auroras. Os raios X das auroras em Júpiter vêm de duas fontes: elétrons que viajam pelas linhas do campo magnético, como na Terra, e átomos e moléculas carregadas positivamente que precipitam nas regiões polares de Júpiter. 

No entanto, os cientistas têm menos certeza sobre o que causa as auroras em Urano. As observações do Chandra podem ajudar a descobrir este mistério. Urano é um alvo especialmente interessante para observações em raios X por causa das orientações incomuns do seu eixo de rotação e do seu campo magnético. Embora os eixos de rotação e o campo magnético dos outros planetas do Sistema Solar sejam quase perpendiculares ao plano da sua órbita, o eixo de rotação de Urano é quase paralelo ao seu percurso em torno do Sol. 

Além disso, apesar de Urano estar inclinado de lado, o seu campo magnético tem uma inclinação diferente e parece estar deslocado do centro do planeta. Isto pode fazer com que as suas auroras sejam extraordinariamente complexas e variáveis. A determinação das fontes dos raios X de Urano pode ajudar os astrônomos a melhor entender como objetos mais exóticos no espaço, sejam buracos negros em crescimento ou estrelas de nêutrons, emitem raios X.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Anéis de Urano "brilham" em luz fria

Os anéis de Urano são invisíveis para todos, menos para os maiores telescópios, que só foram descobertos em 1977, e destacam-se como surpreendentemente brilhantes em novas imagens térmicas do planeta obtidas por dois grandes telescópios no Chile.

© NRAO (ilustração do planeta Urano e do seu sistema de anéis escuros)

O brilho térmico abre outra janela para os anéis, que foram apenas observados porque refletem um pouco de luz no visível e no infravermelho próximo. As novas imagens obtidas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e pelo VLT (Very Large Telescope) permitiu medir, pela primeira vez, a temperatura dos anéis: uns frios 77 Kelvin (-196,15º C), a temperatura de ebulição do nitrogênio líquido.

As observações também confirmam que o anel mais brilhante e denso de Urano, chamado anel épsilon, difere dos outros sistemas de anéis conhecidos dentro do nosso Sistema Solar, em particular dos anéis espetacularmente bonitos de Saturno.

"Os anéis de Saturno, principalmente de gelo, são brilhantes, largos e as suas partículas têm vários tamanhos, desde tamanhos microscópicos no anel D, o mais interno, até dezenas de metros nos anéis principais," disse Imke de Pater, professora de astronomia na Universidade da Califórnia em Berkeley, EUA.

Em comparação, os anéis de Júpiter contêm principalmente partículas de tamanho micrométrico. Os anéis de Netuno são na sua maioria poeira e até mesmo Urano tem camadas largas de poeira entre os anéis estreitos principais.

Os anéis podem ser antigos asteroides capturados pela gravidade do planeta, remanescentes de luas que colidiram umas com as outras e se fragmentaram, restos de luas dilaceradas quando passaram demasiado perto de Urano, ou detritos remanescentes do tempo de formação há 4,5 bilhões de anos.

Os anéis de Urano são composicionalmente diferentes do anel principal de Saturno, no sentido que no visível e no infravermelho, o albedo é muito mais baixo: são realmente escuros, como carvão. São também extremamente estreitos em comparação com os anéis de Saturno. O mais largo, o anel épsilon, varia de 20 a 100 quilômetros de largura, enquanto os de Saturno têm centenas ou dezenas de milhares de quilômetros de largura.

© ALMA (composição da atmosfera e dos anéis de Urano)

A imagem acima mostra a atmosfera e os anéis de Urano no rádio, obtida pelo ALMA em dezembro de 2017. As bandas escuras na atmosfera de Urano, nestes comprimentos de onda, mostram a presença de moléculas que absorvem ondas de rádio, em particular o gás sulfato de hidrogênio (H₂S), e as regiões brilhantes como na mancha polar norte contêm muito poucas quantidades destas moléculas.

A ausência de partículas de poeira de tamanho microscópico, nos anéis principais de Urano, foi observada pela primeira vez quando a Voyager 2 passou pelo planeta em 1986 e os fotografou. No entanto, a sonda foi incapaz de medir a temperatura dos anéis.

Até à data, os astrônomos contaram um total de 13 anéis ao redor do planeta, com algumas faixas de poeira entre os anéis. Os anéis diferem de outras maneiras dos de Saturno.

Ambas as observações do VLT e do ALMA foram projetadas para explorar a estrutura de temperatura da atmosfera de Urano, com o VLT sondando comprimentos de onda mais curtos do que o ALMA.

Isto representa uma oportunidade excitante para o telescópio espacial James Webb, que será capaz de fornecer restrições espectroscópicas bastante melhores dos anéis de Urano ao longo da próxima década.

Os novos dados foram publicados na revista The Astronomical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Colisão cataclísmica moldou a evolução de Urano

De acordo com uma nova pesquisa, Urano foi atingido por um objeto massivo com aproximadamente o dobro do tamanho da Terra, o que provocou a inclinação do planeta e poderia explicar as suas baixíssimas temperaturas.

© Observatório W. M. Keck (Urano)

Astrônomos da Universidade de Durham lideraram uma equipe internacional de especialistas na pesquisa de como Urano ficou inclinado de lado e que consequências teria um gigantesco impacto na evolução do planeta.

A equipe realizou as primeiras simulações de computador de alta resolução de diferentes colisões massivas com o gigante gelado a fim de tentar descobrir como o planeta evoluiu.

A pesquisa confirma um estudo anterior que afirmou que a inclinação de Urano foi provocada por uma colisão com um objeto massivo, provavelmente um jovem protoplaneta feito de rocha e gelo, durante a formação do Sistema Solar há cerca de 4 bilhões de anos.

As simulações também sugeriram que os detritos do objeto impactante poderiam ter formado uma fina concha perto da camada gelada do planeta e ter prendido o calor emanado do núcleo de Urano. O aprisionamento deste calor interno poderia em parte ajudar a explicar a temperatura extremamente baixa da atmosfera exterior de Urano, cerca de -216º C.

O autor principal, Jacob Kegerreis, pesquisador de doutoramento do Instituto de Cosmologia Computacional da Universidade de Durham, disse: "Urano gira de lado, o seu eixo aponta quase em ângulo reto em relação a todos os outros planetas do Sistema Solar. Isto quase certamente foi provocado por um impacto gigante, mas sabemos muito pouco sobre como isto realmente aconteceu e de que outras formas um evento tão violento afetou o planeta."

"Corremos mais de 50 cenários diferentes para o impacto, usando um supercomputador para ver se podíamos recriar as condições que moldaram a evolução do planeta. As nossas descobertas confirmam que o resultado mais provável foi que o jovem Urano esteve envolvido numa colisão cataclísmica com um objeto duas vezes mais massivo que a Terra, se não maior, colocando-o de lado e definindo os eventos que ajudaram a formar o planeta que vemos hoje."

Havia dúvidas sobre como Urano conseguiu manter a sua atmosfera durante a violenta colisão, que a poderia ter expelido para o espaço.

De acordo com as simulações, isto pode muito provavelmente ser explicado pelo objeto que "raspou" o planeta durante a colisão, que foi forte o suficiente para afetar a inclinação de Urano, mas o planeta foi capaz de reter a maioria da sua atmosfera.

A pesquisa também poderá ajudar a explicar a formação dos anéis e luas de Urano, com as simulações sugerindo que o impacto poderia ter lançado rochas e gelos para órbita em torno do planeta. Estas rochas e gelos podem ter-se agrupado para formar os satélites interiores do planeta e talvez alterado a rotação de quaisquer luas pré-existentes já em órbita de Urano.

As simulações mostram que o impacto pode ter derretido gelo e pedaços de rocha dentro do planeta. Isto pode ajudar a explicar o campo magnético inclinado e fora do centro de Urano.

Urano é semelhante ao tipo mais comum de exoplanetas – planetas localizados além do nosso Sistema Solar - e os pesquisadores esperam que as suas descobertas ajudem a explicar como estes planetas evoluíram e a entender mais sobre a sua composição química.

"Todas as evidências apontam para que os impactos gigantescos tenham sido frequentes durante a formação planetária, e com este tipo de pesquisa estamos agora obtendo mais informações sobre os seus efeitos em potencialmente habitáveis," disse o Dr. Luis Teodoro, do Centro de Pesquisa Ames da NASA.

Os achados foram publicados no peródico The Astrophysical Journal.

Fonte: Durham University