domingo, 29 de abril de 2012

Descobertas espirais e padrões poligonais na região de Athabasca Valles, em Marte

Andrew Ryan, doutorando da Arizona State University, realizou uma descoberta surpreendente em imagens da superfície de Marte obtidas pela câmara HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter. Em Cerberus Palus, uma planície situada a sudoeste de Athabasca Valles, Ryan identificou 269 espirais sobrepostas numa superfície adornada com padrões poligonais, uma morfologia que denuncia a origem vulcânica desta região.

Espirais sobre padrões poligonais fotografados em Cerberus Palus pela câmara HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.

Imagem de contexto mostrando a paisagem típica de Cerberus Palus. São visíveis duas crateras sobrepostas a grandes fracturas entre placas de terreno aparentemente deslocadas da sua posição inicial. A superfície retratada na imagem de cima situa-se no extremo norte da cratera de pedestal, junto à margem sul de uma das fracturas (rectângulo branco).
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.

Os padrões poligonais são muito comuns na superfície de Marte e podem ser formados em fluxos de lava ou em regolito com grandes quantidades de gelo subsuperficial. A densidade de crateras na região de Athabasca Valles sugere que toda a superfície se formou há apenas 200 milhões de anos, pelo que a sua localização junto ao equador exclui a presença de quantidades apreciáveis de gelo no subsolo desde a sua formação. Athabasca Valles estende-se por cerca de 300 km desde Cerberus Fossae, um conjunto de fissuras dispostas a nordeste, numa orientação perpendicular ao vale. Alguns investigadores sugerem que toda a região foi coberta por grandes volumes de lava provenientes de uma das fissuras de Cerberus Fossae, pelo que os padrões poligonais de Cerberus Palus deverão ser de origem vulcânica.
A descoberta das espirais sobre os padrões poligonais de Cerberus Palus vem dar mais consistência à hipótese destes terrenos terem tido origem em fenómenos vulcânicos. Na Terra, as espirais de lava formam-se em fluxos de lava activos ou estagnados, ou em lagos de lava. A maioria é gerada em zonas de fluxo lento (como, por exemplo, as margens de pequenos canais) pela acção de um fenómeno conhecido por instabilidade de Kelvin-Helmholtz.

Espiral de lava no vulcão Kilauea, no Hawaii.
Crédito: USGS.

As espirais de Cerberus Palus (pormenor da primeira imagem).
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.

Geralmente, as espirais de lava terrestres não ultrapassam os 10 metros de diâmetro, porém as suas congéneres marcianas são significativamente maiores. Ryan e o seu orientador Philip Christensen identificaram espirais com diâmetros compreendidos entre os 5 e os 30 metros.
Podem ler mais pormenores desta descoberta no artigo publicado na quinta-feira passada na revista Science (clicar aqui).

sábado, 28 de abril de 2012

Outer Space - Saturno e Júpiter num espectacular vídeo

Sander van den Berg reuniu magníficas sequências de imagens obtidas em Saturno e Júpiter pelas missões Voyager e Cassini para criar este espectacular vídeo. Vejam:

terça-feira, 24 de abril de 2012

Cassini observa hordas de pequenos objectos criando trilhos no anel F de Saturno

Imagens obtidas pelas sonda Cassini permitiram aos cientistas identificar uma nova população de pequenos objectos arrastando periodicamente trilhos brilhantes de partículas do anel F de Saturno. Denominadas mini-jactos pelos investigadores, estas curiosas estruturas providenciam uma nova compreensão dos intrincados movimentos do anel F.

Imagens obtidas pela sonda Cassini entre 2005 e 2008, mostrando trilhos de partículas arrastados da estrutura do anel F por pequenos objectos com 1 km de diâmetro. O maior dos trilhos representados nestas imagens tem cerca de 207 km de comprimento. Os cientistas identificaram mais de 500 estruturas semelhantes em mais de 20 mil imagens obtidas pela Cassini entre 2004 e 2011.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

Descoberto em 1979 pela equipa de imagem da missão Pioneer 11, o anel F é uma das estruturas mais dinâmicas de todo o sistema saturniano. Com apenas algumas centenas de quilómetros de largura, a integridade do anel F é assegurada pelas duas pequenas luas pastoras Prometeu e Pandora.
Imagens obtidas pela sonda Cassini têm desvendado uma curiosa relação entre o anel F e a sua lua pastora mais interior, a lua Prometeu. A cada apoapse, Prometeu aproxima-se o suficiente do anel para interagir fortemente com a sua estrutura e remover parte do seu material, criando torções, entalhes e pequenos aglomerados de partículas a cada passagem. Até agora, os cientistas desconheciam o destino destes frágeis aglomerados após a sua formação. Muitos são certamente destruídos por colisões e pela força de maré gerada por Saturno e pelas outras luas à medida que evoluem nas suas respectivas órbitas, mas agora os cientistas têm as evidências necessárias para concluir que alguns dos mais pequenos sobrevivem tempo suficiente para colidirem eles próprios com o anel.

Interacções gravitacionais entre Prometeu e material do anel F. Imagem obtida pela sonda Cassini a 06 de Agosto de 2008.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

As colisões destes pequenos objectos com o anel F realizam-se a baixa velocidade, cerca de 2 m.s-1, ainda assim o suficiente para arrastar trilhos brilhantes de partículas, tipicamente, com comprimentos de 40 a 180 km. Um destes trilhos foi identificado por Carl Murray, um dos membros da equipa de imagem da Cassini, em imagens obtidas a Janeiro de 2009. Murray conseguiu traçar o movimento do pequeno trilho ao longo de 8 horas até à sua origem - a colisão de um pequeno objecto formado no anel F. Uma análise ao catálogo de imagens da Cassini permitiu concluir que este era um fenómeno relativamente frequente.
Alguns dos objectos viajam em grupos que criam trilhos com a forma de arpão ou com outras formas mais exóticas. É esta variedade de trilhos que acaba por determinar a estrutura intrincada observada no anel F.

Estas imagens revelam as constantes mudanças no aspecto do anel F registadas pela sonda Cassini ao longo de pouco mais de um ano. As distâncias ao centro do anel foram exageradas num factor de 140 para tornar mais notórias as intrincadas ondulações e outras estruturas radiais do anel.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

Este trabalho será apresentado amanhã na Assembleia Geral de 2012 da União Europeia de Geociências, a decorrer esta semana em Viena, na Áustria.

segunda-feira, 23 de abril de 2012

Victoria, uma longa escarpa em Mercúrio

Victoria Rupes fotografada pela sonda MESSENGER a 10 de Fevereiro de 2012.
Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.

Victoria Rupes é uma das muitas escarpas que serpenteiam pela superfície de Mercúrio. Com extensões que atingem várias centenas de quilómetros, estes impressionantes acidentes geológicos são uma consequência da ligeira contracção sofrida pelo planeta durante o lento arrefecimento do seu núcleo.
Tal como outras escarpas mercurianas, Victoria recebeu o nome de uma embarcação de exploração - a nau Victoria, uma das 5 embarcações da armada de Fernão de Magalhães que partiram de Espanha no século XVI na primeira viagem de circum-navegação da Terra. Situada nas latitudes médias do hemisfério norte, a oeste da proeminente cratera Hokusai, Victoria estende-se por 347 km numa orientação norte-sul, e eleva-se até 3 km acima das planícies envolventes.

Reia e Tétis à distância

Reia e Tétis em cores aproximadamente naturais. Composição realizada com imagens obtidas pela sonda Cassini a 20 de Abril de 2012.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute/composição a cores de Sérgio Paulino.

Reia e Tétis encontravam-se, respectivamente, a 1,80 e a 2,44 milhões de quilómetros de distância da sonda Cassini quando foram captadas as imagens usadas nesta composição. São notórias em Reia as crateras Tirawa e Mamaldi e, junto ao terminador, com os seus proeminentes picos centrais, Num e Taaroa. Na face de Tétis domina a grande cratera Odysseus (ler mais sobre esta espectacular estrutura aqui).

domingo, 22 de abril de 2012

Escuridão permanente na bacia de Goethe

Duas crateras com cerca de 25 km de diâmetro localizadas no interior da bacia de Goethe, em Mercúrio. Imagem captada a 29 de Março de 2012 pela sonda MESSENGER.
Crédito:NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.

Localizadas nas extensas planícies setentrionais de Mercúrio, as duas crateras retratadas nesta imagem mantêm porções do seu interior permanentemente imersas na escuridão. Estas áreas sombrias albergam estranhos materiais brilhantes ao radar, um facto que as torna um importante alvo para a campanha de mapeamento tridimensional em alta resolução a decorrer nesta primeira extensão da missão MESSENGER. Leiam mais sobre estas interessantes regiões de Mercúrio aqui.

sábado, 21 de abril de 2012

Odysseus em alta resolução

Finalmente consegui ter algum tempo disponível para me dedicar às imagens do encontro do fim-de-semana passado da sonda Cassini com a lua Tétis. Confesso que as aguardava com alguma ansiedade porque sabia que iriam incluir algumas fotografias em alta resolução da gigantesca cratera Odysseus. Aqui têm um mosaico construído com 4 dessas imagens:

A cratera Odysseus num mosaico que inclui 4 imagens obtidas pela sonda Cassini a 14 de Abril de 2012.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute/Sérgio Paulino.

Odysseus impressiona pelo seu tamanho. Com cerca de 445 km de diâmetro, cerca de 2/5 do diâmetro de Tétis, conta-se entre as maiores crateras de impacto do Sistema Solar. A sua profundidade (6 a 9 km) é, no entanto, muito inferior ao que seria de esperar numa estrutura de impacto com estas dimensões. Esta particularidade resulta da conformação do seu interior com a forma esférica de Tétis, um fenómeno provavelmente provocado pelo lento relaxamento da crusta gelada tetiana desde a sua formação.

Imagem de contexto mostrando o perfil de Odysseus. Junto ao terminador são visíveis outras duas grandes crateras de impacto tetiana: Melanthius, com o seu enorme pico central, e Dolius, uma cratera muito degradada situada a norte.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

O impacto que escavou Odysseus deverá ter ocorrido numa altura em que Tétis estava ainda em plena formação. Como o seu interior se encontrava ainda liquefeito, a lua conseguiu absorver a energia da colisão, impedindo a sua fragmentação em inúmeros pedaços.

Descobertas evidências de actividade vulcânica recente na Lua

Cientistas do Physical Research Laboratory, na Índia, anunciaram na semana passada a descoberta de claras evidências de actividade vulcânica recente na Lua. A partir de dados obtidos pelas sondas Lunar Reconnaissance Orbiter e Chandrayaan-1, Prakash Chauhan e colegas analisaram a morfologia e a mineralogia do pico central de Tycho, uma cratera de impacto Copernicana formada há apenas 110 milhões de anos. No cimo e nas vertentes da montanha de 2 km de altura, os investigadores indianos descobriram diversas estruturas de origem vulcânica com composições heterogéneas, o que sugere a presença de actividade geológica prolongada posterior à formação da cratera.

O pico central da cratera Tycho numa visão oblíqua obtida a 10 de Junho de 2011 pela sonda Lunar Reconnaissance Orbiter.
Crédito: NASA/GSFC/Arizona State University.

Os picos centrais das crateras complexas são bastante interessantes do ponto de vista geológico porque representam material escavado das profundezas da crusta pela descompressão da superfície logo após o impacto. O pico central de Tycho distingue-se pela complexidade da sua composição e pela presença em seu redor de materiais solidificados mais jovens que o manto de ejecta que se estende no exterior da cratera. Os indícios de actividade vulcânica agora identificados vêm sugerir que esses materiais não foram fundidos pela energia libertada pelo impacto que gerou a cratera, mas sim expulsos de uma fonte subsuperficial de magma perturbada pela colisão, o que implica a existência de actividade geológica nas regiões mais interiores da crusta lunar na altura da formação de Tycho.

Bloco rochoso com 120 metros de diâmetro fotografado pela Lunar Reconnaissance Orbiter no topo do pico central de Tycho. A equipa de cientistas indianos sugere que esta estrutura é uma cúpula vulcânica. São também visíveis em seu redor outras estruturas de origem vulcânica, nomeadamente fissuras vulcânicas e um lago de lava.
Crédito: NASA/GSFC/Arizona State University.

A confirmação destes achados carece da recolha e da datação de amostras, algo que dependerá apenas da concretização de futuras missões à superfície da Lua. Até lá resta investigar a presença de estruturas semelhantes nos picos centrais de outras crateras Copernicanas.
Podem encontrar o artigo original deste trabalho aqui.

terça-feira, 17 de abril de 2012

Fabulosa explosão solar!

A explosão solar observada anteontem pelo Solar Dynamics Observatory foi aparentemente apenas um aquecimento. Ontem, ao final da tarde, a mesma região activa produziu uma fulguração classe M1,7 que lançou uma magnífica proeminência a centenas de milhares de quilómetros acima da superfície solar!

Proeminência solar elevando-se no extremo nordeste do disco solar. Imagens obtidas a 16 de Abril de 2012 pelo instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) do Solar Dynamics Observatory (SDO).
Crédito: SDO(NASA)/AIA consortium/Helioviewer.

Parte da nuvem de plasma arremessada pela explosão escapou à gravidade solar e dirige-se agora na direcção do observatório STEREO-B. A Terra não está na linha de fogo desta ejecção de massa coronal, porém o fenómeno é uma clara demonstração da actividade fervilhante que anima a região que lhe deu origem. Nos próximos dias, esta região deverá rodar completamente na direcção do nosso planeta, pelo que as próximas fulgurações deverão produzir efeitos significativos no campo magnético terrestre.

domingo, 15 de abril de 2012

Espectacular erupção de uma pluma de plasma

O Solar Dynamics Observatory assistiu na madrugada passada à erupção de uma imensa pluma de plasma no extremo nordeste do disco solar. O fenómeno produziu uma ejecção de massa coronal que deverá atingir o observatório espacial STEREO-B dentro dos próximos dias. O foco da erupção localizou-se numa região activa ainda invisível a partir da Terra.

Pluma de plasma elevando-se acima da superfície solar. Imagens obtidas a 15 de Abril de 2012 pelo instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) do Solar Dynamics Observatory (SDO).
Crédito: SDO(NASA)/AIA consortium/Helioviewer.

Um dia em Mercúrio

Quanto tempo dura um dia em Mercúrio? A resposta não é simples.
Na Terra regemo-nos pelo dia solar, o período compreendido entre duas passagens consecutivas do Sol pelo mesmo meridiano celeste. O dia solar prolonga-se em média por 24 horas e é ligeiramente mais longo (cerca de 3 minutos e 56 segundos) que o dia sideral (o período de uma rotação em relação às estrelas). Esta pequena diferença emerge da progressão da Terra na sua órbita após uma rotação completa sobre o seu eixo, um movimento que afecta o ângulo de incidência do Sol sobre a superfície terrestre.
Devido à lenta rotação e à rápida velocidade orbital de Mercúrio, um dia solar no mais pequeno planeta do Sistema Solar estende-se em média por 175,97 dias terrestres. Ao contrário do que acontece na Terra, este período é radicalmente diferente do dia sideral. Mercúrio completa uma volta em torno do seu eixo (em relação à posição das estrelas) a cada 58,65 dias terrestres, o que corresponde a apenas 2/3 do seu período orbital (cerca de 87,97 dias terrestres). Tal coincidência é resultado de uma ressonância rotação-translação 3:2 provocada pela forte influência gravitacional do Sol.
Esta curiosa ressonância produz um estranho efeito no movimento aparente do Sol nos céus de Mercúrio. Uma vez em cada ano mercuriano, o disco solar parece reverter ligeiramente o seu movimento aparente este-oeste. Este efeito provoca diferenças significativas nos tempos de insolação em diferentes longitudes, o que se reflecte num invulgar padrão de distribuição das temperaturas superficiais.
A equipa da missão MESSENGER publicou recentemente um interessante vídeo que mostra o pólo sul de Mercúrio ao longo de um dia mercuriano completo. Reparem como se desloca o terminador (a linha que separa o dia da noite) ao longo da superfície.

Sequência de 89 imagens obtidas em 2011 pela sonda MESSENGER ao longo de um dia mercuriano (176 dias terrestres). As imagens estão centradas no pólo sul do planeta e abrangem todas as regiões meridionais até aos 73º de latitude.
Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.

sábado, 14 de abril de 2012

Saturno e dois pequenos crescentes

No passado dia 11 de Abril, a sonda Cassini realizou uma rápida sequência de observações dos resquícios da supertempestade que assolou o hemisfério norte de Saturno em 2011. Durante a sessão, Dione e Tétis cruzaram o campo de visão das suas câmaras, proporcionando à equipa de imagem da missão a oportunidade para a captação deste belo retrato do sistema.

O gigante Saturno e as suas duas luas Dione e Tétis. Imagem obtida pela sonda Cassini a 11 de Abril de 2012, a 2,3 milhões de quilómetros de distância do planeta.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

Neste momento, a Cassini encontra-se nas proximidades de Encélado a analisar a composição das plumas que emanam da região do pólo sul. Logo à noite, a sonda da NASA rumará para um encontro com Tétis, a apenas 9 mil quilómetros da sua superfície. Esta será a passagem mais próxima da missão desde Setembro de 2005, altura em a Cassini sobrevoou Tétis a apenas 1.503 km de distância.

quarta-feira, 11 de abril de 2012

Bonitas imagens do asteróide Lutécia

Foram finalmente publicados todos os dados obtidos pela sonda Rosetta durante o seu encontro com o asteróide (21) Lutécia a 10 de Julho de 2010. Como seria de esperar, alguns membros da comunidade do fórum UnmannedSpaceflight.com não perderam tempo e começaram a produzir verdadeiras obras de arte a partir do material disponibilizado pela ESA. Apreciem em baixo alguns exemplos:

Passagem pelo asteróide Lutécia, numa animação construída com imagens obtidas pela sonda Rosetta a 10 de Julho de 2010.
Crédito: ESA/MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA/Ian Regan.

Lutécia em cores aproximadamente naturais, numa composição construída com imagens obtidas através de filtros para o azul, o verde e o laranja. Ao centro encontra-se uma enorme cratera muito degradada, com grandes derrocadas de regolito e enormes rochedos espalhados pelas suas encostas. Alguns desses rochedos elevam-se a 400 metros acima da superfície!
Crédito: ESA/MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA/Daniel Macháček.

A grande bacia Massilia em cores aproximadamente naturais.
Crédito: ESA/MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA/Daniel Macháček.

domingo, 8 de abril de 2012

Um novo modelo do campo gravitacional lunar

Uma equipa de cientistas australianos da Curtin University, em Perth, Austrália, produziu recentemente o Lunar Gravity Model 2011 (LGM2011), um novo modelo do campo gravitacional da Lua com uma resolução espacial sem precedentes. Baseado em métodos testados com sucesso na Terra, o novo modelo melhora consideravelmente o detalhe de modelos anteriores, incluindo o SGM100i (um modelo gerado a partir de dados obtidos pela missão japonesa Kaguya) e os modelos preliminares produzidos pela missão Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO).
O desempenho surpreendente alcançado no LGM2011 é fruto da combinação de componentes do modelo SGM100i com dados topográficos obtidos pelo altímetro LOLA da LRO no período entre 2009 e 2011, e deverá rivalizar com o modelo que irá ser criado pela missão GRAIL.
Vejam em baixo alguns dos produtos gerados pelo novo modelo:

Mapa da aceleração gravitacional na superfície lunar (lado mais próximo à esquerda e lado mais distante à direita).
Crédito: Western Australian Centre for Geodesy (Curtin University).

Mapa das anomalias gravitacionais da Lua (lado mais próximo à esquerda e lado mais distante à direita). Reparem na presença de grandes superfícies com anomalias gravitacionais positivas no hemisfério mais próximo. Estas superfícies coincidem com as grandes bacias de impacto de Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Crisium, Mare Nectaris e Mare Humorum, regiões que contêm grandes mascons (concentrações de massa).
Crédito: Western Australian Centre for Geodesy (Curtin University).

Mapa da deflexões verticais superficiais da Lua (lado mais próximo à esquerda e lado mais distante à direita). A deflexão vertical indica o desvio da direcção da atracção gravitacional relativamente ao que seria medido num corpo perfeitamente esférico.
Crédito: Western Australian Centre for Geodesy (Curtin University).

Podem ler mais pormenores sobre este trabalho aqui.

sábado, 7 de abril de 2012

Sol deu uma pirueta!


No passado dia 4 de Abril, o Sol executou uma estranha pirueta sobre si próprio! Bem... pelo menos foi esta a realidade na perspectiva do Solar Dynamics Observatory. O observatório espacial da NASA executou uma volta de 360º sobre si próprio, o que provocou o curioso movimento nas imagens do Sol.
Esta manobra é executada duas vezes por ano com o objectivo de remover distorções ópticas das imagens obtidas pelo instrumento Helioseismic and Magnetic Imager. Os dados acumulados permitem aos cientistas determinar com precisão as dimensões do Sol, e como estas se alteram ao longo do actual ciclo solar.

sexta-feira, 6 de abril de 2012

Torvelinho gigantesco em Amazonis Planitia

A câmara HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter surpreendeu um gigantesco torvelinho serpenteando na vasta e poeirenta planície de Amazonis, em Marte. Gerados por espirais de ar quente em ascensão a partir de superfícies aquecidas pelo Sol, os torvelinhos marcianos são fenómenos frequentes nas longas tardes de Primavera e Verão. Apesar de se formarem em pressões atmosféricas extremamente baixas (a pressão atmosférica na superfície de Marte é tipicamente inferior a 1% da pressão atmosférica terrestre medida ao nível do mar), conseguem reunir energia suficiente para arrastar consigo partículas de areia a velocidade superiores a 100 km.h-1!

Um gigantesco torvelinho em Amazonis Planitia. Imagem obtida a 14 de Março de 2012, pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.

Semelhante a outro fotografado em Fevereiro passado, este novo torvelinho destaca-se pelo seu tamanho colossal. Segundo a equipa da HiRISE, o comprimento da sua sombra nas imagens indica que a pluma de poeira atingiu uma altitude de 20 km acima da superfície! Apesar do seu surpreendente comprimento, o diâmetro deste torvelinho não ultrapassou, no entanto, os 70 metros, dimensões ainda assim comparáveis às dos tornados terrestres.

Imagem de contexto mostrando o torvelinho em toda a sua extensão.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.

Em que diferem os torvelinhos dos tornados? A diferença está nas respectivas fontes de energia. Os torvelinhos são alimentados pelo calor que irradia da superfície. Os tornados, por sua vez, têm uma fonte de energia adicional: o calor libertado pela condensação do vapor de água atmosférico (cliquem aqui para saberem mais sobre tornados). Como na atmosfera marciana existe pouquíssimo vapor de água, o seu contributo na convecção atmosférica em escalas localizadas é irrelevante, pelo que em Marte apenas se formam torvelinhos.