quarta-feira, 31 de dezembro de 2014

A Terra pelas lentes de Alexander Gerst

Vejam este espetacular vídeo construído com cerca de 12500 imagens captadas pelo astronauta alemão Alexander Gerst, durante a sua missão de 6 meses na Estação Espacial Internacional:



No vídeo podemos ver auroras, relâmpagos, o nascer do Sol, as luzes de cidades europeias, o brilho da Lua nas águas do Mediterrâneo, a fina camada atmosférica que nos protege do espaço. Podemos apreciar, ainda, por momentos o brilho difuso do centro da nossa Galáxia, desfilando entre os painéis solares da Estação Espacial Internacional.

segunda-feira, 29 de dezembro de 2014

Don Juan, o lago mais salgado da Terra

O lago Don Juan, numa imagem obtida pelo satélite Earth Observing-1, a 03 de janeiro de 2014.
Crédito: Jesse Allen usando dados providenciados pela equipa do EO-1 e pelo USGS/Anotações de Sérgio Paulino.

O lago mais salgado do mundo encontra-se aninhado no extremo oeste do Vale de Wright, um dos desfiladeiros que formam o sistema de vales secos de McMurdo, na Antártida. Fustigados por poderosos ventos catabáticos, estes profundos vales contam-se entre os ambientes mais inóspitos da Terra.

No Vale de Wright, as temperaturas médias anuais rondam os -19,8º C, e a precipitação média anual é inferior a 100 mm. Os poucos lagos aí existentes encontram-se cobertos por uma espessa camada de gelo com alguns metros de espessura, e são alimentados pela pouca água fornecida pelo degelo sazonal dos glaciares que cobrem as montanhas em seu redor.

O lago Don Juan é a única exceção. Com um comprimento de aproximadamente 300 metros e uma profundidade máxima de poucas dezenas de centímetros, o pequeno lago é tão salgado que as suas águas ricas em cloreto de cálcio raramente congelam. A sua salinidade ultrapassa os 400 ‰, o que o torna significativamente mais salgado que outros lagos hipersalinos do mundo.

Câmara documentando alterações no lago Don Juan.
Crédito: Geological Sciences/Brown University.

Os cientistas suspeitavam que Don Juan era alimentado por nascentes subterrâneas, no entanto, geólogos da Universidade de Brown, nos Estados Unidos, publicaram recentemente um trabalho onde demonstram que a água do lago provém, muito provavelmente, da atmosfera. Usando uma câmara instalada no topo de uma das encostas que ladeiam o pequeno lago, a equipa liderada por Jay Dickson e James Head descobriu que os sais presentes no solo do vale absorvem a humidade do ar, através de um processo denominado deliquescência, formando fluídos saturados que rasgam pequenas linhas de água à medida que escorrem em direção ao lago.

Um dos aspetos mais fascinantes de Don Juan é a possibilidade da existência de vida microscópica nas suas águas hipersalinas. As linhas de água formadas nas suas margens assemelham-se às linhas de declive recorrentes, visíveis em encostas na superfície de Marte, pelo que a descoberta de organismos vivos num ambiente tão extremo tornaria mais plausível a ideia de que a vida poderá existir, ou ter existido, em sistemas hidrológicos hipersalinos no planeta vermelho.

terça-feira, 23 de dezembro de 2014

Uma prenda de Natal da missão Chang'e 3

Foi disponibilizado na semana passada um novo arquivo com imagens em alta resolução da missão chinesa Chang'e 3. Aparentemente, as imagens foram obtidas nos primeiros dois dias lunares da missão, e incluem um espetacular panorama sobre a paisagem desolada de Mare Imbrium.

Vejam em baixo uma pequena seleção:

A Terra vista pela sonda Chang'e 3, numa sequência de 5 imagens obtidas entre 21 e 25 de dezembro de 2013.
Crédito: Academia Chinesa de Ciências/Sérgio Paulino.

O pequeno robot Yutu pousando junto à cratera Nascente Celestial. Imagem obtida pela sonda Chang'e 3, a 15 de dezembro de 2013.
Crédito: Academia Chinesa de Ciências.

O robot Yutu passando entre a Chang'e 3 e a cratera Cereais Celestiais. Imagem obtida a 21 de dezembro de 2013.
Crédito: Academia Chinesa de Ciências.

A sonda Chang'e 3 vista pelo Yutu, a 21 de dezembro de 2013.
Crédito: Academia Chinesa de Ciências.

O robot Yutu afastando-se da sonda Chang'e 3. Imagem obtida pela câmara de navegação do Yutu, a 22 de dezembro de 2013.
Crédito: Academia Chinesa de Ciências.

O robot Yutu viajando a direção a sul, numa imagem obtida pela sonda Chang'e 3, a 22 de dezembro de 2013.
Crédito: Academia Chinesa de Ciências.

Panorama sobre a cratera Palácio Púrpura, uma estrutura de impacto com cerca de 450 metros de diâmetro. Podemos ver em primeiro plano Loong Yan, a rocha Dragão. Mosaico construído com imagens obtidas, provavelmente, a 12 de janeiro de 2014 (cliquem na imagem para a verem na sua máxima resolução).
Crédito: Academia Chinesa de Ciências/ Sérgio Paulino.

Podem encontrar mais imagens aqui.

domingo, 21 de dezembro de 2014

Começa hoje o inverno

Pôr-do-sol na baía de Cascais. Imagem captada a 21 de dezembro de 2011.
Crédito: Sérgio Paulino.

Ocorre hoje, pelas 23:03 (hora de Lisboa), o solstício de inverno - o momento exato em que se inicia, oficialmente, o inverno no hemisfério norte. Do ponto de vista astronómico, o evento é assinalado pelo instante em que o Sol atinge a sua mínima declinação na esfera celeste (aproximadamente 23,5º a sul do equador).

A estação mais fria do ano irá prolongar-se por 88,99 dias, até ao próximo equinócio, que ocorrerá no dia 20 de março de 2015, pelas 22:45 (hora de Lisboa).

A palavra Solstício tem origem latina (solstitium) e está associada à ideia de que o Sol ficaria estacionário ao atingir os pontos extremos de declinação.

Curiosity deteta compostos orgânicos no interior da cratera Gale

Local da recolha de amostras de antigas argilas na rocha Cumberland, em Yellowknife Bay. Imagem obtida pelo robot Curiosity, a 19 de maio de 2013 (sol 279 da missão).
Crédito: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

Na terça-feira passada, cientistas da missão Curiosity anunciaram na Conferência de Outono da União Americana de Geofísica, em São Francisco, a deteção de aumentos episódicos nos níveis de metano no interior da cratera Gale, e de compostos orgânicos em amostras de antigas argilas colhidas na rocha Cumberland, em Yellowknife Bay. Estes resultados representam a primeira descoberta definitiva de ingredientes essenciais para a vida na superfície de Marte, e revelam um planeta quimicamente ativo, com compostos produzidos abaixo da superfície a serem libertados na atmosfera.

"Este aumento temporário de metano - subitamente para cima, e seguido de uma diminuição - diz-nos que deve haver uma fonte relativamente localizada", disse Sushil Atreya, investigador da missão Curiosity. "São muitas as fontes possíveis, biológicas ou não biológicas, tais como interações entre água e rocha."

Os cientistas usaram o espetrómetro laser sintonizável do mini-laboratório de análise química SAM (Sample Analysis at Mars), que segue a bordo do Curiosity, para medirem os níveis de metano atmosférico uma dúzia de vezes, num período aproximado de 20 meses. Durante cerca de dois meses, entre o final de 2013 e o início de 2014, o robot da NASA obteve quatro medições seguidas com uma média de 7200 partes por milhão por volume, um valor equivalente a 10 vezes os valores médios obtidos antes e depois destas leituras.

Ilustração mostrando possíveis vias para a produção de metano nas camadas rochosas abaixo da superfície de Marte, e para a sua subsequente remoção na atmosfera marciana.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/SAM-GSFC/Universidade de Michigan.

O Curiosity detetou, ainda, a presença de outras moléculas orgânicas em amostras de rocha pulverizada colhidas na rocha Cumberland. Estes compostos foram identificados usando o cromatógrafo de gás do SAM, e incluíam diversos derivados halogenados de hidrocarbonetos comuns na Terra e no espaço.

Embora possam ocorrer sem a presença de organismos vivos, os hidrocarbonetos são os alicerces químicos da vida, tal como a conhecemos. A deteção de compostos orgânicos na atmosfera e em amostras de rocha pulverizada, no interior da cratera Gale, não revelam se Marte alguma vez abrigou vida na sua superfície, mas lançam uma nova luz sobre os processos químicos atualmente em atividade na superfície marciana, e criam uma imagem renovada de um planeta outrora com condições favoráveis à vida.

"Vamos continuar a trabalhar nos quebra-cabeças que estas descobertas nos apresentam", afirmou John Grotzinger, líder da equipa científica da missão Curiosity. "Será que podemos aprender mais sobre a química ativa que provoca tais flutuações nos níveis de metano na atmosfera? Poderemos escolher alvos rochosos onde foram preservados compostos orgânicos identificáveis?"

Cromatograma obtido pelo SAM numa das amostras da rocha Cumberland (em comparação com um branco). Estão assinalados os seguintes compostos orgânicos: 1 - clorometano; 2 - diclorometano; 3 - triclorometano (clorofórmio); 4 - tetraclorometano; 5 - 1,2-dicloroetano; 6 - 1,2-dicloropropano; 7 - 1,2-diclorobutano; 8 - clorobenzeno.
Crédito: NASA/JPL-Caltech.

Os investigadores trabalharam muitos meses para determinarem se as moléculas identificadas em Cumberland seriam verdadeiramente marcianas. O SAM detetou em várias amostras compostos orgânicos que eram, na verdade, contaminantes terrestres transportados no interior do robot. Inúmeros testes e análises deram, no entanto, a confiança necessária na deteção de moléculas orgânicas de origem marciana.

É complicado identificar que compostos orgânicos se encontram em específico nas rochas, devido à presença de minerais de perclorato (ClO4-) nas rochas e solo marcianos. Quando aquecidos no interior do SAM, os percloratos alteram a estrutura das moléculas orgânicas, produzindo derivados halogenados que tornam incerta a identificação das moléculas originais.

"É muito promissora esta primeira identificação de carbono orgânico numa rocha em Marte", explica Roger Summons, membro da equipa científica da missão Curiosity. "Os compostos orgânicos são importantes porque podem dizer-nos mais sobre as vias químicas responsáveis pela sua formação e preservação. Por sua vez, [estas vias] informam-nos acerca das diferenças entre a Terra e Marte, e se os ambientes representados nas rochas sedimentares da cratera Gale, em particular, foram mais ou menos favoráveis para a acumulação de materiais orgânicos. Agora, o desafio é encontrar outras rochas no monte Sharp que possam ter um inventário diferente e mais extenso de compostos orgânicos."

Ilustração evidenciando alguns dos processos envolvidos na destruição de compostos orgânicos na superfície de Marte.
Crédito: NASA/JPL-Caltech.

Na semana passada foram, ainda, divulgados num artigo publicado na revista Science resultados surpreendentes da análise aos isótopos de hidrogénio de moléculas de água aprisionadas no interior da rocha Cumberland. Obtidos pelo espetrómetro laser sintonizável e pelo espetrómetro de massa quadrupolo do SAM, estes novos resultados revelam detalhes intrigantes sobre a evolução da água no planeta vermelho, ao longo dos últimos milhares de milhões de anos.

"É realmente interessante que as nossas medições dos gases extraídos de rochas antigas possam dizer-nos mais sobre a perda de água em Marte", disse Paul Mahaffy, investigador principal do SAM e primeiro autor deste trabalho. A razão deutério/hidrogénio (D/H) das moléculas de água do planeta vermelho tem mudado ao longo do tempo, porque o isótopo mais leve do hidrogénio, o prótio ou hidrogénio leve (H ou 1H), escapa das camadas mais altas da atmosfera marciana, muito mais facilmente que o seu isótopo mais pesado, o deutério (D ou 2H). Para determinarem como esta razão mudou ao longo do tempo, os cientistas podem comparar a água atualmente presente na atmosfera com a água aprisionada em rochas formadas em épocas mais remotas na história do planeta vermelho.

Os meteoritos marcianos encontrados na Terra podem fornecer alguma informação, mas este registo tem grandes lacunas. Nenhum destas rochas tem de perto a idade das rochas estudadas pelo Curiosity - aproximadamente entre 3,9 a 4,6 mil milhões de anos.

Os resultados agora divulgados revelam que a água da rocha Cumberland tem metade da razão D/H do vapor de água atualmente presente na atmosfera marciana, o que sugere que Marte perdeu grande parte da sua água desde que a rocha foi formada. Este valor é, no entanto, cerca de 3 vezes superior à razão da água originalmente fornecida ao planeta, se considerarmos que esse reservatório tinha uma proporção de deutério semelhante à dos oceanos terrestres. Isto sugere, também, que Marte perdeu muita da sua água original, antes da formação de Cumberland - um claro indicador de que o planeta sofreu alterações climáticas profundas muito cedo na sua história.

Podem encontrar mais detalhes acerca destes resultados aqui, aqui e aqui.

domingo, 14 de dezembro de 2014

Rosetta relança debate sobre a origem dos oceanos terrestres

Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko numa imagem obtida pela câmara de navegação da sonda Rosetta, a 20 de novembro de 2014.
Crédito: ESA/Rosetta/NavCam.

Dados obtidos pelo instrumento ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) da sonda Rosetta indicam que a água da cabeleira do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko é significativamente diferente da água dos oceanos terrestres. A descoberta foi divulgada na semana passada, num artigo publicado na revista Science, e intensifica o debate em torno de uma das mais importantes questões acerca da formação do nosso planeta e da origem da vida na Terra: donde terá vindo a água dos nossos oceanos?

"Sabíamos que a análise in situ deste cometa (...) iria trazer-nos sempre surpresas para o quadro mais geral da ciência do Sistema Solar, e esta excecional observação alimenta, certamente, o debate sobre a origem da água da Terra", afirmou Matt Taylor, cientista da missão Rosetta.

Há 4,6 mil milhões de anos, a jovem Terra seria demasiado quente para que compostos voláteis como a água pudessem condensar na sua superfície. Neste cenário, os cientistas concordam que a água teria chegado ao nosso planeta a bordo da miríade de asteróides e cometas que bombardearam o Sistema Solar interior, numa fase posterior da evolução dos planetas. Porém, permanece ainda por esclarecer qual terá sido o contributo relativo de cada uma das classes de objetos no fornecimento de água à superfície terrestre.

A chave para a resolução deste enigma encontra-se na razão deutério/hidrogénio (D/H) presente nas moléculas de água dos diferentes objetos. O deutério (D ou 2H) é um dos dois isótopos estáveis do hidrogénio, diferindo apenas do isótopo mais abundante, o prótio ou hidrogénio leve (H ou 1H), pela presença de um neutrão adicional no seu núcleo.

Ilustração mostrando os dois principais reservatórios de cometas: a Cintura de Kuiper (30 a 50 UA de distância do Sol) e a Nuvem de Oort (50000 a 100000 UA de distância do Sol).
Crédito: ESA.

A razão D/H é um importante indicador das condições de formação e evolução do Sistema Solar. Modelos teóricos sugerem que, logo após a formação do Sol, reações químicas entre os gases e a superfície dos grãos microscópicos precursores dos primeiros planetesimais induziram uma crescente concentração de deutério nas regiões mais frias e remotas do disco protoplanetário. Tendo em conta este mecanismo, os cientistas têm procurado determinar quais os principais contribuintes para a água do nosso planeta, comparando as razões D/H de diferentes objetos do Sistema Solar com a dos oceanos da Terra.

Os cometas são ferramentas particularmente úteis no estudo das condições presentes nos primórdios da formação do Sistema Solar. Compostos por materiais primitivos do disco protoplanetário, estes objetos encerram em si pistas fundamentais para a composição primordial dos locais onde foram formados.

Devido à dinâmica da evolução do Sistema Solar, este não é, no entanto, um processo simples. Os cometas de longo período formaram-se, inicialmente, na mesma região onde emergiram os planetas Urano e Neptuno. Mais tarde, foram arremessados para a distante Nuvem de Oort, como resultado de interações gravitacionais com os gigantes gasosos.

Da mesma forma, os cometas da família de Júpiter, à qual pertence o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, foram, provavelmente, formados na Cintura de Kuiper, uma região situada além da órbita de Neptuno. Desalojados do seu local de origem, estes objetos migraram em direção ao Sistema Solar interior, acabando em órbitas controladas pela influência gravitacional de Júpiter.

Razões D/H em diferentes objetos do Sistema Solar.
Crédito: Altwegg et al., 2014.

Constituídos por uma amálgama de rocha, água e outros compostos voláteis, os cometas são suspeitos óbvios no que diz respeito à origem dos oceanos terrestres. Medições da razão D/H realizadas em diferentes cometas revelaram uma vasta gama de valores. No entanto, dos 11 cometas até agora estudados, apenas o cometa 103P/Hartley 2 apresenta uma razão semelhante à dos oceanos terrestres.

Em contraste, medições realizadas nos meteoritos provenientes de objetos da Cintura de Asteroides mostram uma razão D/H muito semelhante à da água da Terra. Estes intrigantes resultados sugerem que, apesar dos asteroides possuírem uma proporção de água muito inferior à dos cometas, terão sido estes objetos os responsáveis pela maior parte da água dos nossos oceanos.

É neste contexto que os dados obtidos pela Rosetta são importantes. A razão D/H medida pelo instrumento ROSINA no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko é mais de 3 vezes superior à detetada nos oceanos terrestres e no cometa 103P/Hartley 2, um dos seus companheiros na família de Júpiter. Curiosamente, esta razão é ainda superior ao valor mais elevado alguma vez medido num objeto da Nuvem de Oort!

"Esta surpreendente descoberta poderá indicar origens diversas para os cometas da família de Júpiter - talvez estes objetos se tenham formado numa gama de distâncias (...) muito superior ao que anteriormente pensávamos", afirmou Kathrin Altwegg, investigadora principal do instrumento ROSINA, e primeira autora do artigo. "A nossa descoberta contraria, também, a ideia de que os cometas da família de Júpiter contêm somente água semelhante à da Terra, e dá mais peso aos modelos que colocam mais ênfase nos asteroides como principal mecanismo de entrega [de água] aos oceanos da Terra."

Podem ler mais detalhes sobre este trabalho aqui.

terça-feira, 9 de dezembro de 2014

Curiosity encontra evidências de lagos perenes no interior da cratera Gale

Representação artística de um lago no interior da cratera Gale.
Crédito: NASA/JPL-Caltech.

Observações realizadas pelo robot Curiosity indicam que o monte Sharp foi formado por sedimentos depositados no leito de um grande lago no interior da cratera Gale, ao longo de dezenas de milhões de anos. Esta interpretação sugere que Marte terá mantido no passado um clima suficientemente quente e húmido para albergar lagos perenes em diversos locais do planeta vermelho.

"Se a nossa hipótese para o monte Sharp estiver correta, irá desafiar a noção de que as condições de calor e humidade em Marte eram transitórias, locais ou apenas subsuperficiais", afirmou Ashwin Vasavada, membro da equipa científica da missão Curiosity. "Uma explicação mais radical é a de que a antiga atmosfera marciana terá elevado as temperaturas acima do ponto de congelação a nível global, mas até agora não sabemos como terá feito isso."

Reconstrução da geologia do local onde atualmente se encontra o robot Curiosity. Rios provenientes de depósitos de neve acumulados na orla montanhosa da cratera Gale teriam fluído para o interior da cratera, criando um leque aluvial e um delta. A região teria oscilando entre períodos secos e húmidos, como é ilustrado na figura. Durante os períodos húmidos, o interior da cratera estaria preenchido por um grande lago.
Crédito: NASA/JPL-Caltech.

Continua a ser intrigante a razão pela qual esta enorme montanha estratificada se eleva no interior de uma cratera. Com cerca de 5,5 quilómetros de altura, Monte Sharp (oficialmente conhecido por Aeolis Mons) exibe nas suas faldas centenas de camadas de rochas sedimentares. Estas camadas guardam os vestígios de sucessivos ciclos de formação e evaporação de um lago marciano com um tamanho e duração muito superiores aos de qualquer outra antiga massa de água previamente detetada na superfície do planeta vermelho.

"Estamos a abrir caminho na resolução do mistério do monte Sharp", disse John Grotzinger, investigador principal da missão Curiosity. "Onde agora existe uma montanha, deverá ter existido antes uma série de lagos."

Afloramento rochoso em Hidden Valley, no interior da cratera Gale, mostrando um conjunto de estratos laminados sugestivos de sedimentos depositados no leito de um antigo lago, no interior ou nas proximidades de um delta. Imagem obtida pelo Curiosity a 07 de agosto de 2014 (sol 712 da missão).
Crédito: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

Neste momento, o Curiosity encontra-se a explorar as camadas inferiores do monte Sharp - uma secção de rocha com 150 metros de altura, denominada formação de Murray. No passado, rios provenientes da orla da cratera Gale arrastaram areia e silte para o interior do lago, depositando sedimentos na foz, que formaram deltas semelhantes aos encontrados na foz de rios terrestres. Este ciclo repetiu-se inúmeras vezes ao longo de dezenas de milhões de anos.

"O que é interessante acerca de um lago que ocorre repetidamente, uma e outra vez, é que, de cada vez que se forma, temos um novo conjunto de condições que nos dizem como funciona o ambiente", explica Grotzinger. "À medida que o Curiosity for subindo pelas encostas do monte Sharp, teremos uma série de condições que irão mostrar padrões de como interagiram a atmosfera, a água e os sedimentos. Esta é uma hipótese suportada pelo que observámos até agora, o que nos dá uma base de trabalho para testarmos no próximo ano."

Depois da cratera ter acumulado sucessivas camadas de sedimentos, e destes se terem transformado em rocha dura, os ventos marcianos encarregaram-se de esculpir os estratos sedimentares junto à orla da cratera, dando forma, ao longo do tempo, à estrutura montanhosa que hoje se ergue no centro de Gale. Na sua longa viagem pela planície que separa o monte Sharp da orla montanhosa da cratera, o Curiosity desvendou importantes pistas acerca das sucessivas mudanças de forma do chão da cratera durante a era dos lagos.

Estratificação entrecruzada em Whale Rock, uma evidência de correntes no interior de um antigo delta. Imagem obtida a 02 de novembro de 2014 (sol 796 da missão).
Crédito: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

"Encontrámos rochas sedimentares sugestivas de antigos pequenos deltas, empilhados uns em cima dos outros", disse Sanjeev Gupta, investigadora do Colégio Imperial, em Londres, no Reino Unido, e membro da equipa científica da missão. "O Curiosity passou uma fronteira que separa um ambiente dominado por rios de um ambiente dominado por lagos."

São várias as evidências de que Marte teve outrora um clima muito mais húmido. Porém, os cientistas não conseguiram identificar ainda as condições que poderiam ter produzido períodos de calor suficientemente longos para permitirem a presença de massas de água líquida estáveis na superfície do planeta.

A NASA tem usado o Curiosity para avaliar não só a potencial habitabilidade de antigos ambientes no interior da cratera Gale, mas também as alterações climáticas ocorridas no planeta, ao longo de milhões de anos. O projeto é ainda um elemento fundamental na preparação de uma missão tripulada a Marte, na década de 2030. "O conhecimento da evolução do ambiente marciano, adquirido através da compreensão de como se formou o monte Sharp, irá também ajudar-nos a planear futuras missões para procurar sinais de vida marciana", afirmou Michael Meyer, investigador principal do Programa de Exploração de Marte da NASA.

Para mais pormenores, assistam aqui à teleconferência de ontem sobre esta descoberta.

domingo, 7 de dezembro de 2014

Um pequeno mundo redondo

Ceres visto pela sonda Dawn, a 1 de dezembro de 2014.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

No passado dia 1 de dezembro, a Dawn obteve um vislumbre de Ceres, o maior objeto da Cintura de Asteroides. Na altura, a sonda da NASA encontrava-se a 1,2 milhões de quilómetros de distância do planeta anão, o equivalente a aproximadamente 3 vezes a distância média entre a Terra e a Lua.

A imagem serviu apenas para calibrar a câmara da Dawn, no entanto, nela podemos ver, claramente, um disco com cerca de 9 pixels de diâmetro - um pequeno mundo arredondado, moldado pela força da gravidade.

A Dawn entrará na órbita de Ceres no próximo dia 6 de março. Neste momento, as melhores imagens do planeta anão pertencem ainda ao telescópio espacial Hubble. Porém, tudo mudará dentro de algumas semanas.

A Dawn iniciará a fase de aproximação a Ceres no próximo dia 26 de dezembro. Durante esse período, a sonda irá desligar ocasionalmente o seu sistema de propulsão para fotografar o planeta anão à medida que navega na sua direção. A partir do dia 26 de janeiro, as imagens obtidas pela Dawn terão uma resolução superior à das imagens do Hubble, pelo que nessa altura iniciar-se-á, definitivamente, um novo capítulo na exploração deste pequeno mundo.

sábado, 6 de dezembro de 2014

ADN sobrevive a reentrada na atmosfera terrestre

Lançamento do foguetão-sonda TEXUS-49, a partir do Centro Espacial de ESRANGE, na Suécia.
Crédito: Adrian Mettauer.

Moléculas de ADN sobreviveram intactas a um voo balístico suborbital, numa experiência realizada por cientistas da Universidade de Zurique, na Suíça, num foguetão-sonda do programa alemão TEXUS (Technologie-Experimente unter Schwerelosigkeit). Expostas a condições de microgravidade durante pouco mais de 6 minutos, e a temperaturas e acelerações extremas durante a reentrada na atmosfera terrestre, as moléculas de ADN retiveram a sua integridade e função biológica, expressando a sua informação genética em bactérias e células eucarióticas. Estes surpreendentes resultados foram divulgados num artigo recentemente publicado na revista PLOS ONE.

A equipa liderada pelos investigadores suíços Cora Thiel e Oliver Ulrich depositou amostras com plasmídeos artificiais (pequenas moléculas circulares de ADN de dupla cadeia) na superfície externa da secção de carga do foguetão-sonda TEXUS-49, um pequeno engenho lançado a 29 de março de 2011, a partir do Centro Espacial de ESRANGE, no norte da Suécia. Após um voo suborbital a uma altitude máxima de 268 quilómetros e uma violenta reentrada na atmosfera terrestre, os plasmídeos foram recuperados e analisados em laboratório para verificar a sua integridade e funcionalidade.

Para surpresa dos investigadores, uma parte significativa dos plasmídeos reteve em pleno a sua função biológica, expressando um gene de resistência a antibióticos numa estirpe de Escherichia coli, e um gene que codifica uma proteína fluorescente em fibroblastos de ratinho. "Este estudo fornece a primeira evidência experimental de que a informação genética do ADN é essencialmente capaz de sobreviver às condições extremas do espaço e à reentrada na densa atmosfera da Terra", afirmou Oliver Ulrich.

Cora Thiel e Oliver Ullrich recolhendo ADN da superfície do foguetão-sonda TEXUS-49.
Crédito: Adrian Mettauer.

Denominada DARE (DNA atmospheric re-entry experiment), esta experiência partiu de uma ideia espontânea de Ulrich e da sua colega Cora Thiel. Na altura, os dois investigadores preparavam uma série de experiências na missão TEXUS-49, para estudarem o papel da gravidade na regulação da expressão génica em células humanas. Durante a montagem do material necessário para as experiências, Ulrich e Thiel começaram a pensar se não seria possível acomodar na estrutura externa do foguetão uma experiência adicional para testar a estabilidade de potenciais bioassinaturas. "Bioassinaturas são moléculas que poderão provar a existência de vida extraterrestre presente ou passada", explicou Thiel.

Concebido como um teste preliminar, a experiência acabou por produzir resultados inesperados. Durante a viagem, os plasmídeos estiveram sujeitos a picos de aceleração de 13,5 g, durante a subida, e de 17,6 g, na reentrada atmosférica. Nas duas fases, as temperaturas atingiram, respetivamente, máximos de 115,4 e 128,3º C. "Ficámos completamente surpreendidos com a quantidade de ADN intacto e funcionalmente ativo", disse Thiel.

O estudo sugere que a informação genética do ADN poderá sobreviver às mais extremas condições do ambiente espacial, e que biomarcadores como o ADN poderão alcançar diferentes planetas do Sistema Solar, a bordo de sondas interplanetárias ou no interior de partículas de poeira ou de meteoritos. "Os resultados mostram que não é de forma alguma improvável que, apesar de todos as medidas de segurança, sondas espaciais possam transportar ADN terrestre para os seus locais de pouso", afirmou Ulrich. "Precisamos de ter isto sob controlo quando estivermos à procura de vida extraterrestre."

Podem ler mais pormenores sobre este trabalho aqui.

domingo, 30 de novembro de 2014

Errantes

Flutuando nos céus de Saturno.
Crédito: Erik Wernquist (do filme Wanderers).

Parem tudo o que estão a fazer e assistam a este vídeo avassalador:



Wanderers é um pequeno filme de ficção científica da autoria de Erik Wernquist, que abre uma janela para o que poderá vir a ser o futuro da exploração humana do espaço. Narrado pela voz inconfundível de Carl Sagan, o filme transporta-nos através de recriações digitais de locais reais no Sistema Solar.

Observar um pôr-do-sol em Marte, sobrevoar os mares de Titã, caminhar sobre a superfície gelada de Europa, saltar do cimo de Verona Rupes, em Miranda, são estas algumas das aventuras retratadas neste filme - aventuras com as quais, por agora, apenas podemos sonhar, mas que, no futuro, farão, certamente, parte do nosso quotidiano.

Podem ver em baixo com legendas em português:


Geada na bacia de Hellas

Hellas Chaos visto pela câmara estéreo de alta resolução da sonda Mars Express, a 23 de janeiro de 2014.
Crédito: ESA/DLR/FU Berlin.

Obtida a poucas semanas do início do longo inverno austral em Marte, a imagem de cima mostra uma variedade de formações geológicas em Hellas Chaos cobertas por geada de dióxido de carbono. A região situa-se no interior da bacia de impacto de Hellas, uma gigantesca cicatriz com cerca de 2300 quilómetros de diâmetro e uma profundidade máxima de quase 8 quilómetros, localizada nas terras altas do hemisfério sul do planeta vermelho.

Hellas foi provavelmente formada há cerca de 3,8 a 4,1 mil milhões de anos, durante o Intenso Bombardeamento Tardio, um período em que os planetas do Sistema Solar interior foram sujeitos a uma intensa chuva de asteroides e cometas. Desde a sua formação, a bacia foi sendo esculpida pelo vento, gelo, água e vulcanismo.

Mapa topográfico mostrando a imagem de cima no contexto da bacia de Hellas.
Crédito: NASA/MGS/MOLA.

Hellas Chaos preenche uma extensa área na parte meridional de Hellas, com aproximadamente 100 mil quilómetros quadrados. A região exibe uma multitude de mesas e colinas de encostas alcantiladas, que dão forma a uma rede caótica de vales e canhões talhados pela erosão. Porém, até agora, não se sabe com precisão como foi formada esta paisagem extremamente complexa.

Os cientistas suspeitam que no passado foram depositadas grandes quantidades de sedimentos no interior de Hellas, parte dos quais foram posteriormente removidos pelo vento e pela torrentes de água que outrora fluiram a partir das encostas a nordeste, através dos vales de Dao e de Harmakhis. O levantamento topográfico da bacia revelou, no entanto, a presença de enormes fluxos de lava solidificados serpenteando em redor de Hellas Chaos, possivelmente com origem em erupções vulcânicas em Amphitrites Patera, um vulcão situado junto ao extremo meridional de Hellas.

Pormenor de uma depressão alongada em Hellas Chaos, numa perspetiva criada a partir de imagens obtidas pela câmara estéreo de alta resolução da sonda Mars Express, a 23 de janeiro de 2014.
Crédito: ESA/DLR/FU Berlin.

Na imagem podemos ver uma depressão alongada tingida pela geada, com muitas colinas pequenas, com superfícies rugosas, elevando-se do seu interior. A depressão é flanqueada a sul por duas cristas iluminadas pelo Sol, que nessa altura espreitava no céu, cerca de 25º acima do horizonte. A norte estende-se uma área coberta por grandes poços de sublimação intercalados por terrenos com padrões poligonais. Estes padrões são criados pela contração e relaxamento da superfície resultantes dos ciclos de congelação e degelo gerados pelas mudanças de estação.

domingo, 23 de novembro de 2014

Grande Mancha Vermelha de Júpiter é provavelmente uma queimadura solar

A Grande Mancha Vermelha de Júpiter vista pela sonda Voyager 1, a 02 de março de 1979.
Crédito: NASA/JPL/Björn Jónsson.

Com duas a três vezes o diâmetro da Terra, a Grande Mancha Vermelha (GMV) de Júpiter é uma das mais proeminentes estruturas do Sistema Solar. Reconhecível através de um pequeno telescópio, a sua distintiva coloração tem permanecido, no entanto, um verdadeiro enigma, desde há pelo menos três séculos.

Baseados na análise de dados obtidos pela sonda Cassini, cientistas do Laboratório de Propulsão a Jato, nos Estados Unidos, vêm agora sugerir que a tez avermelhada da GMV poderá ser gerada por reações de fotólise, envolvendo compostos químicos presentes nas camadas mais elevadas da atmosfera joviana. Estes resultados contradizem uma outra hipótese concorrente, que propõe que a coloração da gigantesca tempestade se deve ao afloramento de materiais produzidos em regiões mais profundas na troposfera.

O trabalho foi recentemente apresentado pelo astrónomo Kevin Baines, um dos membros da equipa científica da missão Cassini, na 46º Reunião Anual da Divisão para as Ciências Planetárias da Sociedade Astronómica Americana, em Tucson, Arizona, nos Estados Unidos.

Numa experiência realizada em laboratório, Baines e colegas expuseram acetileno (C2H2) e amoníaco (NH3) (compostos gasosos presentes na atmosfera de Júpiter) a intensa radiação ultravioleta, com o objetivo de simularem os efeitos produzidos pela luz solar nos materiais presentes no topo das nuvens mais altas da GMV. A experiência teve como resultado a produção de cromóforos com propriedades óticas semelhantes às previstas por um modelo da GMV, criado pela equipa com base nas observações realizadas em dezembro de 2000, pelo instrumento VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) da sonda Cassini - um modelo onde os materiais coloridos se encontram confinados nas camadas mais elevadas do gigantesco ciclone.

"O nosso modelo sugere que a maior parte da GMV, logo abaixo da camada superior de nuvens de material avermelhado, é na verdade bastante suave em termos de cor", afirmou Baines. "Debaixo da queimadura solar avermelhada, as nuvens são provavelmente esbranquiçadas ou acinzentadas."

Estes resultados contrariam a hipótese de que os materiais avermelhados do topo das nuvens mais altas da GMV possam ser compostos químicos formados em camadas mais profundas da atmosfera joviana. De acordo com Baines, se estes materiais fossem transportados a partir de camadas atmosféricas mais interiores, estariam certamente presentes em outras altitudes, o que acentuaria a coloração avermelhada da gigantesca tempestade.

O gigante Júpiter, numa imagem obtida pela sonda Cassini, a 29 de dezembro de 2000.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

Júpiter é composto, essencialmente, por hidrogénio e hélio, com apenas quantidades vestigiais de alguns outros elementos. Os cientistas estão interessados em perceber quais são as combinações de elementos responsáveis pela variedade de tonalidades exibidas pelas nuvens jovianas - uma informação essencial para a determinação da composição do planeta.

Numa primeira fase da sua experiência, os investigadores usaram hidrossulfureto de amónio ((NH4)SH), um composto presente em grande abundância numa das principais camadas de nuvens de Júpiter. Porém, os produtos da reação apresentavam brilhantes tonalidades de verde, em vez da característica coloração avermelhada da GMV - um resultado surpreendente que levou Baines e colegas a experimentarem combinações simples, compostas por amoníaco e por outros hidrocarbonetos comuns nas camadas mais elevadas da atmosfera joviana.

A intensa coloração da GMV parece estar relacionada com a altitude particularmente elevada das suas nuvens. "A GMV é extremamente alta", disse Baines. "Atinge altitudes muito mais elevadas que as nuvens de outros locais em Júpiter."

Os fortes ventos no interior da tempestade transportam partículas de gelo de amoníaco até altitudes muito superiores às de outros locais no planeta, expondo-as a uma maior quantidade de radiação ultravioleta. Confinadas pela vorticidade da tempestade, estas partículas acumulam-se nesta região, o que intensifica a tonalidade avermelhada do topo das nuvens mais altas da GMV.

Noutros locais de Júpiter, a atmosfera apresenta uma paleta de cores mais variada, que inclui diferentes tonalidades de laranja, castanho e vermelho. Segundo Baines, estes são locais onde as nuvens presentes nas camadas mais elevadas da troposfera são mais finas, o que permite a visualização de regiões mais profundas, onde existem compostos mais coloridos.

Podem ler o resumo deste trabalho aqui (página 243).

segunda-feira, 17 de novembro de 2014

Rosetta vê viagem atribulada da sonda Philae

Composição de imagens captadas a 12 de novembro de 2014, pelo sistema OSIRIS da sonda Rosetta, mostrando a pequena sonda Philae pairando acima da superfície do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS para a equipa OSIRIS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

A ESA divulgou hoje esta espetacular composição de imagens, onde é possível ver a jornada da sonda Philae durante a sua aproximação a 67P/Churyumov–Gerasimenko, e no ressalto resultante do seu primeiro contacto com a superfície do cometa.

As imagens foram obtidas pela câmara de ângulo fechado do sistema OSIRIS da sonda Rosetta, a cerca de 15,5 quilómetros de altitude, e confirmam que a pequena sonda virou para leste logo após o seu primeiro contacto, viajando a uma velocidade de 0,5 m/s. A equipa da missão desconhece, ainda, o paradeiro exato da Philae, mas espera que imagens como estas possam fornecer pistas importantes.

sábado, 15 de novembro de 2014

Philae completa missão primária

Local do primeiro contacto da sonda Philae com a superfície do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko, visto pela câmara de navegação da Rosetta, a 12 de novembro de 2014. As duas imagens que compõem esta animação mostram o súbito aparecimento de uma mancha escura no centro de Agilkia - uma clara evidência de que a pequena sonda tocou no interior da elipse de pouso.
Crédito: ESA/Rosetta/NAVCAM.

Foi atribulada a chegada da sonda Philae à superfície do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. A análise dos dados enviados na passada quarta-feira revelou que a sonda poisou não uma, mas três vezes! O primeiro contacto ocorreu no centro de Agilkia, pelas 15:34 (hora de Lisboa), contudo, como os arpões de fixação não dispararam, a Philae acabou por ressaltar duas vezes, antes de se imobilizar em definitivo, algures longe do local inicialmente previsto.

Dados preliminares do instrumento CONSERT (Comet Nucleus Sounding Experiment by Radiowave Transmission) sugerem que a pequena sonda viajou durante cerca de 2 horas, até às proximidades de uma grande depressão, conhecida por local B. As imagens obtidas pelas câmaras do sistema ÇIVA mostram que a Philae repousa agora na sombra de um penhasco, o que limita significativamente a exposição dos seus painéis à luz solar.

Panorâmica do local de pouso da sonda Philae, construída com imagens obtidas pelo sistema ÇIVA, a 12 de novembro de 2014.
Crédito: ESA/Rosetta/Philae/ÇIVA.

Apesar destes contratempos, a Philae prosseguiu com as suas observações na superfície do cometa, completando a sua missão primária ao fim de quase 57 horas. Ontem, pelas 22:19 (hora de Lisboa), a pequena sonda entrou em contacto com a Rosetta. No início, o sinal era intermitente, mas acabou por rapidamente estabilizar, mantendo-se em boas condições até às 00:36 (hora de Lisboa). Durante esse período, a Philae enviou os últimos pacotes de dados científicos, completando assim todas as atividades planeadas para esta fase da missão.

Entretanto, os níveis de energia na bateria primária caíram para valores muito baixos, o que fez com que a Philae entrasse em modo de hibernação. A partir de agora, não será possível voltar a contactar a pequena sonda, sem que os seus painéis solares recebam luz suficiente para recarregarem a sua bateria secundária. Na atual posição, a Philae tem disponíveis apenas 1 hora e meia de luz solar por dia (67P/Churyumov–Gerasimenko tem um período de rotação de 12,4 horas), um período significativamente inferior às quase 7 horas de iluminação providenciadas pelo local de pouso original.

Ontem, o corpo da sonda elevou-se cerca de 4 cm e rodou aproximadamente 35º, numa tentativa de aumentar a área de exposição dos painéis laterais à luz solar. Esta nova orientação deverá permitir o acesso a uma maior quantidade de energia, aumentando assim a probabilidade da pequena sonda reativar os seus instrumentos científicos, quando o cometa se encontrar mais próximo do periélio.

quarta-feira, 12 de novembro de 2014

Sucesso! Philae alcança a superfície do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko!

Superfície do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, vista pela sonda Philae, a uma altitude de cerca de 3 quilómetros. Imagem obtida durante a sua descida em direção ao cometa, a 12 de novembro de 2014.
Crédito: ESA/Rosetta/Philae/ROLIS/DLR.

A missão Rosetta alcançou esta tarde mais um feito histórico. Depois de uma angustiante espera de 7 horas, o centro de comando da missão recebeu, pelas 16:03 (hora de Lisboa), o tão aguardado sinal confirmando a chegada da sonda Philae à superfície do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

No entanto, nem tudo correu de acordo com o previsto. Aparentemente, os arpões que deveriam fixar a Philae na superfície do cometa não dispararam, e as comunicações com a Terra têm sofrido diversas interrupções. Os engenheiros da ESA estão a analisar estes dois problemas, para perceberem qual será o seu impacto no futuro da missão.

À parte destas anomalias, tudo o resto segue dentro da normalidade. A Philae iniciou já a primeira sequência de observações científicas - uma sequência que incluirá as primeiras imagens da superfície de um cometa.

Missão Rosetta: transmissão em direto da viagem da sonda Philae até à superfície do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko

Representação artística do início da viagem da sonda Philae até ao cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko.
Créditos: ESA/ATG medialab; imagem do cometa: ESA/Rosetta/Navcam.

A Philae iniciará dentro de algumas horas uma descida vertiginosa até à superfície do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. A Rosetta deverá libertar o pequeno módulo pelas 09:03 (hora de Lisboa), a uma distância de cerca de 22,5 quilómetros do centro do cometa. A chegada a Agilkia (o seu destino na "cabeça" do cometa) ocorrerá cerca de 7 horas depois, pelas 16:02 (hora de Lisboa).

Este será um acontecimento ímpar na história da exploração espacial - pela primeira vez, uma sonda irá pousar na superfície de um cometa. O evento terá cobertura em direto, a partir do centro de comando da missão, em Darmstadt, na Alemanha. Vejam em baixo:


sábado, 8 de novembro de 2014

Esculpido pela luz

A ESA divulgou ontem esta assombrosa imagem do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. Obtida pela câmara de navegação da sonda Rosetta, a imagem mostra os dois lobos do núcleo do cometa em contraluz.

O cometa 67P/Churymov-Gerasimenko, visto pela sonda Rosetta, a 04 de novembro de 2014.
Crédito: ESA/Rosetta/NAVCAM.

O lobo maior encontra-se em primeiro plano, e ilumina com o seu brilho o lado nocturno do lobo mais pequeno. No meio dos dois é possível ver um conjunto de jatos partindo do "pescoço" do cometa. Estes jatos resultam da sublimação de materiais provenientes da superfície, por exposição de regiões ricas em compostos voláteis à radiação solar. Este processo parece ser fundamental na evolução geológica da superfície dos núcleos dos cometas.

Descoberta nuvem de gelo de metano na estratosfera de Titã

Nuvem estratosférica de metano fotografada pelo espectrómetro VIMS da sonda Cassini, a 29 de dezembro de 2006.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona/LPGNantes.

Cientistas identificaram uma nuvem de gelo de metano de grandes dimensões, pairando a uma altitude inesperadamente elevada, sobre a região do polo norte de Titã. Fotografada pela Cassini em dezembro de 2006, a estrutura tem características semelhantes às nuvens nacaradas - nuvens estratosféricas com irisação muito acentuada, semelhantes a cirros ou altocúmulos, formadas durante os meses de inverno, sobre as regiões dos polos terrestres.

"É completamente nova esta ideia de que se poderiam formar nuvens de metano a esta altitude, em Titã", afirmou Carrie Anderson, investigadora da missão Cassini, e primeira autora deste trabalho. "Ninguém considerava isto possível."

Sob as condições gélidas de Titã, o metano mimetiza o comportamento da água na Terra. Durante a primavera, as latitudes mais elevadas de Titã vão sendo progressivamente aquecidas, o que promove a vaporização do metano nos mares e lagos das regiões polares, e a sua ascensão até às regiões mais frias da troposfera, a camada mais baixa da atmosfera. A acumulação de metano nestas regiões conduz à formação de nuvens, que por sua vez produzem precipitação, devolvendo assim o metano à superfície.

A nuvem agora descoberta formou-se em plena estratosfera, a camada atmosférica situada logo acima da troposfera. Os cientistas tinham já observado outras nuvens nesta região, incluindo nuvens muito finas e difusas resultantes da condensação de compostos como o etano (C2H6), uma molécula formada pela decomposição fotoquímica do metano, e o dicianoacetileno (C4N2), o cianoacetileno (HC3N) e o ácido cianídrico (HCN), compostos resultantes de reações químicas entre os subprodutos do metano e o azoto atmosférico.

A presença de nuvens de metano na estratosfera de Titã era, no entanto, até agora, considerada altamente improvável. Uma vez que a troposfera aprisiona grande parte do vapor de metano, a sua condensação a altitudes mais elevadas requer temperaturas extremamente baixas na tropopausa (a fronteira entre a troposfera e a estratosfera, situada cerca de 40 a 44 quilómetros acima da superfície). Dados obtidos pelo instrumento HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument) da sonda Huygens, em janeiro de 2005, revelaram, porém, uma temperatura na tropopausa próxima dos -203 ºC, um valor ainda assim demasiado elevado para permitir a formação de nuvens de metano nesta região.

Estas medições foram realizadas cerca de 10º a sul do equador de Titã. No entanto, dados mais recentes, obtidos pelo instrumento CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) da Cassini, sugerem que a distribuição das temperaturas na tropopausa não é homogénea, e que sobre os polos esta camada é aproximadamente 6º C mais fria do que nas regiões equatoriais. A diferença é suficientemente grande para se formarem cristais de gelo de metano na estratosfera sobre os polos, o que poderia explicar a presença da nuvem observada em 2006, sobre a região do polo norte de Titã.

De acordo com a equipa liderada por Anderson, esta identificação é suportada por outras evidências. A estrutura tinha uma altitude máxima de 55 quilómetros e apresentava uma opacidade relativamente elevada, em particular, a altitudes próximas dos 35 quilómetros, o que requer a presença de partículas com dimensões superiores a 10 µm. Ambas as condições sugerem o gelo de metano como único candidato viável para a composição dos cristais de gelo no interior da nuvem.

O mecanismo de formação destes sistemas de grande altitude parece ser diferente do que acontece na troposfera. Titã tem um padrão de circulação global, no qual o ar quente proveniente do hemisfério estival ascende até à estratosfera, circulando depois, lentamente, em direção ao polo hibernal. Quando atinge esta região, a ar afunda de regresso à superfície, arrefecendo durante a descida, o que permite a formação das nuvens estratosféricas de metano.

"A Cassini tem estado constantemente a reunir evidências deste padrão de circulação global, e a identificação desta nova nuvem de metano é outro forte indicador de que este processo funciona tal como nós pensamos", disse Michael Flasar, investigador principal da equipa responsável pelo instrumento CIRS, e um dos coautores deste trabalho.

Tal como as nuvens nacaradas da Terra, a nuvem de metano agora identificada encontrava-se nas proximidades do polo hibernal, acima da latitude 65º N. Anderson e colegas estimam que a concentração de metano nestas regiões permita a formação destas estruturas em Titã, a uma altitude entre os 48 e os 20 quilómetros.

Estes resultados foram divulgados num artigo recentemente publicado na revista Icarus. Podem encontrá-lo aqui.

quarta-feira, 29 de outubro de 2014

Hubble fotografa um olho gigante na face de Júpiter

Júpiter visto pelo telescópio espacial Hubble, a 21 de abril de 2014.
Crédito: NASA/ESA/A. Simon (Goddard Space Flight Center).

No passado mês de abril, o telescópio espacial Hubble fotografou o que parece ser um gigantesco olho na face turbulenta de Júpiter. Na altura, o Hubble estava a monitorizar mudanças na dinâmica interna da Grande Mancha Vermelha (GMV), quando a sombra da lua Ganimedes atravessou o centro da imensa tempestade. Por momentos, o alinhamento fortuito deu ao planeta a aparência de um gigante ciclope encarando os seus observadores na Terra.

A GMV foi descoberta em 1665, pelo astrónomo Giovanni Domenico Cassini. Observações recentes sugerem que a tempestade tem vindo a diminuir significativamente de tamanho nos últimos anos, atingindo no início deste ano um diâmetro inferior a 16,5 mil quilómetros.

domingo, 26 de outubro de 2014

Terra tem água mais antiga que o Sol

Ilustração da viagem da água, desde a nuvem molecular progenitora do Sol até à sua incorporação nos planetas.
Crédito: Bill Saxton/NSF/AUI/NRAO.

A água foi crucial no desenvolvimento da vida na Terra, pelo que a identificação da sua origem poderá ajudar a estimar a probabilidade da existência de vida noutros planetas. Uma equipa de investigadores abordou esta questão num estudo recentemente publicado na revista Science, e concluiu que uma parte importante da água no Sistema Solar poderá ter vindo de pequenos fragmentos de gelo de água formados no espaço interestelar. Esta descoberta sugere que a água é um ingrediente amplamente disponível para a formação de planetas, o que tem profundas implicações na abundância de sistemas planetários com planetas potencialmente habitáveis.

A água está em toda a parte no Sistema Solar. Podemos encontrá-la não só nos oceanos da Terra, mas também no interior de crateras permanentemente sombrias nas regiões polares de Mercúrio, no regolito da superfície da Lua, nas calotes polares de Marte, nas luas geladas dos gigantes gasosos, nos gelos dos cometas, ou nas rochas dos asteroides carbonáceos. Sendo os objetos mais primitivos do Sistema Solar, os cometas e os asteroides são particularmente interessantes porque retêm os traços gerais das condições presentes nos primórdios da formação dos planetas. Contudo, apesar de fornecerem informações inestimáveis acerca da distribuição de compostos voláteis logo após o nascimento do Sol, a origem da água nestes objetos permaneceu até hoje um mistério.

No início da formação do Sistema Solar, o Sol encontrava-se rodeado por um disco protoplanetário, a partir do qual viriam a emergir a Terra e os outros planetas. No entanto, até agora, os cientistas não sabiam se as partículas de gelo, que nesta altura vagueavam em redor do Sol, seriam as mesmas da nuvem molecular progenitora da nossa estrela, ou se esta água interestelar teria sido destruída e recriada por reações químicas no interior do disco protoplanetário.

"Porque é que isto é importante? Se nos primórdios do Sistema Solar, a água foi principalmente herdada do gelo proveniente do espaço interestelar, então é provável que gelos semelhantes, junto com a matéria orgânica prebiótica que contêm, sejam abundantes na maioria ou em todos os discos protoplanetários, em redor de estrelas em formação", explicou Conel Alexander, investigador do Instituto Carnegie de Washington, nos Estados Unidos, e coautor deste trabalho. "Mas se a água presente nos primórdios do Sistema Solar foi, em grande parte, resultante de processamento químico local, durante o nascimento do Sol, então é possível que a abundância de água nos sistemas planetários em formação varie consideravelmente, o que obviamente teria implicações no potencial para o aparecimento de vida noutros locais."

O planeta azul visto pela sonda MESSENGER, a 02 de agosto de 2005.
Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington/Gordan Ugarkovic.

Para determinarem o cenário mais provável, os investigadores focaram-se no hidrogénio e no seu isótopo mais pesado, o deutério. Os isótopos são átomos do mesmo elemento, mas com um número diferente de neutrões. A diferença de massa influencia de forma subtil o comportamento dos diferentes isótopos nas reações químicas, pelo que a razão de deutério/hidrogénio (D/H) nas moléculas de água varia de acordo com as condições em que estas são criadas.

Como no espaço interestelar a água é formada a temperaturas muito baixas e sob intensa radiação cósmica, as moléculas de água interestelares tendem a ter uma razão D/H cerca de seis vezes superior às encontradas na Terra e noutros corpos do Sistema Solar. Para esclarecerem a origem do deutério no Sistema Solar, os investigadores criaram modelos que simulam um disco protoplanetário desprovido de deutério. Partindo desta condição inicial, a equipa testou a formação de água com deutério, também conhecida por água pesada, durante um período de um milhão de anos. O objetivo deste exercício foi verificar se o sistema poderia atingir as razões D/H observadas em amostras de meteoritos, nos oceanos terrestres, e nos cometas.

"Deixámos a química evoluir ao longo de um milhão de anos - o tempo de vida típico de um disco protoplanetário - e descobrimos que os processos químicos no disco eram ineficientes na formação de água pesada por todo o Sistema Solar", afirmou Ilsedore Cleeves, investigadora da Universidade de Michigan, nos Estados Unidos, e primeira autora do trabalho. "O que isto implica é que, se o disco planetário não produziu a água, então herdou-a. Consequentemente, uma fração da água no nosso Sistema Solar é mais antiga que o Sol."

Cleeves e colegas estimaram que 7 a 50% da água presente nos nossos oceanos terá tido origem no meio interestelar! "Estes resultados têm implicações bastante emocionantes", acrescenta Cleeves. "Se a formação da água fosse um processo local (...), a quantidade de água e de outros ingredientes químicos importantes, necessários para a formação da vida, poderia variar de sistema para sistema. No entanto, porque alguns dos gelos quimicamente ricos da nuvem molecular são diretamente herdados, os jovens sistemas planetários têm assim acesso a estes importantes ingredientes."

Podem encontrar todos os pormenores deste trabalho aqui.

sábado, 25 de outubro de 2014

Ambição


Foi hoje oficialmente apresentado o filme Ambition, uma curta película de promoção da missão europeia Rosetta. Rodado numa paisagem desolada, na Islândia, Ambition mostra um mestre e a sua jovem aprendiz criando modelos de planetas, luas, asteroides e cometas a partir de terra e cascalho.

Enquanto manipula a sua pequena versão do Sistema Solar, o mestre disserta sobre a insistente procura do ser humano pela origem da água, o ingrediente essencial para a vida na Terra.

"Com o tempo, voltámo-nos para os cometas", explica. "Um bilião de bolas celestes de poeira, gelo, moléculas complexas, que sobraram do nascimento do nosso Sistema Solar. Outrora considerados como mensageiros da desgraça e destruição, e no entanto, tão encantadores... E fomos apanhar um: um plano incrivelmente ambicioso."



Ambition é um projeto que nasceu de uma colaboração entre a ESA e a Platige Image. Dirigido pelo polaco Tomasz Bagiński, o filme conta com a participação do ator irlandês Aiden Gillen, conhecido pela sua aparição na série Game of Thrones, no papel de Lord Petyr Baelish.

Ambition invoca a missão Rosetta como símbolo da conquista do impossível. Após décadas de planeamento, construção e jornada pelos limites do Sistema Solar interior, a pequena sonda europeia alcançou, finalmente, em Agosto passado, o seu objetivo máximo: orbitar o núcleo do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko.

Cumprido que está este desafio, a Rosetta prepara-se agora para um novo objetivo, ainda mais ambicioso: colocar a pequena sonda Philae na superfície do cometa. Agendada para 12 de novembro, a manobra tornar-se-á um marco histórico na exploração espacial - a primeira abordagem de um veículo espacial a um dos mais misteriosos objetos do Sistema Solar.

quarta-feira, 22 de outubro de 2014

Siding Spring visto pela Mars Reconnaissance Orbiter

Imagens de alta-resolução do cometa Siding Spring, obtidas pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter, no dia 19 de outubro de 2014.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.

A NASA divulgou ontem imagens do cometa C/2013 A1 (Siding Spring), obtidas no passado domingo pela câmara HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Captadas a uma distância mínima de 138 mil quilómetros, as imagens mostram o núcleo e a parte mais brilhante da cabeleira do cometa, com uma resolução de aproximadamente 138 metros por pixel.

Antes da sua passagem por Marte, os astrónomos estimavam que o núcleo de Siding Spring teria cerca de 1 quilómetro de diâmetro. As novas imagens da HiRISE mostram, no entanto, uma região central mais brilhante com apenas 2 a 3 pixels de diâmetro, o que sugere a presença de um corpo sólido com um diâmetro inferior a 500 metros.

Estas observações só foram possíveis devido ao trabalho meticuloso dos engenheiros da Lockheed-Martin. Para se certificarem de que iriam saber com exatidão a posição de Siding Spring, a equipa usou a câmara HiRISE para detetar o cometa 12 dias antes do evento. Para sua surpresa, Siding Spring não se encontrava exatamente na direção prevista.

Os novos dados permitiram aos engenheiros do Laboratório de Propulsão a Jato recalcularem a trajetória do cometa, o que por sua vez possibilitou uma correta reorientação da MRO durante a fase de maior aproximação. Sem esta atualização, o cometa poderia nunca ter ficado no campo de visão da HiRISE.

terça-feira, 21 de outubro de 2014

Opportunity fotografa o cometa Siding Spring

Cometa Siding Spring visto pelo robot Opportunity, a 19 de outubro de 2014.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/Cornell Univ./ASU/TAMU.

Foram divulgadas há pouco as primeiras imagens do cometa C/2013 A1 (Siding Spring), obtidas a partir da superfície de Marte. Captadas pelo robot Opportunity, as imagens mostram o cometa cerca de duas horas e meia antes de alcançar o ponto de maior aproximação ao planeta. Na altura, os céus sobre a cratera Endeavour estavam ainda suficientemente escuros para que a cabeleira difusa de Siding Spring se destacasse com relativa facilidade na direção da constelação da Baleia, entre as estrelas α Ceti (Menkar) e ο Ceti (Mira).

sábado, 18 de outubro de 2014

Encontro com um cometa

Representação artística do encontro do cometa Siding Spring com o planeta Marte, a 19 de outubro de 2014.
Crédito: NASA.

Será já amanhã que o cometa C/2013 A1 (Siding Spring) passará a uma curta distância do planeta Marte. O núcleo do cometa tem cerca de 700 metros de diâmetro e deverá alcançar uma distância mínima de 137 mil quilómetros da superfície marciana, pelas 19:29 (hora de Lisboa). Marte passará através da parte mais densa da cabeleira cerca de 100 minutos depois, pelo que a frota de sondas da NASA, ESA e ISRO estará na altura abrigada no lado oposto do planeta para evitar possíveis colisões com partículas do cometa. Ainda assim, estão planeadas sessões especiais de observação do evento para as cinco sondas na órbita de Marte e para os dois robots na superfície do planeta.

O encontro poderá ser acompanhado em direto via livestream, desde o Centro de Operações Espaciais da ESA, em Darmstadt, na Alemanha, a partir das 18:50 (hora de Lisboa). Vejam em baixo:


Atualização: Devido a problemas técnicos, a transmissão em direto do Centro de Operações Espaciais da ESA foi substituída por um Google hangout. Vejam em baixo:


Um oceano em Mimas?

A lua Mimas, com a sua proeminente cratera Herschel, num mosaico criado com imagens obtidas pela sonda Cassini, a 13 de fevereiro de 2010.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

Esconderá Mimas um oceano no seu interior? De acordo com um novo estudo publicado esta semana na revista Science, esta é uma fascinante possibilidade. Partindo de uma análise detalhada de imagens obtidas pela sonda Cassini, os autores descobriram que a amplitude da libração longitudinal de Mimas é superior ao que seria de esperar para um corpo em equilíbrio hidrostático. O fenómeno sugere dois cenários intrigantes: ou a pequena lua tem um oceano no seu interior, ou o seu núcleo tem uma forma semelhante à de uma bola de râguebi.

"Os dados sugerem que algo não está bem, por assim dizer, no interior de Mimas", afirmou Radwan Tajeddine, investigador da Universidade de Cornell, nos Estados Unidos, e primeiro autor deste trabalho. "A quantidade de oscilação que medimos é duas vezes superior ao previsto."

Tal como muitas outras luas no Sistema Solar (incluindo a nossa), Mimas tem sempre a mesma face voltada para Saturno - um efeito resultante de uma sincronização entre a sua rotação e a sua órbita em redor do planeta. Esta coincidência resulta de uma ressonância rotação-translação 1:1, provocada pela influência gravitacional de Saturno. A órbita de Mimas é, no entanto, significativamente excêntrica, o que produz uma ligeira oscilação longitudinal ao longo de cada revolução - um fenómeno a que os cientistas chamam de libração longitudinal.

"O estudo das librações pode fornecer informações úteis acerca do que se passa no interior de um objeto", disse Tajeddine. "Neste caso, está a dizer-nos que esta pequena lua crivada de crateras poderá ser mais complexa do que pensávamos."

Para medirem as amplitudes de libração longitudinal de Mimas, os investigadores construíram um modelo tridimensional da pequena lua, a partir de imagens de alta-resolução obtidas pela sonda Cassini. Após analisarem o movimento de centenas de pontos de referência na sua superfície, Tajeddine e colegas descobriram que estes oscilam numa amplitude máxima de 6 quilómetros, cerca do dobro do previsto, tendo em conta o diâmetro de Mimas e a excentricidade da sua órbita.

Mimas em frente de Saturno, numa imagem obtida pela sonda Cassini, a 26 de novembro de 2008.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

Após testarem vários modelos do interior da pequena lua, os investigadores reduziram as hipóteses apenas a dois cenários possíveis: uma estrutura composta por um núcleo rochoso muito alongado rodeado por uma camada de gelo esférica, ou um oceano subsuperficial isolado por uma espessa camada de gelo.

Se se confirmar o primeiro cenário, esta poderá ser uma pista fundamental para a evolução de Mimas desde a sua formação, há mais de 4 mil milhões de anos. De acordo com os investigadores, o núcleo poderia ter adquirido a sua forma invulgar, se se tivesse formado numa região muito mais próxima de Saturno, onde as forças de maré são mais intensas. A pequena lua poderia, depois, ter migrado para uma órbita mais exterior, acumulando na sua superfície camadas sucessivas de gelo, que por serem mais deformáveis, adquiririam uma forma mais esférica. No entanto, seria de esperar a presença de vestígios desse núcleo fóssil emergindo na superfície de Mimas, algo que os investigadores não encontraram.

O cenário alternativo é a presença de um oceano de água líquida, cerca de 24 a 31 quilómetros abaixo da superfície envelhecida da pequena lua. Com cerca de 396 quilómetros de diâmetro, Mimas é demasiado pequena para conservar o calor interno gerado ao longo da sua história pelos elementos radioativos acumulados durante a sua formação, pelo que terá sido necessária outra fonte de energia para manter um oceano subsuperficial. Os investigadores sugerem que a sua órbita poderá ter sido mais excêntrica no passado, o que poderia ter assegurado calor de maré suficiente para derreter o gelo no seu interior.

Caso se confirme esta possibilidade, Mimas juntar-se-á ao clube de objetos no Sistema Solar, cujos interiores poderão albergar oceanos de água líquida, um grupo onde estão incluídas as luas jovianas Europa, Ganimedes e Calisto, os satélites de Saturno Encélado e Titã, e a companheira de Plutão, a lua Caronte. A Cassini irá sobrevoar a superfície de Mimas, a 13 de janeiro de 2016, a uma distância de 28 mil quilómetros. Este será o mais próximo de um conjunto de encontros agendados para 2016 e 2017 - uma mão cheia de oportunidades para os cientistas poderem recolher mais dados que possam ajudar a esclarecer esta questão.

Podem encontrar mais pormenores acerca deste trabalho aqui.