domingo, 31 de janeiro de 2016

Fraturas no interior da cratera Dantu

A cratera Dantu numa composição de duas imagens obtidas pela sonda Dawn, a 21 de dezembro de 2015.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Sérgio Paulino.

Dantu é uma cratera com cerca de 124 km de diâmetro localizada a norte da bacia de Kerwan, na superfície de Ceres. Na imagem de cima podemos ver numerosas fraturas rasgando o terreno rochoso entre a orla da cratera e o complexo de picos centrais (visível a norte).

Estas formações são muito semelhantes às fraturas do chão da cratera Tycho, uma das mais jovens crateras da Lua, e poderão ser uma consequência do levantamento do centro da cratera durante a fase de modificação, ou do rápido arrefecimento da rocha fundida gerada pela imensa energia libertada pelo impacto.

Dantu recebeu o nome do deus do povo Ga responsável pelo registo do tempo e pela plantação de painço. Os Ga habitam a região junto à foz do rio Volta, em África, e são uma das principais etnias do Gana.

sábado, 30 de janeiro de 2016

Um labirinto marciano

Perspectiva sobre um pequeno segmento de Noctis Labyrinthus gerada a partir de imagens obtidas pela câmara estéreo de alta resolução da sonda Mars Express, a 15 de julho de 2015.
Crédito: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

A imagem de cima mostra um pequeno segmento de um vasto sistema de planaltos e vales profundos conhecido por Noctis Labyrinthus. Localizada no extremo ocidental de Valles Marineris, esta região faz parte de uma complexa estrutura em forma de cúpula com mais de 2000 km de diâmetro, que inclui grande parte de Syria Planum, um extenso planalto que se eleva cerca de 6 a 8 km acima do datum geodésico de Marte.

Imagem de contexto mostrando a localização da área visível na imagem de cima.
Crédito:NASA/MGS/Equipa científica do MOLA.

A origem desta formação parece estar intimamente ligada aos episódios de atividade tectónica e vulcânica que moldaram toda a região de Tharsis entre o final do período Noachiano e o início do Hesperiano. Estes surtos de intenso vulcanismo deformaram violentamente a crusta marciana, rasgando nos terrenos adjacentes o intrincado labirinto de fraturas que hoje conhecemos.

O mesmo segmento de Noctis Labyrinthus numa imagem em cores naturais obtida pela sonda Mars Express, a 15 de julho de 2015.
Crédito: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Noctis Labyrinthus estende-se por uma área de 350 mil km2 - o equivalente à área ocupada pela Alemanha. O terreno aqui apresentado corresponde a uma parcela com aproximadamente 120 km de comprimento, centrada num gigantesco maciço ladeado por vales recortados com cerca de 7 km de profundidade.

As áreas planas no topo desta unidade exibem um conjunto de falhas com orientações distintas, provavelmente criadas por sucessivos episódios de movimentos tectónicos na região. Nos flancos podemos ver ainda vestígios de antigos desmoronamentos, com detritos erodidos acumulados na base das vertentes íngremes. Em alguns locais, os fracos ventos marcianos arrastaram a poeira na direção de campos de dunas com uma orientação predominante de nordeste-sudoeste.

quarta-feira, 27 de janeiro de 2016

Extinções precoces poderão explicar o paradoxo de Fermi

Representação artística da superfície do exoplaneta Gliese 667Cd, uma super-Terra potencialmente habitável.
Crédito: ESO/M. Kornmesser.

Em 1950, o físico italiano Enrico Fermi colocou uma importante questão acerca da existência de civilizações extraterrestres: "Onde estão eles?" Tendo em conta a idade e a imensidão do Universo, e a provável abundância de sistemas planetários com condições necessárias ao aparecimento da vida, porque não detetámos ainda evidências de vida inteligente extraterrestre? Conhecida por Paradoxo de Fermi, esta aparente contradição poderá ter afinal uma resposta bastante simples. De acordo com um trabalho publicado na semana passada na revista Astrobiology, a vida noutros planetas poderá ser demasiado efémera para que possa evoluir para formas multicelulares mais complexas.

"O Universo está provavelmente cheio de planetas habitáveis, pelo que muitos cientistas pensam que deveria estar repleto de extraterrestres", disse Aditya Chopra, investigador da Universidade Nacional da Austrália e primeiro autor deste trabalho. "As formas de vida primordiais são frágeis, pelo que pensamos que raramente evoluem de forma suficientemente rápida para sobreviverem. A maioria dos ambientes planetários primitivos são instáveis. Para produzirem um planeta habitável, as formas de vida precisam de regular os gases de efeito de estufa, como a água e o dióxido de carbono, para manterem estáveis as temperaturas na superfície."

Há cerca de 4 mil milhões de anos, Vénus, Marte e a Terra tinham provavelmente reunido quantidades muito semelhantes de água - um dos ingredientes fundamentais para a vida tal como a conhecemos. No entanto, centenas de milhões de anos depois, os três planetas sofreram evoluções radicalmente distintas. Localizado no interior da zona de Goldilocks do Sistema Solar, a Terra tornou-se gradualmente num planeta luxuriante, onde a vida foi prosperando em formas cada vez mais complexas. Vénus, por seu lado, transformou-se rapidamente num mundo infernal sufocado por uma densa atmosfera de dióxido de carbono, enquanto que Marte, pequeno e mais distante, perdeu progressivamente a sua fina atmosfera húmida, o que o tornou no deserto seco e gelado que hoje conhecemos.

"A vida teve provavelmente um papel fundamental na estabilização do clima da Terra", explicou Charley Lineweaver, professor do Instituto de Ciência Planetária da Universidade Nacional da Austrália e coautor deste trabalho. Marte e Vénus, por sua vez, não conseguiram gerar formas de vida capazes de estabilizar um ambiente em rápida transformação, pelo que, se alguma vez existiram, enfrentaram uma extinção precoce.

"O mistério de não termos encontrado ainda sinais extraterrestres pode ter menos que ver com a probabilidade do aparecimento de vida ou de inteligência, e relacionar-se mais com a raridade com que surgem com rapidez mecanismos de regulação biológica dos ciclos de retroação [ambientais] nas superfícies planetárias", afirmou Chopra. De acordo com Chopra e Lineweaver, os planetas rochosos com fontes de energia e ingredientes moleculares essenciais para a vida são provavelmente muito vulgares no Universo. Contudo, quando a vida emerge num planeta, só muito raramente evolui com rapidez suficiente para regular os gases de efeito de estufa a níveis que permitam manter temperaturas na superfície compatíveis com a presença de água no estado líquido. A esta possível solução para o paradoxo de Fermi, os dois investigadores deram o nome de "modelo do gargalo de Gaia".

"Uma previsão intrigante do modelo do gargalo de Gaia", disse Lineweaver, "é que a vasta maioria dos fósseis no Universo são provavelmente [vestígios] de formas de vida microscópicas extintas, e não de espécies multicelulares como os dinossauros ou humanóides, [organismos] que levam milhares de milhões de anos a evoluir."

Podem encontrar todos os detalhes deste trabalho aqui.

quinta-feira, 21 de janeiro de 2016

Confirmada a presença de gelo de água exposto na superfície do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko

Gelo de água exposto na região de Imhotep, na superfície do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. Imagens obtidas em setembro de 2014 pela câmara da navegação da sonda Rosetta.
Crédito: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0.

Observações divulgadas na semana passada pela equipa da missão Rosetta confirmam que duas das manchas brilhantes recentemente descobertas na região de Imhotep, na superfície de 67P/Churyumov–Gerasimenko, correspondem, de facto, a pequenas áreas com quantidades significativas de gelo de água exposto. Os dados foram obtidos entre setembro e novembro de 2014, pelo instrumento VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer), e revelam ainda que as camadas mais superficiais do núcleo do cometa são compostas principalmente por materiais escuros ricos em moléculas orgânicas, misturados com uma pequena quantidade de gelo de água.

O gelo identificado em Imhotep parece estar associado a depósitos de detritos acumulados na base de penhascos, e encontrava-se na altura a uma temperatura média de -120 ºC. Nestes locais foi detetada a presença de grãos de gelo de água puro em cerca de 5% da área de cada píxel da amostragem, sendo o restante constituído por materiais escuros e desidratados. Estes valores foram calculados com base na comparação entre as leituras realizadas pelo VIRTIS e modelos estatísticos que têm em conta a forma como os grãos de gelo de diferentes tamanhos se podem distribuir num único píxel.

A análise dos espetros obtidos em Imhotep permitiu ainda inferir a presença de duas populações distintas de grãos de gelo de água: uma com 33 a 72 µm de diâmetro, e outra de tamanho superior, entre 1,4 e 2,6 mm. Estas dimensões contrastam com os tamanhos inferiores anteriormente identificados nos grãos de gelo da região de Hapi, no "pescoço" do cometa.

Gelo de água junto a um penhasco em Imhotep, numa imagem obtida pelo instrumento VIRTIS na banda do infravermelho (em cima). Comparação com as temperaturas detetadas no mesmo local (em baixo).
Crédito: ESA/Rosetta/VIRTIS/INAF-IAPS/Observatório de Paris-LESIA/DLR; G. Filacchione et al. (2016).

"A existência de várias populações de grãos de gelo na superfície do cometa sugere a ocorrência de diferentes mecanismos de formação, e diferentes escalas temporais para a sua formação", disse Gianrico Filacchione, investigador do Instituto de Astrofísica e Planetologia Espacial, em Itália. Os grãos de gelo observados em Hapi parecem ter origem na fina camada de cristais de gelo formada ciclicamente, a cada rotação do cometa, a partir da rápida congelação do vapor de água que emerge das camadas subsuperficiais logo após o pôr-do-sol.

"Em contraste, os grãos de maiores dimensões que observamos na região de Imhotep têm uma história muito mais complexa" afirmou Filacchione. "A sua formação foi provavelmente lenta, sendo apenas ocasionalmente expostos pela erosão." Tendo em conta que os grãos de gelo presentes na superfície dos cometas têm dimensões tipicamente na ordem das dezenas de micrómetros, a observação de grãos de gelo com alguns milímetros de diâmetro pode ser explicada pelo crescimento de cristais de gelo secundários.

Uma das formas disto acontecer é através da sinterização - um processo no qual os grãos de gelo são compactados num só. Outra possibilidade é a dos cristais de gelo poderem ser criados a partir do congelamento do vapor de água expulso de camadas mais profundas do núcleo cometário pelo calor do Sol. Esta hipótese é suportada pelos resultados de experiências laboratoriais que simulam a sublimação de gelo escondido sob camadas de poeira submetidas à ação da luz solar. Estes testes mostram que mais de 80% do vapor de água libertado não consegue atravessar o manto de poeira, acabando por se depositar novamente nas camadas subsuperficiais.

"O crescimento dos grãos de gelo pode criar camadas mais profundas ricas em gelo com vários metros de espessura", explicou Fabrizio Capaccioni, investigador principal do instrumento VIRTIS. "[Estas camadas] podem depois afectar a estrutura em larga escala, incluindo a porosidade e as propriedades térmicas do núcleo. As finas camadas ricas em gelo que se encontram expostas nas proximidades da superfície podem ser uma consequência da atividade e evolução do cometa, o que implica que a estratificação global não ocorreu necessariamente durante as primeiras fases de formação do cometa."

A equipa da missão está agora a analisar os dados recolhidos numa fase posterior, quando o cometa se encontrava mais próximo do Sol, a fim de perceber de que forma evolui a quantidade de gelo de água exposto na superfície à medida que a temperatura aumenta.

Este trabalho foi publicado na revista Nature. Podem consultar o artigo aqui.

domingo, 17 de janeiro de 2016

Belas imagens de Mimas e Telesto

A Cassini iniciou anteontem a transição entre a segunda fase equatorial e a segunda fase inclinada da missão Solstício, com o primeiro de uma sequência de encontros próximos com a lua Titã. Esta transição assinala um momento importante na missão - o fim dos encontros frequentes entre a sonda da NASA e as luas regulares de Saturno. De agora em diante, a Cassini focará a sua atenção na lua Titã, no sistema de anéis e na atmosfera saturniana, realizando apenas observações ocasionais distantes de algumas das luas geladas do planeta.

A lua Mimas num mosaico de 4 imagens obtidas pela sonda Cassini, a 14 de janeiro de 2016.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Sérgio Paulino.

Antecipando a despedida da fase equatorial, a Cassini realizou na semana passada uma última passagem por algumas das luas interiores de Saturno, incluindo Mimas e a pequena lua Telesto. O encontro com Mimas concretizou-se a uma distância de 27558 km, o que permitiu a captação de um conjunto de imagens de alta resolução do hemisfério oposto ao da cratera Herschel. Esta região é particularmente interessante porque exibe uma série de canhões profundos provavelmente esculpidos pelas ondas de choque geradas pelo impacto que criou a gigantesca cratera.

A pequena lua Telesto vista pela Cassini, a 14 de janeiro de 2016.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

Após o encontro com Mimas seguiu-se uma passagem a apenas 15184 km de distância de Telesto, uma das duas luas troianas de Tétis. Telesto reside no ponto lagrangiano L4 do sistema Saturno-Tétis e apresenta uma superfície surpreendentemente lisa, provavelmente composta por finas partículas de gelo provenientes do anel E. Na imagem de cima podemos ver uma das maiores crateras da pequena lua, uma estrutura com aproximadamente 7 km diâmetro.

quinta-feira, 14 de janeiro de 2016

Plutão em contraluz

A silhueta de Plutão numa composição em cores aproximadamente naturais construída com imagens captadas pela sonda New Horizons, a 14 de julho de 2015 (resolução aproximada: 0,80 km/píxel).
Crédito: NASA/JHUAPL/SwRI.

Na imagem de cima podemos ver detalhes impressionantes das múltiplas camadas de neblina que compõem a atmosfera de Plutão. A imagem resulta da combinação de um mosaico de 4 imagens pancromáticas captadas pela câmara LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) com dados multiespetrais recolhidos pela câmara Ralph/MCIV (Multispectral Visible Imaging Camera), quando a sonda New Horizons se encontrava a uma distância de cerca de 161 mil quilómetros.

Empilhadas até a uma altitude máxima de 200 km, as camadas de neblina são provavelmente acumulações de partículas de pequenas dimensões formadas por misturas de hidrocarbonetos resultantes de reações fotoquímicas envolvendo o metano, o azoto e outras pequenas moléculas presentes na atmosfera de Plutão. Possivelmente com uma coloração vermelha ou acinzentada, estas partículas têm, não obstante, a capacidade de dispersarem de forma eficaz a luz azul. Os intrincados padrões horizontais visíveis na imagem são provavelmente uma consequência do seu fracionamento de acordo com o tamanho nas camadas mais inferiores da atmosfera. Eventualmente, as partículas de maiores dimensões acabam por alcançar a superfície plutoniana, onde formam finos depósitos de cor avermelhada.

terça-feira, 12 de janeiro de 2016

Materiais brilhantes nas paredes de Kupalo

A cratera Kupalo vista pela sonda Dawn, a 21 de dezembro de 2015 (resolução aproximada: 35 metros/píxel).
Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

A imagem de cima mostra o interior da cratera Kupalo, uma das mais jovens crateras de impacto de Ceres. Situada nas latitudes médias do hemisfério sul, Kupalo tem expostos nas suas paredes materiais particularmente brilhantes. Os investigadores da missão vão tentar perceber se estas formações são depósitos salinos e se se encontram de alguma forma relacionadas com as manchas brilhantes observadas no interior da cratera Occator.

Kupalo tem cerca de 26 km de diâmetro e foi apelidada com o nome do deus eslavo da vegetação e das colheitas. "Esta cratera e os seus depósitos recentemente formados serão um alvo de estudo prioritário para a equipa (...)", disse Paul Schenk, investigador da missão Dawn no Instituto Lunar e Planetário, nos Estados Unidos.

A Dawn iniciou no passado mês de dezembro a sua derradeira fase de mapeamento de Ceres, a uma altitude de apenas 385 km. Esta órbita deverá ser mantida até pelo menos o final da missão primária, que está agendada para 30 de junho de 2016.

domingo, 3 de janeiro de 2016

Cometa 67P na noite de Ano Novo

67P visto pela sonda Rosetta, a 31 de dezembro de 2015.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS para a equipa OSIRIS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

Faltavam pouco mais de 2 horas para terminar o ano de 2015 em Portugal continental quando a Rosetta captou este magnífico retrato de um dos extremos da região de Imhotep, na superfície do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

A imagem foi publicada hoje pela ESA no seu novo website "OSIRIS image of the day", um local onde diariamente são divulgadas imagens recentemente captadas pela câmara OSIRIS. Cliquem aqui para verem as anteriores.