Pastoras do anel F

Pandora (à esquerda) e Prometeu (à direita) juntas ao anel F. Imagens obtidas pela sonda Cassini, a 15 de Janeiro de 2013.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

Na passada terça-feira, a sonda Cassini realizou uma série de observações astrométricas de algumas das pequenas luas interiores de Saturno, incluindo estas duas de Pandora e de Prometeu. Estas observações têm como objectivo melhorar o conhecimento das suas órbitas, que podem ser profundamente influenciadas por perturbações gravitacionais das grandes luas geladas de Saturno.
Apesar de Prometeu e Pandora serem ambas luas pastoras do anel F, apenas a primeira é responsável pelos torções e entalhes visíveis na sua estrutura. No ano passado, cientistas da missão Cassini verificaram que as interacções gravitacionais de Prometeu com o anel geram hordas de pequenos objectos constituídos por frágeis aglomerados de partículas. A maioria destes objectos têm uma existência efémera, mas alguns conseguem sobreviver o suficiente para colidirem eles próprios com o anel e formarem os seus próprios entalhes.

Gesso em Yellowknife Bay?

Yellowknife Bay mostrou ser uma agradável surpresa! Anteontem, a equipa científica da missão Curiosity deu a conhecer os resultados das primeiras observações realizadas em algumas das rochas encontradas no local. Toda a área explorada no interior da depressão pelas câmaras do robot da NASA exibe uma diversidade impressionante de rochas sedimentares, cuja a morfologia sugere terem sido depositadas e, posteriormente, transformadas por água líquida.

Rota seguida pelo robot Curiosity até Yellowknife Bay, em Glenelg.
Crédito: NASA/JPL/UA/Phil Stooke.

Muitas das rochas observadas pelo Curiosity apresentam fracturas preenchidas por um curioso material esbranquiçado. Análises preliminares realizadas pela ChemCam revelam a presença neste material de elevados níveis de cálcio, sulfato e hidrogénio, o que sugere que estes veios contêm cristais de sulfato de cálcio hidratado (provavelmente gesso). Na Terra, a formação de veios com características semelhantes requer a circulação de fluídos aquosos em fracturas num leito rochoso a temperaturas baixas a moderadas.

Veio mineral esbranquiçado numa rocha em Yellowknife Bay. Composição construída com imagens obtidas pela MAHLI a 15 de Janeiro de 2013.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/Malin Space Science Systems/composição de Sérgio Paulino.

Análises espectrais realizadas pela ChemCam aos veios esbranquiçados das rochas Crest (a vermelho), a 13 de Dezembro de 2012 (sol 125), e Rapitan (a azul), a 23 de Dezembro de 2012 (sol 135). São mostrados para comparação os espectros obtidos numa típica rocha basáltica.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/LANL/CNES/IRAP/LPGNantes/CNRS.

A equipa da missão vai agora enviar o Curiosity até a uma rocha lisa com vários veios esbranquiçados expostos na sua superfície. Denominada John Klein, a rocha foi escolhida como alvo para os primeiros testes de perfuração com a broca existente na extremidade do seu braço robótico.

Rocha John Klein num mosaico de imagens obtidas pela MastCam a 10 de Janeiro de 2013 (sol 153 da missão). Estão destacadas algumas estruturas interessantes: veios (A), uma descontinuidade horizontal a centímetros da superfície (B) e um buraco na areia provavelmente associado a uma fractura (C).
Crédito: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

As amostras recolhidas após as perfurações serão, posteriormente, ingeridas pelo robot e analisadas pelos instrumentos CheMin e SAM para caracterização da sua mineralogia e composição química. A viagem até sopé do monte Sharp deverá ser retomada em meados de Fevereiro, após estarem concluídos todos os trabalhos em John Klein.

O último olhar das MoonKAM

Faltavam apenas 3 dias para os impactos programados das duas sondas gémeas GRAIL numa montanha na região do pólo norte da Lua, quando a equipa da missão activou pela última vez as pequenas MoonKAM da sonda Ebb. Na altura, as duas sondas da NASA viajavam em formação cerca de 10 quilómetros acima da superfície lunar, no lado mais distante da Lua, nas proximidades da cratera de impacto Jackson. O vídeo de baixo mostra parte desse último olhar desta fabulosa missão. Vejam em baixo:

Sequências de imagens obtidas a 14 de Dezembro de 2012, pelas MoonKAM frontal e traseira da sonda Ebb da missão GRAIL. Nas duas sequências foram incluídas, respectivamente, 931 e 1498 imagens individuais, mostradas a uma velocidade 6 vezes superior à velocidade normal.
Crédito:NAS A/JPL-Caltech.

Terão os mares e lagos de Titã gelo flutuante na sua superfície?

Representação artística de gelo flutuante num lago de hidrocarbonetos em Titã.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/USGS.

Titã é o único objecto conhecido no Sistema Solar, além da Terra, a possuir grandes massas líquidas superficiais. Apesar de apenas ter sido confirmada a presença de etano líquido na sua superfície, é praticamente certo que os mares e lagos titanianos possuem também na sua composição quantidades significativas de metano e de propano. Tanto o metano como o etano têm pontos triplos próximos da temperatura e da pressão observadas em Titã , pelo que ambos deverão conviver na sua superfície nos três estados físicos (sólido, líquido e gasoso).
Como o metano e o etano sólidos são mais densos que as respectivas fases líquidas, os cientistas assumiam que os mares e lagos de Titã não possuiam gelo flutuante na sua superfície. Um novo trabalho publicado recentemente na revista Icarus vem agora demonstrar o contrário. Jason Hofgartner e Jonathan Lunine criaram um novo modelo onde consideram não só as variações sazonais de temperatura nas regiões polares de Titã (regiões onde se encontram as maiores massas líquidas de Titã), como também as diferentes misturas presentes nos lagos e mares titanianos resultantes das interacções com a atmosfera (não foi considerada a pequena influência do propano nas misturas).
Os resultados mostram que, no Inverno, o gelo flutua nos mares e lagos ricos numa mistura de metano e de etano, se as temperaturas ambientais atingirem valores inferiores ao ponto de congelação do metano, cerca de 90,7 K (equivalente a - 182,5 ºC). Se a massa líquida for inteiramente constituída por metano, o gelo formado flutuará independentemente da percentagem de ar presente em ambas as fracções sólida e líquida (em Titã, o ar é constituído por 95% de azoto). Em mares e lagos ricos em etano, o gelo só flutuará se a sua porosidade for superior a 5%, um valor plausível tendo em conta a porosidade do gelo de água observada na Terra. No entanto, se a temperatura descer mais alguns graus, o gelo rico em etano apenas se manterá à superfície se a sua porosidade ultrapassar os 10%.

Variações na reflectividade radar de alguns dos lagos do hemisfério norte de Titã. Lagos parcialmente cobertos com hidrocarbonetos líquidos tendem a ter um brilho superior ao dos lagos inteiramente preenchidos.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/ASI/Cornell.

O trabalho de Hofgartner e Lunine parece explicar algumas leituras de radar ambíguas obtidas pela Cassini na superfície de alguns lagos das regiões mais setentrionais de Titã. Caso se confirme a presença de gelo flutuante em Titã, serão importantes as suas implicações do ponto de vista da Astrobiologia. A fronteira entre as fracções líquida e sólida das misturas de metano e de etano poderá providenciar plataformas para a ocorrência de complexas reacções químicas, superfícies com características semelhantes àquelas que certamente foram determinantes no aparecimento da vida na Terra.
Podem ler mais sobre este trabalho aqui.

Missão Kepler soma mais de 2.700 candidatos a planetas extra-solares

Estrelas com respectivos candidatos planetários (representados à escala e a negro sobre a sua estrela) até agora detectados pela missão Kepler. O Sol e o planeta Júpiter estão representados na mesma escala, no canto superior direito.
Crédito: Jason Rowe/NASA Ames Research Center/SETI Institute/adaptado por Sérgio Paulino.

A equipa da missão Kepler divulgou ontem no 221º Encontro da American Astronomical Society (AAS) os resultados obtidos nos primeiros 8 trimestres de observação do seu telescópio. Após 2 anos de contínua monitorização de mais de 100 mil estrelas na direcção da constelação do Cisne, a equipa conseguiu já detectar 2.740 candidatos a planetas extra-solares, orbitando 2.036 estrelas! Podem ler todos os pormenores desta fabulosa descoberta aqui.

Asteróide carbonáceo tingiu de negro a superfície de Vesta

Vesta possui uma das mais diversas e complexas superfícies do Sistema Solar. Muitas das crateras vestianas observadas pela sonda Dawn exibem enigmáticas manchas negras, algumas delas mais escuras que o carvão. A sua presença intrigou os cientistas desde a sua descoberta, mas um novo trabalho publicado recentemente na revista Icarus vem agora revelar a sua verdadeira natureza.

Visão tridimensional da cratera Cornelia numa composição colorida criada com dados obtidos pela sonda Dawn. Reparem nas estrias escuras que adornam o seu interior.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Investigadores liderados por Vishnu Reddy do Instituto Max Planck demonstraram que os materiais negros que tingem as crateras de Vesta são depósitos deixados por um antigo impacto ocorrido na região do pólo sul, há cerca de 2 a 3 mil milhões de anos. Análises espectrais revelaram que estes materiais apresentam uma composição semelhante às inclusões ricas em carbono encontradas nos meteoritos HED (howarditos-eucritos-diogenitos), objectos que se pensa terem tido origem na superfície de Vesta. Estes resultados são uma evidência directa de que os meteoritos HED são verdadeiras amostras meteóricas da superfície vestiana.
O levantamento da sua distribuição na superfície de Vesta conduziu os investigadores a uma assombrosa descoberta. Os materiais negros concentram-se preferencialmente em crateras localizadas na orla das duas gigantescas bacias existentes na região do pólo sul, o que sugere uma ligação aos catastróficos eventos que as esculpiram. Um exame mais aprofundado revela que estes materiais foram, provavelmente, deixados na superfície de Vesta durante a formação de Veneneia, a mais antiga das duas bacias de impacto.

Mapa topográfico mostrando a distribuição dos materiais negros na região do pólo sul de Vesta. Estão assinaladas as bacias de impacto Rheasilvia (traço contínuo) e Veneneia (traço descontínuo).
Crédito: Image credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Para confirmarem a sua hipótese, os investigadores criaram um modelo que reproduz a distribuição global dos materiais negros observada pela sonda Dawn. De acordo com o modelo, Veneneia foi criada pelo impacto de um grande asteróide carbonáceo a uma velocidade relativamente baixa (cerca de 2 km.s^-1). Este objecto terá sido responsável pela presença de cerca de 83% de todos os macroclastos observados nos meteoritos howarditos. O subsequente impacto que formou Rheasilvia apagou cerca de metade de Veneneia, e terá subterrado grande parte do seu ejecta negro com material brilhante proveniente do manto de Vesta. Neste cenário, as manchas negras agora visíveis no interior de muitas crateras são, assim, depósitos exumados por pequenos impactos mais recentes que o responsável por Rheasilvia.
Esta descoberta vem demonstrar como eventos semelhantes aos que criaram Veneneia providenciaram uma abundância de compostos de carbono aos planetas interiores logo após a sua formação. Podem ler mais sobre este trabalho aqui.

Identificado meteorito rico em água com origem na crusta marciana

Northwest Africa (NWA) 7034, um pequeno meteorito marciano recentemente descoberto no deserto do Sahara.
Crédito: NASA.

Investigadores liderados por Carl B. Agee da Universidade do Novo México identificaram o primeiro representante de uma nova classe de meteoritos, provavelmente proveniente da crusta do planeta vermelho. Denominada NWA 7034, a pequena rocha possui na sua composição 10 vezes mais água que os meteoritos marcianos até agora encontrados na Terra. Este trabalho foi publicado na edição de ontem da revista electrónica ScienceExpress (ver aqui).
Descoberto recentemente no deserto do Sahara, o invulgar meteorito viajou até à Universidade do Novo México pelas mãos de Jay Piatek, um cidadão americano que o havia adquirido em 2011 a um comerciante marroquino de meteoritos. A primeira bateria de análises confirmou uma assinatura química nitidamente marciana.
Com cerca de 319,8 g de peso, NWA 7034 é uma pequena rocha ígnea escura com 2,1 mil milhões de anos de idade, o que a torna no segundo meteorito marciano de origem vulcânica mais antigo alguma vez descoberto na Terra. Constituído por fragmentos basálticos cimentados ricos em feldspato e piroxeno, NWA 7034 possui características químicas e petrológicas mais semelhantes às rochas superficiais de Marte, analisadas remotamente pelos robots e pelas sondas enviados pela NASA, do que aos meteoritos SNC (shergottitos, nakhlitos e chassignitos), as únicas amostras meteóricas marcianas até hoje estudadas pelos cientistas. Estas características únicas são uma clara indicação de que este pequeno meteorito terá sido formado na crusta marciana, a partir de fenómenos vulcânicos.
Análises detalhadas à sua composição química revelaram a presença de macromoléculas orgânicas nos fragmentos de feldspato, associadas a óxidos de ferro, o que sugere a ocorrência de modificações geoquímicas secundárias na superfície de Marte. Os investigadores detectaram, ainda, uma razão de isótopos de oxigénio diferente da encontrada em outros meteoritos marcianos, uma provável consequência de interacções com a atmosfera marciana.
A exposição de pequenas amostras de NWA 7034 a temperaturas elevadas revelou uma abundância de água na ordem das 6.000 partes por milhão. De acordo com o grupo de investigadores, essa concentração resultou da exposição do meteorito a fluídos aquosos na superfície do planeta, antes deste ser ejectada para o espaço. Essa exposição terá ocorrido numa altura em que o clima de Marte era já muito semelhante ao actual.