Estará o metano a desaparecer da superfície de Titã?

Os grandes mares e lagos da região do pólo norte de Titã. Imagens obtidas pelo instrumento VIMS em Junho de 2010 (a), e pelo RADAR da Cassini em Abril de 2007 (b).

Crédito: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona.

Titã é o único mundo no Sistema Solar, além da Terra, com vastas massas líquidas estáveis na sua superfície. No entanto, de acordo com um estudo recentemente publicado na revista Icarus, o fascinante ciclo do metano actualmente observado na maior lua de Saturno poderá ser apenas uma anomalia geológica temporária.
Uma equipa de investigadores, liderada por Christophe Sotin da NASA, analisou a evolução das grandes massas líquidas existentes na superfície titaniana, ao comparar imagens dos grandes mares e lagos do hemisfério norte de Titã obtidas em 2007 e em 2010, pelos instrumentos VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) e RADAR da sonda Cassini. Os dados mostram que estas massas líquidas mantiveram os seus limites estáveis durante os três anos, o que sugere um equilíbrio entre as taxas de evaporação e de precipitação na região. Como a precipitação de metano em Titã é insuficiente para compensar as taxas de evaporação previstas pelos modelos, Sotin e colegas sugerem que os lagos e mares do hemisfério norte são formados maioritariamente por etano, um hidrocarboneto muito menos volátil que o metano.
O ciclo do metano em Titã é muito semelhante ao ciclo hidrológico terrestre. Porém, ao contrário do que acontece com a água na Terra, em Titã, a fracção líquida de metano é pequena quando comparada com o volume presente na atmosfera. Como o metano é continuamente destruído por fotodissociação nas camadas mais elevadas da atmosfera, dando origem a etano e a outras moléculas mais complexas, o ciclo só pode ser mantido a longo prazo se houver uma compensação proveniente do interior de Titã. Os resultados deste trabalho mostram que tal compensação, caso exista, é insuficiente, e que a intensa actividade química baseada no metano, actualmente observada na maior lua de Saturno, poderá cessar dentro de algumas dezenas de milhões de anos. Baseados neste cenário, Sotin e colegas criaram um modelo simples que sugere a possibilidade da face de Titã, tal como a conhecemos hoje, ser o produto de uma erupção massiva de metano ocorrida há centenas de milhões de anos, provocada por um violento impacto ou por episódios fugazes de intensa actividade vulcânica.
A análise das imagens obtidas pela Cassini permitiu, ainda, aos investigadores detectar novos lagos na região do pólo norte de Titã, incluindo duas pequenas massas líquidas com uma profundidade inferior a 1 metro. A equipa caracterizou, também, em detalhe as margens de Mare Ligeia e de Mare Kraken, o que lhes possibilitou a descoberta de uma região entre os dois grandes mares provavelmente preenchida com áreas pantanosas ou com uma vasta rede de pequenos rios.
Por fim, a equipa utilizou os dados para testar a hipótese de Titã possuir uma rotação não sincrónica, um elemento fundamental nas teorias que apontam para a existência de um oceano subsuperficial global no interior da lua saturniana. Os resultados sugerem que a rotação de Titã não apresenta um desvio significativo em relação à rotação sincrónica.
Podem encontrar o artigo original aqui.

Bela Titã

Titã em cores naturais. Composição construída com três imagens obtidas pela sonda Cassini a 13 de Abril de 2013, através de filtros para o azul, o verde e o vermelho.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute/composição a cores de Sérgio Paulino.

Esta imagem mostra o hemisfério sub-saturniano de Titã visto pela Cassini em cores naturais, a cerca de 1,8 milhões de quilómetros de distância.

Descoberta via pré-biótica potencialmente decisiva no aparecimento dos primeiros sistemas biológicos

Sikhote-Alin, um meteorito de ferro rico em schreibersito.
Crédito: Mila Zinkova.

Os cientistas concordam que o intenso bombardeamento de material meteorítico a que a Terra foi sujeita nos primórdios da sua formação foi fundamental no surgimento dos primeiros organismos vivos. Encerrado no interior dos meteoritos encontra-se um imenso inventário de ingredientes essenciais para a vida, que inclui não só uma variedade de compostos orgânicos, como também elementos metálicos (ferro e níquel) e não metálicos (carbono, enxofre, azoto e fósforo) determinantes para o funcionamento do metabolismo celular. Infelizmente, até hoje, não foi possível explicar de forma convincente como é que estes elementos fizeram a transição da rocha inanimada para as moléculas biologicamente activas encontradas nos sistemas vivos.
Uma parte importante deste enigma poderá ter sido agora desvendada por um grupo de investigadores ingleses. Num estudo recentemente publicado na revista Geochimica et Cosmochimica Acta, David Bryant e colegas demonstraram como a pirofosfite, um composto químico semelhante ao pirofosfato, um bloco fundamental na construção da moeda energética da célula, a adenosina trifosfato (ATP), pode ser gerado em meteoritos ricos em fósforo expostos a fluídos hidrotermais ácidos, como os que são encontrados em muitos sistemas vulcânicos activos.

Estrutura molecular do ATP (código de cores: amarelo - fósforo, vermelho - oxigénio, cinzento - carbono, azul - azoto e branco - hidrogénio).
Crédito: Sérgio Paulino (construída com o software Avogrado).

Todos os processos biológicos dependem directamente da disponibilidade do ATP como transportador de energia química no interior da célula. A complexidade da maquinaria celular usada na sua criação e no seu consumo sugere que esta molécula não deveria existir nos primórdios da formação da Terra, quando os primeiros organismos vivos emergiram, pelo que os cientistas têm procurado uma molécula mais simples com propriedades semelhantes, mas sem a necessidade da intervenção de enzimas para o desempenho das suas funções.
O fósforo (P) é o elemento chave no ATP e noutras moléculas essenciais à vida, como por exemplo o ácido desoxirribonucleico (ADN). No entanto, a forma como este elemento ocorre na actualidade na superfície terrestre, a forma inteiramente oxidada, o fósforo (V), tem uma solubilidade limitada na água e uma baixa reactividade química. Como é que teriam surgido, então, na Terra formas quimicamente activas de fósforo? Uma fracção importante dos materiais meteoríticos e das poeiras interestelares que colidiram com a Terra no Hadeano continham minerais ricos em formas quimicamente mais reactivas de fósforo, como por exemplo o schreibersito, (Fe,Ni)₃P, um mineral comum nos meteoritos de ferro.
Partindo deste pressuposto, Bryant e colegas simularam o impacto de um destes objectos numa fonte hidrotermal ácida, um sistema vulcânico certamente comum nos primórdios da formação do nosso planeta. Para realizarem esta experiência, os investigadores obtiveram amostras do meteorito de Sikhote-Alin, um meteorito de ferro rico em schreibersito que caiu na Sibéria em 1947, e expuseram-nas durante 4 dias aos fluídos geotermais ácidos de Hveradalur, na região vulcânica de Kverfjöll, na Islândia, seguidos de uma incubação de 30 dias no laboratório à temperatura ambiente. Análises realizadas à solução resultante revelaram a presença de pirofosfito [PPi(III)], uma molécula estrutural e funcionalmente semelhante ao pirofosfato [PPi(V)], a fracção do ATP responsável pela transferência de energia.

As moléculas pirofosfito (A) e pirofosfato (B).
Crédito: Sérgio Paulino (construídas com o software Avogrado).

Os autores deste trabalho sugerem que este composto poderá ter funcionado como uma forma pré-biótica plausível de moeda energética, usada nos processos químicos no interior das primeiras protocélulas. Ao contrário do ATP, a reactividade do pirofosfito não estaria limitada pela presença de sofisticados processos catalíticos.
David Bryant e os seus colegas da Universidade de Leeds, coautores deste estudo, estão neste momento a colaborar com uma equipa de investigadores americanos do Instituto de Tecnologia da Califórnia, para compreenderem como estas baterias químicas primitivas e os sistemas pré-bióticos onde estavam integradas, evoluíram para os primeiros sistemas biológicos complexos. Nesta nova fase deste trabalho, os investigadores vão não só usar nas experiências novos minerais e gases comuns nos primórdios da Terra, como também aplicar novos compostos químicos à superfície das amostras do meteorito e monitorizar as reacções químicas e os produtos resultantes. A equipa espera ainda repetir a experiência na ilha Disko, na Gronelândia, o único local da Terra onde é possível encontrar schreibersito.
Podem ler mais pormenores sobre este trabalho aqui.

Vulcões de Io estão no sítio errado

Erupção em Tvashtar Paterae, em Io. Animação composta por 5 imagens obtidas pela sonda New Horizons a 01 de Março de 2007.
Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

Com mais de 400 vulcões activos na sua superfície, Io é o objecto geologicamente mais activo do Sistema Solar. Porém, de acordo com um grupo de investigadores da NASA e da ESA, a distribuição desta extrema actividade vulcânica encontra-se significativamente deslocada em relação ao previsto pelos modelos que descrevem a dissipação do calor de maré em corpos sólidos.
Usando um novo mapa geológico de Io recentemente criado por cientistas do Instituto de Ciência Planetária da Universidade do Arizona, a equipa liderada pelo cientista planetário Christopher W. Hamilton caracterizou os padrões de distribuição espacial do vulcanismo ioniano. "Realizámos a primeira análise estatística rigorosa da distribuição dos vulcões no novo mapa geológico global de Io" afirmou Hamilton à NASA. "Descobrimos um desvio sistemático para leste entre a distribuição da localização dos vulcões observada e a prevista, que não pode ser reconciliada por nenhum dos modelos (...) actualmente existentes".


Mapas da superfície de Io mostrando o fluxo de calor previsto por dois dos modelos de dissipação do calor de maré analisados neste trabalho (A- padrão previsto pelo modelo de aquecimento das camadas mais interiores do manto; B - padrão previsto pelo modelo de aquecimento da astenosfera). A vermelho encontram-se assinaladas as áreas onde se espera o maior fluxo de calor. A azul estão as regiões mais frias.
Crédito: NASA/Christopher Hamilton.

O vulcanismo extremo observado em Io resulta do calor de maré produzido pela fricção gerada no seu interior pela enorme gravidade de Júpiter e pela pequena mas sincronizada acção gravitacional das luas jovianas vizinhas Europa e Ganimedes (é importante relembrar que Io está presa a ressonâncias orbitais de Laplace de 2:1 com Europa e de 4:1 com Ganimedes). Permanecem, no entanto, algumas questões quanto à forma como este fenómeno afecta o interior de Io. Alguns cientistas sugerem que o calor de maré aquece as camadas mais internas do manto de Io, mas a maioria concorda que a maior parte do aquecimento ocorre numa camada mais exterior do manto denominada astenosfera. "A nossa análise suporta a visão prevalecente de que a maioria do aquecimento é gerada na astenosfera; no entanto descobrimos que a actividade vulcânica está localizada 30 a 60º a leste de onde deveria estar" disse Hamilton.

Io numa composição colorida construída com imagens obtidas pela sonda Galileo a 19 de Setembro de 1997.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.

De acordo com os autores deste trabalho, esta discrepância poderá ser explicada por uma rotação mais rápida que a esperada rotação sincrónica com o período orbital; por anomalias estruturais que permitam ao magma viajar distâncias significativas entre os locais onde é gerado o aquecimento e os pontos na superfície onde ocorrem as erupções; e/ou por lacunas nos modelos de dissipação do calor de maré actualmente existentes, tais como a não inclusão do efeito de maré num oceano global de magma no interior de Io. "A nossa análise suporta o cenário de um oceano global subsuperficial como uma das possíveis explicações para [esta] discrepância (...)", afirmou Hamilton. "No entanto, o oceano de magma de Io não seria como os oceanos da Terra. Em vez de ser uma camada completamente fluída, seria mais como uma esponja, com pelo menos 20% de compostos de silicato fundidos dentro de uma matriz de rocha lentamente deformável." Esta interpretação é apoiada pela detecção de um campo magnético em redor de Io pela sonda Galileo, uma estrutura que denuncia a existência de um oceano global de magma fluído electricamente condutor no interior desta lua joviana.
"A inesperada discrepância na localização dos vulcões é uma indicação de que está a faltar algo na nossa compreensão de Io" disse Hamilton. "De certa forma, este é o mais importante resultado do nosso trabalho. A nossa compreensão da produção do calor de maré e a sua relação com o vulcanismo na superfície está incompleta. Encontra-se ainda em aberto a interpretação para estes e outros padrões estatísticos discrepantes, mas conseguimos levantar muitas novas questões, o que é bom."
Podem ler mais sobre este trabalho aqui.

O trilho de Dáfnis

A divisão de Keeler e a pequena lua Dáfnis numa imagem obtida pela sonda Cassini a 02 de Abril de 2013.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

A divisão de Keeler é um rasgo de 42 quilómetros de largura mantido no anel A de Saturno pela lua pastora Dáfnis. Nesta imagem obtida na passada terça-feira pela sonda Cassini é possível observar um conjunto de ondulações nos bordos desta divisão. Induzidas por perturbações gravitacionais nas partículas geladas do anel criadas pela passagem da pequena lua, estas estruturas têm componentes verticais que podem deslocar-se até 1,5 quilómetros além do plano dos anéis.

Ventos marcianos agitam paraquedas do Curiosity

A NASA divulgou hoje uma magnífica sequência de imagens obtidas pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter, onde é possível ver mudanças no paraquedas do robot Curiosity provocadas pelos ventos marcianos. Vejam em baixo:

Sequência de 7 imagens obtidas pelo sistema de imagem HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter, entre 12 de Agosto de 2012 e 13 de Janeiro de 2013, mostrando o paraquedas do robot Curiosity movendo-se na superfície do planeta vermelho ao sabor dos ventos marcianos. Nas proximidades encontra-se a parte traseira da cápsula onde o Curiosity se aninhou durante a fase interplanetária da sua viagem até Marte.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona.

O paraquedas do Curiosity foi o maior alguma vez utilizado numa descida até ao planeta vermelho. Inteiramente aberto na atmosfera marciana, o seu diâmetro ultrapassava os 15 metros, o suficiente para abrandar a descida do robot de 899 kg de massa de uns estonteantes 1.690 km.h^-1 para uma velocidade de cerca de 360 km.h^-1!

Dione crescente

Dione vista pela Cassini a 30 de Março de 2013.
Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.

Esta imagem obtida anteontem pela sonda Cassini mostra a região do pólo sul de Dione imersa nas sombras de Outono. São reconhecíveis junto ao terminador a cratera Sabinus (88 km de diâmetro) e a orla noroeste da bacia de impacto Evander.