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.

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).

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.

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.

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:

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.