1303: Gliese 486 b é o planeta terrestre fora do sistema solar mais estudado pelos cientistas

CIÊNCIA/ASTRONOMIA/EXOPLANETOLOGIA/ASTROFÍSICA

Em 2021, uma super-terra foi dada a conhecer ao mundo e alguns dados deixavam em aberto que poderia ser um exoplaneta muito interessante. O planeta, que recebeu a designação de Gliese 486 b, orbita a estrela anã vermelha Gliese 486, a 26 anos-luz de distância da Terra. Uma equipa científica internacional, liderada pelo Centro de Astrobiologia (CSIC-INTA), mediu a massa e o raio de um exoplaneta do tipo Terra com uma precisão sem precedentes.

O interesse e trabalho desenvolvido neste novo mundo encontrado “perto de nós” tornou possível prever como poderia ser a estrutura e composição do seu interior, bem como a sua atmosfera. Os dados são muito interessantes.

Será este exoplaneta um lugar onde os seres humanos poderiam viver?

O planeta foi acolhido com grande expectativa. Como tal, os investigadores utilizaram dados de vários telescópios terrestres e espaciais, tais como CHARA, CHEOPS, Hubble, MAROON-X, TESS e CARMENES, para modelar o interior do exoplaneta Gliese 486 b.

Desta forma, a equipa de astrónomos, liderada por José A. Caballero, conseguiu estimar as dimensões relativas do seu núcleo metálico e manto rochoso. Os detalhes foram publicados na revista Astronomia & Astrofísica.

A equipa também fez previsões sobre a composição da atmosfera deste planeta, descoberta em 2021, bem como a sua detectabilidade pelo Telescópio Espacial James Webb, que em breve apontará o seu espelho para o sistema planetário a que pertence.

Gliese 486 b tornou-se a pedra de Roseta da exoplanetologia. No sistema solar temos os planetas terrestres Mercúrio, Vénus, Terra e Marte, e agora é o quinto planeta terrestre mais bem estudado do universo.

Disse José A. Caballero (CAB).

Embora este seja um dos planetas de trânsito mais próximos conhecidos, que viaja a 10% da velocidade da luz a toda a hora, seriam necessários 260 anos para que uma sonda o alcançasse.

Gliese 486 b e a futura ciência exoplanetária

Na apresentação deste trabalho, o investigador apontou já para mais estudos, tais como a formação de campos magnéticos planetários no núcleo externo com metais líquidos, pois o Gliese 486 b parece ter um como a nossa Terra. Estes campos magnéticos podem actuar como um escudo contra tempestades hospedeiras estelares e prevenir a erosão da atmosfera.

Segundo a equipa, várias questões permanecem por responder: poderá tal atmosfera ser primitiva e feita de hidrogénio e hélio, ou composta de dióxido de carbono e vapor de água de erupções vulcânicas, e poderia o Gliese 486 b ter actividade tectónica?

Embora este exoplaneta pareça demasiado quente para ser habitável, a sua caracterização precisa pode torná-lo no primeiro exoplaneta – e até agora o único – onde estas pertinentes perguntas podem ser feitas. Há apenas alguns anos, tentar encontrar respostas era considerado ficção científica.

O primeiro exoplaneta à volta de uma estrela semelhante ao nosso Sol, o 51 Pegasi b, foi descoberto em 1995. Desde então, todos os anos, a comunidade astronómica encontra exoplanetas que estão a tornar-se menos maciços, mais próximos e mais semelhantes à Terra.

Embora a maioria deles não sejam habitáveis, os planetas em trânsito – como o Gliese 486 b – são de maior interesse para a comunidade astronómica porque permitem investigar as suas atmosferas e, apenas para os sistemas planetários mais próximos do nosso Sol, os seus interiores.

O projecto CARMENES, cujo consórcio é composto por onze instituições de investigação de Espanha e Alemanha, descobriu três dos oito sistemas mais próximos graças aos tais planetas em trânsito, o último dos quais foi anunciado na semana passada.

Pplware
Autor: Vítor M
27 Jun 2022


 

1281: Mercúrio: Veja o que a missão BepiColombo nos mostrou agora… imagens incríveis

CIÊNCIA/TECNOLOGIA/UNIVERSO/MERCÚRIO

BepiColombo é uma missão conjunta da Agência Espacial Europeia (ESA) e da Agência Japonesa de Exploração Aerospacial (JAXA) de exploração do planeta Mercúrio. A nave, lançada para o espaço em 2018, captou na manhã desta quinta-feira imagens incríveis da superfície de Mercúrio.

Conforme podemos ver pelas fotos partilhadas, o planeta mais próximo do Sol foi fotografado enquanto a missão sobrevoava Mercúrio para uma manobra de assistência gravitacional, a cerca de 920 km acima da sua superfície.

Mercúrio como nunca o vimos com novas imagens da BepiColombo

A missão europeia-japonesa BepiColombo captou novas imagens de Mercúrio à medida que realiza a sua aproximação à órbita do planeta, uma operação com duração prevista até 2025. Os registos foram divulgados pela Agência Espacial Europeia (ESA) nesta sexta-feira (24).

Dei um murro no ar quando as primeiras imagens chegaram e depois fiquei cada vez mais excitado.

Este foi o comentário de Jack Wright, membro da equipa que gere a missão e que ajudou a planear as fotos no sobrevoo.

A excitação e emoção tomou conta dos cientistas responsáveis pelo projectos. Afinal não é todos os dias que se recebe um “cartão postal” enviado das proximidades de um vizinho no Sistema Solar a milhões de quilómetros de distância. Ainda menos com a clareza e definição das imagens que BepiColombo reenviou na quinta-feira, quando se encontrava a apenas algumas centenas de quilómetros da superfície do planeta, o planeta mais próximo do Sol.

A nave espacial da missão conjunta da ESA e da sua homóloga japonesa JAXA estava a 200 quilómetros de Mercúrio, embora esta marca tenha sido atingida no lado nocturno do planeta.

As primeiras imagens que mostram o nosso vizinho do Sistema Solar iluminado foram tiradas alguns minutos mais tarde, quando a nave espacial já estava a 800 quilómetros de distância.

No total, a BepiColombo filmou o planeta durante aproximadamente 40 minutos enquanto a nave continuava a afastar-se de Mercúrio como parte do seu voo programado.

Nesta operação de captação de imagem, as agências utilizaram as três câmaras de monitorização da nave espacial (MCAMs), que mostram instantâneos a preto e branco com uma resolução de 1024×1024 pixeis, dando uma vista da topografia da cratera de Mercúrio.

Na selecção de imagens partilhadas pela ESA, podem-se ver os 125 quilómetros de Heaney, bem como outras depressões tais como Neruda, Amaral, Beckett, Grainger e Sher-Gil.

Uma das imagens mais marcantes que a BepiColombo deixa para trás é a bacia de Caloris com 1.550 quilómetros de largura, que a nave espacial foi capaz de captar enquanto o Sol brilhava de cima.

Um dos objectivos da BepiColombo é, de facto, compreender melhor a composição das lavas vulcânicas em Caloris e arredores. Os cientistas acreditam que eles formaram cerca de 100 milhões de anos após a própria bacia, um facto que a ESA e a JAXA esperam agora lançar luz.

O voo desta semana é o segundo para a BepiColombo, que planeia completar seis flybys antes de chegar à órbita de Mercúrio em 2025. O próximo será daqui a um ano: está agendado para 20 de Junho de 2023.

A principal missão científica será lançada, se tudo correr de acordo com o plano e o calendário das agências espaciais for cumprido, no início de 2026.

As imagens da primeira passagem foram boas, mas as da segunda são melhores. Destacam muitos dos objectivos científicos que poderemos abordar quando a BepiColombo entrar em órbita. Quero compreender a sua história vulcânica e tectónica.

Explicou David Rothery da Universidade Aberta e chefe do Grupo de Trabalho de Composição e Superfície de Mercúrio da agência europeia.

A missão conjunta da ESA e da JAXA irá expandir os nossos conhecimentos sobre o nosso vizinho mais próximo do Sol, que já conhecemos graças ao programa Messenger da NASA, que orbitou Mercúrio entre 2011 e 2015, e Mariner 10, que também foi activado pela agência espacial americana e sobrevoou o planeta em meados dos anos setenta.

Embora muitos dos instrumentos da BepiColombo ainda não possam ser totalmente operados na actual fase da jornada, estes já revelam informações sobre ambiente magnético, plasma e partículas.

Pplware
Autor: Vítor M.
25 Jun 2022


 

1276: Gliese 486 b: uma Pedra de Roseta para o estudo exoplanetário

CIÊNCIA/ASTRONOMIA/EXOPLANETOLOGIA

Impressão de artista do exoplaneta Gliese 486 b, com valores determinados da massa, raio e densidade.
Crédito: RenderArea

Uma equipa internacional, com a participação do IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), mediu a massa e o raio de um exoplaneta do tipo Terra com uma precisão sem precedentes. A análise detalhada permite fazer previsões robustas sobre a estrutura e composição do seu interior e atmosfera. O estudo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Desde que o primeiro exoplaneta em torno de uma estrela do tipo solar, 51 Pegasi b, foi descoberto em 1995, a comunidade astronómica tem vindo a encontrar novos exoplanetas cada vez menos massivos, cada vez mais próximos e cada vez mais semelhantes à Terra.

Uma investigação recente, liderada pelo CAB (Centro de Astrobiologia, na Espanha), foi capaz de modelar o interior e estimar as dimensões relativas do núcleo (metálico) e do manto (rochoso) do exoplaneta Gliese 486 b, uma super-Terra quente descoberta em 2021 em órbita da estrela anã vermelha próxima Gliese 486, a apenas 26 anos-luz do Sol.

Graças a dados cuidadosamente obtidos com um conjunto de instrumentos e telescópios espaciais, tais como o CHARA, CHEOPS, o Telescópio Espacial Hubble, MAROON-X, TESS e CARMENES, a equipa também fez previsões sobre a composição da atmosfera do planeta e a sua detectabilidade com o Telescópio Espacial James Webb, que em breve apontará o seu espelho segmentado para o sistema planetário.

“Gliese 486 b tornou-se a Pedra de Roseta da exoplanetologia”, explica José A. Caballero, investigador do CAB que liderou a investigação. “No Sistema Solar, temos os planetas terrestres Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. Agora, o quinto planeta terrestre mais bem estudado do Universo é Gliese 486 b.”

Para a equipa científica, os resultados mais importantes por detrás deste trabalho não são os valores em si, mas as oportunidades que eles oferecem a estudos futuros. Estes incluem os relacionados com a formação de campos magnéticos planetários no núcleo externo metálico líquido, porque Gliese 486 b parece ter um como a nossa Terra. Estes campos magnéticos podem actuar como um escudo contra as tempestades originadas na hospedeira estelar e prevenir a erosão da atmosfera.

Embora Gliese 486 b pareça ser demasiado quente para ser habitável, devido à sua caracterização precisa, pode tornar-se o primeiro (e único, de momento) planeta onde podemos formular questões relevantes, tais como se tem uma atmosfera primitiva feita de hidrogénio e hélio, ou se é composta de dióxido de carbono e vapor de água de erupções vulcânicas, ou até se tem tectónica de placas.

Muitos dos dados utilizados no estudo foram obtidos com o espectrógrafo CARMENES, acoplado no telescópio de 3,5 m em Calar Alto, Almeria, Espanha. O consórcio deste instrumento compreende onze instituições de investigação na Espanha e na Alemanha. O seu objectivo é a monitorização de cerca de 350 anãs vermelhas em busca de sinais de planetas de baixa massa.

Os cientistas também obtiveram observações espectroscópicas com o MAROON-X no telescópio Gemini North de 8,1 m (EUA) e com o instrumento STIS, a bordo do Telescópio Espacial Hubble. As observações fotométricas para derivar o tamanho do planeta provêm do CHEOPS (CHaracterising ExOPlanets Satellite) e do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA.

O raio da estrela foi medido com a rede CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) em Mount Wilson, Califórnia. Uma bateria de telescópios mais pequenos, incluindo telescópios amadores, foi utilizada para determinar o período de rotação da estrela.

Astronomia On-line
24 de Junho de 2022


 

1275: Cientistas identificam possível fonte para a calote vermelha de Caronte

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) combinaram dados da missão New Horizons da NASA com novas experiências laboratoriais e modelagem exosférica para revelar a composição provável da calote da lua de Plutão, Caronte, e como esta pode ter sido formada. Novas descobertas sugerem surtos sazonais drásticos na atmosfera fina de Caronte, combinados com a quebra ligeira de geada de metano, podem ser fundamentais para compreender as origens das zonas polares vermelhas de Caronte.
Crédito: NASA/APL de Johns Hopkins/SwRI

Cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) combinaram dados da missão New Horizons da NASA com novas experiências laboratoriais e modelagem exosférica para revelar a provável composição da calote avermelhada da lua de Plutão, Caronte, e como esta pode ter sido formada.

Esta primeira descrição da atmosfera dinâmica de metano de Caronte, utilizando novos dados experimentais, fornece um fascinante vislumbre das origens da zona vermelha da lua, como descrita em dois artigos científicos recentes.

“Antes da New Horizons, as melhores imagens Hubble de Plutão revelaram apenas uma mancha difusa de luz refletida,” disse Randy Gladstone do SwRI, membro da equipa científica da sonda New Horizons.

“Para além de todas as características fascinantes descobertas na superfície de Plutão, a passagem rasante revelou uma característica invulgar em Caronte, uma surpreendente região avermelhada centrada no seu pólo norte.”

Logo após o encontro de 2015, os cientistas da New Horizons propuseram que um material avermelhado “semelhante a tolinas” no pólo de Caronte pudesse ser sintetizado por luz ultravioleta, quebrando as moléculas de metano. Estas são capturadas depois de escaparem de Plutão e então congeladas nas regiões polares da lua durante as suas longas noites de inverno.

As tolinas são resíduos orgânicos pegajosos formados por reacções químicas alimentadas pela luz, neste caso o brilho ultravioleta de Lyman-alpha espalhado por átomos de hidrogénio interplanetários.

“As nossas descobertas indicam que os drásticos surtos sazonais na fina atmosfera de Caronte, bem como a luz que decompõe a geada de metano, são fundamentais para compreender as origens da zona polar vermelha de Caronte,” disse o Dr. Ujjwal Raut do SwRI, autor principal do artigo publicado na revista Science Advances. “Este é um dos exemplos mais ilustrativos e marcantes das interacções superfície-atmosfera até agora observadas num corpo planetário.”

A equipa replicou realisticamente as condições da superfície de Caronte no CLASSE (Center for Laboratory Astrophysics and Space Science Experiments) do SwRI para medir a composição e a cor dos hidrocarbonetos produzidos no hemisfério de inverno de Caronte, à medida que o metano congela sob o brilho de Lyman-alpha. A equipa inseriu as medições num novo modelo atmosférico de Caronte para mostrar a decomposição do metano em resíduos na mancha polar norte de Caronte.

“As experiências de ‘fotólise dinâmica’ da nossa equipa proporcionaram novos limites à contribuição de Lyman-alpha interplanetária para a síntese do material vermelho de Caronte,” disse Raut. “A nossa experiência condensou metano numa câmara de vácuo sob exposição a fotões de Lyman-alpha para replicar com alta fidelidade as condições nos pólos de Caronte.”

Os cientistas do SwRI também desenvolveram uma nova simulação de computador para modelar a fina atmosfera de metano de Caronte.

“O modelo aponta para pulsações sazonais ‘explosivas’ na atmosfera de Caronte devido a mudanças extremas nas condições ao longo da grande viagem de Plutão em torno do Sol,” disse o Dr. Ben Teolis, autor principal de um segundo artigo publicado na revista Geophysical Research Letters.

A equipa introduziu os resultados das experiências ultra-realistas do SwRI no modelo atmosférico para estimar a distribuição de hidrocarbonetos complexos emergentes da decomposição do metano sob a influência da luz ultravioleta. O modelo tem zonas polares que geram principalmente etano, um material incolor que não contribui para uma cor avermelhada.

“Nós pensamos que a radiação ionizante do vento solar decompõe a geada polar Lyman-alpha ‘cozida’ para sintetizar materiais cada vez mais complexos e avermelhados responsáveis pelo albedo único nesta lua enigmática,” disse Raut. “O etano é menos volátil do que o metano e permanece congelado à superfície de Caronte muito depois do nascer-do-Sol da primavera.

A exposição ao vento solar pode converter o etano em depósitos persistentes na superfície avermelhada que contribuem para a calote vermelha de Caronte.”

“A equipa está preparada para investigar o papel do vento solar na formação da calote polar avermelhada,” disse o Dr. Josh Kammer do SwRI, que para tal já assegurou financiamento da NASA.

Astronomia On-line
24 de Junho de 2022


 

1158: Telescópios ajudam a explicar porque Úrano e Neptuno têm cores diferentes

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Esquerda: imagem, pelo Hubble, a 25 de Outubro de 2021, de Úrano que mostra o brilhante “capô” polar no norte do planeta.
Direita: imagem Hubble, obtida dia 7 de Setembro de 2021, de Neptuno que apresenta a mancha escura do planeta e o hemisfério norte escurecido.
Crédito: NASA, ESA, A. Simon (Centro de Voo Espacial Goddard) e M. H. Wong (Universidade da Califórnia, Berkeley) e equipa OPAL

Os astrónomos pensam agora saber porque é que Úrano e Neptuno têm cores diferentes. Usando observações do Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA, bem como do telescópio Gemini North e do IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, os investigadores desenvolveram um modelo atmosférico único que corresponde às observações de ambos os planetas. O modelo revela que o excesso de neblina em Úrano acumula-se na atmosfera estagnada e “preguiçosa” e faz com que pareça ter um tom mais leve do que Neptuno.

Neptuno e Úrano têm muito em comum – têm massas, tamanhos e composições atmosféricas semelhantes – mas as suas aparências são notavelmente diferentes. Em comprimentos de onda visíveis, Neptuno tem um tom azul rico e profundo, enquanto Úrano tem um tom ciano nitidamente pálido. Os astrónomos têm agora uma explicação para o facto de os dois planetas terem cores diferentes.

Novas investigações sugerem que uma camada de neblina concentrada, presente em ambos os planetas, é mais espessa em Úrano do que em Neptuno e, portanto, “branqueia” a aparência de Úrano mais do que a de Neptuno. Se não houvesse névoa nas atmosferas de Neptuno e Úrano, ambos seriam quase igualmente azuis como resultado da luz azul espalhada nas suas atmosferas (as cores vermelhas da luz do Sol, espalhadas pela neblina e pelas moléculas de ar, são mais absorvidas pelas moléculas de metano nas atmosferas dos planetas.

Este processo – conhecido como dispersão de Rayleigh – é o que torna o céu azul aqui na Terra, embora na nossa atmosfera a luz solar seja na sua maioria dispersa por moléculas de azoto em vez de moléculas de hidrogénio. A dispersão de Rayleigh ocorre predominantemente em comprimentos de onda mais curtos e azuis).

Esta conclusão provém de um modelo que uma equipa internacional liderada por Patrick Irwin, professor de física planetária na Universidade de Oxford, desenvolveu para descrever as camadas de aerossol nas atmosferas de Neptuno e Úrano. Investigações anteriores das atmosferas superiores destes planetas focaram-se na aparência da atmosfera apenas em comprimentos de onda específicos.

No entanto, este novo modelo consiste em múltiplas camadas atmosféricas e corresponde a observações de ambos os planetas através de uma vasta gama de comprimentos de onda. O novo modelo também inclui partículas de neblina dentro de camadas mais profundas que anteriormente se pensava conterem apenas nuvens geladas de metano e sulfureto de hidrogénio.

“Este é o primeiro modelo a encaixar simultaneamente observações da luz solar reflectida em comprimentos de onda que vão desde o ultravioleta ao infravermelho próximo,” explicou Irwin, que é o autor principal de um artigo que apresenta este resultado na revista Journal of Geophysical Research: Planets. “É também o primeiro a explicar a diferença visível de cor entre Úrano e Neptuno.”

O modelo da equipa consiste em três camadas de aerossóis a diferentes alturas. A camada chave que afecta as cores é a camada intermédia, que é uma camada de partículas de névoa (referida no artigo como a camada Aerosol-2) que é mais espessa em Úrano do que em Neptuno.

A equipa suspeita que, em ambos os planetas, o metano gelado condensa-se nas partículas desta camada, puxando as partículas mais para dentro da atmosfera numa chuva de neve de metano.

Dado que Neptuno tem uma atmosfera mais activa e turbulenta do que Úrano, a equipa pensa que a atmosfera de Neptuno é mais eficiente a agitar as partículas de metano para a camada de neblina e a produzir esta neve. Isto remove mais da névoa e mantém a camada de névoa de Neptuno mais fina do que em Úrano, com o resultado de que a cor azul de Neptuno parece mais forte.

“Nós esperávamos que o desenvolvimento deste modelo nos ajudasse a compreender as nuvens e névoas nas atmosferas dos gigantes gelados,” comentou Mike Wong, astrónomo na Universidade da Califórnia, Berkeley e membro da equipa que está por detrás deste resultado. “A explicação da diferença de cor entre Úrano e Neptuno foi um bónus inesperado!”

Para criar este modelo, a equipa de Irwin analisou dados de arquivo do Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA abrangendo vários anos. Estes dados espectrográficos foram obtidos com o STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) do Hubble, cobrindo uma vasta gama de comprimentos de onda desde o ultravioleta até ao visível e infravermelho (0,3-1,0 micrómetros).

Foram complementados com dados de telescópios terrestres: um conjunto de novas observações pelo Telescópio Gemini North e dados de arquivo do IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, ambos localizados no Hawaii.

A equipa não só examinou os espectros dos planetas, como também fez uso de algumas das muitas imagens que o Hubble obteve dos dois planetas com o seu instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3). O Hubble fornece excelentes vistas das distintas tempestades atmosféricas partilhadas pelos dois planetas conhecidas como “manchas escuras”, que os astrónomos conhecem há muitos anos.

Não se sabia exactamente que camadas atmosféricas eram perturbadas pelas manchas escuras para as tornar visíveis ao Hubble. O modelo produzido pela equipa explica o que dá uma aparência escura às manchas e porque são mais facilmente detectáveis em Úrano em comparação com Neptuno.

Os autores pensavam que um escurecimento dos aerossóis na camada mais profunda do seu modelo produziria manchas escuras semelhantes às vistas em Neptuno e talvez em Úrano. Com as imagens detalhadas do Hubble, puderam verificar e confirmar as suas hipóteses.

De facto, as imagens simuladas baseadas neste modelo combinam de perto com as imagens WFC3 de ambos os planetas, produzindo manchas escuras visíveis nos mesmos comprimentos de onda. Pensa-se que a mesma neblina espessa na camada de Aerossol-2 em Úrano, que provoca a sua cor azul mais clara, também obscurece estas manchas escuras com mais frequência do que em Neptuno.

Astronomia On-line
3 de Junho de 2022


 

1093: Ceres foi formado na zona mais fria do Sistema Solar e lançado para a cintura de asteróides

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

O planeta anão Ceres, num mosaico captado pela missão Dawn da NASA. Os pontos brilhantes são reflexões produzidas por depósitos de gelo no fundo da cratera.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

Um estudo que visa reconstituir o processo de formação do planeta anão Ceres foi publicado por investigadores da Universidade Estadual Paulista (UNESP) e colaboradores na revista científica Icarus.

O trabalho foi realizado por Rafael Ribeiro de Sousa, professor do Programa de Pós-Graduação em Física, campus de Guaratinguetá. Também assinam o artigo o professor Ernesto Vieira Neto, que foi o orientador de Ribeiro de Sousa na sua investigação de doutoramento, e investigadores da Université Côte d’Azur, na França; da Rice University, nos Estados Unidos; e do Observatório Nacional no Rio de Janeiro.

Como explicam os autores, Ceres integra a cintura de asteróides, uma colecção de corpos celestes localizada entre as órbitas de Marte e Júpiter. De formato aproximadamente esférico, é o maior objecto na cintura, concentrando um-terço da sua massa total.

O seu diâmetro, com quase mil quilómetros, é pouco maior do que um-terço do diâmetro da Lua. Com uma excentricidade de 0,09, tem uma órbita quase circular. E a inclinação da sua órbita em relação ao plano invariante do Sistema Solar, inferior a 10 graus, é bem maior do que a inclinação da órbita da Terra, que é de 1,57 graus.

A massa de Ceres é pequena demais para poder segurar, por atracção gravitacional, uma atmosfera. Mas um facto notável é que os gelos de amónia e de água existentes à sua superfície evaporam com a incidência da luz solar. E a névoa formada dispersa-se pelo espaço. Os depósitos de gelo brilham muito no fundo das crateras. Não está excluída a hipótese de que possam abrigar alguma forma primitiva de vida. A missão Dawn, da NASA, a agência espacial norte-americana, que se aproximou bastante de Ceres e Vesta, mapeou essas crateras.

O núcleo do planeta anão é composto provavelmente por material pesado: ferro e silicatos. Mas o que diferencia Ceres dos objectos vizinhos é o seu manto de gelo de amónia e água. Como a maioria dos corpos da cintura de asteróides não tem amónia, a hipótese é a de que Ceres tenha sido formado mais para fora, na região mais fria que se estende para lá da órbita de Júpiter e, depois, lançado para a zona média da cintura devido à grande instabilidade gravitacional provocada pela formação dos planetas gasosos gigantes Júpiter e Saturno.

“A presença de gelo de amónia é uma forte evidência observacional de que Ceres possa ter sido formado na região mais fria do Sistema Solar, além da chamada ‘Linha de Gelo’, onde as temperaturas eram baixas o suficiente para ocorrer condensação e fusão de água e substâncias voláteis, como monóxido de carbono [CO], dióxido de carbono [CO2] e amónia [NH3]”, diz Ribeiro de Sousa.

Hoje, a Linha de Gelo está localizada muito próximo da órbita de Júpiter. Porém, quando o Sistema Solar estava em formação, há 4,5 mil milhões de anos, a posição dessa zona variou de acordo com a evolução do disco de gás proto-planetário e a formação dos planetas gigantes.

“A forte perturbação gravitacional provocada pelo crescimento desses planetas pode ter alterado a densidade, a pressão e a temperatura do disco proto-planetário, o que teria deslocado a Linha de Gelo. Essa perturbação no disco de gás proto-planetário teria feito com que planetas em crescimento, enquanto adquiriam gás e sólidos, migrassem para órbitas mais próximas do Sol”, explica o professor Vieira Neto.

“No nosso trabalho, propusemos um cenário para explicar o porquê de Ceres ser tão diferente dos asteróides vizinhos. Nesse cenário, Ceres teria iniciado a sua formação numa órbita para lá de Saturno, onde a amónia era abundante. Durante o crescimento dos planetas gigantes, foi puxado para a cintura de asteróides, como um migrante do Sistema Solar externo e sobreviveu até hoje, durante 4,5 mil milhões de anos”, afirma Ribeiro de Sousa.

Para comprovar tal hipótese, Ribeiro de Sousa e colaboradores realizaram um grande número de simulações computacionais da fase de formação dos planetas gigantes dentro do disco de gás proto-planetário que circundava o Sol. No modelo, foram consideradas no disco as presenças de Júpiter, Saturno, embriões planetários (precursores de Úrano e Neptuno) e uma colecção de objectos similares em tamanho e composição química a Ceres.

A suposição foi a de que Ceres seria um objecto de tipo planetesimal. Estes são considerados os “blocos de construção” dos planetas e de outros corpos do Sistema Solar, como asteróides, cometas etc.

“Nas nossas simulações, verificamos que a fase de formação dos planetas gigantes não foi nada tranquila. Caracterizou-se por colisões gigantescas entre os precursores de Úrano e Neptuno, pela ejecção de planetas para fora do Sistema Solar e até mesmo pela invasão da região interna por planetas com massas maiores do que três vezes a massa da Terra. Além disso, a forte perturbação gravitacional espalhou objectos similares a Ceres por toda a parte. Alguns, com uma certa probabilidade, alcançaram a região da cintura de asteróides e adquiriram órbitas estáveis, capazes de sobreviver a outros eventos”, conta o investigador.

Segundo Ribeiro de Sousa, três mecanismos principais actuaram para preservar esses objectos na região: a acção do gás, que amorteceu as excentricidades e as inclinações das suas órbitas; as ressonâncias dos seus movimentos médios com Júpiter, que os protegeram de ejecções e colisões causadas por esse planeta gigante; e encontros próximos com os planetas invasores, que espalharam os planetesimais para regiões mais internas e estáveis da cintura de asteróides.

“O nosso principal resultado indica que, no passado, houve no mínimo 3500 objectos do tipo Ceres, para lá da órbita de Saturno. E que, com esse número de objectos, o nosso modelo mostrou que um deles conseguiu ser transportado e capturado na cintura de asteróides, numa órbita muito similar à órbita actual de Ceres”, destaca o cientista.

Esse número, de 3500 objectos de tipo Ceres, já havia sido estimado por outros estudos, a partir da observação de crateras e de tamanhos de outras populações de astros, situadas para além de Saturno, como aquelas que compõem a Cintura de Kuiper, onde orbitam Plutão e outros planetas anões. “Com o nosso cenário, fomos capazes de confirmar tal número e explicar as propriedades orbitais e químicas de Ceres. Esse trabalho conta um ponto a favor dos modelos mais recentes de formação do Sistema Sola”, resume Ribeiro de Sousa.

Um pouco sobre a formação planetária

Um cenário sobre a formação planetária do Sistema Solar, composto a partir das informações mais actualizadas disponíveis, permite entender melhor o estudo em pauta, situando Ceres no quadro geral.

“A partir de evidências observacionais, sabe-se que qualquer sistema planetário – não apenas o Sistema Solar – é formado a partir de um disco de gás e poeira que circunda uma estrela recém-formada. O evento que forma a estrela ainda é objecto de estudo, mas o consenso até ao momento é que ela nasce a partir do colapso gravitacional de uma nuvem molecular gigante”, afirma Ribeiro de Sousa.

A existência dos discos proto-planetários não é mera suposição. Ao contrário, respalda-se em observações robustas. É o caso das imagens obtidas pela Agência Espacial Europeia por meio do radiotelescópio ALMA (Atacama Large Millimeter Array), um sistema constituído por 66 antenas situado no deserto do Atacama, no Chile. Com impressionante resolução e riqueza de detalhes, essas imagens mostram discos proto-planetários ao redor de estrelas bem jovens.

“No caso do Sistema Solar, os dados de que dispomos sugerem que o disco proto-planetário seria constituído por 99% de gás e 1% de poeira. Esta seria proveniente de estrelas mais antigas, que terminaram o seu ciclo de vida e lançaram material pesado para o espaço. A poeira que se acumulou ao redor do Sol foi suficiente para formar ao menos os pequenos corpos, os planetas terrestres e os núcleos dos grandes planetas gasosos.

Os primeiros sólidos que se condensam no disco proto-planetário são chamados de CAIs (do inglês “Calcium Aluminium rich-Inclusions”). Como o próprio nome indica, eram ricos em cálcio e alumínio. Foram encontrados como inclusões em meteoritos. E as suas idades mais antigas foram datadas em 4,568 mil milhões de anos”, informa o pesquisador.

Diversas estrelas jovens, observadas em ambientes caracterizados como berços de formação planetária, foram datadas com idades variando entre 1 e 10 milhões de anos. Esse dado forneceu uma informação muito importante, porque mostrou que a formação de planetas gasosos (como Júpiter e Saturno) ou que possuam ao menos um invólucro gasoso (como Úrano e Neptuno) deve ocorrer, no máximo, nos primeiros 10 milhões de anos de vida da estrela. Depois disso, os discos proto-planetários não possuem mais gás suficiente.

Planetas rochosos, de tipo terrestre, poderiam surgir antes ou depois – não se sabe. Mas outras informações disponíveis mostram que a formação da Terra e da Lua foi um dos eventos mais tardios na génese do Sistema Solar, ocorrido há volta de 4,543 mil milhões de anos. Quanto aos pequenos corpos que compõem o sistema (planetas anões, satélites, cometas, asteróides, poeira etc.), são resultado do resto da formação dos planetas e evoluíram física e dinamicamente antes e depois da fase de gás, por processos como interacções com o gás, colisões, capturas gravitacionais e outros.

O processo de formação planetária é bastante complexo. Os estágios vão da poeira, com tamanhos da ordem do mícron (10^−6 m), até planetas várias vezes maiores do que Júpiter. “A poeira acumula-se por adesões e colisões dentro do disco proto-planetário. A atracção gravitacional entre essas partículas não é relevante.

Mas a atracção gravitacional exercida pelo Sol faz com que o gás gire mais devagar do que a poeira. E isso produz um arrasto aerodinâmico muito forte sobre a poeira. A força de arrasto leva as partículas para o plano do disco de gás e desloca-as radialmente em direcção ao Sol. Quando a poeira alcança tamanhos da ordem de alguns centímetros, formam-se seixos, que fazem toda a diferença no processo de crescimento planetário.

Pois influenciam a velocidade de rotação do gás. Quando as velocidades do gás e dos seixos se igualam, o arrasto do gás torna-se praticamente nulo, o que oferece aos seixos a chance de se concentrarem o suficiente para originarem planetesimais – corpos com tamanhos variando de 10 a 1000 quilómetros, que se tornam os blocos de construção dos planetas e os precursores dos pequenos corpos”, narra Ribeiro de Sousa.

No estágio seguinte, formam-se objectos cada vez maiores, por captura gravitacional de seixos e poeira ou por colisões. Quando um objecto cresce o suficiente para ter a massa de três a dez Terras, a perturbação gravitacional que produz no disco de gás faz com que ele migre para órbitas mais próximas da estrela. Quando cresce acima de dez Terras, passa a acumular ao seu redor um invólucro de gás. E, a partir da acumulação do gás, o seu crescimento torna-se muito rápido.

“A formação dos planetas gigantes Júpiter e Saturno produziu uma perturbação gravitacional tão grande que modelou o disco de gás e provocou um novo tipo de migração planetária. Essa fase violenta fez planetas colidirem e planetas serem ejectados para fora do Sistema Solar, até que o balanço gravitacional possibilitou que o sistema como um todo adquirisse um certo grau de estabilidade”, conclui Ribeiro de Sousa.

Astronomia On-line
24 de Maio de 2022


 

1007: Astrónomos descobrem sistema de quatro planetas com um processo de migração peculiar

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista de um sistema planetário composto por planetas rochosos e de baixa massa orbitando a sua estrela.
Crédito: Gabriel Pérez Diaz (IAC)

Uma investigação internacional, na qual participa o IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), descobriu um novo sistema planetário composto por 4 planetas em órbita da estrela TOI-500. Este é o primeiro sistema conhecido por acolher um análogo terrestre com um período orbital inferior a um dia e 3 planetas adicionais de baixa massa cuja configuração orbital pode ser explicada através de um cenário de migração não violento e suave. O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

O planeta interior, apelidado TOI-500b, é um planeta chamado de período ultra-curto, uma vez que o seu período orbital é de apenas 13 horas. É considerado um planeta análogo à Terra, ou seja, um planeta rochoso semelhante à Terra com raio, massa e densidade comparáveis aos do nosso planeta.

“Em contraste com a Terra, porém, a sua proximidade com a estrela torna-o tão quente (cerca de 1350º C) que a sua superfície é muito provavelmente uma imensa extensão de lava,” diz Luisa Maria Serrano, investigadora do Departamento de Física da Universidade de Turim e primeira autora do trabalho. O novo planeta poderia ser um verdadeiro reflexo de como será a Terra no futuro, quando o Sol se tornar numa gigante vermelha, muito maior e mais brilhante do que é agora.

TOI-500b foi inicialmente identificado como um candidato a planeta pelo satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, um telescópio espacial concebido para procurar planetas em órbita de estrelas próximas usando o método de trânsito. Este método mede a diminuta diminuição de brilho de uma estrela à medida que o planeta atravessa o disco estelar visto pelo telescópio. TOI-500b foi subsequentemente confirmado graças a uma campanha de observação de um ano realizada pela Universidade de Turim com o espectrógrafo HARPS no ESO.

A análise dos dados TESS e HARPS forneceu medições precisas da massa, raio e parâmetros orbitais do planeta de período ultra-curto TOI-500b. “As medições HARPS também nos permitiram detectar 3 planetas adicionais de baixa massa em órbita de TOI-500 a cada 6,6, 26,2 e 61,3 dias. TOI-500 é um sistema planetário notável, importante para compreender o destino dinâmico dos planetas,” disse Davide Gandolfi, investigador do Departamento de Física da Universidade de Turim e co-autor do artigo.

A novidade apresentada pelo artigo recentemente publicado reside no processo de migração que levou o sistema planetário à sua configuração actual. “É geralmente aceite que os planetas de período ultra-curto não se formaram nas suas órbitas actuais, uma vez que as regiões mais interiores do seu disco protoplanetário natal têm densidade e temperatura inadequadas para formar planetas. Devem ter tido origem mais para fora e depois migrado para dentro, para perto da sua estrela hospedeira,” diz Hans J. Deeg, investigador do IAC que participou no estudo.

Embora não haja consenso sobre o processo de migração, pensa-se que muitas vezes este ocorra através de um processo violento, envolvendo a dispersão de planetas, que encolheria e excitaria as órbitas. No seu estudo, os autores mostram que os planetas que orbitam TOI-500 podem ter estado em órbitas quase circulares, e depois migraram para dentro, seguindo um chamado processo de migração secular e quási-estática que durou cerca de 2 mil milhões de anos.

“Este é um padrão calmo de migração, em que os planetas se movem lentamente para órbitas cada vez mais próximas da sua estrela, sem esbarrarem uns nos outros e sem saírem das suas órbitas,” explica Felipe Murgas, investigador do IAC e co-autor do artigo científico.

“Este artigo demonstra a importância de associar a descoberta de sistemas que hospedam planetas de período ultra-curto com simulações numéricas a fim de testar possíveis processos migratórios que os possam ter levado à sua configuração orbital actual,” diz Enric Pallé, investigador do IAC e co-autor do artigo. “A aquisição de dados através de uma linha de base de longo prazo torna possível revelar a arquitectura interna de sistemas semelhantes a TOI-500 e compreender como os planetas se instalaram nas suas órbitas,” conclui.

Astronomia On-line
6 de Maio de 2022


Pelas vítimas do genocídio praticado
pela União Soviética de Putin, na Ucrânia
For the victims of the genocide practiced
by the Soviet Union of Putin, in Ukraine


 

Porque é que Vénus gira lentamente, apesar do poderoso “aperto” do Sol

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

O brilhante planeta Vénus, visto perto da Lua Crescente.
Crédito: NASA/Bill Dunford

Se não fosse a atmosfera veloz de Vénus, o planeta irmão da Terra provavelmente não rodaria. Ao invés, Vénus teria sempre o mesmo lado virado para o Sol, da mesma forma que vemos sempre a mesma face da Lua a partir da Terra.

A gravidade de um objecto grande no espaço pode impedir um objecto mais pequeno de girar, um fenómeno chamado bloqueio de maré. Dado que impede este bloqueio, um cientista da Universidade da Califórnia, Riverside, argumenta que a atmosfera precisa de ser um factor mais proeminente nos estudos de Vénus, bem como de outros planetas.

Estes argumentos, bem como as descrições de Vénus como um planeta com bloqueio parcial de maré, foram publicados num artigo da revista Nature Astronomy.

“Pensamos na atmosfera como uma camada fina, quase separada, no topo de um planeta que tem uma interacção mínima com o planeta sólido,” disse Stephen Kane, astrofísico da UCR e autor principal do artigo científico. “A poderosa atmosfera de Vénus ensina-nos que é uma parte muito mais integrada do planeta que afecta absolutamente tudo, até a rapidez com que o planeta gira.”

Vénus leva 243 dias terrestres para completar uma rotação, mas a sua atmosfera circula o planeta de quatro em quatro dias. Ventos extremamente rápidos provocam o arrastamento da atmosfera ao longo da superfície do planeta à medida que circula, abrandando a sua rotação ao mesmo tempo que “afrouxa” o aperto da gravidade do Sol.

A rotação lenta, por sua vez, tem consequências dramáticas para o sufocante clima venusiano, com temperaturas médias acima dos 460º C – quente o suficiente para derreter chumbo.

“É incrivelmente extraterrestre, uma experiência muito diferente de estar na Terra,” disse Kane. “Estar à superfície de Vénus seria como estar no fundo de um oceano muito quente. Não conseguíamos respirar.”

Uma razão para o calor é que quase toda a energia do Sol absorvida pelo planeta é absorvida pela atmosfera de Vénus, nunca alcançando a superfície. Isto significa que um rover com painéis solares, como os que a NASA tem enviado para Marte, não funcionaria.

A atmosfera venusiana também bloqueia a energia do Sol de deixar o planeta, impedindo o arrefecimento ou água líquida à superfície, um estado conhecido como efeito de estufa.

Não é claro se o facto de ter um bloqueio parcial de maré contribui para este estado de efeito de estufa, uma condição que acaba por tornar um planeta inabitável pela vida tal como a conhecemos.

Não só é importante obter mais clareza sobre esta questão, a fim de compreender Vénus, como também é importante para estudar os exoplanetas susceptíveis de serem alvo de futuras missões da NASA.

A maioria dos planetas susceptíveis de serem observados com o recentemente lançado Telescópio Espacial James Webb estão muito perto das suas estrelas, ainda mais perto do que Vénus está do Sol. Por conseguinte, também é provável que tenham bloqueio de maré.

Dado que não se sabe se os humanos consigam alguma vez visitar, em pessoa, exoplanetas, é fundamental ter a certeza de que os modelos de computador têm em conta os efeitos do bloqueio de maré. “Vénus é a nossa oportunidade de corrigir estes modelos, para que possamos compreender correctamente os ambientes de superfície dos planetas em torno de outras estrelas”, disse Kane.

“Não estamos a fazer um bom trabalho no que toca a considerar isto neste momento. Estamos sobretudo a utilizar modelos do tipo Terra para interpretar as propriedades dos exoplanetas. Vénus está a ‘abanar os braços’ como que dizendo, ‘olhem para aqui!'”

Obter clareza sobre os factores que contribuíram para um efeito de estufa em Vénus, o vizinho planetário mais próximo da Terra, também pode ajudar a melhorar os modelos do que poderia um dia acontecer ao clima da Terra.

“Em última análise, a minha motivação ao estudar Vénus é compreender melhor a Terra”, disse Kane.

Astronomia On-line
26 de Abril de 2022


Pelas vítimas do genocídio praticado
pela União Soviética de Putin, na Ucrânia
For the victims of the genocide practiced
by the Soviet Union of Putin, in Ukraine


 

884: Hubble descobre um planeta a formar-se de uma forma não convencional

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista de Aurigae b, um gigante gasoso com uma massa estimada em nove vezes a de Júpiter e a mais de duas vezes a distância correspondente à que separa Plutão do Sol.
Crédito: NASA, ESA, Joseph Olmsted (STScI)

O Telescópio Espacial Hubble da NASA fotografou directamente evidências da formação de um proto-planeta do tipo Júpiter através do que os investigadores descrevem como um “processo intenso e violento”. Esta descoberta apoia uma teoria há muito debatida de como planetas como Júpiter se formam, chamada “instabilidade do disco”.

O novo mundo em construção está embebido num disco protoplanetário de gás e poeira com uma estrutura espiral distinta que gira em torno de uma jovem estrela que se estima ter cerca de 2 milhões de anos. Trata-se da idade do nosso Sistema Solar quando a formação dos planetas estava em curso (a idade do Sistema Solar é actualmente de 4,6 mil milhões de anos).

“A natureza é inteligente: pode produzir planetas e várias formas diferentes,” disse Thayne Currie do Telescópio Subaru e da Eureka Scientific, investigador líder no estudo.

Todos os planetas são feitos de material com origem num disco circunstelar. A teoria dominante para a formação de um planeta joviano é chamada de “acreção do núcleo”, uma abordagem de baixo para cima onde os planetas incorporados no disco crescem a partir de pequenos objectos – com tamanhos que vão desde grãos de poeira a rochas – colidindo e aglutinando-se à medida que orbitam uma estrela. Em contraste, a abordagem de instabilidade do disco é um modelo de cima para baixo onde, à medida que um disco massivo em torno de uma estrela arrefece, a gravidade faz com que o disco se desfaça rapidamente num ou mais fragmentos de massa planetária.

O planeta recentemente formado, chamado AB Aurigae b, é provavelmente cerca de nove vezes mais massivo do que Júpiter e orbita a sua estrela hospedeira a uma distância incrível de quase 14 mil milhões de quilómetros – mais de duas vezes a distância que separa Plutão do Sol. A essa distância, levaria muito tempo, se é que alguma vez, para que um planeta do tamanho de Júpiter se formasse por acreção do núcleo. Isto leva os investigadores a concluir que a instabilidade do disco permitiu que este planeta se formasse a uma distância tão grande. E está num contraste impressionante com as expectativas de formação planetária pelo modelo amplamente aceite de acreção do núcleo.

A nova análise combina dados de dois instrumentos do Hubble: o STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) e o NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrograph). Estes dados foram comparados com os de um instrumento de última geração chamado SCExAO (Subaru Coronagraphic Extreme-AO) acoplado ao Telescópio Subaru de 8,2 metros do Japão, localizado no cume do Mauna Kea, Hawaii. A riqueza dos dados dos telescópios espaciais e terrestres revelou-se crítica, porque é muito difícil distinguir entre planetas infantis e características complexas de disco não relacionadas com os planetas.

“A interpretação deste sistema é extremamente desafiante,” disse Currie. “Esta é uma das razões porque precisávamos do Hubble para este projecto – uma imagem limpa para melhor separar a lua do disco e de qualquer planeta.”

A própria natureza também deu uma ajuda: o vasto disco de poeira e gás que gira em torno da estrela AB Aurigae está inclinado para quase de face, da perspectiva da Terra.

Currie salientou que a longevidade do Hubble desempenhou um papel particular ao ajudar os investigadores a medir a órbita do proto-planeta. Ele estava originalmente muito céptico quando ao facto de AB Aurigae b ser um planeta. Os dados de arquivo do Hubble, combinados com as imagens pelo Subaru, provaram ser um ponto de viragem na mudança de opinião.

“Não conseguimos detectar este movimento na ordem de um ou dois anos,” disse Currie. “O Hubble forneceu uma base temporal, combinada com os dados do Subaru, de 13 anos, que foi suficiente para poder detectar o movimento orbital.”

“Este resultado alavanca as observações terrestres e espaciais e podemos voltar atrás no tempo com as observações do arquivo Hubble,” acrescentou Olivier Guyon da Universidade do Arizona, em Tucson, e do Telescópio Subaru no Hawaii. “AB Aurigae b foi agora analisado em vários comprimentos de onda e surgiu uma imagem consistente – uma imagem muito sólida.”

Os resultados da equipa foram publicados na edição de 4 de Abril da revista Nature Astronomy.

“Esta nova descoberta é uma forte evidência de que alguns planetas gigantes podem formar-se pelo mecanismo de instabilidade do disco,” sublinhou Alan Boss do Instituto Carnegie para Ciência em Washington, D.C. “No final, a gravidade é tudo o que conta, uma vez que os remanescentes do processo de formação estelar acabarão por ser puxados juntos pela gravidade para formar planetas, de uma forma ou de outra.”

Compreender os primeiros dias da formação de planetas semelhantes a Júpiter proporciona aos astrónomos mais contexto na história do nosso próprio Sistema Solar. Esta descoberta abre caminhos para futuros estudos da composição química de discos proto-planetários como AB Aurigae, incluindo com o Telescópio Espacial James Webb da NASA.

Astronomia On-line
8 de Abril de 2022


Pelas vítimas do genocídio praticado
pela União Soviética na Ucrânia



 

864: O magma faz com que sismos abalem o Planeta Vermelho

CIÊNCIA/ASTRONOMIA/MARTE

A estrutura interna de Marte.
Crédito: Shutterstock/Vadim Sadovski

Investigadores da Universidade Nacional Australiana sugerem que a actividade vulcânica sob a superfície de Marte pode ser responsável pelo desencadeamento de sismos repetitivos, semelhantes aos sismos na Terra, numa região específica do Planeta Vermelho.

Uma nova investigação publicada na revista Nature Communications mostra que cientistas da Universidade Nacional Australiana e da Academia Chinesa de Ciências de Pequim descobriram 47 sismos anteriormente não detectados sob a crosta marciana, numa área chamada Cerberus Fossae – uma região sismicamente activa em Marte com menos de 20 milhões de anos.

Os autores do estudo especulam que a actividade magmática no manto marciano, que é a camada interior de Marte que se encontra entre a crosta e o núcleo, é a causa destes sismos recentemente detectados.

Os resultados sugerem que o magma no manto marciano ainda está activo e é responsável pelos sismos vulcânicos, ao contrário do pensamento anterior dos cientistas de que estes eventos são provocados por forças tectónicas marcianas.

Segundo o geofísico e professor Hrvoje Tkalčić, da Universidade Nacional Australiana, a natureza repetitiva destes tremores e o facto de terem sido todos detectados na mesma área do planeta sugere que Marte é mais sismicamente activo do que os cientistas pensavam anteriormente.

“Verificámos que estes sismos ocorreram repetidamente em todas as alturas do dia marciano, enquanto os sismos detectados e relatados pela NASA no passado pareciam ter ocorrido apenas durante a calada da noite, quando o planeta está mais calmo,” disse o professor Tkalčić.

“Portanto, podemos assumir que o movimento da rocha derretida no manto marciano é o gatilho para estes 47 sismos recentemente detectados sob a região de Cerberus Fossae.”

O professor Tkalčić disse que a sismicidade contínua sugere que a região de Cerberus Fossae em Marte é “sismicamente muito activa”.

“Saber que o manto marciano ainda está activo é crucial para a nossa compreensão de como Marte evoluiu como um planeta,” disse.

“Pode ajudar-nos a responder a estas questões fundamentais sobre o Sistema Solar, sobre o estado do núcleo e do manto de Marte e sobre a evolução do seu campo magnético actualmente em falta.”

Os investigadores utilizaram dados recolhidos a partir de um sismómetro ligado ao módulo InSight da NASA, que tem vindo a recolher dados sobre sismos, sobre o clima marciano e sobre o interior do planeta desde que pousou no Planeta Vermelho em 2018.

Usando um algoritmo único, os investigadores puderam aplicar as suas técnicas aos dados da NASA para detectar os 47 sismos anteriormente não descobertos.

Os autores do estudo dizem que enquanto os sismos teriam provocado alguns abalos em Marte, os eventos sísmicos eram relativamente pequenos em magnitude e mal seriam sentidos se tivessem ocorrido na Terra. Os tremores foram detectados durante um período de cerca de 350 sóls – um termo usado para se referir a um dia solar em Marte – o que equivale a cerca de 359 dias na Terra.

De acordo com o professor Tkalčić, os achados sísmicos podem ajudar os cientistas a descobrir porque é que o Planeta Vermelho já não tem um campo magnético.

“Os sismos marcianos ajudam-nos indirectamente a compreender se a convecção está a ocorrer no interior do planeta e, se esta convecção estiver de facto a ocorrer, o que os nossos achados sugerem, então deve haver outro mecanismo em jogo que está a impedir que um campo magnético se desenvolva em Marte,” explicou.

“Toda a vida na Terra é possível graças ao campo magnético da Terra e à sua capacidade de nos proteger da radiação cósmica, pelo que sem um campo magnético a vida como a conhecemos simplesmente não seria possível.

“Portanto, compreender o campo magnético de Marte, como evoluiu e em que fase da história do planeta parou, é obviamente importante para futuras missões e crítico se os cientistas esperam um dia estabelecer vida humana em Marte.”

Astronomia On-line
5 de Abril de 2022