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As luas geladas e suas implicações para a astrobiologia: pelos anéis de Saturno

Parte IV

No começo da nossa viagem pelas “luas geladas” conversamos sobre o que elas precisam ter para receber essa definição (aqui). Também falamos sobre Europa, uma das “luas geladas” mais famosas nos últimos anos (aqui), e sobre Ganimedes, Calisto e Io (e aqui). Hoje iremos ainda mais longe no nosso Sistema Solar a fim de explorar as “luas geladas” de Saturno.

Qualquer lua que seja coberta de gelo pode ser uma “lua gelada”?

Como no texto anterior, gostaria de começar resgatando um trechinho do nosso primeiro texto antes de mergulhar nas nossas novas luas. “Luas geladas” são satélites naturais, cobertos principalmente por gelo, que orbitam os gigantes gasosos do nosso Sistema Solar, sendo eles Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Para que sejam chamados de “luas geladas” é necessário que esses satélites apresentem três características: (1) a presença de um meio líquido, (2) uma fonte de energia, e (3) condições necessárias para a formação de moléculas complexas. Esses quesitos também são considerados responsáveis pelo surgimento e pela manutenção da vida.

Saturno e seus anéis

Comumente vemos Saturno sendo representado, em desenhos e esquemas, envolto por um anel. Porém, se fossemos desenhar o planeta como ele realmente é, ele ficaria muito mais complexo. Saturno possui mais de dez anéis constituídos essencialmente por gelo, poeira e rochas. Além disso, o planeta conta com 62 luas confirmadas até agora. Embora Saturno apresente tantos satélites, apenas duas são classificadas como “luas geladas” e hoje vamos conhecê-las um pouco mais de perto.

Anéis de Saturno

Figura 1. Anéis de Saturno compostos por gelo, poeira e rochas. Fonte: Nasa NASA/JPL-Caltech/SSI.

 Um encontro com Titã

Titã é a maior lua de Saturno e a segunda maior do nosso Sistema Solar, perdendo apenas para Ganimedes (vista na parte III). Titã é também o único satélite do Sistema Solar com uma atmosfera densa e evidência de corpos de água líquida e estável (lagos e rios) em sua superfície.

Titã

Figura 2. Vista de Titã pela Cassini. Fonte: Nasa NASA/JPL-Caltech/SSI.

Modelos teóricos predizem que uma camada de água líquida poderia existir abaixo do gelo na superfície da lua, desde que houvesse uma quantidade suficiente de amônia misturada à água, reduzindo sua temperatura de congelamento. Dessa forma, acredita-se que Titã seja dividida (da superfície para o centro) em uma camada de gelo, uma camada líquida de água e amônia, outra camada de gelo e um núcleo rochoso.

As informações obtidas até agora sobre o oceano de água no interior de Titã não sugerem que ela seja uma boa candidata para o desenvolvimento de formas de vida. Isso porque a camada de gelo sobre a lua parece ser bastante rígida, o que dificultaria as trocas de material entre a superfície e o oceano. Além disso a segunda camada de gelo sobre a crosta isolaria o oceano do núcleo rochoso, impossibilitando a existência dessa interface considerada de extrema importância para o surgimento da vida.

Ainda assim, o oceano aquoso não é o único ambiente de Titã onde poderíamos procurar formas de vida. Caso a vida tenha surgido lá, o ambiente da lua provavelmente levaria os organismos a desenvolverem características muito diferentes de qualquer um existente na Terra. Enquanto todas as formas de vida terrestre usam água como meio líquido, é concebível que a vida em Titã poderia utilizar outros componentes como metano e etano. Outro fator de interesse na busca por vida em Titã consiste no fato de sua atmosfera ser quimicamente ativa, conhecida por ser rica em compostos orgânicos; o que levou a especulações sobre se precursores químicos da vida poderiam ter sua origem lá.

Dessa forma, o ambiente de Titã, embora muito diferente do terrestre, possuiria os requisitos para a vida: (1) metano e etano na forma líquida encontrados em corpos líquidos na superfície do planeta; (2) provavelmente obtida através da radiação solar, que embora seja muito menor, quando comparada à da Terra, ainda suportaria formas de vida de crescimento lento; (3) proveniente da atmosfera quimicamente ativa e derivadas de metano e etano.

 

Um pulo em Encélado

Encélado é a sexta maior lua de Saturno e é aproximadamente 10 vezes menor do que Titã. Estima-se que a lua seja formada por um núcleo rochoso, envolto por um oceano líquido e uma crosta de gelo na superfície.

Encélado

Figura 3. Vista de Encélado pela Cassini com foco nas plumas de água e gelo no polo sul da lua. Fonte: Nasa NASA/JPL-Caltech/SSI.

As primeiras informações sobre Encélado vieram das espaçonaves Voyager Ie II. As mais recentes, porém, foram obtidas pela Cassini em 2005, que revelou mais detalhes sobre a superfície da lua e também confirmou a emissão de plumas de vapor de água e gelo no polo sul da Lua. Cassini também mostrou a existência de uma fina atmosfera ao redor de Encélado e confirmou que sua superfície era composta principalmente por água, gás carbônico e compostos orgânicos simples. O fato de ser totalmente coberta por gelo, torna a lua um dos objetos que mais reflexivos do Sistema Solar. Por refletir a maior parte da luz, a superfície de Encélado é mais fria do que a dos outros satélites de Saturno, podendo atingir -198oC.

Por não possuir água líquida em sua superfície, a existência de vida em Encélado estaria condicionada a presença de água líquida em seu interior. E o movimento da lua em torno de Saturno e a presença das plumas são evidências da presença de um oceano global localizado logo abaixo da camada superficial de gelo.

Um fator de extremo interesse para a astrobiologia é a relativa facilidade de coleta de amostras do oceano de Encélado através das plumas. Coletar material proveniente do oceano diretamente da atmosfera, dispensando missões de pouso e perfuração do gelo da superfície, como se planeja fazer em Europa no futuro, torna a pesquisa de vida em Encélado mais atrativa e economicamente viável com a tecnologia espacial atual.

Então, se olharmos para os nossos critérios de definição de luas geladas teríamos: (1) água existente na forma líquida encontrada logo abaixo da superfície; (2) força de maré originada no oceano interno da lua causada pela interação da lua com Saturno; (3) principalmente suprida pela interação água líquida-núcleo rochoso.

E assim encerramos nosso passeio por Saturno e suas luas! Até a próxima! 🌚❄

Referências:

CANUP, R. M.; WARD, W. R. Formation of the gallilean satellites: conditions of accretionsThe Astronomical Journal, v. 124, n. 6, p. 3404-3423, 2002.

FILACCHIONE, G. et al. Saturn’s icy satellites investigated by Cassini-VIMS: I. Full-disk properties: 350–5100 nm reflectance spectra and phase curves. Icarus, v. 186, n. 1, p. 259-290, 2007.

GALANTE, D. et al. Astrobiologia [livro eletrônico]: uma ciência emergente. Tikinet Edição: IAG/USP, São Paulo, 2016.

IRWIN, L. N.; SCHULZE-MAKUCH, D. Assessing the plausibility of life on other worlds. Astrobiology, v. 1, n. 2, p.143-160, 2001.

PASACHOFF, Jay M.; FILIPPENKO, Alex. The Cosmos: Astronomy in the new millennium. Cambridge University Press, 2013.

SCHUBERT, G. et al. Interior composition, structure and dynamics of the Galilean satellites. Jupiter: The planet, satellites and magnetosphere, v. 1, 2004.

SHOWMAN, A. P.; MALHOTRA, R. The Galilean satellites. Science, v. 286, p. 77-84, 1999.

WORTH, R. J.; SIGURDSSON, S.; HOUSE, C. H. Seeding life on the moons of the outer planets via lithopanspermia. Astrobiology, v. 13, p. 1155-1165, 2013.

 

 

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As luas geladas e suas implicações para a astrobiologia: Conheça Europa

Parte II

No primeiro texto dessa incrível série que fala das “luas geladas”, conhecemos um pouco mais sobre o que são essas luas, o que elas precisam ter para receber essa definição e falamos brevemente sobre Europa e sobre algumas missões espaciais que estão por vir. Quem quiser relembrar da primeira parte da nossa jornada, é só clicar aqui. A parte II da nossa saga, que ainda fala das luas de Júpiter, agora foca em Europa.

Características indispensáveis para que a vida possa existir e ser mantida:

Antes de falar desse satélite, gostaria resgatar um pedacinho do nosso primeiro texto para lembrarmos o que essas luas precisam ter para serem consideradas “luas geladas”. Para receberem esse título, os satélites naturais, cobertos principalmente por gelo, que orbitam os gigantes gasosos do nosso Sistema Solar precisam apresentar os três seguintes pré-requisitos:

  • um meio líquido,
  • uma fonte de energia e
  • condições necessárias para a formação de moléculas complexas responsáveis pelo surgimento e pela manutenção da vida.

Uma viagem por Europa

Feito! Com isso em mente, vamos focar na nossa lua principal, Europa, e entender com um pouco mais de detalhes como encontramos esses três pré-requisitos.

  1. Presença de meio líquido:

Sendo a menor das quatro “luas geladas” de Júpiter, Europa é formada por um núcleo metálico envolto por uma crosta, ambos localizados abaixo de uma camada de água (na forma líquida e de gelo). Estima-se que essa camada de água tenha de 80 a 170 quilômetros de extensão, sendo composta de uma crosta congelada localizada logo acima de um oceano líquido. A existência de um oceano global abaixo de sua crosta de gelo é o elemento mais importante para a habitabilidade de Europa e seu estudo é de grande interesse para determinar se a vida foi ou é capaz de surgir e de se manter na lua.

  1. Fonte de energia:

A superfície de Europa é plana e recente, com poucas crateras antigas, o que indica que é renovada constantemente. Podemos assumir que exista essa renovação constante devido ao fato de que a lua está submetida a constantes bombardeamentos, e que, se não há crateras antigas expostas, deve haver uma renovação da superfície para que ela esteja sempre lisa. Os processos responsáveis por essa renovação seriam inúmeros, dentre eles: erupções locais de água aquecida e sob pressão; elevação e submersão de sólidos congelados e líquidos em algumas regiões; rupturas de camadas superficiais de gelo, etc.

Outra característica importante de Europa, que também remete a renovação da superfície é a existência de uma variedade de linhas escuras que cruzam sua superfície (Figura 1). Dentre as possíveis hipóteses que tentam explicar esse padrão, a mais aceita diz que essas linhas devem ter sido formadas por uma série de erupções de gelo aquecido ao passo que a crosta da lua se abria para expor camadas interiores mais quentes. Uma possível explicação para o surgimento de suas linhas antigas torna Europa ainda mais interessante. Imagens provenientes das sondas Voyager e Galileo revelaram evidências de processos geológicos tais quais os que ocorrem aqui na Terra em regiões de convergência de placas tectônicas, quando uma placa se desloca para baixo de outra. A existência dessas placas em Europa faria dela o único corpo celeste que possui placas tectônicas além da Terra.

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Figura 1. Superfície de Europa. As linhas que cobrem sua superfície tiveram a coloração adicionada para que ficassem mais visíveis. Fonte: Nasa/JPL-Caltech/SETI Institute.

Outro fator interessante é em relação à sua atmosfera. Observações realizadas pelo Hubble revelaram que a atmosfera fina de Europa é composta principalmente por oxigênio molecular (em sua camada interior) e hidrogênio molecular (em sua camada exterior). Infelizmente, para astrobiólogos, esse oxigênio não indica atividade biológica, sendo proveniente da quebra da molécula de água na superfície da lua. Essa quebra é ocasionada pela radiação ultravioleta do Sol e por partículas carregadas da magnetosfera de Júpiter (íons e elétrons). Dessa forma, podemos então encontrar as principais fontes de energia nessa lua, sendo elas a energia do núcleo metálico (decaimento radioativo dos elementos), da força das marés (do oceano interno), e da radiação de Júpiter.

  1. Condições necessárias para a formação de moléculas complexas

Considerando que Europa tenha uma origem condrítica (formada de poeira e pequenos grãos presentes no início do Sistema Solar) e levando em consideração o contexto de intenso bombardeamento no qual está inserida, a lua teria uma variedade de compostos essenciais para a vida semelhante tal qual como conhecemos na Terra. Adicionalmente, atividades hidrotermais, se constatadas como presentes, transportariam esses elementos do manto para os oceanos, fazendo com dessa interação oceano-rocha, um componente de extrema relevância para a formação de moléculas complexas e do desenvolvimento da vida.

Portanto, até agora, temos Europa preenchendo os nossos 3 pré-requisitos: 1) existência de um meio líquido: água na forma de gelo na crosta de Europa e na forma líquida, encontrada em seu oceano interno; (2) fonte de energia: força de maré originada no oceano interno da lua, decaimento radioativo de seu núcleo metálico, e possivelmente também proveniente da radiação ionizante dos anéis radioativos de Júpiter; (3) condições necessárias para a formação de moléculas complexas: provável interação água líquida-rocha no leito oceânico da lua e possível origem exógena (de fontes externas à lua), devido ao intenso contexto de bombardeamento em que Europa está inserida.

Somado à esses pré-requisitos modelos atuais de Europa sugerem que condições como temperatura, pressão, pH e salinidade dos oceanos internos estão dentro dos limites capazes de suportar vida como conhecemos. Além disso, as informações atuais sobre a lua indicam que Europa não só pode ser habitável  nos dias atuais como provavelmente foi assim durante a maior parte da história do nosso Sistema Solar. Daí o extremo interesse em estudar essa lua e a necessidade da criação de missões de exploração,que serão abordadas em mais detalhes em no nosso último texto dessa série. Futuras observações, particularmente aquelas realizadas através de pousos na sua superfície e coleta de material, permitirão análises não apenas qualitativas, mas também quantitativas sobre o potencial habitável de Europa, especialmente quanto às fontes de energia disponíveis e evolução química de seu oceano.

É fascinante entender o quão importante algumas das luas do Sistema Solar podem ser na busca pela vida fora do nosso planeta. Espero que tenham gostado de conhecer um pouco mais sobre Europa e que estejam ansiosas para saber mais sobre a nossa vizinhança cósmica. No próximo texto, ainda estaremos em Júpiter, mas vamos viajar por outras de suas luas, também incríveis e de amplo interesse astrobiológico: Ganimedes, Calisto e Io.

Referências:

ANDERSON, J. D. et al. Europa’s differentiated internal structure: Inferences from four Galileo encounters. Science, v. 281, n. 5385, p. 2019-2022, 1998.

CANUP, R. M.; WARD, W. R. Formation of the gallilean satellites: conditions of accretions. The Astronomical Journal, v. 124, n. 6, p. 3404-3423, 2002.

CARR, M. H. et al. Evidence for a subsurface ocean on Europa. Nature, v. 391, n. 6665, p. 363-365, 1998.

CHYBA, C. F. Energy for microbial life on Europa. Nature, v. 403, n. 6768, p. 381-382, 2000.

FIGUEREDO, P. H.; GREELEY, R. Resurfacing history of Europa from pole- -to-pole geological mapping. Icarus, v. 167, p. 287-312, 2004.

GALANTE, D. et al. Astrobiologia [livro eletrônico]: uma ciência emergente. Tikinet Edição: IAG/USP, São Paulo, 2016.

IRWIN, L. N.; SCHULZE-MAKUCH, D. Assessing the plausibility of life on other worlds. Astrobiology, v. 1, n. 2, p.143-160, 2001.

KARGEL, J. S. et al. Europa’s crust and ocean: origin, composition and the prospects for life. Icarus, v. 148, 39, 2000.

MCKINNON, W. B.; ZOLENSKY, M. E. Sulfate content of Europa’s ocean and shell: Evolutionary considerations and some geological and astrobiological implications. Astrobiology, v. 3, n. 4, p. 879-897, 2003.

PARANICAS, C.; CARLSON, R. W.; JOHNSON, R. E. Electron bombardment of Europa. Geophys. Res. Lett, v. 28, n. 4, p. 673-676, 2001.

PASACHOFF, Jay M.; FILIPPENKO, Alex. The Cosmos: Astronomy in the new millennium. Cambridge University Press, 2013.

SCHUBERT, G. et al. Interior composition, structure and dynamics of the Galilean satellites. Jupiter: The planet, satellites and magnetosphere, v. 1, 2004.

SHOWMAN, A. P.; MALHOTRA, R. The Galilean satellites. Science, v. 286, p. 77-84, 1999.

WORTH, R. J.; SIGURDSSON, S.; HOUSE, C. H. Seeding life on the moons of the outer planets via lithopanspermia. Astrobiology, v. 13, p. 1155-1165, 2013.

ZOLOTOV, Mikhail Y.; SHOCK, Everett L. Energy for biologic sulfate reduction in a hydrothermally formed ocean on Europa. Journal of Geophysical Research: Planets, v. 108, n. E4, 2003.

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Put a Ring on it: Os novos anéis do Sistema Solar

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Beyoncé e suas amigas que gostam de anéis

Saturno, o segundo maior planeta do Sistema Solar, sempre chamou grande atenção por seus lindos anéis. Os aneis de Saturno foram detectados pela primeira vez em 1610 por Galileu Galilei. Os anéis de Saturno são feitos de gelo e rocha de diversos tamanhos. Alguns são tão pequenos como um grão de areia e outros são tão grandes como uma casa. Por muito tempo pensou-se que Saturno era o único objeto com tal característica, mas tempos depois descobriu-se que os anéis não eram um privilégio de Saturno mas todos os planetas gigantes do Sistema Solar apresentam anéis, mesmo que não tão majestosos como o de Saturno. Apesar de ser uma descoberta de longa data, os cientistas não sabem quando e como os anéis se formaram.

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Saturno com seus majestosos anéis. Fonte: Istock/Getty Images

Parecia que este tipo de estrutura era formada em apenas planetas gigantes mas uma descoberta brasileira de 2014 revelou que era possível anéis em asteróides. Os pesquisadores do Observatório Nacional detectaram a presença de não apenas um, mas de dois anéis no objeto (10199) Chariklo, o que foi uma grande surpresa. Chariklo é pertencente aos Centauros, uma classe de pequenos objetos que se encontram entre Júpiter e Netuno. Chariklo tem um raio de cerca de 124 km. Os dois densos anéis tem 7 e 3 km de largura e foram batizados de Oiapoque e Chuí, uma referência aos extremos do Brasil. A maior parte da composição dos anéis é de água congelada. [1]

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Chariklo e os anéis Oiapoque e Chuí. Fonte: The Space Reporter.

No dia 3 de junho de 2013, Chariklo passaria em frente à estrela UCAC4 248-108672, uma estrela distante. As observações foram feitas em diversos sítios de localizados no Brasil, Argentina, Uruguai e Chile. Durante o eclipse, os astrônomos puderam observar a silhueta do asteroide com mais cuidado. Os resultados de Chariklo, no entanto, surpreenderam. O brilho da estrela foi bloqueado em dois momentos inesperados, instantes antes e instantes depois da passagem do asteroide, como podemos observar no vídeo. Era um sinal de que Chariklo não estava sozinho. “Nós não estávamos procurando por anéis, e não achávamos que corpos tão pequenos quanto Chariklo tivessem anéis. Por isso essa descoberta – e a imensa quantidade de detalhes que conseguimos observar no sistema – foram uma grande surpresa”, declarou Felipe Braga Ribas, o principal pesquisador envolvido na descoberta. [3]

Os anéis ainda explicam um fenômeno observado quando da descoberta do asteroide em 1997. Quando avistado pela primeira vez, ele era um corpo brilhante, cuja luminosidade diminuiu até ressurgir em 2008. Isso aconteceu porque seus anéis, formados em grande parte por água congelada, refletem a luz como grandes espelhos. Entre 1997 e 2008, no entanto, a superfície refletora ficou voltada na direção oposta à Terra.

A ciência não para e um time composto por diversos brasileiros, inclusive muitos dos que estiveram envolvidos na descoberta dos anéis de Chariklo, anunciaram em meados de Outubro uma nova descoberta: um anel em um planeta anão!

O planeta anão Haumea é um objeto interessante, gira em torno do Sol em uma órbita elíptica que leva 284 anos, e leva apenas 3,9 horas para girar em torno de seu próprio eixo, muito menos que qualquer outro corpo que mede mais de cem quilômetros de comprimento em todo o Sistema Solar. Esta velocidade de rotação faz com que ele tenha uma forma elipsoidal semelhante a uma bola de rugby. Os dados recentemente publicados revelam que Haumea mede 2.320 km no seu maior eixo, quase o mesmo que Plutão. [2]

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Haumea (esquerda) e Plutão (direita). Fonte: Sylvain Cnudde – SIGAL – LESIA, Observatoire de Paris

De acordo com os dados obtidos a partir da ocultação estelar, o anel fica no plano equatorial do planeta anão, assim como o seu maior satélite, Hi’iaka, e exibe uma ressonância 3:1 em relação à rotação de Haumea, o que significa que as partículas congeladas que compõem o anel rodam três vezes mais lentamente ao redor do planeta do que gira em torno de seu próprio eixo.[4]

A origem destes anéis não foi esclarecida ainda. Uma hipótese é que a composição dos anéis podem ser remanescentes do disco de poeira primordial que ficou confinado. Outras possibilidades seriam colisão com outro objeto, ou na dispersão do material de superfície devido à alta velocidade de rotação do planeta no caso de Haumea.

Referências:

[1] Braga-Ribas, F. et al., A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo, ature. Nature, Volume 508, Issue 7494, pp. 72-75 (2014). https://arxiv.org/abs/1409.7259

[2] Ortiz, J.L., et al. The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation. Nature, Volume 550, Issue 7675, pp. 219-223 (2017). http://www.nature.com/nature/journal/v550/n7675/full/nature24051.html?foxtrotcallback=true

[3] http://epoca.globo.com/tempo/noticia/2014/03/brasileiros-descobrem-bsistema-de-aneisb-em-torno-de-asteroide.html

[4] http://www.iaa.es/en/news/haumea-most-peculiar-pluto-companions-has-ring-around-it

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As luas geladas e suas implicações para a astrobiologia

Parte I

Nos últimos anos, assuntos como “luas geladas” bem como “suas implicações para a astrobiologia” têm sido recorrentes em diversas discussões acadêmicas e até mesmo dentro da mídia. Devido a importância dessas luas, e ao fato de estarem super “na moda” nos dias de hoje, em uma série de textos, pretendo contar para vocês um pouquinho mais sobre o quê são elas, quais são e as principais luas geladas, e porquê são tão importantes assim nos estudos da astrobiologia. Empolgadas então para o primeiro dos 5 textos que estão por vir sobre o assunto?

Então vamos começar! O que raios são essas luas geladas? Os satélites naturais, cobertos principalmente por gelo, que orbitam os gigantes gasosos do nosso Sistema Solar são conhecidos como luas geladas. Para que recebam esta nomenclatura é necessário que apresentem três pré-requisitos, sendo eles: a presença de um meio líquido, de uma fonte de energia e de condições necessárias para a formação de moléculas complexas. Esses também são considerados responsáveis pelo surgimento e pela manutenção da vida.

De acordo com essa classificação, existem diversas “luas geladas” no nosso sistema solar. Dentre elas podemos citar alguns satélites naturais de Júpiter, como Io, Europa, Ganimedes e Calisto (ver figura 1), de Saturno, como Encélado e Titã e de Urano e Netuno.

Perfeito! Agora já entendemos um pouco melhor sobre o quê são esses satélites. Vamos então, focar em um deles em particular, um dos mais promissores nos estudos de astrobiologia, a fim de conseguirmos ilustrar um pouco como esta lua se enquadra na classificação acima descrita. Europa, a sexta maior lua de Júpiter, por se enquadrar nestes pré-requisitos e por apresentar características significantes relacionadas ao estudo da habitabilidade fora da Terra, é considerada uma das “luas geladas” de maior interesse do ponto de vista astrobiológico.

Foto 1

Figura 1. Montagem das quatro principais “luas geladas” de Júpiter. De cima pra baixo: Io, Europa, Ganimedes e Calisto. Créditos da imagem: NASA/JPL/University of Arizona.

Nessa lua suspeitamos que os três pré-requisitos sejam: (1) para o meio líquido: água existente na forma de gelo na crosta de Europa e na forma líquida, encontrada em seu oceano interno; (2) como fonte de energia: força de maré originada no oceano interno da lua, decaimento radioativo de seu núcleo, e possivelmente também proveniente da radiação ionizante dos anéis radioativos de Júpiter; (3) condições necessárias para a formação de moléculas complexas: provável interação água líquida-rocha no leito oceânico da lua e possível origem exógena (de fontes externas à lua), devido ao intenso contexto de bombardeamento em que Europa está inserida.

Europa, embora uma das maiores do nosso Sistema, é a menor das quatro “luas geladas” orbitando Júpiter, com um diâmetro de aproximadamente 3.100 km . Ela é constituída por uma atmosfera pouco densa, formada principalmente de oxigênio molecular, originado a partir da radiólise da água em sua superfície; uma camada de água, com extensão estimada em 80-170 km dividida entre uma crosta congelada na porção superior e um oceano líquido logo abaixo; um manto rochoso; e um núcleo metálico (ver figura 2).

Foto 2

Figura 2. Representação da composição de Europa. Apresentação geral do núcleo metálico, do manto rochoso e da camada superior de água (à esquerda). Visão em mais detalhes da camada externa de água, composta por uma crosta congelada na porção superior e um oceano líquido logo abaixo (à direita). Atmosfera não representada. Créditos da imagem: Coustenis & Encrenaz, 2013.

Além disso, modelos atuais de Europa sugerem que condições como temperatura, pressão, pH e salinidade dos oceanos internos estão dentro dos limites capazes de suportar vida como conhecemos na Terra. Estudos anteriores também revelaram que a lua possui uma superfície plana, o que indica uma constante renovação da crosta a partir de processos geológicos como erupções locais de água aquecida; elevação e submersão de líquidos e de sólidos congelados; ruptura das camadas superficiais de gelo; translação e extensão de blocos da superfície e subsequente preenchimento destas regiões.

Devido a relevância e importância desta lua, tanto no contexto astrobiológico quanto no contexto cósmico de forma mais abrangente, agências espaciais como a Administração Nacional da Aeronáutica e Espaço (NASA) e a Agência Espacial Europeia (ESA) planejam missões ao satélite em um futuro próximo. A mais recente delas, Europa Mission (traduzido para o português como “Missão Europa”), está com lançamento previsto para 2020, segundo o Laboratório de Propulsão a Jato (JPL – NASA). Ela terá como principal objetivo obter uma melhor compreensão de Europa a partir da análise de sua superfície (para determinação de sua composição), da espessura de sua crosta congelada, da salinidade e da profundidade de seu oceano interno (através da medição do campo magnético da lua), e da investigação de suas erupções termais de água, anunciadas pela agência em setembro deste ano (NASA, 2016).

A segunda missão programada nesse caso pela ESA é a JUICE (acrônimo em inglês para “The JUpiter ICy moons Explorer”, em português “Explorador das Luas Geladas de Júpiter”), com lançamento previsto para 2022 e chegada em Júpiter em 2030. Seus principais objetivos serão diferentes da Missão Europa (NASA). JUICE buscará responder questões sobre o contexto cósmico acerca do funcionamento do Sistema Solar e das condições para a formação de planetas e para a emergência da vida, além de trabalhar com o uso do sistema jupiteriano como um arquétipo para melhor entender o desenvolvimento de gigantes gasosos. Embora esta missão tenha a lua Ganimedes como foco de trabalho, Calisto e Europa também serão estudados a fim de facilitar o entendimento sobre a emergência de mundos habitáveis formados ao redor de gigantes gasosos (ESA, 2016).

Espero ter conseguido mostrar para vocês que tem muita coisa super interessante acontecendo e muita gente envolvida em projetos de pesquisa com temas relacionados às “luas geladas”. Nos próximos textos vou contar um pouco mais pra você sobre cada uma dessas luas, para que juntas, possamos compreender um pouco mais sobre os nossos vizinhos cósmicos.

Referências:

ANDERSON, J. D. et al. Europa’s differentiated internal structure: Inferences from four Galileo encounters. Science, v. 281, n. 5385, p. 2019-2022, 1998.

BROWN, Robert H.; CRUIKSHANK, Dale P. The moons of Uranus, Neptune and Pluto. Scientific American, v. 253, p. 28-37, 1985.

CANUP, R. M.; WARD, W. R. Formation of the gallilean satellites: conditions of accretions. The Astronomical Journal, v. 124, n. 6, p. 3404-3423, 2002.

CARR, M. H. et al. Evidence for a subsurface ocean on Europa. Nature, v. 391, n. 6665, p. 363-365, 1998.

CHYBA, C. F. Energy for microbial life on Europa. Nature, v. 403, n. 6768, p. 381-382, 2000.

ESA. JUICE. Em: < http://sci.esa.int/juice/&gt;. Acesso em: 15 de novembro de 2016.

FIGUEREDO, P. H.; GREELEY, R. Resurfacing history of Europa from pole- -to-pole geological mapping. Icarus, v. 167, p. 287-312, 2004.

FILACCHIONE, G. et al. Saturn’s icy satellites investigated by Cassini-VIMS: I. Full-disk properties: 350–5100 nm reflectance spectra and phase curves. Icarus, v. 186, n. 1, p. 259-290, 2007.

GALANTE, D. et al. Astrobiologia [livro eletrônico]: uma ciência emergente. Tikinet Edição: IAG/USP, São Paulo, 2016.

GREELEY, R.; SPUDIS, P. D. Volcanism on Mars. Reviews of Geophysics, v. 19, n. 1, p. 13-41, 1981.

IRWIN, L. N.; SCHULZE-MAKUCH, D. Assessing the plausibility of life on other worlds. Astrobiology, v. 1, n. 2, p.143-160, 2001.

KARGEL, J. S. et al. Europa’s crust and ocean: origin, composition and the prospects for life. Icarus, v. 148, 39, 2000.

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NASA. Europa Mission. Em: < http://www.jpl.nasa.gov/missions/europa-mission/&gt; Acesso em 15 de novembro de 2016.

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