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A poluição plástica nos Oceanos é um problema crescente. Oito milhões de toneladas de resíduos, a maioria plásticos, são adicionados aos oceanos a cada ano. Áreas de macro (grandes) e micro (pequenos) plásticos aglomeram-se em correntes oceânicas naturais chamadas giros, formando estruturas plásticas flutuantes na superfície dos oceanos, como a Grande Mancha de Lixo do Pacífico.

Dois surfistas, velejadores e entusiastas do oceano australianos, Pete Ceglinski e Andrew Turton, no entanto, não queriam continuar a ver esta tragédia continuar sem tentar fazer a diferença.

Então, em 2015, eles estabeleceram uma meta de contribuir para oceanos livres de poluição para as gerações futuras. Com essa tarefa em mente, ambos deixaram os seus empregos e fundaram a “Seabin“. Por meio de uma impressionante campanha de financiamento coletivo de US$ 260.000, eles conseguiram dar vida à sua missão e desenvolver o Seabin ‘Version One’ para limpar o plástico flutuante.

 

A ideia ganha forma

O separador flutuante de detritos marinhos é usado para combater os resíduos plásticos, começando com portos, clubes de iates e marinas. O Seabin está na água e tem uma bomba que desloca a água dentro do Seabin, fazendo com que o Seabin puxe água e plástico flutuante sobre a borda e para dentro dele.

A água é filtrada por uma tela removível que captura micro e macro plásticos, bem como microfibras. Um Seabin processa cerca de 6.600 galões de água do mar por hora, removendo lixo e microplásticos do oceano e filtrando poluentes químicos como o petróleo.

A experiência mostra que resíduos de todos os tipos acabam no Seabin. Além de peças plásticas maiores, latas, pontas de cigarro, papel alumínio e microplásticos de até 2 mm (0,08 polegadas) de diâmetro acabam no Seabin. O dispositivo pode coletar até 3,3 libras de resíduos por dia e armazena um total de 44 libras de resíduos.

 

Parar o plástico flutuante antes que ele chegue aos Oceanos,

Para ilustrar isso de forma mais vívida: um Seabin pode coletar até 90.000 sacos plásticas, 37.500 copos de café ou 16.500 garrafas PET por ano. Ao deslizar apenas a 0,75 polegadas acima da água, o Seabin não representa perigo para a vida marinha, como os peixes.

Ao coletar todo este plástico flutuante perto da terra, perto das fontes de onde vem o lixo, ele é impedido de ser levado para o mar. Há sempre áreas em marinas e portos onde o lixo se acumula, devido aos ventos e às correntes. Quando estes Seabins são instalados nestes hotspots, a quantidade de lixo e plástico que seguem para o Oceano pode ser bastante reduzida.

Os Seabins devem ser monitorizados e esvaziados quando estiverem cheios, e cada proprietário deve decidir como descartar o lixo e reciclar o plástico. Além disso, os Seabins também são uma boa ferramenta de ensino e um ótimo visual para mostrar a quantidade de lixo e plástico que está a flutuar nas nossas águas. Tomar consciência do problema é o primeiro passo para aprender a fazer pequenas mudanças na vida de cada pessoa.

O sucesso espalha-se,

Em 2017, a Wärtsilä, líder mundial em tecnologia marinha e sustentabilidade ambiental, foi a primeira grande empresa industrial a fazer parceria com o projeto. Devido à herança finlandesa da Wärtsilä, as cidades de Helsinquia, Vaasa e Turku fizeram parte dos locais piloto da Seabin em abril de 2017. Desde então, a Wärtsilä doou 40 Seabins a vários locais do mundo.

Além dos Seabins doados pela Wärtsilä, existem aproximadamente 860 Seabins no total em todo o mundo e eles podem capturar 7.965 libras de plástico flutuante e detritos todos os dias.

 

As metas a longo prazo,

No entanto, a crescente quantidade de resíduos plásticos tem consequências graves. A fonte de plástico novo ainda não foi desligada ou mesmo reduzida. Houve mais plástico novo feito nos últimos 10 anos do que nos últimos 100 anos. Portanto, apenas recolher o plástico flutuante é como limpar a água do chão, mas não fechar a torneira da pia transbordando.

Considerando como combater o problema dos resíduos plásticos, o Projeto Seabin está a demostrar ser a solução mais económica e comercializável em comparação direta com outros sistemas e conceitos para a intenção de limpeza dos portos.

Sempre à procura de melhorar,

Como em todos os projetos, é um trabalho em andamento. Embora o cesto seja 100% reciclável, a equipa da Seabin ainda está a trabalhar para desenvolver um saco de material reciclado e fez testes usando painéis solares como uma opção de energia com zero carbono. O Projeto Seabin sabe que o seu produto não é perfeito, mas é um grande passo na direção certa.

Como se costuma dizer, “a nossa visão para um futuro melhor é não ter necessidade de Seabins”. O Projeto é uma abordagem prática para reduzir os resíduos visíveis nas vias públicas. Mas o seu objetivo é colaborar com corporações, governos e organizações sem fins lucrativos para desenvolver e implementar soluções de longo prazo para a poluição plástica dos oceanos.

Sendo um marinheiro, estou surpreso por só agora ter ouvido falar deste projeto. Espero que se torne cada vez mais comum vê-los por aí. Traria mais consciência para o problema se cada marina tivesse um.

Por um lado, cria uma experiência mais limpa para os velejadores na marina. Em segundo lugar, fará com que pensem duas vezes sobre a maneira como descartam o plástico e o lixo. Finalmente, ao fazerem pequenas mudanças nos seus barcos a cada semana, eles também começarão a fazer mudanças em casa.

Autor: Jay Weaver

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Júpiter é composto quase inteiramente de hidrogênio e hélio. As quantidades de cada uma estão de acordo com as quantidades teóricas na nebulosa solar primordial. Mas também contém outros elementos mais pesados, que os astrônomos chamam de metais. Embora os metais sejam um pequeno componente de Júpiter, sua presença e distribuição dizem muito aos astrônomos.

De acordo com um novo estudo, o conteúdo e a distribuição de metais de Júpiter significam que o planeta comeu muitos planetesimais rochosos em sua juventude.

Desde que a espaçonave Juno da NASA chegou a Júpiter em julho de 2016 e começou a coletar dados detalhados, está transformando nossa compreensão da formação e evolução de Júpiter. Uma das características da missão é o instrumento Gravity Science. Ele envia sinais de rádio entre Juno e a Deep Space Network na Terra. O processo mede o campo gravitacional de Júpiter e informa aos pesquisadores mais sobre a composição do planeta.

Quando Júpiter se formou, começou por acumular material rochoso. Seguiu-se um período de rápida acreção de gás da nebulosa solar e, após muitos milhões de anos, Júpiter tornou-se o gigante que é hoje. Mas há uma questão significativa em relação ao período inicial de acreção rochosa. Ele agregou massas maiores de rochas como planetesimais? Ou agregou material do tamanho de seixos? Dependendo da resposta, Júpiter se formou em diferentes escalas de tempo.

Um novo estudo se propôs a responder a essa pergunta. É intitulado “O envelope não homogêneo de Júpiter” e foi publicado na revista Astronomy and Astrophysics. A autora principal é Yamila Miguel, professora assistente de astrofísica no Observatório de Leiden e no Instituto Holandês de Pesquisa Espacial.

Estamos nos acostumando com lindas imagens de Júpiter graças à JunoCam da espaçonave Juno. Mas o que vemos é apenas superficial. Todas essas imagens fascinantes das nuvens e tempestades são apenas a fina camada de 50 km (31 milhas) da atmosfera do planeta. A chave para a formação e evolução de Júpiter está profundamente enterrada na atmosfera do planeta, que tem dezenas de milhares de quilômetros de profundidade.

É amplamente aceite que Júpiter é o planeta mais antigo do Sistema Solar. Mas os cientistas querem saber quanto tempo levou para se formar. Os autores do artigo queriam sondar os metais na atmosfera do planeta usando o experimento Gravity Science de Juno. A presença e distribuição de seixos na atmosfera do planeta desempenham um papel central na compreensão da formação de Júpiter, e o experimento Gravity Science mediu a dispersão de seixos por toda a atmosfera. Antes de Juno e seu experimento Gravity Science, não havia dados precisos sobre os harmônicos gravitacionais de Júpiter.

Os pesquisadores descobriram que a atmosfera de Júpiter não é tão homogênea quanto se pensava anteriormente. Mais metais estão perto do centro do planeta do que nas outras camadas. Ao todo, os metais somam entre 11 e 30 massas terrestres.

Com os dados nas mãos, a equipe construiu modelos da dinâmica interna de Júpiter. “Neste artigo, reunimos a coleção mais abrangente e diversificada de modelos do interior de Júpiter até hoje e a usamos para estudar a distribuição de elementos pesados no envelope do planeta”, escrevem eles.

A equipe criou dois conjuntos de modelos. O primeiro conjunto é de modelos de 3 camadas e o segundo é de modelos de núcleo diluído.

“Existem dois mecanismos para um gigante gasoso como Júpiter adquirir metais durante sua formação: através do acréscimo de pequenos seixos ou planetesimais maiores”, disse o principal autor Miguel. “Sabemos que uma vez que um planeta bebê é grande o suficiente, ele começa a empurrar pedrinhas. A riqueza de metais dentro de Júpiter que vemos agora é impossível de alcançar antes disso. Assim, podemos excluir o cenário com apenas seixos como sólidos durante a formação de Júpiter. Planetesimais são grandes demais para serem bloqueados, então eles devem ter desempenhado um papel.”

A abundância de metais no interior de Júpiter diminui com a distância do centro. Isso significa uma falta de convecção na atmosfera profunda do planeta, que os cientistas pensavam estar presente. “Antes, pensávamos que Júpiter tinha convecção, como água fervente, tornando-a completamente misturada”, disse Miguel. “Mas nossa descoberta mostra de forma diferente.”

“Demonstramos de forma robusta que a abundância de elementos pesados não é homogênea no envelope de Júpiter”, escrevem os autores em seu artigo. “Nossos resultados implicam que Júpiter continuou a acumular elementos pesados em grandes quantidades enquanto seu envelope de hidrogênio-hélio estava crescendo, ao contrário das previsões baseadas na massa de isolamento de seixos em sua encarnação mais simples, favorecendo modelos híbridos mais complexos ou baseados em planetesimais.”

Os autores também concluem que Júpiter não se misturou por convecção depois de se formar, mesmo quando ainda era jovem e quente.

Os resultados da equipe também se estendem ao estudo de exoplanetas gasosos e aos esforços para determinar sua metalicidade. “Nosso resultado … fornece um exemplo básico para exoplanetas: um envelope não homogêneo implica que a metalicidade observada é um limite inferior para a metalicidade do planeta”.

No caso de Júpiter, não havia como determinar sua metalicidade à distância. Somente quando Juno chegou, os cientistas puderam medir a metalicidade indiretamente. “Portanto, metalicidades inferidas de observações atmosféricas remotas em exoplanetas podem não representar a metalicidade em massa do planeta.”

Quando o Telescópio Espacial James Webb inicia as operações científicas, uma de suas tarefas é medir as atmosferas dos exoplanetas e determinar sua composição. Como este trabalho mostra, os dados fornecidos pelo Webb podem não capturar o que está acontecendo nas camadas mais profundas dos planetas gigantes de gás.

Autor: EVAN GOUGH 10/06/2022

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Com lançamento programado para o final da década de 2020, a missão DAVINCI da NASA investigará a origem, evolução e estado atual da missão DAVINCI na atmosfera de Vênus, que será projetada, fabricada, testada, operada e analisada por estudantes de graduação e pós-graduação como Estudante da missão. Experiência de Colaboração.

Planeada para ser lançada em 2029, a missão DAVINCI (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble Gas, Chemistry, and Imaging) enviará uma espaçonave e uma sonda a Vênus para investigar vários mistérios não resolvidos do planeta. Antes de lançar sua sonda de descida na atmosfera de Vênus, a espaçonave realizará dois sobrevôos do planeta, medindo nuvens e absorção ultravioleta no lado diurno venusiano e medindo o calor que emana da superfície do planeta no lado noturno. Dois anos após o lançamento, a sonda da missão, chamada Descent Sphere, entrará na atmosfera de Vênus, ingerindo e analisando gases atmosféricos e coletando imagens à medida que desce à superfície do planeta na região de Alpha Regio.

A superfície de Vênus é completamente inóspita para a vida: estéril, seca, esmagada sob uma atmosfera cerca de 90 vezes a pressão da Terra e assada por temperaturas duas vezes mais quentes que um forno. Mas foi sempre assim? Poderia Vênus ter sido um gêmeo da Terra – um mundo habitável com oceanos de água líquida? Este é um dos muitos mistérios associados ao nosso mundo irmão encoberto. 27 anos se passaram desde que a missão Magellan da NASA orbitou Vênus pela última vez. Essa foi a missão mais recente da NASA ao planeta irmão da Terra e, embora tenhamos adquirido um conhecimento significativo de Vênus desde então, ainda existem inúmeros mistérios sobre o planeta que permanecem sem solução. A missão DAVINCI (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble Gas, Chemistry, and Imaging) da NASA espera mudar isso. Crédito: Goddard Space Flight Center da NASA

O VfOx será montado na parte externa da Esfera de Descida, onde medirá a fugacidade do oxigênio – a pressão parcial do oxigênio – na atmosfera profunda sob as nuvens de Vênus, incluindo o ambiente próximo à superfície.

Ao analisar essas medições inovadoras de VfOx, os cientistas, pela primeira vez, procurarão identificar quais minerais são mais estáveis na superfície de Vênus nas terras altas e vincular a formação de rochas às suas recentes histórias de modificação. O VfOx medirá a quantidade de oxigênio presente perto da superfície de Vênus como uma “impressão digital” das reações da atmosfera da rocha que estão acontecendo hoje. O balanço da quantidade de oxigênio presente na atmosfera, em comparação com a quantidade de oxigênio capturada nas rochas de Vênus, fornecerá informações para uma nova compreensão dos minerais da superfície de uma região montanhosa de Vênus (conhecida como “tessera”) que nunca foi visitado por uma nave espacial.

Compreender quanto oxigênio está contido na atmosfera de Vênus será importante na preparação para caracterizar mundos semelhantes a Vênus além do nosso sistema solar com o JWST e futuros observatórios. A quantidade de oxigênio que Vênus tem em sua atmosfera mais profunda ajudará os cientistas que estudam esses mundos remotos a distinguir entre o oxigênio produzido pela vida, como o que acontece na Terra, do oxigênio produzido apenas por processos planetários químicos abióticos, como o que acontece em Vênus.

O instrumento funcionará de forma semelhante ao sensor de oxigênio em muitos motores de automóveis, que mede a quantidade de oxigênio no sistema de combustível em relação a outros componentes do combustível. Como todos os instrumentos a bordo da DAVINCI Descent Sphere, o VfOx deve ser adaptado para sobreviver à atmosfera inóspita de Vênus. Mesmo que as temperaturas na superfície do planeta sejam quentes o suficiente para derreter chumbo, as temperaturas nos motores de carros de combustão interna são ainda mais quentes, então o VfOx operará em um ambiente comparativamente mais frio em Vênus. Além disso, o VfOx será construído em cerâmica, um material resistente a mudanças de temperatura.

O objetivo motivador do Student Collaboration Experiment da DAVINCI é educar e treinar jovens cientistas e engenheiros em ciências planetárias e habilidades de engenharia e fornecer uma aplicação no mundo real para essas habilidades. “Estamos tentando engajar e encorajar a próxima geração de cientistas e engenheiros planetários”, diz Dr. Noam Izenberg, principal equipe de pesquisa do Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins em Laurel, Maryland, e líder de colaboração estudantil do VfOx no DAVINCI.

Os alunos irão construir o instrumento VfOx, analisar os dados que ele retorna de Vênus e participar de atividades científicas com a equipe científica da DAVINCI. Os alunos envolvidos serão aconselhados pelo corpo docente da Universidade Johns Hopkins, em Baltimore.

A emoção de estar ativamente envolvido com uma missão de voo espacial real como estudante de graduação pode ser um dos melhores incentivos para atrair um grupo diversificado de estudantes para este projeto. “Queremos atrair mais estudantes de todas as origens, incluindo os menos favorecidos e os menos representados”, diz o Dr. Izenberg. “Haverá muitos mentores em todos os setores – no lado da missão e da ciência e no lado da engenharia – onde os alunos podem encontrar não apenas mentores das profissões que podem estar procurando, mas também mentores que se parecem com eles, porque o A própria equipe DAVINCI é bastante boa em sua própria diversidade.”

A Johns Hopkins trabalhará em colaboração com o Applied Physics Lab para planejar e implementar o experimento do aluno. A Johns Hopkins também trabalhará em colaboração com o Maryland Institute College of Arts em Baltimore, que possui um instituto de artes extremas que estará envolvido com uma interseção entre ciência e arte. O Hopkins Extreme Materials Institute em Baltimore ajudará a coordenar este projeto, e a Morgan State University em Baltimore é um parceiro pretendido.

O Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland, é a principal instituição investigadora da DAVINCI e realizará gerenciamento de projetos e liderança científica para a missão, bem como engenharia de sistemas de projetos para desenvolver o sistema de voo de sonda. Goddard também lidera a equipe de suporte científico do projeto e fornece dois instrumentos-chave na sonda.

By BROOKE HESS, ​NASA’S GODDARD SPACE FLIGHT CENTER (08/06/2022)

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Nossa busca por exoplanetas explodiu na última década, um período em que os encontramos aos milhares. Enquanto as descobertas iniciais eram principalmente de planetas gigantes semelhantes a Júpiter, as mais recentes também desvendaram vários mundos semelhantes à Terra.

Semelhante à Terra significa apenas que o planeta é terrestre (ou seja, rochoso) por natureza e tem massa suficiente para manter uma atmosfera. Por essa definição, Vênus e Marte também são semelhantes à Terra. Mas quando falamos de mundos semelhantes à Terra, estamos mais interessados em saber se a vida (como a conhecemos) pode existir neles.

As estrelas que esses exoplanetas orbitam desempenham um papel importante na determinação da habitabilidade – e as estrelas anãs vermelhas entre elas parecem particularmente promissoras. As estrelas anãs vermelhas são o tipo mais comum de estrelas na galáxia, constituindo 75% da população estelar. Espera-se que eles vivam por mais de um trilhão de anos, milhares de vezes mais do que estrelas como o nosso Sol.

Como resultado de sua onipresença e longevidade, as estrelas anãs vermelhas são de grande interesse para os cientistas planetários, que desde então perguntam: Quais são as chances de haver planetas orbitando estrelas anãs vermelhas? Quantos deles são habitáveis? Em caso afirmativo, eles podem sustentar a vida por períodos cosmológicos mais longos, como a Terra? E quais são as chances de que exista vida inteligente em tais planetas?

Em 2014, pesquisadores usando o High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) e os instrumentos Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) no Chile estimaram que deveria haver pelo menos um planeta orbitando cada anã vermelha. Pouco depois, o exoplaneta Proxima b foi descoberto orbitando Proxima Centauri, a estrela mais próxima do nosso Sol. Proxima b é um planeta semelhante à Terra potencialmente habitável, e Proxima Centauri é uma anã vermelha, localizada a apenas 4,3 anos-luz de distância.

Em 2017, os astrônomos descobriram sete planetas semelhantes à Terra ao redor da estrela TRAPPIST-1, a cerca de 40 anos-luz de distância. Três desses planetas estão na zona habitável da estrela. No mesmo ano, o HARPS descobriu outro planeta potencialmente habitável, Ross 128b, em torno da estrela Ross 128, a 11 anos-luz de distância e não muito diferente de Proxima b (pelo que sabemos até agora).

Parecia que a estimativa do HARPS/UVES estava se tornando realidade. Mas havia um problema: as próprias estrelas.

As estrelas anãs vermelhas são menores, mais frias e emitem muito menos energia do que as estrelas semelhantes ao Sol. Portanto, se um planeta tivesse que estar na zona habitável de sua estrela anã vermelha e ter uma temperatura de superfície adequada para a vida, ele precisaria estar muito mais próximo do que a Terra do Sol. Como tal, todos os exoplanetas da zona habitável mencionados acima estão muito próximos de suas estrelas e essa proximidade tem implicações críticas.

Primeiro, isso significa que esses planetas provavelmente estão travados por maré: um lado do planeta sempre está voltado para sua estrela e o outro lado está em constante escuridão. O lado voltado para a estrela pode ficar quente o suficiente para ferver a água – enquanto o “lado escuro” pode ficar frio o suficiente para congelá-lo. A única esperança de vida nesses planetas seria então a zona do crepúsculo – ao longo da linha que divide o dia e a noite, onde a temperatura pode ser moderada. No entanto, grandes diferenças de temperatura entre um lado do planeta e o outro podem dar origem a ventos fortes, com tempestades potencialmente massivas soprando das regiões mais quentes para as mais frias.

E esses podem ser apenas o menor dos problemas desses (hipotéticos) alienígenas. Entre 2003 e 2012, a missão GALEX da NASA observou várias estrelas anãs vermelhas na parte ultravioleta do espectro eletromagnético. Descobriu-se que essas estrelas produzem incessantemente erupções como o nosso Sol, algumas delas muito mais fortes. Eles são acompanhados pela emissão de grandes quantidades de radiação ultravioleta e de raios-X de alta energia. Tal queima poderia destruir a atmosfera de um planeta em menos de um bilhão de anos. Isto é o que os cientistas pensam que aconteceu com Marte também (onde a taxa de perda atmosférica foi um pouco relaxada).

Como o exoplaneta precisa estar mais próximo de sua estrela anã vermelha para estar em sua zona habitável, a perda de atmosfera é acelerada. Estimou-se que esses planetas poderiam perder seu hidrogênio e oxigênio (e, portanto, água) em cerca de 10 a 100 milhões de anos. Além disso, a radiação ultravioleta pode penetrar na atmosfera de um planeta e danificar qualquer forma de vida terrestre existente.

As estrelas anãs vermelhas também são conhecidas por produzir mega-explosões milhares de vezes mais poderosas do que suas contrapartes solares. Eles são comuns quando uma estrela anã vermelha acaba de nascer. As condições de superfície adversas como resultado da radiação dessas mega-explosões podem até mesmo impedir o surgimento da vida em primeiro lugar.

Todos esses fatores considerados em conjunto sugerem que os planetas que orbitam estrelas anãs vermelhas provavelmente são paisagens infernais pobres em água. Mas, como se vê, as simulações planetárias sugeriram que os mundos oceânicos também são possíveis. Nesses mundos, a água representa mais de 1% da massa do planeta (em comparação com os ~ 0,01% da Terra). Então, novamente, ter muita água pode levar a um clima instável. Pesquisadores do Instituto de Tecnologia de Tóquio sugeriram em 2015 que os planetas em torno de anãs vermelhas são menos propensos a ter um conteúdo de água semelhante ao da Terra e mais propensos a ser mundos oceânicos / áridos.

Para colocar no tamanho de um tweet: más notícias de qualquer maneira que você olhe.

Felizmente, houve alguns forros de prata. Por exemplo, o telescópio espacial Hubble conseguiu descobrir que os planetas externos e mais massivos do sistema TRAPPIST-1 podem ter retido sua água em vez de perder tudo.

Em 2013, pesquisadores da Universidade de Chicago e da Universidade Northwestern sugeriram que planetas travados em torno de estrelas anãs vermelhas poderiam ter uma cobertura substancial de nuvens em seus lados voltados para as estrelas. As nuvens refletem a luz das estrelas e podem manter os planetas mais frios, ao mesmo tempo em que prendem a radiação infravermelha dos planetas para manter as coisas quentes o suficiente para sustentar a vida. Portanto, se o planeta tiver uma atmosfera substancial, o calor pode ser distribuído de maneira mais uniforme entre os dois hemisférios.

Temos uma maneira de verificar isso. O Telescópio Espacial James Webb (JWST), com lançamento previsto para 2021, será capaz de caracterizar atmosferas exoplanetárias. Se um exoplaneta tiver nuvens, a temperatura do lado voltado para a estrela seria menor em comparação com a de um planeta sem nuvens e vice-versa. O recém-lançado Transiting Exoplanet Survey Satellite também deverá encontrar muitos planetas nas zonas habitáveis ​​de estrelas anãs vermelhas. O JWST poderá então estudá-los ainda mais.

A longa vida útil das estrelas anãs vermelhas também significa que a vida nos planetas ao seu redor terá mais tempo para se desenvolver. Por exemplo, o sistema TRAPPIST-1 é mais antigo que o Sistema Solar. A evolução a longo prazo dos planetas em torno de anãs vermelhas também desempenha um papel, inclusive na forma de mudanças nas condições geológicas e na dinâmica orbital.

Portanto, se os planetas (potencialmente) habitáveis ​​em torno de estrelas anãs vermelhas são realmente habitáveis ​​permanece uma questão em aberto, que levará muito tempo para ser resolvida cientificamente. E qualquer que seja a resposta, certamente haverá implicações profundas. Quando todas as estrelas semelhantes ao Sol morrerem daqui a algumas dezenas de bilhões de anos, as anãs vermelhas serão as únicas estrelas restantes na galáxia. E os exoplanetas que os orbitam podem ser as únicas opções para a vida se enraizar.

O palco também está montado para o tão esperado lançamento do JWST e para suas observações de acompanhamento de vários exoplanetas, ajudando a determinar sua habitabilidade e procurando biomarcadores em suas atmosferas. Só podemos esperar que seja colocado no espaço em breve.

Autor: Jatan Mehta , é um escritor de ciência com formação em física e experiência em pesquisa em astrofísica. Ele é apaixonado por espaço, tecnologia e comunicação científica.

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As erupções podem ter produzido várias atmosferas transitórias.

Quatro bilhões de anos atrás, a lava se derramou na crosta da lua, gravando o homem na lua que vemos hoje. Mas os vulcões também podem ter deixado um legado muito mais frio: gelo.

Dois bilhões de anos de erupções vulcânicas na Lua podem ter levado à criação de muitas atmosferas de vida curta, que continham vapor de água, sugere um novo estudo. Esse vapor poderia ter sido transportado pela atmosfera antes de se estabelecer como gelo nos pólos, relatam pesquisadores no May Planetary Science Journal.

Desde que a existência de gelo lunar foi confirmada em 2009, os cientistas debateram as possíveis origens da água na Lua, que incluem asteróides, cometas ou átomos carregados eletricamente transportados pelo vento solar (SN: 13/11/09). Ou, possivelmente, a água se originou na própria lua, como vapor expelido pela erupção de erupções vulcânicas de 4 bilhões a 2 bilhões de anos atrás.

“É uma questão realmente interessante como esses voláteis [como a água] chegaram lá”, diz Andrew Wilcoski, cientista planetário da Universidade do Colorado Boulder. “Ainda não temos uma boa noção de quanto há e onde exatamente eles estão.”

Wilcoski e seus colegas decidiram começar abordando a viabilidade do vulcanismo como fonte de gelo lunar. Durante o auge do vulcanismo lunar, as erupções aconteciam uma vez a cada 22.000 anos. Assumindo que o H2O constituía cerca de um terço dos gases vulcânicos – com base em amostras de magma lunar antigo – os pesquisadores calculam que as erupções liberaram mais de 20 quatrilhões de quilos de vapor de água no total, ou aproximadamente a massa de toda a água na Grande Lagos.

Parte desse vapor teria se perdido no espaço, à medida que a luz do sol quebrava as moléculas de água ou o vento solar soprava as moléculas para fora da lua. Mas nos pólos gelados, alguns podem ter ficado na superfície como gelo.

Para que isso acontecesse, porém, a taxa na qual o vapor de água se condensou em gelo teria que superar a taxa na qual o vapor escapou da lua. A equipe usou uma simulação de computador para calcular e comparar essas taxas. A simulação levou em conta fatores como temperatura da superfície, pressão do gás e a perda de algum vapor para mera geada.

Cerca de 40% do total de vapor de água em erupção pode ter se acumulado como gelo, com a maior parte desse gelo nos pólos, descobriu a equipe. Ao longo de bilhões de anos, parte desse gelo teria se convertido novamente em vapor e escapado para o espaço. A simulação da equipe prevê a quantidade e distribuição de gelo que resta. E não é pouca coisa: os depósitos podem atingir centenas de metros em seu ponto mais espesso, com o polo sul sendo cerca de duas vezes mais gelado que o polo norte.

Os resultados se alinham com uma suposição de longa data de que o gelo domina nos pólos porque fica preso em armadilhas frias que são tão frias que o gelo permanecerá congelado por bilhões de anos.

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• Gelo Lunar
  Esses resultados de uma simulação de computador retratam a potencial distribuição atual e a espessura do gelo nos pólos lunares após erupções vulcânicas de 4 bilhões a 2 bilhões de anos atrás. O pólo sul (esquerda) retém mais gelo porque tem mais armadilhas frias do que o pólo norte (direita). As linhas pontilhadas representam a longitude e a latitude.

Potenciais depósitos de gelo nos pólos da lua

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“Existem alguns lugares nos pólos lunares que são tão frios quanto Plutão”, diz a cientista planetária Margaret Landis, da Universidade do Colorado Boulder.

O vapor de água de origem vulcânica que viaja para os pólos, no entanto, provavelmente depende da presença de uma atmosfera, dizem Landis, Wilcoski e seu colega Paul Hayne, também cientista planetário da Universidade do Colorado Boulder. Um sistema de trânsito atmosférico teria permitido que as moléculas de água viajassem ao redor da lua, além de dificultar a fuga para o espaço. Cada erupção desencadeou uma nova atmosfera, indicam os novos cálculos, que então permaneceu por cerca de 2.500 anos antes de desaparecer até a próxima erupção, cerca de 20.000 anos depois.

Esta parte da história é mais cativante para Parvathy Prem, uma cientista planetária do Laboratório de Física Aplicada Johns Hopkins em Laurel, Maryland, que não esteve envolvida na pesquisa. “É um ato de imaginação realmente interessante… Como você cria atmosferas do zero? E por que eles às vezes vão embora?” ela diz. “Os gelos polares são uma maneira de descobrir.”

Se o gelo lunar foi expelido dos vulcões como vapor de água, o gelo pode reter uma memória daquele tempo distante. O enxofre no gelo polar, por exemplo, indicaria que veio de um vulcão em oposição a, digamos, um asteróide. Futuras missões lunares planejam perfurar núcleos de gelo que possam confirmar a origem do gelo.

A procura de enxofre será importante quando se pensa em recursos lunares. Essas reservas de água podem um dia ser colhidas por astronautas para água ou combustível de foguete, dizem os pesquisadores. Mas se toda a água lunar estiver contaminada com enxofre, Landis diz, “isso é uma coisa muito importante para saber se você planeja levar um canudo com você para a lua”.

Autor: Anna Gibbs 24/05/2022

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