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Atmosfera de Marte – parte 01

Fig01: Rover Curiosity está em solo marciano desde agosto de 2012.

Desde agosto de 2012, a NASA está a explorar o solo marciano com o auxílio do rover Curiosity [ver figura 01]. Passados quatro anos, agora que as primeiras análises estão a indicar um caminho para a compreensão do comportamento da superfície do planeta vermelho. O que é uma tarefa nada trivial.

Em um primeiro momento, as evidências estão a confirmar que, de facto, os processos físico-químicos pelos quais passaram os materiais que estão na superfície marciana contribuíram dinamicamente para a composição da atmosfera do planeta vermelho. Nestes termos, a história da formação de Marte ganha mais um capítulo, e não fica a limitar-se como um conto monótono e sem acção. Pelo contrário, entender Marte transcende aquelas versões arcaicas, onde o legado da perda era imutável e inevitável.

Vale salientar ainda que os dados colectados recentemente contaram com a participação de um instrumento acoplado ao rover, denominado SAM [do inglês: Sample Analysis at Mars], cujo objectivo é analisar as amostras em Marte. Você observou a preposição? Não dissemos análise das amostras “de” Marte, e sim, análise das amostras “em” Marte. O que equivale a dizer que toda análise é feita no próprio local.

 Fig02: Grupo de instrumentos SAM foi acoplado ao rover Curiosity.
Fig02: Grupo de instrumentos SAM foi acoplado ao rover Curiosity.

Na figura 02, temos o SAM – instrumento que avaliou os gases xenónio e criptónio na atmosfera marciana. Como é sabido, estes gases geralmente são usados como referências na investigação de questões tais como evolução e erosão atmosférica. Mas como sabíamos da existência desses gases na atmosfera de Marte? A maioria dos dados que temos advém das análises de meteoritos marcianos e medições realizadas pela missão Viking. Esse estudo revelou a presença de xenónio e criptónio na atmosfera do planeta vermelho.

Fig03: A Missão Viking foi lançada em 1975. Na foto, Carl Sagan, um dos maiores astrónomos do século XX.
Fig03: A Missão Viking foi lançada em 1975. Na foto, Carl Sagan, um dos maiores astrónomos do século XX.

A Astronomia deu um passo gigantesco, afinal, temos como comparar os resultados das análises dos meteoritos marcianos com os resultados das análises do SAM. Neste quesito, os investigadores estão a mirar os rácios de determinados isótopos de xenónio e criptónio. Para tal finalidade, uma bateria de experimentos com todos os isótopos daqueles elementos foi realizada na atmosfera de Marte.

Uma técnica que ajudou muito foi a espectrometria de massa estática, usada para detetar gases e/ou isótopos que estejam unicamente em quantidades vestigiais. Do ponto de vista de inovação tecnológica, trata-se de uma técnica antiga. Mas vale ressaltar que utilizar essa mesma técnica em outro planeta é um feito conseguido actualmente somente pelo SAM.

Fig04: Espectrómetro de massa.
Fig04: Espectrómetro de massa.

Espectrometria de massa é uma técnica analítica usada para detetar e identificar moléculas de interesse, e para isso, usam-se a massa e a caracterização da estrutura química do elemento-alvo. Fisicamente, o espectrómetro de massa cria iões via separação conforme a relação massa e carga do elemento-alvo, e leva em conta também a abundância do mesmo.

Embora a maioria dos estudos actuais esteja a concordar com os antigos, alguns rácios isotópicos ficaram fora do esperado. Segundo a equipa de investigadores, as diferenças subtis podem ser contabilizadas graças aos neutrões que provavelmente tenham sido transferidos de um elemento químico para outro dentro do material depositado no solo marciano – em um processo que denominamos captura de neutrões. Em princípio, esta seria a causa de haver maior quantidade de alguns isótopos do que fora esperado.

Fig05: Processo de Captura de Neutrões.
Fig05: Processo de Captura de Neutrões.

Na figura 05, temos um esquema de como se dá a Captura de Neutrões. Aparentemente, alguns neutrões “distribuídos” pelo bário (Ba) foram capturados pelos isótopos de xenónio, a saber: Xe124 e Xe126. Analogamente, o bromo (Br) também poderia entregar alguns dos seus neutrões para a produção de níveis incomuns de criptónio, são eles: Kr80 e Kr82.

Acredita-se que estes isótopos tenham sido rejeitados à atmosfera através de impactos com a superfície e devido aos gases que estão a escapar do rególito marciano, isto é, o solo e as rochas quebradas à superfície. Detalhadamente, quando os raios cósmicos penetram o material à superfície e atingem os átomos de bário (Ba), estes libertam um ou mais dos seus neutrões. Os átomos de xenónio podem apanhar alguns destes neutrões – um processo chamado captura de neutrões – para formar os isótopos xenónio-124 (Xe124) e     xenónio-126 (Xe126). Da mesma forma, os átomos de bromo (Br) podem perder alguns dos seus neutrões para o criptónio, o que leva à formação de     criptónio-80 (Kr80) e criptónio-82 (Kr82). Estes isótopos podem entrar na atmosfera quando o material é perturbado por impactos e desgaste, e o gás escapa do rególito.

“A considerar estes argumentos, as medições do SAM evidenciaram um processo no qual tanto a rocha quanto o material não consolidado à superfície marciana contribuíram dinamicamente para a composição isotópica do xenónio e do criptónio da atmosfera de Marte.”- Ponderou um dos investigadores da equipa do SAM.

Por fim, sublinhamos que as atmosferas terrestre e marciana exibem padrões totalmente distintos. Em particular, a atmosfera do planeta vermelho tem muito mais isótopos que a do planeta “blue”, em especial, isótopos de xenónio 129 (Xe129). Devido à versatilidade do SAM, a equipa pode medir “in situ” os seis isótopos diferentes de criptónio e os nove de xenónio, o que possibilita aos investigadores uma visão mais profunda das complexas interacções entre a atmosfera e a crosta de Marte. Futuramente, essa pode se a chave para que possamos compreender melhor como se deu a evolução do planeta vermelho.

Dr. Nélio Sasaki – Doutor em Astrofísica, Líder do NEPA/UEA/CNPq, Membro da SAB, Membro da ABP, Membro da SBPC, Membro da SBF, membro da UAI, membro da PLOAD/Brasil e ST/Brasil, Revisor da Revista Areté, Revisor da Revista Eletrônica IODA, Revisor ad hoc do PCE/FAPEAM, Director do Planetário Digital de Parintins-NEPA/UEA/CNPq, Director do Planetário Digital de Manaus-NEPA/UEA/CNPq, Professor Adjunto da Universidade do Estado do Amazonas (UEA).
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