Rosetta deteta oxigénio molecular no cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko

67P_NavCam_Rosetta_160815O cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko visto pela câmara de navegação da sonda Rosetta a 16 de agosto de 2015.
Crédito: ESA/Rosetta/NavCam.

Dados obtidos pelo espetrómetro de massa ROSINA-DFMS da sonda Rosetta revelaram a presença de oxigénio molecular (O2) na cabeleira do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. A descoberta foi divulgada num artigo recentemente publicado na revista Nature, e sugere que o núcleo do cometa terá incorporado as moléculas de O2 durante a sua formação, há aproximadamente 4,5 mil milhões de anos.

Desde há mais de 1 ano que a Rosetta analisa repetidamente a composição química da atmosfera rarefeita que envolve o núcleo de 67P/Churyumov–Gerasimenko. Até agora, o vapor de água (H2O), o monóxido de carbono (CO) e o dióxido de carbono (CO2) revelaram ser as moléculas mais abundantes na cabeleira do cometa, contudo, a sonda europeia já detetou uma grande variedade de outras espécies moleculares ricas em carbono, azoto e enxofre, incluindo o amoníaco (NH3), o metano (CH4), o metanol (CH3OH), o formaldeído (CH2O), o ácido sulfídrico (H2S), o ácido cianídrico (HCN), dióxido de enxofre (SO2) e dissulfureto de carbono (CS2).

O oxigénio é o terceiro elemento mais abundante no Universo, mas a sua versão molecular mais simples, o O2, é particularmente difícil de detetar por ser extremamente reativo. “Não estávamos à espera de detetar O2 no cometa – em particular em tamanha abundância – porque é quimicamente muito reativo, pelo que foi uma grande surpresa,” disse Kathrin Altwegg, investigadora da Universidade de Berna, na Suiça e uma das coautoras deste trabalho. “Foi também inesperado porque não há muitos exemplos de deteção de O2 interestelar, pelo que, apesar destas moléculas terem sido muito provavelmente incorporadas no cometa durante a sua formação, este resultado não é fácil de explicar à luz dos atuais modelos de formação do Sistema Solar.”

Para identificar o O2, a equipa analisou mais de 3000 espetros de massa obtidos em redor do cometa, entre setembro de 2014 e março de 2015. Os resultados revelaram uma abundância relativa à água de 1 a 10%, com um valor médio de 3,80 ± 0,85% – uma ordem de magnitude mais elevada que o previsto pelos modelos que descrevem a química das nuvens moleculares a partir das quais emergem as estrelas e os sistemas planetários.

A quantidade de O2 detetada exibiu uma forte correlação com a quantidade de H2O medida em diferentes períodos, o que sugere que estas duas espécies possuem origens e mecanismos de libertação no núcleo muito similares. Esta relação manteve-se constante, mesmo com a crescente proximidade do cometa ao Sol, e não se alterou de forma significativa com a posição latitudinal e longitudinal da Rosetta nas sucessivas órbitas realizadas durante os 6 meses do estudo. Em contraste, os investigadores não observaram uma correlação significativa com o CO e o azoto molecular (N2), dois compostos com uma volatilidade semelhante ao O2, nem detetaram a presença de moléculas de ozono (O3), outro dos 4 alótropos do oxigénio.

relacao_O2_H2O_67P_ROSINA_RosettaCorrelação entre a abundância de O2 e H2O medidas pela Rosetta no período entre setembro de 2014 e março de 2015.
Crédito: A. Bieler et al. (2015).

A equipa explorou várias cenários que pudessem explicar a presença e abundância de O2, bem como a sua relação com a água e a ausência de O3 em todos os espetros analisados. Num dos cenários, os investigadores consideraram a possibilidade do O2 poder ter sido produzido ao longo do tempo no núcleo do cometa por fotólise e radiólise das moléculas de H2O.

Na fotólise, os fotões quebram as ligações entre os átomos constituintes das moléculas, enquanto que a radiólise envolve a presença de fotões mais energéticos ou eletrões e iões velozes depositando energia na superfície gelada do núcleo cometário e ionizando as moléculas presentes nas camadas mais superficiais – um processo observado nas luas geladas dos gigantes gasosos do Sistema Solar e nos anéis de Saturno. Ambos os processos poderiam, em princípio, conduzir à formação e libertação de moléculas de O2, no entanto, teriam de atuar ao longo dos milhares de milhões de anos em que o cometa residiu na distante Cintura de Kuiper, e assegurariam a acumulação de O2 apenas até uma profundidade de alguns metros. Estas camadas superficiais foram já certamente removidas, desde que o cometa se fixou na sua atual órbita no interior do Sistema Solar, pelo que este mecanismo não explica as quantidades de O2 observadas.

Noutro cenário, o O2 teria sido primeiro incorporado no gelo de água formado na fase da nebulosa protossolar do nosso Sistema Solar. Os modelos que explicam a formação dos discos protoplanetários prevêem que grandes quantidades de O2 pudessem estar disponíveis na zona de formação de cometas, contudo seria necessário que as temperaturas descessem rapidamente desde valores acima dos – 173 ºC para menos de – 243 ºC para que se formassem partículas de gelo de água com moléculas de O2 presas no seu interior na superfície de grãos de poeira. Estes grãos teriam de ser posteriormente incorporados no cometa sem que a sua composição fosse alterada.

“Outra das possibilidades seria a do Sistema Solar ter sido formado numa parte invulgarmente quente de uma densa nuvem molecular, a temperaturas 10 a 20 ºC acima dos típicos – 263 ºC esperados para este tipo de nuvens”, disse Ewine van Dishoeck, investigador do Observatório de Leiden, na Holanda, e um dos coautores deste trabalho. “Isto continua a ser consistente com as estimativas para as condições de formação do cometa na nebulosa solar exterior, e ainda com anteriores descobertas realizadas no cometa, referentes à baixa quantidade de N2.”

Em alternativa poderá ter ocorrido radiólise em grãos de poeira ricos em gelo de água do disco protoplanetário, antes da acreção do cometa num corpo de maiores dimensões. Neste caso, o O2 permaneceria preso nos espaços livres de gelo nos grãos de poeira, enquanto o hidrogénio se escaparia para o espaço, impedindo assim a formação de novas moléculas de H2O, o que resultaria num aumento gradual do nível de O2 no interior do gelo sólido. A incorporação destes grãos de poeira gelados no núcleo do cometa poderia explicar a forte relação com a água observada pela Rosetta.

“Independentemente da forma como foi criado, o O2 foi também, de alguma forma, protegido durante a fase de acreção do cometa”, explicou Altwegg. “Isto deverá ter acontecido de forma muito mais gentil para evitar que o O2 fosse destruído por reações químicas subsequentes.” De acordo com os atuais modelos de formação do Sistema Solar, a fase de acreção foi um período particularmente violento, pelo que estes resultados desafiam as atuais conceções acerca da formação e evolução dos planetas.

Podem ler mais sobre este trabalho aqui.

2 comentários

1 ping

  1. Ou seja, este cometa é como as árvores: Precisa do Sol para expirar Oxigénio! Memso não tendo clorofila!
    🙂

    • J.Reyes Prado on 14/11/2015 at 22:02
    • Responder

    Muito importante a reportagem. . .

  1. […] mais inesperados estão relacionados com os gases que fluem de núcleo do cometa, incluindo a descoberta de oxigénio molecular e azoto, e de água com um “sabor” diferente do dos oceanos terrestres. Juntos, estes […]

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