Foi o motor e a fonte de energia da BepiColombo durante oito anos. Agora, a 200 milhões de quilómetros da Terra, o módulo que levou a missão até “perto” de Mercúrio ficou para trás, sozinho numa órbita em torno do Sol.
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A missão CHEOPS vai continuar a funcionar como uma espécie de laboratório orbital, ajudando a responder a algumas das perguntas mais antigas da humanidade: como se formam os planetas e quantos deles podem ser semelhantes à Terra.
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Durante 11 anos esteve ali, praticamente à vista de todos. Entretanto, foi possível perceber que as imagens antigas escondiam um dos exoplanetas mais ténues alguma vez captados diretamente a partir da Terra.
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Una nueva investigación sugiere que la luna helada de Júpiter no tiene la actividad geológica necesaria en su fondo marino para sostener ecosistemas como los de la Tierra, lo que obliga a replantear cómo y dónde buscar señales de vida más allá de nuestro planeta.
Europa, uno de los satélites más estudiados de Júpiter, ocupa desde hace años un lugar privilegiado en la lista de mundos potencialmente habitables del sistema solar. Bajo una corteza de hielo de varios kilómetros de espesor, los científicos creen que se esconde un océano global de agua líquida, con un volumen comparable o incluso superior al de todos los mares terrestres juntos. La combinación de agua, energía y química ha convertido a este mundo helado en un objetivo prioritario para la astrobiología.
Sin embargo, una nueva investigación publicada en Nature Communications introduce un matiz importante —y poco alentador— en este escenario. Según el estudio, el fondo oceánico de Europa podría ser geológicamente inactivo, incapaz de generar las fracturas y procesos que en la Tierra alimentan algunos de los ecosistemas más antiguos y resistentes del planeta. De confirmarse, esta característica limitaría de forma significativa las fuentes de energía química disponibles para la vida.
En nuestro planeta, gran parte de la vida marina profunda no depende del Sol. En lugar de fotosíntesis, numerosos organismos obtienen energía de reacciones químicas que se producen en torno a fuentes hidrotermales del fondo oceánico. Estas chimeneas se forman cuando el agua de mar se filtra por grietas de la corteza terrestre, se calienta al contacto con rocas calientes y emerge cargada de compuestos químicos reducidos.
Este proceso, conocido como serpentinización y otras reacciones agua-roca, libera hidrógeno, metano y minerales que sirven de combustible para comunidades microbianas complejas. Alrededor de estas fuentes prosperan bacterias, arqueas y organismos multicelulares, demostrando que la vida puede florecer incluso en condiciones extremas y sin luz solar.
Durante décadas, los científicos han especulado con la posibilidad de que un proceso similar ocurra en Europa. La presencia de un océano profundo, estimado en unos 97 kilómetros, y el calentamiento interno generado por las fuerzas de marea de Júpiter parecían ingredientes suficientes para sostener actividad geológica en el fondo marino.
El nuevo estudio se propuso poner a prueba esa suposición con un enfoque cuantitativo. Los investigadores calcularon cuánta tensión mecánica sería necesaria para activar fallas y fracturas en el fondo rocoso de Europa. A continuación, compararon ese umbral con las fuerzas reales que actúan en el interior de la luna.
La principal fuente de energía considerada fue la fuerza de marea ejercida por Júpiter. Europa orbita al gigante gaseoso cada 84 horas, lo que provoca que el satélite se estire y se comprima de forma rítmica. Este efecto es responsable, por ejemplo, de la intensa actividad volcánica de Ío, otra luna joviana. En el caso de Europa, esas mismas fuerzas son las que mantienen el océano en estado líquido bajo el hielo.
No obstante, los resultados muestran que la tensión generada por las mareas apenas alcanza alrededor del 3 % de la necesaria para reactivar fracturas en el fondo oceánico. Incluso suponiendo que la roca esté debilitada tras miles de millones de años de deformación, la energía disponible seguiría siendo entre diez y doce veces inferior a la requerida para un proceso tectónico sostenido.
El equipo también analizó otras posibles fuentes de deformación interna. Una de ellas es la convección en el manto, la capa situada entre el núcleo rocoso y el océano. En teoría, el movimiento lento de materiales calientes podría generar tensiones suficientes para fracturar la base del océano.
Sin embargo, incluso en los escenarios más optimistas, la fuerza resultante de esa convección sería cientos de veces demasiado débil. Otra posibilidad considerada fue la contracción del interior de Europa a medida que se enfría con el paso del tiempo. Para que este proceso generara fracturas, el núcleo rocoso tendría que reducir su tamaño en aproximadamente un kilómetro, una cifra considerada poco realista dadas las propiedades físicas del satélite.
En conjunto, estos cálculos apuntan a un fondo oceánico estable y rígido, sin la dinámica necesaria para mantener un intercambio continuo entre el agua del océano y las rocas profundas.
La falta de fracturas activas tiene implicaciones directas para la química del océano de Europa. Sin grietas profundas, el agua solo puede interactuar con las capas superiores del fondo rocoso, limitando las reacciones químicas a unos pocos cientos de metros. Con el tiempo, esa zona alcanza un equilibrio químico con el océano que la cubre.
Cuando se llega a ese punto, las reacciones dejan de liberar energía aprovechable. Para organismos que dependan de la química agua-roca, esto supone una pérdida progresiva de su fuente de “alimento” energético. A diferencia de la Tierra, donde la tectónica de placas renueva constantemente la corteza oceánica, Europa carecería de un mecanismo comparable para reactivar el sistema.
Este escenario no descarta por completo la vida, pero sí reduce las probabilidades de encontrar ecosistemas extensos y dinámicos similares a los que rodean las fuentes hidrotermales terrestres.
A pesar del panorama poco alentador, el estudio no cierra la puerta a la habitabilidad de Europa. Los autores destacan que existen fuentes de energía independientes de la tectónica activa. Una de ellas es la radiolisis, un proceso en el que la radiación procedente del decaimiento de elementos radiactivos como el uranio, el torio o el potasio rompe las moléculas de agua y produce hidrógeno.
En la Tierra, este mecanismo sostiene comunidades microbianas en rocas muy antiguas, a varios kilómetros de profundidad, completamente aisladas de la superficie. Estos microorganismos utilizan el hidrógeno generado como fuente de energía, demostrando que la vida puede subsistir en entornos extremadamente limitados.
La gran incógnita es si este tipo de energía sería suficiente para mantener un ecosistema completo en Europa o solo pequeñas poblaciones microbianas dispersas. La eficiencia del proceso y la disponibilidad de elementos radiactivos en el interior del satélite siguen siendo cuestiones abiertas.
El hallazgo llega en un momento clave para la exploración de Europa. La misión Europa Clipper de la NASA, lanzada en 2024 y con llegada prevista al sistema joviano en 2030, tiene como objetivo principal evaluar la habitabilidad de la luna. El orbitador realizará decenas de sobrevuelos cercanos, utilizando instrumentos capaces de medir el grosor del hielo, la composición química de la superficie y el flujo de calor interno.
Uno de los aspectos más esperados de la misión es la posible detección de géiseres o plumas de agua que emerjan a través de la corteza helada. Si existen, estas columnas podrían transportar material del océano al espacio, permitiendo analizar su composición sin necesidad de perforar el hielo.
Aunque Europa Clipper no está diseñada para estudiar directamente el fondo oceánico, sus mediciones ayudarán a refinar los modelos internos del satélite y a comprobar si las predicciones del nuevo estudio se ajustan a la realidad observada.
La idea de un fondo oceánico inactivo obliga a replantear algunas estrategias de búsqueda de vida en Europa. En lugar de centrarse exclusivamente en analogías con las fuentes hidrotermales terrestres, los científicos podrían explorar otros escenarios, como microhábitats químicos sostenidos por radiación o procesos superficiales que introduzcan oxidantes en el océano.
Este cambio de perspectiva no resta importancia a Europa como objetivo científico, pero sí subraya la complejidad de evaluar la habitabilidad de mundos lejanos. La presencia de agua líquida, aunque fundamental, no garantiza por sí sola la existencia de vida.
A largo plazo, responder de forma definitiva a estas preguntas requerirá misiones aún más ambiciosas, capaces de penetrar la corteza helada y explorar directamente el océano oculto. Hasta entonces, estudios como este ayudan a afinar las expectativas y a comprender mejor los límites y posibilidades de uno de los mundos más intrigantes del sistema solar.
Un nuevo modelo desarrollado por investigadores japoneses sugiere que los planetas rocosos con cantidades moderadas de agua podrían ser mucho más comunes en el universo de lo que se pensaba, gracias a la influencia indirecta de supernovas cercanas durante la formación de los sistemas planetarios.
La Tierra ocupa una posición delicada entre dos extremos cósmicos. No es un desierto árido como Marte, pero tampoco una esfera cubierta por océanos profundos como algunos exoplanetas detectados en los últimos años. Esta proporción precisa de agua líquida ha sido clave para el desarrollo de la vida compleja, pero durante décadas los científicos se han preguntado por qué nuestro planeta terminó siendo así y no de otra manera. Un nuevo estudio apunta a que la respuesta podría encontrarse en una explosión estelar ocurrida en las inmediaciones del joven Sistema Solar.
Investigadores de la Universidad de Tokio proponen que una supernova relativamente cercana bañó el disco protoplanetario que rodeaba al Sol naciente con radiación y materiales radiactivos en el momento justo. Ese proceso habría eliminado gran parte del agua inicial de los materiales que acabarían formando la Tierra, dejando atrás un planeta rocoso con océanos superficiales, pero sin un exceso de agua incompatible con la geología y la química necesarias para la vida.
La idea no solo ofrece una explicación coherente para el origen del equilibrio hídrico terrestre, sino que además sugiere que este tipo de circunstancias podría repetirse con frecuencia en otras regiones de la galaxia. Si es así, los mundos similares a la Tierra podrían ser mucho menos excepcionales de lo que se creía hasta ahora.
Las observaciones de discos protoplanetarios jóvenes muestran que los materiales sólidos que dan origen a los planetas suelen ser ricos en agua y otros compuestos volátiles. En el caso del Sistema Solar primitivo, los modelos indican que los bloques iniciales contenían varias veces más agua de la que hoy existe en la Tierra. Sin embargo, ese contenido se redujo de forma drástica antes de que el planeta alcanzara su tamaño final.
La clave de este proceso estaría en una familia de elementos conocidos como radionúclidos de vida corta. Se trata de versiones inestables de ciertos elementos que se desintegran rápidamente, liberando calor en el proceso. El más importante de ellos es el aluminio-26, un isótopo radiactivo cuya vida media es de apenas unos cientos de miles de años.
Cuando los primeros cuerpos rocosos del Sistema Solar se formaron, la desintegración del aluminio-26 y de otros radionúclidos similares calentó su interior. Ese calor provocó la evaporación de agua y otros volátiles, alterando de manera irreversible la composición de los materiales que acabarían integrándose en planetas como la Tierra.
El problema es que, debido a su corta vida, estos radionúclidos no podían haber sobrevivido desde la nube interestelar original que dio origen al Sistema Solar. La formación del Sol y de su disco protoplanetario llevó millones de años, demasiado tiempo para que el aluminio-26 inicial siguiera presente en cantidades significativas. Alguna fuente externa tuvo que reabastecer el sistema justo antes o durante el nacimiento de los planetas.
Desde hace tiempo, los astrónomos consideran que una supernova cercana podría haber sido la responsable de ese aporte de material radiactivo. Las supernovas producen grandes cantidades de elementos pesados e isótopos inestables, que se dispersan en el espacio circundante tras la explosión. Sin embargo, los modelos clásicos planteaban un dilema difícil de resolver.
Para explicar la abundancia observada de aluminio-26 en el Sistema Solar temprano, la supernova debía haber ocurrido extremadamente cerca, a una distancia tan corta que la onda expansiva habría destruido el disco protoplanetario. Sin ese disco, no podrían haberse formado ni la Tierra ni el resto de los planetas. El escenario parecía incompatible con la propia existencia del Sistema Solar.
El nuevo trabajo propone una solución distinta, conocida como el “modelo de inmersión”. Según esta hipótesis, no es necesario que la supernova esté peligrosamente cerca. Basta con que ocurra a una distancia del orden de 1 parsec, aproximadamente 3,26 años luz, para que sus efectos sean decisivos sin resultar catastróficos.
Cuando una estrella masiva explota como supernova, no solo expulsa fragmentos de materia, sino que también genera una potente onda de choque cargada de partículas altamente energéticas, sobre todo protones. Esa ola de radiación puede atravesar el espacio interestelar y alcanzar discos protoplanetarios cercanos sin desintegrarlos.
En el modelo de inmersión, cuando la onda de choque de la supernova atraviesa el disco protoplanetario, se producen dos procesos simultáneos. Por un lado, parte del material radiactivo sintetizado en la explosión se incorpora directamente al disco. Por otro, y quizá más importante, las partículas energéticas bombardean los átomos ya presentes en el disco y transforman algunos de ellos en nuevos radionúclidos.
Este “baño” de rayos cósmicos actúa como una fábrica local de isótopos radiactivos. En lugar de depender exclusivamente del material expulsado por la supernova, el propio disco genera aluminio-26 y otros radionúclidos de vida corta a partir de elementos estables. De este modo, se alcanzan las concentraciones necesarias sin exponer al sistema a una explosión devastadora.
Los investigadores muestran que este mecanismo puede explicar de manera coherente la presencia de los seis principales radionúclidos de vida corta identificados en meteoritos primitivos del Sistema Solar. Ningún modelo anterior había logrado reproducir todas estas abundancias de forma simultánea.
Los resultados del estudio fueron publicados en la revista Science Advances, una de las publicaciones científicas de mayor prestigio en el ámbito internacional, donde los autores detallan los cálculos y simulaciones que sustentan su propuesta.
Más allá de resolver un viejo enigma sobre el origen de la Tierra, el nuevo modelo tiene implicaciones profundas para la astrobiología. La cuestión clave es cuán frecuente puede ser este tipo de interacción entre supernovas y discos protoplanetarios.
Para responder a esta pregunta, el equipo analizó datos observacionales y teóricos sobre cúmulos estelares, los entornos donde nacen la mayoría de las estrellas similares al Sol. En estos viveros estelares, las estrellas masivas que acabarán explotando como supernovas suelen formarse junto a estrellas más pequeñas y longevas.
El análisis sugiere que una fracción significativa de estrellas de tipo solar experimenta al menos una supernova a una distancia de alrededor de 1 parsec durante la vida de su disco protoplanetario. Esta distancia es compatible con el modelo de inmersión y mucho más común que las explosiones extremadamente cercanas que exigían las teorías anteriores.
Según las estimaciones del estudio, entre el 10 y el 50 por ciento de las estrellas similares al Sol en la Vía Láctea podrían haber recibido una dosis de radionúclidos comparable a la que tuvo el Sistema Solar primitivo. Esta cifra implica que las condiciones que favorecieron la formación de la Tierra no serían una rareza cósmica.
La presencia o ausencia de radionúclidos de vida corta puede marcar una diferencia crucial en el tipo de planetas que se forman. Sin el calor generado por su desintegración, los planetas rocosos nacidos en la llamada zona habitable podrían retener enormes cantidades de agua. En algunos modelos, estos mundos tendrían océanos que representarían decenas de por ciento de su masa total.
Aunque un planeta cubierto casi por completo de agua pueda parecer atractivo, este escenario plantea problemas para la aparición de vida compleja. La ausencia de continentes limita los ciclos geoquímicos esenciales, como la regulación del carbono a largo plazo, y reduce la diversidad de entornos donde la vida puede evolucionar.
El calentamiento radiactivo temprano, en cambio, favorece la formación de planetas más secos, con superficies sólidas expuestas, actividad tectónica y una química más variada. En ese contexto, la Tierra aparece como un ejemplo de un resultado particularmente favorable, pero no necesariamente único.
Si el modelo es correcto, muchos exoplanetas rocosos detectados en la zona habitable de sus estrellas podrían haber pasado por procesos similares. Esto ampliaría de forma notable el número de candidatos potenciales para albergar vida.
Los propios autores subrayan que el modelo aún presenta incertidumbres importantes. La cantidad exacta de radionúclidos producidos por una supernova depende de la masa y composición de la estrella progenitora. Además, la eficiencia con la que las ondas de choque aceleran partículas energéticas sigue siendo un tema de investigación activa.
Estas variables pueden modificar las cantidades finales de material radiactivo en el disco protoplanetario hasta en un factor dos. Aun así, los investigadores consideran que el marco general del modelo es robusto y compatible con los datos disponibles.
La teoría podrá ponerse a prueba en los próximos años mediante observaciones más detalladas de exoplanetas rocosos. Si futuras misiones detectan una abundancia significativa de mundos de tamaño terrestre con densidades compatibles con composiciones relativamente secas, ello reforzaría la idea de que procesos como el propuesto fueron comunes en la historia galáctica.
Más allá de explicar nuestro propio origen, el estudio ofrece una perspectiva optimista sobre la frecuencia de planetas similares a la Tierra. En lugar de ser el producto de una cadena improbable de acontecimientos, nuestro planeta podría ser uno de muchos mundos moldeados por la influencia discreta pero decisiva de estrellas que murieron cerca en el momento adecuado.
A mesma força que nos prende ao chão é responsável pela existência de estrelas, dos buracos negros e por transformar completamente o universo. Aproximando-se de um objeto massivo, o tempo corre diferente, devido à influência da gravidade e é em Mercúrio que o tempo está passando mais devagar em relação a outros objetos do sistema solar.
Muitas vezes, chamamos a gravidade de força, mas na realidade, ela é apenas consequência da deformação do espaço, e podemos frequentemente observar isso na prática ocorrendo com a luz. No espaço profundo, grandes aglomerados de galáxias deixam o efeito ainda mais visível, já que a massa de centenas de galáxias juntas produz um campo gravitacional mais poderoso, criando o que os astrônomos chamam de lente gravitacional.
De fato, o que chama a atenção é que a gravidade é capaz de realizar tudo isso no espaço, mas o mais estranho é que o tempo também pode ser afetado assim como a luz sofre com isso. Na astrofísica, o fenômeno é conhecido como dilatação do tempo, quando dois eventos em diferentes distâncias de um objetivo massivo sofrem uma alteração temporal.
A ideia é que quanto mais próximo o relógio está da fonte de gravidade, mais lento o tempo passa, acelerando conforme o relógio se afasta da fonte de gravidade. Albert Einstein previu esse efeito em sua teoria da relatividade e desde então foi confirmado por testes de relatividade geral em vários sentidos.
Sendo assim, podemos afirmar corretamente que o tempo passa de forma diferente de acordo com a distância que alguns planetas estão do Sol, e em Mercúrio, o relógio corre um pouco mais devagar do que na Terra.
O quão diferente o relógio correu por lá até hoje?
Bom, a diferença não é tão gigantesca quanto se imagina, mas a proximidade de Mercúrio com o Sol faria o relógio correr algumas décadas mais lentamente do que na Terra, algo próximo de 30 ou 40 anos de diferença.
No entanto, vamos considerar que Mercúrio está localizado a mais de 50 milhões de quilômetros do Sol e o campo gravitacional da estrela fica um pouco mais fraco. Por isso, a maior dilatação temporal que poderíamos ter acesso no sistema solar é na superfície solar. A massa gigantesca da estrela faria relógios colocados na superfície funcionarem mais devagar 6 segundos por ano em comparação com relógios no espaço profundo.
Sendo assim, considerando que a idade do Sistema Solar é de cerca de 4,5 bilhões de anos, a diferença no tempo medido na superfície do Sol e no tempo medido em uma distância muito grande, como no espaço profundo, seria de aproximadamente 850 anos. Agora temos um número mais relevante, mas ainda assim, é apenas um arranhão dentro dos 4,5 bilhões de anos de história do nosso sistema.
Há quem já até calculou a diferença de idade da superfície ao nível do mar com o topo do Everest e pasmem: a dilatação temporal ao longo de 4,5 bilhões de anos fez o topo do Everest ser 39 horas mais jovem do que o restante da Terra.
Tempo, espaço e gravidade estão profundamente interligados. Em escalas gigantescas, podemos observar como a gravidade é capaz de desviar a luz, distorcer o tempo e deformar o próprio espaço. É verdadeiramente incrível!
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A descoberta de mundos além da nossa estrela já se tornou comum, mas algo inusitado parece ter sido achado: dois planetas podem ter a mesma órbita.
O telescópios já registraram cenários incríveis que os astrônomos chamam de discos protoplanetários. Nesses discos, encontrados sempre ao redor de estrelas muito jovens, sistemas planetários se formam e mundos novos surgem no universo. Esse tipo de local já foi registrado inúmeras vezes e o catálogo só cresce à medida que o tempo passa.
A maioria desses mundos são como os planetas do sistema solar, cada um em sua órbita estabelecida. Logo, mundos com órbitas mútuas são inusitados. Chamamos esses mundos que compartilham órbitas de “planetas troianos” ou, para exoplanetas, de exotrojans, em homenagem a populações de asteroides que compartilham a órbita de Júpiter de maneira semelhante a observação da vez.
A evidência inusitada foi encontrada no sistema PDS 70 localizado a 370 anos-luz de distância. Aqui, pela primeira vez, vimos imagens diretas não apenas de um, mas de dois exoplanetas em processo de formação. Eles são chamados PDS-70b e PDS-70c. Além disso, os astrônomos encontraram evidências de um disco de formação lunar em torno de um mundos potenciais.
Agora, observando mais detalhadamente, encontramos evidências de algo compartilhando a órbita do PDS-70b, aparentando ser uma bolha mais fraca que o exoplaneta em si. Os cálculos indicam que esse objeto pode ter duas vezes a massa da nossa lua. Embora essa bolha – certamente feita de gás – ainda não seja classificada como um planeta, os pesquisadores estão animados.
A grande questão é que o “objeto” parece estar um ponto orbital chamado Lagrange, onde a influência gravitacional da estrela e outro planeta se equilibram e “pode prender o material”, de acordo com o ESO. Se realmente for um planeta, isso quer dizer que estão compartilhando a mesma órbita e seguem uma trajetória juntos ao redor de PDS 70.
No entanto, esse parceiro orbital provavelmente somente seja uma espessa nuvem de poeira, mas a grande massa observada ainda é um mistério. Para confirmar a detecção, a equipe precisará esperar até depois de 2026. Afinal, temos que esperar para ver se há algum movimento significativo e juntos ao longo da órbita em torno da estrela.
Comunicado publicado no Observatório Europeu do Sul (ESO).
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As sondas Voyager já ultrapassaram a marca de 20 bilhões de quilômetros e seguem se distanciando da Terra. Por mais que essa seja uma distância grande, é correto dizer que as sondas ainda não saíram do sistema solar? É comum dizermos que elas já se encontram no espaço interestelar, mas a verdade é que a questão é mais complexa do que parece.
A distância da Terra muda a todo instante, já que as sondas estão acelerando para fora da órbita do Sol a mais de 60 mil km/h. Surpreendentemente, elas ainda são perfeitamente comunicáveis, mas um único pulso de sinal leva quase um dia inteiro para chegar nas antenas da Terra.
As sondas Voyager já estão sendo desativadas
Infelizmente, as sondas já são bem velhinhas e considerando os 10 principais instrumentos científicos integrados, apenas 4 estão funcionando na Voyager 1 e 5 deles ainda continuam ligados na sonda de número 2.
A natureza do gerador radioativo de energia das espaçonaves representa o desafio. Segundo a NASA, ele perde 4 watts de eficiência anualmente, o que indica que apenas um equipamento científico esteja operacional até por volta de 2025. Após esse período, a sonda entrará em estado de hibernação e enviará apenas um sinal breve para indicar a possibilidade de estabelecer comunicação, até que a energia se esgote completamente.
Nesse ponto, as sondas continuarão vagando pelo universo, solitárias e completamente apagadas. Felizmente, para perpetuar nossa espécie, ambas as espaçonaves levam consigo um disco de ouro com a localização aproximada da Terra, dados sobre nosso planeta, os humanos, saudações em diversas línguas e imagens do que existe em nosso pálido ponto azul.
Elas já estão fora do sistema solar?
De acordo com a NASA, não existe resposta necessariamente certa, mas elas definitivamente não saíram do sistema solar, com base na definição científica de “fora do sistema solar”. Na prática, existem dois limites que podemos definir para o sistema solar. O primeiro deles é a Heliosfera do Sol e o segundo é a nuvem de Oort.
Primeiramente, a Heliosfera cerca o sistema solar como uma espécie de bolha magnética e enfraquece em uma certa distância, marcando o início do espaço interestelar. Enquanto elas passavam pelo limite dessa bolha, foi possível detectar uma interação da própria Heliosfera com o plasma interestelar.
Os instrumentos de medição de plasma da Voyager detectaram picos de radiação durante a transição para o espaço interestelar, onde a Heliosfera não consegue mais repelir fortemente o vento de radiação proveniente de estrelas distantes. Em outras palavras, ela teria encontrado o espaço interestelar a partir daqui.
No entanto, há um segundo limite: a nuvem de Oort. A região resulta do material mais disperso na nebulosa durante a formação do sistema solar que não conseguiu se agrupar em corpos maiores, como aconteceu como os principais planetas. A dimensão dessa nuvem pode chegar a mais de 1 ano-luz de diâmetro.
Mesmo após viajar no espaço por quase 50 anos, espera-se que as sondas levem pelo menos 300 anos para alcançar o limite interno da Nuvem de Oort e possivelmente 30.000 anos para atravessá-la. Portanto, considerando esse limite, as sondas ainda estão muito distantes de sair do sistema solar.
Qual será o destino da missão?
Os cálculos orbitais revelam que em cerca de 40.000 anos, a sonda Voyager 1 irá passar a apenas 1,6 anos-luz da estrela AC+793888 e a Voyager 2 passa a só 1,7 anos-luz da estrela Ross 248 e, em cerca de 300 mil anos, a sonda chegará então a 4,3 anos-luz de Sirius, a estrela mais brilhante no céu noturno.
Enfim, a missão foi e está sendo fantástica. Caso não sejam atingidas por nada no caminho, as sondas vagarão para sempre rumo à escuridão do espaço.
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Já achamos meteoritos de Mercúrio, Marte, Lua e até de alguns asteroides. No entanto, uma nova rocha espacial encontrada na África parece ter vindo da Terra. Sim, um meteorito terrestre encontrado na Terra.
Rochas espaciais caem por aqui todos os dias, mas quase todas elas são vaporizadas completamente antes de chegar à superfície. O processo de vaporização gera muita energia e temos um meteoro luminoso rasgando o céu. A maioria das rochas espaciais estão vagando por aí por bilhões de anos, sem uma origem exatamente definida.
Se comprovada sua origem, a rocha identificada de NWA 13188 poderia ser o primeiro meteorito conhecido a realizar uma extraordinária jornada de ida e volta através do sistema solar.
De acordo com sua composição química, NWA 13188 parece ter sua origem a partir de minerais fundidos, típicos de rochas formadas por vulcões próximos às placas oceânicas submersas aqui na Terra. A sua composição química por si só não classificaria a rocha como meteorito e, por isso, os cientistas precisam provar que ela já esteve no espaço.
As evidências de sua ida ao espaço
Primeiramente, a rocha apresentou concentrações importantes de Hélio-3, Berílio-10 e Neon-21, isótopos que indicam exposição a raios cósmicos. Embora geralmente bloqueados pelo campo magnético da Terra, a exposição aos raios ocorreu em níveis que não são comuns em outros meteoritos e rochas terrestres.
Bom, isso leva à conclusão de que NWA 13188 foi sujeita à ação dos raios cósmicos galácticos durante um período significativo, relativamente curto, abrangendo algumas dezenas de milhares de anos.
Como ela foi parar no espaço?
Aqui temos um verdadeiro mistério. Se provada a natureza meteorítica, ela teria que ter sido ejetada para fora de alguma forma. De duas, apenas uma: rocha poderia ter sido ejetada durante uma erupção vulcânica ou lançada ao espaço por um impacto de asteroide contra a Terra.
Para entrar em órbita, uma rocha ejetada por um vulcão em atividade precisaria atingir velocidades de dezenas de milhares de quilômetros por hora, o que geralmente não acontece, tornand0-se improvável que os vulcões possam lançar rochas no espaço. Um impacto de asteroide parece ser mais provável.
A verdade é que encontrar um meteorito terrestre na Terra é algo inusitado. O provável impacto para gerar algo do tipo pode ter sido muito energético e, não à toa, já encontramos um meteorito terrestre na Lua durante a missão Apollo 17.
Estudo apresentado na Conferência Goldschmidt 2023.
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Pela primeira vez, cientistas compararam ambientes magnéticos de outros planetas, um passo fundamental para compreender aqueles que podem ser habitáveis, conservar água e, talvez, um dia, albergar vida tal como a conhecemos - e criar auroras ainda mais espetaculares.
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