Titã, o maior satélite de Saturno, tem uma atmosfera rica em azoto que contém até 5% de metano (perto da superfície). Sabe-se que a fotoquímica na estratosfera, através de reacções químicas induzidas pela luz, consegue remover o metano que se encontra na atmosfera de Titã numa escala de tempo de algumas dezenas de milhões de anos. Como o metano permanece na atmosfera de Titã até hoje, em quantidade significativa, é porque existe uma fonte de metano que reabastece a atmosfera.

Antes da missão da Cassini-Huygens (NASA/ESA) ter chegado a Saturno, o melhor candidato a fonte de metano era a existência de mares de hidrocarbonetos líquidos, com centenas de metros de profundidade, a servirem de reservatório de metano para a atmosfera.

As observações de Titã realizadas pela Cassini, a partir do espaço, e pela Huygens, que pousou na sua superfície em Janeiro do ano passado (ver notícia de 17/01/2005) mostraram que afinal não há uma grande quantidade de metano líquido na superfície do satélite, eliminando assim a hipótese da presença de corpos extensos de hidrocarbonetos líquidos. Os investigadores começaram então a procurar outros candidatos a fonte de metano da atmosfera.

Uma equipa de investigadores, liderada por G. Tobie e contando com colaboradores da Universidade de Nantes (França) e da Universidade do Arizona (EUA), baseou-se nos dados da Cassini-Huygens para desenvolver um modelo de evolução para Titã.

Num recente estudo publicado na revista Nature de 2 de Março, esta equipa defende que a melhor explicação para o metano presente na atmosfera de Titã é a libertação episódica de metano guardado em hidratos de gás, chamados clatratos, numa camada de gelo acima de um oceano de água enriquecida em amónia.

O metano terá sido libertado para a atmosfera durante três episódios. O primeiro ocorreu logo a seguir ao período de acreção e diferenciação (separação do manto-crosta) do satélite. A maior parte do metano terá sido reabsorvido para o interior de Titã, e o pouco que ficou na atmosfera terá sido destruído pela fotoquímica am mil milhões de anos.

O segundo episódio, há cerca de 2000 milhões de anos, deveu-se ao início da convexão no núcleo de silicato de Titã. O núcleo rochoso continuou a aquecer, pois contém elementos radioactivos naturais, como urânio, potássio e tório, até que se torna suficientemente mole para haver convexão. A convexão levou ao aquecimento da manto, e a crosta de gelo tornou-se mais fina de forma que o metano conseguiu libertar-se para a superfície.

Por fim, o último episódio teve início há apenas 500 milhões de anos, com o arrefecimento do satélite pela convexão na crosta de gelo, e os investigadores acreditam que ainda não terminou. Embora a taxa de libertação deva decair, a libertação do metano através de erupções criovulcânicas deve ainda estar a ocorrer em Titã. Estas erupções podem produzir fluxos temporários de metano líquido na superfície, o que poderá explicar as marcas de "rios" que se vêem na superfície do satélite. O criovulcanismo em Titã envolve o derreter do gelo e a libertação de gases, duma forma análoga ao que se passa no vulcanismo de silicatos na Terra, apenas com materiais diferentes.

Os investigadores defendem esta teoria em detrimento de outras porque as outras falham ao não conseguirem explicar a ausência de reservatórios líquidos na superfície e/ou o estado de baixa dissipação do interior.

Com base neste novo modelo, a equipa prevê que, em breve, as observações pela Cassini revelem mais evidências de criovulcanismo, talvez mesmo uma erupção de metano, e, num futuro próximo, detectem a presença de uma subsuperfície de oceano de água rica em amónia e um núcleo rochoso.

Fonte da notícia: http://www.esa.int/esaSC/SEM4BQMVGJE_index_0.html