Introdução
A geologia planetária avançou rapidamente na última década, com novas missões e novos estudos revelando processos dinâmicos em outros mundos. Dos planetas rochosos internos (Mercúrio, Vênus, Marte) às luas geladas do Sistema Solar externo, os cientistas catalogaram vulcanismo, tectônica, sedimentação e outros processos que moldam esses corpos. Mais notável ainda, as evidências mostram hoje que vários mundos “mortos” são geologicamente ativos. Esta síntese destaca as principais descobertas de 2015–2025 – com ênfase em resultados revisados por pares e em dados oficiais de missões – e extrai da literatura os números-chave (com suas incertezas) e citações de especialistas. Abordamos a contração e os terremotos de Mercúrio, o vulcanismo em curso em Vênus, os lagos antigos e os terremotos atuais de Marte, as erupções vulcânicas de Io, lua de Júpiter, a tectônica de gelo de Europa, as paisagens de hidrocarbonetos de Titã, lua de Saturno, os gêiseres de Encélado e o surpreendente criovulcanismo de Plutão.
Mercúrio: um planeta de placa única ainda em movimento
Durante muito tempo, acreditou-se que Mercúrio fosse uma relíquia da geologia do início do Sistema Solar, mas a sonda orbital MESSENGER, da NASA (2011–2015), revelou um passado surpreendentemente ativo – e indícios de atividade até hoje. A única placa litosférica rígida de Mercúrio vem se contraindo à medida que seu núcleo de ferro esfria, produzindo escarpas gigantes de falhas de empurrão (penhascos) por todo o globo[1][2]. Na campanha final de imageamento em baixa altitude da MESSENGER, os cientistas descobriram escarpas de falha pequenas e jovens, com apenas dezenas de metros de altura e alguns quilômetros de comprimento. Esses pequenos penhascos estão tão bem preservados que devem ser geologicamente recentes – provavelmente se formaram nos últimos 50 milhões de anos (ou até mais recentemente), porque o bombardeio constante de meteoroides teria apagado feições mais antigas[3][4]. Como explicou um membro da equipe, “o bombardeio constante de meteoroides degrada e destrói rapidamente estruturas tão pequenas, o que indica que elas devem ter se formado há relativamente pouco tempo”[4]. A juventude dessas feições indica com muita força que o interior de Mercúrio ainda está esfriando e se contraindo, o que o torna “tectonicamente ativo” hoje[5]. De fato, um estudo de 2016 liderado por Thomas Watters concluiu que Mercúrio se junta à Terra como planeta tectonicamente ativo, com novas falhas provavelmente se formando “hoje, enquanto o interior de Mercúrio continua a esfriar”[5]. Isso derruba a antiga noção de que a Terra era o único planeta tectonicamente ativo do nosso Sistema Solar.
Terremotos mercurianos: se as falhas de Mercúrio estão deslizando hoje, pode haver “terremotos mercurianos” em curso. Por analogia com os terremotos lunares rasos da nossa Lua (que chegaram a magnitude ~5), os cientistas esperam que o deslizamento nas falhas de Mercúrio possa produzir terremotos de magnitude semelhante, em torno de 5 na escala Richter[6]. Nenhum sismômetro visitou Mercúrio até agora, mas missões futuras poderiam testar essa previsão[7]. A presença de um núcleo ativo é corroborada pelo campo magnético duradouro de Mercúrio, que persiste há bilhões de anos – o que sugere um núcleo externo parcialmente líquido, em lento resfriamento[8]. Todas essas linhas de evidência (escarpas jovens, um campo magnético de longa duração, possíveis terremotos) apontam para um calor interno de longa duração que impulsiona uma tectônica de contração prolongada em Mercúrio[8].
Vulcanismo antigo e mapa global: a MESSENGER também confirmou que o vulcanismo moldou a superfície de Mercúrio, sobretudo nos seus primeiros 2 bilhões de anos. O planeta é coberto por planícies vulcânicas lisas (mares de lava solidificada) que inundaram bacias de impacto há eras. Por exemplo, as planícies vulcânicas do norte cobrem ~6% da superfície de Mercúrio. Essas lavas e as planícies intercrateras mais antigas permitiram construir o primeiro mapa geológico global de Mercúrio[9][10]. Com mais de 100.000 imagens, os cartógrafos do USGS produziram em 2016 um mapa global que mostra que a topografia de Mercúrio varia cerca de 10 quilômetros (de ≈ –5.380 m nas terras baixas a +4.480 m nos terrenos mais elevados)[11]. A maior bacia vulcânica, Caloris, tem 1.550 km de extensão e é preenchida por planícies lisas que depois foram deformadas por tensões tectônicas[12]. A MESSENGER também encontrou evidências de vulcanismo piroclástico: mais de 100 locais de erupções explosivas de cinzas originadas em condutos, o que indica que o interior de Mercúrio já continha gases voláteis[13]. Embora o vulcanismo de Mercúrio tenha terminado em grande parte há bilhões de anos, esses depósitos e as “cavidades” (estranhas depressões rasas, provavelmente formadas pela sublimação de material rico em voláteis) revelam um planeta mais rico em voláteis do que se esperava[13]. Ainda hoje, o gelo de água se conserva em crateras polares permanentemente sombreadas; o espectrômetro de nêutrons da MESSENGER confirmou a existência de uma quantidade substancial de gelo de água nos polos de Mercúrio, sob uma camada isolante de poeira rica em material orgânico[1][2].
Em resumo, Mercúrio – frequentemente apelidado de planeta “morto” – é geologicamente dinâmico à sua maneira. Sua única placa gigante é cortada por falhas geradas pela contração global. O planeta teve extenso vulcanismo no passado e talvez ainda sofra um ou outro terremoto à medida que encolhe. Como comentou um pesquisador, encontrar minúsculas escarpas recentes em Mercúrio “é como encontrar a muda de uma árvore que se julgava extinta havia muito tempo”[14] – sinal de que, sob sua superfície antiga, o motor geológico de Mercúrio não esfriou por completo.
Vênus: vulcanismo em curso e tectônica de “banquisa”
Vênus – de tamanho semelhante ao da Terra – tem uma geologia extremamente diferente, caracterizada por uma litosfera estagnada (sem tectônica de placas ao estilo da Terra) e por uma superfície remodelada pelo vulcanismo. Um velho enigma era saber se Vênus ainda é vulcanicamente ativo hoje ou se seus vulcões se extinguiram há eras. Na última década, diversos estudos encerraram a questão: Vênus está ativo agora.
Fluxos de lava ativos detectados: em 2015, cientistas que usavam a sonda orbital Venus Express, da ESA, flagraram pontos quentes no infravermelho transitórios na superfície[15][16]. Eles apareceram na zona de rifte de Ganiki Chasma (perto dos vulcões Ozza Mons e Maat Mons) e foram observados aumentando de brilho e se apagando em apenas alguns dias, o que é compatível com lava recém-expelida que esfria[17][18]. Foram registrados quatro eventos desse tipo. Um dos pontos quentes (apelidado de “Objeto A”) tinha cerca de 1 km² de área e uma temperatura de ~830 °C – muito acima da temperatura normal da superfície, de ~480 °C[19]. Devido à visão borrada (a Venus Express observava, da órbita, através das nuvens), cada ponto quente aparecia espalhado por mais de 100 km, mas a área quente real no solo era provavelmente muito pequena (∼1 km de largura)[20][19]. “Vimos agora vários eventos em que um ponto da superfície de repente fica muito mais quente e depois esfria de novo”, relatou Eugene Shalygin, autor principal do estudo de 2015, que o considerou “a evidência mais tentadora até agora de vulcanismo ativo” em Vênus[16][21]. Essas observações colocaram Vênus no seleto clube dos corpos do Sistema Solar vulcanicamente ativos hoje (ao lado da Terra e de Io, lua de Júpiter)[22].
As evidências se tornaram ainda mais sólidas em 2023, quando pesquisadores reanalisaram imagens de radar da sonda Magellan da década de 1990 e descobriram mudanças diretas em um vulcão. Eles constataram que um conduto vulcânico no Maat Mons (o vulcão mais alto de Vênus) havia aumentado e mudado de forma de maneira visível ao longo de um intervalo de 8 meses em 1991[23][24]. O conduto passou de uma área de ~2,2 km² para uma cratera irregular de ~4 km² e mostrava sinais de fluxos de lava recentes nas proximidades[23][25]. Isso indica que uma erupção ocorreu em Vênus em 1991, e a Magellan, por sorte, a registrou antes e depois. Os autores do estudo de 2023 observaram que essa é “a primeira evidência direta de uma erupção vulcânica recente em [Vênus]”, já que, na imagem posterior, a cratera do conduto estava preenchida por rocha fundida nova, que transbordou pelas encostas[25]. Além disso, em 2024, uma equipe liderada por italianos anunciou ter encontrado mais dois depósitos de fluxos vulcânicos ao comparar dados de radar da Magellan de 1990 e de 1992[26][27]. Esses fluxos, no Sif Mons e na parte oeste de Niobe Planitia, mostraram aumento da refletividade do radar, compatível com lava recém-solidificada que não existia dois anos antes[28]. Em conjunto, essas descobertas sugerem que as erupções vulcânicas em Vênus são relativamente frequentes e não eventos isolados. “Ao analisar os fluxos de lava que observamos, descobrimos que a atividade vulcânica em Vênus pode ser comparável à da Terra”, disse o Dr. Davide Sulcanese, autor principal do estudo de 2024[29][30]. Em outras palavras, Vênus pode ter erupções a cada poucos anos ou décadas, mantendo uma superfície jovem em alguns lugares.
Tectônica sem placas: ao contrário da Terra, Vênus não parece ter placas crustais em movimento nem zonas de subducção globais. Sua atmosfera enorme, que funciona como uma panela de pressão (90 bar), e seu clima quente e seco resultaram em uma única casca litosférica estagnada. No entanto, pesquisas recentes mostram que a crosta de Vênus não é totalmente imóvel – ao contrário, ela pode estar fragmentada em grandes blocos que se empurram e giram, de modo análogo à banquisa de um oceano congelado[31][32]. Em 2021, Paul Byrne e colegas identificaram faixas de cristas e sulcos que delimitam blocos planos nas regiões de terras baixas de Vênus. Eles concluíram que esses blocos “se deslocaram, giraram e deslizaram uns em relação aos outros ao longo do tempo… um pouco como a tectônica de placas da Terra, mas em escala menor, mais como pedaços de banquisa” flutuando sobre um fluido[32][33]. Essa “tectônica de banquisa” em Vênus provavelmente surge da convecção do manto sob uma crosta frágil e fina, o que faz a superfície se fragmentar sem limites de placas plenamente desenvolvidos[34]. É um estilo tectônico recém-reconhecido – exclusivo de Vênus – que sugere que seu interior ainda está em vigorosa agitação. “Não é tectônica de placas como na Terra… mas é evidência de deformação causada pelo fluxo do manto interno”, observou Byrne, “um estilo de acoplamento entre interior e superfície que não se vê em nenhum outro lugar… exceto em [alguns] interiores continentais da Terra”[35][36]. A descoberta desse mecanismo tectônico implica que o manto de Vênus está ativamente em reviramento e pode renovar a superfície periodicamente. De fato, grande parte da superfície de Vênus parece jovem (menos de 20% coberta por crateras de impacto), o que sugere que ela foi renovada globalmente por vulcanismo e deformação tectônica há ~0,5 bilhão de anos – possivelmente em um evento catastrófico de reviramento[37][38]. Agora sabemos que a atividade localizada persiste hoje.
Feições geológicas e missões: Vênus é salpicado por mais de 1.600 grandes vulcões (a maioria extintos) e por imensas estruturas tectônicas circulares chamadas coronae (provavelmente formadas por plumas mantélicas). Alguns fluxos de lava em Vênus são extremamente longos – um deles se estende por mais de 7.000 km através das planícies. Em especial, a Venus Express observou um aumento acentuado de SO₂ atmosférico em 2006–07, que alguns atribuíram à liberação de gases por erupções[39]. E o radar da Magellan mapeou fluxos de lava jovens que parecem cobrir crateras de impacto, o que confirma que houve vulcanismo nos últimos milhões de anos[40][41]. Agora que lava ativa foi observada diretamente, os cientistas estão ansiosos para voltar. A NASA e a ESA aprovaram novas missões (VERITAS, DAVINCI, EnVision) para a década de 2030, com o objetivo de mapear Vênus em resolução mais alta e até de coletar amostras da atmosfera em busca de gases vulcânicos. Elas se basearão nos avanços de 2015–2025. Como comentou Håkan Svedhem, cientista do projeto Venus Express: “Parece que finalmente podemos incluir Vênus no pequeno clube dos corpos do Sistema Solar vulcanicamente ativos… Vênus, nosso vizinho mais próximo, ainda está ativo e em transformação nos dias de hoje”[22][42].
Marte: lagos antigos, terremotos modernos e erupções recentes
Marte foi alvo de uma exploração geológica intensa na última década, graças a rovers (Curiosity, Perseverance, Zhurong), módulos de pouso (InSight) e sondas orbitais (da NASA, da ESA, da ISRO, dos Emirados Árabes Unidos e da China). O quadro que emerge é o de um planeta que foi semelhante à Terra na juventude – com lagos, rios, vulcanismo e possivelmente um oceano –, mas que se tornou frio e árido, embora não completamente morto do ponto de vista geológico. Entre os principais processos em Marte estão a deposição sedimentar por água e vento, o vulcanismo que se estende por bilhões de anos, o fraturamento tectônico causado por tensões na crosta e até a atividade sísmica e hidrológica atual.
Registros sedimentares da água: o rover Curiosity, da NASA, na cratera Gale, revelou um rico registro estratigráfico de um antigo sistema de lagos com ~3,5–3,8 bilhões de anos. O Curiosity encontrou lamitos finamente laminados, depositados em um lago calmo de água doce que preenchia a bacia de 150 km de largura de Gale[43][44]. Esses sedimentos lacustres exibem padrões (como laminações finas e até gretas de ressecamento apelidadas de “Old Soaker”) que indicam que o lago passou por ciclos de umedecimento e secagem ao longo de milhões de anos[43][45]. “Imagine lagoas pontilhando o fundo da cratera Gale… riachos podem ter riscado as paredes da cratera… transbordado e depois secado, um ciclo que provavelmente se repetiu inúmeras vezes ao longo de milhões de anos”, escreveram cientistas do Curiosity[43][46]. Em 2019, um estudo da Nature Geoscience (autor principal: William Rapin) relatou depósitos de sais minerais (sulfatos e cloretos) em uma seção de estratos de 150 m de espessura chamada Sutton Island, evidência de que lagoas rasas de salmoura sofreram evaporação no antigo clima de Marte[47][48]. Os sais – misturados a sedimentos, e não em crostas evaporíticas puras – sugerem lagos salgados efêmeros que “passaram por episódios de transbordamento e secagem”, deixando uma “marca-d’água” das oscilações climáticas[49][48]. Essas rochas registram a transição de Marte de um ambiente mais úmido para o deserto congelante de hoje[49]. De fato, a detecção, pelo Curiosity, de gretas de lama em rochas com mais de 3 bilhões de anos é prova direta de que uma massa de água parada chegou a secar na superfície, o que implica condições habitáveis (com água líquida) que duraram, mas também mudaram com o tempo[50][51]. Como disse o cientista da missão A. Vasavada, a cratera Gale oferece “um registro único de um Marte em mudança… de quando e como o clima do planeta começou a evoluir” e de por quanto tempo a vida na superfície poderia ter persistido[51].
Na cratera Jezero, em Marte, o rover Perseverance explora desde 2021 um antigo delta fluvial. Imagens de alta resolução confirmaram que o lago de Jezero era alimentado por um rio que depositou sedimentos deltaicos em camadas, incluindo blocos grossos (com até cerca de um metro) no alto dos afloramentos – evidência de enxurradas episódicas no passado de Marte[52][53]. A presença dessas rochas grandes e arredondadas em camadas antigas do delta indica que, em certos momentos, a água corria rápido, seguida por períodos mais calmos que permitiram a decantação de sedimentos finos. A exploração do delta pelo Perseverance em 2022 revelou arenitos com estratificação cruzada e estratos inclinados, diagnósticos de um ambiente de delta de rio meandrante. Essas observações reforçam que Marte teve água superficial persistente e ciclos hidrológicos ativos no início de sua história, por volta de 3,7 bilhões de anos atrás. Além disso, o Perseverance fez uma descoberta ígnea surpreendente: o fundo da cratera Jezero (sob o delta) é composto de rochas vulcânicas – lava resfriada – e não dos sedimentos lacustres esperados[54][55]. Os instrumentos detectaram abundantes cristais de olivina nessas rochas, o que indica que elas se solidificaram a partir de um magma de resfriamento lento e que, mais tarde, entraram em contato com água, formando minerais alterados[56][57]. Isso implica que, depois do impacto que formou Jezero, a lava fluiu sobre o fundo da cratera ou nele se intrudiu. Essas rochas ígneas são mais fáceis de datar do que as rochas sedimentares; assim, quando as amostras forem trazidas à Terra (previsão: ~2033), elas deverão determinar com precisão o momento das fases vulcânica e lacustre de Jezero[58][59]. A coexistência de alterações por água nessas rochas vulcânicas é empolgante: “Descobrir o potencial para ambientes habitáveis em algo tão inabitável quanto os antigos fluxos de lava de Jezero aumenta as esperanças quanto ao que há nas rochas sedimentares” que ainda serão amostradas[59][60].
Além das crateras, sondas orbitais mapearam vastos depósitos de minerais hidratados (argilas, sulfatos) em Marte, que marcam onde antes existiram águas subterrâneas ou superficiais de longa duração. Por exemplo, a Mars Express, da ESA, encontrou indícios de um possível lago de água líquida subterrâneo hoje, sob a calota de gelo do polo sul. Sondagens por radar (instrumento MARSIS) em 2018 detectaram uma “reflexão subsuperficial anomalamente brilhante” sob 1,5 km de gelo, abrangendo uma zona de 20 km perto de 81°S[61][62]. A melhor interpretação é a de uma camada de água líquida salgada com cerca de 20 × 30 km de extensão sob o gelo[62]. Trabalhos posteriores, em 2020, identificaram mais três “lagoas” de água enterradas perto do lago principal[63][64]. A água precisa ser extremamente salgada (rica em percloratos ou em outros sais anticongelantes) para permanecer líquida a temperaturas de ~–68 °C, mas essa descoberta levanta a possibilidade de uma rede de antigos lagos subglaciais em Marte[65]. Estima-se que o maior lago tenha 20 × 30 km e possa fazer parte de um sistema hidrológico oculto inteiro, com milhões ou bilhões de anos[63][66]. Se essas reflexões de radar correspondem de fato a água líquida ou, talvez, a algum tipo incomum de argila hidratada, ainda é motivo de debate entre os cientistas (alguns estudos de 2022 sugeriram que argilas ou gelo estratificado poderiam imitar o sinal). Se for água, seria um alvo prioritário na busca por vida marciana atual (analogamente aos lagos subglaciais da Antártida, que abrigam ecossistemas microbianos)[67].
Vulcanismo do passado ao presente: Marte abriga o maior vulcão do Sistema Solar (o Olympus Mons, com ~21 km de altura) e enormes províncias vulcânicas (Tharsis e Elysium). A maior parte do vulcanismo marciano ocorreu há 3–4 bilhões de anos, formando vulcões em escudo e derrames de lava. No entanto, uma pergunta importante é se os vulcões de Marte ainda poderiam voltar à vida em um passado geológico recente. As evidências sugerem agora que sim – Marte talvez ainda seja vulcanicamente ativo em escala modesta. No fim de 2020, pesquisadores da Universidade do Arizona e do PSI identificaram em Marte um depósito vulcânico até então desconhecido que pode ter apenas ~50.000 anos[68][69]. Esse depósito, localizado em Elysium Planitia, numa fissura chamada Cerberus Fossae, aparece como um manto liso e escuro que cobre cerca de 8 milhas (13 km) de largura nas planícies ao redor[70][71]. Ele recobre os derrames de lava locais (ou seja, é mais jovem) e tem uma morfologia que lembra uma manta de erupção piroclástica – cinza e pedra-pomes espalhadas por uma explosão vulcânica[72][73]. Os cientistas o interpretam como produto de um vulcão adolescente em termos marcianos: “Este pode ser o depósito vulcânico mais jovem já documentado em Marte”, disse o autor principal, David Horvath[74]. Se os 4,5 bilhões de anos de história geológica de Marte fossem comprimidos em um único dia, “isso teria ocorrido no último segundo”, observou Horvath[75]. O depósito provavelmente se formou quando magma subterrâneo interagiu com gelo ou água subterrânea, provocando uma erupção impulsionada por gás (semelhante a abrir uma lata de refrigerante agitada)[76][73]. A explosão lançou cinzas a até ~6 milhas (10 km) de altura no céu de Marte[77]. O que torna essa descoberta especialmente intrigante é que ela fica a apenas ~1.600 km do módulo de pouso InSight, da NASA, que, em 2019–2022, detectou terremotos marcianos com origem na região de Cerberus Fossae[78][79]. Dois dos maiores terremotos (magnitude 4,1) vieram dessa área. Essa ligação espacial sugere que o movimento de magma poderia estar causando a atividade sísmica e que bolsões de rocha fundida persistem sob Elysium Planitia[78]. Como escreveram Horvath e colaboradores, “A pouca idade desse depósito levanta, sem dúvida, a possibilidade de que ainda possa haver atividade vulcânica em Marte”, e é “intrigante que os recentes terremotos marcianos detectados pelo InSight tenham origem em Cerberus Fossae”[78][80]. Em suma, Marte talvez ainda não tenha terminado de entrar em erupção – pelo menos em locais isolados onde o calor interno persiste.
Marte também passou por erupções vulcânicas verdadeiramente colossais em seu passado remoto. Um estudo de 2021 sobre a região de Arabia Terra (de P. Whelley e colaboradores) encontrou evidências de milhares de antigas “supererupções” por volta de 4 bilhões de anos atrás[81][82]. Essas explosões (semelhantes às dos supervulcões terrestres) teriam expelido magma de forma explosiva, cobrindo Marte de cinzas e provavelmente afetando o clima[81][82]. Sete grandes depressões em Arabia Terra foram identificadas como caldeiras, e não como crateras de impacto – cada uma com dezenas de milhas de largura –, formadas pelo colapso do terreno após erupções maciças[83]. Os pesquisadores estimaram que cada supererupção expeliu algo da ordem de 400 milhões de piscinas olímpicas de magma e gás (ou seja, centenas a milhares de quilômetros cúbicos)[84]. Elas ocorreram ao longo de um período de 500 milhões de anos[81], o que significa que Marte foi extremamente ativo do ponto de vista vulcânico no seu primeiro bilhão de anos. Essas descobertas ressaltam que Marte conheceu todo o espectro do vulcanismo – dos antigos supervulcões a, possivelmente, uma pequena fonte de lava de apenas 50 milênios atrás.
Tectônica e terremotos marcianos: ao contrário da Terra, Marte não tem tectônica de placas hoje – sua crosta é uma única placa contínua. Mas tem muitas feições tectônicas: o grande sistema de cânions Valles Marineris (4.000 km de comprimento, formado por rifteamento crustal), vastas redes de falhas e de cristas enrugadas geradas pelo resfriamento planetário e fraturas induzidas por impactos. Até pouco tempo atrás, tudo isso eram relíquias do passado. Isso mudou com o InSight (pousou em 2018), que instalou o primeiro sismômetro em Marte. O InSight “escutou” terremotos marcianos por quatro anos e detectou 1.319 terremotos no total[85][86]. A maioria era pequena (magnitude 2–3), mas alguns ficaram na faixa de M4 ou mais, incluindo um terremoto de magnitude 4,7 em maio de 2022 – o maior já registrado em outro planeta. Os dados do InSight permitiram aos cientistas mapear o interior de Marte. As ondas sísmicas revelaram que a crosta no local de pouso tem ~20 km de espessura (se houver duas camadas) ou ~39 km (se houver três camadas)[87][88]. Dados gravimétricos globais combinados com esse ponto de “ancoragem” sugerem que a crosta de Marte tem, em média, 24–72 km de espessura (provavelmente mais perto do limite inferior dessa faixa)[89]. Sob a crosta, Marte tem um manto que se estende por ~1.500 km de profundidade e que, ao contrário do da Terra, não se diferencia em manto inferior e superior (é mais uniforme e tem composição semelhante à do manto superior terrestre, rico em olivina)[90][91]. Em 2021, os cientistas do InSight anunciaram ter determinado o tamanho do núcleo de Marte: aproximadamente 3.660 ± 80 km de diâmetro (um raio de cerca de 1.830 ± 40 km)[92]. Esse núcleo é maior e menos denso do que se pensava, o que implica um núcleo líquido de ferro e níquel parcialmente ligado a elementos mais leves, como enxofre, carbono, oxigênio e talvez hidrogênio[93]. O núcleo é em grande parte fundido (inicialmente não se detectou nenhum núcleo interno sólido, embora uma análise de 2025 sugira que Marte possa ter um núcleo interno sólido com cerca de 600 km de raio)[94]. O fato de o núcleo de Marte ser proporcionalmente grande (metade do diâmetro do planeta) significa que o manto acima dele é relativamente mais fino, e a litosfera (camada externa rígida) é muito espessa – da ordem de 500 km de espessura[95][96]. Uma litosfera tão espessa explica por que Marte não tem tectônica de placas: a crosta e o manto superior são rígidos demais para se romper em placas em movimento. Ainda assim, Marte continua tectonicamente ativo de maneira discreta: a tensão causada pelo resfriamento e pela contração em curso e pela carga dos vulcões provoca terremotos e movimentos de falhas ocasionais. Por exemplo, o graben de Cerberus Fossae, de onde partem os terremotos, pode estar se abrindo ou deslizando lentamente por forças vulcânicas ou tectônicas. Além disso, Marte inteiro é percorrido por cristas enrugadas (cristas baixas associadas a falhas nas planícies vulcânicas), que indicam contração global (como a casca de uma uva-passa que enruga) – mas muito menos pronunciada do que a de Mercúrio.
Há água brotando hoje? Uma possível atividade geológica tentadora no Marte atual é a ocorrência de fluxos sazonais em encostas, conhecidos como RSL (Recurring Slope Lineae). São faixas escuras que surgem em encostas íngremes e aquecidas no verão, se alongam encosta abaixo e depois desaparecem nas estações mais frias. Em 2015, usando dados do Mars Reconnaissance Orbiter, cientistas descobriram que os locais com RSL apresentam sais minerais hidratados (percloratos) quando as faixas estão maiores, mas não nos períodos mais frios e secos[97][98]. Isso implica que água líquida salgada desempenha algum papel – provavelmente derretendo o suficiente para umedecer o solo e dissolver sais, escurecendo a superfície[99][100]. “A detecção de sais hidratados nessas encostas significa que a água desempenha um papel vital na formação dessas faixas”, disse Lujendra Ojha, autor principal do estudo de 2015[101][102]. Os sais (perclorato de magnésio, clorato etc.) podem baixar o ponto de congelamento da água, permitindo que salmouras fluam de forma transitória a –20 °C[99][100]. Marte talvez tenha, assim, uma atividade hídrica contemporânea em escala muito pequena – não “riachos” de verdade, mas solo úmido que pode se dever ao derretimento de gelo subsuperficial, à deliquescência de sais higroscópicos ou a aquíferos rasos. No entanto, pesquisas posteriores, de 2017–2020, sugeriram que muitos RSL podem ser, na verdade, fluxos de areia seca, e que a hidratação dos sais seria um efeito coincidente. A questão ainda está em aberto. Se a água líquida chega a escorrer, ainda que brevemente, ela provavelmente evapora depressa no ar rarefeito de Marte. Ainda assim, os RSL representam a atividade hidrológica marginal de Marte hoje – e qualquer líquido transitório é importante para avaliar a habitabilidade atual (embora as salmouras sejam extremamente salgadas e de curta duração).
Resumo: Marte emerge como um mundo com um rico passado geológico de água e fogo e com um presente ativo de maneiras sutis. No passado remoto, teve lagos, deltas, fontes termais e supervulcões; hoje tem tempestades de poeira, ciclos sazonais de geada e degelo, terremotos ocasionais e, possivelmente, um ou outro arroto vulcânico ou filete de salmoura. Nas palavras do geólogo planetário Alfred McEwen, “Marte não está morto, mas está descansando” – com ruídos suficientes para manter os cientistas ocupados. À medida que continuamos a estudar Marte, sobretudo com o retorno de amostras no horizonte, esperamos mais surpresas sobre sua cronologia geológica e sua atividade interna.
As luas de Júpiter: os infernos de Io e o oceano oculto de Europa
As luas galileanas de Júpiter apresentam algumas das geologias mais extremas e intrigantes do Sistema Solar. Io é uma paisagem infernal de vulcanismo incessante, enquanto Europa é um mundo oceânico coberto de gelo, com uma crosta de gelo tectônica. Ganimedes e Calisto são menos ativas, mas também têm suas histórias (Ganimedes tem campo magnético próprio e, provavelmente, um oceano profundo). Aqui nos concentramos em Io e Europa – exemplos de processos geológicos vulcânicos e gelados, respectivamente – com um aceno às descobertas recentes.
Io vulcânica – extrema e em curso: Io é o corpo vulcanicamente mais ativo do Sistema Solar, um verdadeiro mundo vulcânico alienígena. Aquecido pelas intensas forças de maré de Júpiter, o interior de Io se funde e produz centenas de vulcões em sua superfície. Calderas gigantescas, lagos de lava e fluxos de lava sulfurosos de 200–300 km de comprimento foram observados por missões anteriores. Antes de 2015, já sabíamos que Io era ativa (a Voyager viu erupções em 1979; a Galileo mapeou mais de 100 condutos ativos). Mas observações recentes da missão Juno, da NASA, revelaram erupções que quebram recordes em Io. No fim de 2024, durante um sobrevoo a distância, o mapeador infravermelho da Juno (JIRAM) detectou uma erupção tão potente que saturou o detector[103]. Esse evento, no polo sul de Io, foi um enorme ponto quente vulcânico que irradiou mais de 80 trilhões de watts de potência térmica[104][105]. Para ter uma ideia, isso é mais de cinco vezes o consumo total de energia da humanidade na Terra. A área quente de lava abrangeu cerca de 100.000 km² – aproximadamente o tamanho da Islândia –, o que fez dela a emissão térmica mais intensa já registrada em Io (superando de longe a campeã anterior, Loki Patera)[104][106]. “Este é o evento vulcânico mais poderoso já registrado no mundo mais vulcânico do nosso Sistema Solar – e isso diz muito”, afirmou o Dr. Scott Bolton, pesquisador principal da Juno[107][108]. A câmera da Juno chegou a registrar mudanças visíveis na superfície perto do polo sul de Io entre imagens feitas em outubro e dezembro de 2024, provavelmente causadas por depósitos recentes[109]. Os cientistas suspeitam que a erupção veio de um conjunto de fissuras que drenam um reservatório de magma subterrâneo, possivelmente de modo análogo a uma erupção de basalto de inundação na Terra[103][110]. A escala da erupção – “uma região incandescente maior que o lago Superior, da Terra”, que liberou “seis vezes a produção total de energia de todas as usinas do mundo” – ressalta a ferocidade do aquecimento de maré de Io[104][111]. O vulcanismo de Io é tão vigoroso que renova continuamente a superfície da lua, soterrando crateras de impacto (de fato, Io praticamente não tem crateras de impacto; sua superfície é geologicamente jovem, com menos de 1 milhão de anos em média). A missão estendida da Juno prevê sobrevoos próximos de Io em 2025–2026, que devem gerar dados ainda mais nítidos sobre essas feições vulcânicas e, talvez, flagrar erupções em tempo real.
O vulcão mais famoso de Io, Loki Patera, é um lago de lava com 200 km de largura que periodicamente se ilumina à medida que a crosta se inverte. Observações feitas a partir do solo (década de 2010) constataram que a atividade de Loki é quase periódica, com erupções aproximadamente a cada 500 dias[112]. Mas Io tem dezenas de plumas ativas a qualquer momento. Essas plumas, compostas de dióxido de enxofre gasoso e cinzas, podem lançar material a 300–500 km acima da superfície de Io e foram vistas pela primeira vez pela Voyager como nuvens azuladas em forma de guarda-chuva. A Juno, no início de 2024, chegou a fotografar duas plumas vulcânicas acima do limbo de Io durante um sobrevoo[113]. Com mais de 400 vulcões ativos identificados, Io é, na prática, uma máquina de bombeamento de maré que converte a energia gravitacional de Júpiter em magma. As temperaturas da lava em Io já foram medidas em até ~1.600 °C – mais quentes que a maioria das lavas terrestres –, o que sugere composições ultramáficas (ricas em magnésio), como os antigos komatiitos da Terra. O vulcanismo de Io oferece uma janela para o magmatismo da Terra primitiva e para processos extremos de aquecimento de maré.
Europa – casca de gelo tectônica e oceano subsuperficial: Europa, a lua de Júpiter com crosta de gelo, cativa geólogos e astrobiólogos. Embora seja um pouco menor que a nossa Lua, Europa provavelmente abriga um oceano global de água salgada sob sua crosta gelada – um oceano que talvez seja um hábitat para a vida. Entre 2015 e 2025, os pesquisadores avançaram na compreensão de como se comporta a casca de gelo de Europa e de como o oceano subsuperficial se revela na superfície.
Um destaque é a descoberta, em 2022, de que as onipresentes cristas duplas de Europa (longas cristas paralelas com uma calha central, que às vezes se estendem por milhares de quilômetros) provavelmente se formam a partir de água subsuperficial próxima à superfície. Um estudo de Riley Culberg e colegas observou a semelhança notável entre as cristas duplas de Europa e uma crista dupla menor observada no manto de gelo da Groenlândia, na Terra[114][115]. Dados de radar da Groenlândia mostraram que uma bolsa de água subsuperficial voltou a congelar e empurrou o gelo para cima, criando uma crista dupla cuja seção transversal tem a forma da letra “M”[116]. Aplicando isso a Europa, parece que lentes de água dentro do gelo (talvez alimentadas pelo oceano ou pelo derretimento vindo de baixo) poderiam voltar a congelar e rachar a superfície, formando as cristas[115][117]. Se for assim, isso significa que a casca de gelo de Europa é permeada por bolsões de água líquida em profundidades rasas (talvez ~1–3 km abaixo da superfície)[118]. Eles poderiam se formar pela migração de salmoura ou pelo derretimento causado pela flexão de maré. É importante notar que esses bolsões trariam a química do oceano para mais perto da superfície e poderiam ser alvos de futuros módulos de pouso (muito mais fáceis de amostrar do que perfurar dezenas de quilômetros de gelo)[117][119]. Culberg observou: “A presença de água líquida na casca de gelo sugeriria que a troca entre o oceano e a casca de gelo é comum”, o que poderia fazer circular nutrientes e energia para a vida[120][121]. E “água rasa significa que pode haver alvos mais fáceis para futuras missões fotografarem ou amostrarem, capazes de preservar evidências de vida”, sem a necessidade de acessar por completo o oceano profundo[120][121]. Em suma, a crosta de Europa talvez não seja um bloco sólido de gelo – pode ser um sistema dinâmico e estratificado de gelo e água, com geologia ativa. Isso se soma a evidências anteriores de gelo móvel: os terrenos caóticos (blocos desordenados, semelhantes a icebergs, em uma matriz congelada) provavelmente indicam áreas em que a casca de gelo derreteu parcialmente ou colapsou sobre lentes de água subsuperficiais[122] (um modelo proposto em 2011 por Schmidt e colaboradores).
A geologia da superfície de Europa é jovem (idade média inferior a ~60 milhões de anos) e é cortada por fraturas e cristas geradas por tensões de maré. Acredita-se que essas feições penetrem grande parte da casca de gelo, de 20–30 km de espessura, funcionando como condutos entre o oceano e a superfície. De fato, desde 2012, o Telescópio Espacial Hubble relatou detecções intermitentes de plumas de vapor d’água na região polar sul de Europa, que se elevariam talvez 100–200 km[123]. Em 2018, cientistas revisitaram os dados da sonda Galileo de 1997 e encontraram evidências in situ tentadoras de que a Galileo atravessou uma pluma – seu magnetômetro e seus sensores de plasma registraram uma perturbação compatível com partículas carregadas de uma pluma de água durante o sobrevoo próximo E12 de Europa[124][125]. Esse resultado de “dados antigos, novas evidências” sugere com força que Europa expele ativamente, de vez em quando, pequenas quantidades de seu oceano para o espaço[126][127]. (O vapor pode irromper por fissuras quando as tensões de maré são máximas.) Se essas plumas forem reais e contiverem material do oceano, elas oferecem às sondas uma forma de amostrar indiretamente o oceano de Europa ao atravessar a pluma – o que a futura missão Europa Clipper, da NASA (lançamento em 2024), pretende fazer, se possível. De qualquer modo, o oceano de Europa está confirmado por várias linhas de evidência (indução magnética, densidade, geologia da superfície) e estima-se que tenha ~100 km de profundidade sob o gelo, contendo de 2 a 3 vezes mais água do que os oceanos da Terra[128][129]. Esse oceano provavelmente está em contato com um fundo oceânico rochoso, o que possibilitaria fontes hidrotermais (como as de Encélado). Se há algum lugar além da Terra que possa abrigar vida atualmente, o oceano de Europa – mantido líquido pelo aquecimento de maré, enriquecido pela química entre rocha e água e possivelmente em intercâmbio com a superfície – é um dos principais candidatos.
A tectônica de gelo de Europa também intriga os geólogos. Há indícios de que um trecho da crosta foi deslocado e girado em 80° (“transposto como uma placa” para uma nova posição), o que sugere um comportamento semelhante ao de placas no passado de Europa. No entanto, ao contrário das placas da Terra, as de Europa podem ser episódicas e impulsionadas de baixo por ressurgências do oceano ou de gelo quente, já que a superfície fria é quebradiça. Europa não tem topografia elevada (é relativamente plana, com poucas áreas de relevo superior a algumas centenas de metros), provavelmente porque a crosta gelada pode fluir ao longo do tempo geológico. Só se veem algumas crateras de impacto, a maior com apenas ~50 km de diâmetro, o que reforça a reciclagem de uma superfície jovem. Além disso, a química da superfície mostra sais de sulfato e possivelmente compostos orgânicos depositados a partir do oceano ou do processamento por radiação de água oceânica ejetada – outra pista da comunicação entre o oceano subsuperficial e a superfície.
Olhando adiante, a Europa Clipper vai orbitar Júpiter e fazer ~50 sobrevoos próximos de Europa no início da década de 2030, levando um radar penetrante no gelo (para detectar bolsões de água), espectrômetros, câmeras de alta resolução e um magnetômetro para medir as propriedades do oceano. A missão JUICE, da ESA (lançada em 2023), também sobrevoará Europa duas vezes em 2032. Juntas, elas ampliarão muito as descobertas de 2015–2025 e provavelmente darão um retrato mais claro da geologia e da habitabilidade de Europa. Em meados de 2025, Europa se apresenta como um mundo de geologia ativa, manifestada em sua deformação superficial e em possíveis plumas, tudo proveniente de um oceano interno que a torna, em certo sentido, uma irmã da Terra por ter um oceano global de água e um interior ativo (embora encerrado em gelo).
As luas de Saturno: as paisagens de hidrocarbonetos de Titã e as plumas de Encélado
O sistema de Saturno oferece dois mundos especialmente notáveis para a geologia: Titã, com sua atmosfera espessa e um ciclo hidrológico à base de metano que esculpe uma paisagem semelhante à da Terra, e Encélado, uma pequena lua gelada com gêiseres criovulcânicos que jorram de um oceano subsuperficial. Esses corpos foram investigados intensamente pela sonda orbital Cassini (que explorou Saturno de 2004 a 2017), e os pesquisadores continuam a analisar o tesouro de dados da Cassini ao longo da década de 2020.
Titã – rios, lagos e possíveis criovulcões: Titã é único – a única lua com uma atmosfera densa (pressão de 1,45 atm) e com tempo meteorológico ativo. É muito mais frio que a Terra (superfície a ~94 K, –179 °C), de modo que metano e etano líquidos fazem o papel da água. Entre 2015 e 2025, as últimas observações da Cassini e as análises posteriores responderam a perguntas importantes sobre os líquidos da superfície de Titã e sugeriram atividade interna.
Um dos principais resultados foi a determinação das profundidades e da composição dos mares de Titã. O polo norte de Titã tem grandes lagos e mares de metano/etano líquidos, análogos aos lagos terrestres. O maior deles, Kraken Mare, é um mar maior que o mar Cáspio (tem cerca de 400.000 km² de área, cerca de 1,6 vez a área dos Grandes Lagos somados)[130]. No sobrevoo T104 da Cassini (2014), o altímetro de radar enviou pulsos à superfície e ao fundo do Kraken Mare em uma região de estuário (Moray Sinus). Os dados mostraram que o Moray Sinus tem ~85 m (280 pés) de profundidade, ao passo que a parte central do Kraken Mare é tão profunda que não se detectou nenhum eco de radar vindo do fundo – o que implica uma profundidade superior ao alcance do instrumento, de ~100–300 m[131][132]. Ao analisar a perda de sinal, os pesquisadores estimaram que a profundidade central do Kraken é de pelo menos 300 m (~1.000 pés)[133][134]. “O maior mar de Titã… contém cerca de 80% dos líquidos da superfície da lua”, observou o autor principal, Valerio Poggiali[135]. O líquido é uma mistura de metano e etano, mas, curiosamente, a composição do Kraken revelou-se dominada por metano, semelhante à do segundo maior mar, o Ligeia Mare[131][136]. Os cientistas esperavam que o Kraken (por ser maior e estar em latitude mais baixa) fosse mais rico em etano (um produto da quebra do metano atmosférico), mas ele parece não ser marcadamente diferente dos outros mares do norte[132][137]. Essa homogeneidade ajuda a restringir os modelos do ciclo hidrológico do metano em Titã. Os lagos e mares de Titã provavelmente se comunicam por aquíferos subterrâneos ou por trocas de vapor de metano através da atmosfera. O fato de nem todo o metano ter se transformado em etano e afundado sugere uma reposição de metano (já que a química movida pela luz solar converteria todo o metano em etano e outros produtos numa escala de tempo de ~10 milhões de anos[138]). A solução desse “enigma do metano” pode ser a liberação geológica de gases – talvez Titã tenha criovulcões ou reservatórios subterrâneos que liberam metano ao longo do tempo para reabastecer a atmosfera. A Cassini de fato encontrou formas de relevo candidatas a criovulcânicas: a mais notável é a região chamada Sotra Patera–Doom Mons. Ali, o mapeamento por radar revelou uma depressão de 1,7 km de profundidade e 30 km de largura (Sotra Patera) ao lado de duas montanhas com ~1 km de altura (Doom Mons e Erebor Mons) com feições lobadas semelhantes a fluxos ao redor[139][140]. Esse terreno lembra fortemente as caldeiras e os fluxos vulcânicos da Terra – só que feitos de gelo de água e outras lamas geladas, e não de rocha[141][139]. “A visão em 3D revela vários picos montanhosos, depressões profundas e fluxos em forma de dedos em Sotra Facula… parte do terreno lembra cones, crateras e fluxos vulcânicos da Terra”, relatou a equipe do USGS de Randolph Kirk[142][143]. Eles concluem que o criovulcanismo (vulcanismo de gelo) é a melhor explicação para essa feição – o que a torna “a melhor candidata até agora a vulcão de gelo em Titã”[141][139]. Dois picos com ~1.000 m de altura e uma caldeira de 1,7 km de profundidade sugerem a erupção de material que deixou um vazio (a caldeira) e construiu domos baixos[139][144]. Se for verdade, Titã tem (ou teve) calor interno suficiente para derreter gelo e expelir líquidos na superfície. Esse poderia ser o mecanismo que repõe o metano na superfície e na atmosfera: a decomposição de clatratos ou de hidrocarbonetos mais profundos, liberados por criovulcões. Isso também implica que o interior de Titã, embora frio, não está totalmente congelado – pode haver um profundo oceano subsuperficial de água rica em amônia que serve de fonte para o criovulcanismo. De fato, as medições gravimétricas da Cassini e a oscilação rotacional induzida de Titã indicam que Titã tem mesmo um oceano global a ~100 km de profundidade, espremido entre camadas de gelo.
Na superfície, a geomorfologia de Titã é, em alguns pontos, assustadoramente parecida com a da Terra. O radar e as imagens da Cassini mostraram canais fluviais dendríticos esculpidos em colinas, leques aluviais e até dunas de areia. A região equatorial de Titã tem vastos campos de dunas de material orgânico escuro (hidrocarbonetos complexos), com dunas lineares de até 100 m de altura e dezenas de quilômetros de comprimento, moldadas por ventos constantes. Perto dos polos, a Cassini identificou feições de linha de costa, vales fluviais ramificados e até episódios de chuva (foram observadas nuvens e manchas escurecidas na superfície), o que confirma um ciclo meteorológico ativo. Em 2016, a Cassini observou o fenômeno da “Ilha Mágica”: feições brilhantes transitórias no Ligeia Mare que apareciam e desapareciam, provavelmente devido a chuva de metano causando ondas ou a bolhas de gás flutuantes no mar[145]. Titã tem, assim, interações ativas entre superfície e atmosfera – os rios correm quando chove metano, os lagos se enchem e evaporam, e os ventos transportam areia.
Um análogo notável da Terra foi encontrado em 2013, quando os dados do altímetro de radar da Cassini sugeriram a presença de cânions cheios de líquido em Titã. São cânions com 300–700 m de profundidade (perto do Ligeia Mare), onde as reflexões de radar indicaram metano/etano líquido escoando no fundo (o que faz deles o “Grand Canyon de Titã”). O líquido é extremamente liso para o radar e preenche os canais quase até a borda, o que implica um nível do mar estável que se conecta aos lagos principais. Isso dá uma ideia da crosta de Titã: ela é resistente o bastante para sustentar paredes de cânions íngremes, possivelmente graças a um embasamento rígido de gelo de água.
A geologia de Titã está intimamente ligada ao seu clima. Ao longo de dezenas de milhares de anos (os ciclos orbitais de Titã), a distribuição do aquecimento solar muda, possivelmente transferindo metano de um polo a outro e levando a subidas e descidas cíclicas do nível dos mares. De fato, o polo sul de Titã tem bacias de lagos vazias e feições que sugerem que ele secou e que estamos agora em um período pluvial de verão no norte.
Em resumo, entre 2015 e 2025 Titã se revelou geologicamente rico: tem erosão fluida ativa, um ciclo “hidrológico” completo (com metano como fluido de trabalho), uma geologia de estado sólido com feições de aspecto tectônico (cadeias de montanhas de até ~3 km de altura, originadas de tensão ou contração antigas) e, possivelmente, atividade interna em curso que libera metano. Como brincou um cientista da Cassini, “Titã representa um ambiente modelo de uma possível atmosfera da Terra primitiva”[130] – só que em congelamento profundo. Com a aeronave de rotores Dragonfly, da NASA, prevista para visitar Titã na década de 2030, a futura geologia in situ vai sondar as dunas e os prováveis depósitos criovulcânicos em busca de química orgânica complexa e de pistas sobre o passado geológico de Titã.
Encélado – gêiseres criovulcânicos e oceano hidrotermal: a pequena lua Encélado (500 km de diâmetro) surpreendeu o mundo quando a Cassini descobriu seus gêiseres do polo sul, em 2005. Mais de 100 jatos de vapor d’água e partículas de gelo saem de quatro fraturas chamadas “listras de tigre”, o que indica uma fonte interna de água líquida. Na última década, os mergulhos profundos da Cassini na pluma de Encélado (sobretudo o sobrevoo E-21, de 2015) detalharam sua composição e forneceram evidências de um fundo oceânico hidrotermalmente ativo sob o gelo de Encélado.
O espectrômetro de massa da Cassini (INMS) e o analisador de poeira cósmica (CDA) constataram que a pluma é composta principalmente de água, mas contém ~1% de outros voláteis e partículas minúsculas[146][147]. Em especial, em 2017 os cientistas relataram que a pluma contém grande quantidade de hidrogênio molecular (H₂)[148][149]. A melhor explicação para esse H₂ são as reações entre água e rocha no fundo do oceano – mais precisamente, água quente reagindo com rochas ricas em ferro por serpentinização, processo que produz H₂[148][149]. A Cassini também detectou partículas de sílica de tamanho nanométrico no anel E de Saturno (que é criado pela pluma de Encélado)[150][151]. Esses grãos de sílica (SiO₂) provavelmente se formam quando fluidos hidrotermais alcalinos se misturam com água mais fria – exatamente o que acontece em torno das fontes hidrotermais no fundo dos oceanos da Terra, onde a sílica precipita do contato entre rocha quente e água do mar. A presença desses materiais sugere que a água do oceano de Encélado circula por um núcleo rochoso a temperaturas talvez de ~90 °C ou mais, lixiviando minerais[150][151]. “A descoberta recente de nanopartículas de sílica provenientes de Encélado mostra a presença de reações hidrotermais em curso no interior”, escreveu um artigo de 2015 da Nature Communications[150][151]. Isso é profundo: Encélado tem um oceano subsuperficial global (com ~30–40 km de profundidade) sob uma casca de gelo de ~20 km de espessura nos polos (mais espessa no equador), e o oceano provavelmente é quente no fundo devido ao aquecimento de maré no núcleo[152]. Esse ambiente – água + calor + minerais + moléculas orgânicas (também detectadas na pluma) – cumpre praticamente todos os requisitos de habitabilidade. Em 2017, a NASA anunciou que o oceano de Encélado tem uma possível fonte de energia para a vida: ao encontrar H₂, os pesquisadores observaram que micróbios metanogênicos da Terra poderiam usar H₂ + CO₂ para produzir metano para seu metabolismo[146][153].
Do ponto de vista geológico, o terreno polar sul de Encélado é um local de criovulcanismo ativo. As “listras de tigre” são fraturas de 130 km de comprimento por onde o oceano escapa. A região é quente (medida em até ~190 K em alguns pontos, muito acima dos ~70 K do restante de Encélado) e mostra renovação significativa da superfície: o polo sul quase não tem crateras de impacto e parece coberto por material depositado das plumas (gelo brilhante, semelhante a neve). Os dados de gravidade e de rotação da Cassini revelaram uma leve oscilação compatível com uma casca de gelo que não está congelada ao núcleo – o que confirma um oceano global que desacopla a casca[152]. Os modelos indicam que ~20–30 GW de calor devem vir do interior para sustentar as plumas (parte desse calor é observada como emissão térmica). Como Encélado gera e transporta tanto calor ainda é objeto de pesquisa – provavelmente por uma combinação de atrito de maré no núcleo e, talvez, uma física exótica de percolação de água.
A atividade em curso de Encélado faz dele um alvo prioritário da astrobiologia. Ao contrário de Europa, Encélado convenientemente lança seu oceano no espaço, o que facilita a amostragem. A Cassini realizou, na prática, uma degustação remota do oceano, detectando não só H₂, mas também orgânicos como metano, amônia, monóxido de carbono, compostos orgânicos simples e complexos (possivelmente até traços de benzeno). Um estudo de 2018 encontrou novos compostos orgânicos complexos na pluma – alguns com massas acima de 200 amu –, potencialmente originados da química hidrotermal ou de uma espuma marinha rica em compostos orgânicos ejetada do oceano[154][155]. Os próximos passos são conceitos de missão que voltariam a Encélado para analisar a pluma com mais detalhe e procurar biomoléculas ou até sinais de vida.
Do ponto de vista geológico, Encélado apresenta claramente tectônica e renovação da superfície em curso, impulsionadas pelo aquecimento de maré de sua órbita. A crosta polar sul se flexiona o suficiente para abrir e fechar periodicamente as fissuras das listras de tigre (a Cassini observou que a intensidade da pluma varia com a posição de Encélado em sua órbita, sendo mais forte quando as fissuras são abertas pela tração). A superfície da lua fora dos polos também mostra cristas tectônicas, fraturas e planícies relativamente jovens, embora as latitudes médias e o hemisfério dianteiro sejam mais antigos e tenham mais crateras (ainda assim, nenhuma é extremamente grande; a maior cratera tem ~35 km). Encélado provavelmente tem uma distribuição assimétrica de calor (concentrada no polo sul e nula no polo norte – por que só um polo é ativo é um mistério não resolvido; talvez a situação tenha se invertido no passado, ou o aquecimento pela excentricidade de maré se concentre ali). De qualquer forma, Encélado se destaca como um minúsculo mundo gelado com atividade geológica que rivaliza com a de um planeta, na prática um análogo de uma mini-Europa, mas com acesso mais fácil ao seu oceano.
As descobertas de 2015–2025 – sobretudo a confirmação da atividade hidrotermal – consolidaram a visão de Encélado como um dos lugares mais habitáveis além da Terra. Como disse Linda Spilker, cientista do projeto Cassini, “É a cereja do bolo. Encélado tem quase todos os ingredientes necessários para sustentar a vida como a conhecemos”. Missões futuras (como a proposta “Enceladus Orbilander”) pretendem procurar vida diretamente em sua pluma na década de 2040.
Plutão e além: planícies de gelo e criovulcões em planetas anões
Por fim, vale destacar a geologia revolucionária revelada em Plutão (visitado pela New Horizons em 2015). Embora Plutão seja um planeta anão do Cinturão de Kuiper (não uma lua nem um planeta propriamente dito), sua geologia, a partir das descobertas de 2015, é impressionante e relevante para os processos do Sistema Solar externo. Plutão tem uma geleira de nitrogênio sólido (Sputnik Planitia) que está em convecção ativa, renovando a própria superfície, essencialmente uma “lâmpada de lava” de nitrogênio sólido que se revira por causa do calor interno. Polígonos de ~33 km de largura cobrem a Sputnik Planitia e são interpretados como células de convecção no gelo de nitrogênio que sobem e descem em uma camada de ~7–10 km de espessura[156][157]. Essa superfície não tem crateras de impacto – uma busca feita pela New Horizons não encontrou nenhuma, o que implica uma idade inferior a 10 milhões de anos[158][159] (e um modelo das taxas de sublimação sugere que ela possa ter até ~180.000 anos[160]!). Assim, Plutão é geologicamente ativo hoje, provavelmente movido pelo lento resfriamento de um oceano interno ou pelo calor residual do decaimento radioativo. Em torno de Sputnik Planitia há montanhas de gelo de água de até 4–6 km de altura (o gelo de água se comporta como rocha-base na temperatura de 38 K de Plutão). Um dos conjuntos de montanhas, o Tenzing Montes, chega a ~6,2 km de altura perto da borda oeste de Sputnik.
A New Horizons também descobriu possíveis criovulcões. Dois grandes montes, o Wright Mons e o Piccard Mons, se destacam. O Wright Mons tem ~150 km de largura, com uma enorme depressão central, e se eleva ~4–5 km acima das planícies ao redor[161][162]. O Piccard é ainda maior (~7 km de altura e 225 km de largura)[161][163]. Eles têm uma superfície ondulada e acidentada e não têm crateras de impacto, o que sugere que foram construídos pelo acúmulo de fluxos criovulcânicos relativamente recentes de gelo de água misturado com voláteis mais moles[162][164]. Em 2022, um estudo da Nature conduzido por Kelsi Singer e colaboradores relatou que a área em torno do Wright Mons e do Piccard Mons parece ter sido renovada por várias erupções criovulcânicas ao longo do tempo, com uma idade superficial possivelmente tão jovem quanto 1 bilhão a 100 milhões de anos (com base na contagem de crateras, que são escassas ali)[161][162]. Os autores descrevem grandes campos lobados – com dezenas de quilômetros de extensão – do que parece ser “criolava” congelada (uma mistura pastosa de gelo de água e talvez amônia/metanol, que reduz o ponto de congelamento) que fluiu e depois se solidificou[161]. Esses fluxos se acumulam em montes com depressões, e não nas caldeiras nítidas dos vulcões rochosos, mas ainda assim indicam que Plutão foi geologicamente ativo em um passado relativamente recente. “Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto” é o modo como o artigo de Singer resumiu a conclusão[165]. A presença dessa atividade sugere que o interior de Plutão se manteve mais quente do que o esperado – provavelmente devido a um oceano subsuperficial que, ao congelar parcialmente, pode empurrar água para a superfície, ou a camadas isolantes de clatratos.
Além disso, a superfície de Plutão mostra falhas tectônicas colossais e grabens (por exemplo, Virgil Fossa) com centenas de km de comprimento, interpretados como sinais de uma expansão global – compatível com um oceano subsuperficial que congelou e se expandiu (a água se expande ao congelar)[166][167]. Na grande lua de Plutão, Caronte, a New Horizons revelou um cinturão tectônico ainda mais dramático: a Serenity Chasma, parte de um sistema de fraturas com 1.800 km de comprimento e até 7,5 km de profundidade que circunda o equador de Caronte[168][169]. Para dar uma ideia, os abismos de Caronte são 4,5 vezes mais profundos do que o Grand Canyon da Terra[170][171]. Essa gigantesca feição tectônica de “afastamento” provavelmente se formou quando o oceano interno de Caronte congelou, se expandiu e rachou a crosta, literalmente “a superfície de Caronte se fraturou ao se esticar”[172][173]. A tectônica desses corpos pequenos demonstra que até mundos gelados distantes sofrem poderosas forças geológicas se tiverem interiores de água líquida que mudam de fase ou de volume.
O ponto central é que a atividade geológica não é exclusiva dos planetas terrestres – até objetos distantes, frios ou minúsculos podem ser dinâmicos. Entre 2015 e 2025, aprendemos que o criovulcanismo (vulcanismo de gelo) é um tema comum no Sistema Solar externo, de Europa e Encélado a Titã, Plutão e talvez Tritão (a Voyager viu os gêiseres de nitrogênio de Tritão em 1989, e provavelmente também existe ali um oceano subsuperficial). Cada mundo tem sua peculiaridade: Encélado lança água em jatos pelas listras de tigre; Europa se flexiona e possivelmente subduz placas de gelo; em Titã chovem hidrocarbonetos e talvez seja extrudida lama gelada; Plutão constrói montanhas de vulcões de gelo; Tritão tem gêiseres de nitrogênio.
Conclusão
A última década enriqueceu profundamente a nossa compreensão da geologia planetária além da Terra. Hoje reconhecemos que os processos geológicos são diversos e difundidos no Sistema Solar: rochas e gelos podem derreter, fluir, rachar e explodir em ambientes que vão do calor escaldante de 470 °C em Vênus ao frio glacial de –230 °C em Plutão. O vulcanismo não se limita ao magma silicático – pode ser de enxofre em Io ou de água e amônia em um mundo gelado. A tectônica não precisa envolver movimentos de placas – pode ser a contração global de uma única placa em Mercúrio, o estiramento da crosta em Marte e em Caronte, ou a convecção da casca de gelo em Europa. Os ciclos sedimentares ocorrem com água em Marte e com metano em Titã. Até a presença de oceanos – antes considerada exclusiva da Terra – é hoje evidenciada em vários corpos (Europa, Encélado, Titã, Ganimedes, provavelmente Plutão e Tritão, possivelmente Calisto e outros), movendo a geologia de maneiras surpreendentes.
Esta era (2015–2025) de exploração planetária foi especialmente fértil: a MESSENGER encerrou sua missão em Mercúrio com revelações de um planeta que ainda está encolhendo; os dados da Venus Express e da Magellan nos mostraram que Vênus tem vulcões ativos hoje; o Curiosity e o Perseverance pintaram um quadro detalhado do passado aquoso de Marte e indicaram atividade em curso (terremotos, talvez erupções recentes); a Juno nos deu lugares na primeira fila para as explosões vulcânicas de Io e novos dados sobre o gelo de Europa; o desfecho da Cassini confirmou que os mares de Titã são profundos e que o oceano de Encélado é habitável; e a New Horizons revelou a superfície assombrosamente jovem de Plutão, moldada por gelos em convecção e por criovulcões. Cada descoberta traz resultados quantitativos dignos de nota – por exemplo, as escarpas de 3 km de altura e as falhas de 1.000 km de Mercúrio; o conduto de Vênus que cresceu de ~2,2 para ~4 km² em 8 meses; a erupção em Marte de cerca de 50 mil anos atrás, cobrindo uma área de 8 milhas; a erupção de 80 TW de Io, que abrangeu 100 mil km²; as cristas duplas de Europa, com ~300 m de altura, originadas de bolsões de água a ~1 km de profundidade; o Kraken de Titã, com pelo menos 300 m de profundidade e 80% dos líquidos da superfície; a pluma de Encélado, com ~1% de H₂ em volume, indicando fontes a 90 °C; as planícies em convecção de Plutão, com menos de 10 milhões de anos, e seus vulcões de gelo de 4 km. Esses números medem fenômenos que, até pouco tempo atrás, eram apenas especulação.
O mais importante é que essas descobertas alimentam novas missões e estudos. Com a Mars Sample Return, a Europa Clipper, a Dragonfly (aeronave de rotores para Titã) e propostas de missões a Encélado, Io e Vênus, as décadas de 2020 e 2030 vão testar ainda mais a nossa compreensão. A última década mostrou que a geologia planetária é um campo vibrante e em evolução – os planetas e luas “mortos” estão muito vivos, cada um à sua maneira. Como vimos, às vezes dados antigos podem render novas descobertas (por exemplo, dados de décadas atrás da Magellan e da Galileo que revelaram atividade em Vênus e em Europa), o que nos lembra de continuar examinando os registros. Os próximos anos prometem aprofundar esses conhecimentos: por exemplo, esperamos que os dados sísmicos do InSight (ainda em análise) revelem o estado do núcleo de Marte, que a Clipper possa flagrar as plumas de Europa em ação e que a Dragonfly colete amostras de material orgânico em uma duna de Titã. Cada uma delas certamente levantará novas perguntas. Mas uma lição geral de 2015–2025 é clara: a geologia é um processo universal – onde quer que haja energia (interna ou externa) e materiais (rocha, gelo ou gás), corpos planetários grandes e pequenos passarão por mudanças. Os outros mundos do nosso Sistema Solar não são esferas estáticas, mas lugares dinâmicos, com vulcões, terremotos, deslizamentos, geleiras e talvez até ingredientes para a vida, que refletem os mesmos processos físicos em cenários inéditos. Ao explorá-los, não apenas saciamos a curiosidade, mas também erguemos um espelho para os capítulos primordiais e extremos da história do nosso próprio planeta.
Referências
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- Steigerwald, W. (NASA) (setembro de 2021). “NASA confirms thousands of massive, ancient volcanic eruptions on Mars.” – Resumo de Whelley et al. 2021 (supererupções de Arabia Terra). Milhares de caldeiras de supervulcões formadas há ~4 Ga, com cada erupção liberando centenas de quilômetros cúbicos de cinzas[81][82].
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- ESA (setembro de 2020). “Mars Express finds more underground water on Mars.” – Anunciou três novas “lagoas” de água subglaciais perto do lago de 2018 sob o polo sul. O maior lago tem ~20×30 km e fica a ~1,5 km abaixo do gelo[62].
- Orosei, R. et al. (2018). “Radar evidence of subglacial liquid water on Mars.” Science 361, 490–493. – Detecção original, pelo MARSIS, de um lago de salmoura sob o gelo, com 20 km de largura, no polo sul de Marte. (Citado nos comunicados da ESA de 2018/2020[61][63].)
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- Mura, A. et al. (2025). Juno JIRAM observation of Io’s thermal emission. – Conforme citado pelo SciTechDaily: detector saturado por um ponto quente extremo, o que implica vários condutos adjacentes, a erupção mais intensa já registrada[103][179].
- de Kleer, K. & de Pater, I. (2017). “Io’s Loki Patera: Modeling of three brightening events in 2013–2016.” Icarus 289, 181–198. – Observou a periodicidade de ~475 dias das erupções de Loki Patera e outras variabilidades dos vulcões de Io.
- Culberg, R. et al. (2022). “Double ridge formation over shallow water sills on Jupiter’s moon Europa.” Nature Comm. 13, 3063. – Estudo com análogo na Groenlândia: as cristas duplas de Europa (de até ~300 m de altura, separadas por 0,5–1 km) provavelmente se formam pelo recongelamento de lentes de água rasas, a menos de ~1 km de profundidade[116][120].
- Reuters (20 de abril de 2022). “Europa’s similarity to Greenland hints Jupiter moon could harbor life.” – Matéria de W. Dunham sobre Culberg 2022. Explica o “formato de M” da crista e os bolsões de água a ~0,9 km de profundidade; citações: “quantidades copiosas de água líquida perto da superfície”[115][120].
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- Moore, J. et al. (2016). “The geology of Pluto and Charon through the eyes of New Horizons.” Science 351, 1284–1293. – Geologia detalhada: o Wright Mons, com ~4 km de altura, é provavelmente um criovulcão[164]; o Piccard tem ~7 km. As falhas de Plutão indicam expansão global causada pelo congelamento do oceano[168][172].
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- Astronomy Now (fevereiro de 2016). “Did Pluto’s moon Charon possess an ancient subsurface ocean?” – Comunicado da New Horizons: o sistema de abismos de Caronte, com 1.100 milhas de comprimento e 4,5 milhas de profundidade, indica um oceano que congelou e se expandiu, empurrando a superfície para fora[170][182].
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