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O presidente Russo Vladimir Putin assinou um decreto a dissolver a Agência Espacial Federal do país, em linha com a criação da Roscosmos, corporação estatal, disse segunda-feira o serviço de imprensa do Kremlin. 

A agência será dissolvida de acordo com a lei federal de 13 de Julho de 2015, de acordo com o decreto presidencial, publicado no site oficial do Kremlin.

O decreto entra em vigor a 1 de Janeiro de 2016.

Sob o decreto, o governo Russo é obrigado a responder à continuidade do funcionamento da agência.

De acordo com a lei, no futuro próximo o governo deve levar a cabo procedimentos de liquidação, bem como dar aos empregados da agência garantias legais e compensações.

A característica marcante nesta imagem, feita pela câmara de alta resolução (HiRiSe) na sonda Mars Reconnissance Orbiter a 19 de Março de 2014, é um deslizamento de terra, coberto de pedra ao longo de uma parede do desfiladeiro.

Os deslizamentos ocorrem quando as ravinas íngremes cedem, enviando uma massa de solo e rochas pela colina abaixo, deixando para trás uma escarpa no topo do declive.

A massa de material fica inerte quando atinge o declive mais abaixo, formando um conjunto de material rochoso que termina numa ponta bem pronunciada.

O declive é relativamente fresco, dado que grandes pedregulhos ainda se mantém acima do depósito principal.

Adicionalmente, enquanto algumas pequenas crateras de impacto estão visíveis na derrocada, elas são mais pequenas e em menor numero do que as que rodeiam o desmoronamento.

A própria escarpa também parece recente, comparado com o resto da ravina; ela também com pedregulhos e uma topografia mais variada que o terreno poeirento adjacente.

A norte da escarpa desmoronada está uma 'cicatriz' de forma similar à da ravina, no entanto não há material de desmoronamento no vale abaixo dela.

O depósito do deslizamento mais velho foi removido ou enterrado; outra indicação do relativamente recente deslizamento do conjunto de pedregulhos da fotografia.

O hidrogénio é o elemento mais abundante no universo, e o maior composto das estrelas, tal como o Sol e tal como os planetas gigantes gasosos Júpiter e Saturno. Em anos recentes, o comportamento de hidrogénio a altas temperaturas em pressões elevadas tem estado presente num reino de interesse, não só pela ciência planetária, mas também para campos, como o da ciência dos materiais, com o propósito de atingir uma sociedade baseada na energia do hidrogénio.

No entanto, uma vez que o hidrogénio é um elemento altamente difuso e altamente reactivo, é difícil manter com estabilidade a alta-temperatura.

Um grupo de pesquisa da Universidade de Osaka, Japão, e do Instituto de Tecnologia de Tóquio, criaram com sucesso tecnologia que estabiliza o hidrogénio a alta temperatura, em ambiente de alta pressão, sem reacções químicas com matéria a rodear.

Katsuya Shimizu, Professor da Universidade de Osaka University e Kenji Ohta, do Instituto de Tecnologia de Tóquio em colaboração com o Instituto de Pesquisa Radiação e Sincotrão do Japão investigaram a transformação de fase do hidrogénio de fluido quente e denso usando um aparelho de aquecimento laser de alta pressão estático numa célula bigorna-de-diamante.

Os resultados mostraram anomalias na eficiência de aquecimento que são provavelmente atribuídas à transição de fase de um fluido de hidrogénio diatómico para monoatómico (transição de fase de plasma) numa amplitude de pressão entre 82 e 106 GPa. Este estudo impõe condições mais apertadas na fronteira da transição de fase e localização do plasma de hidrogénio, e sugere pontos críticos mais altos que o previsto em cálculos teóricos.

A transição de fase de plasma, observada a alta-temperatura, num fluido de hidrogénio de alta densidade, pode estar fortemente relacionada com a transição do metal isolado, e estes resultados podem levar à clarificação da estrutura interna e campo magnético dos planetas de gás feitos primariamente de hidrogénio, como Júpiter e Saturno.

Adicionalmente, é esperado que a clarificação da correlação entre temperatura e pressão no hidrogénio possa levar à síntese de um hidrogénio metálico sólido no qual a transição supercondutiva se espera tenha lugar a uma temperatura relativamente alta, ou perto à temperatura ambiente.

Em 2013, a missão lunar não tripulada, Chang'e-3, pousou na parte norte da mare Imbrium, uma da mais proeminente base de impacto, cheia de lava, visível da Terra.

Foi um belo local de alunagem, diz Bradley L. Jolliff, PhD e professor na Universidade de St. Louis, que é um participante numa colaboração educacional que ajudou a analisar os dados da missão da Chang'e-3. A sonda pousou numa planície basáltica lisa, perto de uma relativamente nova, cratera de impacto (agora oficialmente denominada cratera Zi Wei), que escavou convenientemente a base rochosa debaixo do regolito, para o rover Yutu estudar

Desde que o programa Apollo terminou, a exploração lunar Americana tem sido realizada principalmente de órbita. Mas sensores orbitais detectaram que o regolito (a parte superficial da camada fragmentada da rocha) que escurece a Lua, é um regolito que é normalmente uma mistura de interpretação difícil.

Porque a Chang'e-3 alunou numa relativamente camada nova de corrente de lava, a camada do regolito tem uma parte fina e não misturada com detritos de outras partes. Assim, parece-se de perto com a composição da camada de rocha que existe por baixo. Esta característica torna o local uma localização ideal para análises comparativas no local detectadas por satélites em órbita.

'Agora temos um "fundo de verdade" para as nossas detecções remotas, uma amostra bem caracterizada, numa localização chave,' disse Jolliff. ' Vemos o mesmo sinal de órbita em outros locais, deste modo sabemos agora que esses outros locais provavelmente têm basaltos semelhantes.'

Os basaltos do local da Chang'e-3, também são afinal diferentes de tudo o resto que a Apollo e as missões Luna nos deram.

'A diversidade diz-nos que o manto superior da Lua é muito menos uniforme em composição do que a Terra,' disse Jolliff. 'E  relacionando a química com a idade, podemos observar que o vulcanismo lunar mudou ao longo do tempo.'

Duas parcerias foram envolvidas na recolha e análise destes dados, publicado na revista Nature Communications a 22 de Dezembro. Cientistas de um numero de instituições Chinesas envolvidas da missão Chang'e-3, formaram uma parceria; a outra foi uma já longa parceria educacional entre a Universidade Shandong em Weihai, China, e a Universidade Washington, St. Louis, EUA.

Um mistério mineralógico
A Lua, que se pensa ter sido criada por uma colisão de um planeta do tamanho de Marte com a Terra, começou como um corpo derretido, ou parcialmente derretido, que se dividiu à medida que arrefeceu em crosta, manto e núcleo. Mas a criação de calor a partir da decadência de elementos radioactivos no interior que voltou a derreter partes do manto, que começou a entrar em erupção alguns 500 milhões de anos depois da formação da Lua, derretendo crateras de impacto e bases para formar as maria, a maioria das quais estão no lado da Lua virados para a Terra.

As missões Apollo Americanas (1969-1972) e as missões Luna Russas (1970-1976) trouxeram amostras de basalto de um período de pico de vulcanismo, que ocorreu há 3,000 a 4,000 milhões de anos atrás. Mas o mare Imbrium, onde a Chang'e-3 alunou, contém algumas das mais recentes enchentes - 3,000 milhões de anos ou ligeiramente menos.

Os basaltos trazidos de volta pelas missões Apollo e Luna tinham ou um alto teor de Titânio ou um baixo valor de titânio; valores intermédios estavam em falta. Mas medidas feitas pelo espectrómetro de raio-x partículas-alfa e pela câmara hiperespectral perto de infravermelhos a bordo do rover Yutu, indicam que os basaltos na Chang'e-3 eram intermédios em titânio, como também ricos em ferro, disse Zongcheng Ling, PhD, e professor associado na Escola de Ciência Espacial e Física, na Universidade Shandong em Weihai, e principal autor do artigo.

O titânio é especialmente útil no mapeamento e entendimento do vulcanismo na Lua porque varia tanto em concentração, desde menos de 1 unidade de peso percentual TiO2 até 15 por cento. Esta variação reflecte diferenças significativas nas regiões da fonte do manto que derivam do tempo quando o primeiro oceano de magma primeiro solidificou.

Os minerais cristalizam a partir do magma basáltico numa certa ordem, explicou Alian Wang, PhD, e professor de pesquisa na terra e ciências planetárias na Universidade de Washington de Ciências e Artes.

Tipicamente, o primeiro a cristalizar são dois minerais ricos em magnésio e ferro (olivina e piroxeno) que são ambos um pouco mais densos que o magma e que se afundam através dele, então um mineral (plagioclásio feldspato), que é menos denso e flutua até à superfície. Este processo de separação por cristalização levou à formação do manto e crosta da Lua à medida que o oceano de magma arrefeceu.

O titânio terminou num mineral chamado ilmenite (FeTiO3) que normalmente não cristaliza até uma altura muito tardia, quando talvez somente 5 por cento do derretimento original se mantém. Quando finalmente cristaliza, o material rico em Ilmenite, que é igualmente denso, afunda até ao manto, formando áreas ricas em titânio.

'A distribuição variável de titânio na superfície da Lua sugere que o interior da Lua não foi homogeneizado,' disse Jolliff. 'Ainda estamos a tentar entender como é que isto aconteceu exactamente. Talvez tenha existido grandes impactos durante a fase do oceano de magma que iniciou a formação do manto.'

Outra pista do passado da Lua
A história foi outra volta que também diminui a importância de verificar os dados orbitais contra a verdade do solo. Os dados remotos detectados pela Chang'e-3 no local de alunagem mostraram que era tão rica em olivina como em titânio.

Isso não faz qualquer sentido, disse Wang, porque a olivina normalmente cristaliza cedo e a ilmenite rica em titânio cristaliza tarde. Encontrar rochas que são ricas em ambos é um pouco estranho.

Mas Yutu resolveu igualmente este mistério. Na olivina, o silício está emparelhado tanto com o magnésio ou com o ferro, mas o rácio destes dois elementos é bastante variável nas diferentes formas do mineral. A olivina formada inicialmente seria rica em magnésio, enquanto que a olivina detectada pelo Yutu tem uma composição que vai do intermédio em ferro, ao rico em ferro.

'Isso faz mais sentido.' disse Jolliff. 'porque a olivina enriquecida em ferro e a ilmenite são mais prováveis de acontecer juntas.

'Ainda tem de explicar como se tem uma rocha rica em olivina e rica em ilmenite. Uma maneira de fazer isso será misturando ou hibridizar, duas fontes diferentes,' referiu.

Os cientistas inferiram que numa fase tardia da cristalização do oceano de magma, o piroxeno rico em ferro e a ilmenite, que se formaram tarde e no limite da crosta-manto, podem ter começado a afundar e formando cedo a olivina rica em magnésio que pode ter começado a subir. À medida que ocorreu, os dois minerais podem-se ter misturado e hibridizado.

'Dados estes dados, esta é a nossa interpretação,' disse Jolliff.

De qualquer modo, é claro que estes basaltos acabados de caracterizar, revelam uma Lua mais diversa que aquela que saiu dos estudos das missões Apollo e Luna. Detecção remota sugere que há basalto mais jovem e diverso na Lua, esperando por futuras missões robóticas e humanas de exploração para investigação, disse Jolliff.

Com a produção de 50 gramas de plutónio-238, pesquisadores do Departamento de Energia de Oak Ridge National Laboratory (ORNL) restauraram a capacidade produtiva de plutónio-238 Americana, adormecida durante perto de 20 anos, e deram rumo a capacidade de dar energia à NASA e a outras missões.

O plutónio-238 produz calor à medida que decai e pode ser usado em sistemas que dão energia a instrumentos de naves. A nova amostra, que é o mesmo pó de oxido usado na manufactura de fontes de aquecimento, representam a primeira demonstração de capacidade de Norte-Americana de produção de plutónio-238 desde que a Central de River Savannah terminou produção no final dos anos 1980's.

Pesquisadores irão analisar as amostras de pureza química do conteúdo de plutónio-238, depois verificar modelos de eficiência de produção e determinar se será necessário fazer ajustes antes de aumentar a produção.

'Uma vez automatizado e escalado o processo, os EUA terão uma capacidade de longo alcance para produzir sistemas com o poder de radioisótopos, tal como os usados por missões da NASA para exploração espacial profunda,' disse Bob Wham, que lidera o projecto do laboratório Nuclear de Segurança e Divisão de Tecnologia de Isótopo.

O sucesso de Wham e uma equipa de engenheiros e técnicos na ORNL chega dois anos depois da NASA começar a distribuir fundos de 15 milhões por ano para voltar a dar a capacidade do departamento de fazer plutónio-238.

A produção iniciou-se no Laboratório Nacional de Idaho, que armazena o inventário existente de neptúnio-237 e envia conforme necessário para o ORNL. Os engenheiros misturam o óxido de neptúnio-237 com alumínio e pressionam a mistura em bolinhas de alta-densidade. Usaram o Alto Reactor de Fluxo de Isótopos para irradiar as bolinhas, criando neptúnio-238, que começa a decair rapidamente, tornando-se plutónio-238.

As bolinhas irradiadoras são depois dissolvidas e o pessoal da ORNL utiliza um processo químico para separar o plutónio do restante neptúnio. O plutónio é convertido em óxido e enviado para o Laboratório Nacional de Los Alamos, onde o material será armazenado até ser necessário para uma missão. O restante neptúnio é reciclado para novos alvos para produzir mais plutónio-238.

Há actualmente apenas 35 Kg de plutónio-238 colocados de lado para missões da NASA, e apenas metade deste fornecimento vai ao encontro das especificações necessárias. Isto é suficiente para dar poder a duas ou três missões da NASA durante os anos de 2020's. Felizmente, o material adicional que será produzido na ORNL pode ser fundido com a porção existente, que não vai ao encontro das especificações, de modo a usar no inventário existente.

Com a continuação dos fundos da NASA, os laboratórios nacionais de Oak Ridge e Idaho podem assegurar as necessidades da NASA, produzindo inicialmente 300 a 400 gramas de material por ano, e posteriormente, com a automação do processo, um aumento para 1,5 Kg por ano.

'Com a produção inicial do óxido de plutónio-238, demonstrámos que o nosso processo funciona e que estamos prontos a mover para a próxima fase da missão,' disse Wham.

A próxima missão da NASA planeada para o uso de um gerador termoeléctrico de radioisótopos, é no Mars Rover 2020, que está planeado ser lançado em Julho de 2020. A missão irá procurar sinais de vida em Marte e irá testar tecnologia para a exploração humana e reunirá amostras de rochas e solo que poderão ser trazidas de volta à Terra.

Quando o Sol brilha na cratera Occator, na superfície do planeta anão Ceres, uma espécie de névoa fina aparece por cima da mancha brilhante. Isto pode ser visto numa série de imagens realizadas pela câmara a bordo da sonda da NASA, Dawn, cujos os pesquisadores do Instituto Max Plank para a Pesquisa do Sistema Solar, publicaram a 9 de Dezembro de 2015, na revista Nature.

A névoa indica que água gelada pode existir perto à superfície. A mancha brilhante na cratera Occator, contém provavelmente sulfatos de magnésio, uma classe de sais minerais. Muitas das outras áreas claras da superfície de Ceres, consistirão provavelmente somente de sais minerais secos. Os novos resultados mostram que desde o início do sistema solar, a água congelada tem sido capaz de se manter, não só nos destinos mais longínquos, mas também no comparavelmente mais próximo cinturão de asteróides.

Uma fronteira invisível ocorre entre os planetas rochosos do sistema solar interior e os gigantes gasosos mais distantes. Há cerca de 4,500 milhões de anos, água e outras substâncias voláteis, evaporaram de regiões próximas do Sol deixando para trás os planetas interiores Mercúrio, Vénus, Terra e Marte como mundos rochosos e secos. Só muito longe do Sol estas substâncias poderiam permanecer intactas.

Elas existem até hoje nos planetas gasosos e nas suas luas geladas. Até a água na Terra é uma migrante recente dessa região distante. Mas onde está exactamente a linha de gelo localizada actualmente, e onde estava no passado? Onde é que no Sistema Solar a água gelada foi capaz de sobreviver?

A sonda Dawn da NASA está à procura de resposta para estas questões no cinturão de asteróides - uma região entre as órbitas de Marte e Júpiter que está cheia de incontáveis asteróides, alguns maiores, outros menores em tamanho. No começo do ano, durante a fase de aproximação a Ceres, manchas brilhantes na superfície do maior ocupante do cinturão de asteróides, estava já a fazer disparar a imaginação de cientistas e leigos igualmente.

O que é gelo exposto? Ou será que os sais deram às manchas brilhantes a sua alta reflectividade? 'Estamos provavelmente a ver resquícios de um processo de evaporação exibindo diferentes graus em diferentes locais. Talvez testemunhemos a ultima fase de um anterior período mais activo', diz Andreas Nathues do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar, principal investigador da equipa da câmara e principal autor do estudo publicado na Nature. A luz reflectida para o espaço por todas as mais de 130 manchas brilhantes, diferem grandemente de outras regiões; contém uma maior proporção de azul, por exemplo. Isto é demonstrado pelas avaliações da câmara tiradas com a ajuda de diferentes filtros de cores.

'Comparaçõescom uma larga variedade de materiais que são examinados em laboratório, indicam que entre outros materiais, sulfato de magnésio hidratado, foram encontrados lá,' explica o segundo autor Martin Hoffman, cientista do Instituto Max Planck. Estes minerais também existem na Terra - por vezes na orla de alguns lagos salgados.

A cratera Occator tem outra característica noticiável. A mancha central da parte mais interior da cratera é muito mais brilhante que a outra região brilhante à superfície. Está localizada numa espécie de 'tigela dentro da supefície' medindo 10 Km de diâmetro e meio quilómetro de profundidade. ' Em algumas das nossas imagens, é também possível reconhecer a névoa difusa sobre o fundo da cratera,' diz Nathues.

O nevoeiro ocorre num ciclo diário, cada vez que a luz do sol atinge o fundo da cratera. ' O gelo provavelmente evapora-se de lá e arrasta pequenas partículas,' continua o pesquisador. O processo assemelha-se à saída de gás de um cometa, mas ocorre actualmente a um ritmo vagaroso e sem erupções.

Indicações de água congelada em Ceres, são conhecidas há já algum tempo. A densidade do corpo esférico é demasiado baixa para um interior puramente de rocha e metal, por exemplo. No começo do último ano, investigadores da equipa de Michael Kupper na Agência Espacial Europeia (ESA), relataram a possibilidade de vapor de água perto a Ceres usando o Observatório Espacial Herschel. Contrariamente às novas medidas, o gás não foi espacialmente resolvido, mas a sua presença foi indicada pela absorção do espectro da linha de luz.

Dawn está agora a dar detalhes mais perto de Marte. As medidas que foram publicadas foram efectuadas a uma distância de cerca de 1470 Km. 'Os sais que apareceram na superfície de Ceres estão fortemente localizadas,' diz Martin Hoffmann.

Elas ocorrem quase sempre em cratera ou perto de crateras, tanto grandes como pequenas. A cratera Occator, que pode conter gelo, é um exemplo particularmente novo. A cratera de orlas aguçadas e as poucas crateras de impacto no fundo da cratera, indicam que terá sido formada a somente 78 milhões de anos atrás.

A segunda maior estrutura brilhante da superfície de Ceres, a cratera Oxo, que não tinha nome até há umas semanas atrás e que era por isso chamada de 'característica A' no estudo, é relativamente jovem igualmente e poderá também conter gelo.

'A interpretação mais plausível dos nossos resultados é a que que há uma mistura de gelo e sais sobre algumas partes da superfície de Ceres,' disse Andreas Nathues. Este material poderá ser exposto pelos impactos de asteróides de tamanho médio. O gelo evapora gradualmente até que os sais e os filosilicatos são deixados.

'Os nossos resultados mostram que o gelo no subsolo é também capaz de  sobreviver no cinturão de asteróides, que é relativamente perto do Sol,' diz Nathues. 'A camada da superfície rochosa protege-a dos efeitos do Sol.' A distância entre o Sol e o planeta-anão Ceres é somente a cerca de 414 milhões de quilómetros. Júpiter, cujas luas geladas emitem água, é praticamente duas vezes mais afastada; e os cometas que são ricos em água, passam a maior parte da sua vida nos confins do sistema solar.

No entanto é possível que Ceres não seja somente o reservatório de gelo no nosso sistema planetário que está mais perto do Sol. Observações espectrais do grande asteróide Pallas, que orbita o Sol a uma distância comparável à de Ceres, sugere que a superfície de ambos os corpos terão uma composição semelhante.

A sonda Dawn começou a sua jornada no cinturão de asteróides, que está localizada entre as órbitas de Marte e Júpiter, em Setembro de 2007. Em 2011, a sonda chegou ao protoplaneta Vesta e acompanhou-o por mais de uma ano. A 6 de Março de 2015, a Dawn chegou à órbita do planeta Ceres e tem estado gradualmente a avançar para órbitas cada vez mais baixas desde então. Chegará à sua órbita mais baixa em meados de Dezembro e mantê-la-á ao longo do próximo ano. Dawn estará então a uns meros 375 Km da superfície. 

A Opportunity está dentro da "Marathon Valley" na orla oeste da Cratera Endeavour. O rover está posicionado numa encosta mais inclinada de modo a melhorar o rendimento solar na produção de energia. O posicionamento será efectuado de modo a utilizar o Rock Abrasion Tool (RAT) numa rocha especifica para estudo. Este alvo poderá conter algumas pistas acerca da origem da assinatura espectral de argilas detectadas no "Marathon Valley".

No Sol 4222 (9 de Dezembro de 2015), a Opportunity saltou atrás 3,65 metros para preparar uma aproximazão a este alvo na encosta ingreme.

No Sol seguinte, o rover andou em frente 70 cm, mas devido à inclinação, a condução parou, enquanto a corrente electrica das rodas excedeu limites de funcionamento para este tipo de terreno.

Uma segunda tentativa foi feita no Sol seguinte na aproximação ao alvo. Novamente o terreno inclinado fez o rover parar após somente 1,1 metros de condução. Escorregadelas de 50% (comuns a este tipo de terreno inclinado) foram observadas durante o último trajecto.

O rover usou o Sol seguinte para desviar o braço robótico, e tirar fotos com a imagem não obstruida.

Depois, no Sol 4227 (14 de Dezembro de 2015, a Opportunity recuou na encosta 3 metros, colectando imagens antes e depois.

No Sol seguinte, o rover conduziu 4,4 metros para a aproximação ao alvo de uma aproximação mais lateral. Uma aproximação em solavanco está planeada para o próximo Sol.

Desde o Sol 4221 (8 de Dezembro de 2015), a produção de energia solar foi de 407 watts-hora com uma opacidade atmosférica (Tau) de 0.438 e a poeira do painel solar de 0.660.

A odometria total é de 42.65 Km, mais que uma maratona.

A sonda Cassini, da NASA, começou a transmissão de dado e imagens da ultima missão de aproximação à lua activa de Saturno, Encelado. A Cassini passou a uma distância de 5,000 quilómetros de Encelado no ultimo Sábado, 19 de Dezembro.

'Este voo rasante final, traz-nos sentimentos de tristeza e triunfo,' diz Ear Maize, director do projecto da Cassini no JPL. 'Apesar de tristes por já termos passado o voo de aproximação, colocámos um marco numa década incrível de investigação num dos mais intrigantes corpos do sistema solar.'

A Cassini irá continuar a monitorizar a actividade de Encelado à distância, até ao término da missão em Setembro de 2017. Encontros futuros, serão muito mais distantes - o mais próximo a quatro vezes a distância deste último.

Esta foi a 22º passagem por Encelado pela missão Cassini. A descoberta pela sonda, de actividade geológica no satélite, pouco tempo depois da chegada a Saturno, levou a mudanças ao plano de voo de modo a maximizar o numero e a qualidade de passagens pela lua gelada.

'Nós oferecemos um adeus audaz, a estas vistas próximas deste mundo fabuloso,' disse Linda Spilker, a cientista da missão de projecto no JPL. 'A Cassini fez tantas descobertas de tirar o fôlego acerca de Encelado,mas ainda assim permanece tanto a ser feito de modo a responder a questões base, 'Terá este pequeno mundo um oceano com vida?''

Após revelar a surpreendente actividade geológica de Encelado em 2005, a Cassini fez uma série de descobertas acerca do material ejectado de fracturas quentes perto do pólo sul, Os cientistas anunciaram fortes evidências de um oceano subterrâneo em 2014, corrigindo esse conhecimento em 2015 para confirmar que a lua abriga um oceano global sob a sua crosta gelada.

Imagens não processadas da missão, aqui.

Meses depois de os cientistas anunciarem a "maior evidência até agora" de água líquida em Marte, um novo estudo diz que água nenhuma foi encontrada, pelo menos nos vales e nas enumeras encostas do planeta vermelho.

Em lugar de água que corre como na Terra, estas ravinas Marciana, foram provavelmente criadas por gelo seco a descongelar, escreveu um duo de cientistas franceses no jornal Nature Geoscience.

'O papel da água líquida na formação de ravinas deve ser... reconsiderado, levantando a questão acerca da importância da sua ocorrência em Marte no passado recente,' escreveu Fraçois Forget e Cedric Pilorget do instituto de pesquisa nacional francesa, CNRS.

Eles disseram que as suas descobertas não têm implicações nas parangonas que fizeram títulos em Setembro, com as linhas escuras a correr pelas ravinas nos trópicos de Marte no verão, poderem ser linhas de água extremamente salgada -- apontando a presença de vida sustentada por água.

A notícia tratava de características geológicas não relacionadas, em diferentes partes do planeta, principalmente nas latitudes médias, entre os 60º e 90º, em encostas viradas para Norte, disse a equipa francesa.

Tiveram que se propor a definir as origens de pequenos canais esculpidos nas paredes das crateras, colinas e outras saliências marcianas.

Quando foram descobertas, estas ravinas foram interpretadas com uma fuga de água corrente que teria ocorrido há milhares de anos. Então, em anos recentes, foi descoberto que a formação de ravinas continuava, apesar de Marte ser demasiado frio para ter água líquida.

Pilorget e Forget procuraram respostas numa fina camada de dióxido de carbono (CO2) congelado, parecendo estar presente nos períodos em que as ravinas estavam a ser formadas

Eles usaram simulações de computador para mostrar que o CO2 descongelado e aprisionado por baixo da superfície gelada, acabaria por quebrar o solo e accionar correntes de gás e destroços. Nenhum processo similar, que se conheça, ocorre na Terra.

Pilorget, um astrofísico, disse que o gelo seco pode não ser responsável por todas as formações de ravinas em Marte, mas em áreas mais frias, com ravinas muito novas, a teoria mais gasosa 'teria de ser favorecida'.

Nada pode ser excluído, ainda que 'outros processos complementares possam estar a funcionar,' disse.

'Por exemplo, foram detectadas ravinas em regiões mais perto do equador que são formadas por mecanismos diferentes,' referiu.

Em Setembro, cientistas disseram que as linhas sazonais em Marte chamadas de 'linhas de inclinação recorrente' podem ser de pequenas correntes salgadas. Encontraram evidências de sais minerais hidratados nas linhas, que disseram implicar a presença de água líquida, apesar de outros advertirem da leitura precipitada dos resultados.

'O nosso estudo não tem ligação aos anúncios efectuados em Setembro,' disse Forget, planetologista.

'As nossas descobertas mostram que algumas ravinas, talvez todas, não têm água líquida, e que as áreas onde foram encontradas, não são condizentes com a presença de água líquida, ou vida.'

É comummente aceite que o planeta vermelho, teve muita água no estado líquido em tempos, e que ainda têm alguma hoje - embora congelada no subsolo.

No princípio deste ano, a NASA disse que quase metade do hemisfério Norte de Marte, tinha sido em tempos um oceano, alcançando profundidades de 1,6 quilómetros.