ASTEROIDE 4-VESTA, FOTOGRAFADO PELA SONDA DAWN DA NASA EM 2012.
Os asteróides são rochas gigantescas que se agruparam em gigantescos cinturões no Sistema Solar. O cinturão de Kuiper cerca o Sistema Solar além da órbita de Plutão (lembrando que Plutão não é mais contado como planeta. Ele deu origem a uma nova classe de corpos celestes, os plutóides, que são planetas anões, eles estão entre os asteróides e os planetas na classificação dimensional). O segundo cinturão encontra-se entre as órbitas de Marte e de Júpiter, separando o sistema solar interior (dos planetas rochosos) do sistema solar exterior (dos planetas gasosos).
Obviamente, inúmeros asteróides ainda conservam suas propriedades primordiais, os asteróides carbonáceos, por exemplo, são primitivos, eles representam pedaços de planetesimais, os asteróides condríticos também. Os asteróides basálticos é que sofreram um largo processo de diferenciação planetária devido ao decaimento radioativo de radioisótopos de meia-vida curta como o alumínio-26, mas os cientistas acreditam que esses asteróides alterados são na verdade pedaços de um planeta-anão que se quebrou devido a impactos com outros asteroides, mas é apenas especulação essa nova explicação. Os meteoritos de composição basáltica com minerais não oxidados são oriundas da crosta superior e inferior do asteroide 4-Vesta. Este asteroide tem 500 km de diâmetro médio e é o maior do Sistema Solar. Ceres, com 900 km de diâmetro, foi promovido para planeta anão.
O Vesta é um asteroide diferenciado, isto é, tem massa suficiente para ter desenvolvido crosta, manto e núcleo, devido ao decaimento radioativo do alumínio-26. Apesar dos condritos carbonáceos mais antigos terem a composição mais primordial do Sistema Solar, isto é, eles apresentam a distribuição de elementos químicos não voláteis semelhante à distribuição medida para a fotosfera solar, eles tiveram sua mineralogia original modificada pela alteração aquosa de baixa temperatura que promoveu a oxidação e hidratação das olivinas e piroxênios da matriz destes condritos, produzindo minerais secundários hidratados como serpentinas e cloritas e o ferro-níquel foi oxidado para magnetita e sulfetos metálicos tais como pentlandita e pirrotita. Os condritos carbonáceos CI e CM apresentam estas alterações aquosas.
FATIA CHEIA DO ACONDRITO CAMEL DONGA, UM EUCRITO, ESSE METEORITO É UM BASALTO AUGÍTICO BRECHADO ORIUNDO DA CROSTA DO ASTEROIDE VESTA, UMA ROCHA ÍGNEA VULCÂNICA RESULTANTE DE UM ASTEROIDE GEOLOGICAMENTE ATIVO, COM CROSTA, MANTO E NÚCLEO DIFERENCIADOS.
FRAGMENTO DO METEORITO MURCHISON, UM CONDRITO CARBONÁCEO TIPO CM2, ORIUNDO DE ASTEROIDES CARBONÁCEOS QUE GUARDAM A COMPOSIÇÃO COSMOQUÍMICA ORIGINAL DO SISTEMA SOLAR, MAS QUE PASSARAM POR PROCESSO DE ALTERAÇÃO AQUOSA DOS MINERAIS FERROMAGNESIANOS GERANDO UMA MATRIZ RICA EM ÁGUA ESTRUTURAL, ESTE METEORITO CONTÉM ALTO TEOR EM CARBONO NA FORMA DE GRAFITA, CARBETOS E MOLÉCULAS ORGÂNICAS.
Os asteroides parentais dos condritos L, LL e H também passaram por modificações de sua textura original num processo chamado de metamorfismo termal. Os tipos petrológicos dos meteoritos de 3 a 6 indicam o grau de recristalização da matriz original dos condritos. O tipo petrológico 3 representa os condritos primitivos, que preservam a matriz fina e amorfa original acrecionada do disco protoplanetário e preserva as estruturas originais dos côndrulos, o material ígneo do disco protoplanetário. Quando os planetesimais se aglutinaram em tamanhos maiores, o calor liberado por radioisótopos forneceu energia para recristalizar as porções mais internas dos asteroides gerando um gradiente de temperatura. As porções mais superiores do asteroide conservaram a textura original dos condritos primitivos, o tipo petrológico 3, mas as porções interiores do asteroide foram modificadas pelo metamorfismo termal gerando recristalização de grau crescente da matriz original dos condritos, passando pelos tipos petrológicos 4 até o 6. Os condritos do grupo químico L vieram de asteroides do grupo L, os do grupo LL vieram de asteroides com composição LL e os H vieram de asteroides com composição H. Isto se dá porque o teor de ferro e magnésio nos minerais e o ferro livre na fase metálica indicam regiões distintas de condensação planetesimal no disco protoplanetário, quando o Sistema Solar tinha menos de 4 milhões de anos de idade.
Os asteroides carbonáceos, representados pelos condritos carbonáceos CI e CM, são classificados em tipos petrológicos 1 e 2, que representam modificações mineralógicas e texturais de baixa temperatura caracterizadas por alterações aquosas. Estes asteroides orbitam as porções externas do Cinturão Principal, então estes condensaram junto de gelos, principalmente de água durante a era pré-planetária e o calor resultante de decaimento radioativo de isótopos tais como o alumínio-26 fundiu os gelos e induziu a alteração da mineralogia original destes condritos. O carbono, um elemento cosmoquimicamente volátil, se condensou em fases inorgânicas e orgânicas na matriz dos condritos carbonáceos, na forma de grafita, carbetos e moléculas orgânicas. O teor de carbono nos condritos CI, por exemplo, chega a 5% em massa. O teor de água nos condritos CI chega a 20% em massa.
Muitos asteroides são fragmentos de protoplanetas diferenciados, pedaços de núcleos metálicos destes planetas, pedaços do manto peridotítico destes protoplanetas e fragmentos da crosta basálticad destes. Os asteroides metálicos e rocho-metálicos são resultantes de violentos impactos entre embriões planetários na época da acreção planetária que formou os planetas rochosos no sistema solar interior. Estes asteroides representam tanto a fragmentação dos núcleos metálicos diferenciados destes embriões planetários, quanto a amalgamação de diferentes tipos de fragmentos formando os asteroides rocho-metálicos. Asteroides também podem ser aglomeração de vários fragmentos soltos de outras colisões passadas, tais asteroides têm baixa densidade e apresentam suas partes ligadas pela fraca gravidade dos mesmos, estes são chamados em inglês de ruble piles ou pilhas de escombros. Nas observações astronômicas os asteroides são monitorados principalmente na faixa das ondas de rádio e do infravermelho. No espectro infravermelho os asteroides foram separados em classes espectrais e foram correlacionados ao espectro medido em laboratório de diversos meteoritos. Os asteroides são então classificados:
-ASTERÓIDES ROCHOSOS (classe espectral D ou C)
-ASTERÓIDES METÁLICO-ROCHOSOS (classe espectral S)
-ASTERÓIDES METÁLICOS (classe espectral S)
DIAGRAMA DOS TIPOS DE DIFERENCIAÇÃO ASTEROIDAL. ASTEROIDES CONDRÍTICOS APRESENTANDO GRADIENTE DE METAMORFISMO TERMAL CONCÊNTRICO, E ASTEROIDES DIFERENCIADOS EM CROSTA, MANTO E NÚCLEO, QUE GERALMENTE ERAM EMBRIÕES PLANETÁRIOS QUE DEPOIS FORAM FRAGMENTADOS EM COLISÕES.
GRÁFICO DE REFLECTÂNCIA NO ESPECTRO INFRAVERMELHO MOSTRANDO A SIMILARIDADE DOS ESPECTROS MEDIDOS PARA ASTEROIDES E OS ESPECTROS MEDIDOS EM LABORATÓRIO PARA OS METEORITOS.
Por volta de 4,1 bilhões de anos atrás o Sistema Solar passou por uma segunda época de alta frequência de colisões cósmicas. Os planetas gigantes gasosos, Netuno e Urano, trocaram de posição orbital gerando um desequilíbrio gravitacional no Cinturão de Kuiper e no Cinturão Principal. Como resultado, bilhões de cometas e asteroides mergulharam no sistema solar interior recheando de crateras todos os planetas e luas, incluindo a Terra. Na época, a crosta terrestre estava em processo de maturação tectônica e foi intensamente retrabalhada por estes impactos cósmicos. Acredita-se que água e matéria orgânica molecular foi trazida para a Terra neste evento chamado de Bombardeamento Pesado Tardio. Este bombardeamento foi datado analisando as crateras na Lua e fazendo correlação com dados isotópicos das rochas lunares trazidas pelas missões Apollo da NASA.
Os asteroides próximos da Terra recebem a denominação genérica de NEAs (Near Earth Asteroids) e constantemente são monitorados, mas a capacidade de monitorar todos ainda se apresenta de forma limitada. A possibilidade de impactos cósmicos de grande magnitude são remotas, mas vimos como num curto espaço de tempo grandes meteoros atingiram a Terra tais como o bólido de Tunguska em 1968, o bólido de Sikhote-Alin em 1947 e o bólido de Chelyabinsk em 2013. Todos estes aconteceram na Rússia por representar estatisticamente uma região de maior área continental. Isto são eventos registrados. Muitos outros grandes meteoros devem atingir a Terra no Oceano Pacífico, em regiões isoladas sem a presença humana para testemunhar tais eventos.
GRÁFICO DA IDADE VERSUS FREQUÊNCIA DE COLISÕES CÓSMICAS OBTIDO A PARTIR DA CORRELAÇÃO ENTRE IDADES DE ROCHAS LUNARES TRAZIDAS DAS MISSÕES APOLLO E DA CONTAGEM DE CRATERAS NA LUA. NOTA-SE UM PICO DE ATIVIDADE POR VOLTA DE 3,9 BILHÕES DE ANOS ATRÁS, A ÉPOCA DO BOMBARDEAMENTO PESADO TARDIO, QUE FORMOU A MAIORIA DAS CRATERAS VISTAS HOJE NA LUA, EM MARTE, MERCÚRIO E NOS CORPOS MENORES DO SISTEMA SOLAR.
Alguns impactos são observados na superfície da Lua, de asteroides de pequenas dimensões. Asteroides próximos à Terra normalmente são meteoroides com tamanhos entre 10 m até partículas de poeira interplanetária microscópicas. Este material cósmico cai em toneladas todos os anos no planeta. Meteoritos são resultado da entrada destes pequenos meteoroides na atmosfera terrestre. Pequenos asteroides são importantes para a pesquisa científica, sem estes não haveriam meteoritos para se estudar e não saberíamos quase nada sobre a composição química dos materiais pré-planetários e sobre a história do Sistema Solar.
Algumas missões não tripuladas foram enviadas para estudar os asteroides. A primeira sonda a fotografar asteroides de perto foi a Galileu da NASA. Outras sondas da NASA e ESA foram enviadas ao espaço para estudar estes remanescentes da formação do Sistema Solar, uma destas missões notáveis foi a sonda Dawn que estudou o planeta anão Ceres e o asteroide 4-Vesta. A sonda OSIRIS-REX foi enviada para estudar o asteroide metálico Bennu, que tem potencial para futuras explorações de metais no espaço, na área de mineração de asteroides. Estes objetos contêm toneladas de metais raros como platina, paládio, irídio, ósmio, ródio e ouro, importantes para a economia mundial e para a indústria química catalítica e para a indústria da tecnologia de ponta. A sonda Hayabusa do Japão foi enviada para estudar o asteroide rochoso Itokawa, chegando a seu destino em setembro de 2005.
ASTEROIDE ITOKAWA, FOTOGRAFADO PELA SONDA JAPONESA HAYABUSA EM 2005. NOTAR A SUA CARACTERÍSTICA DE "RUBLE PILE", OU SEJA, ESTE ASTEROIDE É RESULTADO DA JUNÇÃO DE FRAGMENTOS LIGADOS PELA FRACA GRAVIDADE DO MESMO, TAL ASTEROIDE SE FORMOU POR COLISÕES DE BAIXA VELOCIDADE COM OUTROS ASTEROIDES DO CINTURÃO PRINCIPAL. A SONDA TOCOU A SUPERFÍCIE DO MESMO E ANALISOU SUA COMPOSIÇÃO COMO SENDO CONDRÍTICA.
Estas sondas revelaram a composição condrítica de muitos destes asteroides. Muito já sabemos sobre os asteroides a partir de dados coletados das sondas espaciais não tripuladas e de estudos detalhados da mineralogia, petrologia, geoquímica e cosmoquímica dos meteoritos. No entanto, ainda há mais a se descobrir no futuro próximo coletando mais meteoritos nos desertos quentes e gelados do planeta e enviando mais sondas espaciais para a exploração da origem do Sistema Solar e sua evolução. A partir destes dados podemos montar um quadro do que acontece em outros sistemas estelares e entendermos melhor o papel dos materiais planetários na evolução química das galáxias.
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