13.1: Asteróides
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva a história da descoberta de asteróides e descreva suas órbitas típicas
- Descreva a composição e classificação dos vários tipos de asteróides
- Discuta o que foi aprendido com missões de espaçonaves a vários asteróides
Os asteróides são encontrados principalmente no amplo espaço entre Marte e Júpiter, uma região do sistema solar chamada cinturão de asteróides. Os asteróides são muito pequenos para serem vistos sem um telescópio; o primeiro deles não foi descoberto até o início do século XIX.
Descoberta e órbitas dos asteróides
No final dos anos 1700, muitos astrônomos estavam procurando um planeta adicional que eles achavam que deveria existir na lacuna entre as órbitas de Marte e Júpiter. O astrônomo siciliano Giovanni Piazzi pensou ter encontrado esse planeta desaparecido em 1801, quando descobriu o primeiro asteróide (ou, como mais tarde foi chamado, “planeta menor”) orbitando a 2,8 UA do Sol. Sua descoberta, que ele chamou de Ceres, foi rapidamente seguida pela detecção de outros três pequenos planetas em órbitas semelhantes.
Claramente, não havia um único planeta perdido entre Marte e Júpiter, mas sim um grupo inteiro de objetos, cada um muito menor que a nossa Lua. (Uma história de descoberta análoga se desenrolou em câmera lenta no sistema solar externo. Plutão foi descoberto além de Netuno em 1930 e foi inicialmente chamado de planeta, mas no início do século XXI, vários outros objetos semelhantes foram encontrados. Agora chamamos todos eles de planetas anões.)
Em 1890, mais de 300 desses planetas ou asteróides menores foram descobertos por observadores atentos. Naquele ano, Max Wolfat Heidelberg introduziu a fotografia astronômica na busca por asteróides, acelerando muito a descoberta desses objetos escuros. No século XXI, os pesquisadores usam câmeras eletrônicas acionadas por computador, outro salto na tecnologia. Mais de meio milhão de asteróides agora têm órbitas bem determinadas.
Os asteróides recebem um número (correspondente à ordem de descoberta) e às vezes também um nome. Originalmente, os nomes dos asteróides foram escolhidos entre deusas da mitologia grega e romana. Depois de esgotar esses e outros nomes femininos (incluindo, posteriormente, os de cônjuges, amigos, flores, cidades e outros), os astrônomos se voltaram para os nomes de colegas (e outras pessoas distintas) que desejavam homenagear. Por exemplo, os asteróides 2410, 4859 e 68448 são chamados de Morrison, Fraknoi e Sidneywolff, em homenagem aos três autores originais deste livro didático.
O maior asteroide é o Ceres (numerado 1), com um diâmetro de pouco menos de 1000 quilômetros. Como vimos, Ceres era considerado um planeta quando foi descoberto, mas depois foi chamado de asteróide (o primeiro de muitos). Agora, ele foi novamente reclassificado e é considerado um dos planetas anões, como Plutão (veja o capítulo sobre Luas, Anéis e Plutão). Ainda achamos conveniente, no entanto, discutir Ceres como o maior dos asteróides. Dois outros asteróides, Pallas e Vesta, têm diâmetros de cerca de 500 quilômetros, e cerca de 15 a mais têm mais de 250 quilômetros (veja a Tabela\(\PageIndex{1}\)). O número de asteróides aumenta rapidamente com a diminuição do tamanho; há cerca de 100 vezes mais objetos com 10 quilômetros de diâmetro do que 100 quilômetros de diâmetro. Em 2016, quase um milhão de asteróides foram descobertos pelos astrônomos.
O Minor Planet Center é um repositório mundial de dados sobre asteróides. Visite-o on-line para descobrir as últimas descobertas relacionadas aos pequenos corpos em nosso sistema solar. (Observe que parte do material deste site é técnico; é melhor clicar na guia do menu “público” para obter mais informações sobre o nível deste livro didático.)
| # | Nome | Ano da descoberta | Eixo Semimaior da Órbita (AU) | Diâmetro (km) | Classe de composição |
|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Ceres | 1801 | 2,77 | 940 | C (carbonáceo) |
| 2 | Pallas | 1802 | 2,77 | 540 | C (carbonáceo) |
| 3 | Juno | 1804 | 2,67 | 265 | (pedregoso) |
| 4 | Vesta | 1807 | 2,36 | 510 | basáltico |
| 10 | Hígia | 1849 | 3,14 | 410 | C (carbonáceo) |
| 16 | Psique | 1852 | 2,92 | 265 | M (metálico) |
| 31 | Eufrosina | 1854 | 3,15 | 250 | C (carbonáceo) |
| 52 | Europa | 1858 | 3.10 | 280 | C (carbonáceo) |
| 65 | Cibele | 1861 | 3,43 | 280 | C (carbonáceo) |
| 87 | Sylvia | 1866 | 3,48 | 275 | C (carbonáceo) |
| 451 | Paciência | 1899 | 3,06 | 260 | C (carbonáceo) |
| 511 | Davida | 1903 | 3,16 | 310 | C (carbonáceo) |
| 704 | Intermania | 1910 | 3,06 | 310 | C (carbonáceo) |
Todos os asteróides giram em torno do Sol na mesma direção dos planetas, e a maioria de suas órbitas fica perto do plano em que a Terra e outros planetas circulam. A maioria dos asteróides está no cinturão de asteróides, a região entre Marte e Júpiter que contém todos os asteróides com períodos orbitais entre 3,3 a 6 anos (Figura). Embora mais de 75% dos asteróides conhecidos estejam no cinturão, eles não estão bem espaçados (como às vezes são retratados em filmes de ficção científica). O volume da correia é, na verdade, muito grande e o espaçamento típico entre objetos (até 1 quilômetro de tamanho) é de vários milhões de quilômetros. (Isso foi uma sorte para naves espaciais como Galileo, Cassini, Rosetta e New Horizons, que precisavam viajar pelo cinturão de asteróides sem colisão.)
Ainda assim, ao longo da longa história do nosso sistema solar, houve um bom número de colisões entre os próprios asteróides. Em 1918, o astrônomo japonês Kiyotsugu Hirayama descobriu que alguns asteróides se enquadram em famílias, grupos com características orbitais semelhantes. Ele levantou a hipótese de que cada família pode ter resultado da dissolução de um corpo maior ou, mais provavelmente, da colisão de dois asteróides. Pequenas diferenças nas velocidades com que os vários fragmentos deixaram a cena da colisão são responsáveis pela pequena dispersão nas órbitas agora observada para os diferentes asteróides de uma determinada família. Existem várias dezenas dessas famílias, e observações mostraram que os membros individuais da maioria das famílias têm composições semelhantes, como seria de esperar se fossem fragmentos de um pai comum.
Você pode ver um vídeo animado dramático mostrando as órbitas de 100.000 asteróides encontrados por um levantamento do céu. À medida que o vídeo de 3 minutos continua, você pode ver as órbitas dos planetas e como os asteróides estão distribuídos no sistema solar. Mas observe que todos esses vídeos são enganosos em um sentido. Os asteróides em si são muito pequenos em comparação com as distâncias percorridas, então eles precisam ser representados como pontos maiores para serem visíveis. Se você estivesse no cinturão de asteróides, haveria muito mais espaço vazio do que asteróides.
Composição e classificação
Os asteróides são tão diferentes quanto o preto e o branco. A maioria é muito escura, com refletividade de apenas 3 a 4%, como um pedaço de carvão. No entanto, outro grande grupo tem uma refletividade típica de 15%. Para entender mais sobre essas diferenças e como elas estão relacionadas à composição química, os astrônomos estudam o espectro da luz refletida pelos asteróides em busca de pistas sobre sua composição.
Os asteróides escuros são revelados a partir de estudos espectrais como corpos primitivos (aqueles que mudaram pouco quimicamente desde o início do sistema solar) compostos por silicatos misturados com compostos de carbono orgânico escuro. Eles são conhecidos como asteróides do tipo C (“C” para carbonáceos). Dois dos maiores asteróides, Ceres e Pallas, são primitivos, assim como quase todos os asteróides na parte externa do cinturão.
O segundo grupo mais populoso são os asteróides do tipo S, onde “S” representa uma composição pedregosa ou de silicato. Aqui, faltam os compostos de carbono escuro, resultando em maior refletividade e assinaturas espectrais mais claras dos minerais de silicato. Os asteróides do tipo S também são quimicamente primitivos, mas sua composição diferente indica que eles provavelmente foram formados em um local diferente no sistema solar dos asteróides do tipo C.
Os asteróides de uma terceira classe, muito menos numerosos do que os dos dois primeiros, são compostos principalmente de metal e são chamados de asteróides do tipo M (“M” para metálicos). Espectroscopicamente, a identificação do metal é difícil, mas para pelo menos o maior asteroide do tipo M, Psyche, essa identificação foi confirmada por radar. Como um asteróide de metal, como um avião ou uma nave, é um refletor de radar muito melhor do que um objeto pedregoso, Psyche parece brilhante quando apontamos um feixe de radar para ele.
Como surgiram esses asteróides metálicos? Suspeitamos que cada um veio de um corpo original grande o suficiente para que seu interior fundido se estabilizasse ou se diferenciasse, e os metais mais pesados afundaram no centro. Quando esse corpo progenitor se despedaçou em uma colisão posterior, os fragmentos do núcleo eram ricos em metais. Há metal suficiente até mesmo em um asteróide tipo M de 1 quilômetro para abastecer o mundo com ferro e muitos outros metais industriais em um futuro próximo, se pudermos trazer um com segurança para a Terra.
Além dos asteróides do tipo M, alguns outros asteróides mostram sinais de aquecimento e diferenciação precoces. Eles têm superfícies basálticas como as planícies vulcânicas da Lua e de Marte; o grande asteroide Vesta (discutido em um momento) está nesta última categoria.
As diferentes classes de asteróides são encontradas a distâncias diferentes do Sol (Figura\(\PageIndex{2}\)). Ao traçar como as composições dos asteróides variam com a distância do Sol, podemos reconstruir algumas das propriedades da nebulosa solar a partir da qual eles se formaram originalmente.
Vesta: um asteróide diferenciado
Vesta é um dos asteroides mais interessantes. Ele orbita o Sol com um semi-eixo maior de 2,4 UA na parte interna do cinturão de asteróides. Sua refletividade relativamente alta de quase 30% o torna o asteróide mais brilhante, tão brilhante que é realmente visível a olho nu se você souber exatamente onde olhar. Mas sua verdadeira reivindicação à fama é que sua superfície é coberta por basalto, indicando que Vesta é um objeto diferenciado que já deve ter sido vulcanicamente ativo, apesar de seu tamanho pequeno (cerca de 500 quilômetros de diâmetro).
Meteoritos da superfície de Vesta (Figura\(\PageIndex{3}\)), identificados pela comparação de seus espectros com os da própria Vesta, pousaram na Terra e estão disponíveis para estudo direto em laboratório. Portanto, sabemos muito sobre esse asteróide. A idade dos fluxos de lava dos quais esses meteoritos derivaram foi medida em 4,4 a 4,5 bilhões de anos, logo após a formação do sistema solar. Essa idade é consistente com o que poderíamos esperar dos vulcões em Vesta; qualquer processo que tenha aquecido um objeto tão pequeno provavelmente foi intenso e de curta duração. Em 2016, um meteorito caiu na Turquia que poderia ser identificado com um fluxo de lava específico, conforme revelado pela espaçonave Dawn em órbita.
Asteróides de perto
No caminho para seu encontro de 1995 com Júpiter, a espaçonave Galileo foi planejada para voar perto de dois asteróides do tipo S do cinturão principal chamados Gaspra e Ida. A câmera Galileo se revelou tão longa quanto altamente irregular (semelhante a uma batata maltratada), como convém aos fragmentos de uma colisão catastrófica (Figura\(\PageIndex{4}\)).
As imagens detalhadas nos permitiram contar as crateras em Gaspra e Ida e estimar por quanto tempo suas superfícies foram expostas a colisões. Os cientistas do Galileo concluíram que esses asteróides têm apenas cerca de 200 milhões de anos (ou seja, as colisões que os formaram ocorreram há cerca de 200 milhões de anos). Os cálculos sugerem que um asteróide do tamanho de Gaspra ou Ida pode esperar outra colisão catastrófica em algum momento do próximo bilhão de anos, momento em que será interrompido para formar outra geração de fragmentos ainda menores.
A maior surpresa do sobrevoo de Ida por Galileu foi a descoberta de uma lua (que então se chamava Dactyl), em órbita ao redor do asteroide (Figura\(\PageIndex{5}\)). Embora tenha apenas 1,5 km de diâmetro, menor do que muitos campi universitários, o Dactyl fornece aos cientistas algo diferente de seu alcance: uma medição da massa e da densidade de Ida usando as leis de Kepler. A distância da lua de cerca de 100 quilômetros e seu período orbital de cerca de 24 horas indicam que Ida tem uma densidade de aproximadamente 2,5 g/cm 3, o que corresponde à densidade das rochas primitivas. Posteriormente, tanto os grandes telescópios de luz visível quanto os radares planetários de alta potência descobriram muitas outras luas de asteróides, de modo que agora somos capazes de acumular dados valiosos sobre massas e densidades de asteróides.
A propósito, Phobos e Deimos, as duas pequenas luas de Marte, provavelmente são asteróides capturados (Figura). Eles foram estudados pela primeira vez de perto pelos orbitadores Viking em 1977 e depois pela Mars Global Surveyor. Ambos são irregulares, um pouco alongados e fortemente criados, lembrando outros asteróides menores. Suas maiores dimensões são cerca de 26 quilômetros e 16 quilômetros, respectivamente. As pequenas luas externas de Júpiter e Saturno provavelmente também foram capturadas pela passagem de asteróides, talvez no início da história do sistema solar.
A partir da década de 1990, as naves espaciais forneceram uma visão mais detalhada de vários outros asteróides. A espaçonave Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) entrou em órbita ao redor do asteroide tipo S Eros, tornando-se uma lua temporária desse asteroide. A caminho de Eros, a espaçonave NEAR foi renomeada em homenagem ao geólogo planetário Eugene Shoemaker, pioneiro em nossa compreensão de crateras e impactos.
Durante um ano, a espaçonave Near-Shoemaker orbitou o pequeno asteróide em várias altitudes, medindo sua superfície e composição interna, bem como mapeando Eros de todos os lados (Figura). Os dados mostraram que o Eros é feito de alguns dos materiais quimicamente mais primitivos do sistema solar. Vários outros asteróides foram revelados como feitos de entulho solto por toda parte, mas não Eros. Sua densidade uniforme (aproximadamente a mesma da crosta terrestre) e extensos sulcos e cordilheiras em escala global mostram que é uma rocha rachada, mas sólida.
Eros tem uma boa quantidade de material de superfície solto que parece ter deslizado para baixo em direção a elevações mais baixas. Em alguns lugares, a camada superficial de entulho tem 100 metros de profundidade. O topo do solo solto é pontilhado por pedregulhos espalhados e meio enterrados. Existem tantos pedregulhos que são mais numerosos do que as crateras. É claro que, com a gravidade tão baixa neste pequeno mundo, um astronauta visitante encontraria pedras soltas rolando em sua direção bem lentamente e poderia facilmente saltar alto o suficiente para evitar ser atingido por uma. Embora a espaçonave Near-Shoemaker não tenha sido construída como um módulo de pouso, no final de sua missão orbital em 2000, ela foi autorizada a cair suavemente na superfície, onde continuou sua análise química por mais uma semana.
Em 2003, a missão japonesa Hayabusa 1 não só visitou um pequeno asteróide, mas também trouxe amostras para estudar em laboratórios na Terra. O asteroide alvo do tipo S, Itokawa (mostrado na Figura\(\PageIndex{8}\)), é muito menor do que Eros, com apenas cerca de 500 metros de comprimento. Esse asteróide é alongado e parece ser o resultado da colisão de dois asteróides separados há muito tempo. Quase não há crateras de impacto, mas uma abundância de pedras (como uma pilha de entulho) na superfície.
A espaçonave Hayabusa foi projetada não para pousar, mas para tocar a superfície apenas o tempo suficiente para coletar uma pequena amostra. Essa manobra complicada falhou em sua primeira tentativa, com a espaçonave caindo brevemente de lado. Eventualmente, os controladores conseguiram coletar alguns grãos de material de superfície e transferi-los para a cápsula de retorno. A reentrada de 2010 na atmosfera da Terra sobre a Austrália foi espetacular (Figura\(\PageIndex{9}\)), com uma ruptura violenta da espaçonave, enquanto uma pequena cápsula de retorno caiu de paraquedas com sucesso na superfície. Meses de extração cuidadosa e estudo de mais de mil pequenas partículas de poeira confirmaram que a superfície de Itokawa tinha uma composição semelhante a uma conhecida classe de meteoritos primitivos. Estimamos que os grãos de poeira que Hayabusa coletou tenham sido expostos na superfície do asteroide por cerca de 8 milhões de anos.
No final de 2018, duas espaçonaves se encontraram com Asteroides da Terra Próxima (veja Asteróides e Defesa Planetária) e se prepararam para pousar e coletar amostras para retornar à Terra. A espaçonave japonesa Hyabusa2 chegou a Ryugu, e a NASA OSIRIS-REx tinha como alvo Bennu. Ambos os asteróides, cada um com menos de 1 km de diâmetro, são da classe carbonácea escura. Como esses objetos são ricos em água, eles são de especial interesse como possíveis recursos espaciais futuros. Ambos os asteróides parecem ser “pilhas de entulho” ou aglomerações frouxamente ligadas de pequenos fragmentos.
A missão espacial de asteróides mais ambiciosa (chamada Dawn) visitou os dois maiores asteróides do cinturão principal, Ceres e Vesta, orbitando cada um por cerca de um ano (Figura\(\PageIndex{10}\)). Seus grandes tamanhos (diâmetros de cerca de 1000 e 500 quilômetros, respectivamente) os tornam apropriados para comparação com planetas e grandes luas. Ambos estavam cheios de crateras, o que implica que suas superfícies são antigas. Em Vesta, agora localizamos as grandes crateras de impacto que ejetaram os meteoritos basálticos anteriormente identificados como provenientes desse asteróide. Essas crateras são tão grandes que coletam amostras de várias camadas do material crustal de Vesta.
Ceres não teve um histórico comparável de impactos gigantes, então sua superfície é coberta por crateras que se parecem mais com as das terras altas lunares. A grande surpresa em Ceres é a presença de manchas brancas muito brilhantes, associadas principalmente aos picos centrais de grandes crateras (Figura\(\PageIndex{11}\)). O mineral de cor clara é algum tipo de sal, produzido quando essas crateras foram formadas ou posteriormente liberado do interior. Após repetidos sobrevoos próximos, dados da sonda NASA Dawn indicaram que Ceres tem (ou teve) um oceano subterrâneo de água, com erupções ocasionais na superfície. O mais dramático é o vulcão de gelo de 4 quilômetros de altura chamado Ahuna Mons (veja a Figura\(\PageIndex{11}\)).
No final de 2017, algo totalmente novo foi descoberto: um asteróide interestelar. Esse visitante foi encontrado a uma distância de 33 milhões de quilômetros com um telescópio de pesquisa em Haleakala, Havaí. À medida que os astrônomos acompanhavam a descoberta, rapidamente ficou claro que esse asteróide estava viajando muito rápido para fazer parte da família do Sol. Sua órbita é uma hipérbole e, quando descoberta, já estava saindo rapidamente do sistema solar interno. Embora estivesse muito distante para imagens até mesmo de grandes telescópios, seu tamanho e forma podiam ser estimados a partir de seu brilho e rápidas flutuações de luz. É altamente alongado, com uma forma aproximadamente cilíndrica. As dimensões nominais são de cerca de 200 metros de comprimento e apenas 35 metros de diâmetro, a mais extrema de qualquer objeto natural. Objetos grandes, como planetas e luas, são puxados por sua própria gravidade para formas aproximadamente esféricas, e até mesmo pequenos asteróides e cometas (geralmente descritos como “em forma de batata”) raramente apresentam irregularidades de mais de um fator de dois.
Esse asteróide foi chamado de 'Oumuamua, uma palavra havaiana que significa “escoteiro” ou “primeiro a estender a mão”. De certa forma, a descoberta de um asteróide ou cometa interestelar não foi inesperada. No início da história do sistema solar, antes de as órbitas dos planetas se organizarem em caminhos estáveis e sem interseção, todos no mesmo plano, estimamos que muita massa foi ejetada, seja planetas inteiros ou mais numerosos fragmentos menores. Ainda hoje, um cometa ocasional vindo das bordas externas do sistema solar pode ter sua órbita alterada pela interação gravitacional com Júpiter e o Sol, e alguns deles escapam em trajetórias hiperbólicas. Como aprendemos recentemente que os sistemas planetários são comuns, a pergunta se tornou: onde objetos de detritos semelhantes são ejetados de outros sistemas planetários? Agora encontramos uma, e pesquisas aprimoradas em breve adicionarão outras a essa categoria.
Veja uma representação artística do asteróide 'Oumuamua feita pelo ESO. Embora não estivesse perto o suficiente da Terra para ser fotografada, sua forma longa e esbelta foi indicada por sua rápida variação no brilho à medida que girava.
As agências espaciais envolvidas com a missão Dawn produziram belos vídeos animados de “sobrevoo” de Vesta e Ceres disponíveis online.
Conceitos principais e resumo
O sistema solar inclui muitos objetos que são muito menores do que os planetas e suas luas maiores. Os rochosos geralmente são chamados de asteróides. Ceres é o maior asteróide; cerca de 15 são maiores que 250 quilômetros e cerca de 100.000 são maiores que 1 quilômetro. A maioria está no cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter. A presença de famílias de asteróides no cinturão indica que muitos asteróides são remanescentes de colisões e fragmentações antigas. Os asteróides incluem objetos primitivos e diferenciados. A maioria dos asteróides é classificada como do tipo C, o que significa que eles são compostos de materiais carbonáceos. Dominando o cinturão interno estão os asteróides do tipo S (pedregosos), com alguns do tipo M (metálicos). Temos imagens de naves espaciais de vários asteróides e amostras devolvidas do asteróide Itokawa. Observações recentes detectaram várias luas de asteróides, possibilitando medir as massas e densidades dos asteróides que orbitam. Os dois maiores asteróides, Ceres e Vesta, foram extensivamente estudados em órbita pela espaçonave Dawn.
Glossário
- asteróide
- um objeto pedregoso ou metálico orbitando o Sol que é menor do que um planeta principal, mas que não mostra evidências de uma atmosfera ou de outros tipos de atividade associados a cometas
- cinturão de asteróides
- a região do sistema solar entre as órbitas de Marte e Júpiter na qual a maioria dos asteróides está localizada; o cinturão principal, onde as órbitas são geralmente as mais estáveis, se estende de 2,2 a 3,3 UA do Sol