Cintura de asteroides
Cintura de asteroides, cinturão de asteroides, cintura principal ou cintura interna de asteroides é uma região circular do Sistema Solar formada por múltiplos objetos irregulares denominados asteroides. Essa região está localizada aproximadamente entre as órbitas de Marte e Júpiter
Lei de Titius-Bode
Em 1766, Johann Daniel Titius descobriu um suposto padrão na distância dos planetas ao Sol. Observou que se à sequência numérica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (começando por 0, seguindo por 3 e dobrando cada vez a quantidade anterior) é somado quatro a cada cifra e dividido por 10, dá uma boa aproximação da distância dos diferentes planetas ao Sol, em unidades astronômicas (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2. Em 1768, o astrônomo Johann Elert Bode fez referência a esta relação num dos seus escritos, mas não a creditou a Titius até 1784, pelo qual muitos autores se referiram a ela como a "Lei de Bode". Por esta razão atualmente é conhecida como lei de Titius-Bode. Este padrão empírico predizia o semieixo maior dos seis planetas conhecidos então (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno), com a exceção de que a série predizia um planeta a uma distância de 2,8 UA do Sol, correspondente a uma zona entre a órbita de Marte e Júpiter, e porém ali não se observava. Titius declarou: "Mas teria deixado o Criador esse espaço vazio? Não, em absoluto".
Ceres e a "polícia celestial"
O astrônomo Franz Xaver von Zach começou em 1787 a buscar o planeta predito pela lei de Titius-Bode. Contudo, deu-se conta de que precisaria da ajuda de outros astrônomos, e em setembro de 1800, von Zach reuniu um grupo de vinte e quatro observadores, os quais partilharam a faixa do zodíaco em 24 partes, correspondendo a 15° cada um. Este grupo denominou-se a "Polícia Celestial" (Himmels polizei), e entre os seus membros encontravam-se astrônomos como: William Herschel, Charles Messier, Johann Elert Bode, Barnava Oriani e Heinrich Olbers. A Polícia Celestial convidou o italiano Giuseppe Piazzi para unir-se à causa, mas antes de chegar-lhe o convite, em 1 de janeiro de 1801 Piazzi descobriu um corpo celeste, ao qual nomeou de planeta Ceres, em honra à deusa romana da agricultura e padroeira da Sicília.
Palas e o conceito de asteroide
Quinze meses depois, a 28 de março de 1802, Heinrich Olbers descobriu um segundo objeto celeste na mesma região, ao que nomeou de Palas. O seu semieixo maior também coincidia com a lei de Titius-Bode, estimado em 2,78 UA, mas a sua excentricidade e inclinação eram muito diferentes às de Ceres. Os astrônomos ficaram desconcertados; Ceres ajustava-se perfeitamente às predições da lei, mas Palas também, e esta não permitia dois objetos na mesma região. Contanto que não violasse a lei de Titius-Bode, os astrônomos começaram a acreditar que os dois corpos descobertos eram na realidade fragmentos de um planeta maior que explodiu ou despedaçou-se por impactos de cometas. Em 6 de maio de 1802, após estudar a natureza e o tamanho destes dois objetos, William Herschel propôs denominar Ceres e Palas como "asteroides", pelo seu aspecto parecido com as estrelas:
Cinturão de asteroides
Em poucos anos, os astrônomos descobriram mais dois novos objetos, que casavam com o conceito de Herschel. Em 1 de setembro, Karl Harding encontrou Juno, e em 29 de março de 1807 Heinrich Olbers descobriu Vesta. Contudo, não foi descoberto um novo objeto desta natureza até 1845, com o achado de Astreia por Karl Hencke em 8 de dezembro. A partir de então, começaram a ser descobertos muitos destes objetos à medida que os telescópios se tornavam mais potentes, até o ponto de terem descoberto, no início da década de 1850, mais de uma dezena deles, pelo qual o conceito de asteroides foi gradualmente substituindo o de planetas para classifica-los. Em 1846, com a descoberta do planeta Neptuno, a lei de Titus-Bode começou a perder força entre a comunidade astrônoma, pois este planeta não cumpria os critérios. Atualmente tal lei é uma mera casualidade, sem justificação teórica, embora alguns trabalhos mostrem que as leis de Kepler poderiam ter certa correlação com a lei de Titius-Bode.
Imagem: PROYECTO AGUA** /** WATER PROJECT · BY-NC-SA · Openverse
Formação
Em 1802, pouco depois da descoberta de 2 Palas por Heinrich Olbers, este sugeriu a William Herschel que Ceres e 2 Palas poderiam ser fragmentos de um planeta maior, que no passado poderia ter orbitado a região entre Marte e Júpiter. Segundo esta hipótese, o planeta descompôs-se faz milhões de anos devido a uma explosão interna ou a impactos de cometa. Contudo, a grande quantidade de energia necessária para que tal evento acontecesse, em combinação com a escassa massa total da cintura de asteroides (apenas cerca de 4% a massa da Lua), evidencia-se que esta hipótese não pode ser válida. Além disso, a composição química entre os asteroides do cinturão possui diferenças. Portanto, atualmente a maioria de cientistas aceita que os asteroides nunca foram parte de um planeta.
Evolução
Desde a sua formação da nebulosa primitiva do Sistema Solar, os asteroides sofreram diversas mudanças. Entre estas encontram-se o calor interno durante os primeiros milhões de anos, o derretimento da sua superfície devido a impactos, a erosão espacial por causa da radiação e do vento solar, e o bombardeio de micrometeoritos. Alguns cientistas referem os asteroides como os planetesimais residuais, enquanto outros consideram-nos diferentes devido a estes processos. Acredita-se que a Cintura de Asteroides atual contém apenas uma fração da massa do cinturão primitivo. As simulações por computador sugestionam que a cintura original poderia ter contido uma massa equiparável à da Terra. Devido nomeadamente a perturbações gravitativas, a maioria do material foi expelido do cinturão durante os primeiros milhões de anos de formação, deixando apenas 0,1% da massa original. Acredita-se que parte do material expulso poderia encontrar-se na nuvem de Oort, nos confins do Sistema Solar. Desde a sua formação, o tamanho típico dos asteroides permaneceu relativamente estável; não houve aumentos ou diminuições significativas.
Imagem: PROYECTO AGUA** /** WATER PROJECT · BY-NC-SA · Openverse
A cintura de asteroides está quase vazia, os asteroides estão disseminados num volume muito grande. Porém, e embora atualmente se conheçam centenas de milhares destes corpos celestes, acredita-se que o cinturão alberga vários milhões de asteroides.[carece de fontes]?
Tamanhos
A massa total da cintura de asteroides é estimada entre 3,0×1021 e 3,6×1021 kg, o qual supõe cerca de 4% da massa da Lua, ou seja, 0,06% da massa terrestre. Os objetos celestes maiores do cinturão são, portanto, muito menores e menos massivos do que a Lua. Os quatro corpos principais contem a metade da massa total do cinturão, e Ceres, o maior deles, representa um terço da massa total. Ceres possui um raio de cerca de 475 km, que equivale a um terço do raio lunar, e uma massa de 1021 kg, que representa apenas 1,3% da massa da Lua. O segundo objeto maior do cinturão, 4 Vesta, tem a metade do tamanho de Ceres. São conhecidos cerca de 1 000 asteroides com raio maior que 15 km, e estima-se que o cinturão poderia albergar cerca de meio milhão de asteroides com raios maiores de 1,6 km.
Composição
A maioria dos asteroides do cinturão encontram-se classificados, segundo a sua composição, em três categorias: asteroides carbonáceos ou tipo-C, asteroides de silicatos ou tipo-S, e asteroides metálicos ou tipo-M. Existem outros tipos de asteroides, mas a sua quantidade é muito escassa. Há uma correlação importante entre a composição dos asteroides e a sua distância ao Sol. Os asteroides mais próximos costumam ser rochosos, compostos por silicatos e isentos de água, enquanto os mais afastados são na sua maioria carbonáceos, compostos por minerais argilosos e com presença de água. Portanto, os asteroides mais afastados são também os mais obscuros, e os mais próximos refletem maior quantidade de radiação. Acredita-se que este fato é consequência das características da nebulosa primitiva que originou o Sistema Solar. Nas regiões mais afastadas a temperatura era muito menor, e portanto a água podia condensar-se nos asteroides; todo o contrário que nas regiões interiores, onde ao ter maior temperatura a água provavelmente se vaporizaria.
Imagem: PROYECTO AGUA** /** WATER PROJECT · BY-NC-SA · Openverse
Os asteroides orbitam no mesmo sentido que os planetas, com períodos orbitais de 3,5 até 6 anos, geralmente. A excentricidade média dos asteroides é sobre 0,15, embora alguns como 1862 Apolo e 944 Hidalgo possuam excentricidades muito elevadas (em torno de 0,6). Alguns asteroides possuem inclinações orbitais superiores a 25°, entre eles o asteroide 945 Barcelona, descoberto por José Comas em 1921, cuja inclinação é de 32,8°. O asteroide com a órbita mais inclinada é 1580 Betúlia, com 52°.
Lacunas de Kirkwood
Ao representar numa gráfica a distância dos asteroides ao Sol, podem ser observadas regiões sem asteroide algum. Estas lacunas coincidem com as órbitas onde existe ressonância orbital com Júpiter, ou seja, onde o período da órbita é relacionado mediante uma fração simples com o período de Júpiter. Por exemplo, qualquer asteroide situado a uma distância de 3,28 UA, teria uma ressonância 2:1 com Júpiter; quando o asteroide completa duas voltas em redor do Sol, Júpiter completa uma. Outras ressonâncias importantes são as correspondentes a 3:1, 5:2 e 7:3, a distâncias de 2,5 UA, 2,82 UA e 2,96 UA, respectivamente. Também existem outras ressonâncias secundárias, como a ressonância 8:3 (semieixo maior de 2,71 UA), nas quais, embora não se encontrem vazias, o número de asteroides é menor. O cinturão principal pode ser dividido então em três zonas separadas por estas lacunas: Zona I (2,06-2,5 UA), Zona II (2,5-2,82 UA) e Zona III (2,82-3,28 UA).
Mudanças nas órbitas
Embora as ressonâncias orbitais dos planetas sejam o modo mais efetivo de modificar as órbitas dos asteroides, existem outros meios. Algumas evidências, como o número de NEA ou meteoritos perto da Terra, poderiam indicar que as ressonâncias não são capazes de produzi-las. Inicialmente foi postulado que as colisões aleatórias entre asteroides provocariam a queda nas lacunas de Kirkwood, ejetados pelas perturbações dos planetas. Contudo, os modelos computacionais mostraram que os efeitos que isto produz se encontram várias ordens de magnitude abaixo do observado. Portanto, devem ser mais importantes outros efeitos. No final do século XIX, Ivan Yarkovsky propôs que a luz solar poderia provocar alterações nas órbitas dos asteroides. Este é conhecido como efeito Yarkovsky, devido a luz solar direta que transporta em momento linear. Porém esta luz não modifica a órbita, pois chega na mesma direção que a força de atração gravitacional do Sol e, na prática, é como se fosse atraído por um objeto ligeiramente menos massivo do que o Sol. A ideia chave de Yarkovsky é que um asteroide possui temperaturas diferentes na sua superfície segundo a sua orientação ao Sol. Os corpos emitem radiação infravermelha, tanto maior quanto maior seja a sua temperatura, e estes fotões emitidos imprimem ao asteroide uma quantidade de movimento em senso contrário de onde foram radiados. Assim, haverá uma emissão assimétrica de fotões e o asteroide movimentar-se-á. Este efeito é maior se há diferenças de temperatura entre o afélio e o periélio do asteroide. Mediante o efeito Yarkovsky podem ser determinadas as suas densidades, e podem ser explicadas determinadas características orbitais e morfológicas que possuem algumas famílias de asteroides.
Imagem: Omarius257 · BY-SA · Openverse
Embora a maior parte dos asteroides se encontrem no cinturão principal, também existem outros grupos de asteroides. Podem-se diferenciar três regiões de asteroides, segundo a sua distância ao Sol:
Famílias de asteroides
Quando o número de asteroides descobertos começou a ser elevado, os astrônomos observaram que alguns deles partilhavam certas características, como a excentricidade ou a inclinação orbital. Assim foi como o japonês Kiyotsugu Hirayama propôs em 1918 a existência de cinco famílias de asteroides (lista que com o tempo dilatou-se). Aproximadamente um terço dos asteroides do cinturão faz parte de uma família, que possuem elementos orbitais e espectros similares, indicando origem na fragmentação de um objeto maior. Existem 20-30 associações que com certeza podem ser consideradas famílias de asteroides, embora haja outras cuja denominação de família não seja tão clara. As associações com menos membros que as famílias são denominados cúmulos de asteroides.
Devido à elevada população do cinturão principal, as colisões entre asteroides ocorrem frequentemente, em escalas de tempo astronômicas. Estima-se que cada 10 milhões de anos ocorre uma colisão entre asteroides cujos raios excedem os 10 km. As colisões ocasionalmente provocam a fragmentação do asteroide em objetos menores, formando uma nova família de asteroides. Também pode ocorrer que dois asteroides colidirem a velocidades muito baixas, em cujo caso ficam unidos. Devido a estes processos de colisão, os objetos que formaram a cintura de asteroides primitivo apenas guardam relação com os atuais. Além de asteroides, o cinturão também contém faixas de poeira formadas por partículas com raios de poucas centenas de micrômetros. Este material é produzido, pelo menos em parte, por colisões entre asteroides, e pelo impacto de micrometeoritos nos asteroides. Além disso, o efeito Poynting-Robertson provoca que devido à radiação solar esta poeira gire devagar em espiral em torno do Sol.
Meteoritos
Os entulhos originados nas colisões podem formar meteoroides que finalmente alcancem a atmosfera terrestre. Uma percentagem maior de 99,8% dos 30 000 meteoritos achados até a data na Terra acredita-se que foi originada no cinturão de asteroides. Em setembro de 2007 foi publicado um estudo que sugestiona que o asteroide 298 Baptistina sofreu uma colisão que provocou o envio de uma quantidade considerável de fragmentos ao interior do Sistema Solar. Acredita-se que os impactos destes fragmentos criaram as crateras Tycho e Chicxulub, situadas na Lua e no México respectivamente, e este último pôde ter provocada a extinção dos dinossauros faz 65 milhões de anos.
A primeira nave espacial que atravessou a cintura de asteroides foi a Pioneer 10, a 16 de julho de 1972. Então existia uma preocupação sobre se os entulhos do local seriam um perigo para a nave, contudo, por enquanto uma dezena de naves têm atravessado o cinturão sem incidentes. As sondas Pioneer 11, Voyager 1 e 2 e Ulysses, passaram pelo cinturão sem tomar imagens. A missão Galileu tomou imagens de 951 Gaspra em 1991 e de 243 Ida (e o seu satélite Dactyl) em 1993, NEAR Shoemaker de 253 Matilde em 1997 e 433 Eros em 2000, Cassini-Huygens de 2685 Masursky em 2000, Stardust de 5535 Annefrank em 2002 e New Horizons de 132524 APL em 2006. A missão Hayabusa, cujo regresso à Terra foi programado para junho de 2010, fotografou e aterrou sobre a superfície de 25143 Itokawa em 2005, durante dois meses. A missão Dawn foi lançada em 2007, e esperava-se que orbitasse ao redor de 4 Vesta e Ceres em 2011 e 2015, respectivamente. A missão WISE foi lançada em 14 de dezembro de 2009, buscando detecção de radiação infravermelha em asteroides com diâmetro maior de 3 km. O lançamento de outra missão, OSIRIS-REx, estava prevista para 2016, para obter mostras de material da superfície de um asteroide.
Para todos os asteroides, dentro ou fora desta faixa, veja Lista de asteroides
Ceres
Ceres é o maior corpo celeste do cinturão, e o único classificado como planeta anão, desde a redefinição dos planeta de 2006. Esta classificação é devida sua gravidade e forma quase esférica (com um diâmetro de 940 km aprox.), e portanto possui equilíbrio hidrostático. Antes de 2006 era considerado o asteroide maior, mas atualmente é o planeta anão menor, ao serem maiores que outros objetos que compartilham essa mesma classificação, como Plutão ou Éris. A sua magnitude absoluta é de 3,32, maior que todos os corpos do cinturão. Contudo, não deixa de ser um corpo muito obscuro, pois o seu albedo é de apenas de 5%. A sua estrutura interna é formada por um núcleo composto de silicatos e uma camada de água em forma de gelo rodeada por uma fina crosta. Uma parte muito pequena do gelo converte-se em vapor de água devido à radiação solar, o que lhe confere uma ténue atmosfera. A sua massa é quase um terço da do total de cinturão. Orbita a uma distância de entre 2,5 e 3 UA, e a sua excentricidade é de 0,08, formando uma órbita bastante circular.
Vesta
Vesta, é o segundo asteroide de maior massa, o terceiro em tamanho, e o mais brilhante de todos. Devido possuir um albedo de 42%, maior até mesmo que o da Terra (37%). Constitui 9% da massa total do cinturão, e o seu diâmetro médio é de 530 km. Orbita a uma distância do Sol similar à de Ceres. Vesta possui um núcleo metálico bem denso (de ferro e níquel), um manto composto de olivina, e uma crosta muito fina de poucos quilômetros de grossura. Vesta recebeu o impacto de outro asteroide, deixando uma enorme cratera sobre a sua superfície e enviando ao cinturão múltiplos fragmentos correspondentes a 1% da massa do asteroide. Assim foi formada a família Vesta, de tipo-V (basálticos), mas somente uma pequena parte destes continua orbitando o cinturão, pois os outros deveriam ser dissipados ao atingir a ressonância 3:1 com Júpiter, numa das lacunas de Kirkwood. Alguns meteoritos caídos sobre a Terra têm a sua origem nesta colisão.
Palas
Palas é o segundo objeto de maior tamanho do cinturão, embora Vesta seja mais massivo. Representa cerca de 7% da massa do cinturão, com albedo de 12%, do tipo-C. Possui a órbita mais excêntrica dos quatro, 0,23, que faz sua distância ser mais próxima ao Sol (2,1 UA), distante da mais afastada (3,4 UA). Também a sua inclinação orbital é superior, com 34° (as dos outros três são menores que 10°). Acredita-se que um impacto sobre a sua superfície formou a família Palas, embora o número de membros seja escasso. Em 1803, um ano depois da sua descoberta e devido à sua repercussão, William Hyde Wollaston batizou um novo elemento com o nome de paládio.
Hígia
Hígia é o quarto maior objeto do cinturão de asteroides, com um diâmetro meio de 431 km, embora apresenta uma forma alongada, e constitui cerca de 3% da massa total do cinturão. Foi descoberto por Annibale de Gasparis em 1849. Quanto à sua composição, é um asteroide carbonáceo (tipo-C) com um albedo de 7%. É o membro principal da família homônima à qual dá nome. Trata-se, dos quatro, do asteroide mais externo, cujo afélio atinge as 3,5 UA, e tarda 5,5 anos em completar a sua órbita.
