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METEORITOS QUE AJUDARAM A FORMAR A TERRA PODEM TER SIDO FORMADOS PERTO DO SISTEMA SOLAR EXTERIOR
22 de março de 2022

 


Impressão de artista da cintura de asteroides.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

 

Pensa-se que o nosso Sistema Solar se tenha formado a partir de uma nuvem de gás e poeira, a chamada nebulosa solar, que começou a condensar-se gravitacionalmente há aproximadamente 4,6 mil milhões de anos. À medida que esta nuvem se contraía, começou a girar e a moldar-se num disco em volta da massa de mais alta gravidade no seu centro, que se tornaria o nosso Sol. O nosso Sistema Solar herdou toda a sua composição química de uma estrela ou estrelas anteriores, que explodiram como supernovas. O nosso Sol retirou uma amostra geral deste material à medida que se formava, mas o material residual no disco começou a migrar com base na sua propensão para congelar a uma dada temperatura e a formar corpos planetários. À medida que o jovem Sol irradiava o disco circundante, criou um gradiente de calor no Sistema Solar primitivo. Por esta razão, os planetas interiores, Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte, são na sua maioria rochosos (na sua maioria compostos por elementos mais pesados, tais como ferro, magnésio e silício), enquanto que os planetas exteriores são na sua maioria compostos por elementos mais leves, especialmente hidrogénio, hélio, carbono, azoto e oxigénio.

A Terra formou-se parcialmente a partir de meteoritos carbonáceos, que se pensa serem provenientes de asteroides da secção exterior da cintura principal de asteroides. As observações telescópicas de asteroides desta zona revelam uma reflectância comum de 3,1 µm que sugere que as suas camadas externas hospedam ou água gelada ou argilas amoniacais, ou ambas, que só são estáveis a temperaturas muito baixas. Curiosamente, embora várias linhas de evidências sugiram que os meteoritos carbonáceos sejam derivados de tais asteroides, os meteoritos recuperados na Terra geralmente carecem desta característica. A cintura de asteroides coloca assim muitas questões aos astrónomos e aos cientistas planetários.

Um novo estudo liderado por investigadores do ELSI (Earth-Life Science Institute) no Instituto de Tecnologia de Tóquio sugere que estes materiais asteroidais podem ter-se formado muito longe no início do Sistema Solar, tendo depois sido transportados para o Sistema Solar interior por processos caóticos de mistura. Neste estudo, uma combinação de observações de asteroides utilizando o telescópio espacial japonês AKARI e modelagem teórica de reações químicas nos asteroides sugere que os minerais de superfície presentes nos asteroides da secção exterior da cintura principal, especialmente as argilas que contêm amoníaco (NH3), formam-se a partir de materiais base contendo NH3 e CO2 gelado que são estáveis apenas a temperaturas muito baixas e sob condições ricas em água. Com base nestes resultados, o novo estudo propõe que os asteroides da secção exterior da cintura principal se formaram em órbitas distantes e diferenciadas para dar origem a diferentes minerais em mantos ricos em água e núcleos dominados por rochas.

Para compreender a origem das discrepâncias nos espectros medidos de meteoritos carbonáceos e asteroides, usando simulações de computador, a equipa modelou a evolução química de várias misturas primitivas plausíveis concebidas para simular materiais primitivos de asteroides. Utilizaram então estes modelos de computador para comparação com os espectros telescópicos obtidos.

Os seus modelos indicavam que, para corresponder aos espectros dos asteroides, o material inicial tinha de conter uma quantidade significativa de água e amoníaco, uma abundância relativamente baixa de CO2 e reagir a temperaturas inferiores a 70ºC, sugerindo que os asteroides formaram-se muito mais longe do que as suas atuais localizações no Sistema Solar. Em contraste, a ausência da característica de 3,1 µm nos meteoritos pode ser atribuída à reação possivelmente mais profunda dentro dos asteroides, onde as temperaturas atingiram valores mais elevados e, portanto, os meteoritos recuperados podem ser amostras de porções mais profundas de asteroides.

A ser verdade, este estudo sugere que a formação da Terra e as suas propriedades únicas resultam de aspetos peculiares da formação do Sistema Solar. Haverá várias oportunidades para testar este modelo. Por exemplo, este estudo fornece previsões para o que a análise das amostras da Hayabusa2 irá encontrar. Esta origem distante dos asteroides, se correta, prevê que haverá sais amoniacais e minerais nas amostras recolhidas por esta missão espacial. Uma verificação adicional deste modelo será fornecida pelas análises dos materiais entregues pela missão OSIRIS-REx da NASA.

Este estudo também examinou se as condições físicas e químicas nos asteroides da secção exterior da cintura principal deveriam ser capazes de formar os minerais observados. A origem fria e distante dos asteroides propostos sugere que deveria haver uma semelhança significativa entre os asteroides e os cometas e levanta questões sobre a forma como cada um destes tipos de corpos se formou.

Este estudo sugere que os materiais que deram origem à Terra podem ter-se formado muito longe no início do Sistema Solar e depois ter sido trazidos para o interior durante a história inicial especialmente turbulenta do Sistema Solar. Observações recentes de discos protoplanetários pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) encontraram muitas estruturas anulares, que se pensa serem observações diretas da formação planetesimal. O autor principal Hiroyuki Kurokawa resume o trabalho, "ainda está por determinar se a formação do nosso Sistema Solar é um resultado típico, mas numerosas medições sugerem que podemos ser capazes de contextualizar a nossa história cósmica em breve."

 

 


(a) 3,1 µm de profundidade de absorção (eixo horizontal) indicando a presença de filossilicatos de amoníaco. Preto: asteroides observados pelo AKARI. Laranja: meteoritos derivados de asteroides do tipo C. Azul: resultados teóricos de cálculo para a composição inicial, incluindo gelo amoniacal (o número é o rácio água/rochas e corresponde ao eixo horizontal na figura b seguintes). (b) Linhas pretas: reflectância dos asteroides mostrando 3,1 µm de absorção. Linha azul: reflectância das combinações minerais contendo filossilicatos de amoníaco obtidos a partir de cálculos teóricos. Linha púrpura: reflectância de um asteroide coberto com água gelada, obtido a partir de cálculos teóricos. Os locais onde aparecem três características de absorção principais são indicados por áreas coloridas. Área vermelha a cerca de 2,7 µm: minerais hidratados. Área azul a cerca de 3,1 µm: filossilicatos de amoníaco ou água gelada. Áreas verdes a cerca de 3,4 µm e 4,0 µm: carbonatos.
Crédito: reproduzido de Kurokawa et al. 2022, AGU Advances


Composições minerais obtidas a partir de cálculos teóricos de reações químicas entre a água e as rochas. (a) Os materiais iniciais contêm apenas água e rochas. Não se formam filossilicatos de amoníaco em quaisquer condições. (b) Os materiais iniciais são água com gelo amoniacal e gelo seco, e rochas. Quando a proporção água/rocha (em termos de massa) é elevada, isto é, quando há bastante água, formam-se filossilicatos de amoníaco (linha azul clara pontilhada).
Crédito: reproduzido de Kurokawa et al. 2022, AGU Advances


Um cenário para a formação e evolução de asteroides do tipo C, derivado deste estudo.
Crédito: reproduzido de Kurokawa et al. 2022, AGU Advances


// Instituto de Tecnologia de Tóquio (comunicado de imprensa)
// Artigo científico (AGU Advances)
// Artigo científico (arXiv.org)

Saiba mais

Sistema Solar:
CCVAlg - Astronomia
Wikipedia

Formação e evolução do Sistema Solar:
Wikipedia

Cintura de asteroides:
Wikipedia
SEDS

Meteoritos:
Wikipedia

AKARI:
JAXA
Wikipedia

Hayabusa2:
JAXA
Wikipedia

OSIRIS-REx:
Página oficial
NASA
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ALMA:
Página principal
ALMA (NRAO)
ALMA (NAOJ)
ALMA (ESO)
Wikipedia

 
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