O Cinturão de asteroides é uma região do Sistema Solar compreendida aproximadamente entre as órbitas de Marte e Júpiter, abriga múltiplos objetos irregulares denominados asteroides.
Esta faixa tornou-se conhecida também como cinturão principal, contrastando com outras concentrações de corpos menores como, por exemplo, o cinturão de Kuiper ou os asteroides troianos que coorbitam com Júpiter.
- Imagem esquemática do cinturão de asteroides. Mostra o cinturão principal, entre as órbitas de Marte e Júpiter, e o grupo dos troianos, na órbita de Júpiter.
Mais da metade da massa total do cinturão está contida nos quatro objetos de maior tamanho: Ceres, Vesta, Palas e Hígia. Ceres, o maior e o único planeta anão do cinturão, possui um diâmetro de 950 km e tem o dobro do tamanho do segundo maior objeto. Contudo, a maioria dos corpos que compõem o cinturão são muito menores. O material do cinturão é cerca de 4% da massa da Lua, encontra-se disperso por todo o volume da órbita, pelo qual seria muito difícil atravessá-lo e chocar com um destes objetos. Porém, dois asteroides de grande tamanho podem chocar entre si, formando o que é conhecido como “famílias de asteroides”, que possuem composições e características similares. Os asteroides podem ser classificados, segundo o seu espectro e composição, em três tipos principais: carbonáceos (tipo-C), de silicato (tipo-S) e metálicos (tipo-M).
O cinturão de asteroides formou-se na nebulosa protossolar com o restante do Sistema Solar, os fragmentos de material contidos na região do cinturão poderiam formar um planeta, mas as perturbações gravitacionais de Júpiter, o planeta mais massivo, fizeram com que estes fragmentos colidissem entre si a grandes velocidades e não pudessem se agrupar, tornando-se o resíduo rochoso atual. Uma consequência destas perturbações são as lacunas de Kirkwood; zonas nas quais não se encontram asteroides devido as ressonâncias orbitais com Júpiter, e as suas órbitas tornaram-se instáveis. Se algum asteroide passasse a ocupar esta zona, provavelmente seria expelido para fora do Sistema Solar ou ocasionalmente possa ser enviado em direção aos planetas interiores. Desde a sua formação, o cinturão de asteroides teve a maior parte do seu material ejetado do sistema solar ou enviado para um dos planetas internos.
A Descoberta de Ceres
A “polícia celestial” convidou o italiano Giuseppe Piazzi para que se unisse à sua causa, mas antes de lhe chegar o convite, Piazzi descobriu o “planeta” a 1 de janeiro de 1801, ao qual chamou Ceres em honra à deusa romana da agricultura e padroeira da Sicília. Piazzi, que não estava em dia com os planos do grupo de astrônomos, visava realizar observações para completar o seu catálogo de estrelas, quando localizou na constelação de Taurus(Touro) um pequeno ponto luminoso que não constava no catálogo. O italiano observou-o à noite seguinte e deparou-se com um deslocamento sobre o fundo de estrelas. Nos dias subsequentes continuou observando aquele minúsculo ponto de luz, e cedo convenceu-se de que se tratava de um novo objeto do Sistema Solar. Num primeiro momento, Piazzi acreditou que se tratava de um cometa, mas a ausência de nebulosidade no seu redor e o seu movimento lento e uniforme convenceram-no de que poderia tratar-se de um novo planeta. Ceres encontrava-se a 2,77 UA, quase exatamente na posição predita pela lei de Titius-Bode de 2,8 UA.
Palas e o conceito de asteroide
Em 28 de março de 1802, Heinrich Olbers descobriu um segundo objeto na mesma região, ao que chamou Palas. O seu semi-eixo maior também coincidia com a lei de Titius-Bode, atualmente 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 de Titius-Bode, mas Palas também, e esta lei 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 tinha estourado ou fora despedaçado pelos impactos sucessivos de cometas. Em 6 de maio de 1802, e após estudar a natureza e o tamanho destes dois novos objetos, William Herschel propôs denominar Ceres e Palas como “asteroides”, pelo seu aspecto parecido com as estrelas ao observá-los.
Assim, Herschel visava englobá-los em uma nova classe de objetos do Sistema Solar, contanto que não violassem a lei de Titius-Bode para os planetas. A definição era ambígua intencionadamente, para que, em palavras de Herschel, fosse “bem ampla para abranger descobertas futuras”.
Contudo, e apesar dos esforços de Herschel, durante várias décadas os astrônomos continuaram enquadrando estes objetos dentro dos planetas. Ceres foi considerado planeta até a década de 1860, quando passou a ser considerado asteroide, mas esta classificação perdurou até 2006, e atualmente faz parte dos denominados planetas anões junto a Plutão e outros.
Com a descoberta do planeta Netuno em 1846, a lei de Titus-Bode começou a perder força entre a comunidade de astrônomos, pois este planeta não a cumpria. De fato, atualmente tal lei é tomada por uma mera casualidade, sem qualquer justificação teórica, embora alguns trabalhos mostrem que as leis de Kepler poderiam ter certa correlação com a lei de Titius-Bode.
A questão da nomenclatura começou a ser um problema para os astrônomos. Todas as vezes que um destes objetos era descoberto, era dado o nome de algum deus mitológico e designado com um símbolo para abreviar, como ocorre com os planetas. Contudo, os múltiplos asteroides descobertos provocaram que estes símbolos se tornassem cada vez mais complexos, até o ponto de ser precisa certa habilidade artística para os desenhar. Por este motivo, finalmente em 1867 foi acordada uma nova nomenclatura para estes objetos, que consistia no nome do asteroide precedido por um número entre parêntese, e em ordem de descoberta: 1º Ceres, 2º Palas, 3º Juno, 4º Vesta, continuando. Atualmente acostumam ser representados do mesmo jeito, incluindo ou subtraindo os parênteses.
O termo “cinturão de asteroides” começou a ser usado no princípio da década de 1850, embora se ignore quem fosse o primeiro a fazer referência ao mesmo. Em 1868 já eram conhecidos centenas de asteroides, e em 1891 a descoberta da astrofotografia por Max Wolf acelerou mais ainda este ritmo. Em 1921 o número de asteroides ultrapassava os 1000, em 1981 os 10 000, em 2000 os 100 000 e em 2010 o número de asteroides é cerca de 500 000.
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:
- Cinturão principal: encontra-se situado entre 2,06 e 3,65 UA, numa região entre Marte e Júpiter. Pela sua vez, podem ser classificadas famílias de asteroides, como Hungaria, Hilda, Eos, Themis, Cibeles, Koronis, entre outras.
- Asteroides próximos da Terra (ou NEAs, do inglês Near-Earth Asteroids): são asteroides próximos da órbita terrestre, situados a menos de 1,3 UA do Sol. Podem ser subdivididos em três grupos:
- Asteroides Aton: possuem semi-eixos maiores menores de 1 UA, e afélios maiores de 0,983 UA.
- Asteroides Apolo: possuem semi-eixos maiores mais distantes que 1 UA, e periélios menores de 1,017 UA.
- Asteroides Amor: possuem periélios entre 1,017 UA e 1,3 UA. O asteroide 1036 Ganymed é o NEA descoberto de maior tamanho.
- Troianos: encontram-se perto dos pontos de Lagrange de Júpiter (situados a 60° da linha que une o Sol e Júpiter). São conhecidos ao redor de 4000. Por vezes também são classificados neste grupo alguns asteroides situados nos pontos de Lagrange de Netuno ou Marte, como é o caso de 5261 Eureka. Recebem este nome devido ao primeiro asteroide deste grupo descoberto, 588 Aquiles, heroi da Guerra de Troia.
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 se foi dilatando.
Aproximadamente um terço dos asteroides do cinturão faz parte de uma família. As famílias possuem elementos orbitais e espectros similares, o qual indica que têm a sua origem na fragmentação de um objeto maior. Existem 20-30 associações que com certeza podem ser consideradas famílias de asteroides, embora haja muitas outras cuja denominação de família não seja tão clara. As associações com menos membros que as famílias são denominados cúmulos de asteroides.
Algumas das famílias mais importantes são (em ordem de distância): Flora, Eunomia, Koronis, Eos e Themis. A família Flora, uma das mais numerosas, poderia ter a sua origem numa colisão ocorrida há menos de 1 mil milhões de anos. O asteroide maior que faz parte de uma família é Vesta. Acredita-se que a família Vesta foi originada por uma colisão sobre a sua superfície. Como resultado da mesma colisão também se formaram os chamados meteoritos HED.
Encontraram-se três faixas de poeira dentro do cinturão principal. É possível que sejam associadas às famílias Eos, Koronis e Themis, devido a que as suas órbitas são similares às destas faixas.
No limite interior do cinturão de asteroides encontra-se a família de asteroides Hungaria, entre 1,78 e 2,0 UA, e com semi-eixos maiores em torno de 1,9 UA. O asteroide que dá nome a esta família composta por 52 asteroides conhecidos é 434 Hungaria. Este agrupamento de asteroides encontra-se separado do cinturão principal pelo oco de Kirkwood correspondente à ressonância 4:1, e os seus membros possuem inclinações muito elevadas. Alguns cruzam a órbita de Marte, cujas perturbações gravitacionais são provavelmente a causa mais notável na redução populacional deste grupo.
Outro grupo de asteroides com órbitas inclinadas na parte interior do cinturão é a família Foceia. A grande maioria dos seus membros são do tipo-S, ao contrário da família Hungaria possui alguns de tipo-E (com superfícies de enstatita). A família Foceia orbita entre 2,25 UA e 2,5 UA do Sol.
No limite exterior do cinturão encontra-se a família Cybele, orbitando entre 3,3 e 3,5 UA, na ressonância 7:4 com Júpiter. A família Hilda orbita entre 3,5 e 4,2 UA, com órbitas bastante circulares e estáveis na ressonância 3:2 de Júpiter. Para além de 4,2 UA encontram-se poucos asteroides, até a órbita de Júpiter (5,2 UA), onde se encontram os asteroides troianos. Os troianos podem ser divididos em dois grupos, segundo o ponto de Lagrange de Júpiter que ocupem: os que se encontram no ponto L4 e os que se situam no lado contrário L5. É desconhecida a razão de o ponto L4 encontrar-se muito mais povoado.
Algumas famílias formaram-se recentemente, em tempos astronômicos. O cúmulo Karin formou-se faz 5,8 milhões de anos como consequência de uma colisão sofrida por um asteroide de 16 km de raio. A família Veritas formou-se a 8,7 milhões de anos; entre as evidências há poeira interplanetária recolhida dos sedimentos oceânicos.
Algo mais antigo é o cúmulo Datura, que se formou faz 450 mil de anos a partir de um asteroide do cinturão principal. A estimativa da sua antiguidade é baseada na probabilidade estatística de os seus membros terem as órbitas atuais, e não em evidências físicas sólidas. Acredita-se que o cúmulo Datura poderia ter sido uma fonte de poeira e material zodiacal. Outras formações recentes, como o cúmulo Iannini (a cerca 5 milhões de anos) ou o cúmulo Seinäjoki, também poderiam ter contribuído para a formação dessa poeira.
Colisões entre 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 colisionem a velocidades muito baixas, nesse caso ficam unidos. Devido a estes processos de colisão, os objetos que formaram o cinturão de asteroides primitivo apenas guardam relação com os atuais.
A combinação desta poeira com o material ejetado dos cometas produz a luz zodiacal. O brilho desta luz, embora débil, pode ser observado pela noite em direção para o Sol ao longo da eclíptica(plano da órbita da Terra). As partículas que produzem a luz zodiacal visível apresentam de média raios de 40 micrômetros. O tempo de vida característico destas partículas é de cerca de 700 mil anos. Portanto, para manter as faixas de poeira devem ser criadas novas partículas a um ritmo constante no cinturão de asteroides.
Os entulhos originados nas colisões podem formar meteoroides que finalmente alcancem a atmosfera terrestre, uma porcentagem maior de 99,8% dos cerca de 30 000 meteoritos achados na Terra acredita-se que foi originada no cinturão de asteroides. Em setembro de 2007 foi publicado um estudo que sugere 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 à 65 milhões de anos.
FONTES: Solar Views/Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS
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