Blocos de construção da terra

• Richard W. Carlson  

Natureza volume 541 , Páginas 468–469 ( 2017 ) Citar este artigo

A Terra cresceu pelo acréscimo de material meteorítico. Dados isotópicos de alta precisão revelam como a composição desse material mudou ao longo do tempo, forçando a revisão dos modelos de formação do nosso planeta. Veja as cartas p.521 e p.525

Por mais de meio século, os cientistas estimaram a composição química em massa da Terra em comparação com seus blocos de construção cósmicos potenciais, conforme amostrado por meteoritos. Em uma descoberta conceitual, na página 521 , Dauphas ¹ usa o conteúdo isotópico exclusivo de diferentes tipos de meteorito para identificar aqueles que melhor representam esses blocos de construção. O autor também avalia se o material adicionado à Terra durante sua formação mudou ao longo do tempo. Na página 525 , Fischer-Gödde e Kleine ²mostram que nem mesmo o 0,5% de acréscimo mais recente de tal material consistia no tipo de meteorito que há muito se pensava ser o principal contribuinte para a composição de nosso planeta. Essa constatação desafia nossa compreensão de como a Terra obteve seu inventário de elementos voláteis e água.

Na década de 1970, foi demonstrado que a Terra tinha uma composição de isótopos de oxigênio diferente da maioria dos meteoritos ³ . Os únicos meteoritos que têm abundância isotópica de oxigênio semelhante são chamados de condritos enstatitas, que são ricos em silício e altamente reduzidos (a maior parte do ferro está na forma de metal ou sulfeto, em vez de óxido). 

Essa semelhança levou a vários modelos que basearam a composição da Terra em condritos enstatitas ^{4 , 5} . No entanto, a incompatibilidade na composição elementar entre esses meteoritos e as rochas da Terra levou a maioria dos pesquisadores a continuar usando modelos baseados em meteoritos mais oxidados e ricos em voláteis, conhecidos como condritos carbonáceos ^{6 , 7} .

As melhorias na capacidade de determinar abundâncias isotópicas precisas levaram à descoberta de que muitos elementos podem ser usados ​​para distinguir entre a Terra e os meteoritos ⁸ . Em 2011, um estudo dessas diferenças isotópicas sugeriu que a Terra era feita de uma mistura de tipos de meteoritos ⁹ , não apenas os condritos carbonáceos que haviam sido o principal componente da maioria dos modelos. Dauphas leva essa abordagem mais adiante, desenvolvendo uma metodologia na qual a disparidade isotópica entre diferentes grupos de meteoritos e a Terra pode ser usada para rastrear a composição dos materiais que se agregaram ao nosso planeta ao longo de sua formação.

O evento de diferenciação química mais importante na história da Terra foi a separação de seu núcleo de metal de ferro de seu manto de silicato ( Fig. 1 ). 

Quando o núcleo se formou, os elementos mais solúveis em metal do que em silicato foram seletivamente removidos do manto. Alguns elementos (como irídio, platina, paládio e rutênio) são tão solúveis em metal que o manto deveria ter sido efetivamente removido durante a formação do núcleo. 

No entanto, as abundâncias observadas desses elementos no manto estão na mesma proporção relativa daquelas vistas em meteoritos primitivos. Além disso, eles são exauridos por um fator de apenas cerca de 350 em relação à sua abundância em meteoritos ¹⁰ , em comparação com o esgotamento de um milhão de vezes ¹¹ o que seria de esperar se o manto estivesse em equilíbrio químico com o núcleo.

Figura 1: sondando a formação da Terra.

Quando o núcleo de metal de ferro da Terra se separou de seu manto de silicato, elementos mais solúveis em metal do que em silicato foram transferidos para o núcleo. Depois que a formação do núcleo foi concluída, esses elementos foram adicionados de volta ao manto por acréscimo de material meteorítico. Dauphas ¹ considera os elementos titânio, cromo, níquel, molibdênio e rutênio (listados em ordem crescente de preferência pelo núcleo). Usando as diferenças isotópicas nesses elementos entre a Terra e os meteoritos, o autor mostra que nosso planeta se formou a partir de uma mistura de tipos de meteoritos durante os primeiros 60% de seu crescimento e, subsequentemente, quase inteiramente de meteoritos pobres em oxigênio, chamados de condritos enstatitos. Fischer-Gödde e Kleine ² use medições isotópicas de rutênio de alta precisão para confirmar que os últimos 0,5% do material agregado eram mais semelhantes aos condritos enstatitas.

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Uma explicação é que esses elementos foram adicionados de volta ao manto por acréscimo subsequente de material meteorítico (com uma massa de cerca de 0,5% da da Terra) depois que a formação do núcleo foi concluída ¹² . Dauphas observa que, se assim for, a composição isotópica do rutênio no manto rastreia apenas os últimos 0,5% do material a partir do qual nosso planeta se formou. Em contraste, a composição isotópica do manto de elementos que são completamente insolúveis em metal reflete a composição média de todo o material do qual a Terra cresceu.

Usando essa abordagem, para a série de elementos titânio, cromo, níquel e molibdênio (listados em ordem de sua preferência crescente pelo núcleo), Dauphas estima que sua composição isotópica no manto reflete os últimos 95%, 85%, 39% e 12% do material agregado pela Terra, respectivamente. 

 Então, usando as diferenças isotópicas nesses elementos entre a Terra e os meteoritos, o autor descobre que nosso planeta se formou a partir de uma mistura de tipos de meteoritos em cerca de 60% do seu crescimento e quase inteiramente a partir de condritos enstatitos no restante. As medidas isotópicas de rutênio de alta precisão apresentadas por Fischer-Gödde e Kleine reforçam a conclusão de que o último 0,5% do material agregado era isotopicamente mais parecido com condritos enstatíticos.

O aspecto perturbador dessa conclusão é que a composição química dos condritos enstatitas é muito diferente daquela das rochas na superfície da Terra. Consequentemente, se a Terra é feita principalmente de condritos enstatitas, seu interior profundo deve ter uma composição substancialmente diferente de suas camadas externas ⁵ . Embora possível, essa explicação não é facilmente reconciliada com muitas linhas de evidência. Uma alternativa oferecida por Dauphas é que os condritos enstatitas podem ser resquícios dos processos que formaram a Terra, mas cujas composições foram modificadas pelo processo de formação de planetas. Esta é uma sugestão intrigante, mas cujas consequências precisarão de muito mais investigação.

Se os últimos 0,5% do material acumulado pela Terra fossem compostos de um tipo particular de condrito carbonáceo rico em voláteis, conhecido como condrito CI, uma quantidade de água equivalente em massa aos oceanos da Terra teria sido adicionada ao planeta ¹⁰ . As medições de Fischer-Gödde e Kleine mostram, em vez disso, que este material de acréscimo tardio consistia em condritos enstatíticos relativamente "secos". Água foi, portanto, fornecida à Terra ao longo de seu crescimento, em vez de ser adicionada no final de sua história, por meio do acúmulo de materiais ricos em voláteis, como condritos carbonáceos ou cometas.

Os resultados apresentados nestes documentos levam à conclusão preocupante de que os meteoritos em nossa coleção não são exemplos particularmente bons de blocos de construção da Terra. Embora isso torne a estimativa da composição em massa do planeta mais difícil, novos dados isotópicos e abordagens para interpretar esses dados fornecem o próximo passo para uma melhor compreensão de como a Terra se formou.^{Nota de rodapé 1}

Notas

1. 1

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Referências

1. 1

   Dauphas, N. Nature 541 , 521-524 (2017).

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Informação sobre o autor

Afiliações

1. Richard W. Carlson está no Departamento de Magnetismo Terrestre, Carnegie Institution for Science, Washington DC 20015, EUA.

   Richard W. Carlson

autor correspondente

Correspondência para Richard W. Carlson .

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Pesquisa avalia impacto de encontros entre asteroides

24/10/2012

Por Elton Alisson

Agência FAPESP – Entre os mais de 500 mil asteroides do Sistema Solar já catalogados, há um seleto grupo – formado por aproximadamente 20 corpos – dos chamados asteroides massivos, que possuem massa (tamanho) muito superior à dos demais.

Quando um asteroide massivo se aproxima de outro asteroide pequeno – evento raro –, ocorre uma perturbação na órbita do segundo, denominada “difusão de órbitas”. Isso provoca uma mudança de seus elementos orbitais, como semieixo maior, excentricidade e inclinação.

Bastante raros, encontros de asteroides de maior e de menor massa provocam mudanças em suas órbitas, aponta estudo realizado por pesquisadores brasileiros apresentado na Academia dei Lincei, na Itália
(NASA/JPL-Caltech)

Um trabalho feito por pesquisadores do Departamento de Matemática da Faculdade de Engenharia da Universidade Estadual Paulista (Unesp), em Guaratinguetá, do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (Inpe) e do Observatório Nacional, no Rio de Janeiro, avaliou a mobilidade orbital causada por encontros próximos com os asteroides 2 Pallas, 10 Hygiea e 31 Euphrosyne – respectivamente, o terceiro, o quarto e o vigésimo segundo asteroides mais massivos.

Os resultados da pesquisa, realizada no âmbito de um projeto apoiado pela FAPESP, foram apresentados em setembro em conferência internacional sobre exploração do Sistema Solar.
O evento foi realizado em Roma, Itália, na Academia dei Lincei – uma das mais antigas instituições científicas do mundo, da qual Galileu Galilei (1564-1642) foi membro. O trabalho também deverá ser publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

De acordo com as simulações numéricas realizadas, o efeito da perturbação causada pelo asteroide 2 Pallas – de alta inclinação orbital e cujos números de encontros com outros asteroides pequenos na sua região orbital ocorrem em velocidade e distância relativas muito altas – é bastante limitado.
Por sua vez, o 31 Euphrosyne também é um corpo de alta inclinação, mas de família bem maior do que a de Pallas. Por isso, foi usado pelos pesquisadores como modelo para verificar se asteroides massivos de alta inclinação são eficazes para causar mudanças de mobilidade de elementos de asteroides pequenos ou não.
Já a difusão do semieixo maior de um asteroide pequeno provocada por um encontro com o asteroide 10 Hygiea é quase próxima à causada pelo 1 Ceres – o maior asteroide conhecido, que em 2006 passou a ser considerado planeta-anão.

“Os níveis de difusão no semieixo maior de um asteroide pequeno causados por um encontro com o 10 Hygiea são quase da mesma ordem da do Ceres, o que foi um pouco inesperado”, disse Valério Carruba, professor da Unesp e um dos autores do estudo, à Agência FAPESP.
Segundo Carruba, já tinham sido realizados alguns estudos sobre encontros próximos com dois dos maiores asteroides massivos: o 1 Ceres e o 4 Vesta, que é o segundo maior asteroide do Sistema Solar e que foi promovido em maio à categoria de “protoplaneta”.
Um estudo publicado em 2011 também na revista Astronomy & Astrophysics por cientistas do Observatório de Paris, na França, demonstrou que, quando os cinco maiores asteroides massivos foram incluídos em simulações com todos os outros planetas, não somente as órbitas dos asteroides massivos se tornaram mais caóticas, mas até a precisão dos elementos orbitais da Terra ficou limitada em até 50 milhões de anos (Myr).
Os efeitos sobre a mobilidade asteroidal causada por encontros próximos nas regiões de 2 Pallas, 10 Hygiea e 31 Euphrosyne, que foram objeto do estudo dos pesquisadores brasileiros, ainda não tinham sido esmiuçados.
“Sabemos que os efeitos de difusão caótica causados por encontros com asteroides massivos valem somente para asteroides cujas órbitas cruzam com as dos asteroides maiores”, explicou Carruba.
“Eles podem ser particularmente importantes para objetos que são membros da família de asteroides massivos, como o 10 Hygiea e o 31 Euphrosyne, que é o que pretendemos estudar agora”, disse.

Encontros raros

Em estudo realizado em colaboração com outros pesquisadores, publicado em julho na Astronomy & Astrophysics, Carruba demonstrou que mudanças no semieixo maior, excentricidade e inclinação, causadas por efeitos a longo prazo de encontros próximos do asteroide Vesta com outros corpos menores, podem ter contribuído para difusão de alguns membros de sua família para fora de sua órbita.
Além disso, a órbita atual de alguns desses asteroides não poderia ser facilmente justificada pela migração dos elementos por outros mecanismos, como por exemplo o efeito Yarkovsky (um pequeno “empurrão” que um asteroide sofre quando absorve a luz solar e emite calor) ou ressonâncias orbitais.
“Por causa dos encontros próximos com asteroides massivos, há uma mudança na energia da órbita dos asteroides pequenos que se reflete em uma mudança no semieixo maior, na excentricidade e na inclinação da órbita dele”, explicou Carruba.

De acordo com o pesquisador, o mecanismo dos encontros com asteroides massivos é similar ao utilizado para enviar sondas para estudar planetas, como Júpiter e Saturno, e suas respectivas luas.
Quando as sondas Voyager começaram a ser enviadas ao espaço pela Nasa, a agência espacial dos Estados Unidos – inicialmente para estudar Júpiter e Saturno e, posteriormente, Netuno –, elas tiveram um encontro próximo com Júpiter que mudou relativamente suas órbitas. “Elas ganharam energia e agora podem explorar o Sistema Solar externo”, disse Carruba.
“É claro que os asteroides massivos são bem menores em comparação aos planetas. Mas, com o passar de centenas de milhares de anos, os efeitos da difusão caótica causados por encontros próximos com eles não são desprezíveis”, afirmou. Entretanto, segundo ele, os encontros próximos com asteroides massivos são raros.

Das aproximadamente 3 mil partículas que estudaram na região de 10 Hygiea, que abrangem um período de 30 milhões de anos, os pesquisadores brasileiros identificaram cerca de 4 mil encontros próximos delas com o asteroide massivo nesse período.

“Os encontros próximos com asteroides massivos dependem muito de como as órbitas estão orientadas. Quando elas se intersectam, nós conseguimos verificar a ocorrência de encontros próximos e calcular a variação do semieixo maior dos asteroides menores”, disse Carruba.

O artigo Chaotic diffusion caused by close encounters with several massive asteroids The (4) Vesta case (doi: 10.1051/0004-6361/201218908), de Carruba e outros, pode ser lido por assinantes da revista Astronomy & Astrophysics em www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/201218908&Itemid=129.