Astrônomos revelam restos de mini planetas partilhando a mesma órbita de Marte nos pontos estáveis de Lagrange L4 e L5

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À esquerda vemos os percursos traçados pelos asteroides troianos partilhando a órbita de Marte com o Sol, ao redor dos Pontos de Lagrange L4 e L5 (cruzes). Marte é o disco vermelho e o Sol o disco amarelo. O círculo pontilhado indica a distância média entre Marte e o Sol. À direita vemos uma ampliação da inserção (retângulo) que mostra os percursos dos 8 troianos em volta do ponto L5: 1998 VF31 (marcado “VF31” em azul), Eureka (em vermelho), e os 6 demais objetos identificados como membros da família Eureka. Os discos indicam os tamanhos relativos dos asteroides. Eureka, o maior membro, tem cerca de 2 km de diâmetro. Crédito da figura: Apostolos Christou

O planeta Marte partilha sua órbita com um grupo de mini asteroides, chamados de troianos. Agora, um time internacional de astrônomos, usando o VLT (Very Large Telescope) no Chile, descobriu que a maioria desses objetos partilha uma composição comum: são provavelmente restos de um mini planeta, o qual foi provavelmente destruído em uma colisão há muito tempo.

Os asteroides troianos se movem em órbitas com a mesma distância média ao Sol de um planeta, presos dentro de “refúgios seguros” e gravitacionais, situados 60º à frente e 60º atrás do planeta que compartilha a órbita ao redor do Sol. O significado especial destes locais foi elucidado pelo notável matemático francês Joseph-Louis Lagrange, no século XVIII. Em sua honra, esses locais são agora conhecidos como “pontos de Lagrange”. O ponto que antecede o planeta é L4 e o que sucede o planeta é o ponto L5.

Até hoje foram encontrados cerca de 6.000 asteroides troianos na órbita de Júpiter e cerca de 10 asteroides na órbita de Netuno. Os cientistas julgam que esses objetos são remanescentes dos primeiros tempos do Sistema Solar, quando a distribuição de planetas, asteroides e cometas era muito diferente da que observamos hoje.

Em contrapartida, até então, Marte é o único planeta rochoso que sabemos possuir companheiros troianos em órbitas estáveis. O primeiro troiano marciano foi descoberto há mais de 25 anos, residindo no ponto de Lagrange L5 e denominado “Eureka”. Esse objeto foi batizado assim como referência à famosa exclamação do notável matemático Arquimedes da Grécia Antiga. A contagem atual de troianos de Marte chegou a nove, 600 vezes menos que os troianos de Júpiter, mas até mesmo essa amostra relativamente diminuta nos revela uma estrutura interessante não vista em qualquer outra parte do Sistema Solar.

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A mesma figura com fundo negro.

Para começar, todos os troianos, exceto um, seguem o planeta Marte no ponto de Lagrange L5 (ver no diagrama o painel esquerdo da imagem em destaque). Além disso, as órbitas de todos menos um dos 8 troianos no ponto L5 estão agrupadas ao redor do próprio Eureka (painel direito). A causa para essa distribuição desigual de objetos ainda não foi determinada, apesar de existirem duas explicações possíveis:

No 1º cenário, uma colisão quebrou um asteroide percursor no ponto L5 e os fragmentos constituem o grupo que observamos hoje.
O 2º cenário sugere que um processo chamado fissão rotacional fez com que Eureka girasse mais depressa, eventualmente libertando pequenos pedaços de si próprio para uma órbita heliocêntrica.

Qualquer que seja a razão, os astrônomos sugerem fortemente que os asteroides nesta “família Eureka” fizeram parte de um único objeto ou de um corpo progenitor. Embora as evidências circunstanciais desta hipótese sejam fortes, o teste está em desvendar se os asteroides partilham uma composição comum ou não. Felizmente, isto pode ser feito via telescópios, medindo a cor da luz solar refletida pela superfície dos asteroides, ou seja, obtendo o seu espectro.

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Espectro da família de asteroides Eureka: (385250) 2001 DH47 (mostrado em vermelho) e (311999) 2007 NS2 (em preto) obtidos com o espectrógrafo X-SHOOTER do VLT no Chile. O espectro de 5261 Eureka está demonstrado em tons de azul. Os três espectros são muito similares, o que sugere uma composição comum entre os três corpos, algo que é também bem raro entre asteroides. Crédito da figura: Galin Borisov

Com este propósito, um time internacional de astrônomos liderado por Apostolos Christou e por Galin Borisov, membros do Observatório e Planetário Armagh, na Irlanda do Norte, Reino Unido, usou o espectrógrafo X-SHOOTER acoplado ao telescópio “Kueyen”, a Unidade 2 do VLT do ESO no Chile, no início de 2016, para registar o espectro de dois asteroides que pertencem à família Eureka: 311999 e 385250.

Analisando os espectros, os astrônomos descobriram que ambos os objetos são “gêmeos” de Eureka em termos de composição, confirmando assim a relação “genética” entre os asteroides. Também é a primeira vez que se descobre que os asteroides são compostos principalmente por olivina, um mineral que normalmente se forma dentro de objetos muito maiores sob condições de alta pressão de temperatura. A implicação é que estes asteroides são provavelmente relíquias de material do manto de mini planetas ou “planetesimais” os quais, assim como a Terra, desenvolveram uma crosta, um manto e um núcleo através do processo de diferenciação, mas que há muito foram destruídos por colisões.

Apostolos Christou destacou:

Existem muitas outras famílias no cinturão principal de asteroides entre Marte e Júpiter e até entre os troianos de Júpiter, mas nenhuma é dominada por asteroides de olivina.

Isto está relacionado com o chamado “problema do manto faltante”, isto é, se acrescentarmos a massa de minerais diferentes no cinturão de asteroides, particularmente aqueles cujos fragmentos se pensa terem pertencido a outros maiores e diferenciados, há um déficit de material do manto em comparação com material da crosta rochosa e do núcleo.

Embora a descoberta desta família dominada por olivina não forneça uma solução final para o “problema do manto faltante”, ela demonstra que o material do manto estava presente perto de Marte no início da história do Sistema Solar.

Christou explicou: