sábado, 11 de agosto de 2018

Meteoritos

Os meteoritos são rochas que se encontravam no espaço extraterrestre e caem sobre a superfície da Terra quando a trajetória do planeta intercepta a trajetória do objeto que estava no espaço. Acredita-se que a maioria dos meteoritos são originados do cinturão de asteróides que se localiza entre os planetas Marte e Júpiter, embora possam ter outras origens, como o próprio Marte e a Lua. Quando o meteorito atinge a alta atmosfera, devido à velocidade relativa com a Terra (que pode ser de até 100.000 km/h) ele sofre a influência de uma grande força de atrito produzindo uma grande quantidade de calor. Esse impacto consome parte da superfície e/ou fragmento o objeto, de tal modo que apenas uma pequena parte dele, eventualmente, atinge a superfície do planeta. A superfície do meteorito atinge uma temperatura muito alta, algumas vezes produzindo uma crosta cujo material sofre uma mudança de fase sólido - sólido. Em outras palavras, a temperatura e a pressão do impacto podem modificar a estrutura física da superfície da rocha quando ela atinge a Terra. Obviamente, a maior parte do meteorito é perdida durante a entrada da atmosfera em virtude da ejeção de matéria fundida.

A idade dos meteoritos

Um aspecto importante relacionado ao estudo dos meteoritos diz respeito à sua idade. Isso porque, com esse conhecimento, pode-se relacionar a origem dos meteoritos a eventos que ocorreram no Sistema Solar há bastante tempo, talvez remontando à era na qual o sistema planetário foi formado. Existem diversos métodos para se determinar a idade de um mineral aqui na Terra e alguns desses métodos também podem ser utilizados para determinar a idade dos meteoritos. O método utilizado é o da meia-vida de um isótopo radiativo. A ideia geral é a seguinte: existem elementos químicos que são radioativos, isso é, eles emitem prótons e nêutrons e se transformam em outros elementos químicos. Por exemplo, metade do potássio 40 (40K) se transforma em argônio 40 (40Ar) após 1,3 bilhões de ano, enquanto metade do rubídio 87 (87Rb) se transforma em estrôncio 87 (87Sr) em 48,8 bilhões de anos. Existem outros exemplos, mas nesses dois casos o potássio 40 e o rubídio 87 são chamados de elementos radioativos (isótopos pai) e o argônio 40 e o estrôncio 87 são chamados de elementos radiogênicos (isótopos filhos). O tempo para que metade da quantidade de elementos radioativos se transforme nos isótopos filhos é denominado de meia-vida. Assim, podemos dizer que a meia vida do potássio 40 é de 1.3 bilhões de anos, enquanto que a do estrôncio 87 é 48,8 bilhões de anos.

No estudo dos meteoritos uma boa escala para se utilizar na datação é a do urânio 238 (238Ur). O urânio 238 possui uma meia vida de 4,47 bilhões de anos, quando metade dele se transforma no chumbo 206 (206Pb). Assim, se num meteorito - ou numa rocha terrestre qualquer - encontra-se que metade do urânio foi transformado em chumbo 206 podemos afirmar que aquela rocha possui 4,47 bilhões de anos. Se apenas 1/4 do urânio 238 original está presente, ou seja, 3/4 foram transformados em chumbo 206, significa que se passaram duas meias vidas (1/2 x 1/2 = 1/4) e, portanto, a rocha tem 8,94 bilhões de anos. Se fizermos um gráfico da quantidade de elemento radioativo em função do tempo encontraremos uma curva exponencial e, a partir dela, podemos determinar com certa precisão a partir do conhecimento do isótopo-pai a idade da rocha. A ideia é simples, mas obviamente as medidas para se determinar as quantidades de isótopos-pai e isótopos-filho são feitas por meio de um equipamento sofisticado denominado de espectrômetro de massa (nessa postagem não falaremos sobre o equipamento).


A constituição dos meteoritos

Mesmo sendo materiais extraterrestres, todos os elementos químicos encontrados nos meteoritos são conhecidos aqui na Terra, ou seja, todos eles estão contidos na Tabela Periódica dos Elementos Químicos. A razão disso é muito simples: todos os elementos existentes na Terra ocorrem em outras partes do Universo  uma vez que eles, com exceção do hidrogênio, são formados em processos termonucleares no interior das estrelas ou em processos cataclísmicos envolvendo esses mesmo astros, como a explosão das supernovas. Sabe-se que estes elementos quando se juntam podem formar minerais que também são encontrados no nosso planeta. Entretanto, devido as altas temperaturas, as altas pressões  e as conduções redox altamente redutoras permitem a formação de minerais com rara ocorrência na Terra, e as vezes inclusive inexistentes no nosso planeta. 

De uma forma geral os meteoritos possuem características físicas bastante semelhantes aos das rochas terrestres. A diferença básica é a existência de marcas típicas em sua superfície oriundas da evaporação de substâncias devido ao atrito, denominadas de regmagliptos (palavra que significa marcas de dedo, devido à sua morfologia). Essa é uma das razões pelas quais a análise da textura do meteorito sob microscópio seja importante para se determinar a origem extraterrestre de uma rocha.

De acordo com a Ref. [1] os meteoritos podem ser classificados em três grandes classes:(i) rochosos [aerólitos], que compreendem cerca de 94 % dos espécimes e são formados basicamente por silicatos, (ii) metálicos [sideritos], que compreendem cerca de 5 % dos exemplares catalogados e são formados basicamente por ligas ferro-níquel, (iii) mistos [siderolitos], com características das duas primeiras classes, perfazendo um total de apenas 1 % dos exemplares. Como a primeira classe - dos meteoritos rochosos - compreende a grande maioria desses objetos, ainda existe uma sub-divisão para elas: (a) condríticos; (b) acondríticos. Os meteoritos condritos possuem a característica de possuírem a mesma composição - com exceção dos elementos voláteis - dos elementos químicos da atmosfera solar, o que significa que eles são um retrato da nebulosa estelar que deu origem ao sistema solar. Por esta razão eles não sofreram diferenciação magmática, ou seja, não sofreram nenhuma transformação química por causa do calor e da pressão existente no interior dos planetas. Por outro lado, os meteoritos acondritos são rochas ígneas que têm origem em asteróides que já sofreram algum processo de diferenciação magmática ou provenientes da superfície de Marte e da Lua, ejetados pelo choque de outros corpos sobre a sua superfície ou mesmo devido a vulcões. 

Para conhecer a constituição de um meteorito existem diversas técnicas experimentais que podem ser utilizadas, incluindo a visualização através de microscópios óticos, a difração de raios-X, a espectroscopia de massa, além de técnicas menos comumente utilizadas como a espectroscopia Raman [3]. Essa última técnica, em particular, é bem interessante porque com ela é possível verificar a ocorrência de fases em baixa quantidade produzidas durante a entrada do meteorito na atmosfera do planeta. De fato, existem algumas fases cristalinas que são produzidas como consequência das altas pressões e das altas temperaturas que são geradas durante o impacto do bólido com a atmosfera terrestre [4, 5]. Em uma nova postagem discutiremos esse interessantíssimo ponto. 

Referências bibliográficas:
[1] Meteoritos: cofres da nebulosa solar, R.B. Scorzelli, M.E. Varela, E. Zucolotto, Livraria da Física:São Paulo (2010).
[2] Decifrando os meteoritos, M.E. Zucolotto, A.C. Fonseca, L.V. Antonella; com a colaboração de F.A. Monteiro, Universidade Federal do Rio de Janeiro, Museu Nacional: Rio de Janeiro (2013).
[3] Screening and classification of ordinary Chondrite by Raman Spectroscopy, L. Pittarrello, K. Baert, V. Debaille, P. Claeys,  Meteoritics & Planetary Science 1–15 (2015). doi: 10.1111/maps.12506
[4] The pressures and temperatures of meteorite impact: Evidence from micro-Raman mapping of mineral phases in the strongly shocked Taiban ordinary chondrite, T.E. Acosta-Maeda et al. American Mineralogist, v. 98, n. 5-6, p. 859-869, 2013.
[5] Mineralogical and Raman spectroscopy studies of natural olivines exposed to different planetary environments, I. Weber et al., Planetary and Space Science, v. 104, 163 – 172 (2014).


Nenhum comentário:

Postar um comentário