Cintura de asteroides

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A cintura principal (vista em branco) está localizada entre as órbitas de Marte e Júpiter.
Imagem esquemática do cinturão de asteroides. Mostra a cintura principal, entre as órbitas de Marte e Júpiter, e o grupo dos troianos, na órbita de Júpiter.

A cintura de asteroides, Cinturão de asteroides ou ainda Cintura interna de asteroides é uma região do Sistema Solar compreendida aproximadamente entre as órbitas de Marte e Júpiter. Alberga múltiplos objetos irregulares denominados asteroides.

Esta faixa tornou-se conhecida também como Cintura Principal, contrastando com outras concentrações de corpos menores como, por exemplo, o cinturão de Kuiper ou os asteroides troianos que coorbitam com Júpiter.

Mais da metade da massa total da cintura está contida nos quatro objetos de maior tamanho: Ceres, 4 Vesta, 2 Palas e 10 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 de corpos que compõem o cinturão são muito menores. O material do cinturão, apenas 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. As colisões também produzem uma poeira que forma o componente majoritário da luz zodiacal. 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).

A cintura de asteroides formou-se na nebulosa protossolar com o restante do Sistema Solar. Os fragmentos de material conteúdos na região do cinturão formaram 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 agrupar-se, tornando-se o resíduo rochoso atual. Uma consequência destas perturbações são as lacunas de Kirkwood; zonas nas quais não se encontram asteroides devido a ressonâncias orbitais com Júpiter, e as suas órbitas tornarem-se instáveis. Se algum asteroide passasse a ocupar esta zona seria expelido na maioria dos casos fora do Sistema Solar, embora ocasionalmente possa ser enviado para algum planeta interior, como a Terra, e colidir com ela. Desde a sua formação foi expulsa a maior parte do material.

História da sua observação[editar | editar código-fonte]

Lei de Titius-Bode[editar | editar código-fonte]

Em 1766, Johann Daniel Titius descobriu um suposto padrão na distância dos planetas ao Sol. Observou que se à sequência numérica: 0, 3, 6, 12, 24, 48... (começando por 0, seguindo por 3 e dobrando cada vez a quantidade anterior) é somado quatro a cada cifra e dividido por 10, dá uma boa aproximação da distância dos diferentes planetas ao Sol, em unidades astronômicas (UA): 0,4, 0,7, 1,0, 1,6, 2,8, 5,2.[1]

Em 1768, o astrônomo Johann Elert Bode fez referência a esta relação num dos seus escritos, mas não a creditou a Titius até 1784, pelo qual muitos autores se referiram a ela como a "Lei de Bode". Por esta razão atualmente é conhecida como lei de Titius-Bode. Este padrão empírico predizia o semi-eixo maior dos seis planetas conhecidos então (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno), com a exceção de que a série predizia um planeta a uma distância de 2,8 UA do Sol, correspondente a uma zona entre a órbita de Marte e Júpiter, e porém ali não se observava. Titius declarou: "Mas teria deixado o Criador esse espaço vazio? Não, em absoluto".[2]

Quando William Herschel descobriu Urano em 1781, a posição do planeta coincidiu quase perfeitamente com a predita por esta lei (encontrava-se a 19,2 UA, frente às 19,6 UA predita pela lei); isto levou os astrônomos a concluírem que podia haver um planeta entre as órbitas de Marte e Júpiter.[1] A seguinte tabela mostra a distância real dos planetas ao Sol em UA comparado com a predita pela lei de Titius-Bode, para os planetas conhecidos até então:[3]

Planeta Titius-Bode Realidade
Mercúrio 0,4 0,39
Vênus 0,7 0,72
Terra 1 1
Marte 1,6 1,52
 ? 2,8
Júpiter 5,2 5,2
Saturno 10 9,54
Urano 19,6 19,2

Ceres e a "polícia celestial"[editar | editar código-fonte]

Giuseppe Piazzi, monge e descobridor de Ceres, o objeto maior e massivo do cinturão de asteroides.

O astrônomo Franz Xaver von Zach começou em 1787 a buscar o planeta predito pela lei de Titius-Bode. Contudo, deu-se conta de que para o lograr precisaria da ajuda de outros astrônomos, e em setembro de 1800, von Zach reuniu um grupo de 24 observadores, os quais partilharam a faixa do zodíaco em 24 partes, que correspondia a 15° cada um.[4] Este grupo fazia-se chamar a "polícia celestial" (Himmels polizei), e entre os seus membros encontravam-se astrônomos tão reputados como William Herschel, Charles Messier, Johann Elert Bode, Barnava Oriani e Heinrich Olbers.[5]

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 dos planos do grupo de astrônomos, visava realizar observações para completar o seu catálogo de estrelas, quando localizou na constelação de Taurus um pequeno ponto luminoso que não constava no catálogo. O italiano observou-o à noite seguinte e deparou-se com que se deslocara sobre o fundo de estrelas. Nos dias sub-seguintes 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.[6] [4] [7]

Palas e o conceito de asteroide[editar | editar código-fonte]

Quinze meses depois, a 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.[8]

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.[4] A 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. Em palavras do astrônomo:

Cquote1.svg "Como nem a denominação de planetas nem a de cometas pode ser aplicadas a estas duas estrelas, devemos distingui-las por um novo nome... Parecem pequenas estrelas e dificilmente se distinguem delas. Pela sua aparência asteroidea, se me permitir a expressão, sugiro tomar este nome e chamá-las "Asteroides". (...) Os asteroides são corpos celestes que se movem em órbitas quer de excentricidade escassa ou considerável ao redor do Sol, e cuja inclinação sobre a eclíptica pode ser de qualquer ângulo. O seu movimento pode ser direto ou retrógrado; e podem ter ou não atmosferas, pequenas comas, discos ou núcleos". Cquote2.svg

[9] [10]

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".[9] [10]

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.[11]

Cinturão de asteroides[editar | editar código-fonte]

José Comas y Solá, astrônomo espanhol artífice da descoberta de onze asteroides do cinturão.

Em poucos anos, os astrônomos descobriram dois novos objetos mais, que casavam com o conceito de Herschel. A 1 de setembro, Karl Harding encontrou Juno, e a 29 de março de 1807 Heinrich Olbers descobriu Vesta.[12] Contudo, não foi descoberto um novo objeto desta natureza até 1845, com o achado de Astreia por Karl Hencke a 8 de dezembro de tal ano.[13] A partir de então, começaram a ser descobertos muitos destes objetos à medida que os telescópios se tornavam mais potentes, até o ponto de terem descoberto, a princípios da década de 1850, mais de uma dezena deles, pelo qual o conceito de "asteroides" foi gradualmente substituindo o de planetas para classificar estes objetos.[14]

Com a descoberta do planeta Neptuno 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.[15]

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: 1 Ceres, 2 Palas, 3 Juno, 4 Vesta, continuando. Atualmente acostumam ser representados do mesmo jeito, incluindo ou subtraindo os parênteses.[14]

O termo "cinturão de asteroides" começou a ser usado a princípios da década de 1850, embora se ignore quem fosse o primeiro a fazer referência ao mesmo. Em 1868 já eram conhecidos um centenar de asteroides, e em 1891 a descoberta da astrofotografia por Max Wolf acelerou mais ainda este ritmo.[16] [17] Em 1921 o número de asteroides ultrapassava os 1000, em 1981 os 10 000, em 2000 os 100 000[18] e em 2010 o número de asteroides é cerca de 500 000[18] .

Origem[editar | editar código-fonte]

Formação[editar | editar código-fonte]

Representação artística de um disco protoplanetário ao redor de uma estrela, similar ao que formou os planetas do Sistema Solar.

Em 1802, pouco depois da descoberta de 2 Palas por Heinrich Olbers. O mesmo sugeriu a William Herschel que Ceres e 2 Palas poderiam ser fragmentos de um planeta muito maior que no passado poderia ter orbitado naquela região entre Marte e Júpiter. Segundo esta hipótese, o planeta descompôs-se faz milhões de anos devido a uma explosão interna ou a impactos de cometa.[16] Contudo, a grande quantidade de energia necessária para que tal evento acontecesse, em combinação com a escassa massa total da cintura de asteroides (apenas cerca de 4% a massa da Lua), põem em evidência que esta hipótese não pode ser válida. Além disso, as diferenças em composição química entre os asteroides do cinturão são difíceis de explicar caso de que fossem originados no mesmo planeta.[19] Portanto, atualmente a maioria de cientistas aceita que os asteroides nunca foram parte de um planeta.

Em geral, acredita-se que o Sistema Solar foi formado a partir de uma nebulosa primitiva, composta por gás e poeira, que colapsou sob influência gravitacional formando um disco de material em rotação. Enquanto no centro, onde se teria formado o Sol, a densidade aumentava com rapidez, nas regiões externas do disco formaram-se grãos sólidos de pequeno tamanho que, com o tempo, foram agrupando-se mediante processos de acreção e colisão para formarem os planetas.[20]

Os planetesimais que se encontravam na região onde atualmente se encontra o cinturão foram perturbados gravitacionalmente por Júpiter. O planeta provocou que uma determinada parte dos planetesimais adquirisse excentricidades e inclinações muito elevadas, acelerando a altas velocidades, o que causou que colidissem entre eles e, portanto, em vez de se agruparem para formar um planeta desagregaram-se em múltiplos resíduos rochosos, os asteroides.[21] Uma grande parte foram ejetados fora do Sistema Solar, sobrevivendo menos de 1% dos asteroides iniciais.[22]

Evolução[editar | editar código-fonte]

Desde a sua formação na nebulosa primitiva que deu origem ao Sistema Solar, os asteroides sofreram diversas mudanças. Entre estas encontram-se o calor interno durante os primeiros milhões de anos, o derretimento da sua superfície devido a impactos,[23] a erosão espacial[24] por causa da radiação e do vento solar, e o bombardeio de micrometeoritos.[25] Alguns cientistas referem os asteroides como os planetesimais residuais, enquanto outros consideram-nos diferentes devido a estes processos.[26]

Acredita-se que a cintura de asteroides atual contém apenas uma fração da massa do cinturão primitivo. As simulações por computador sugestionam que a cintura de asteroides original poderia ter contido uma massa equiparável à da Terra. Devido nomeadamente a perturbações gravitativas, a maioria do material foi expelido do cinturão durante os primeiros milhões de anos de formação, deixando apenas 0,1% da massa original.[22] Acredita-se que parte do material expulso poderia encontrar-se na nuvem de Oort, nos confins do Sistema Solar.[27] Desde a sua formação, o tamanho típico dos asteroides permaneceu relativamente estável; não houve aumentos ou diminuições significativas.[28]

A ressonância orbital 4:1 com Júpiter, situada em torno de 2,06 UA do Sol, pode ser considerada o limite interior da cintura principal. As perturbações causadas por Júpiter enviaram os asteroides que ali se encontravam para órbitas instáveis, criando uma zona deserta a essa distância. A maioria dos corpos que se encontravam a menor distância foram lançados para Marte (cujo afélio é de 1,67 UA) ou ejetados por perturbações gravitacionais nos primórdios da formação do Sistema Solar.[29] Os asteroides que formam a família Hungaria encontram-se mais próximos do Sol que a zona mencionada anteriormente, mas possuem órbitas estáveis devido à sua elevada inclinação orbital.[30]

Quando a cintura de asteroides ainda estava em formação, a uma distância de 2,7 UA do Sol encontrava-se a linha de separação de temperaturas do ponto de condensação da água. Os planetesimais que se encontravam a uma distância maior puderam acumular gelo.[31] Em 2006 postulou-se que uma população de cometas situados para além do limite dessa separação pôde ter contribuído para a formação dos oceanos da Terra.[32]

Características[editar | editar código-fonte]

A cintura de asteroides está quase vazia, os asteroides estão disseminados num volume muito grande. Porém, e embora atualmente se conheçam centenas de milhares destes corpos celestes, acredita-se que o cinturão alberga vários milhões de asteroides.

Tamanhos[editar | editar código-fonte]

Tamanho dos dez primeiros asteroides, em ordem de descoberta, comparado com a Lua.

A massa total da cintura de asteroides é estimada entre 3,0×1021 e 3,6×1021 kg, o qual supõe cerca de 4% da massa da Lua, ou seja, 0,06% da massa terrestre. Os objetos celestes maiores do cinturão são, portanto, muito menores e menos massivos do que a Lua. Os quatro corpos principais contem a metade da massa total do cinturão, e Ceres, o maior deles, representa um terço da massa total. Ceres possui um raio de cerca de 475 km, que equivale a um terço do raio lunar, e uma massa de 1021 kg, que representa apenas 1,3% da massa da Lua. O segundo objeto maior do cinturão, 4 Vesta, tem a metade do tamanho de Ceres. São conhecidos cerca de 1000 asteroides com raio maior que 15 km, e estima-se que o cinturão poderia albergar cerca de meio milhão de asteroides com raios maiores de 1,6 km.[33]

Os tamanhos dos asteroides podem ser determinados de diversas maneiras, sabendo a sua distância. Um dos métodos é observando o seu trânsito aparente diante de uma estrela, que ocorre devido à rotação terrestre. Quando isto acontece, a estrela fica oculta detrás do asteroide e, medindo o tempo que se prolonga tal ocultação, é possível calcular o diâmetro do asteroide. Com este método foram determinados com precisão os tamanhos dos asteroides maiores do cinturão, como Ceres ou 2 Palas.[33]

Outro método para estimar os seus tamanhos é medir o seu brilho aparente. Quanto maior seja um asteroide, mais luz solar refletirá devido à sua maior superfície. Contudo, o brilho aparente também depende do albedo característico do asteroide, e este vêm determinado pela composição do mesmo. Como exemplo, 4 Vesta aparece um pouco mais brilhante no céu que Ceres, pois o albedo do primeiro é quatro vezes superior. Porém, o albedo dos asteroides pode ser determinado, pois quanto menor albedo possua um corpo, mais radiação absorve e portanto mais esquenta; este calor emite radiação no infravermelho e, comparando a radiação infravermelha e a visível que chega a superfície terrestre, pode ser determinado o albedo, e portanto calcular o seu tamanho. Com este método pode até mesmo ser averiguadas as irregularidades de um determinado asteroide caso de se encontrar em rotação. Nesse caso, as irregularidades fazem que a superfície que se observa mude, mudando também o seu brilho aparente de jeito periódico.[34]

Composição[editar | editar código-fonte]

253 Matilde, um asteroide de tipo C ou carbonáceo.

A maioria dos asteroides do cinturão encontram-se classificados, segundo a sua composição, em três categorias: asteroides carbonáceos ou tipo-C, asteroides de silicatos ou tipo-S, e asteroides metálicos ou tipo-M.[35] Existem outros tipos de asteroides, mas a sua quantidade é muito escassa.

Há uma correlação importante entre a composição dos asteroides e a sua distância ao Sol. Os asteroides mais próximos costumam ser rochosos, compostos por silicatos e isentos de água, enquanto os mais afastados são na sua maioria carbonáceos, compostos por minerais argilosos e com presença de água. Portanto, os asteroides mais afastados são também os mais obscuros, e os mais próximos refletem maior quantidade de radiação. Acredita-se que este fato é consequência das características da nebulosa primitiva que originou o Sistema Solar. Nas regiões mais afastadas a temperatura era muito menor, e portanto a água podia condensar-se nos asteroides; todo o contrário que nas regiões interiores, onde ao ter maior temperatura a água provavelmente se vaporizaria.[35]

Os asteroides tipo-C ou carbonáceos são os mais abundantes no cinturão, pois compõem 75% do total. Refletem pouca luz (albedo entre 0,03 e 0,09[36] ) e portanto são muito obscuros, e costumam apresentar um tom ligeiramente azulado. Estes asteroides absorvem bastante radiação infravermelha devido à presença de água retida na sua estrutura. No geral encontram-se nas regiões exteriores do cinturão. O asteroide de maior tamanho que pertence inequivocamente ao tipo-C é 10 Hígia.[35]

433 Eros, asteroide de tipo-S, composto por silicatos.

Os asteroides tipo-S, compostos por silicatos, representam em torno de 15% do total. Estão situados na parte do cinturão mais próxima ao Sol. Exibem uma cor ligeiramente avermelhada e têm um albedo relativamente elevado (entre 0,10 e 0,22[36] ). 3 Juno é um exemplo deste tipo.[35]

Os asteroides tipo-M, ou metálicos, possuem quantidades importantes de ferro e níquel. Conformam aproximadamente 10% do total de asteroides, e possuem um albedo similar aos de tipo-S (0,10 - 0,18[36] ). Estes objetos podem ser os núcleos metálicos de objetos anteriores de maior tamanho, os quais acabaram fragmentando-se devido a colisões. Encontram-se na metade do cinturão de asteroides, em torno de 2,7 UA do Sol.[35] Embora não seja comum, foram registrados asteroides, como 22 Kalliope, que apresentam densidades baixas para serem do tipo-M, o qual implica que não estão compostos nomeadamente por metais e apresentam altas porosidades.[37] Dentro deste tipo há asteroides que não se ajustam aos tipos C e S, pois nem todos os asteroides tipo-M estão compostos por materiais similares nem têm o mesmo albedo.[38]

Uma das incógnitas da cintura de asteroides é a relativa escassez de asteroides basálticos, ou de tipo-V.[39] As teorias de formação de asteroides predizem que os objetos do tamanho de 4 Vesta ou maiores deveriam formar crosta e manto, os quais estariam compostos nomeadamente por rocha basáltica. As evidências mostram, porém, que 99% do material basáltico predito não é observado. Até 2001 acreditava-se que a maior parte dos objetos basálticos descobertos no cinturão se originaram a partir de 4 Vesta. Contudo, a descoberta de 1459 Magnya revelou uma composição química diferente dos asteroides basálticos conhecidos anteriormente, o qual indica que se originou dum jeito diferente.[40] Esta hipótese ficou reforçada com a descoberta em 2007 de dois asteroides na região exterior do cinturão. Trata-se de 7472 Kumakiri e 10537 1991 RY16, os quais apresentam composições basálticas diferentes. Estes dois asteroides são os únicos de tipo-V descobertos por enquanto na região exterior do cinturão.[39]

Classificação dos asteroides por composição
Tipo Composição Quantidade Subclasses
C Condrita carbonácea 75% E Acondrito enstático
U Acondrito basáltico
R Condrita ordinária
S Silicatos 15%
M Metálicos (Níquel-Ferro) 10%

Órbitas[editar | editar código-fonte]

Representação da excentricidade dos asteroides respeito da sua distância ao Sol. Os pontos vermelhos e azuis formam o cinturão principal. Pode ser observado que a excentricidade média se situa em torno de 0,15.

Os asteroides orbitam no mesmo sentido que os planetas, com períodos orbitais de 3,5 até 6 anos, geralmente. A excentricidade média dos asteroides é sobre 0,15, embora alguns como 1862 Apolo e 944 Hidalgo possuam excentricidades muito elevadas (em torno de 0,6). Alguns asteroides possuem inclinações orbitais superiores a 25°, entre eles o asteroide 945 Barcelona, descoberto por José Comas em 1921, cuja inclinação é de 32,8°. O asteroide com a órbita mais inclinada é 1580 Betúlia, com 52°.[41]

Lacunas de Kirkwood[editar | editar código-fonte]

Distribuição das distâncias das órbitas dos asteroides, onde se podem observar as diferentes lacunas de Kirkwood para as diferentes ressonâncias.

Ao representar numa gráfica a distância dos asteroides ao Sol, podem ser observadas regiões sem asteroide algum. Estas lacunas coincidem com as órbitas onde existe ressonância orbital com Júpiter, ou seja, onde o período da órbita é relacionado mediante uma fração simples com o período de Júpiter. Por exemplo, qualquer asteroide situado a uma distância de 3,28 UA, teria uma ressonância 2:1 com Júpiter; quando o asteroide completa duas voltas em redor do Sol, Júpiter completa uma. Outras ressonâncias importantes são as correspondentes a 3:1, 5:2 e 7:3, a distâncias de 2,5 UA, 2,82 UA e 2,96 UA, respectivamente.[27] Também existem outras ressonâncias secundárias, como a ressonância 8:3 (semi-eixo maior de 2,71 UA), nas quais, embora não se encontrem vazias, o número de asteroides é menor. O cinturão principal pode ser dividido então em três zonas separadas por estas lacunas: Zona I (2,06-2,5 UA), Zona II (2,5-2,82 UA) e Zona III (2,82-3,28 UA).[42]

Estas lacunas recebem o nome de Daniel Kirkwood, que as descobriu em 1886. Qualquer asteroide situado nestas posições seria acelerado por Júpiter e a sua órbita alongaria-se (aumenta a excentricidade), pelo qual o periélio da sua órbita poderia aproximar-se à órbita de algum planeta e colisionar com ele ou com o Sol, ou ser ejetado fora do Sistema Solar. Ao contrário que sucede com as lacunas nos anéis de Saturno, as lacunas de Kirkwood não podem ser observadas diretamente, pois os asteroides possuem excentricidades muito variadas e, portanto, estão continuamente cruzando-as.[27]

Desde a formação do Sistema Solar, os planetas sofreram variações na sua órbita e foram modificando devagar a sua distância ao Sol. A modificação da órbita de Júpiter e, portanto, a alteração com o tempo da posição das lacunas de Kirkwood, poderia explicar o escasso número de asteroides em determinadas regiões do cinturão.[43]

Mudanças nas órbitas[editar | editar código-fonte]

Embora as ressonâncias orbitais dos planetas sejam o modo mais efetivo de modificar as órbitas dos asteroides, existem outros meios pelos quais isto sucede. Algumas evidências, como o número de NEAs ou meteoritos perto da Terra, poderiam indicar que as ressonâncias não são capazes de produzi-las.[44]

Num primeiro momento foi postulado que as colisões aleatórias entre asteroides poderiam provocar que caíssem nas lacunas de Kirkwood e fossem ejetados pelas perturbações dos planetas. Contudo, os modelos computacionais mostraram que os efeitos que isto produz se encontram várias ordens de magnitude por baixo do observado. Portanto, devem ser mais importantes outros efeitos.[44]

Esquema do efeito Yarkovsky, mostrando a assimetria da emissão de radiação infravermelha num asteroide.

Ivan Yarkovsky propôs em finais do século XIX que a luz solar poderia provocar alterações nas órbitas dos asteroides. Este efeito é conhecido como efeito Yarkovsky, e é possível devido a que a luz transporta momento linear. A luz solar direta que chega ao asteroide não modifica a sua órbita, pois a luz chega na mesma direção que a força de atração gravitacional do Sol e, na prática, é como se fosse atraído por um objeto ligeiramente menos massivo do que o Sol. A ideia chave de Yarkovsky é que um asteroide possui temperaturas diferentes na sua superfície segundo a sua orientação ao Sol. Os corpos emitem radiação infravermelha, tanto maior quanto maior seja a sua temperatura, e estes fotões emitidos imprimem ao asteroide uma quantidade de movimento em senso contrário de onde foram radiados. Assim, haverá uma emissão assimétrica de fotões e o asteroide movimentar-se-á. Este efeito é maior se há diferenças de temperatura entre o afélio e o periélio do asteroide.[44] Mediante o efeito Yarkovsky podem ser determinadas asa suas densidades,[45] e podem ser explicadas determinadas características orbitais e morfológicas que possuem algumas famílias de asteroides.[46]

Alguns cientistas desenvolveram uma variação dos trabalhos de Yarkovsky, o denominado Efeito YORP. Este efeito prediz mudanças nas rotações e velocidades dos asteroides devido ao efeito Yarkovsky e, por enquanto, as observações realizadas concordam plenamente com as predições.[44]

Objetos principais[editar | editar código-fonte]

Ceres[editar | editar código-fonte]

Composição interna de Ceres, de tipo-C (carbonáceo). Pode observar-se a camada de gelo no seu interior.

Ceres é o corpo celeste maior do cinturão, e o único classificado como planeta anão, desde a redefinição de planeta de 2006.[11] Esta classificação é devida a ter sido moldado pela sua gravidade com uma forma quase esférica (com um diâmetro de 940 km aprox.), e portanto diz-se que possui equilíbrio hidrostático. Antes de 2006 era considerado o asteroide maior, mas atualmente é o planeta anão menor, ao serem maiores que outros objetos que compartilham essa mesma classificação, como Plutão ou Éris.

A sua magnitude absoluta é de 3,32, maior que a de qualquer outro corpo do cinturão.[47] Contudo, não deixa de ser um corpo muito obscuro, pois o seu albedo é de apenas cerca de 5%. A sua estrutura interna é formada por um núcleo composto de silicatos e uma camada de água em forma de gelo rodeada por uma fina crosta. Uma parte muito pequena do gelo converte-se em vapor de água devido à radiação solar, o que lhe confere uma ténue atmosfera. A sua massa é quase um terço da do total de cinturão.[48] Orbita a uma distância de entre 2,5 e 3 UA, e a sua excentricidade é de apenas 0,08, pelo qual a sua órbita é bastante circular.

Vesta[editar | editar código-fonte]

4 Vesta, descoberto por Olbers em 1807, é o segundo asteroide de maior massa, o terceiro em tamanho, e o mais brilhante de todos. Isto é devido a que possui um albedo de 42% , maior até mesmo que o albedo da Terra (37%). Constitui 9% da massa total do cinturão, e o seu diâmetro meio é de 530 km. Orbita a uma distância do Sol muito similar à de Ceres. Vesta possui um núcleo metálico bem denso (de ferro e níquel), um manto composto de olivina, e uma crosta muito fina de poucos quilômetros de grossura.

Imagem da elevação na superfície de 4 Vesta, onde pode ser observada a enorme cratera da colisão que formou os fragmentos da família Vesta.

Vesta recebeu o impacto de outro asteroide, deixando uma enorme cratera sobre a sua superfície e enviando ao cinturão múltiplos fragmentos correspondentes a 1% da massa do asteroide. Assim foi formada a família Vesta, de tipo-V (basálticos), mas atualmente somente uma pequena parte destes fragmentos continua orbitando o cinturão, pois acredita-se que o resto foi dissipado ao atingir a ressonância 3:1 com Júpiter, numa das lacunas de Kirkwood. Alguns meteoritos caídos sobre a Terra têm a sua origem nesta colisão.

Palas[editar | editar código-fonte]

2 Palas é o segundo objeto de maior tamanho do cinturão, embora 4 Vesta seja mais massivo. Representa cerca de 7% da massa do cinturão, e o seu albedo é de 12% , pois é de tipo-C. Possui a órbita mais excêntrica dos quatro, 0,23, o qual faz que a sua distância mais próxima ao Sol (2,1 UA) diste muito da mais afastada (3,4 UA). Também a sua inclinação orbital é superior, com 34° (as dos outros três são menores que 10°). Acredita-se que um impacto sobre a sua superfície formou a família Palas, embora o número de membros seja escasso.

Em 1803, um ano depois da sua descoberta e devido à sua repercussão, William Hyde Wollaston batizou um novo elemento com o nome de paládio.

Hígia[editar | editar código-fonte]

10 Hígia é o quarto maior objeto do cinturão de asteroides, com um diâmetro meio de 431 km, embora apresenta uma forma alongada, e constitui cerca de 3% da massa total do cinturão. Foi descoberto por Annibale de Gasparis em 1849. Quanto à sua composição, é um asteroide carbonáceo (tipo-C) com um albedo de 7% . É o membro principal da família homônima à qual dá nome. Trata-se, dos quatro, do asteroide mais externo, cujo afélio atinge as 3,5 UA, e tarda 5,5 anos em completar a sua órbita.


Localização[editar | editar código-fonte]

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:[49]

  • Cinturão principal: encontra-se situado entre 2,06 e 3,65[50] 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.[51] Por vezes também são classificados neste grupo alguns asteroides situados nos pontos de Lagrange de Neptuno 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.[52]

Famílias de asteroides[editar | editar código-fonte]

Gráfico que representa a inclinação orbital respeito da excentricidade. Podem ser observadas regiões com uma maior acumulação de asteroides; trata-se das chamadas famílias.

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.[44]

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.[53]

Algumas das famílias mais importantes são (em ordem de distância): Flora, Eunoma, Koronis, Eos e Themis.[54] A família Flora, uma das mais numerosas, poderia ter a sua origem numa colisão ocorrida há menos de mil milhões de anos.[55] O asteroide maior que faz parte de uma família é 4 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.[56]

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.[57]

Periferia[editar | editar código-fonte]

No limite interior da cintura 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.[30]

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.[58]

No limite exterior do cinturão encontra-se a família Cibeles, 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.[59] É desconhecida a razão de o ponto L4 encontrar-se muito mais povoado.[52]

Novas famílias[editar | editar código-fonte]

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.[60] A família Veritas formou-se faz 8,7 milhões de anos;[61] entre as evidências há poeira interplanetária recolhida dos sedimentos oceânicos.[62]

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.[63] Outras formações recentes, como o cúmulo Iannini (faz circa 5 milhões de anos) ou o cúmulo Seinäjoki, também poderiam ter contribuído para a formação dessa poeira.[64]

Colisões[editar | editar código-fonte]

Luz zodiacal, criada em parte por poeira originada nas 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.[65] 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, em cujo caso ficam unidos. Devido a estes processos de colisão, os objetos que formaram a cintura de asteroides primitivo apenas guardam relação com os atuais.

Tycho, uma cratera lunar originada por um meteorito do cinturão de asteroides.

Além de asteroides, o cinturão também contém faixas de poeira formadas por partículas com raios de poucas centenas de micrômetros. Este material é produzido, pelo menos em parte, por colisões entre asteroides, e pelo impacto de micrometeoritos nos asteroides. Além disso, o efeito Poynting-Robertson provoca que devido à radiação solar esta poeira gire devagar em espiral em torno do Sol.[66]

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. 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.[66]

Meteoritos[editar | editar código-fonte]

Os entulhos originados nas colisões podem formar meteoroides que finalmente alcancem a atmosfera terrestre. Uma percentagem maior de 99,8% dos 30 000 meteoritos achados até a data na Terra acredita-se que foi originada no cinturão de asteroides. Em setembro de 2007 foi publicado um estudo que sugestiona 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 faz 65 milhões de anos.[67]

Exploração[editar | editar código-fonte]

Representação artística da nave espacial da missão Dawn, com Vesta à esquerda e Ceres à direita.

A primeira nave espacial que atravessou a cintura de asteroides foi a Pioneer 10, a 16 de julho de 1972. Então existia certa preocupação sobre se os entulhos que ali havia suporiam um perigo para a nave, contudo, por enquanto uma dezena de naves têm atravessado o cinturão sem incidentes. As sondas Pioneer 11, Voyager 1 e 2 e Ulysses, passaram pelo cinturão sem tomar imagens. A missão Galileu tomou imagens de 951 Gaspra em 1991 e de 243 Ida (e o seu satélite Dactyl) em 1993, NEAR Shoemaker de 253 Matilde em 1997 e 433 Eros em 2000, Cassini-Huygens de 2685 Masursky em 2000, Stardust de 5535 Annefrank em 2002 e New Horizons de 132524 APL em 2006.[68]

A missão Hayabusa, cujo regresso à Terra foi programado para junho de 2010,[69] fotografou e aterrou sobre a superfície de 25143 Itokawa em 2005, durante dois meses. A missão Dawn foi lançada em 2007, e espera-se que orbite ao redor de 4 Vesta e Ceres em 2011 e 2015, respectivamente. A missão WISE foi lançada a 14 de dezembro de 2009 e buscará mediante detecção de radiação infravermelha todos os asteroides com diâmetro maior de 3 km. O lançamento de outra missão, OSIRIS, é prevista em 2015, e trará à Terra mostras de material da superfície de um asteroide.[68]

A maioria das fotografias dos asteroides foram realizadas durante o breve passo pelo cinturão das sondas espaciais que se dirigiam para outros objetivos, exceto o NEAR e da sonda Hayabusa, que exploraram determinados asteroides próximos (NEAs). Somente a missão Dawn tem como objetivo primário o estudo de objetos do cinturão principal de asteroides, e se estes fossem cumpridos com sucesso, é possível que houver uma extensão da missão que permita explorações adicionais.[70]

Principais corpos da Cintura de Asteroides[editar | editar código-fonte]

Para todos os asteroides, dentro ou fora desta faixa, veja Lista de asteroides

Pos. Corpo celeste Imagem Diâmetro (km) Distância média
do Sol (UA)
Classe
1 Ceres
Ceres optimized.jpg
975×909 2,766 planeta anão
2 Vesta
Vesta-HST.jpg
578×560×458 2,361 asteroide vestoide
3 Palas 570×525×500 2,773 asteroide carbonáceo
4 Hígia 500×385×350 3,137 asteroide carbonáceo
5 Davida 326 3,170 asteroide carbonáceo
6 Interamnia 317 3,067 asteroide carbonáceo
7 Europa 360×315×240 3,101 asteroide carbonáceo
8 Heitor 370×195 5,203 asteroide tipo D (troiano)
9 Eunomia 330×245×205 2,646 asteroide rochoso
10 Juno
Juno.JPG
290×240×190 2,668 asteroide rochoso
11 Sílvia 261 3,490 asteroide metálico
12 Eufrósina 256 3,148 asteroide carbonáceo
13 Psíque ~280×230×190 2,919 asteroide metálico
14 Cíbele 237 3,437 asteroide carbonáceo
15 Camila 340×230×140 3,479 asteroide carbonáceo
16 Hermione 265×180×180 3,439 asteroide carbonáceo
17 Métis 235×195×140 2,387 asteroide rochoso
18 Bamberga 229 2,682 asteroide carbonáceo
19 Témis 228 3,129 asteroide carbonáceo

Outros asteroides notáveis:

Pos. Corpo celeste Imagem Diâmetro (km) Distância média
do Sol (UA)
Classe
Antíope 110±16 km 3,156 asteroide carbonáceo
Undina 126 3,190 asteroide metálico
Cleópatra
Kleopatra.jpg
217×94 2,793 asteroide metálico
Ida
243 ida.jpg
56×24×21 2,861 asteroide rochoso
Matilde
(253) mathilde crop.jpg
66×48×46 2,647 asteroide carbonáceo
Glauke 32,2 2,756 asteroide rochoso
Eros
433eros.jpg
13×13×33 1,458 asteroide rochoso (NEO)
Veritas 115 3,170 asteroide veritóide
Gaspra
Galileo Gaspra Mosaic.jpg
18,2×10,5×8,9 2,210 asteroide rochoso
Ícaro 1,4 1,078 asteroide ? (NEO)
Cruithne
Cruithne.jpg
5 0,998 asteroide ? (NEO)
Toutatis
4179 Toutatis.jpg
4,5×2,4×1,9 2,522 asteroide rochoso (NEO)
Castalia 1,8×0,8 1,063 asteroide rochoso (NEO)
Eureka ~2-4 1,523 asteroide ?
29075 1950 DA
1950da color 150.jpg
1,1–1,4 1,699 asteroide ? (NEO)
Apophis 0,3 0,922 asteroide ? (NEO)

Bibliografia[editar | editar código-fonte]

  • BLAIR, Edward C. (2002), Asteroids : overview, abstracts, and bibliography
  • BRITT, Daniel T.; COLSOLMAGNO, Guy; LEBOFSKY, Larry (2007), «Main-Belt Asteroids», McFadden, L.A.; Weissman, P.R.; Johnson, T.V., Encyclopedia of the solar system, 2ª
  • KOVÁCS, József (2004), «The discovery of the first minor planets», Balázs, L.G. ál., The European scientist : symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754-1832)
  • LANG, Kenneth R. (2003), «13. Asteroids and meteorits», The Cambridge Guide to the Solar System
  • LEWIS, John S. (2004), «Meteorites and Asteroids», Physics and chemistry of the solar system, 2ª
  • MARTÍNEZ, V.J.; MIRALLES, J.A.; MARCO, E.; GALADÍ-ENRÍQUEZ, D. (2005), Astronomía fundamental, 1ª
  • MARVIN, Ursula B. (2006), «Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century», McCall, G.J.H. ál., The history of meteoritics and key meteorite collections : fireballs, falls and finds

Bibliografia adicional[editar | editar código-fonte]

  • Gibilisco, Stan (1991), Cometas, meteoros y asteroides: cómo afectan a la Tierra, 1ª

Referências

  1. a b Marvin 2006, p. 45.
  2. Space Physics Center: UCLA.: Dawn : A Journey to the Beginning of the Solar System (em inglês) (2008).
  3. Kovács 2004, p. 73.
  4. a b c Marvin 2006, p. 46.
  5. Kovács 2004, p. 74.
  6. Kovács 2004, p. 75.
  7. Foderà Serio, G.; Manara, A.; Sicoli, P.. (2002). "Giuseppe Piazzi and the Discovery of Ceres": 17-24.
  8. Kovács 2004, p. 80.
  9. a b Herschel, William. (1802). "Observations on the Two Lately Discovered Celestial Bodies" 92: 213-232.
  10. a b Gropp, Harald. New planets in the solar system - Uranus, Ceres, and so on (pdf) (em inglês) p. 9.
  11. a b IAU. Questions and Answers on Planets (em inglês).
  12. Kovács 2004, pp. 80-81.
  13. Kovács 2004, p. 81.
  14. a b Hilton, JamesL. (2001). When did the asteroids become minor planets? (em inglês).
  15. Pankovic, V. y Radakovic, A.M.. (2009). "A Close Correlation between Third Kepler Law and Titius-Bode Rule".
  16. a b Hughes, David W. (2004). BBC: A Brief History of Asteroid Spotting (em inglês).
  17. Britt 2007, p. 350.
  18. a b MPC Archive Statistics
  19. Chaisson, E.; McMillan, S. (1997), Astronomy Today, 2ª
  20. Martínez ál. 2005, p. 102.
  21. Lang 2003, p. 388.
  22. a b Petit, Jean-Marc; Morbidelli, A.; Chambers, J.. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" 153 (2): 338-347. DOI:10.1006/icar.2001.6702.
  23. Keil, K.. (2000). "Thermal alteration of asteroids : evidence from meteorites" 48 (10): -903. DOI:10.1016/S0032-06330000054-4.
  24. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; Britt, D. (2002), «Asteroide Space Weathering and Regolith Evolution», Asteroids III, 585-599
  25. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; Sheffield, J.. (2003). "Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces : Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies".
  26. Kracher, A.. (2005). "Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals : bulk depletion versus surface depletion of sulfur" 7.
  27. a b c Britt 2007, pp. 353-354.
  28. Stiles, Lori (2005). University of Arizona: Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm (em inglês).
  29. Alfvén, H.; Arrhenius, G. (1976). NASA: The Small Bodies (em inglês).
  30. a b Spratt, Christopher E.. (1990). "The Hungaria group of minor planets" 84: 123-131.
  31. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; Chiang, E.. (2006). "On the Location of the Snow Line in a Protoplanetary Disk" 640: 1115-1118. DOI:10.1086/500287.
  32. Lakdawalla, Emily (2006). Discovery of a whole new kind of comet (em inglês).
  33. a b Lang 2003, p. 390.
  34. Lang 2003, pmp. 390-391.
  35. a b c d e Lang 2003, pp. 391-392.
  36. a b c Blair 2002, p. 2.
  37. Margot, J. L.; Brown, M. E.. (2003). "A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt" 300 (5627): 1939-1942. DOI:10.1126/science.1085844.
  38. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; MIRSI Team. (2005). "21 Lutetia and other M-types : Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements" 37: 627.
  39. a b Duffard, R. D.; Roig, F.. (2008). "Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt?".
  40. Than, Ker (2007). Space.com: Strange Asteroids Baffle Scientists (em inglês).
  41. Martínez et ál. 2005, p. 138.
  42. Klacka, Jozef. (1992). "Mass distribution in the asteroid belt" 56 (1): 47-52. DOI:10.1007/BF00054599.
  43. Liou, Jer-Chyi; Malhotra, Renu. (1997). "Depletion of the Outer Asteroid Belt" 275 (5298): 375-377. DOI:10.1126/science.275.5298.375.
  44. a b c d e Britt 2007, p. 356.
  45. Chesley, Steven R.. (2003). "Direct Detection of the Yarkovsky Effect by Radar Ranging to Asteroid 6489 Golevka" 302 (5651): 1739-1742. DOI:10.1126/science.1091452.
  46. Bottke, William T. ál. . (2001). "Dynamical Spreading of Asteroid Families by the Yarkovsky Effect" 294 (5547): 21693-1696. DOI:10.1126/science.1066760.
  47. Parker, J.W. ál. . (2002). "Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope" 123 (1): 549-557. DOI:10.1086/338093.
  48. Norton, O. Richard; Chitwood, Lawrence A. (2008), «Meteorites: Fragments of Asteroids», Field Guide to Meteors and Meteorites, 23-43
  49. Blair 2002, p. 3.
  50. Lewis 2004, p. 386.
  51. International Astronomical Union (IAU). IAU Minor Planet Center.
  52. a b Britt 2007, p. 355.
  53. Lemaitre, Anne. (2004). "Asteroid family classification from very large catalogues": 135-144. DOI:10.1017/S1743921304008592.
  54. Lang, Kenneth R. (2003). NASA's Cosmos: Asteroids and meteorites (em inglês).
  55. Martel, Linda M.V. (2004). Planetary Science Research Discoveries: Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup (em inglês).
  56. Drake, Michael J.. (2001). "The eucrite/Vesta story" 36 (4): 501-513.
  57. Love, Stanley G.; Brownlee, Donald E.. (1992). "The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns" 104 (6): 2236-2242. DOI:10.1086/116399.
  58. Carvano, J. M. ál.. (2001). "Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups" 149 (1): 172-189. DOI:10.1006/icar.2000.6512.
  59. Sheppard, Scott. Carniege Institution (Department of Terrestrial Magnetism): The Trojan Page (em inglês).
  60. Nesvorny, David ál. . (2006). "Karin cluster formation by asteroid impact" 183 (2): 296-311. DOI:10.1016/j.icarus.2006.03.008.
  61. Tsiganis, K.; Knežević, Z.; Varvoglis, H.. (2007). "Reconstructing the orbital history of the Veritas family" 186 (2): 484-497. DOI:10.1016/j.icarus.2006.09.017.
  62. Farley, K.A.. (2009). "Late Eocene and late Miocene cosmic dust events : Comet showers, asteroid collisions, or lunar impacts?" 452: 27-35. DOI:10.1130/2009.245203.
  63. Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Bottke, W.F.. (2006). "The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago" 312 (5779): 1490. DOI:10.1126/science.1126175.
  64. Nesvorný, D.; Bottke, W.F.; Levison, H.F.; Dones, L.. (2003). "Recent Origin of the Solar System Dust Bands" 591: 486-497. DOI:10.1086/374807.
  65. Backman, D.E. (1998). NASA: Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density (Backman report) (em inglês).
  66. a b Reach, William T.. (1992). "Zodiacal emission. III - Dust near the asteroid belt" 392 (1): 289-299. DOI:10.1086/171428.
  67. Southwest Research Institute (2007). Physorg.com: Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago (em inglês).
  68. a b NASA (2009). Missions to Asteroids (em inglês).
  69. JAXA. Asteroid Explorer Hayabusa Information (em inglês).
  70. JPL-NASA (2009). Dawn Mission Home Page (em inglês).

Ver também[editar | editar código-fonte]

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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