Space Scoops

	Alguns asteróides têm satélites: aqui vemos o asteróide Ida cujo eixo maior mede cerca de 58 Km e seu pequeno satélite Dactyl, descoberto pela sonda Galileo em 1993. Crédito: NASA/Galileo.

A 1 de Janeiro de 1801, o astrónomo Giuseppi Piazzi descobriu um objecto em órbita entre Marte e Júpiter que inicialmente pensou ser um novo planeta, ao qual deu o nome Ceres. Mais tarde, verificou-se que o objecto era demasiado pequeno (com um diâmetro de cerca de 940 Km) para poder ser considerado um planeta, tendo então sido classificado como "planeta menor". Em meados do século XIX tinham já sido descobertos mais de uma dezena de planetas menores em órbitas entre Marte e Júpiter. Tornou-se então evidente que estes objectos, também designados por asteróides (do grego "como uma estrela", já que tal como as estrelas, apareciam como pontos luminosos quando observados ao telescópio), formavam uma "Cintura Principal" localizada entre as órbitas de Marte e Júpiter.

Os asteróides da Cintura Principal são o que resta da região interior do disco a partir do qual se formaram os planetas do Sistema Solar há 4.6 mil milhões de anos atrás. O número de asteróides nesta região seria inicialmente muito mais elevado mas estes objectos teriam sido subsequentemente dispersados quando da formação do planeta Júpiter devido à perturbação gravitacional exercida por este. De facto, a massa total da Cintura Principal de Asteróides é actualmente muito pequena, menor do que a massa da Lua. A perturbação gravitacional exercida por Júpiter teria também impedido a formação, por acreção destes objectos, de um planeta nesta região do Sistema Solar.

Sequência de fotografias tiradas pelo Telescópio Espacial Hubble do asteróide Vesta. Este objecto com cerca de 510 Km de diâmetro é o que resta do objecto que deu origem a uma família importante da Cintura Principal. Crédito: Hubble Space Telescope.

Todos os asteróides que foram até hoje observados de perto apresentam superfícies cheias de crateras, o que é evidência de um passado violento. De facto, a maior parte dos asteróides são na realidade fragmentos de objectos muito maiores. Um grupo de asteróides que resultaram da fragmentação por colisão de um único objecto maior é classificado como uma família.

Na figura seguinte vemos a distribuição dos semi-eixos maiores¹ das órbitas dos asteróides da Cintura Principal. Esta distribuição não é uniforme: existem falhas mais evidentes para semi-eixos maiores de 2.5, 2.82, 2.95 e 3.28 unidades astronómicas, os locais onde, pela terceira lei de Kepler, os períodos orbitais dos asteróides e de Júpiter estão na razão 3/1, 5/2, 7/3 e 2/1, respectivamente². Estas falhas foram identificadas em 1866 pelo astrónomo Daniel Kirkwood e em sua honra são conhecidas por "Kirkwood gaps". O mecanismo que leva à remoção dos asteróides dos "Kirkwood gaps" só foi compreendido recentemente através de estudos realizados nas últimas duas últimas décadas do século XX.

¹O semi-eixo maior de uma órbita heliocêntrica é a distância média ao Sol.
²A terceira lei do movimento planetário de Kepler diz-nos que o quadrado dos períodos orbitais é proporcional ao cubo dos semi-eixos maiores.