Os grãos de poeira das nuvens moleculares interestelares têm uma estrutura em camadas, composta por um núcleo de silicatos, um manto interno de matéria orgânica, e um manto externo de gelo. Quando a nebulosa solar se formou a partir do colapso de uma nuvem molecular, os grãos de poeira da nuvem aqueceram e evaporaram parcialmente, ficando reduzidos ao núcleo e ao manto orgânico. Estes grãos de núcleo-manto foram colidindo entre si e agregando-se em estruturas cada vez maiores, dando origem a planetesimais e mais tarde, a asteróides.

Investigadores da Universidade de Hokkaido, no Japão, simularam o processo de agregação dos grãos de poeira provocando colisões de partículas de composição análoga à dos grãos interestelares. Embora muitas experiências de colisões com silicatos e gelo já tenham sido efectuadas por outros grupos de investigação, é a primeira vez que se utiliza matéria orgânica.

As experiências permitiram estudar as propriedades de aderência da matéria orgânica a diferentes velocidades de colisão e num intervalo de temperatura (entre os 200 e os 300 graus Kelvin) escolhido como representativo da temperatura a que a nebulosa solar se encontrava quando a cintura de asteróides se formou. A velocidade de colisão é importante para o processo de agregação, pois para baixas velocidades as partículas aderem umas nas outras, enquanto que, a partir de uma determinada velocidade (que depende do material em estudo), as partículas colidem e ressaltam, cada uma para seu lado. Esta velocidade limite foi determinada para diferentes valores de temperatura, verificando-se que aumenta com o aumento de temperatura, atingindo um valor máximo perto dos 250 K, e decrescendo com temperaturas superiores. Isto indica que, por volta de 250 K, mesmo os grãos mais velozes facilmente constituem agregados e formam planetesimais.

Nas experiências análogas de colisões com silicatos e gelo, o fenómeno de agregação não foi observado, mesmo a velocidades muito baixas, várias ordens de grandeza inferiores às determinadas agora para a matéria orgânica. A diferença das propriedades de agregação destes materiais deve-se a que a temperaturas superiores a 220 K, a matéria orgânica torna-se viscosa e elástica. Estas duas propriedades fazem com que a velocidade de ressalto diminua consideravelmente, permitindo que as partículas fiquem presas mais facilmente.

A figura mostra como varia o tipo de material que cobre a superfície dos grãos da nebulosa solar durante a sua evolução até os dias de hoje e consoante a distância ao sol. Os diversos materiais são: silicatos, matéria orgânica originada na nuvem difusa (n.d), matéria orgânica originada na nuvem molecular (n.m), e gelo. Os planetas Mercúrio (Me), Vénus (V), Terra (T), Marte (Ma), Júpiter (J), e a cintura de asteróides (A) estão representados à distância do sol a que hoje se encontram. As condições mais favoráveis à agregação dos grãos, determinadas por estas experiências, encontram-se na zona viscosa indicada na figura. Os grãos que se encontram a distâncias entre 2,6 e 3,8 unidades astronómicas (UA) atravessaram esta região quando a nebulosa arrefeceu. Daqui se pode concluir que a formação de agregados de grãos e subsequentes planetesimais ocorreu mais rapidamente na cintura de asteróides do que nas regiões perto da Terra ou de Júpiter.

Os investigadores aplicaram estes resultados experimentais à teoria de formação da cintura de asteróides, tentando explicar dois factos observacionais desta região: existe muito pouco material sólido e existem muitos corpos de pequena dimensão. Este novo modelo estabelece que, à medida que os planetesimais se formaram na região entre 2,6 e 3,8 UA, agregados com dimensões de um metro facilmente migraram para a zona mais interna do sistema solar, empobrecendo a região da cintura de asteróides de material sólido. Esta escassez de material sólido, por ter acontecido durante a formação dos planetesimais, pode explicar o facto de existir nesta região uma quantidade muito grande de pequenos corpos em relação a corpos maiores: neste cenário, a falta de material não terá permitido o crescimento dos planetesimais.

Fonte da notícia: artigo de Akira Kouchi et al

ano-luz (al)
O ano-luz (al) é uma unidade de distância igual a 9,467305 x 10¹² km, que corresponde à distância percorrida pela luz, no vácuo, durante um ano.

. publicado em 2002 no Astrophysical Journal, volume 566, página L121.