Mensageiros do espaço

Os meteoróides são corpos com um tamanho inferior ao dos asteroides, mas maior do que a poeira interestelar. O seu comprimento varia entre os 50 e os 100 metros. Na sua maioria desintegram-se pouco depois de entrarem na atmosfera. Durante esta entrada passam a ser designados por meteoros. Estes deixam um rasto luminoso ao atravessarem a atmosfera devido ao sobreaquecimento provocado pela fricção. Se o seu brilho superar o de um planeta, chamam-se “bolas de fogo”. Os mais brilhantes, por estourarem no ar, são os “bólides”.
Alguns destes corpos colidem com a superfície terrestre e deixam atrás de si restos conhecidos como meteoritos. A maioria dos meteoritos é de natureza rochosa e apresentam uma estrutura granulada, o que indica que se formaram por acreção de poeira nas fases iniciais da formação dos planetas. Outros meteoritos soltaram-se dos protoplanetas após algum impacto e uma parte muito reduzida dos meteoritos provém da Lua e de Marte.
Os meteoritos, geralmente, recebem o nome do local onde foram encontrados, como por exemplo o meteorito do Alandroal (Portugal).

No entanto, os meteoritos, como fragmentos rochosos que podem ser, são classificados segundo os mesmos critérios das rochas, isto é, quanto à composição e à textura. É simples e direta uma sistemática de base, em férreos (sideritos), petro-férreos (siderólitos) e pétreos (aerólitos), Foto 1.

Classificação-3

Foto 1 – Os meteoritos podem fornecer muitas informações sobre a génese do sistema solar e, em especial, sobre a génese do nosso planeta. Os condritos (classe dos Aerólitos) são meteoritos considerados relíquias dos estados iniciais da formação do sistema solar, pois provêm de asteroides que não sofreram diferenciação.

Sideritos
Os meteoritos férreos ou sideritos são, essencialmente formados por uma liga metálica de ferro e níquel e apresentam inclusões de um mineral não muito frequente na Terra, a troilite, Foto 2.

Siderito Octaedrito-4bc

Foto 2 – O grupo dos sideritos divide-se em três classes: Hexaedritos (mineral principal é a Kamacite), Octaedritos (minerais principais são a Kamacite e Taenite) e os Ataxitos niquelíferos (mineral principal é a Taenite). A Kamacite é um mineral constituído por uma liga de ferro e níquel, usualmente nas proporções 90:10 ou 95:5 embora possam estar presentes impurezas como o cobalto ou carbono. Na superfície da Terra ocorre de forma natural apenas em meteoritos Nos Octaedritos encontra-se em bandas entrelaçada de Kamacite com Tenite formando padrões de Widmanstätten.  Estes padrões/estruturas é evidenciada fazendo o ataque da superfície polida com a solução alcoólica de HNO3. Esta estrutura consiste em lamelas de kamacite debruadas por taenite. Dado que as lamelas são paralelas às faces octaédricas dum cristal inicialmente homogéneo de níquel-ferro, os meteoritos com esta estrutura são denominados octaedritos. Estas estruturas são típicas de ambientes onde a génese ocorreu no interior de corpos com a dimensão dos asteroides.

Siderólitos

Siderólitos ou petro-férreos constituídos por proporções idênticas de minerais silicatados, tal como o feldspato, olivina e de uma liga metálica de ferro e níquel, Foto 3.

Siderólito (Palasito) Blacksmoker.jpg

Foto 3 – Siderito da classe dos Palasitos muito ricos em olivinas e com uma liga de ferro e níquel. Os siderólitos são constituídos por porporções aproximadamente iguais de níquel-ferro e de silicatos. Duas das suas classes, a dos palasitos e a dos mesosideritos, são bem distintas: os palasitos são constituídos por uma base contínua de ferro-níque que inclui grãos de olivina (ver foto), frequentemente idiomórfica. Os mesosideritos têm o níquel-ferro como fase descontínua, e os silicatos são principalmente a plagióclase e a piroxena.

Aerólitos

Os Aerólitos ou pétreos possuem na sua composição uma elevada percentagem de minerais silicatados e uma reduzida percentagem da liga de ferro e níquel. Os aerólitos dividem-se em dois grupos, Condritos com pequenas esferas com cerca de 1 mm de diâmetro de minerais de alta temperatura tais como é a olivina e a piroxena, Foto 4. Mais de 80% dos meteoritos caídos são condritos, sendo mais de 90% destes pertencentes a duas classes que, frequentemente, se denominam, em conjunto, como a classe dos condritos comuns ou ordinários.

Condrito Allende

Foto 4 – Meteorito de Allende (México). Em 1969 uma bola de fogo explodiu no céu do México e espalhou milhares de pedaços de meteorito no estado de Chihuahua. Mais de 40 anos depois, o meteorito Allende ainda é uma rica fonte de informação sobre o início da evolução do Sistema Solar. Na sua constituição foi descoberto um novo mineral que acredita-se estar entre os mais antigos formados no Sistema Solar. Designado de Panguite, o novo óxido de titânio recebeu seu nome em homenagem a Pan Gu, o gigante da mitologia chinesa que, segundo reza a tradição, separou o Yin do Yang para criar a Terra e o céu.

Os condritos são meteoritos considerados relíquias dos estados iniciais da formação do sistema solar, pois provêm de asteroides que não sofreram diferenciação. Alguns destes meteoritos, os condritos carbonáceos, contêm uma quantidade significativa de compostos orgânicos. Os condritos apresentam uma textura formada por estruturas esféricas, os côndrulos, inexistentes nas rochas terrestres. Estas estruturas são constituídas por silicatos, como as olivinas e as piroxenas, e estão dispersas numa matriz. Esta matriz, além destes minerais, inclui outros, resultantes da interação da água, proveniente da fusão do gelo, com os minerais originais ou de processos de metamorfismo de impacto, ocorridos durante a fase de acreção dos asteroides. Os condritos, além de serem os meteoritos mais abundantes, têm características que lhes permitem atribuir origem primária, enquanto os outros grupos se atribui uma génese secundária.

Acondritos

Acondritos com textura homogénea apresentando grande semelhança com as rochas da superfície terrestre. Além de serem desprovidos de côndrulos, têm uma textura cristalina, com maior granularidade do que os condritos e muitos deles têm uma mineralogia e textura comparáveis às rochas ígneas terrestres.

Formação do Sistema Solar

O sistema solar parece ter resultado da condensação, há 4.5 mil milhões de anos, de uma nuvem de gás e poeira, semelhante a muitas nuvens interestelares que hoje observamos na Via Láctea. O estudo dos meteoritos fornecem-nos uma grande pista para compreender aqueles momentos iniciais que levaram à formação do Sol e do cortejo planetário.

A composição química dos condritos carbonáceos do tipo I apresenta uma similaridade muito grande, no que respeita a elementos condensáveis, com a composição da atmosfera solar. Isto significa que se uma massa de gás fosse extraída do Sol e arrefecida até aproximadamente 200 K, e se todos os elementos capazes de se condensarem a essa temperatura (excluindo naturalmente o H, C, N e os gases nobres) se acumulassem, o condensado seria quimicamente semelhante aos condritos carbonáceos do tipo I. Tal sugere nitidamente e os condritos, em particular aquele tipo, são amostras do material planetário formadas ao mesmo tempo que o Sol e os planetas e que nunca sofreram fusões totais e fraccionização ígnea.

Anomalias isotópicas observadas nas inclusões de elevada temperatura do condrito carbonáceo de Allende (Foto 4) levaram os cientistas  a sugerir que uma supernova esteve na origem do nosso sistema solar.  A existência de Mg-26 (resultante do decaimento do Al-26 que possui uma meia-vida de 0,7 milhões de anos) e de Pd-107 naquelas inclusões sugere que a explosão de uma supernova próxima provocou o colapso de uma nuvem protosolar.

Bibliografia consultada:

https://www.wook.pt/livro/historias-do-universo-jose-fernando-monteiro/183416

 

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