Antes de colidirem com a superfície terrestre, os meteoritos perambularam por vastas regiões do espaço, carregando consigo inumeráveis segredos sobre a formação do sistema solar. Muitas dessas rochas primitivas, com idades que chegam a bilhões de anos, retêm em sua estrutura a ‘memória’ química de tempos em que o Sol, os planetas e todos os outros corpos celestes ainda se formavam a partir de um aglomerado de gás e poeira.

Extrair desses mensageiros do cosmo a informação para entender a evolução da galáxia é o papel da chamada cosmoquímica, uma área multidisciplinar que interage com a astrofísica, física, astrobiologia e geologia, para desvendar os principais momentos de uma história que começou muitas vezes a ser delineada nos primórdios do universo, quando as estrelas começavam a nascer.

O que é a cosmoquímica? O que podemos aprender com o estudo dos meteoritos, essas rochas espaciais primitivas, tão antigas quanto o próprio sistema solar? Respondendo à primeira pergunta, apresentamos aqui o que talvez seja a mais bela definição de cosmoquímica, dada pelo pesquisador norte-americano Donald Clayton, ainda em 1982: “É a ciência que mede as propriedades da evolução química da galáxia, mediante o estudo de meteoritos nos laboratórios terrestres.”

Para compreender essa definição, devemos considerar os meteoritos como o produto final de diversos objetos que, por sua vez, foram capazes de guardar em suas ‘memórias’ diferentes momentos da história que levou à formação do sistema solar. Porém, o importante – pois isso é a base da cosmoquímica – é que a transformação química pela qual passou o sistema solar não apaga a “memória” das condições químicas iniciais. Em outras palavras, nos meteoritos e demais objetos extraterrestres, permanecem características relativas ao ambiente em que eles se formaram. Basta a nós encontrá-las.

Antes de prosseguirmos, vale uma observação em relação à terminologia empregada na cosmoquímica: meteoróides é a denominação para os objetos sólidos que vagam pelo espaço. Quando eles penetram a atmosfera terrestre, são denominados meteoros. Aqueles que chegam ao solo – muitos são completamente “queimados” na queda – passam a ser chamados meteoritos.

Grande segredo

Como se determina a abundância dos elementos químicos no Sol? Essa estrela representa 99,9% da matéria do sistema solar. Portanto, uma boa análise da composição global do Sol é tudo o que precisamos para determinar uma média das abundâncias dos elementos químicos do sistema solar. Os dados da fotosfera solar (camada da estrela onde tem origem a radiação visível) são os que fornecem a informação mais confiável. Mas, para muitos elementos químicos, essas análises são muito difíceis; para outros, quase impossíveis.

Nesse aspecto, os meteoritos têm um grande segredo a revelar. Entre todos os materiais conhecidos, há uma classe especial de meteorito, os chamados condritos, que apresenta uma composição quase idêntica à da fotosfera solar – condritos estão entre os meteoritos mais primitivos. Portanto, o estudo desses meteoritos permite determinar a composição química do Sol com base na análise de rochas em laboratórios terrestres.

Os meteoritos não contêm apenas as evidências mais precisas das abundâncias relativas dos elementos químicos não voláteis. Eles também são um registro único do chamado fracionamento químico durante a formação dos corpos sólidos ao longo da evolução do sistema solar.

Massas fracionadas

Passemos, agora, a uma breve introdução sobre o átomo, cuja massa está concentrada no núcleo, que, por sua vez, é formado por prótons (que têm carga elétrica positiva) e nêutrons (sem carga elétrica). Ao redor do núcleo, há uma nuvem de elétrons (carga elétrica negativa), que são as partículas responsáveis pelas propriedades químicas dos elementos. Cada elemento químico tem um número de prótons (que é igual ao de elétrons, caso o átomo esteja em seu estado neutro) que o faz ocupar uma posição específica na tabela periódica. Quando alteramos o número de prótons, passamos a outros elementos nessa tabela.

Mas o que acontece se mudarmos o número de nêutrons de um elemento? Nesse caso, obtemos os isótopos dele. Em outras palavras, temos o mesmo elemento químico (porque o número de prótons não variou), mas com uma massa atômica diferente, porque o número de nêutrons se alterou. Por exemplo, o deutério (um próton e um nêutron no núcleo) e o trício (um próton e dois nêutrons) são isótopos do hidrogênio, cujo núcleo é formado por um só próton.

O estudo das pequenas variações das massas dos isótopos (o chamado fracionamento de massas) é outra ferramenta empregada pela cosmoquímica para extrair de um meteorito sua “memória” química.

Tomemos como exemplo o oxigênio, já que ele é o principal elemento que forma rochas e água.

O oxigênio tem três isótopos estáveis: ¹⁶O, ¹⁷O e ¹⁸O (o número acima do símbolo do elemento se refere à massa atômica, ou seja, à soma dos prótons e nêutrons nesses núcleos). Eles estão presentes na água do oceano, respectivamente, na relação 99,76: 0,037: 0,204. Mas processos como a evaporação, a condensação, entre outros, podem alterar essa proporção. Ou seja, levam a um fracionamento de suas massas.

Um exemplo de um processo de fracionamento de massa ocorre na evaporação dos líquidos, como a água. Se levarmos a água à ebulição, as moléculas mais pesadas ficam no líquido, enquanto as mais leves passam ao vapor. O líquido residual estará, portanto, enriquecido pelos isótopos mais pesados (¹⁷O e ¹⁸O); e o vapor, pelo mais leve (¹⁶O).

Mensagem da nebulosa

Na superfície da Terra, a relação dos isótopos de oxigênio, em praticamente todos os materiais que contêm esse elemento (rochas, águas etc.), se ajusta a uma reta denominada fracionamento terrestre, mais conhecida pela sigla “FT”. Se levarmos em conta que todos os objetos rochosos (incluindo meteoritos e até os planetas) se formaram do material da nebulosa solar, é de se esperar que qualquer objeto rochoso (rochas terrestres e meteoritos) se ajuste a essa reta de fracionamento do oxigênio. Essa era a linha dominante de pensamento na década de 1960, quando se acreditava que a nebulosa solar era ho-mogênea em qualquer direção em que fosse observada (ou, no jargão da cosmoquímica, isotopicamente homogênea), pois seu material estava completamente quente, vaporizado e bem misturado.

Porém, em 1973, veio a surpresa. Naquele ano, uma evidência clara e indiscutível foi encontrada por Clayton e colegas. A composição dos isótopos do oxigênio nos minerais presentes no meteorito Allende (um condrito carbonáceo do tipo CV) mostrou uma relação que não se ajustava à linha FT. Foi uma prova irrefutável da presença de diferentes reservatórios de oxigênio na nebulosa solar.

Novamente, os meteoritos nos revelaram outros de seus segredos bem guardados: a nebulosa solar não estava bem misturada. Isso significa que cada tipo de meteorito se formou em um reservatório dife-rente. Mais importante: esses objetos celestes são capazes de guardar, em suas ‘memórias’ químicas, todas as características do ambiente em que se formaram.

Os diversos objetos incluídos nos meteoritos – como as esferas perfeitas chamadas côndrulos ou as inclusões refratárias, bem como os distintos tipos de meteoritos (os de ferro, os mistos e os micrometeoritos, sendo estes últimos a matéria extraterrestre mais abundante que recebemos), todos eles nos fornecem mensagens sobre como se formou e evoluiu a nebulosa solar.

Mas essa é uma história que fica para outra ocasião.

Grãos pré-solares

Outro grande segredo estava guardado nos meteori-tos. Até pouco tempo atrás, toda a informação sobre a poeira interestelar era obtida por observações astronômicas. Hoje, sabemos que as diferentes estrelas produzem vários elementos químicos com diversas relações entre os isótopos, e que o sistema solar é uma mistura de material proveniente de várias fontes estelares. Porém, na década de 1960, acreditava-se que o material da nebulosa solar havia perdido a “memória” de processos anteriores a ela.

Nas ultimas décadas, porém, se identificou uma nova fonte de informação sobre a poeira interestelar: os grãos pré-solares. Esses grãos estavam bem prote-gidos e resguardados em alguns meteoritos e foram encontrados, depois de 20 anos de pesquisa, com base em uma pequena pista: o conteúdo anômalo deles em relação a determinados gases.

Gerou-se um grande entusiasmo ao se saber que havia pequenos objetos incrustados nos meteoritos que podiam guardar informação sobre o material a partir do qual o sistema solar se formou. Mas os grãos pré-solares resultaram ser uma surpresa ainda maior: eles não só preservam as anomalias isotópicas, como também eles mesmos são uma amostra de estrelas mais antigas que o Sol. Portanto, os meteori-tos primitivos, formados há cerca de 4,5 bilhões de anos, guardam “pedacinhos” de estrelas que viveram e morreram antes do Sol.

Pedacinhos de estrelas

Mas como saber que essa matéria é pré-solar? Como o material que forma os meteoritos foi processado na ‘infância’ do sistema solar, ele nos dará informação sobre os processos ocorridos a partir desse momento inicial (há cerca de 4,5 bilhões de anos). Porém, os grãos pré-solares apresentam característi-cas únicas que não podem ser explicadas por processos solares.

A formação dos grãos pré-solares ocorre quando as temperaturas tanto nas camadas superiores das estrelas gigantes vermelhas quanto na matéria ejetada pelas supernovas são suficientemente baixas, a ponto de permitir a condensação de minerais. A composição isotópica de qualquer grão pré-solar reflete a da atmosfera estelar em que o grão se condensou. Portanto, esses diminutos objetos guardam a informação dos processos ocorridos em suas estrelas-fonte e, além disso, eles vêm sobrevivendo, sem se alterar quimicamente, sendo protegidos, na estrutura dos meteoritos, dos processos que ocorreram antes e depois da forma-ção do sistema solar.

Esse descobrimento abriu um cami-nho muito frutífero que relaciona a ciência de meteoritos com a astrofísica e a física. A explicação para a abundância dos elementos no sistema solar re-quer não só considerar que houve contribuição de grãos de cada estrela da galáxia, mas também aceitar que as pró-prias estrelas que existiram antes do Sol incorporaram, ao longo da evolução química da galáxia, material ejetado por gerações anteriores a elas.

A cosmoquímica está em constante evolução, e seus modelos se adaptam aos novos dados que os meteoritos, como testemunhas privilegiadas dos primeiros instantes da formação do sistema solar, nos vão aos poucos entregando.

Fonte: Ciência Hoje