Os cometas são conglomerados de gelo e poeiras que se formaram no Sistema
Solar Exterior, à 4,5 milhões de anos, numa zona entre
as 30 e as 50.000 UA, a cintura de Kuiper.
Devido a várias
perturbações gravíticas produzidas pelos planetas gigantes, esses cometas
foram-se espalhando dentro e fora do Sistema Solar e, com os
adicionais
efeitos gravíticos galácticos e de rotação diferencial, deram origem
a uma coroa esférica em torno deste, com um raio interno
de 50.000 UA e um raio externo que pode ir até às 150.000 UA, a chamada
Nuvem de Oort.
Nestes dois grandes reservatórios - a Cintura de Kuiper e a Nuvem
de Oort - os cometas permaneceram armazenados a baixas temperaturas desde a
sua formação . Daqui um dos grandes pontos de interesse no estudo de cometas,
o de manterem inalterada a sua estrutura química desde a sua formação .
Quando os cometas estão a menos de 5 UA do Sol (aproximadamente) o
aquecimento que sofrem leva à sublimação dos gelos, produzindo um atmosfera
gasosa em torno de si, chamada coma ou cabeleira.
Devido à radiação solar, as moléculas dos gases expelidos dissociam-se
e ionizam-se formando uma cauda de cor azulada. Esta cauda, por ser um plasma,
sente os efeitos magneto-hidrodinâmicos do campo magnético solar, ficando
sempre direita e apontando no sentido contrário ao Sol.
A força de
arrastamento dos gases lança partículas sólidas do núcleo do cometa
para a coma. Estas partículas (poeiras) estão apenas sujeitas à
pressão da radiação solar, à força gravítica solar e também à
força gravítica do próprio cometa, embora esta seja em geral
desprezável. Por este facto, adquirem órbitas hiperbólicas e daí a
formação de uma segunda cauda nos cometas, curva e de côr esbranquiçada,
composta por poeiras.
Presumivelmente, estas partículas ejectadas do núcleo são produtos do
crescimento aglomerativo na nebulosa protosolar e são o análogo local das
poeiras observadas em discos em torno de muitas estrelas jovens. Daqui, uma vez
mais, surge um adicional interesse em melhor se conhecerem estas poeiras
cometárias.
Até aos anos 80, o estudo da poeira de cometas era feito, invariavelmente, nos
comprimento de onda (c.d.o.) do Infra-Vermelho e do Visível. Sucede que
partículas com tamanhos inferiores ao c.d.o. utilizado no seu estudo
observam-se mal, enquanto que nas de dimensões superiores se passa o inverso
mas, por serem raras, contribuem pouco para a fracção total de radiação
emitida e tornam-se difíceis de detectar.
O Cometa Hale--Bopp (1995), obtido pelo
Sr. Chaves com um filme de 800 ASA e exposição de 45 minutos,
após ser sujeita a inversão a preto e branco.
Anteriormente aos
estudos envolvendo os
cometas Halley (pelas sondas: Vega-1;
Vega-2 e Giotto) e Grigg-Skjellerup (pela sonda Giotto), estimava-se que as
partículas tinham dimensões da ordem de 1 a 10 micron (1)
Pelos sensores de impactos destas sondas, construídos para determinarem a
massa dos grãos de poeira, concluiu-se algo diferente.
Os dados indicaram que
embora a soma das secções eficazes de todas as pequenas
partículas seja muito superior à soma para as grandes, estas últimas
transportam a grande maioria da massa que o cometa perde por emissão de
poeiras. Relembre-se que uma partícula de tamanho superior a 10
micron já é considerada grande!
Em suma, como se assumia que os grãos eram mais pequenos que na realidade,
tinhamos uma sistemática subestimação da perda de massa pelos cometas.
Com as melhorias tecnológicas dos anos 90, puderam-se estudar os cometas
na região espectral do submilímetro (centenas de micron), o ideal para os
tamanhos das partículas mais importantes para a perda de massa.
É sobre um estudo realizado no cometa Hale-Bopp que irei falar na
segunda, e última, parte deste artigo, onde iremos ver como, com uma
aparente simplicidade, se pôde determinar uma taxa de perda de massa.
