Ceres (designação de planeta menor: 1 Ceres) é classificado como um planeta anão situado dentro do cinturão de asteróides primário, localizado entre os caminhos orbitais de Marte e Júpiter. Descoberto em 1º de janeiro de 1801, por Giuseppe Piazzi no Observatório Astronômico de Palermo, na Sicília, foi inicialmente identificado como o primeiro asteróide e posteriormente anunciado como um novo planeta. Com o tempo, Ceres passou por uma reclassificação, primeiro como asteroide e mais recentemente como planeta anão, sendo notavelmente o único planeta anão que não orbita além de Netuno e o maior entre eles sem um satélite natural.
Ceres (designação de planeta menor: 1 Ceres) é um planeta anão no principal cinturão de asteróides entre as órbitas de Marte e Júpiter. Foi o primeiro asteróide conhecido, descoberto em 1º de janeiro de 1801 por Giuseppe Piazzi no Observatório Astronômico de Palermo, na Sicília, e anunciado como um novo planeta. Ceres foi posteriormente classificado como um asteróide e, mais recentemente, como um planeta anão, o único que não está além da órbita de Netuno e o maior que não tem lua.
O diâmetro de Ceres mede aproximadamente um quarto do diâmetro da Lua. Devido às suas dimensões modestas, Ceres permanece imperceptível a olho nu, mesmo na sua luminosidade máxima, exceto em condições de céu excepcionalmente escuro. A sua magnitude aparente flutua entre 6,7 e 9,3, atingindo o seu pico durante a oposição – o ponto de maior proximidade com a Terra – que ocorre uma vez a cada período sinódico de 15 a 16 meses. Consequentemente, as características da sua superfície eram em grande parte indiscerníveis, mesmo com telescópios avançados, até que a nave robótica da NASA Dawn iniciou a sua missão orbital em torno de Ceres em 2015.
A missão Dawn revelou que a composição da superfície de Ceres era uma mistura de gelo de água e minerais hidratados, incluindo carbonatos e argila. Dados gravitacionais indicam que Ceres é parcialmente diferenciado, compreendendo um manto/núcleo lamacento (gelo-rocha) e uma crosta menos densa, porém mais robusta, que contém um máximo de trinta por cento de gelo por volume. Embora seja provável um oceano interno de água líquida, as salmouras continuam a circular através do manto externo e emergem na superfície, facilitando a formação de criovulcões, como Ahuna Mons, aproximadamente a cada cinquenta milhões de anos. Este fenômeno estabelece Ceres como o corpo celeste criovulcanicamente ativo conhecido mais próximo do Sol. Além disso, Ceres possui uma atmosfera extremamente tênue e efêmera composta de vapor de água, que é emitido por fontes superficiais localizadas.
Contexto Histórico
Descoberta inicial
Durante o período que abrange a adoção do heliocentrismo no século XVIII e a descoberta de Netuno em 1846, vários astrônomos postularam que os princípios matemáticos indicavam a presença de um planeta desconhecido ou ausente situado entre as órbitas de Marte e Júpiter. Já em 1596, o astrônomo teórico Johannes Kepler levantou a hipótese de que as proporções orbitais dos planetas se alinhariam com o "desígnio de Deus" apenas se existissem dois planetas adicionais: um posicionado entre Júpiter e Marte, e outro entre Vênus e Mercúrio. Outros estudiosos, incluindo Immanuel Kant, ponderaram se a influência gravitacional de Júpiter poderia ter criado este vazio orbital. Em 1761, o astrônomo e matemático Johann Heinrich Lambert questionou: "E quem sabe se já faltam planetas que partiram do vasto espaço entre Marte e Júpiter? Será que isso vale tanto para os corpos celestes quanto para a Terra, que o mais forte irrita o mais fraco, e Júpiter e Saturno estão destinados a saquear para sempre?"
Em 1772, o astrônomo alemão Johann Elert Bode, referenciando Johann Daniel Titius, divulgou uma fórmula matemática posteriormente denominada lei de Titius-Bode. Esta lei aparentemente previu as distâncias orbitais dos planetas então conhecidos, com a notável exceção de um vazio inexplicável entre Marte e Júpiter. A fórmula projetou a existência de um planeta adicional com raio orbital aproximado de 2,8 unidades astronômicas (UA), equivalente a 420 milhões de quilômetros, do Sol. A lei Titius-Bode ganhou maior credibilidade após a descoberta de Urano por William Herschel em 1781, que foi encontrado a uma distância consistente com a previsão da lei para um planeta além de Saturno. Em 1800, um coletivo liderado por Franz Xaver von Zach, editor do jornal astronômico alemão Monthly Correspondence, enviou solicitações a 24 astrônomos experientes, a quem ele designou de "polícia celestial". Estes pedidos incitaram-nos a colaborar numa busca sistemática pelo esperado planeta. Embora este grupo não tenha descoberto Ceres, posteriormente identificou os asteróides Pallas, Juno e Vesta.
Giuseppe Piazzi, um padre católico afiliado à academia de Palermo, na Sicília, estava entre os astrônomos escolhidos para a busca celestial. Antes de ser convidado para se juntar a este grupo, Piazzi descobriu Ceres de forma independente em 1 de janeiro de 1801. Seu objetivo inicial era localizar "a 87ª [estrela] do Catálogo das estrelas zodiacais do Sr. la Caille", mas em vez disso observou um objeto "precedido por outro". Esta entidade em movimento, semelhante a uma estrela, inicialmente considerada um cometa, era Ceres. Piazzi conduziu vinte e quatro observações de Ceres, concluindo em 11 de fevereiro de 1801, quando seu trabalho foi interrompido por doença. Ele anunciou formalmente sua descoberta em 24 de janeiro de 1801, por meio de correspondência com dois colegas: Barnaba Oriani de Milão e Bode de Berlim. Embora o tenha descrito como um cometa, observou Piazzi, "uma vez que o seu movimento é tão lento e bastante uniforme, ocorreu-me várias vezes que poderia ser algo melhor do que um cometa". Em abril, Piazzi enviou suas observações abrangentes a Oriani, Bode e ao astrônomo francês Jérôme Lalande. Essas descobertas foram posteriormente publicadas na edição de setembro de 1801 da Monatliche Correspondenz.
Posteriormente, a posição aparente de Ceres mudou, influenciada principalmente pelo movimento orbital da Terra, tornando-a muito próxima do brilho do Sol para que outros astrônomos corroborassem as observações iniciais de Piazzi. Embora se esperasse que Ceres reaparecesse no final do ano, prever com precisão a sua localização após um período tão prolongado revelou-se um desafio. Para facilitar a recuperação de Ceres, o matemático Carl Friedrich Gauss, de 24 anos, desenvolveu um método eficaz de determinação orbital. Em poucas semanas, ele previu com sucesso a trajetória de Ceres e encaminhou seus cálculos para von Zach. Em 31 de dezembro de 1801, von Zach, ao lado de Heinrich W. M. Olbers, localizou Ceres nas proximidades das coordenadas previstas e começou a documentar sua posição. Situado a 2,8 UA do Sol, Ceres aparentemente se conformava quase perfeitamente com a lei de Titius-Bode. No entanto, a subsequente descoberta de Neptuno em 1846, que encontrou oito UA mais perto do que a lei previa, levou a maioria dos astrónomos a concluir que a lei de Titius-Bode era apenas uma coincidência.
As primeiras observações astronómicas forneceram apenas uma estimativa da ordem de grandeza para o tamanho de Ceres. Em 1802, Herschel subestimou seu diâmetro em 260 km (160 milhas), enquanto em 1811, o astrônomo alemão Johann Hieronymus Schröter o superestimou significativamente em 2.613 km (1.624 milhas). Na década de 1970, a aplicação da fotometria infravermelha facilitou medições mais precisas do albedo, permitindo que o diâmetro de Ceres fosse determinado dentro de dez por cento do seu valor real de 939 km (583 mi).
Nomenclatura e Simbolismo
Piazzi propôs inicialmente o nome Ceres Ferdinandea para sua descoberta. O componente Ceres homenageava a deusa romana da agricultura, cujo templo principal e residência terrestre estavam situados na Sicília. A adição de Ferdinandea pretendia reconhecer o soberano e benfeitor de Piazzi, o rei Fernando III da Sicília. No entanto, a última parte do nome revelou-se inaceitável para outras nações e foi posteriormente omitida. Antes da reobservação bem-sucedida de Ceres por von Zach em dezembro de 1801, o próprio von Zach referia-se ao corpo celeste como Hera, enquanto Bode o designava como Juno. Esses nomes alternativos ganharam alguma força na Alemanha, apesar das objeções de Piazzi, antes que a existência do objeto fosse definitivamente confirmada. Após a confirmação, os astrônomos finalmente adotaram a designação original de Piazzi.
As derivações adjetivas de Ceres incluem Cererian e Cererean, ambas articuladas como . O elemento de terras raras Cério, identificado em 1803, foi posteriormente nomeado em homenagem a Ceres.
O símbolo astronômico histórico de Ceres, que persiste em contextos astrológicos, é uma foice, ⟨⚳⟩. Este emblema, um atributo clássico da deusa Ceres, foi proposto de forma independente por von Zach e Bode em 1802. Seu desenho tem uma semelhança com o símbolo planetário de Vênus, ⟨♀⟩ (um círculo encimado por uma pequena cruz), mas apresenta uma descontinuidade no círculo. Existiam diversas variações gráficas menores, incluindo uma forma invertida renderizada como um 'C' (a letra inicial de Ceres) aumentada com um sinal de mais. O símbolo padronizado do asteróide, um disco numerado como ①, foi introduzido em 1867 e rapidamente se tornou a representação convencional.
Categorização
A classificação de Ceres passou por múltiplas revisões e tem sido objeto de considerável debate. Bode, por exemplo, postulou Ceres como o “planeta desaparecido” que ele teorizou residir entre Marte e Júpiter. Consequentemente, Ceres recebeu um símbolo planetário e manteve a sua designação como planeta em textos e tabelas astronómicas, ao lado de Pallas, Juno e Vesta, durante mais de cinquenta anos.
À medida que outros objetos foram identificados nas proximidades de Ceres, os astrónomos começaram a postular que representava o membro inicial de uma nova classe de corpos celestes. Após a descoberta de Pallas em 1802, Herschel introduziu o termo asteróide ("semelhante a uma estrela") para estas entidades, observando que "elas se assemelham tanto a pequenas estrelas que dificilmente podem ser distinguidas delas, mesmo por telescópios muito bons". Em 1852, Johann Franz Encke, publicando no Berliner Astronomisches Jahrbuch, declarou que o sistema tradicional de atribuição de símbolos planetários era excessivamente complicado para estes novos objetos. Posteriormente, ele implementou uma nova metodologia, que envolvia prefixar seus nomes com números com base na sequência de descoberta. Este sistema de numeração designou inicialmente o quinto asteroide, 5 Astraea, como número 1. No entanto, em 1867, Ceres foi incorporado a esta nova estrutura e formalmente designado 1 Ceres.
Na década de 1860, surgiu um consenso entre os astrónomos relativamente a uma distinção fundamental entre planetas importantes e asteróides como Ceres, apesar da ausência de uma definição precisa para o termo "planeta". Durante a década de 1950, a comunidade científica deixou de classificar a maioria dos asteróides como planetas. No entanto, Ceres ocasionalmente manteve o seu estatuto planetário devido à sua complexidade geofísica, que se assemelhava à dos planetas. Posteriormente, em 2006, o discurso em torno de Plutão suscitou exigências para uma definição formal de "planeta", levando à potencial reclassificação de Ceres, e até à sua possível reintegração como planeta. Uma proposta apresentada à União Astronômica Internacional (IAU), a autoridade global que supervisiona a nomenclatura e classificação astronômica, definiu um planeta como "um corpo celeste que (a) tem massa suficiente para sua autogravidade superar as forças do corpo rígido, de modo que assume uma forma de equilíbrio hidrostático (quase redondo), e (b) está em órbita ao redor de uma estrela, e não é uma estrela nem um satélite de um planeta". Se esta resolução tivesse sido promulgada, Ceres teria sido designado o quinto planeta a contar do Sol. Porém, em 24 de agosto de 2006, a assembleia incorporou um critério adicional: um planeta deve ter "limpo a vizinhança em torno de sua órbita". Ceres não cumpre esta definição revista porque não domina gravitacionalmente o seu caminho orbital; ele compartilha esta região com milhares de outros asteróides dentro do cinturão de asteróides, compreendendo apenas aproximadamente quarenta por cento da massa total do cinturão. Os corpos celestes que satisfizeram a definição proposta inicial, mas não os requisitos subsequentes, como Ceres, foram consequentemente categorizados como planetas anões. Apesar desta classificação oficial, os geólogos planetários frequentemente ignoram esta definição e continuam a considerar Ceres como um planeta.
Ceres é oficialmente classificado como um planeta anão e um asteróide. De acordo com uma página da NASA, Vesta, que é o segundo maior objeto do cinturão de asteróides, detém a distinção de ser o maior asteróide. A UAI manteve uma posição ambígua sobre este assunto. No entanto, o seu Minor Planet Center, entidade responsável pela catalogação de tais corpos celestes, reconhece que os planetas anões podem possuir designações duplas. Além disso, o Gazetteer colaborativo IAU/USGS/NASA classifica Ceres como um asteróide e um planeta anão.
Órbita
Ceres percorre uma órbita situada entre Marte e Júpiter, aproximadamente na região central do cinturão de asteróides, completando um período orbital a cada 4,6 anos terrestres. Em comparação com outros planetas e planetas anões, o plano orbital de Ceres apresenta uma inclinação moderada em relação ao da Terra, com uma inclinação (i) de 10,6°. Isto contrasta com os 7° de Mercúrio e os 17° de Plutão. Além disso, a sua órbita é ligeiramente elíptica, possuindo uma excentricidade (e) de 0,08, que é comparável à excentricidade de Marte de 0,09.
Ceres não é afiliado a nenhuma família de asteroides reconhecida, uma característica provavelmente atribuível ao seu conteúdo substancial de gelo. Corpos celestes menores de composição semelhante teriam sublimado inteiramente ao longo da vida do Sistema Solar. Anteriormente, supunha-se que Ceres fosse um constituinte da família Gefion, cujos membros exibem elementos orbitais próprios comparáveis, indicando uma origem partilhada de uma colisão passada de asteróides. No entanto, investigações subsequentes revelaram que Ceres possui uma composição distinta da família Gefion. Consequentemente, é agora considerado um intruso, exibindo elementos orbitais semelhantes, mas sem uma génese comum.
Ressonâncias
Devido às suas massas diminutas e às consideráveis separações espaciais, os objetos dentro do cinturão de asteroides raramente estabelecem ressonâncias gravitacionais entre si. Apesar disso, Ceres possui a capacidade de capturar gravitacionalmente outros asteroides em ressonâncias transitórias de 1:1, tornando-os efetivamente trojans temporários. Esses períodos de captura podem variar de centenas de milhares a mais de dois milhões de anos. Cinquenta desses objetos trojan temporários foram identificados em associação com Ceres. Ceres também exibe proximidade com uma ressonância orbital de movimento médio de 1:1 com Pallas, com seus períodos orbitais próprios diferindo em apenas 0,2%. No entanto, esta proximidade é insuficiente para produzir efeitos significativos em escalas de tempo astronómicas.
Rotação e inclinação axial
Ceres exibe um período de rotação, conhecido como dia Cereriano, de 9 horas e 4 minutos, com a pequena cratera equatorial Kait designada como seu meridiano principal. Com uma inclinação axial de 4°, Ceres possui regiões polares com crateras permanentemente sombreadas. Prevê-se que estas crateras funcionem como armadilhas frias, facilitando a acumulação a longo prazo de gelo de água, um fenómeno observado tanto na Lua como em Mercúrio. Aproximadamente 0,14% das moléculas de água emitidas da superfície são projetadas para se depositarem nessas armadilhas, normalmente passando por três saltos antes de escapar ou ficar permanentemente presas.
As observações da Dawn, a espaçonave inaugural a orbitar Ceres, estabeleceram a orientação do eixo polar norte em uma ascensão reta de 19 horas 25 minutos 40,3 segundos (291,418°) e uma declinação de +66° 45' 50" (aproximadamente 1,5 graus de Delta Draconis), confirmando uma inclinação axial de 4°. Consequentemente, Ceres experimenta atualmente variações sazonais latitudinais mínimas ou nenhumas na iluminação solar. Nos últimos três milhões de anos, as forças gravitacionais exercidas por Júpiter e Saturno induziram flutuações cíclicas na inclinação axial de Ceres, variando entre dois e vinte graus. Isso indica que variações sazonais significativas na exposição solar ocorreram historicamente, com o período mais recente dessa atividade, estimado em 14.000 anos atrás, as crateras que persistiram na sombra durante esses períodos de inclinação axial máxima são consideradas os locais mais prováveis para a retenção de água gelada, originada de erupções ou impactos cometários ao longo da história do Sistema Solar.
Geologia
Ceres representa o maior asteróide dentro do cinturão de asteróides principal. É classificado como um asteróide tipo C ou carbonáceo e, adicionalmente, como um asteróide tipo G devido à presença de minerais argilosos. Sua composição é semelhante, embora não exata, à dos meteoritos condritos carbonáceos. Morfologicamente, é um esferóide achatado, caracterizado por diâmetro equatorial 8% maior que seu diâmetro polar. Os dados adquiridos pela espaçonave Dawn indicam um diâmetro médio de 939,4 km (583,7 mi) e uma massa de 9,38×1020 kg. Essas medições produzem uma densidade de 2,16 g/cm§1314§, o que implica que aproximadamente um quarto de sua massa total consiste em gelo de água.
Ceres constitui 40% da massa total estimada do cinturão de asteroides. (2394±5)×1018 kg, possuindo §1011§+§1314§⁄§1516§ vezes o massa de Vesta, o maior asteróide subsequente. No entanto, sua massa é apenas §1920§⁄78 a da Lua, e sua gravidade superficial mede §2526§⁄35 da gravidade da Terra (§3132§⁄§3334§ do da Lua). Ao se aproximar do equilíbrio hidrostático, Ceres apresenta certos desvios de uma forma de equilíbrio ideal que permanecem inexplicáveis. Notavelmente, Ceres é o único planeta anão amplamente reconhecido com um período orbital mais curto que o de Netuno. A modelagem computacional indica que o material rochoso de Ceres é parcialmente diferenciado e contém potencialmente um pequeno núcleo; no entanto, os dados disponíveis também são consistentes com uma composição apresentando um manto de silicatos hidratados e sem núcleo distinto. Devido à ausência de um magnetômetro em Dawn, a presença de um campo magnético em Ceres permanece não confirmada, embora geralmente se presuma que esteja ausente. A diferenciação interna de Ceres pode estar ligada à falta de um satélite natural, dado que se pensa predominantemente que os satélites de asteróides do cinturão principal se originam de rupturas colisionais, o que normalmente resulta em uma estrutura indiferenciada de pilha de entulho.
Superfície
Composição
Globalmente, a composição da superfície de Ceres é homogênea, caracterizada por uma abundância de carbonatos e filossilicatos amonizados, que apresentam evidências de alteração aquosa. No entanto, a concentração de água gelada dentro do regolito exibe variação latitudinal, variando de aproximadamente 10% nas regiões polares a condições significativamente mais secas, ou mesmo sem gelo, perto do equador.
Investigações conduzidas com o Telescópio Espacial Hubble identificaram grafite, enxofre e dióxido de enxofre na superfície de Ceres. A presença de grafite é atribuída a processos de meteorização espacial que afetam as áreas mais antigas da superfície de Ceres. Por outro lado, o enxofre e o dióxido de enxofre são voláteis nas condições ambientais Cererianas e normalmente sublimam-se rapidamente ou ficam sequestrados em armadilhas frias, indicando assim uma associação com atividade geológica relativamente recente.
Compostos orgânicos foram identificados dentro da cratera Ernutet, com onze regiões adicionais exibindo características consistentes com a sua presença. A superfície próxima de Ceres é notavelmente rica em carbono, compreendendo aproximadamente 20% da sua massa. Esta concentração de carbono excede significativamente a encontrada em meteoritos condritos carbonáceos analisados na Terra, por mais de um fator de cinco. As evidências indicam que o carbono da superfície está misturado com produtos de interações rocha-água, incluindo argilas. Esta composição química implica que Ceres se originou em um ambiente gelado, potencialmente além da órbita de Júpiter, e foi agregado a partir de materiais excepcionalmente ricos em carbono na presença de água, criando assim condições propícias à química orgânica.
Crateras de Impacto
Observações feitas por Dawn mostraram que Ceres possui uma superfície repleta de crateras, embora com uma abundância menor de crateras grandes do que o previsto. Modelos preditivos, derivados da dinâmica de formação do cinturão de asteróides contemporâneo, estimaram que Ceres deveria abrigar entre dez e quinze crateras com mais de 400 km (250 mi) de diâmetro. A maior estrutura de impacto verificada em Ceres, a Bacia de Kerwan, mede 284 km (176 milhas) de diâmetro. Esta discrepância é atribuída de forma mais plausível ao relaxamento viscoso da crosta, que gradualmente achata as características de impacto maiores ao longo do tempo.
A região polar norte de Ceres exibe significativamente mais crateras em comparação com a sua contraparte equatorial, com a região equatorial oriental a aparecer particularmente com poucas crateras. A distribuição de tamanho-frequência observada de crateras variando de vinte a cem quilômetros (10-60 mi) alinha-se com uma origem durante o Bombardeio Pesado Tardio. Crateras situadas fora das antigas regiões polares foram provavelmente destruídas pela atividade criovulcânica inicial. Além disso, três bacias rasas e expansivas (planitiae) com bordas erodidas são interpretadas como crateras de impacto altamente degradadas. Vendimia Planitia, a maior delas com 800 km (500 milhas) de diâmetro, representa a característica geográfica singular mais extensa de Ceres. Duas destas três bacias apresentam concentrações elevadas de amónio.
A missão Dawn identificou 4.423 rochas com mais de 105 m (344 pés) de diâmetro na superfície de Ceres. Presume-se que essas feições tenham se originado de eventos de impacto e estão normalmente localizadas dentro ou adjacentes às crateras, embora nem todas as crateras hospedem tais rochas. Uma maior abundância de grandes blocos rochosos é observada em latitudes mais altas. Os pedregulhos ceresianos exibem características frágeis e sofrem rápida degradação, principalmente devido ao estresse térmico - resultante de flutuações significativas na temperatura da superfície ao amanhecer e ao anoitecer - e aos impactos de meteoritos. A idade máxima estimada é de 150 milhões de anos, o que é consideravelmente menor do que a longevidade das rochas encontradas em Vesta.
Características tectônicas
Embora Ceres não apresente placas tectónicas e a maioria das suas características superficiais sejam atribuíveis a eventos de impacto ou processos criovulcânicos, várias estruturas potencialmente tectónicas foram identificadas provisoriamente, particularmente no seu hemisfério oriental. As Samhain Catenae, que são fraturas lineares em escala de quilômetros na superfície Ceresiana, não mostram nenhuma associação discernível com impactos. Em vez disso, assemelham-se mais a cadeias de crateras, uma morfologia indicativa de falhas normais subjacentes. Além disso, certas crateras em Ceres apresentam pisos rasos e fraturados, consistentes com a intrusão de criomagma.
Criovulcanismo
Ceres apresenta uma montanha singular e proeminente, Ahuna Mons, que é interpretada como um criovulcão. Suas crateras esparsas sugerem uma idade máxima de 240 milhões de anos. O campo gravitacional relativamente forte associado ao Ahuna Mons implica uma alta densidade, indicando uma composição mais rica em rocha do que em gelo. Sua formação é provavelmente atribuída à ascensão diapírica de uma lama composta por salmoura e partículas de silicato do manto superior. Esta feição é aproximadamente antípoda à Bacia de Kerwan. A hipótese é que a energia sísmica gerada pelo impacto de formação de Kerwan pode ter convergido para o lado oposto de Ceres, causando fratura nas camadas externas da crosta e iniciando a extrusão de criomagma de alta viscosidade - definido como gelo de água lamacenta plastificado pelo seu teor de sal - na superfície. A própria Bacia de Kerwan também exibe evidências de efeitos de água líquida, resultantes do derretimento do gelo subterrâneo induzido pelo impacto.
Uma simulação computacional de 2018 indica que os criovulcões em Ceres, após a sua formação, sofrem recessão ao longo de várias centenas de milhões de anos devido ao relaxamento viscoso. Os investigadores identificaram 22 características da superfície como candidatas convincentes para criovulcões que sofreram relaxamento viscoso em Ceres. Yamor Mons, um antigo pico marcado por crateras de impacto, apresenta uma semelhança com Ahuna Mons, apesar da sua idade consideravelmente maior. Esta semelhança é atribuída à sua localização na região polar norte de Ceres, onde as temperaturas mais frias inibem o relaxamento viscoso da crosta. Os modelos propõem que, ao longo dos últimos mil milhões de anos, Ceres sofreu a formação de aproximadamente um criovulcão a cada cinquenta milhões de anos. Estas erupções podem estar associadas a antigas bacias de impacto, mas a sua distribuição em Ceres não é uniforme. O modelo sugere ainda que, em contraste com as observações em Ahuna Mons, os criovulcões Cererianos devem consistir em material significativamente menos denso do que o material crustal médio de Ceres; caso contrário, o relaxamento viscoso observado não seria possível.
Uma proporção surpreendentemente elevada de crateras em Ceres apresenta fossas centrais, potencialmente resultantes de processos criovulcânicos, enquanto outras exibem picos centrais. Centenas de pontos brilhantes, denominados fáculas, foram observados pelo Dawn, com o mais luminoso situado na cratera Occator, com 80 km (50 milhas) de largura. O ponto brilhante proeminente no centro de Occator é denominado Cerealia Facula, e o aglomerado de pontos brilhantes localizado a leste é denominado Vinalia Faculae. A Cratera Occator contém um poço medindo 9–10 km de largura, parcialmente ocupado por uma cúpula central. Esta cúpula formou-se posteriormente às fáculas e é provavelmente atribuível ao congelamento de um reservatório subterrâneo, análogo aos pingos encontrados nas regiões árticas da Terra. O aparecimento periódico de uma neblina acima de Cerealia dá suporte à hipótese de que os pontos brilhantes foram formados por um processo que envolve a liberação de gases ou sublimação do gelo. Em março de 2016, Dawn identificou definitivamente água gelada na superfície de Ceres, dentro da cratera Oxo.
Em 9 de dezembro de 2015, cientistas da NASA relataram que os pontos brilhantes em Ceres podem ter origem em um tipo de sal derivado de salmoura evaporada, especificamente sulfato de magnésio hexahidratado (MgSO4·6H2O); essas manchas também foram observadas em associação com argilas ricas em amônia. Em 2017, foi relatado que os espectros de infravermelho próximo dessas regiões luminosas eram consistentes com a presença de quantidades substanciais de carbonato de sódio (Na
§1011§CO
§1920§) e menores quantidades de cloreto de amônio (NH
§3031§Cl) ou bicarbonato de amônio (NH
§4142§HCO
§5051§). Foi proposto que estes materiais se originaram da cristalização de salmouras que ascenderam à superfície. Em agosto de 2020, a NASA confirmou Ceres como um corpo celeste rico em água, possuindo um reservatório profundo de salmoura que se infiltrou na superfície em vários locais, criando "pontos brilhantes", incluindo aqueles observados na Cratera Occator.
Estrutura Interna
Os processos geológicos ativos de Ceres são impulsionados principalmente pela presença de gelo e salmouras. Estima-se que a água lixiviada da rocha tenha uma salinidade de aproximadamente 5%. No geral, Ceres compreende aproximadamente 50% de água em volume (em contraste com os 0,1% da Terra) e 73% de rocha em massa.
As maiores crateras de Ceres, com vários quilómetros de profundidade, são inconsistentes com a presença de uma subsuperfície rasa rica em gelo. A preservação de crateras com quase 300 km (200 milhas) de diâmetro na sua superfície sugere que a camada mais externa de Ceres é aproximadamente 1000 vezes mais robusta que o gelo de água. Esta observação está alinhada com uma composição que consiste em silicatos, sais hidratados e clatratos de metano, com gelo de água constituindo não mais que 30% em volume.
Medições de gravidade obtidas em Dawn levaram ao desenvolvimento de três modelos concorrentes que descrevem a estrutura interna de Ceres. De acordo com o modelo de três camadas, supõe-se que Ceres compreenda uma crosta externa, de 40 km (25 milhas) de espessura, composta de gelo, sais e minerais hidratados, e um "manto" interno de rocha hidratada, como argilas. Essas camadas são separadas por uma camada de 60 km (37 milhas) de espessura que consiste em uma mistura lamacenta de salmoura e rocha. Embora permaneça indeterminado se o interior profundo de Ceres contém líquido ou um núcleo denso e rico em metal, a sua baixa densidade central implica uma retenção potencial de aproximadamente 10% de porosidade. Um estudo específico estimou as densidades do núcleo e do manto/crosta combinados em 2,46–2,90 g/cm3 e 1,68–1,95 g/cm3, respectivamente, com o manto e a crosta medindo coletivamente 70–190 km (40–120 mi) de espessura. Apenas a desidratação parcial, ou a expulsão do gelo, é antecipada do núcleo, embora a alta densidade do manto em relação ao gelo de água indique o seu enriquecimento em silicatos e sais. Consequentemente, o núcleo (se presente), o manto e a crosta são todos compostos de rocha e gelo, embora em proporções variadas.
A composição mineralógica de Ceres é determinável apenas em seus 100 km (60 milhas) mais externos através de métodos indiretos. Esta crosta externa sólida, com aproximadamente 40 km (25 milhas) de espessura, compreende uma mistura de gelo, vários sais e minerais hidratados. Abaixo desta crosta encontra-se um estrato contendo potencialmente uma pequena quantidade de salmoura, que se estende até uma profundidade mínima correspondente ao limite de detecção de 100 km (60 mi). Mais abaixo, supõe-se que exista um manto composto principalmente de rochas hidratadas, como argilas.
Um modelo estrutural específico de duas camadas postula que Ceres é composto por um núcleo principalmente de côndrulos e um manto que consiste em uma mistura de gelo e partículas sólidas de tamanho micrométrico, muitas vezes referidas como "lama". A sublimação do gelo superficial pode resultar em uma camada residual de partículas hidratadas, atingindo potencialmente uma espessura de vinte metros. Os dados observados são consistentes com uma gama de extensões de diferenciação, variando de um núcleo substancial de 360 km (220 mi) composto por 75% de côndrulos e 25% de partículas, envolto por um manto de 75% de gelo e 25% de partículas, a um núcleo menor de 85 km (55 mi) quase inteiramente composto por partículas, cercado por um manto de 30% de gelo e 70% de partículas. Em cenários com um núcleo grande, prevê-se que a interface núcleo-manto possua energia térmica suficiente para sustentar bolsas de salmoura localizadas. Por outro lado, se o núcleo for pequeno, espera-se que o manto retenha o seu estado líquido abaixo de uma profundidade de 110 km (68 mi). Nesta última condição, um congelamento de apenas 2% deste reservatório líquido induziria compressão suficiente para impulsionar algum fluido para a superfície, iniciando assim a actividade criovulcânica.
Um modelo alternativo de duas camadas propõe que Ceres sofreu diferenciação parcial, resultando numa crosta rica em voláteis sobrepondo-se a um manto mais denso composto por silicatos hidratados. As densidades potenciais tanto para a crosta quanto para o manto podem ser derivadas considerando as características dos meteoritos que se supõe terem impactado Ceres. Assumindo composições análogas aos meteoritos da classe CI (densidade 2,46 g/cm3), a crosta teria aproximadamente 70 km (40 mi) de espessura com uma densidade de 1,68 g/cm3. Por outro lado, se forem considerados meteoritos da classe CM (densidade 2,9 g/cm§45§), a crosta se estenderia por aproximadamente 190 km (120 mi) de espessura, possuindo uma densidade de 1,9 g/cm§67§. Abordagens de modelagem ideais indicam uma crosta de aproximadamente 40 km (25 mi) de espessura com uma densidade aproximada de 1,25 g/cm§89§, ao lado de uma densidade de manto/núcleo de aproximadamente 2,4 g/cm§1011§.
Exosfera
Em 2017, a missão Dawn confirmou definitivamente a presença de uma atmosfera transitória de vapor de água em torno de Ceres. Indicações preliminares de uma atmosfera surgiram no início de 2014, quando o Observatório Espacial Herschel identificou fontes localizadas de vapor de água em latitudes médias em Ceres, cada uma medindo não mais que 60 km (40 mi) de diâmetro e emitindo aproximadamente 1026 moléculas (3 kg) de água por segundo. O Observatório WM Keck visualizou duas regiões de origem prospectivas, denominadas Piazzi (123°E, 21°N) e Região A (231°E, 23°N), como áreas escuras no espectro do infravermelho próximo, com a Região A exibindo adicionalmente uma característica central brilhante. Os mecanismos potenciais que contribuem para esta liberação de vapor incluem a sublimação de aproximadamente 0,6 km§89§ (0,2 sq mi) de gelo superficial exposto, erupções criovulcânicas impulsionadas por aquecimento interno radiogênico ou a pressurização de um oceano subterrâneo causada pelo espessamento de uma camada de gelo sobrejacente. David C. Jewitt categorizou formalmente Ceres como um asteróide ativo em 2015. Dado que o gelo da água superficial é inerentemente instável em distâncias heliocêntricas inferiores a 5 UA, prevê-se que a exposição direta à radiação solar induza a sua sublimação. As emissões de prótons originadas de explosões solares e ejeções de massa coronal (CMEs) são capazes de espalhar manchas de gelo expostas na superfície, estabelecendo assim uma correlação positiva entre as detecções de vapor de água observadas e os níveis de atividade solar. Embora a água gelada possa migrar dos estratos mais profundos de Ceres para a sua superfície, o seu tempo de retenção é breve. Prevê-se que as taxas de sublimação da superfície diminuam quando Ceres está a uma distância orbital maior do Sol, ao passo que não se espera que as emissões impulsionadas internamente sejam influenciadas pela sua posição orbital. Dados limitados anteriores indicavam um processo de sublimação semelhante ao observado em cometas; no entanto, as evidências recolhidas pela missão Dawn sugerem que a atividade geológica pode contribuir, pelo menos parcialmente, para este fenómeno.
Investigações utilizando o detector de raios gama e nêutrons (GRaND) da Dawn indicam que Ceres acelera elétrons provenientes do vento solar. A hipótese predominante postula que esses elétrons são acelerados por meio de interações entre o vento solar e uma tênue exosfera de vapor d'água. Embora os campos magnéticos transitórios também possam ser responsáveis por tais choques de arco, esta explicação é considerada menos provável devido à presumível condutividade eléctrica insuficiente do interior de Ceres. A fina exosfera de Ceres é continuamente reabastecida por vários mecanismos: a exposição de manchas de gelo de água através de impactos, a difusão de gelo de água através da crosta de gelo porosa e a pulverização catódica de prótons durante períodos de atividade solar. A taxa dessa difusão de vapor é diretamente proporcional ao tamanho do grão e é significativamente influenciada por um manto global de poeira composto por partículas agregadas de aproximadamente 1 mícron. A reposição exosférica exclusivamente por sublimação é mínima, com a atual taxa de liberação de gases registrada em apenas 0,003 kg/s. Vários modelos foram desenvolvidos para simular a exosfera existente, incluindo trajetória balística, simulação direta de Monte Carlo (DSMC) e modelos numéricos de calotas polares. Os resultados do modelo de trajetória balística indicaram uma meia-vida da exosfera de água de 7 horas, enquanto o modelo DSMC sugeriu uma taxa de liberação de gases de 6 kg/s sustentando uma atmosfera opticamente fina por várias dezenas de dias. O modelo da calota polar demonstrou a formação de calotas polares sazonais a partir do fornecimento de água exosférica. O movimento das moléculas de água dentro da exosfera é governado principalmente por saltos balísticos acoplados a interações de superfície, embora as interações diretas com regolitos planetários sejam menos compreendidas.
Origem e Evolução
Ceres é um protoplaneta primordial que se formou há 4,56 mil milhões de anos, representando um dos três únicos corpos deste tipo, ao lado de Pallas e Vesta, que persistem no interior do Sistema Solar. Outros protoplanetas coalesceram em planetas terrestres, foram fragmentados por colisões ou foram ejetados por Júpiter. Apesar da sua localização atual, as características composicionais de Ceres são inconsistentes com uma origem dentro do cinturão de asteróides. Em vez disso, as evidências sugerem que se formou entre as órbitas de Júpiter e Saturno e foi posteriormente desviado para o cinturão de asteróides à medida que Júpiter migrava para fora. A detecção de sais de amônio na Cratera Occator apoia ainda mais uma origem externa do Sistema Solar, dada a maior abundância de amônia naquela região.
O desenvolvimento geológico inicial de Ceres dependia das fontes de calor disponíveis durante e imediatamente após sua formação. Essas fontes incluíam energia de impacto do acréscimo de planetesimais e do decaimento de radionuclídeos, abrangendo potencialmente radionuclídeos extintos de vida curta, como o alumínio-26. Tal energia térmica pode ter sido suficiente para facilitar a diferenciação de Ceres num núcleo planetário rochoso e num manto gelado, ou mesmo num oceano de água líquida, pouco depois da sua génese. Este oceano hipotético teria provavelmente deixado uma camada de gelo abaixo da superfície após o congelamento. No entanto, a ausência de evidências de tal camada, como observado por Dawn, implica que a crosta original de Ceres foi pelo menos parcialmente rompida por impactos subsequentes, levando a uma mistura completa de gelo com sais, material rico em silicato do antigo fundo do mar e substâncias subjacentes. Ceres exibe uma densidade surpreendentemente baixa de grandes crateras, o que sugere que o relaxamento viscoso e o criovulcanismo obliteraram características geológicas mais antigas. Além disso, a presença de argilas e carbonatos necessita de reações químicas que ocorrem a temperaturas superiores a 50 °C, uma condição consistente com a atividade hidrotérmica.
Ao longo do tempo geológico, Ceres sofreu uma redução considerável na sua atividade geológica, resultando numa superfície predominantemente moldada por crateras de impacto. No entanto, os dados adquiridos pela Dawn indicam que os processos internos continuaram a esculpir significativamente a superfície de Ceres, uma descoberta que contradiz previsões anteriores que sugeriam que o tamanho diminuto de Ceres teria levado a uma cessação precoce da atividade geológica interna.
Habitabilidade
Embora Ceres receba menos atenção como potencial hospedeiro de vida microbiana extraterrestre em comparação com Marte, Europa, Encélado ou Titã, possui o maior reservatório de água entre os corpos internos do Sistema Solar, excluindo a Terra. Além disso, o seu subsolo provavelmente contém bolsas de salmoura que poderiam sustentar a vida. Ao contrário de Europa ou Encélado, Ceres não sofre aquecimento das marés; no entanto, a sua proximidade com o Sol e a presença de isótopos radioativos de longa duração suficientes permitem a preservação da água líquida subterrânea por períodos prolongados. A identificação remota de compostos orgânicos e a observação de água misturada com 20% de carbono em massa próximo à sua superfície sugerem condições propícias à química orgânica. Em relação aos elementos bioquímicos, Ceres apresenta abundância de carbono, hidrogênio, oxigênio e nitrogênio. No entanto, o fósforo permanece não detectado, e o enxofre, embora indicado pelas observações UV do Hubble, não foi confirmado pelo Dawn.
Observação e Exploração
Observação
Durante a oposição perto do seu periélio, Ceres pode atingir uma magnitude aparente de +6,7. Embora geralmente muito fraco para o olho nu, pode ser discernível sob condições ideais de visualização por indivíduos com visão aguçada. Vesta é o único outro asteróide capaz de atingir consistentemente um brilho comparável; Pallas e 7 Iris só alcançam tais magnitudes quando simultaneamente em oposição e perto do periélio. Durante a conjunção, Ceres exibe uma magnitude de aproximadamente +9,3, que corresponde aos objetos mais escuros detectáveis com binóculos 10×50. Consequentemente, é observável com tais instrumentos num céu noturno naturalmente escuro e claro durante a fase de lua nova.
Em 13 de novembro de 1984, uma ocultação da estrela BD+8°471 por Ceres foi observada em todo o México, Flórida e Caribe, facilitando medições mais precisas de seu tamanho, forma e albedo. Posteriormente, em 25 de junho de 1995, o Telescópio Espacial Hubble capturou imagens ultravioleta de Ceres, alcançando uma resolução de 50 km (30 mi). Em 2002, o Observatório W. M. Keck adquiriu imagens infravermelhas com resolução de 30 km (20 mi) através da aplicação de óptica adaptativa. Antes da missão Dawn, a identificação definitiva das características da superfície de Ceres era limitada. Imagens ultravioleta de alta resolução do Hubble em 1995 revelaram uma mancha escura na sua superfície, informalmente chamada de "Piazzi" em homenagem ao descobridor de Ceres, que foi inicialmente considerada como uma cratera. Imagens de luz visível que capturaram uma rotação completa, adquiridas pelo Hubble em 2003 e 2004, exibiram onze características de superfície discerníveis cujas características permaneceram não classificadas. Uma dessas características correlacionou-se com a região de Piazzi previamente identificada. Imagens no infravermelho próximo, obtidas através de uma rotação completa usando óptica adaptativa no Observatório Keck em 2012, retrataram características brilhantes e escuras que giravam sincronizadamente com Ceres. Entre estas, presumiu-se que duas formações circulares escuras eram crateras; um exibiu uma região central brilhante, enquanto o outro foi identificado como a feição Piazzi. Em última análise, a missão Dawn determinou que Piazzi era uma área escura situada dentro de Vendimia Planitia, perto da cratera Dantu, e a outra característica escura estava localizada dentro de Hanami Planitia, adjacente à cratera Occator.
A missão Dawn
Durante o início da década de 1990, a NASA criou o Programa Discovery, concebido como uma série de missões científicas econômicas. Em 1996, a equipe de estudo do programa apresentou uma proposta para uma missão de alta prioridade para investigar o cinturão de asteróides utilizando uma espaçonave com propulsão iônica. Apesar dos desafios de financiamento persistirem por quase uma década, a espaçonave Dawn completou com sucesso sua revisão crítica do projeto em 2004.
A missão Dawn, notável como a sonda espacial inaugural para Em 3 de maio de 2011, Dawn capturou sua imagem inicial a uma distância de 1.200.000 km (750.000 milhas) de Vesta. Após um período orbital de treze meses em torno de Vesta, Dawn utilizou seu propulsor iônico para viajar em direção a Ceres, alcançando a captura gravitacional em 6 de março de 2015, a uma separação de 61.000 km (38.000 milhas). Este evento precedeu o sobrevôo de Plutão pela Novos Horizontes em quatro meses.
A carga científica da espaçonave incluía uma câmera de enquadramento, um espectrômetro visual e infravermelho e um detector de raios gama e nêutrons. Esses instrumentos foram empregados para analisar a morfologia e composição elementar de Ceres. À medida que o Dawn se aproximava de Ceres, no dia 13 de janeiro de 2015, capturou as suas imagens iniciais numa resolução comparável à do Hubble, que revelou crateras de impacto e uma pequena formação de alto albedo na superfície. Sessões de imagem subsequentes, melhorando progressivamente a resolução, foram realizadas de fevereiro a abril.
O perfil da missão da Dawnenvolvia o estudo sistemático de Ceres a partir de uma sequência de órbitas polares circulares de altitude progressivamente mais baixa. Em 23 de abril de 2015, a espaçonave iniciou sua órbita observacional inaugural ("RC3") ao redor de Ceres a uma altitude de 13.500 km (8.400 mi), mantendo-a por uma única órbita de 15 dias. Posteriormente, a espaçonave reduziu sua distância orbital para 4.400 km (2.700 mi) para uma fase de "pesquisa" de três semanas, seguida por uma descida adicional para 1.470 km (910 mi) para o "HAMO" (órbita de mapeamento de alta altitude) de dois meses. Sua órbita operacional final, a "LAMO" (órbita de mapeamento de baixa altitude), foi estabelecida em 375 km (233 mi) por uma duração mínima de três meses. Em outubro de 2015, a NASA divulgou uma representação em cores reais de Ceres, gerada pela Dawn. A missão da Dawn recebeu uma extensão em 2017, permitindo uma série de passagens orbitais mais próximas ao redor de Ceres até o esgotamento de seu propelente hidrazina, essencial para a manutenção orbital.
As primeiras observações da Dawn revelaram evidências convincentes indicativas de atividade criovulcânica. Uma imagem capturada em 19 de fevereiro de 2015 exibia dois pontos brilhantes distintos, caracterizados por alto albedo, dentro de uma cratera (estes diferiam das características brilhantes observadas anteriormente nas imagens do Hubble), levantando hipóteses sobre uma potencial origem criovulcânica ou fenômenos de liberação de gases. Em 2 de setembro de 2016, cientistas afiliados à equipe da Dawn publicaram um argumento em um artigo da Science, postulando que Ahuna Mons constituía a evidência mais robusta até o momento para características criovulcânicas em Ceres. Uma imagem de alta resolução divulgada pela NASA em 11 de maio de 2015 demonstrou posteriormente que essas manchas incluíam múltiplas feições menores. Em 9 de dezembro de 2015, os cientistas da NASA relataram que os pontos brilhantes em Ceres podem estar associados a um tipo específico de sal, particularmente uma salmoura contendo hexahidrato de sulfato de magnésio (MgSO§67§·6H§89§O); essas manchas também se correlacionam com argilas ricas em amônia. Em junho de 2016, determinou-se que os espectros de infravermelho próximo obtidos dessas regiões luminosas eram consistentes com uma presença substancial de carbonato de sódio (Na
§1617§CO
§2526§), sugerindo que processos geológicos recentes provavelmente contribuíram para sua formação.
De junho a outubro de 2018, Dawn manteve uma órbita ao redor de Ceres, variando de um perigeu de 35 km (22 milhas) até um apogeu de 4.000 km (2.500 milhas). A missão Dawn foi concluída em 1º de novembro de 2018, após o esgotamento do propelente da espaçonave.
Missões Futuras
Em 2020, uma equipa da Agência Espacial Europeia (ESA) propôs o conceito da Missão Calathus, um esforço subsequente que visa a Cratera Occator para recuperar amostras de fáculas carbonáticas brilhantes e materiais orgânicos escuros para devolver à Terra. Ao mesmo tempo, a Administração Espacial Nacional da China está desenvolvendo uma missão de retorno de amostras a Ceres, com execução prevista para a década de 2020.
Um Compêndio de Asteróides Excepcionais
- Lista de asteróides excepcionais
- Uma categorização de objetos do sistema solar por tamanho
- Um registro de antigos corpos planetários
Notas
Referências
- Ceres Trek – um navegador integrado de conjuntos de dados e mapas para 1 Ceres
- Destino Ceres: Café da Manhã ao Amanhecer – NASA
- Simulação da órbita de Ceres
- Como Gauss determinou a órbita de Ceres Arquivado em 14 de abril de 2008 na Wayback Machine em keplersdiscovery.com
- Vídeo (3:34): Ceres "Bright Spots" – Mistério resolvido (10 de agosto de 2020) no YouTube
- Ceres (planeta anão) em AstDyS-2, Asteroids—Dynamic Site
- Efemérides · Previsão de observação · Informações orbitais · Elementos próprios · Informações de observação
- Ceres no banco de dados de pequenos corpos do JPL