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 Informações básicas NEO é uma sigla que, em inglês, significa Objetos Próximos da Terra. É uma classificação genérica que engloba asteróides e cometas que se aproximam muito. Siglas mais específicas como NEA (Asteróides Próximos da Terra) e NEC (Cometas Próximos da Terra) também são utilizadas. Asteróides com órbitas que cruzam a eclíptica (órbita da Terra) em um ou dois pontos podem ser designados pela sigla ECA, do inglês Earth-orbit-Crossing Asteroid. Dentre estes, os potencialmente mais suscetíveis a possível colisão, portanto os mais perigosos, são classificados como PAH, do inglês Potentially Hazardous Asteroids. Os NEOs podem atingir tamanhos equivalentes a algumas dezenas de quilômetros, mas na maioria eles são pequenos (metros). Se um objeto desses tiver composição química semelhante às rochas terrestres comuns (cerca de 3 g/cc), a massa equivalente de um bloco de apenas 1 m de diâmetro é 1570 toneladas. Se a composição química for metálica, como de alguns asteróides, esse valor pode triplicar. As velocidades orbitais são sempre elevadas, dezenas de km/s (1 km/s equivale a 3.600 km/h). A energia associada ao movimento é a energia cinética, proporcinal ao produto da massa pela velocidade ao quadrado, matematicamente escrita como Ec = ½(mv2). Portanto é óbvio que um objeto com massa e velocidade dessa ordem acumula uma quantidade brutal de energia que, se liberada instantaneamente como ocorre nos impactos, provoca danos enormes. Objetos com tamanho de alguns quilômetros provocam colisões catastróficas que levam à extinção em massa de organismos vivos e modificam as condições climáticas da Terra por longo período. Hoje não queremos nem pensar na possibilidade de ocorrência de uma catástrofe dessa dimensão mas estamos quase certos que foi graças a uma delas, ocorrida a cerca de 65 milhões de anos, que a espécie humana pode se desenvolver. Além da energia cinética um objeto em órbita possui energia de posição, ou energia potencial, decorrente da atração gravitacional. Ela é o produto entre massa, aceleração gravitacional e distância (Ep = m·g·d). Como se vê, a energia potencial aumenta com a distância. Portanto, a energia total de um objeto que circula outro por decorrência de atração gravitacional é a soma das duas energias, ou seja Et = Ec + Ep. Energia nunca é criada ou destruída, é convertida em outra forma. Um princípio básico da física é o da conservação de energia, segundo o qual a energia total de um sistema (Sol e planeta, planeta e satélite, Sol e asteróide...) se conserva. Se a enegia potencial aumenta (por exemplo, com o distânciamento do corpo), a energia cinética diminui, e vice-versa. Foi isso que Kepler descobriu e Newton explicou: quando um planeta se aproxima do Sol sua energia potencial diminui e a cinética aumenta, por isso o planeta move-se mais rápido no periélio (ponto mais próximo do Sol) e mais lento no afélio (ponto mais distante do Sol). No caso dos NEOs a possibildade de colisão com a Terra não dever ser exemplificada como aquela de bolas em mesa de bilhar onde a colisão ocorre se as trajetórias se cruzarem, já que a força de atração gravitacional entre as bolas é desprezível (massas pequenas, atrito etc.). No espaço, a força de atração gravitacional entre os corpos atua sempre e provoca alterações orbitais, por menores que sejam. A atração gravitacional entre Terra e NEO aumenta quando os dois se aproximam. Esse aumento se dá com o quadrado da distância, ou seja, se a distância diminuir para a metade, a força gravitacional aumenta quatro vezes (22); se cair para um terço, a força gravitacional aumenta nove vezes (32), e assim por diante. Isto explica por que há perigo de colisão mesmo que não haja órbitas se cruzando. Cada vez que o NEO se aproxima ele é atraído pela Terra e tem sua órbita modificada. Felizmente, na escala de tempo dos humanos essa modificação é muito lenta, mas em escala astronômica (milhões, dezenas ou centenas de milhões de anos) esses encontros podem ser fatais. Um caso que não oferece perigo hoje pode ser uma colisão no futuro. O passado foi marcado por colisões catastróficas, as crateras terrestres ainda aparentes provam isso. Mesmo sem ajuda de instrumentos ópticos podemos ver as crateras lunares. As regiões escuras, mares, são produtos de colisões violentíssimas que ocorreram no passado e que provocaram processos vulcânicos: as lavas afloraram, cobriram as depressões e as regiões baixas e solidificaram. Por isso essas regiões são planas e mais escuras, aparência oposta a dos continentes acidentados e brilhantes. Os objetos maiores, que provocam colisões catastróficas, são visíveis a grandes distâncias. Isto permite que estimativas de possíveis colisões sejam feitas com muita antecedência. À medida que o tamanho do NEO diminui seu brilho também diminui e eles só são vistos quando estão mais próximos. Isto os torna mais perigosos porque as previsões de colisão são feitas com antecedência bem menor. De qualquer forma, os objetos que podem nos causar maiores problemas têm previsões que antecedem algumas décadas a colisão. Isto permite, pelo menos em princípio, que alguns esforços sejam feitos no sentido de proteger vidas humanas ou minimizar os efeitos. Para eventos mais perigosos prevê-se futuramente um aparato protetor como, por exemplo, frotas de foguetes estratégicamente posicionados no espaço, a grandes distâncias da Terra. Em caso de necessidade esses foguetes poderiam ser acionados contra os NEOs mais perigosos, não para destruí-los porque isto provocaria multiplicação de projéteis potencialmente perigosos que poderiam atingir a Terra, mas para arrastá-los de suas órbitas e com isso modificar suas trajetórias.  Classificação
dos NEOs
Risco
de colisão
Diariamente a Terra é bombardeada por toneladas de material meteorítico que cai por conta da atração gravitacional. A maior parte desse material é composta de grãos que se desintegram na atmosfera em decorrência do atrito e produzem os meteoros (rastros luminosos). A outra parte pode atingir o solo em forma de pedras, os meteoritos. O risco de colisão é calculado relativamente ao risco normal. Quando se diz que um NEO oferece 1% de risco de colisão significa que ele oferece um perigo 1% maior que o risco diário que corremos por conta de quedas aleatórias. Há dois métodos de cálculo de risco: de Torino e de Palermo. A escala de Torino é mais apropriada para informação pública. Seus valores vão de 0 a 10 e levam em conta a energia associada ao impacto assim como a probabilidade de sua ocorrência. A escala de Palermo é mais técnica, com informações que quantificam melhor e com mais exatidão a possibilidade de futuro impacto. É ela que, na realidade, especifica quais casos merecem maior atenção. Detalhes das diferenças entre essas escalas podem ser vistos aqui, e as perguntas mais frequentes sobre risco de colisão podem ser encontradas aqui. Programas
de monitoramento
NEO (Near Earth Objects) LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research) NEAT (Near-Earth Asteroid Tracking) Spacewatch LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Search) Catalina Sky Survey ADAS (Asiago DLR Asteroid Survey) JSGA (Japanese Spaceguard Association) Crateras
de impacto e simulação dos efeitos
Crateras de impacto terrestres Simulação dos efeitos de impacto na Terra Lista
de objetos, imagens
e vídeos
Asteróides mais perigosos Animação
e vídeo
Órbitas
dos NEOs
Simulação da configuração orbital Diagrama
com planetas, asteróides e NEOs
4179 Toutatis: um asteróide
potencialmente perigoso
Descoberto casualmente em 04/01/1989 por Alain Maury and Derral Mulholland, ele foi batizado com esse nome por seus descobridores em referencia à Toutatis o protetor de Asterix e seus compatriotas gauleses. Este asteróide tem forma bizarra  e
rotação complexa.
Observações radarmétricas durante 50 dias
permitiram simular a rotação final a partir de
componentes em torno de 5 eixos (clique sobre a figura).A forma e a rotação de Toutatis podem ser resquícios de uma história de violentas colisões. Embora os asteróides tenham sua história marcada por colisões violentas, a maioria deles têm rotação bem mais simples que a Toutatis porque a fricção interna tende a estabilizar o movimento de rotação em padrões mais simples. Como Toutatis gira muito lentamente, a escala de tempo para essa estabilização é muito grande, maior que a idade do Sistema Solar. Isto o torna uma relíquia dentre os asteróides, através dele podemos conhecer um pouco mais sobre a evolução pós-colisão dos asteróides (veja mais detalhes aqui). A órbita de Toutatis é excêntrica, extende-se da região interna à órbita de Terra até à região do cinturão asteroidal, entre Marte e Jupiter. Ele leva cerca de quatro anos para percorrê-la. As freqüentes aproximações dele com a Terra torna sua órbita uma das mais caóticas dentre os NEOs. A tabela abaixo mostra as condições em que Toutatis esteve próximo da Terra, desde sua descoberta (dados obtidos do Sistema de Efemérides JPL Horizons).
UA (Unidade
Astronômica): distância Terra-Sol, equivalente a 150
milhões de km.
DTL (Distância Terra-Lua = 384.000 km): distância relativa a da Lua . |
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