V – GEOQUÍMICA ISOTÓPICA E A IDADE DOS METEORITOS

A geoquímica isotópica é uma importante ferramenta da petrologia moderna, sendo freqüentemente utilizada para datar rochas e eventos relacionados à evolução da Terra. A geocronologia, ou datação radiométrica considera o fato de que todas as rochas contêm traços de elementos radioativos de ocorrência natural. Isto se aplica também aos meteoritos e elementos pares tais como Re-Os, Sm-Nd, K–Ar, Rb–Sr, U–Pb e Lu–Hf têm sido utilizados com sucesso para datar tanto amostras terrestres como extraterrestres. Neste sentido, avanços crescentes tem ocorrido no campo da geoquímica de elementos altamente siderófilos (Pt, Pd, Ir, Os, Ru, Rh, Au, Re) e isto inclui os pares Re-Os e Pt-Os, especificamente aplicados nas pesquisas relacionadas com a história da Terra Primitiva, Meteoritos e da Lua. De forma geral, através da geocronologia de isótopos radioativos é possível determinar a idade dos meteoritos para três eventos distintos:

(i) Idade de Formação ou Cristalização: seria o tempo de fragmentação da massa original ou o tempo de segregação ou cristalização, e está relacionada, portanto com a idade de formação dos meteoritos.
(ii) Idade de Exposição do Meteoróide: relacionada ao tempo de permanência no espaço sideral até colidir com a Terra.
(iii) Idade Terrestre do Meteorito: tempo decorrido desde a sua queda na superfície terrestre.

V.1 IDADE DE FORMAÇÃO VERSUS CRISTALIZAÇÃO

A idade de cristalização da maioria dos meteoritos supera a idade das rochas terrestres mais antigas. Por exemplo, um meteorito acondrito que caiu em Angra dos Reis, Rio de Janeiro, em 1869, teve sua idade de formação calculada em 4,56 Ga pelo método U-Pb (Amelin, 2008), superando o gnaisse de Acasta - Canadá (4,2 Ga), considerada a rocha terrestre mais antiga já reconhecida, em 0,36 Ga (Iizuka e al., 2006). Similarmente, os cristais de zircão herdados encontrados no Yilgarn Craton - Austrália (4,40 Ga), são 0,16 Ga mais novos (Wilde e al., 2001). Essa antiguidade torna os meteoritos fontes exclusivas de informações sobre os processos de acresção da poeira interestelar que originou o sistema solar.

De igual forma, meteoritos são fontes de informação sobre como e quando ocorreu a diferenciação dos astros parentais e respectivos processos de partição dos elementos, principalmente os calcófilos, siderófilos e litófilos.

Os sistemas Pd-Ag, Mn-Cr, Re-Os e Pt-Os, onde ambos os elementos são siderófilos, têm sido os mais utilizados para calcular a idade de cristalização do núcleo de planetóides, de onde possivelmente se originaram os meteoritos férreos, como o Bendegó.

Por sua vez, o sistema Hf-W, no qual um dos elementos é litófilo (Hf), e portanto permanece na porção silicática do magma após a segregação da parte metálica, gera uma particularidade no sistema, que o torna adequado para calcular a idade de formação do núcleo, em vez de sua idade de cristalização, eventos estes que podem estar separados por alguns milhões de anos, haja vista a lenta taxa de resfriamento do magma (Scherstén et al. 2006).

V.1.1 Idade de formação do meteorito Bendegó

Scherstén et al. (2006) calcularam pelo sistema Hf-W a idade de formação de 49 amostras provenientes de 30 diferentes meteoritos férreos, compreendendo os grupos IAB-IICD, IIE, IC, IIAB, IIIAB, IIIE, IIIF, IVA e IVB. O Grupo IC foi representado por seis amostras sendo duas (2) do meteorito Bendegó, três (3) do Arispe e uma (1) do Nocoleche, todas fornecidas pelo Museu de História Natural de Londres. O mérito dessa pesquisa reside na quantidade de amostras analisadas e na precisão dos números apresentados, cuja margem de erro situa-se na faixa de 1 a 2 milhões de anos apenas, demonstrando que, em um mesmo grupo, as idades de formação variam muito pouco, evidenciando uma provável origem comum. Assim, as seis amostras dos três meteoritos que representam o grupo IC têm uma variação máxima de 1,8 Ma, sendo que as duas provenientes do meteorito Bendegó foram as mais antigas, com idades da ordem de 4,571 Ga (Tabela V.1). É importante frisar que, de acordo com esses dados, o meteorito Bendegó apresenta a segunda mais antiga idade de formação, dentre os 30 meteoritos analisados nessa pesquisa.

V.2 IDADE DE EXPOSIÇÃO CÓSMICA

As determinações da idade de exposição de meteoritos podem ser realizadas pela medição da concentração de alguns isótopos estáveis formados pelo processo denominado Spallation, resultante da ação dos raios cósmicos sobre a superfície e interior de massas que vagam pelo espaço sideral.

Tabela V.1. Idade de formação Hf-W para meteoritos do grupo IC (segundo Scherstén et al. 2006).


Tabela V.2. Dados isotópicos Re-Os para o meteorito Bendegó (em ng/g - ppb).


Com isto, os meteoritos oferecem também oportunidade única para os cientistas estudarem os efeitos dos raios cósmicos e do vento solar sobre a estrutura dos átomos de determinados elementos, examinando isótopos formados em resposta a colisões de partículas de alta energia com o meteoróide, enquanto ele orbitava o Sol. Nessa linha de estudo calcula-se a idade de exposição cósmica dos meteoritos, o que permite deduções sobre as condições da radioatividade e do magnetismo reinantes no espaço durante suas peregrinações.

No espaço, os meteoróides estão sob um constante bombardeio de raios cósmicos provenientes da Via Láctea e de outras galáxias. Essas radiações são predominantemente compostos de prótons, nêutrons e partículas alfa, e sua energia é da ordem de 100 MeV (mega-eletron volts) a 10 GeV (Giga-eletron volts). Essa energia se traduz em velocidades entre 43% e 99% da velocidade da luz, (Mewaldt, 1996). A interação dos raios cósmicos com os átomos da massa do meteoróide produz nuclídeos radioativos através de dois processos distintos (Jull, 2006):

(i) spallation: resultado da desintegração do núcleo de um átomo devido a uma colisão com partículas dos raios cósmicos;
(ii) reações de captura de nêutrons.

Essa irradiação produz uma segunda onda de partículas, nêutrons em sua maioria, que continuam a interagir com a massa do meteoróide produzindo mais nuclídeos radioativos. Esses dois processos são contínuos, começando quando o meteoróide é exposto aos raios cósmicos, logo após ter se fragmentado em razão de impactos, e só terminam quando o meteoróide adentra a atmosfera da Terra.

A idade de exposição aos raios cósmicos (Cosmic - Ray Exposure, ou CRE) de um meteorito corresponde portanto, a esse período e pode ser calculada medindo-se as concentrações de determinados isótopos radioativos de meia-vidas curtas, a exemplo do C, Ni, Ca, Kr, Cl, Al, Be, Mn e I, que resultaram dos processos desencadeados pelo bombardeio dos raios cósmicos. As equações para determinação da CRE levam em conta também as concentrações dos isótopos estáveis He, Ne, Ar, Kr e Xe (Herzog, 2006).

V.2.1 Idade de exposição do meteorito Bendegó

Voshage e Feldmann (1978) calcularam a CRE de vários meteoritos férreos, inclusive do Bendegó, usando os sistemas K/K e He/Ne, encontrando um valor da ordem de 940 ± 90 Ma. No mesmo estudo, outro membro do grupo IC, o meteorito Arispe, teve sua CRE calculada em 955 ± 90 Ma.

Lavielle et al. (1999) calcularam a CRE de 17 meteoritos, inclusive do Bendegó, usando os sistemas Cl/Ar, Al/Ne, Be/Ne obtendo resultados consistentes entre os três métodos. Comparando-se esses resultados com a CRE obtida por Voshage e Feldman (1978) pelo sistema K/K, verificaram-se diferenças significativas. Lavielle e colaboradores (1999) atribuem essa diferença a um incremento na intensidade do fluxo de raios cósmicos nos últimos 100 Ma, o que aumentaria a produção de isótopos de meia-vida curta, mas não afetaria significantemente a produção de isótopos de meia-vida longa, tais como os utilizados no estudo de Voshage e Feldman (1978). Ainda segundo estes autores, a CRE do Bendegó para os diferentes sistemas seria: Cl/Ar, 329±23 Ma, Al/Ne, 312±17 Ma, Be/Ne, 349±17 Ma.

A pesquisa de Lavielle et al. (1999) não é conclusiva quanto a CRE obtida para os 17 meteoritos analisados comparativamente aos números obtidos por Voshage e Feldman (1978). Na verdade o objetivo do estudo de Lavielle foi propor um novo método de calibragem para a taxa de produção de isótopos em massas meteoríticas metálicas sujeitas ao bombardeio de raios cósmicos. Bendegó é o único meteorito do grupo IC presente neste estudo, o que limita as considerações que podemos tirar destes resultados.

V.3 IDADE TERRESTRE

A medição da quantidade de isótopos que atingem nível de saturação enquanto uma massa permanece no espaço e que começam a decair ao cessar o bombardeamento de raios cósmicos, após a entrada da massa na atmosfera do nosso planeta, permitem a determinação da idade terrestre de meteoritos. Os principais isótopos utilizados para determinação dessa idade são: Ar, C e Cl. O cálculo do tempo de residência de um meteorito na Terra, em essência, segue a mesma metodologia e princípios aplicados à obtenção da idade de exposição aos raios cósmicos, através da medição das concentrações de isótopos produzidos por spallation ou captura de nêutrons enquanto o meteoróide vaga pelo espaço: C, Ni, Ca, Kr, Cl, Al, Be, Mn, I, Ar, Ca, Ni e Fe (Jull, 2005).

Além dos parâmetros usados nas equações para cálculo da CRE, tais como as taxas de produção e de decaimento dos isótopos produzidos pela ação dos raios cósmicos, o raio, e a massa do meteoróide, admite-se como premissa para estimativa da idade terrestre dos meteoritos um tempo suficientemente longo de exposição aos raios cósmicos, para que a produção de isótopos de meia-vida curta atinja o nível de saturação.

Na superfície terrestre o meteorito está protegido da ação dos raios cósmicos, cessando assim a produção de radionuclídeos cosmogênicos, ou seja, aqueles que foram criados até a entrada do meteoróide na atmosfera começam a decair. A idade terrestre resulta então da diferença entre a concentração de determinados isótopos antes e depois da queda do meteorito. Desses estudos também são derivadas informações sobre os efeitos do clima e da geologia local em relação à preservação dessas rochas extraterrestres, e calculase a taxa de prováveis quedas por determinada unidade de área e tempo (Jull 2005).

V.3.1 Idade terrestre do meteorito Bendegó

A idade terrestre do meteorito Bendegó foi estimada em 122 ± 27 mil anos (Lavielle et al. 1999). Outro estudo, realizado por McCorkell et al. (1968), obteve para o meteorito Hoba (um férreo do grupo IVB), um tempo de permanência na Terra de aproximadamente 80 mil anos. Coincidentemente os relatos do achado de ambos os meteoritos registram a existência de uma camada de óxido de ferro, com cerca de 30 cm de espessura, sob as respectivas massas. Análises posteriores de fragmentos desse óxido revelaram proporções de Fe e Ni similares às existentes nas massas principais (veja também tabela IV.4), demonstrando sua origem intempérica e sem a concorrência de processos de lixiviação (McCorkell et al. 1968).

V.4 SISTEMÁTICA ISOTÓPICA DO RÊNIO-ÓSMIO EM METEORITOS FÉRREOS

O sistema Re-Os é potencialmente o mais propício para datação de meteoritos de ferro, sendo eles metais de transição que integram o grupo da platina. O Rênio (Re) tem dois isótopos naturais: Re (62,6%) e Re (37,4%), e comporta-se como um elemento altamente siderófilo (HSE) e incompatível, preferindo a fase líquida. O Ósmio (Os) tem sete isótopos naturais: Os (0,20%), Os (1,6%), Os (1,5%), Os (13,29%), Os (16,22%), Os (26,38%), e Os (40,98%), sendo um elemento calcófilo compatível, preferindo a fase sólida em processos de cristalização do manto, sendo retido nos resíduos. Esse comportamento tão desigual faz com que a crosta seja relativamente pobre em Os e rica em Re, e gera diferenças significativas entre as razões Re/Os encontradas no manto e na crosta, comparativamente às razões de outros pares de elementos radiogênicos. Com isto, os isótopos 187Re e 187Os formam um sistema radiogênico da maior importância na investigação dos processos geoquímicos e geocronológicos. O Re tem uma meia-vida de 41,6 Ga, decaindo para o Os por emissão Beta e sob uma constante igual 1,666 x 10 y.

A descoberta do processo de ionização, na década de 1990, denominado Negative Thermal Ionization Mass Spectrometry (NTIMS), aumentou bastante a sensibilidade dos equipamentos de espectrometria de massa, o que levou ao aumento na precisão das medidas da composição dos isótopos e sua concentração. Essa técnica proporciona a produção de íons negativamente carregados e invertendo a polaridade do magneto dos espectrômetros de massa, permitindo obter resultados de alta precisão para as razões Re-Os.

V.4.1 O sistema Re-Os

Acredita-se que meteoritos férreos são massas de Fe-Ni, segregados a partir de silicatos condriticos durante os estágios iniciais de evolução do Sistema Solar. Os 14 distintos grupos de férreos presumivelmente formaram-se a partir de corpos parentais distintos (Kelly e Larimer 1977). O Bendegó pertence ao grupo IC, um dos 11 grupos de férreos ditos “magmáticos”. De forma geral a ocorrência do Re e Os no manto e crosta terrestre é extremamente rara: Re = 390 pg/g (ppt) e Os = 50 pg/g (ppt). Nos meteoritos férreos, supostamente oriundos do núcleo de asteróides, a abundância desses elementos aumenta substancialmente: as concentrações de Re ficam entre 1284 e 3249 pg/g (ppt) e as de Os entre 15,553 e 48,367 ng/g (ppb).

A extração e purificação do Os e Re de amostras meteoríticas e terrestres exigem técnicas especiais com a diluição das amostras em ou , usando ampolas de vidro seladas (técnica de Carius e suas variações), aquecidas a 180-200ºC. A extração do Os é feita através da adição de clorofórmio (CHCl e posterior pipetagem da solução contendo OsO. O Os assim obtido é purificado com HBr e micro-destilação com CrO. O Re é extraído através de troca de anions em colunas de destilação com a resina AG1-X8 (100-200 mesh), e em seguida é purificado pela passagem através de uma segunda coluna de resina. Essas técnicas permitem extrair até 80% do Os e 70% do Re contidos nas amostras.

Os principais riscos de contaminação residem nas fases de corte e preparação das amostras, reagentes de qualidade duvidosa e concentração residual do Re em filamentos de Pt. A produção e calibração dos spikes exige também redobrada atenção haja vista as diminutas quantidades de Re e Os presentes nas amostras. O carregamento dos filamento com o Re e Os extraídos é a fase seguinte da metodologia, levando-se em conta que filamentos de Pt possuem uma quantidade de Re alta que pode comprometer os resultados, sendo muitos vezes substituídos por filamentos de Ni.

Assim, desde os anos 90 pesquisadores tentam aplicar a técnica ao estudo de meteoritos férreos. Shen et al. (1996) utilizou 24 amostras de cinco grupos distintos de meteoritos de ferro (IAB, IIAB, IIIAB, IVA e IVB) para traçar uma isócrona clássica para estes cinco grupos, tomados conjuntamente, o que permitiu limitar a ocorrência do evento de fracionamento a 4,61 ± 0,1 Ga. Esse estudo registra incertezas na calibração do spike da ordem de 1,6% e de 3% no valor da constante de decaimento do Re, resultando em uma incerteza geral de 4% para converter a inclinação da isócrona em idade de cristalização dos meteoritos analisados.

V.4.2 Geoquímica de siderófilos no Meteorito Bendegó

Neste trabalho analisou-se as concentrações elementais de siderófilos (Tabela V.2) e a razão isotópica Re-Os em 7 (sete) amostras coletadas de diferentes locais da massa principal do meteorito Bendegó (Fig. V-1). Utilizou-se um espectrômetro de massa inductivamente acoplado a um plasma Nu multi-coletor (MC ICP-MS) e um nebulizador Cetac AridusTM.

Os resultados obtidos foram comparados com os trabalhos já realizados em meteoritos férreos de outros grupos (Cook et al. 2004, Shen et al. 1996), visando avaliar a duração do processo de cristalização, fato essencial quando se deseja entender a história de resfriamento do corpo parental do meteorito. Os valores de Os (99 a 114 ppb) encontrados nas amostras de diferentes regiões do Bendegó permitem compará-lo aos férreos de baixo ósmio dos subgrupos IIB e IIIB (Cook et al. 2004).

A partir destes dados foram confeccionados diagramas multi-elementares plotando os elementos siderófilos analisados, normalizados pelo meteorito condritico Orgueil (CI), com padrões produzidos no Laboratório de Geoquímica Isotópica de Maryland para vários outros meteoritos férreos e palasitos. Estes padrões foram plotados (Fig. V.2 A a D) para comparação com os resultados do Bendegó (Fig. V.2.E), que apresenta uma distribuição única dentre os tipos férreos e palasitos já analisados.

As variações nas abundâncias dos elementos altamente siderófilos em Bendegó (Tabela V.2, Fig. V.2E) são tão insignificantes que inviabilizam o modelamento dos processos ígneos nesta suíte de amostras. Por outro lado, os dados nos dizem que, ao menos para este grupo de elementos analisados, a cristalização e o fracionamento da massa parental do Bendegó não gerou variações, ainda que modestas. Por outro lado, o trend Ni-Ir (Fig. IV.10 F) expõe a limitada variação dos teores de Ni nos meteoritos IC, o que é sugestivo de um fracionamento cristal-líquido dominado por processos de cristalização fracionada.


Figura V.1. Visões esquemáticas das diferentes faces do Meteorito Bendegó (após Derby 1896), localizando os pontos onde foram coletadas as amostras para o estudo Re-Os, numerados conforme na tabela V.2. (A) Visão do face frontal exposta ao observador que adentra o Museu Nacional, (B) Face de fundo, (C) Face inferior.


Figura V.2. Diagramas multielementares para elementos do grupo dos siderofilos em meteoritos. (A) Grupo IIAB. (B) Grupo IVA. (C) Grupo IVB. (D) Grupo principal dos palasitos. (E) Meteorito Bendego (7 amostras).

As variações na razão Re/Os, e consequentemente em Os/Os são muito pequenas. As amostras do Bendegó distribuem-se ao longo da isócrona típica dos meteoritos férreos. Todavia, devido a limitada variação na composição isotópica, é impossível estabelecer uma isócrona significativa apenas com base nas amostras deste meteorito. Vale ressaltar que o Bendegó pertence a um grupo raro, o IC, e não existem relatos na literatura de análises isotópicas Re-Os para meteoritos deste grupo. A dificuldade para se obter amostras de outros membros do grupo IC e a ausência de dados isotópicos publicados referentes às suas concentrações de Re-Os inviabilizaram a construção de uma isócrona que permitisse calcular a idade de formação do Bendegó através do método Re/Os e limitaram as conclusões. Espera-se poder dar continuidade a este estudo, gerando dados adicionais para outros férreos do grupo IC, de forma que possamos avaliar como esta distribuição dos elementos altamente siderófilos foi gerada, e se ela poderia, ou não, ser resultado de um precursor condrítico (Walker, R., comunicação pessoal).