Mil seiscentos e oitenta processadores trabalharam sem parar durante 59 dias para reproduzir 145 milésimos de segundo. Nesse intervalo, menor que o tempo entre duas batidas do coração, uma rocha de 160 metros com o formato do asteroide Bennu recebeu o banho de raios X de uma bomba nuclear de um megaton detonada a dez metros da sua superfície, viu 98% da sua massa se fraturar por completo e começou a se abrir em duas direções opostas, como uma laranja partida ao meio por mãos invisíveis. Nada disso aconteceu no espaço. Aconteceu dentro de um supercomputador do Laboratório Nacional Lawrence Livermore, na Califórnia, e o resultado acaba de ser publicado no The Planetary Science Journal por uma equipe de um dos dois laboratórios que projetam o arsenal nuclear dos Estados Unidos e que opera a maior instalação de fusão a laser do planeta.

O estudo, assinado por Isaiah Santistevan, Mary Burkey, J. Michael Owen, Kathryn Kumamoto, Jason Pearl e Robert Managan, não é um exercício de ficção científica, embora o enredo pareça saído de um filme-catástrofe dos anos 1990. É a resposta a uma pergunta desconfortável que os modelos analíticos usados pela NASA para projetar missões vinham deixando em aberto: uma única ogiva de um megaton seria capaz de despedaçar de forma segura um asteroide de 150 a 160 metros, ou apenas o racharia em pedaços grandes demais para serem inofensivos? As contas de lápis e papel diziam que esse tamanho fica exatamente na fronteira. E fronteiras, em defesa planetária, são o lugar onde ninguém quer estar quando o alarme tocar.

A atmosfera terrestre engole todo dia toneladas de poeira e pedrisco vindos do espaço, mas o escudo tem limites. Em 30 de junho de 1908, um corpo de 50 a 60 metros explodiu sobre a Sibéria e derrubou mais de 2.000 quilômetros quadrados de floresta em Tunguska. Em 15 de fevereiro de 2013, um asteroide de apenas 18 metros se desfez sobre Chelyabinsk, na Rússia, e a onda de choque estilhaçou janelas por uma região inteira, ferindo cerca de 1.500 pessoas, a maioria por cacos de vidro. A Cratera do Meteoro, no Arizona, com 1,2 quilômetro de diâmetro, foi aberta por um impactor de cerca de 50 metros; a cratera de Chicxulub, na península de Yucatán, por um corpo de aproximadamente 10 quilômetros que encerrou a era dos dinossauros há 66 milhões de anos. Tamanhos diferentes, destinos diferentes, mesma lição: a blindagem atmosférica não é garantia.

Há uma diferença essencial entre esse tipo de catástrofe e um terremoto ou um furacão. Impactos de asteroides podem, em princípio, ser evitados. Desde o início da década de 1990, quando Thomas Ahrens e Alan Harris publicaram na Nature as primeiras análises sistemáticas sobre deflexão de asteroides, e Edward Teller, o mesmo Teller da bomba de hidrogênio, defendeu o uso de explosivos nucleares contra ameaças vindas do céu, a comunidade científica discute duas estratégias. A primeira é a deflexão: dar ao asteroide um empurrão pequeno, que mude sua velocidade em alguns centímetros por segundo e, acumulado ao longo de anos de órbita, o faça passar ao largo da Terra sem quebrá-lo. A segunda é a disrupção robusta: fragmentar o corpo de propósito e espalhar os pedaços com velocidade suficiente para que nenhum deles, ou pelo menos nenhum maior que uns 10 metros, continue na rota de colisão.

A escolha entre as duas depende sobretudo do tempo. Com décadas de aviso, um empurrão suave resolve. Com poucos anos, ou meses, a deflexão pode simplesmente não dar tempo de acumular desvio suficiente, e a destruição controlada passa a ser a única saída prática. O artigo cita explicitamente o caso do 2024 YR4, o asteroide de cerca de 60 metros descoberto no fim de dezembro de 2024 que, por algumas semanas de fevereiro de 2025, chegou a ter uma chance superior a 3% de atingir a Terra em 22 de dezembro de 2032, antes que novas observações descartassem o risco para o nosso planeta e deixassem apenas uma pequena probabilidade de colisão com a Lua. Oito anos de aviso parecem muito. Para quem precisa projetar, construir, lançar e levar uma espaçonave até um alvo a dezenas de milhões de quilômetros, é pouco.

A ferramenta de deflexão já foi testada ao vivo. Em 26 de setembro de 2022, a sonda DART, da NASA, atingiu a cerca de 6 quilômetros por segundo o pequeno Dimorphos, lua de aproximadamente 150 metros do asteroide 65803 Didymos, e encurtou em 33 minutos o período orbital do satélite em torno do corpo principal. O experimento funcionou além do previsto, em grande parte porque a enxurrada de detritos lançada pelo impacto agiu como um jato de propulsão adicional. A sonda europeia Hera, lançada em outubro de 2024, deve chegar ao sistema no fim de 2026 para medir a cratera e a massa de Dimorphos com precisão. Mas um impactor cinético tem um teto: a quantidade de movimento que ele transfere é limitada pela massa que conseguimos lançar. Contra um asteroide muito grande, ou com aviso muito curto, uma única espaçonave, ou mesmo uma frota delas, pode não bastar.

É aí que entra a opção nuclear, e ela não funciona como no cinema. Ninguém perfura o asteroide para enterrar uma bomba. O conceito estudado em Livermore é o da detonação a distância, o standoff burst: o artefato explode a uma certa altura acima da superfície, a chamada height of burst, ou altura de detonação, abreviada HOB, longe o suficiente da Terra para que nem os detritos nem a radiação representem risco ao planeta ou aos satélites. Uma explosão nuclear no vácuo não produz a bola de fogo nem a onda de choque aérea que conhecemos das imagens de testes atmosféricos. Entre 70% e 80% da energia sai na forma de raios X, numa rajada que dura dezenas de bilionésimos de segundo.

Esses raios X atingem o asteroide e são absorvidos numa camada finíssima da superfície, com espessura de frações de centímetro. Essa película de rocha é aquecida instantaneamente a dezenas de milhares de graus, vira plasma e se expande para o espaço a centenas de quilômetros por segundo. O gás que escapa empurra o asteroide na direção oposta, exatamente como o jato de um foguete empurra o veículo para cima. É o efeito de blow-off, o sopro de material vaporizado que carrega consigo a quantidade de movimento. Ao mesmo tempo, o depósito abrupto de energia lança uma onda de choque para dentro do corpo. Se a bomba for potente o bastante, essa onda rompe a rocha de ponta a ponta. A altura de detonação, por sua vez, decide quanto da superfície é iluminada: mais perto, a energia se concentra numa mancha pequena e intensa; mais longe, se espalha por uma área maior, mas mais diluída.

Como saber se o asteroide vai apenas ser empurrado ou vai se despedaçar? Na ausência de um critério físico universalmente aceito, a comunidade de defesa planetária usa há décadas uma régua improvisada baseada na velocidade de escape da superfície do corpo, a velocidade mínima que um grão precisa ter para se desprender da gravidade do asteroide. Se o empurrão imprimir ao corpo uma velocidade acima de 10% dessa velocidade de escape, há risco de fragmentação acidental, o pior cenário para quem queria só desviar. Se a velocidade imposta ultrapassar dez vezes a velocidade de escape, considera-se que a disrupção foi robusta e que os fragmentos se dispersaram para sempre. Entre um limite e outro fica uma zona cinzenta onde o corpo se quebra, mas os pedaços podem ser grandes e podem voltar a se juntar pela própria gravidade.

Existe uma segunda régua, herdada do estudo de colisões entre asteroides: a energia específica de disrupção catastrófica, Q*, e seu primo Q*_D, que marca o ponto em que nenhum fragmento retém mais da metade da massa original. Esses critérios, tabulados por Keith Holsapple e Kevin Housen, funcionam bem para impactos, em que a energia entra por um ponto. Numa detonação nuclear a distância, a energia chega espalhada por uma área enorme da superfície, e ninguém sabe ao certo se as mesmas tabelas valem. Simulações recentes de impactores cinéticos feitas pela própria Kathryn Kumamoto, coautora do novo trabalho, sugerem que Q*_D às vezes deixa de prever a fragmentação em casos em que ela claramente acontece. E há o detalhe que torna tudo mais exigente: metade da massa de um asteroide de 160 metros ainda é um fragmento de quase 120 metros de diâmetro, capaz de arrasar uma cidade.

Foi justamente nessa zona cinzenta que a equipe decidiu trabalhar. Um estudo liderado por Brent Barbee, do Centro de Voos Espaciais Goddard da NASA, publicado em 2026 na Acta Astronautica, havia usado modelos analíticos de projeto de missão para concluir que uma ogiva de um megaton talvez não garanta a disrupção robusta de asteroides maiores que cerca de 150 metros. Modelos empíricos preparados em Livermore para o exercício da Conferência de Defesa Planetária de 2025 chegavam a previsões de 2,26 a 8 vezes a velocidade de escape para uma ogiva desse porte, abaixo do limiar de dez vezes. Em vez de aceitar a estimativa, o grupo resolveu simular o cenário com toda a física disponível: um asteroide de 160 metros, uma bomba de um megaton, duas alturas de detonação e dois modelos diferentes de como a rocha se quebra.

Livermore não chega a esse problema por acaso. O laboratório mantém há duas décadas uma equipe de defesa planetária que publicou, com David Dearborn, Megan Bruck Syal e Kirsten Howley, boa parte da literatura fundadora sobre deflexão nuclear de asteroides, e seus códigos participaram das previsões e da interpretação do impacto da DART.

A ferramenta escolhida agora foi o Spheral, um programa de simulação de código aberto desenvolvido e mantido pelo próprio laboratório e disponível publicamente no GitHub. O Spheral pertence à família dos métodos de smoothed particle hydrodynamics, a hidrodinâmica de partículas suavizadas, abreviada SPH, uma técnica inventada em 1977 por astrofísicos que precisavam simular estrelas e galáxias sem prender o problema numa grade fixa. Em vez de dividir o espaço em células, o SPH representa a matéria como uma nuvem de partículas, cada uma carregando massa, velocidade, temperatura e pressão, que interagem com as vizinhas dentro de um raio de suavização. A vantagem é natural para problemas de fratura: quando a rocha se parte, as partículas simplesmente se afastam umas das outras, sem necessidade de redesenhar nenhuma malha.

A versão usada em Livermore é adaptativa: cada partícula carrega não um raio, mas um tensor de suavização, o que permite que sua zona de influência seja um elipsoide esticado em vez de uma esfera, com cerca de quatro vizinhas ao longo de cada eixo e em torno de 270 vizinhas no total em três dimensões. Esse detalhe técnico é a chave de todo o estudo. Para capturar a absorção dos raios X, a simulação precisa de resolução de frações de centímetro na direção da profundidade, logo abaixo da superfície. Mas o corpo tem 160 metros, e discretizá-lo inteiro com partículas de milímetros exigiria um número de pontos impossível para qualquer computador. A solução foi usar partículas achatadas como panquecas: finíssimas na profundidade, com metros de largura nas direções paralelas à superfície, razões de aspecto que chegam a dezenas de milhares.

Simular o transporte da radiação, fóton por fóton, é a parte mais cara do problema, porque exige passos de tempo minúsculos. Em 2023, Mary Burkey e colegas publicaram no mesmo periódico um atalho: um modelo de deposição de energia de raios X calibrado a partir de uma grande campanha de simulações feitas no Kull, um código de física múltipla com transporte de radiação por Monte Carlo implícito, desenvolvido em Livermore originalmente para estudar a fusão por confinamento inercial. O modelo descreve, para um dado material, uma dada porosidade, um dado espectro e uma dada fluência de raios X, quanto de energia é depositada em cada profundidade da rocha. Com ele, é possível pular a etapa radiativa: deposita-se a energia conforme a receita e deixa-se a hidrodinâmica resolver o resto. O novo trabalho implantou exatamente esse modelo dentro do Spheral.

A receita de Burkey cobre fontes de corpo negro de 1 e 2 quiloelétron-volts, cujos espectros têm pico em 2,8 e 5,6 keV, fluências de 1 a 0,0001 quiloton por metro quadrado, tempos de iluminação de 10 a 100 nanossegundos e quatro composições, quartzo, forsterita, ferro e gelo, com microporosidade de zero a 80%. A fluência máxima, de quase um quiloton por metro quadrado, corresponde a uma bomba de um megaton detonada a dez metros da superfície. Um quiloton equivale à energia de mil toneladas de TNT; o modelo descreve, portanto, o que acontece quando cada metro quadrado de rocha recebe a energia de um pequeno bombardeio em bilionésimos de segundo. O tempo de iluminação, curiosamente, importa pouco: ele altera só a taxa com que os fótons chegam, não a energia total depositada.

Antes de confiar o asteroide inteiro ao Spheral, a equipe fez a lição de casa. Em simulações unidimensionais, uma única coluna de partículas que se estende da superfície para dentro da rocha, o código foi comparado com o Ares, outro programa de Livermore baseado em malha, nos mesmos cenários rodados em 2023. A métrica foi o momento de blow-off, a quantidade de movimento carregada pelo material que ultrapassa a temperatura de fusão e escapa acima da velocidade de escape, medida 10 microssegundos após a iluminação. Foram 1.555 simulações, de um total planejado de 1.640, varrendo cinco fluências, quatro materiais, duas temperaturas de corpo negro, cinco porosidades, seis ângulos de incidência e três durações da fonte.

O resultado foi um acordo quase perfeito. O desvio-padrão das diferenças entre os dois códigos ficou em 0,8%, com diferença mediana de 0,2% negativos; apenas 4 das 1.555 simulações se afastaram mais de 5%, e quase 88% delas ficaram dentro de uma margem de 1%. Para pôr esse número em perspectiva, quando Burkey comparou o Kull, com transporte de radiação completo, ao Ares sem transporte, o desvio-padrão foi de 8,2%, e a incerteza intrínseca do próprio modelo de deposição é estimada em cerca de 15,8%. Diferenças de código, portanto, são ruído de fundo diante das incertezas muito maiores sobre a forma, a composição e a estrutura interna de um asteroide real. Uma formulação alternativa do Spheral, chamada FSISPH e pensada para interfaces entre materiais de densidades muito diferentes, deu resultados igualmente próximos, com desvio-padrão de 1,34%.

A lição de casa trouxe também um alerta. Tentando economizar memória para as futuras simulações 3D, os pesquisadores testaram se seria possível despejar toda a energia dos raios X em uma ou duas partículas, em vez de resolver o perfil de deposição com dezenas delas. Não funcionou: dependendo da fluência, o atalho superestimou o momento de blow-off em 24,5% ou o subestimou em 91%. Um estudo sistemático de resolução mostrou que, para reproduzir a energia depositada com erro de até 10%, são necessárias pelo menos 20 partículas na camada de deposição para o quartzo, 25 para a forsterita, 10 para o gelo e 30 para o ferro. Materiais em que os raios X penetram menos, como o ferro, concentram a energia numa fatia mais fina e exigem mais pontos para descrevê-la.

Com a coluna unidimensional validada, veio o teste em três dimensões, e com ele apareceram as primeiras limitações. A equipe simulou a deflexão de um asteroide esférico de quartzo com 150 metros e 20% de porosidade, atingido por uma ogiva de 300 quilotons detonada a cinco metros de altura, e comparou o Spheral em 3D com o Ares rodando em geometria bidimensional axissimétrica, que aproveita a simetria em torno do eixo bomba-asteroide para resolver o problema com muito menos esforço. O Spheral só conseguiu modelar um quarto da superfície iluminada, até 70 centímetros de profundidade, com entre 6,2 e 7,2 milhões de partículas, consumindo de 5.376 a 10.752 horas de processador por simulação. As tentativas de resolução mais alta nem chegaram a terminar.

A energia depositada bateu com folga, 8,52 quilotons no Ares contra 8,24 no Spheral, uma diferença de 3%. Mas o momento de blow-off no Spheral saiu 18,1% e 26,4% menor que o do Ares em resolução máxima, conforme a resolução escolhida. A causa foi identificada: o Spheral não conseguiu enxergar a camada mais fina e mais veloz do material ejetado. Enquanto o Ares produzia vapor a mais de 76 centímetros por microssegundo, ou seja, 760 quilômetros por segundo, o Spheral não gerava nada acima de 30 centímetros por microssegundo. Quando os pesquisadores degradaram de propósito a resolução angular do Ares, as curvas dos dois códigos se aproximaram, com diferenças de 3,8% a 16,4%, confirmando que o problema era de resolução, não de física. A conclusão foi pragmática: os números do Spheral são um limite inferior conservador, e o que ele diz que acontece provavelmente acontece com um pouco mais de força na realidade.

Então veio o experimento principal. O asteroide virtual tem diâmetro esférico equivalente de cerca de 160 metros e a forma irregular de Bennu, o corpo de 490 metros visitado pela sonda OSIRIS-REx, que trouxe amostras dele à Terra em setembro de 2023, aqui encolhido em escala. A escolha não é casual: Bennu tem o formato de pião, com uma crista equatorial, típico de muitos asteroides próximos da Terra, e sua superfície acidentada faz com que a iluminação pelos raios X seja desigual, com faces viradas para a bomba e faces na sombra. O material é forsterita, um silicato de magnésio que domina a composição de muitos meteoritos rochosos, com densidade de referência de 3,22 gramas por centímetro cúbico e porosidade de 30,8%, o que resulta numa densidade aparente de 2,228 gramas por centímetro cúbico, consistente com a adotada em estudos recentes para asteroides rochosos próximos da Terra. A massa total ficou entre 3,56 e 3,65 bilhões de quilogramas, dez vezes a do Empire State Building.

Há uma simplificação importante aqui, e os autores a assumem abertamente. O asteroide simulado é monolítico e homogêneo, com a mesma densidade e a mesma microporosidade em todos os pontos. O Bennu real é um rubble pile, uma pilha de entulho, um aglomerado de blocos e cascalho mantido junto pela gravidade e por forças de coesão fracas, com vazios macroscópicos em seu interior. O Spheral, na configuração usada para missões nucleares, ainda não consegue tratar matacões e macroporosidade, porque a camada superficial precisa ser resolvida com tamanha finura que não sobra espaço computacional para estruturas internas. O modelo de porosidade adotado, de compactação por deformação, representa apenas poros microscópicos, abaixo da resolução, que colapsam à medida que a rocha é comprimida.

A bomba de um megaton foi detonada, virtualmente, em duas alturas: dez metros e 25 metros acima da superfície. A primeira produz a fluência máxima de raios X que o modelo de deposição suporta, cerca de 0,8 quiloton por metro quadrado, concentrada numa mancha relativamente pequena. A segunda ilumina uma área bem maior com fluência de 0,13 quiloton por metro quadrado, seis vezes menor, e foi escolhida porque estimativas antigas apontavam um terço do raio do asteroide como a altura ideal para maximizar a deflexão, uma regra que trabalhos posteriores do próprio grupo mostraram não ser geral.

Como a radiação se espalha em todas as direções a partir do ponto de detonação, apenas uma fração do megaton chega ao alvo: 55,4 quilotons no caso de dez metros e 30 quilotons no de 25 metros. É uma perda enorme, mais de 94% da energia some no vácuo, mas o que resta ainda equivale, respectivamente, a quase quatro vezes e a duas vezes a bomba de Hiroshima, depositado numa película de rocha em bilionésimos de segundo.

O ingrediente mais delicado da simulação é o modelo de dano, a parte que decide quando e como a rocha se quebra. O Spheral usa uma abordagem estatística desenvolvida por Willy Benz e Erik Asphaug nos anos 1990, na qual cada partícula recebe uma população de falhas microscópicas, as trincas e defeitos que toda rocha real carrega, distribuídas segundo uma lei de Weibull, a mesma distribuição estatística que engenheiros usam para prever a fadiga de materiais. Dois números governam essa distribuição: a densidade de falhas, k, e o expoente m, que descreve como o número de falhas ativadas cresce com a deformação. Quando a tensão numa partícula supera o limiar de ativação de suas falhas, o dano se acumula; ao chegar a 1, a partícula é considerada fraturada por completo, e sua resistência cai de 1 megapascal, o valor da rocha intacta, para 1 pascal, praticamente a de um pó solto.

Em vez de inventar esses parâmetros, a equipe os extraiu de experimentos de laboratório com dois meteoritos reais. O primeiro é o de Chelyabinsk, o mesmo que explodiu sobre a Rússia em 2013, cujos fragmentos foram submetidos a ensaios de compressão por pesquisadores russos: uma amostra de 1,65 por 1,65 milímetro se partiu ao meio a 8,2 megapascals, com deformação de 1,1%. O segundo é o Aba Panu, um condrito ordinário que caiu na Nigéria em 2018, com parâmetros derivados de ensaios semelhantes. Os números resultantes são muito diferentes: m de 2,8 e k de 1,2 × 10¹² falhas por centímetro cúbico para Chelyabinsk, contra m de 5,93 e k de 4,2 × 10²⁵ para Aba Panu. Na prática, um asteroide com a receita de Chelyabinsk se danifica mais cedo e mais extensamente, enquanto o de Aba Panu resiste mais ao início e à propagação das fraturas.

Construir o asteroide digital foi, por si só, um trabalho de engenharia. Sobre cada faceta do modelo de forma que tinha linha de visada direta para a bomba, a equipe lançou uma grade com espaçamento de 80 centímetros e, em cada ponto, semeou uma coluna de partículas apontando para dentro, perpendicular à superfície. A resolução inicial foi de 0,1 centímetro de profundidade para a altura de 10 metros e 0,055 centímetro para a de 25 metros, garantindo que dez partículas cobrissem o perfil de deposição dos raios X. Cada uma dessas partículas de superfície mede, portanto, algo como 0,055 por 80 por 80 centímetros, uma lâmina com razão de aspecto superior a mil. Abaixo das dez primeiras camadas, o tamanho cresce 3,3% a 3,6% por camada até profundidades de 27,5 e 24,5 metros, onde a região de alta resolução se encontra com o miolo grosseiro, discretizado com partículas de cerca de 80 centímetros numa rede cúbica de corpo centrado, a mesma estrutura cristalina do ferro.

Ao todo, foram cerca de 3,9 milhões de partículas na simulação a 10 metros e 5,1 milhões na de 25 metros, com massas totais que diferem do modelo ideal por apenas 2,1% a 4,6%. Cada simulação rodou em 1.680 núcleos de processamento. A de 10 metros com parâmetros de Chelyabinsk, batizada C10, chegou a 145 milissegundos depois de 59 dias de cálculo ininterrupto. A de 25 metros com Chelyabinsk, a C25, alcançou 68 milissegundos em 36 dias. A de 25 metros com Aba Panu, a AP25, parou em 34 milissegundos após 23 dias. Em todos os casos, a energia efetivamente depositada foi conferida integrando numericamente o volume sob cada faceta multiplicado pela densidade de energia do modelo, com concordância de 1%.

Esses tempos minúsculos têm um significado físico preciso. A velocidade do som na rocha porosa adotada é de 3.782 metros por segundo; uma conta simples mostra que uma onda de choque leva cerca de 42 milissegundos para atravessar os 160 metros do corpo. Nos 145 milissegundos da C10, portanto, a frente de pressão teve tempo de cruzar o asteroide, refletir na face oposta e voltar, o suficiente para que o dano se espalhasse por quase toda a massa. É muito pouco, por outro ângulo: a gravidade do corpo é tão fraca que a reacumulação dos fragmentos, se acontecer, levará horas, e nenhuma simulação atual chega perto disso.

Os 145 milissegundos da C10 contam uma história clara. Ao final, 98,2% da massa do asteroide está com dano máximo, isto é, com o tensor de dano saturado em pelo menos uma direção: a rocha que entrou íntegra na simulação sai dela reduzida a um agregado de material sem coesão. A onda de choque disparada pela deposição dos raios X na face iluminada atravessou o corpo inteiro e deixou para trás uma frente de fraturas que avançou até a face oposta, de onde apenas uma fatia estreita, correspondente ao fundo do asteroide, ainda mostra regiões intactas nas imagens em corte.

A velocidade de recuo também foi medida. Tomando todo o material que se move para longe da bomba, o asteroide ganhou, em média, 66,05 centímetros por segundo. Pode parecer pouco, mas a velocidade de escape na superfície desse corpo é de apenas 7,89 centímetros por segundo, menos de 0,3 quilômetro por hora, o ritmo de uma tartaruga; qualquer pedra arremessada com a mão sairia da sua gravidade sem olhar para trás. Os 66,05 centímetros por segundo correspondem, portanto, a 8,37 vezes a velocidade de escape: muito acima dos 10% que marcam a fragmentação acidental, mas ainda abaixo do fator dez que definiria a disrupção robusta segundo a régua tradicional. O valor é também superior aos 41,3 centímetros por segundo que se obteria considerando só o material vaporizado, sinal de que uma parcela grande da rocha foi arrancada pelo choque sem derreter, como estilhaços, e contribui para o recuo.

O detalhe mais revelador está nas direções laterais. Ao final da C10, 97% da massa se move acima da velocidade de escape, 77% acima do dobro dela e 27% acima de dez vezes. Mas o que chama a atenção é o movimento perpendicular ao eixo da bomba: 22% do asteroide se desloca para um lado com velocidade superior a duas vezes a de escape, e 23% se desloca para o lado oposto com a mesma intensidade; cerca de 62% da massa tem componente lateral maior que a velocidade de escape. Nas imagens coloridas por essa componente, as duas metades do corpo aparecem em azul e vermelho, como se uma força invisível as puxasse em sentidos contrários. Somado ao dano quase total, esse padrão é, para os autores, uma forte indicação de que o asteroide está em processo de disrupção.

A comparação com a detonação a 25 metros trouxe um resultado contraintuitivo. A simulação C25 recebeu pouco mais da metade da energia da C10, 30 quilotons contra 55,4, e mesmo assim acumulou mais dano. Aos 34 milissegundos, 60,2% da massa da C25 estava fraturada por completo, contra 45,0% da C10; aos 68 milissegundos, 92,6% contra 78,1%. A razão é geométrica: detonada mais longe, a bomba ilumina uma área maior do asteroide, e o choque entra pela rocha por uma frente mais ampla, danificando mais material logo no início. A velocidade de recuo seguiu o mesmo caminho. Aos 68 milissegundos, a C25 já marcava 66,73 centímetros por segundo, 8,46 vezes a velocidade de escape, enquanto a C10, no mesmo instante, estava em 49,34 e ainda subindo. Menos energia, mais área, mais dano, ao menos nessa janela de tempo.

A terceira simulação testou o que muda quando a rocha é mais resistente. Com os parâmetros de Aba Panu e a mesma altura de 25 metros, a AP25 chegou aos 34 milissegundos com 34,2% da massa fraturada, pouco mais da metade dos 60,2% da C25 no mesmo instante. A velocidade de recuo, curiosamente, foi quase a mesma: cerca de 53 centímetros por segundo nas duas, ou 6,7 vezes a velocidade de escape, e idênticos 47 centímetros por segundo quando se conta apenas o material vaporizado. A leitura é que, nessa fase inicial, o empurrão vem sobretudo do vapor arrancado da superfície, que não depende de quão frágil é o interior; a diferença de resistência só se manifesta depois, na quantidade de rocha que o choque consegue soltar. Os autores deixam em aberto se a AP25, levada aos mesmos tempos da C25, alcançaria o mesmo grau de dano, e lembram que um corpo mais fraturado pode liberar mais fragmentos lentos em tempos tardios, o que aumentaria ainda mais o recuo.

Postos lado a lado, os três cenários formam a tabela que resume o estudo: C10 com 55,4 quilotons depositados, 145 milissegundos simulados, recuo de 66,05 centímetros por segundo e 8,37 velocidades de escape; C25 com 30 quilotons, 68 milissegundos, 66,73 centímetros por segundo e 8,46; AP25 com 30 quilotons, 34 milissegundos, 53,15 centímetros por segundo e 6,74. Para dois dos três, os autores consideram a disrupção altamente provável. Nenhum dos três cruzou a linha das dez velocidades de escape, e nenhum chegou longe o bastante no tempo para mostrar o campo final de fragmentos. Para efeito de comparação, um empurrão de 66 centímetros por segundo, se o corpo permanecesse inteiro, bastaria para deslocá-lo em mais de 160 mil quilômetros ao longo de oito anos, muitas vezes o raio da Terra.

E é aqui que a prudência científica do artigo se impõe. Verificar que uma disrupção foi robusta exige mostrar que nenhum fragmento final tem mais de cerca de 10 metros e que a dispersão impede a reacumulação gravitacional. Esse processo leva de minutos a horas de tempo simulado após a deposição da energia. O estudo chegou a 145 milésimos de segundo. Uma extrapolação linear sugere que simular um único segundo da C10 consumiria várias vezes o tempo já gasto, possivelmente mais de um ano de cálculo contínuo nos mesmos 1.680 processadores, e ainda assim ficaria aquém do necessário. Por isso os autores evitam a palavra: descrevem dano e movimento indicativos de disrupção ativa, mas se recusam a afirmar que ela foi robusta.

Quando se aplica a régua das colisões, o quadro parece até mais tranquilizador. A energia depositada por unidade de massa foi de 3,53 × 10⁴ joules por quilograma na detonação a 25 metros e 6,35 × 10⁴ na de 10 metros, valores que superam em 50 a 100 vezes os limiares de disrupção catastrófica tabulados para asteroides porosos do tipo S. Pela letra desse critério, os corpos se despedaçariam a ponto de metade da massa não voltar a se juntar. Mas o artigo insiste que esse “metade” é insuficiente: o fragmento remanescente teria raio esférico equivalente de 59 metros, e um objeto desse porte continua sendo uma ameaça séria. Os modelos analíticos, por sua vez, previam recuos de 49,01 ± 18,3 centímetros por segundo para a C10 e 49,57 ± 4,8 para a C25, abaixo do que a simulação completa encontrou, embora tenham sido concebidos para deflexão, não para disrupção.

Nem tudo nas imagens é física. Os autores apontam, com franqueza incomum, que parte do padrão de dano se alinha com a orientação da rede cúbica usada para preencher o miolo do asteroide, especialmente nas bordas inferiores das frentes de fratura, e que faixas regulares aparecem na região de alta resolução. São artefatos numéricos, consequência da estrutura imposta pelas colunas de partículas e da resolução limitada. A resolução, aliás, atua nas duas direções. Simulações unidimensionais mostraram que partículas mais finas produzem picos de pressão cerca de 1,3 vez maiores e frentes de choque mais nítidas, o que tornaria o dano ainda mais extenso numa versão melhor resolvida. Mas um estudo anterior de Livermore, reproduzindo experimentos de impacto em alvos de basalto, encontrou o contrário: ao refinar a malha de 20 para 150 a 200 partículas no diâmetro do alvo, a fração de material danificado caiu de 49% para 38% a 41%, porque trincas pequenas passaram a ser resolvidas em vez de espalhadas. Qual efeito domina, ninguém sabe ainda.

O caminho para reduzir essas incertezas passa pelo laboratório. Instalações de alta densidade de energia como o NIF, o National Ignition Facility, em Livermore, o laser OMEGA, em Rochester, e a máquina Z, do Laboratório Nacional Sandia, geram pulsos de raios X capazes de reproduzir em miniatura a interação com a superfície de um asteroide. Em 2024, uma equipe de Sandia usou a máquina Z para expor pequenos alvos de quartzo e sílica a um pulso intenso de raios X e medir a velocidade que eles adquiriam. Experimentos complementares no OMEGA expuseram rochas terrestres e amostras de meteoritos a diferentes espectros, revelando forte dependência do espectro e grande variabilidade entre amostras, consequência da heterogeneidade mineral que complica a inferência da massa realmente removida. Confrontar os códigos com esses dados é uma das prioridades declaradas do grupo, ao lado de estender o tempo das simulações, aumentar a resolução, modelar pilhas de entulho com composições realistas e testar formas mais exóticas.

Há uma ironia histórica que o artigo não comenta, mas que salta aos olhos. O Lawrence Livermore nasceu em 1952, no auge da Guerra Fria, para projetar armas termonucleares, e os códigos usados neste trabalho, Kull e Ares, foram desenvolvidos para simular a fusão por confinamento inercial, uma pesquisa com raízes nos mesmos programas. Em dezembro de 2022, o NIF alcançou pela primeira vez a ignição por fusão em laboratório. Agora, as mesmas ferramentas são apontadas para a única catástrofe natural que a humanidade tem chance de impedir. O emprego de um artefato nuclear no espaço esbarraria em obstáculos jurídicos e políticos consideráveis; o Tratado do Espaço Exterior, de 1967, proíbe colocar armas nucleares em órbita ou em corpos celestes, e qualquer missão real exigiria acordos internacionais inéditos. O estudo não entra nesse terreno. Ele se limita à física, e deixa claro que é melhor conhecer a física antes de precisar dela.

Também ficam de fora, por ora, a rotação do asteroide, que redistribui o dano e pode ajudar ou atrapalhar a dispersão, e o comportamento de um corpo que já nasce fragmentado. Um rubble pile real absorve choques de maneira diferente de um bloco maciço: os vazios amortecem a onda, os blocos individuais podem se separar sem se quebrar, e a coesão entre eles é quase nula. Não se sabe se isso torna a disrupção mais fácil ou mais difícil. A simulação de impactores cinéticos apresentada por Kumamoto no exercício da Conferência de Defesa Planetária de 2025, com um asteroide de 127 metros contendo matacões, chegou a 4,8 a 19,4 segundos de tempo simulado e encontrou o objeto ainda em disrupção ativa, o que dá uma medida de quanto falta para as simulações nucleares.

O que o trabalho estabelece, de forma sólida, é uma ferramenta validada e um ponto de partida. Pela primeira vez, um código de partículas capaz de seguir fraturas em três dimensões foi calibrado contra os códigos de malha que dominavam o campo, com concordância de frações de um por cento onde a comparação é direta, e com limitações claramente mapeadas onde a resolução ainda não alcança. Os próximos passos já estão em curso. A cada avanço na capacidade dos supercomputadores, e a cada aprimoramento do algoritmo adaptativo para lidar com partículas tão achatadas, os 145 milissegundos vão se esticar.

Há algo de vertiginoso na escala de tudo isso. Catorze centésimos de segundo de explosão, computados ao longo de dois meses por 1.680 processadores, para decidir se uma pedra do tamanho de um estádio se parte em cascalho ou em pedregulhos. Um megaton de energia dos quais só 5% chegam ao alvo. Uma ameaça que ainda não existe, contra a qual se ensaia uma resposta que ninguém quer precisar usar. Os asteroides que cruzarão a órbita da Terra nas próximas décadas já estão lá fora, seguindo trajetórias que a gravidade escreveu há bilhões de anos; a única variável nova da equação somos nós. E, pela primeira vez na história do planeta, a espécie que olha para o céu está aprendendo, milissegundo por milissegundo, o que fazer quando ele cair.