IAG USP - Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências ... · que o Sol é uma estrela de 5...

IAG – USP

Departamento de Astronomia

ASTRONOMIA PARA A

TERCEIRA IDADE

- 2012 - Índice

Coordenação

Augusto Damineli Neto

CAPÍTULO 1

FUNDAMENTOS DE ASTROFÍSICA: o tipo de informação que nos chega desde o espaço e através de quais canais. Prof. Dr. Roberto Boczko ([email protected])

CAPÍTULO 2

A MEDIDA DO UNIVERSO: descrição dos elementos fundamentais na estruturação espacial dos cosmos através de abordagem abrangente, que vai das nuvens de gás e poeira aos aglomerados de galáxias. Prof. Dr. Walter J. Maciel ([email protected])

CAPÍTULO 3

SOL. UMA ESTRELA DA VIA LÁCTEA: descrição genérica do Sol e comparação com os demais tipos de estrelas. Prof. Dr. Enos Picazzio ([email protected])

CAPÍTULO 4

SISTEMA PLANETÁRIO: descrição dos corpos do Sistema Solar: planetas, satélites e corpos menores. Prof. Dr. Amaury A. de Almeida ([email protected])

CAPÍTULO 5

A TERRA VISTA PELO BURACO DA FECHADURA: uma abordagem geofísica da Terra. Prof. Dr. Eder C. Molina ([email protected]) e Ricardo I.F. Trindade ([email protected])

CAPÍTULO 6

METEOROLOGIA E SEUS FENÔMENOS: uma visão geral dos fenômenos atmosféricos, decorrentes da interação entre atmosfera e radiação solar. Engº. Mário Festa ([email protected])

CAPÍTULO 7

FUNDAMENTOS DE COSMOLOGIA: descrição geral da cosmologia atual, discutindo os modelos cosmológicos e as evidências naturais que os sustentam. Prof. Dr. Roberto D. D. da Costa ([email protected])

CAPÍTULO 8

A VIDA NO CONTEXTO CÓSMICO: perspectivas de detecção de vida fora da Terra nas próximas décadas com base nos conhecimentos atuais de planetologia. Prof. Dr. Augusto Damineli Neto ([email protected])

mailto:[email protected]








R. Boczko Fundamentos de Astrofísica

Cap. 1 - 1

FUNDAMENTOS DE ASTROFÍSICA

PARALAXE TRIGONOMÉTRICA

Sejam T’ e T” duas posições da Terra, separadas por 6 meses, em sua órbita em redor do Sol. Seja E uma estrela que, quando comparada às demais, se encontre bem mais próxima da Terra. Procuremos determinar a distância r dessa estrela até o Sol.

Por causa da mudança de posição do observador (preso à Terra) ocorre o efeito de paralaxe, ou seja, mudança na posição relativa da estrela em relação ao fundo de estrelas mais distantes. Duas fotografias da mesma região do céu em torno da estrela E mostrarão que a posição de E variou com relação às demais estrelas. Seja x=E’E”.

Se se conhecer a distância D entre o foco F da luneta com a qual a foto foi tirada, e a posição da chapa fotográfica, podemos escrever a relação

tan 2p = x/D

Conhecido o valor de p, podemos determinar a distância r do Sol à estrela aplicando tan p = d/r

Como o valor de p é sempre muito pequeno (na prática nunca ultrapassa 0,76”) podemos

escrever que p = d/r (com p em radianos)

Lembrando que rad correspondem a 180 , ou seja (180*60*60)“, então

p” = 206265d/r Se adotarmos como unidade fundamental de distância a Unidade Astronômica (que é a distância média da Terra ao Sol) então d=1 e a expressão anterior se torna: p” = 206265/r (r em UA)

PARSEC Imagine que de uma estrela possa se ver a distância da Terra ao Sol sob um ângulo de 1”. Por definição, a distância dessa estrela ao Sol será de 1 parsec. Usando p=1 na expressão anterior, obtemos que r=206265 UA. Portanto:

1 parsec = 206265 UA Se passarmos a medir o r em parsec, então podemos reescrever a expressão anterior como:

p” = 1/r (com r em parsec)


Cap. 1 - 2

ANO-LUZ Define-se ano-luz como sendo a distância percorrida pela luz, no vácuo, durante 1 ano. Sendo

c 300.000 km/s, então:

1 ano-luz 9,46 1015

m 9,46 1012

km 63.233 UA Dessa forma,

1 parsec 3,262 anos-luz.

MAGNITUDE ESTELAR SEGUNDO HIPARCOS Observando as estrelas, Hiparcos conseguiu, através de comparações, classificá-las segundo

seu brilho em 6 categorias: as mais brilhantes receberam a denominação de estrelas de primeira magnitude e as mais fracas visíveis a olho nu foram classificadas como estrelas de sexta magnitude. As demais foram interpoladas entre esses extremos.

FLUXO ESTELAR MEDIDO NA TERRA As magnitudes adotadas por Hiparcos englobavam uma característica fisiológica humana; não tinham uma definição física rigorosa. Na tentativa de classificar os brilhos estelares mais rigorosamente, definiram o Fluxo Estelar Fr de uma estrela a uma distância r do Sol: é a potência luminosa que atinge uma placa, de área unitária, colocada perpendicularmente à direção de incidência dos raios luminosos. Se se admitir a placa como sendo a lente de área A de um telescópio, e P a potência incidente nela, então: Fr = P/A [W/m

2]

MAGNITUDE APARENTE Medindo-se os fluxos emitidos pelas estrelas classificadas por Hiparcos, pode-se chegar à seguinte função matemática entre as duas grandezas:

m = cte -2,5 log Fr A constante cte é determinada para cada instrumento de modo que as magnitudes m calculadas sejam próximas dos valores adotados por Hiparcos. Se aplicarmos essa fórmula para uma estrela de magnitude 1 e outra de magnitude 6 e subtrairmos membro a membro, obteremos que

F1/F6 = 100 ou seja, uma estrela de magnitude 1 tem fluxo 100 vezes o fluxo de uma estrela de magnitude 6. Ou, dito de outra forma, quando a magnitude aumenta de 5, o fluxo aumenta 100 vezes.

Medição do fluxo solar permite dizer que a magnitude aparente do Sol é -26,73.


Cap. 1 - 3

LUMINOSIDADE ESTELAR

Define-se luminosidade estelar L como sendo a potência total emitida pela estrela. Se admitirmos que a estrela se encontra à distância r do Sol, então o fluxo Fr que atravessa uma superfície esférica hipotética de raio r pode ser escrito como:

Fr = L/(4 r2)

onde (4 r2) representa a área da tal superfície esférica. Assim, a luminosidade da estrela pode

ser calculada por:

L = Fr 4 r2

Com essa definição, a magnitude aparente pode ser obtida por:

m = cte - 2,5 log [ L/(4 r2) ]

MAGNITUDE ABSOLUTA A magnitude absoluta M de uma estrela é definida como sendo a magnitude aparente que essa estrela teria se estivesse colocada a uma distância padrão de nós. Essa distância foi escolhida como sendo de 10 parsecs. Assim, usando r=10, a magnitude absoluta poderia ser escrita por:

M = cte - 2,5 log [ L/(4 102) ]

A título de curiosidade, a magnitude absoluta do Sol é 4,84, motivo pelo qual costuma-se dizer que o Sol é uma estrela de 5 grandeza (procure evitar esse termo! Use magnitude)

MÓDULO DE DISTÂNCIA A subtração entre as duas últimas expressões fornecerá a expressão chamada módulo de distância:

m - M = 5 log (r/10) [r em parsecs]

COMO IRRADIA UMA ESTRELA?

Imagine que um telescópio é apontado para uma estrela para se medir o fluxo dela proveniente. Mas, ao invés de deixar que a luz estelar incida diretamente no fotômetro (instrumento dedicado a medir potência, ou energia, incidente nele) intercalemos, na trajetória dos raios luminosos, um filtro, que permita a passagem da luz apenas em uma dada cor (comprimento de onda). Meçamos o fluxo nessa faixa de cor. Mudando o filtro por outros, atuantes em outras cores, repitamos o procedimento de medição dos diferentes fluxos. Num gráfico, representemos esses fluxos em função das cores.

Verifica-se que uma curva que bem se adapta a esses dados é a curva de distribuição de fluxo de um corpo negro, chamada função de Planck. A curva contínua no gráfico representa a função de Planck que melhor se adapta aos pontos definidos pelos fluxos medidos. Costuma-se dizer que, em face desse ajuste, uma estrela pode ser considerada, do ponto de vista de emissão de energia, como sendo um corpo negro.


Cap. 1 - 4

TEMPERATURA EFETIVA DE UMA ESTRELA Tendo-se descoberto qual a temperatura do corpo negro que representa a função de Planck que melhor se ajusta aos fluxos medidos, dizemos que a temperatura efetiva dessa estrela é a temperatura do corpo negro que emite com a mesma potência que a estrela em questão.

LEI DO DESLOCAMENTO DE WIEN Verifica-se que a forma da curva da função de Planck depende da temperatura do corpo negro. Quanto maior for sua temperatura, tanto menor será o comprimento de onda no qual o máximo da emissão ocorre.

Verifica-se que o produto do comprimento de onda (na máxima potência) pela temperatura é uma constante. A expressão matemática da lei do deslocamento de Wien pode ser escrita como:

T = 0,290

[ em cm e T em Kelvin] Isso significa que, se de uma estrela pudermos determinar o comprimento de onda correspondente ao máximo da emissão, podemos determinar sua temperatura através da

fórmula anterior.

RAIO DE UMA ESTRELA Admitamos que uma estrela tenha a forma esférica com raio R. Se adotarmos que ela irradia como um corpo negro, então vale a lei de Stefan-Boltzmann: o fluxo superficial FR é proporcional à quarta potência da temperatura absoluta da estrela:

FR = T4

onde é a constante de Stefan-Boltzmann, valendo 5,67x10-8 W/(m

2 K

4).

Podemos calcular a luminosidade da estrela por meio de:

L = FR (4 R2)

ou então por:

L = ( T4) (4 R

2)

Por essa expressão podemos obter o raio R da estrela, desde que conheçamos a luminosidade e a temperatura efetiva da estrela.

MAGNITUDE MONOCROMÁTICA Até agora, quando falamos de fluxo, não deixamos clara a faixa do espectro no qual ele era

medido. Definamos fluxo monocromático F como sendo aquele medido numa determinada faixa de comprimento de onda. Usando esse fluxo, achamos o fluxo monocromático, naquele comprimento de onda, por:

m = cte -2,5 log F É bastante usado um sistema de magnitudes denominado UBV, correspondendo a:


Cap. 1 - 5

U = magnitude no ultra-violeta = 3600 angstrons

B = magnitude no azul (“Blue”) = 4500 angstrons

V = magnitude no visível = 5500 angstrons

ÍNDICE-DE-COR DE UMA ESTRELA Define-se índice-de-cor de uma estrela como sendo a diferença entre duas magnitudes monocromáticas diferentes da estrela:

IC12 = m1 - m2

onde 1 deve ser menor que 2. Em particular, são bastante usados os índices-de-cor:

(U - B) = ICUB = mU - mB

(B - V) = ICBV = mB - mV

RELAÇÃO COR-COR Os valores teóricos, para um corpo negro, que coincidem, aproximadamente, com os valores laboratoriais, de U-B e B-V podem ser colocados num gráfico; obtemos o segmento de reta da figura. Quando as mesmas medidas são feitas para estrelas, a curva obtida difere de uma reta; ela está representada na figura sob a forma de uma curva. Verifica-se que a componente mais responsável pela discrepância é a cor U-B, sendo que B-V da estrela não difere muito do valor teórico de corpo negro.

MAGNITUDE BOLOMÉTRICA

Enquanto que a magnitude monocromática representa o fluxo numa determinada faixa de cor, opostamente a magnitude bolométrica representa o fluxo em todos os comprimentos de onda. É, pois, uma magnitude obtida utilizando-se o fluxo total emitido em todos os comprimentos de onda. Como é muito difícil, se não impossível, medir o fluxo em todos os comprimentos de onda eficientemente com os detectores existentes, desenvolveu-se, experimentalmente para uns poucos astros, uma medida desse fluxo bolométrico e procurou-se uma relação com o fluxo visível mensurável. Obteve-se a chamada Correção Bolométrica:

CB = V -Mbol = v - mbol

ou CB = Mbol - V = mbol - v

não havendo um consenso na ordem das parcelas.


Cap. 1 - 6

RELAÇÃO COR-TEMPERATURA É uma relação que permite obter a temperatura de uma estrela quando se conhece a cor B-V da estrela: Basta que se meça a magnitude no visível e no azul para que se possa obter a temperatura efetiva da estrela.

ESPECTROS ESTELARES

DECOMPOSIÇÃO DA LUZ Conforme explicado por Newton, quando a luz branca atravessa um prisma ela se decompõe nas sua diferentes cores. Pela lei de Snell-Descartes, aplicada ao ponto de emergência da luz no prisma representado na figura, suposto no vácuo, temos:

n’ sen A = n sen r

No vácuo, n = c / c e = Tc. No prisma,

n’ = c / v’ e ‘ = Tv’ ; logo,

temos que n’ = cT/ ‘.

Então:

sen r = (cT/ ‘) sen A

O desvio angular sofrido por uma determinada radiação que atinge o anteparo a uma distância y desde o ponto O, pode ser escrito como sendo:

= r - A

ESPECTRO CONTÍNUO

Se aquecermos um corpo sólido, ou um fluido altamente comprimido, e decompusermos a luz que ele emitir, obteremos um espectro contínuo,ou seja, não haverá possibilidade de distinguir com clareza os limites de uma determinada cor.


Cap. 1 - 7

ESPECTRO DE LINHAS DE EMISSÃO Quando um gás é aquecido para emitir luz, se ela for decomposta num prisma, veremos que, ao invés de um espectro contínuo, teremos um espectro apenas com algumas linhas, ou raias, brilhantes.

Verifica-se que cada material emite um conjunto diferente de linhas espectrais, de modo que se pode dizer que o conjunto de linhas espectrais de um material representa a impressão digital desse material. Determinando-se o conjunto de linhas espectrais de um material previamente desconhecido e comparando-o com um catálogo de linhas espectrais de materiais conhecidos, pode-se identificar o material desconhecido. A esse processo se chama Análise Espectral.

LEIS DE KIRCHHOFF DE UM CORPO NEGRO Kirchhoff descobriu que

Se um corpo sólido emite luz, seu espectro é um espectro contínuo.

Se a luz emitida por um corpo sólido atravessar um gás mais frio, então a luz, ao se decompor num prisma, aparecerá com um fundo contínuo mas com algumas linhas escuras. O espectro se chama espectro de linhas de absorção.

Se a luz emitida por um corpo sólido atravessar um gás ainda mais quente que o corpo, ao fundo contínuo emitido pelo sólido se sobreporão linhas brilhantes, originando o espectro de emissão.

Notar que se o gás atravessado nos dois casos for do mesmo material, as linhas de emissão e de absorção serão as mesmas. Em outras palavras, um gás frio absorve as mesmas cores que emitiria se estivesse quente.

ESPECTROS ESTELARES Verifica-se que a grande maioria das estrelas emite luz cujo espectro é de um fundo contínuo com linhas escuras, ou seja, um espectro com linhas de absorção. Isso sugere que a maior parte das estrelas seja formada de um fluido (plasma) muito compacto e quente, que emite como um corpo negro, e que ela esteja envolvida por uma camada gasosa mais fria que o seu interior.

Gás


Cap. 1 - 8

CLASSIFICAÇÃO ESPECTRAL DAS ESTRELAS Verifica-se que o espectro de diferentes estrelas pode apresentar diferenças significativas, mas no geral, verifica-se que os diversos espectros podem ser classificados em alguns poucos tipos:

Tipos espectrais e suas características gerais: O Poucas linhas na parte visível do espectro; predominam as linhas de hélio, hidrogênio, silício, nitrogênio etc. ionizados; aparecem as linhas de Balmer do hidrogênio. B As mesmas linhas do tipo O mas, em lugar das linhas de hélio ionizado, aparecem as do hélio neutro; e todas as demais num estado de ionização bem inferior do que em O; as linhas de Balmer se tornam muito intensas próximo à A. A As linhas de Balmer do hidrogênio predominam perto de B; aparecem linhas de metais uma vez ionizados. F As linhas de Balmer começam a enfraquecer, mas ainda são fortes;enfraquecem as linhas de metais ionizados, aumentando a intensidade de linhas de metais neutros; o espectro começa a ficar complexo perto de G.

G As linhas de cálcio ionizado e as do hidrogênio e potássio se tornam bem intensas, enfraquecendo as linhas de Balmer; muitas linhas de metais ionizados e neutros. K As linhas mais intensas são as dos metais neutros; aparecem linhas do óxido de titânio; as linhas de Balmer ainda são visíveis. M As linhas de óxido de titânio predominam no espectro; linhas de metais neutros se tornam bem intensas.

Uma maneira de decorar a ordem da classificação é a frase: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!

Cada tipo espectral, com exceção do O, pode ser subdividido em classes de 0 a 9:

05...09 B0 B1...B8.B9 A0...A9 F0...F9 G0...G9 K0...K9 M0...M9


Cap. 1 - 9

DIAGRAMA DE HERTZPRUNG E RUSSELL Utilizando estrelas cujas distâncias podiam ser obtidas por meio da paralaxe trigonométrica, Hertzprung e Russell colocaram num gráfico as relações que puderam encontrar para essas estrelas. O diagrama a seguir representa esses dados: Mais tarde verificou-se que novas classificações podiam ser obtidas. O resumo está no diagrama a seguir:

CLASSES DE LUMINOSIDADE De acordo com a luminosidade e o tipo espectral, as estrelas podem ser classificadas em:

Ia Supergigantes brilhantes Ib Supergigantes fracas II Gigantes brilhantes III Gigantes IV Subgigantes V Estrelas da Seqüência Principal VI Sub-anãs VII Anãs brancas

W. J. Maciel A Medida do Universo Cap. 2 - 1

A MEDIDA DO UNIVERSO

Resumo: Neste texto, apresentamos um resumo da palestra intitulada “A medida do Universo”, apresentada no curso de Astronomia para terceira idade, realizado no IAG/USP, em novembro e dezembro de 2001. Apresentamos uma descrição dos elementos fundamentais que constituem a estrutura do Universo, em uma abordagem que vai desde o planeta Terra, onde habitamos, até os aglomerados de galáxias e grandes estruturas do Universo.

Nossa viagem começa em nosso próprio planeta – a Terra – uma esfera de raio de 6.400 km que gira em torno de uma estrela, o Sol. A Terra nos é muito familiar, de modo que não nos damos conta de quanto é difícil encontrar condições semelhantes em todo o Universo. Essas condições, incluindo as pequenas variações de temperatura e pressão, a densidade do ar, a umidade e, acima de tudo, a absorção da energia que vem do Sol, são muito peculiares, constituindo o produto de vários fatores. Por exemplo, as dimensões do planeta, em particular sua massa, devem ser restritas para que a vida pudesse ter surgido. A posição na órbita em torno do Sol é também um fator fundamental, regulando a incidência de energia e a distribuição de temperatura no solo. A composição química também deve refletir as necessidades impostas pela vida, como a abundância de oxigênio. Hoje são conhecidos muitos planetas, mas todos são de grandes dimensões, semelhantes a Júpiter, os quais não reúnem as condições necessárias para o surgimento e manutenção da vida. Avançando um pouco além, encontramos a Lua, um satélite bem menor do que a Terra, com um raio da ordem de 1.700 km, e massa pequena demais para reter uma atmosfera respirável (cerca de 1,2% da massa terrestre). Apesar da pequena distância que nos separa da Lua, cerca de 384.000 km, esta é a maior distância que o homem conseguiu percorrer no espaço, o que mostra quanto estamos longe de conquistar o cosmo. A maior parte da informação que os astrônomos conseguem obter vem da luz das estrelas e de outros objetos, mas existem casos especiais em que podemos realizar experimentos e testes com pedaços de corpos que caem do céu. Os meteoritos são um bom exemplo, e refletem as condições do meio interplanetário, chegando até nós de maneira mais ou menos aleatória. Outros corpos que se aproximam bastante de nós são os cometas, que podem ser muito brilhantes, contendo um núcleo de gelo e poeira, uma cabeleira e a cauda, que contém partículas carregadas e poeira.Vários desses cometas são periódicos, e sua volta pode então ser prevista com bastante antecedência.


O cometa Hale-Bopp

Os asteróides são também membros do sistema solar, variando em tamanho desde pequenas rochas até atingir dimensões de satélites ou pequenos planetas. Mas os elementos dominantes do espaço interplanetário são mesmo os planetas, principalmente os gigantes como Júpiter e Saturno. Esses planetas são “quase estrelas” – em seu processo de formação atingiram massas muito altas, mais de 300 massas terrestres no caso de Júpiter e cerca de 95 massas terrestres no caso de Saturno. Esses planetas têm raios enormes, 11 raios terrestres para Júpiter e quase 10 raios terrestres para Saturno. Em comparação, um planeta como Vênus é mais parecido com a Terra, com um raio de 0,95 do raio terrestre e 0,8 de sua massa. A principal figura do sistema solar é, naturalmente, o Sol. Ele é uma estrela anã, com um raio de 7 x 1010 cm, ou seja, cerca de 700 mil quilômetros. Sua massa é de 2 x 1033 g, ou 300 mil vezes maior que a da Terra. Outras estrelas podem ser muito maiores; as gigantes e supergigantes podem ter raios até mil vezes maiores do que o Sol. Uma característica interessante do Sol é sua temperatura. Ela é da ordem de 6.000 graus na sua superfície, e é por isso que o Sol tem uma cor amarelada. Outras estrelas, mais quentes, podem ter cores azuladas, e as mais frias são avermelhadas.


O Sol na luz visível, com manchas A temperatura do Sol não é constante, mas aumenta muito à medida que nos aproximamos de seu núcleo. Isto é extremamente importante, pois são as altas temperaturas das regiões centrais do Sol – cerca de dezenas de milhões de graus – que permitem que os núcleos de hidrogênio se transformem em núcleos de hélio, constituindo as reações termonucleares que produzem a energia emitida pelo Sol. É interessante dizer que o Sol – e os outros objetos que podemos observar – são muito diferentes dependendo do tipo de instrumento que utilizamos. Os telescópios clássicos, assim como nossos olhos, conseguem “enxergar” apenas a chamada radiação visível, ondas com comprimentos de aproximadamente 5.000 angstroms. Ondas mais curtas, como as da radiação ultravioleta, ou dos raios X, podem ser observados com detectores apropriados. Esses detectores observam a radiação emitida nessas regiões, que pode ser muito diferente da radiação visível. Portanto, o Sol é muito diferente quando observado na radiação visível ou na radiação ultravioleta, por exemplo. As demais estrelas podem ser como o Sol: isoladas, amarelas e pequenas, mas podem também ocorrer aos pares, quando são chamadas de “estrelas binárias”, ou em grupos maiores, como os aglomerados abertos, com até centenas de estrelas, e os aglomerados globulares, com centenas de milhares de estrelas. Esses aglomerados são muito importantes para o estudo da evolução das estrelas, pois suas estrelas foram formadas ao mesmo tempo e de uma mesma nuvem de gás, de modo que sua composição química deve ser muito parecida.


O aglomerado globular 47 Tuc

Um aglomerado aberto muito conhecido são as Plêiades, que podem ser vistas facilmente, próximas à constelação do Touro, e às vezes são chamadas de “Sete Estrelas”. Esses aglomerados são relativamente jovens, e suas idades são da ordem de até um Giga ano, que corresponde a menos do que um bilhão de anos. Em Astronomia, as idades são muito grandes: o Sol e a Terra têm idades de cerca de 4,5 bilhões de anos, e a nossa Galáxia deve ter mais de 10 bilhões de anos. Uma estrela como o Sol dura pelo menos 7 bilhões de anos, mas as estrelas maiores e com massas maiores duram muito menos, cerca de alguns milhões de anos, o que é uma idade pequena, em termos astronômicos… Mas podemos observar estrelas que acabaram de nascer, nos chamados “berçários cósmicos”, como as regiões HII, nas quais os átomos de hidrogênio estão ionizados, isto é, perderam o elétron que girava em torno dos núcleos. Uma das regiões HII mais conhecidas é a Nebulosa de Órion, onde são observadas estrelas muito jovens e quentes, nuvens contendo moléculas complexas e emissão na faixa infravermelha do espectro.


A Nebulosa de Órion, uma região HII

Da mesma maneira que observamos estrelas jovens, como as chamadas estrelas T Tauri, ou as estrelas quentes embebidas em regiões de hidrogênio ionizado, podemos também observar estrelas velhas, nos seus estágios finais de evolução. Nesse caso, é importante distinguir as estrelas pequenas, com massas semelhantes à massa do Sol, e as estrelas de grande massa, digamos, acima de dez vezes a massa do Sol. No caso das primeiras, que é o caso do Sol, em seus estágios finais essas estrelas sofrem o colapso de seu núcleo, isto é, as camadas internas não conseguem suportar o peso das camadas situadas acima delas, que desabam sobre o núcleo. Isso acontece quando se esgota o hidrogênio combustível que existe no centro das estrelas. Então, a temperatura central aumenta muito, e as camadas externas da estrela são expelidas, formando uma nebulosa planetária, que é uma nuvem de gás e poeira em volta de uma estrela colapsada. Isso vai acontecer com o Sol daqui a alguns bilhões de anos.


A nebulosa planetária NGC 7293 Se a massa da estrela for alta, da ordem e acima de dez massas solares, o colapso é mais violento, e o processo de expulsão das camadas externas também, podendo eventualmente explodir a estrela inteira. Esse é o fenômeno conhecido como uma “supernova”, e várias supernovas já foram observadas, confirmando a teoria. Após algum tempo, que pode ser da ordem de milhares de anos, essas supernovas deixam vestígios no céu, os restos ou remanescentes de supernovas, que são filamentos longos e complexos de gás, contento partículas carregadas e campos magnéticos. Finalmente, se a massa da estrela for realmente muito alta, acima de vinte ou trinta massas solares, o colapso final será extremamente violento e nada poderá detê-lo: forma-se então um buraco negro, com um campo gravitacional tão forte que nem a luz consegue escapar. Naturalmente, nesse caso sua detecção e observação são muito difíceis, e é necessário encontrar um sistema binário, em que uma das estrelas é a estrela colapsada. Nesse caso, a queda de matéria sobre o buraco negro forma um disco de matéria muito quente, que emite raios X que podem ser detectados. Os objetos que existem no espaço entre as estrelas podem ser muito complexos. Além das nebulosas planetárias, regiões HII e restos de supernovas, existem também nebulosas de reflexão, contendo grãos de poeira, as nuvens de hidrogênio neutro, que são nuvens gigantescas que se espalham pelo disco de nossa Galáxia, e as nebulosas escuras, como o famoso “Saco de Carvão”, que pode ser observado próximo à constelação do Cruzeiro do Sul, ou a nebulosa da “Cabeça de Cavalo”, na constelação de Órion.


A Nebulosa da Cabeça de Cavalo, em Órion

As estrelas e o meio interestelar fazem parte de um sistema que está em constante evolução. Elas nascem a partir de nuvens de gás, queimam e consomem seu combustível nuclear, devolvendo depois parte ou toda a sua massa ao meio interestelar de onde vieram, para que outras gerações de estrelas sejam formadas. Esta “evolução química” é essencial para nossa existência: os átomos de carbono e outros elementos que constituem nossos corpos foram formados no interior de estrelas de uma geração que já não existe mais, de modo que somos todos filhos das estrelas. Todos esses objetos – estrelas simples, binárias e múltiplas, aglomerados, nebulosas e nuvens de gás e poeira – estão imersos na Via Láctea, a nossa Galáxia. Podemos ver parte da Via Láctea a olho nu, em noites claras. Esta galáxia tem uma forma achatada, vista de lado, e apresenta um disco com braços espirais, vista de cima. O diâmetro do disco é da ordem de 50 mil parsecs, sendo um parsec igual a 3 x 1018 cm. Sua espessura é muito menor, da ordem de algumas centenas de parsecs, e todo o disco está envolto por um halo rarefeito, com um diâmetro duas vezes maior que o do disco. Não é muito fácil estudar a estrutura de nossa galáxia, pois estamos dentro dela e não temos a opção de sair e examiná-la de longe; mas podemos observar muitas outras galáxias externas, e várias dessas galáxias são semelhantes à nossa. Uma das mais conhecidas é a galáxia de Andrômeda, que é bastante semelhante à Via Láctea.


A galáxia de Andrômeda

Outras galáxias são observadas de topo, isto é, a partir de um eixo perpendicular ao disco, de modo que podemos observar mais claramente a existência de braços espirais semelhantes aos que existem na Via Láctea. Galáxias como essas podem ter algumas centenas de bilhões de estrelas. Sua massa é, portanto, de algumas centenas de bilhões de massas solares, ou ainda maior, se houver objetos não luminosos que não são detectados, o que constitui a chamada “matéria escura”. Nem todas as galáxias têm discos ou são espirais. As maiores são elípticas, e outras, geralmente pequenas, são totalmente irregulares, como as “Nuvens de Magalhães”, duas galáxias que podem ser vistas a olho nu logo abaixo do Cruzeiro do Sul.


O aglomerado de galáxias de Hydra As galáxias não são as maiores estruturas que podemos ver. De fato, muitas delas estão agrupadas em “aglomerados de galáxias”, em que um número de galáxias ocorre em uma mesma região do céu – evidenciando sua origem comum – separadas pelo meio intergaláctico, que é semelhante ao meio interestelar, mas ainda mais diluído e de difícil detecção. Grupos de galáxias podem apresentar efeitos curiosos, como o canibalismo galáctico, em que duas galáxias se interpenetram. Esses fenômentos têm sido bastante estudados, e estão associados com um aumento na taxa de formação das estrelas dessas galáxias. Além disso, a existência de grupos de galáxias é um passo além no estudo das estruturas em grande escala, da Cosmologia e da origem do Universo.

E. Picazzio Sol: Uma Estrela da Via Láctea

Cap. 3 - 1

SOL: UMA ESTRELA DA VIA LÁCTEA O Sol é o laboratório natural onde pesquisamos a vida das estrelas. Nele, podemos observar a superfície, a atmosfera e, através de métodos indiretos, o seu interior. Testando sistematicamente os modelos de estrutura interna e externa com os dados observacionais podemos refinar a teoria da estrutura estelar. Evidentemente o modelo solar não se aplica diretamente às estrelas diferentes do Sol, mas ele serve de base para o desenvolvimento de uma teoria mais ampla.

a 1030 = 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000; são 30 zeros b Grau Kelvin, escala de temperatura absoluta. K = oC + 273.

Tabela 1. Propriedades físicas do Sol

Interior solar

Com raio de aproximadamente 200.000 km, pressão elevada e temperatura altíssima (15 milhões oC) o núcleo ocupa a região central do Sol. Nessas condições os átomos de gás hidrogênio são fundidos e formam o gás hélio. Cada quilograma de hidrogênio transformado em hélio produz cerca de 178 milhões de kWh! Isto já vem acontecendo há 4,5 bilhões de anos e deverá durar ainda por mais 5 bilhões de anos. Devido à elevada concentração de matéria no interior solar, a energia demora cerca de 1 milhão de anos para chegar até a superfície do solar. Portanto o calor que recebemos aqui na Terra foi gerado há muito tempo.

Esse núcleo é envolto pela camada radiativa, que tem cerca de 300.000 km de espessura. Nela a energia produzida no núcleo é absorvida pelos átomos e reemitida de imediato, continuamente em direção à superfície solar.

Por último há a camada convectiva, com cerca de 196.000 km de espessura. Nela, a energia proveniente de baixo chega à superfície através da convecção: a matéria quente sobe, resfria-se, desce, é reaquecida, sobe, etc. As células convectivas mais profundas têm dezenas de milhares de quilômetros de diâmetro, já as mais superficiais têm aproximadamente 1.000 km.

Massa 1,99 1030 kg a 332.943 (Terra=1)

Diâmetro equatorial Diâmetro aparente médio

1.391.980 km 30 min. de arco

109,3 (Terra=1)

Densidade média Gravidade na superfície Velocidade de escape

1.410 kg/m3

274 m/s2

618 km/s

0,255 (Terra=1) 28 (Terra=1) 56 (Terra=1)

Luminosidade 3,9 1026 Watt

Temperatura superficial 5.780 K b Período de rotação sideral 25,1 dias no equador

34,4 dias nos pólos


Cap. 3 - 2

Superfície

Fotosfera, palavra de origem grega que significa “esfera de luz”, é a superfície visível do Sol1 abaixo do qual nada enxergamos. Ela tem cerca de 500 km de espessura, temperatura aproximada de 5.800 K, e é mais rarefeita que a atmosfera terrestre.

Região Raio interno (km)

Temperatura (K)

Densidade

(kg/m3)

Propriedades

Núcleo 0 15.000.000 150.000 Energia gerada por fusão nuclear Camada radiativa 200.000 7.000.000 15.000 Energia transportada por radiação

eletromagnética Camada convectiva 500.000 2.000.000 150 Energia transportada por convecção Fotosfera 696.000 5.800 2 10

-4 Superfície: a parte que enxergamos

Cromosfera 696.500 4.500 5 10-6 Baixa atmosfera, fria e avermelhada

Zona de transição 698.000 8.000 2 10-10 Região de aumento rápido de

temperatura Coroa 706.000 1.000.000 10

-12 Alta atmosfera, quente, visível nos eclipses

(10-4 = 0,0001; 10-10 = 0,0000000001; etc.)

Tabela 2. Modelo solar padrão

Há quatro fenômenos característicos da fotosfera: (1) Obscurecimento do limbo solar (Figura 1). Quando olhamos para o centro do disco estamos vendo as camadas mais profundas da fotosfera, que são mais quentes, por isso ele é mais brilhante. (2) Manchas solares. São regiões escuras, têm cerca de 10.000 km, estão associadas a fortes campos magnéticos e giram com o mesmo período da rotação solar (Figura 1). A parte central, umbra, está a cerca de 4.500 K, e a parte periférica, penumbra, está a cerca de 5.500 K. Como a temperatura delas é menor que a da fotosfera, elas parecem mais escuras. Geralmente as manchas aparecem em grupos, as maiores podem durar até 100 dias. (3) Textura granulada. Elas aparecem em imagens de alta resolução obtidas acima da atmosfera terrestre (Figura 1). Cada grânulo é uma célula convectiva, com diâmetro médio de 1.000 km e tempo de vida de cerca de 5 a 10 minutos. O gás aquecido chega à superfície pelo centro, esfria e desce pelos bordos, por isso elas são mais brilhantes no centro. (4) Linhas de absorção. Ao passar a luz solar por um prisma o físico alemão Joseph Fraunhofer descobriu, no início do séc.19, que o espectro solar é entrecortado por linhas escuras, as linhas de absorção ou de Fraunhofer.

Atmosfera solar

Ela é formada pela cromosfera (baixa atmosfera) e coroa (alta atmosfera). A luz branca proveniente da fotosfera é absorvida pelos átomos da cromosfera, em comprimentos de onda (cores) específicos.

1 JAMAIS se deve olhar para o Sol sem a proteção adequada de um filtro solar. Uma maneira simples

para se ver a fotosfera: faça um furo de 1 cm de diâmetro em um papel e cubra um espelho com ele. Aponte o espelho para o Sol e faça a imagem solar ser refletida sobre um anteparo de cor clara (pode ser uma parede) a uma distância de 5 a 10 m. Repare que próximo ao limbo o disco é menos brilhante. Se tiver sorte poderá ver algumas manchas.


Cap. 3 - 3

A relação direta entre espécies atômicas e linhas de absorção nos permite investigar a composição química do Sol, além das propriedades físicas básicas da fotosfera solar, como, densidade, pressão, temperatura, movimentos radiais e campos magnéticos. A Tabela 3 apresenta a composição química do Sol.

Elemento

Abundância em percentagem

Sobre o número total de átomos

Sobre a massa total

Hidrogênio

91,2

71,0

Hélio 8,7 27,1 Oxigênio, Carbono, Nitrogênio, Silício, Magnésio, Neônio, Ferro, Enxofre, etc.

0,1

1,9

Tabela 3. Composição química solar

Cromosfera

Palavra de origem grega que significa “esfera colorida”. Essa fina camada atmosférica está situada bem acima da fotosfera e é visível a olho nu durante os eclipses solares totais, sobretudo no início e no fim da totalidade2. Sua cor avermelhada é devida à emissão pelo

átomo de hidrogênio, conhecida por luz no H (diz-se aga-alfa). A espessura aproximada da cromosfera é 2.000 km, e sua temperatura cresce com a altura até atingir cerca de 25.000 K. O aquecimento é provocado pela dissipação de energia de origem magnética. Como a densidade na cromosfera é cerca de mil a um milhão de vezes menor que a da fotosfera

(Tabela 2) ela se torna transparente na luz branca. Mas nas regiões do ultravioleta e do H a cromosfera é muito brilhante e apresenta estruturas altamente complexas e magnetizadas,

2 Período de escuridão.

Figura 1. [esquerda] O disco solar na luz visível, e as manchas. Note o obscurecimento do limbo solar (Marshall Space Flight Center). [direita] Imagem de alta resolução mostrando a granulação da fotosfera (NASA)


Cap. 3 - 4

lembrando a estrutura granulada da fotosfera (Figura 2). Esse mosaico de células cromosféricas é denominado supergranulação, porque estas células têm em média 30.000 km e tempo de vida da ordem de meio dia, valores bem maiores que os característicos das células fotosféricas. Os bordos das supergranulações são contornados por espículos, estruturas finas e longas (700 km de diâmetro e 7.000 km de altura), escuras e quase verticais. Por eles matéria ascendente e descendente fluem com velocidade aproximada de até 100 km/s.

Zona de Transição

Acima da cromosfera há uma região, com aproximadamente 10.000 km de espessura, onde a temperatura cresce rapidamente, passando de 25.000 K para mais de 1 milhão K. Ela separa a cromosfera da coroa. Como sua temperatura é elevada essa região pode ser observada diretamente na luz ultravioleta.

Coroa

Embora ela possa ser vista até alguns raios solares acima da superfície, sua extensão é ilimitada. Na luz branca a coroa brilha tanto quanto a Lua Cheia. Como isso equivale apenas a 1 milionésimo do brilho fotosférico, a coroa só pode ser vista durante um eclipse solar total ou com instrumentos específicos (coronógrafo). Sua característica mais marcante é a temperatura elevada (cerca de 2 milhões K) e praticamente constante. Nessas condições os átomos dos elementos químicos presentes perdem elétrons e formam um gás quente, constituído prótons, elétrons e íons mais pesados, e magnetizado, denominado plasma. O hidrogênio ionizado (perdeu seu único elétron) é o constituinte majoritário da coroa. O ferro, por exemplo, nessa temperatura pode perder 13 dos seus 26 elétrons (representado por FeXIV), e emite fortemente na luz verde. O calor sempre flui da região quente para a região fria. Então, por que a temperatura da coroa é tão mais elevada que a da fotosfera? Essencialmente, o mecanismo de

Figura 2. Cromosfera vista no H [esquerda] As zonas claras (regiões ativas) são mais quentes, e as escuras, mais frias. O arco no bordo superior é uma protuberância. [direita] Detalhe mostrando a supergranulação cromosférica. Os espículos, distribuem-se nos contornos das células quase que verticalmente. (HAO)


Cap. 3 - 5

aquecimento coronal é a dissipação de enormes quantidades de energia associada ao campo magnético solar. A energia magnética armazenada no campo é instantaneamente dissipada quando linhas de polaridade opostas (positiva e negativa) e próximas interagem e se anulam. A quantidade de energia liberada depende da intensidade do campo magnético. A forma da coroa

Na luz branca a coroa é bem estruturada com arcos, elmos, estrias, e seu brilho provém da luz fotosférica espalhada pelos elétrons livres (Figura 3). Como a distribuição espacial dos elétrons é governada pelo campo magnético, a distribuição de brilho da coroa na luz branca torna-se um forte diagnóstico de ambos. Essa coroa é a que vemos a olho nu durante um eclipse solar total. Sua forma varia com o ciclo de atividade3: na fase de máxima atividade solar ela é mais esférica (Figura 3), mas na fase de mínima ela é mais alongada no equador.

Quando observada em ondas de rádio, na luz ultravioleta ou em raios-X, a coroa tem formas específicas (Figura 3). As zonas escuras da coroa em raios-X são os buracos coronais, regiões de onde se origina o vento solar.

Vento Solar

Radiação eletromagnética (luz) e partículas de altas velocidades escapam do Sol continuamente. Esse fluxo de partículas, constituído de elétrons, prótons (núcleo do hidrogênio), núcleos de hélio e íons de elementos químicos mais pesados, é o vento solar. Ele propaga-se pelo espaço interplanetário, arrastando consigo campo magnético. A luz atinge a Terra cerca de 8 minutos depois de deixar a fotosfera. Mas as partículas, que se movem mais lentamente (500 a 700 km/s), levam alguns dias para chegar até nós. Embora o vento solar retire cerca de 1 milhão de toneladas de matéria a cada segundo, menos que 0.1% da massa solar foi perdida desde o nascimento do Sol, há 4,6 bilhões de anos.

Ao interagir com a magnetosfera terrestre, o vento solar produz as auroras boreal e austral nos hemisférios norte e sul, respectivamente.

3 Ver adiante

Figura 3. [esquerda] Coroa na luz branca, vista no eclipse total de 11/08/99 . [centro] Coroa na luz ultravioleta emitida por átomos de ferro ionizado. [direita] Coroa em raios-X. Quanto maior o brilho, maior a temperatura. As zonas escuras são os buracos coronais. Imagens de Fred Spenak (esquerda) e dos satélites SOHO (centro) e YOHKOH (direita).


Cap. 3 - 6

Atividade Solar

A luz e o vento solar variam ciclicamente entre picos de máximo e mínimo, de acordo com a atividade solar. Isso afeta muito pouco a luminosidade total do Sol, mas nos afeta significativamente.

A variabilidade cíclica do número de manchas é conhecida desde meados do séc.19. Em média a periodicidade do ciclo é 11,2 anos, e ele começa quando o número de manchas é mínimo. Gradativamente a quantidade de manchas vai aumentando até atingir um máximo, depois volta a cair, e o ciclo se repete. Portanto, a quantidade de manchas varia com ciclo de atividade solar.

Longe de serem fenômenos isolados as manchas estão associadas a outros fenômenos de superfície que ocasionalmente emergem com violência e expelem em direção à coroa grandes quantidades de energia e partículas. Esses eventos ocorrem nas zonas ativas ou centros de atividade. Essas atividades aquecem regiões da fotosfera (fáculas) e da cromosfera (praias) tornando-as mais brilhantes. Outro fenômeno caracterizado pela atividade solar é a protuberância: filamentos enormes de gás excitado em forma de arcos, propagando-se a centenas de milhares de km dentro da coroa. Freqüentemente estão acima das zonas ativas.

As erupções solares, são fulgurações decorrentes da liberação súbita de grandes quantidades de energia magnética no centro das regiões ativas. A temperatura numa erupção 100 milhões de K, e a energia liberada poderia abastecer as necessidades energéticas da humanidade por milhões de anos.

As estrelas não são iguais, nem imutáveis.

Apesar de tratarmos o Sol como uma estrela padrão, há muitos tipos de estrelas e suas características mudam durante suas vidas.

O tempo que uma estrela leva desde o nascimento até a entrada na Seqüência Principal (SP), quando começa a gerar energia por reação termonuclear, depende da massa (ver Tabela 4).

O tempo de vida de uma estrela também depende da sua massa. Quanto maior a massa da estrela maior é a quantidade de hidrogênio disponível para gerar energia; em princípio deve viver mais tempo. De outro lado, quanto maior a luminosidade (energia emitida por unidade de tempo), mais curto é o tempo de vida da estrela. Portanto, quanto maior a massa da estrela, maior é a luminosidade e menor o tempo de vida. Veja na Tabela 5 as estimativas teóricas dos tempos de vida estrelas de diferentes massas.

Tabela 4. Escala de tempo da evolução pré-Seqüência Principal.

Massa (em massa solar)

Tipo espectral Tempo para chegar à SP (em anos)

30 O6 30.000 10 B3 300.000 4 B8 1.000.000 2 A4 8.000.000 1 G2 30.000.000

0.5 K8 100.000.000 0.2 M5 1.000.000.000


Cap. 3 - 7

Massa (em massa solar)

Tempo de vida na SP (em anos)

60 2 milhões 30 5 milhões 10 25 milhões 3 350 milhões 1,5 1,6 bilhão 1 9 bilhões 0,1 Trilhões

Tabela 5. Tempos de vida para estrelas da Seqüência Principal

Evolução de estrelas com até 11 massas solares.

As estrelas não permanecem eternamente na SP, apenas passam a maior parte de suas vidas nessa fase.

À medida que o hidrogênio vai sendo consumido, um caroço de hélio vai se formando no interior da estrela. A massa da estrela determina o tempo de vida e os caminhos de sua evolução. Se a massa for suficientemente grande para promover temperaturas cada vez mais elevadas na região central, o processo de fusão nuclear (formação de elementos pesados a partir de elementos mais leves) continua até a formação do elemento químico ferro (26Fe). A partir daí, as reações são endotérmicas, isto é, absorvem energia ao invés de liberar. Estrelas de grande massa, quando chegam nesta fase morrem de forma catastrófica. Simplificadamente podemos dizer que estrelas de pequena massa morrem brandamente, enquanto estrelas de grande massa morrem catastroficamente.

Nem todo o calor gerado na fusão do hidrogênio é liberado para o espaço, parte dele é absorvido pelo material interno fazendo a temperatura local aumentar. Esse aumento de temperatura provoca aumento de pressão, altera o equilíbrio entre as pressões interna (do gás contido abaixo da camada) e externa (do gás que está acima da camada) e faz com que a estrela se expanda. Como a expansão provoca queda de temperatura e pressão, a estrela se contrai. Esse processo tem fim quando as forças se equilibram, e a estrela se ajusta à nova circunstância. Durante a evolução a estrela passa várias vezes por essa situação.

Quando o hidrogênio disponível para a fusão se extingue (caso das estrelas de pequena massa), ou quando a temperatura central aumentar o suficiente para propiciar a fusão do hélio (caso de estrelas de grande massa), a estrela abandona a SP e sofre mudanças na estrutura e na luminosidade.

O Sol já se encontra na SP há 4,6 bilhões de anos. Sua temperatura superficial é praticamente a mesma que tinha quando entrou nessa fase, mas seu brilho é cerca de 30% maior que o daquela época. Com o passar do tempo, a composição química sofrerá mudanças: a quantidade de hidrogênio diminuirá e a de hélio aumentará. A estrutura interna será a de um núcleo de hélio (crescente) circundado por uma camada hidrogênio em fusão (Figura 4A).

A elevação gradativa de temperatura do núcleo de hélio aumenta a taxa de geração de fusão nuclear do hidrogênio na camada circundante. Após cerca de 10 bilhões de anos, esse aumento de temperatura provocará uma elevação brutal da pressão e a estrela sofrerá uma expansão gigantesca. Com a expansão, a superfície aumenta e a temperatura superficial diminui. A estrela torna-se uma gigante vermelha, uma estrela de baixa

temperatura mas de alta luminosidade. Betelgeuse ( de Órion) e Antares ( do Escorpião), ambas 400 vezes maiores do que o Sol, são dois exemplos. Quando isto acontecer com o Sol, sua superfície envolverá Mercúrio e, nestas circunstâncias, provavelmente aqui na


Cap. 3 - 8

Terra os oceanos não mais existirão e a superfície rochosa será derretida.

No diagrama HR esta fase da evolução estelar é ilustrada através de um movimento para a direita e para cima, em direção ao canto superior direito onde se localiza o ramo das gigantes. As diferenças de densidade numa gigante vermelha são brutais: enquanto o seu núcleo de hélio tem cerca de 100.000 g/cc (no Sol é 150 g/cc), as camadas mais externas da estrela está com cerca de 10-6 g/cc (1 milionésimo da densidade da água).

No momento em que a temperatura central da estrela atingir cerca de 100 milhões K, a contração do núcleo de hélio cessa e inicia-se a fase de fusão nuclear, desta vez transformando hélio em carbono (12C): 3 núcleos de hélio (4He) são fundidos para formar um núcleo de carbono, tendo como produto intermediário um núcleo instável de berílio (8Be).

A fusão inicial do He ocorre de forma violenta e descontrolada, como a de uma bomba, mas em seguida se processa normalmente. Assim o carbono vai se acumulando no centro da estrela, provoca expansão e contração da mesma que, em decorrência, apresenta variações de luminosidade e temperatura superficial. Do carbono e o hélio surge o oxigênio (16O).

A fusão do carbono só ocorre quando a temperatura superar 600 milhões K. Uma estrela de 1 massa solar jamais atingirá esse estágio e a geração de energia ocorrerá por tempo limitado, através da queima do hélio e do hidrogênio nas camadas superiores. Na fase final de vida essa estrela sofre pulsações radiais crescentes, contraindo-se e expandindo-se periodicamente, podendo formar uma nebulosa planetária.

A estrela remanescente fica com cerca de metade da massa que tinha e contrai; ela pode adquirir um raio de 10.000 km! Seu brilho provém da energia armazenada das reações nucleares (que já cessaram) e ela se transforma numa anã branca, estrela muito pequena, de cor branca e temperatura superficial elevada. A perda incessante de energia provoca a queda de temperatura, a cor vai se tornando avermelhada, até definhar definitivamente e se tornar uma anã negra.

Se a anã branca pertencer a um sistema binário (duas estrelas ligadas pela gravidade) pode haver fluxo de matéria da superfície da companheira, uma estrela da SP, para a superfície da anã branca. A violência desse processo pode provoca um clarão súbito, a estrela brilha repentinamente dando a ilusão que uma nova estrela surgiu naquele lugar. Esse é o fenômeno da estrela nova. Quando o processo é recorrente, temos uma nova recorrente.

Figura 4. (A) À esquerda, o esquema da estrutura interna de uma estrela da SP, convertendo hidrogênio em hélio. (B) À direita, o esquema da estrutura de uma estrela de uma massa solar quando a fusão do hélio se estabelece.


Cap. 3 - 9

Evolução de estrelas com massa entre 11 e 50 massas solares

Como vimos, quanto maior a massa da estrela mais curta é a sua vida. Após a queima do hélio as estrelas de grande massa promovem a fusão dos elementos mais pesados, na ordem crescente de massa atômica, isto é: carbono (12C), oxigênio (16O), neônio (20Ne), magnésio (24Mg) e silício (28Si), este produzindo o ferro (26Fe). A partir de então não há mais fusão atômica no núcleo. Estas reações ocorrem em camadas sobrepostas, as internas com elementos mais pesados. Na Tabela 6 tem-se os detalhes desse processo.

Fonte de energia Temperatura (milhões K)

Tempo para exaustão (anos)

Fusão do hidrogênio 15 10 milhões anos Fusão do hélio 170 1 milhão anos Fusão do carbono 700 1.000 anos Fusão do neônio 1.400 3 anos Fusão do oxigênio 1.900 1 ano Fusão do silício 3.300 1 dia

Tabela 6. Temperaturas necessárias para ocorrência de fusão nuclear e tempo de exaustão

do combustível nuclear para estrelas com 20 massas solares.

À medida em que os elementos mais leves vão sendo consumidos nas camadas

mais externas, o núcleo de ferro vai crescendo gradativamente até atingir um valor limite equivalente à cerca de 1,4 massas solares. Quando isso acontece a estrela implode repentinamente. A temperatura do núcleo de ferro pode atingir 10 bilhões K e desintegrar a estrela. Desse processo violento surgem os elementos químicos mais pesados que o 26Fe, que são ejetados ao espaço a grandes velocidades. Esse fenômeno explosivo libera tanta energia que pode ser visto a grandes distâncias, até mesmo em outras galáxias, e é conhecido por supernova tipo II. Estas supernovas podem brilhar mais que toda a galáxia em que se encontra. Na Via Láctea, ocorre em média uma supernova a cada 50 anos.

Figura 5. Esquema das transfomações na vida de uma estrela com 1 massa solar

Figura 6. Modelo de uma estrela tipo nova.


Cap. 3 - 10

O objeto que resta dessa explosão tem cerca de 1,5 a 2 massas solares, possui

aproximadamente 20 km de raio e é extremamente denso; é a estrela de nêutrons. Essa estrela gira muito rapidamente, e a luz emitida é concentrada num facho. Se esse facho de luz estiver em nossa direção vemos um pulso de luz cada vez que ele estiver apontando para a Terra. Por isso esses objetos foram batizados com o nome pulsar.

Figura 7. A Nebulosa do Caranguejo é o que restou da explosão (supernova) observada pelos chineses em 1054 a.C. No centro fica o pulsar. (Monte Palomar / AAO)

Evolução de estrelas com mais de 50 massas solares

Estrelas com massa entre 50 e 100 massas solares brilham tanto quanto 100 mil a 1 milhão de sóis durante suas vidas breves. Essas estrelas perdem tanta massa durante a fase de Seqüência Principal que praticamente lhe restam apenas o núcleo de hélio. O núcleo de ferro que será formado posteriormente é tão maciço que, após a implosão que dá origem a uma supernova tipo Ib, o colapso gravitacional não pára para formar uma estrela de nêutrons. Ele continua indefinidamente, criando um objeto tão maciço, com campo gravitacional tão intenso, que nem a luz consegue escapar. Esse objeto escuro é denominado buraco negro.

Embora ele não possa ser visto diretamente há evidências indiretas que denunciam sua presença. Por exemplo, a luz dos objetos que se encontram adiante do buraco negro e que estão na linha de visada sofrem desvio de trajetória. Outra evidência é a luz (raios X) emitida pela matéria que está sendo sugada pelo buraco negro. A Figura 8 ilustra um modelo de buraco negro formado num sistema binário.

A Figura 9 ilustra simplificadamente o que foi discutido anteriormente. Estrelas com massa entre 0,8 e 11 massas solares, entram na SP como tipos B, A, F ou G, produzem nebulosas planetárias e terminam como anãs brancas. Estrelas com massa intermediária, entre 11 e 50 massas solares, iniciam como estrelas tipos O ou B, produzem supernovas tipo II e terminam como estrelas de nêutrons. Estrelas maciças entram na SP como tipo O, passam pela fase de Wolf-Rayet, produzem supernovas tipo Ib e terminam como buracos negros.


Cap. 3 - 11

Figura 9. Ilustração simplificada da evolução de estrelas de diferentes massas, após abandonarem a Seqüência Principal. (Adaptado de I. Iben Jr e A.V.Tutukov, Sky & Telescope, dezembro/97, pág.39)

Figura 8. Um buraco negro pode ser observado através da radiação X emitida pelo gás aquecido em queda. No caso a estrela que se tornou um buraco negro suga a matéria da sua companheira, uma gigante azul.

O ciclo da evolução estelar

Embora parte do material usado nas reações termonucleares seja transformado em energia, a matéria da Via Láctea está sendo continuamente reciclada. Das estrelas antigas, deficientes de material pesado, às estrelas jovens, ricas em metais, observamos o processo de enriquecimento em ação. O Sol, uma estrela jovem rica em metais, é um produto de muitos ciclos. Sem os elementos produzidos no interior de supernovas a vida na Terra seria impossível. Somos formados de poeira estelar.

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 1

O SISTEMA PLANETÁRIO

Introdução O homem primitivo conhecia sete corpos celestes que, vistos desde a superfície da Terra, parecem se moverem entre as "estrelas fixas". São eles o Sol e a Lua, Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. Eram chamados "planétes", termo grego que significa "errante". Hoje o termo designa astros sem luz própria que giram em torno de estrelas como o Sol. Mercúrio - Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol. Foi visitado por uma única sonda espacial, a Mariner 10. Ela passou pelo planeta três vezes, em 1973 e 1974. Apenas 45% de sua superfície foi mapeada. Não possui satélites em órbita. Visto de perto, Mercúrio assemelha-se à Lua, em tamanho e aspecto. Sua superfície é coberta de crateras. As variações de temperatura em Mercúrio são as mais extremas do Sistema Solar, situando-se entre -180 oC e 400 oC. Mercúrio pode, às vezes ser observado através de binóculo ou mesmo a olho nu, mas está sempre muito próximo do Sol e por ser muito pequeno e pouco brilhante, dificilmente é notado à luz do crepúsculo.

Figura 1: Sumário gráfico de Mercúrio.

Vênus - Segundo planeta em ordem de afastamento do Sol, situando-se entre Mercúrio e a Terra. A órbita de Vênus, dentre as de todos os demais planetas, é a mais circular. A primeira sonda a visitar Vênus foi a Mariner 2, em 1962. Ele foi posteriormente visitado por muitas outras (mais de 20 até o presente), incluindo a Pioneer Venus e a sonda soviética Venera 7, a primeira sonda a descer em outro planeta, e Venera 9, que transmitiu as

Lento período de rotação:

58,65 dias terrestres

Bacia

Caloris Crateras

Crateras

raiadas

Curva de

Choque

Sol

Calor

Intenso

Campo

magnético

Planaltos

Penhascos ou

falésias

Frio

Congelante

Cauda

Magnética

Núcleo

Grande

Crosta

Fina

Massa: 3,30 x 1026 g =0,055MTerra

Raio: 2439 km = 0,382 RTerra

Densidade média: 5,43 g/cm3

Período de Rotação: 58,6462 dias terrestres

Período Orbital: 87,969 dias terrestres

Distância média ao Sol: 0,387 U.A.

Mercúrio não tem satélites

Campo magnético superficial: 0,0035 gauss

Calor

fervente

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 2 primeiras fotos da superfície. Mais recentemente (1992), a sonda americana Magalhães fez mapas detalhados da superfície de Vênus usando radar. É o planeta que mais se aproxima da Terra em distância, e é também o mais brilhante objeto do céu depois do Sol e da Lua. Vênus é facilmente visível a olho nu em certas épocas do ano e não possui satélites. Às vezes (impropriamente) é chamado de "estrela matutina", "estrela d'alva", ou ainda "estrela vespertina". Sua atmosfera, composta basicamente de gás carbônico (95% de CO2), é tão espessa que se torna impossível observar a sua superfície diretamente ao telescópio. A pressão da atmosfera de Vênus, na superfície, é de 90 vezes superior a da Terra (aproximadamente a mesma que existe a uma profundidade de 1 km nos oceanos terrestres). Essa densa atmosfera produz um forte efeito estufa que aumenta a temperatura de Vênus, tornando a sua superfície mais quente (calor suficiente para derreter o chumbo) que a de Mercúrio, a despeito de estar quase duas vezes mais distante do Sol. Uma vez que Vênus é um planeta inferior, ele apresenta fases quando visto da Terra com um telescópio. A observação desse fenômeno por Galileu Galilei foi um importante elemento a favor da teoria heliocêntrica de Copérnico.

Figura 2: Sumário gráfico de Vênus.

Terra - Terceiro planeta do Sistema Solar pela ordem de afastamento do Sol, do qual dista cerca de 150 milhões de quilômetros. É o único planeta do Sistema Solar cuja atmosfera contém uma grande quantidade de oxigênio. É também provavelmente o único planeta que contém água em abundância: quase 2/3 da superfície da Terra é coberto de água em estado líquido formando os oceanos. Tanto a água quanto o oxigênio são elementos essenciais

Rotação retrógrada com

período lento de 243 dias

terrestres Atmosfera de

dióxido de carbono

Efeito Estufa

Nuvens de

ácido sulfúrico Massa = 0,815 MT

6052 km

ou 0,95 RT

Sempre

coberto

por nuvens

Rajadas de ventos

de 100 m/s na atmosfera

superior

Pressão

superficial

90 bars

Temperatura

superficial

730°C

Termosfera

fria

Superfície

tórrida

Nuvens

estratificadas

Nenhum campo

magnético forte

Massa: 4,87 x 1027 g = 0,815 MTerra

Raio médio: 6052 km = 0,949 RTerra


Período de Rotação: 243 dias 36 minutos (retrógrado)

Período Orbital: 224,701 dias

Distância média ao Sol: 0,723 U.A. Vênus não possui satélites e nem campo magnético intrínseco

detectável

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 3 para a evolução da vida como a conhecemos. Os mais antigos fósseis de organismos vivos têm cerca de 3,7 bilhões de anos. Não há registro do período crítico em que a vida se iniciou. Ao que se sabe, é o único planeta habitado e com uma civilização inteligente. Tentativas de contato com outras eventuais civilizações alienígenas extraterrestres, até hoje fracassaram. Possui um único satélite natural, a Lua. A Terra, naturalmente, pode ser estudada com o auxílio de sondas espaciais e satélites artificiais, e as imagens tiradas do espaço são de considerável importância; por exemplo, elas ajudam na elaboração de mapas, na previsão do tempo e na navegação.

Figura 3: Sumário gráfico da Terra.

A Lua - É o satélite natural da Terra. Seu movimento de revolução em torno do planeta dura cerca de 27 dias e 8 horas, tempo igualmente que leva para ela girar em torno de seu próprio eixo. Por essa razão o lado lunar voltado para nós é sempre o mesmo. A Lua naturalmente, é conhecida desde os tempos pré-históricos. É o segundo astro mais brilhante no céu depois do Sol. A interação gravitacional entre a Lua e a Terra é a causa do efeito das marés. Sua origem é objeto de estudo pelo astrônomos. Não se sabe com certeza se ela foi formada junto com a Terra ou depois. O mais provável, contudo, é que a Lua pode ser o resultado de uma colisão entre a Terra e um outro corpo. A Lua não tem atmosfera. Sua superfície é seca e bastante acidentada, apresentando um relevo com montanhas, planícies e crateras. Em 21 de julho de 1969, Neil A. Armstrong e Edwin Aldrin desceram na

Aurora Oval

Camada de

Ozônio

Fina camada

Atmosférica

estratificada

Efeito

estufa

Movimento

continental

Ciclos

vitais

Eras

glaciais

Partículas

capturadas

Tempestades

Litosfera

Astenosfera

Campo

magnético

Manto

Núcleo

sólido

Núcleo

líquido

Pressão

Superficial

1 bar

Temperatura

Superficial

288 K

Massa: 5,975 x 1027 g

Raio: 6378 km


Período de rotação: 23 h 56 m 4 s

Período orbital: 1 ano = 365,26 dias

Distância média ao Sol: 1 U.A. = 149,6 x 109 km

Número de satélites = 1 (Lua)

Campo magnético superficial = 0,35 gauss

Expansão

oceânica

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 4 superfície lunar através da nave Apollo e trouxeram de lá alguns quilos de amostras de seu solo. A última alunissagem aconteceu em dezembro de 1972. Recentemente descobriu-se fortes evidencias, através das sondas Clementine (1994) e Lunar Prospector (1997) que a Lua têm armazenado consideráveis quantidades de água misturada com o seu solo, concentradas nas regiões polares.

Figura 4: Sumário gráfico da Lua.

Marte - Quarto planeta em distância ao Sol, Marte é as vezes chamado de planeta vermelho devido a sua coloração avermelhada pelo óxido de ferro. Marte é quase metade do tamanho da Terra. A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4, em 1965. Várias outras se seguiram, inclusive duas Viking, em 1976. A partir de 1997, voltou a ter a sua superfície estudada principalmente de várias sondas espaciais, como Pathfinder e Mars Global Surveyour. Sem dúvida, Marte se assemelha muito com a Terra. Seu estudo poderá fornecer muitos indícios de como a Terra eventualmente poderá ser no futuro. Marte tem dois satélites, que presume-se que sejam asteróides capturados do cinturão de asteróides que se estende entre as órbitas de Marte e Júpiter: Fobos (Medo) e Deimos (Terror). Marte com a sua semelhança e proximidade com a Terra, é o planeta mais provável no Sistema Solar para uma futura colonização de seres humanos. Isso por causa da provável existência

Massa: 7,353 x 1025 g = 0,0123 MTerra



Período de rotação: 27,322 dias terrestres

Período orbital: 27,322 dias terrestres

Distância média da Terra: 3,844 x 105 km

A Lua se afasta

da Terra Rotação síncrona

27 dias

O lado oculto da

Lua tem poucos

mares e uma crosta

espessa

Mares de lava fluíram

até 3 a 4 bilhões de

anos atrás

Mascons

Regolito pulverizado

(solo)

Nenhuma

Atmosfera

Planaltos com crateras

de impacto criadas a

4 bilhões de anos atrás

Cratera raiada jovem

Sem campo

magnético dipolar

Campo magnético

remanescente

Nenhuma água

Núcleo ?

Astenosfera

Tremores

profundos

Litosfera

espessa

Crosta

fina

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 5 de água em seu subsolo. A atmosfera de Marte é fina, composta essencialmente de dióxido de carbono (95,3%) além de nitrogênio (2,7%), argônio (1,6%) e traços de oxigênio (0,15%) e água (0,03%). A pressão média na superfície de Marte é de apenas 1/100 pressão da Terra. Marte é permanentemente encoberto por calotas de gelo em ambos os pólos, compostas em sua maior parte de dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). Seu eixo de rotação é inclinado com relação ao Sol e por isso apresenta as quatro estações climáticas como na Terra: Inverno, Primavera, Verão e Outono.

Figura 5: Sumário gráfico de Marte.

Os Asteróides O Cinturão de Asteróides está localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter, como se fosse uma barreira ou campo minado e indicando, como previsto pela lei de Titius-Bode (1772), que ali a uma distância média de 2,8 UA do Sol, deveria existir ou ter se formado um planeta. Foi assim que Ceres foi descoberto por Giuzeppe Piazzi, no primeiro dia do ano de 1801. Atualmente Ceres é classificado como planeta-anão. Atualmente são conhecidos e catalogados cerca de 20000 asteróides. Várias centenas mais são descobertos a cada ano. Existem contudo, centenas de milhares de outros desses corpos que são muito pequenos para serem observados da Terra, apesar do refinamento das técnicas observacionais.

No Verão, calota polar de

gelo de água Chryse Planitia,

pouso da Viking.

Vida?

Antigos rios

Vastos desfiladeiros

No inverno, calota polar de gelo de água e dióxido de

carbono congelado

No futuro, Phobos deverá

colidir com o planeta

Solo congelado

Fina camada de

ar frio

Vulcões

Fortes ventos

3390 km

ou 0,53 RT Terreno intensamente

craterizado

Massa: 6,4 x 1026 g = 0,107 MTerra


Densidade Média: 3,93 g/cm3

Rotação: 24h 37m 22s

Período Orbital: 1,88 anos

Distância Média ao Sol: 1,52 U.A.

Número de Satélites: 2 (Fobos e Deimos)

Campo magnético extremamente fraco

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 6 O inventário dos grandes asteróides está bastante completo; conhecemos hoje provavelmente 99% dos asteróides com diâmetros acima de 100 km. Conhecemos 26 asteróides com diâmetro superior a 200 km. Daqueles, na faixa entre 10 e 100 km, cerca de metade está catalogada. Porém, conhecemos muito poucos asteróides menores, talvez existam perto de 1 milhão de asteróides com diâmetro de cerca de 1 km.

Figura 6: O cinturão principal de asteróides. As órbitas de alguns asteróides selecionados e os asteróides Troianos.


Figura 8: Asteróides – sumário gráfico

Figura 7: Desenho em escala mostrando os tamanhos relativos de alguns dos maiores asteróides, comparados

com aquele do planeta Marte. Os números ao lado dos nomes indicam os períodos de rotação em horas. A escala horizontal dá a distância média ao Sol, em UA.

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 8 Júpiter - O maior dos planetas do Sistema Solar, com um diâmetro de 143 mil km (relativamente, cerca de 11 vezes o da Terra) e massa 318 vezes maior que a Terra. Júpiter é o quarto objeto mais brilhante no céu (depois do Sol, Lua e Vênus). A descoberta de Galileu, em 1610, das quatro luas de Júpiter, Io, Europa, Ganimedes e Calisto (hoje conhecidas como luas Galileanas), foi a primeira constatação de um centro de movimento que, claramente, não estava centrado na Terra. Esse foi um ponto significativo a favor da teoria heliocêntrica de Copérnico. Por defender abertamente a teoria de Copérnico, Galileu foi aprisionado a mando da Inquisição, forçado a renunciar suas crenças e condenado ao cárcere. Júpiter foi visitado pela primeira vez pela sonda Pioneer 10 em 1973 e, mais tarde, pelas sondas Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses e mais recentemente, a Galileu. Ele é composto de cerca de 86% de hidrogênio e 14% de hélio, com traços de metano, água e amônia. Como Saturno, Júpiter tem anéis, mas apenas quatro, fracos e escuros, formados principalmente de pequenas partículas de poeira. Em julho de 1994, os 21 fragmentos do Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiram com Júpiter. Os resultados foram espetaculares e durante vários meses as marcas dessas colisões ainda eram visíveis na sua atmosfera. Quando observado à noite, Júpiter parece às vezes como a "estrela" mais brilhante do céu (perdendo apenas para Vênus, que nunca é visível a altas horas da noite). As quatro luas Galileanas são facilmente visíveis com binóculo; algumas faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio astronômico. Júpiter tem 63 satélites conhecidos: as quatro grandes luas Galileanas Io, Europa, Ganymede e Callisto são os principais.

Figura 9: Sumário gráfico de Júpiter.

Massa: 1,90x1030 g =317,89 MTerra

Raio: 71 492 km = 11,2 RTerra


Período de Rotação: 9h 55m 29,7s

Período Orbital: 11,86 anos terrestres


Número de satélites: 63

Campo magnético: 4,3 gauss


Massa: 5,68x1029 g =95,18 MTerra



Período de Rotação: 10h 39m 22s

Período Orbital: 29,46 anos terrestres



Campo magnético: 0,2 gauss

Saturno - O sexto planeta a partir do Sol. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Os anéis de Saturno, compostos basicamente de cristais de várias substâncias químicas congeladas (mas partículas rochosas cobertas por gelo podem também existir), permaneceram como um fenômeno único no Sistema Solar até 1977, quando foi descoberto os escuros anéis ao redor de Urano e, pouco depois, em torno de Júpiter e Netuno. Saturno foi visitado pela primeira vez pela Pionner 11 em 1979 e, mais tarde, pelas sondas Voyager 1 e Voyager 2. Saturno é o menos denso dos planetas; sua densidade específica (0,7) é inferior a da água (1,0) (se você pudesse colocar Saturno dentro d'água, ele flutuaria!). Como Júpiter, Saturno é composto de cerca de 75% de hidrogênio e 25% de hélio, com traços de água, metano e amônia. Pode-se ver Saturno no céu noturno, a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é facilmente identificável porque ele não "pisca" como as estrelas e tem coloração amarelada. Os anéis são visíveis através de um pequeno telescópio astronômico. Saturno tem pelo menos 49 satélites conhecidos. É bem possível que existam vários outros pequenos satélites ainda não descobertos.

Figura 10: Sumário gráfico de Saturno.

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 10 Urano - É o sétimo planeta em ordem de afastamento do Sol. Era desconhecido dos povos antigos. Foi descoberto acidentalmente, em 13 de março de 1781, pelo astrônomo inglês William Herschel (1738-1822). A constituição física de Urano é semelhante à de Júpiter, Saturno e Netuno, com um pequeno núcleo de hidrogênio metálico líquido, espessa e extensa atmosfera, composta principalmente de 89% de hidrogênio, 11% de hélio, com traços de metano, amônia e água. A cor azulada de Urano é o resultado da absorção da luz vermelha pelo metano na alta atmosfera. Como outros planetas gasosos, Urano tem anéis. Urano é, às vezes, dificilmente visível à olho nu, mesmo em uma noite bem escura. Pode ser visto através de um bom binóculo ou um pequeno telescópio astronômico. Urano possui um sistema de anéis escuros e foi visitado somente por uma espaçonave, a Voyager 2, em 24 de janeiro de 1986. Urano tem 27 satélites ou luas conhecidas.

Figura 11: Sumário gráfico de Urano.

Massa: 8,72x1028 g =14,54 MTerra



Período de Rotação: 17,24 horas

Período Orbital: 84 anos terrestres



Campo magnético: 0,1-1,1 gauss

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 11 Netuno - O oitavo planeta em ordem de afastamento do Sol, e o segundo descoberto por telescópio. A descoberta de Netuno constitui um marco da astronomia teórica, pois foi a primeira vez que o homem através de cálculos matemáticos descobriu um novo planeta do Sistema Solar. Foi observado pela primeira vez pelo astrônomo alemão G. Gale (1812-1910), na noite de 23 de setembro de 1846. O seu nome foi sugerido pelo astrônomo francês Urban Leverrier (1811-1877), tendo em vista que o planeta possuía uma coloração esverdeada, o que lembrava Netuno, o deus romano do mar verde, equivalente ao deus grego Poseidon. Netuno é composto de cerca de 89% de hidrogênio e 11% de hélio, com traços de metano, amônia e água. Netuno tem 13 satélites conhecidos. Figura 12: A Grande Mancha Escura visível na superfície de Netuno é resultado da dinâmica atmosférica, que gera ventos de até 2.100 km/h. A mancha é o topo de uma corrente de gases que sobem com violência do interior para a superfície planetária no hemisfério Sul.

A. A. de Almeida O Sistema Planetário Cap. 4 - 12 Plutão (Planeta-anão) - O planeta mais distante do Sistema Solar. Sua existência foi anunciada em 13 de março de 1930 pelo astrônomo americano Clyde W. Tombaugh (1906-1997) depois de uma longa busca. É o menor planeta do Sistema Solar e recentemente surgiram especulações se não se trataria de um grande asteróide em vez de um planeta. Porém, Plutão continua com o status de menor planeta do Sistema Solar. Tem um satélite descoberto em 1978 pelo astrônomo norte-americano J.W.Christy, chamado Caronte. Caronte percorre uma órbita circular de seis dias ao redor de Plutão, a uma distância média de 20 mil km. Ambos também mantém a mesma face voltada uma para a outra, como a Lua e a Terra. Plutão é o único planeta que ainda não foi visitado por uma sonda espacial. Plutão gira na direção oposta e tem a órbita mais inclinada que a da maioria dos outros planetas. Plutão pode ser visto com um telescópio de porte médio, mas é muito difícil de ser distinguido entre as estrelas. Daí o grande mérito do trabalho de seu descobridor. Quaoar – Desde a descoberta de Plutão em 1930 (e sua lua Caronte em 1978), o objeto mais espetacular do Cinturão de Kuiper foi descoberto em 04 de junho de 2002 e recebeu o nome de Quaoar. Trata-se do maior objeto do Cinturão de Kuiper conhecido atualmente e está localizado a 42 UA da Terra. O Cinturão de Kuiper é semelhante ao Cinturão de Asteróides, mas está localizado além de Netuno e contém provavelmente, 100 vezes mais material. Atualmente, existem cerca de 600 objetos do Cinturão de Kuiper conhecidos, a maioria dos quais têm cerca de 100 km de diâmetro e todos foram descobertos a partir de 1992. Quaoar tem cerca de 1250 km de diâmetro, quase o tamanho de Caronte (1500 km) ou metade (1120 km) do diâmetro de Plutão (2240 km). Apesar disso, Quaoar não é considerado um planeta e espera-se descobrir ainda mais uns 20 objetos deste tamanho, incluindo talvez alguns maiores que o próprio Plutão ou “super-Plutões”. Acredita-se que estes corpos sejam compostos de uma mistura de gelos (água, metano, dióxido de carbono, etc) e rocha. Sedna – Em 15 de março de 2004 foi anunciada a descoberta de Sedna, um dos mais frios e distantes objetos conhecidos no Sistema Solar. Ele foi encontrado a uma distância de 90 U.A. – cerca de 3 vezes além de Netuno e Plutão – nunca se aproxima a mais de 75 U.A. do Sol e leva 10500 anos para completar uma volta em torno do Sol. Seu tamanho está entre aquele de Quaoar e de Plutão, cerca de 1800 km de diâmetro.

Figura 13: Órbita de Plutão em relação com as dos planetas

gigantes.

R. I. F. Trindade e E. C. Molina Geofísica: A Terra vista pelo buraco da fechadura Cap. 5 - 1

GEOFÍSICA: A TERRA VISTA PELO BURACO DA FECHADURA

A TERRA: FORMA E DIMENSÕES Qual a forma da Terra ? Esta é uma questão que tem preocupado o homem desde os tempos mais remotos. A mais antiga atribuição de forma à Terra que se conhece é a de um disco chato. Já no séc. VII a.C., Homero e os filósofos gregos afirmavam que a Terra era um disco suportando o céu. Mais tarde, no século VI a.C., Tales de Mileto e os babilônios, acreditavam que a Terra era um disco que flutuava sobre a água. Para outros, como Anaxímenes, também de Mileto, o disco Terra estaria suspenso sobre um buraco infinito, sustentado pelo ar que o circundava. Em todas estas idéias dois fatos merecem atenção: se a Terra é um disco chato, então existe somente um horizonte, ou seja, as estrelas visíveis em um ponto da Terra seriam vistas exatamente da mesma forma em qualquer outra localidade, do mesmo modo a hora do alvorecer e a duração do dia deveriam ser iguais em todo o planeta. Na prática isto não é observado. Sabia-se, já naquela época, que em algumas períodos do ano a duração dos dias é bastante diferente se estamos mais ao norte ou mais ao sul. Ainda no séc. VI a.C., Pitágoras e a sua escola deram um grande passo para que a concepção esférica da Terra fosse difundida. Ironicamente, isto se deveu mais a suas crenças sobre a perfeição da forma esférica e do número 10 do que propriamente pela razão. Foi Aristóteles, no séc. IV, quem apresentou os primeiros argumentos convincentes para a esfericidade da Terra: o contorno circular da sombra da Terra projetada na Lua durante os eclipses lunares, a diferença no horário de observação de um mesmo eclipse para observadores situados em locais diferentes, a mudança no aspecto do céu conforme a latitude do observador, e o fato de que todos os objetos caem em direção à Terra. O tamanho da Terra No século III a.C., Arquimedes afirmava que a Terra era uma esfera menor do que o Sol e maior do que a Lua e sugeria que a sua circunferência teria uma dimensão máxima de 300.000 estádios (estádio era uma unidade de medida que podia valer de 147 a 192 metros). Mas foi Eratóstenes de Alexandria, nascido em Cirene, norte da África, em 276 a.C., que realizou o primeiro experimento científico para medição da circunferência da Terra. O seu experimento até hoje surpreende pela concepção simples e pelo resultado muito próximo ao valor correto. A engenhosa idéia de Eratóstenes era baseada na hipótese de que, caso a Terra fosse esférica, a sombra de uma bastão observada no mesmo instante em locais diferentes permitiria, a partir de considerações geométricas, o cálculo do diâmetro da esfera (ver Figura abaixo). O valor por ele obtido, apesar da precariedade dos métodos de medição utilizados para estimar a distância entre os dois pontos de medida, foi de 250.000 estádios. Se considerarmos o valor médio de um estádio, teremos um meridiano terrestre de 46.230 km, muito próximo do valor atualmente observado de 39.941 km. Um século mais tarde, Posidônio determinou o raio terrestre por um método semelhante, mas utilizando a posição de uma estrela, obtendo um valor de 240.000 estádios para o comprimento da circunferência. Claudio Ptolomeu, no século II d.C., autor do sistema geocêntrico, atribuiu ao planeta um valor similar ao de Posidônio, reafirmando a esfericidade da Terra. Depois de Ptolomeu, somente no séc. IX é que outra tentativa para a determinação das dimensões da Terra foi realizada, pelos árabes. O valor obtido foi de 56 2/3 milhas árabes, o que daria algo em torno de 42.840 km para a circunferência terrestre, considerando que uma milha árabe corresponde a 2,16 km.


Valores mais precisos só foram conseguidos no séc. XV, com a medida de um arco de meridiano por Picard, que obteve o valor de 6.372 km para o raio do planeta, o que corresponde a um diâmetro médio de 40.036 km para a Terra. O valor obtido por Picard ficou famoso pelo fato de ter sido utilizado por Isaac Newton para a verificação da Lei da Gravitação Universal. Com a negação do sistema geocêntrico por Copérnico, admitiu-se para a Terra um movimento de rotação e translação ao redor do Sol, o que permitiu que Newton concluísse, a partir de estudos teóricos, que o movimento de rotação causaria um achatamento do planeta nos pólos, de forma que a razão entre o diâmetro da Terra no equador e no pólo fosse de 230/229, ou seja, o raio da Terra seria ligeiramente menor no pólo. Um fato curioso ocorreu em 1718, quando Jacques Cassini realizou uma série de medidas, dando continuidade a um trabalho de Picard, e concluiu que a Terra deveria ser achatada no equador, ao contrário do que a teoria newtoniana previa. Uma grande controvérsia foi criada na Europa a respeito destes resultados, dando origem a duas expedições patrocinadas pela Academia de Ciências de Paris, com o objetivo de realizar medições de um arco de meridiano próximo ao equador, no Peru, e próximo ao pólo, na Lapônia. O resultado das medições mostrou que um arco de 1o no equador media 110.614 m, e próximo ao pólo, um arco de 1o correspondia a 111.949 m. Estava confirmada, assim, a teoria de Newton, e a Terra a partir de então foi vista em primeira aproximação como um elipsóide de revolução, com o semi-eixo menor coincidindo com o eixo de rotação terrestre. A massa da Terra O problema de determinar a massa da Terra só foi resolvido em 1798 por Henry Cavendish. Utilizando a Lei da Gravitação Universal formulada em 1687 por Isaac Newton, Cavendish utilizou um engenhoso método que consistia em medir o deslocamento de pequenas esferas de chumbo suspensas por um fio, quando delas se aproximava esferas muito maiores. Pela Lei da Gravitação Universal, deveria haver uma força de atração entre as massas, que poderia ser detectada pelo deslocamento das massas menores. O experimento permitiu a determinação não só da massa, mas da densidade média da Terra (que pode ser obtida dividindo-se a massa da Terra por seu volume, uma vez que as dimensões da Terra já eram conhecidas). Cavendish ficou surpreso com o resultado, que mostrava que “a densidade da Terra é 5,48 vezes superior à da água”, uma vez que as rochas encontradas na superfície terrestre apresentam uma densidade média de 2,7 g/cm3, ou seja, são 2,7 vezes mais densas do que a água. Isto indicava que as camadas do interior terrestre deveriam ter uma densidade muito superior à densidade das rochas da superfície, e, por conseguinte, que a composição das camadas interiores poderia não ser similar à composição das rochas superficiais. De fato, posteriormente comprovou-se que o núcleo da Terra é composto em sua maior parte por ferro e níquel, materiais que apresentam uma densidade muito maior do que a densidade das rochas encontradas comumente na superfície terrestre. COMO É A TERRA POR DENTRO? As evidências de que a Terra não é homogênea foram mais tarde comprovadas por meio de métodos geofísicos, que investigam as diferentes propriedades físicas e químicas das rochas de forma indireta. Assim, por exemplo, o estudo da velocidade da propagação de uma onda sísmica em diferentes materiais terrestres permite estimar a composição e a estrutura da região em questão.


Considerando as diferenças de composição química e de propriedades físicas e mecânicas, como por exemplo, a densidade, a Terra pode ser dividida em crosta, manto e núcleo. A crosta é a camada superficial da Terra, rígida, que atinge a profundidade média de 35 km sob os continentes, onde apresenta densidade variando entre 2,6 a 2,8 g/cm3, e 6 km sob os oceanos, onde a densidade é de 3,0 a 3,3 g/cm3. Na base da crosta, a velocidade das ondas sísmicas sofre um aumento brusco que marca claramente a mudança da propriedade física dos materiais. Esta descontinuidade que separa a crosta das camadas inferiores é chamada descontinuidade de Mohorovicic, em homenagem a um sismólogo iugoslavo que a estudou no início do século XX. Abaixo da crosta encontra-se o manto, constituído de minerais silicáticos ricos em ferro e magnésio. O manto terrestre é sólido. Entretanto, em função das condições de temperatura e pressão em que se encontram as rochas no manto, elas tendem a se comportar como um fluido muito viscoso quando submetidas a esforços de longa duração e grande magnitude, como os esforços geológicos. A densidade do manto varia entre 3,5 g/cm3 e 5,5 g/cm3. De acordo com a velocidade das ondas sísmicas, podemos dividir o manto em três regiões: manto superior, zona de transição e manto inferior. O manto superior vai da base da crosta até a profundidade de 400 km, e apresenta um aumento gradual de densidade com a profundidade. A partir dele, e chegando à profundidade de 1000 km, temos a zona de transição, onde a densidade passa por aumentos significativos em seu valor. Abaixo de 1000 km temos o manto inferior, onde a densidade volta a aumentar gradualmente, até a profundidade de 2900 km, onde termina o manto e tem início uma nova camada: o núcleo terrestre. A análise das ondas sísmicas mostra que o núcleo é constituído por material de alta densidade, e está dividido em duas camadas: o núcleo externo e o núcleo interno. O núcleo externo é fluido, indo de 2900 a 5100 km de profundidade, e possui cerca de 30% da massa da Terra, sendo homogêneo pelos movimentos de convecção que nele ocorrem. Seu principal constituinte é o ferro, com pequenas quantidades de silício e enxofre. A partir de 5.100 km de profundidade e indo até o centro da Terra, temos o núcleo interno, que é sólido e constituído basicamente por ferro e níquel. A interação entre o núcleo externo e o núcleo interno dá origem ao campo magnético terrestre, que é muito importante para a vida no planeta, por gerar uma “blindagem” que nos protege das partículas carregadas provenientes do Sol. Levando-se em conta as características de rigidez e fluxo de material, podemos dividir as camadas mais externas da Terra de uma outra forma: litosfera, astenosfera e mesosfera. A litosfera é a camada superficial rígida que possui mobilidade, que vai da superfície ao ponto onde a temperatura atinge os 1200 º C, que ocorre normalmente a 100 km de profundidade nas regiões das bacias oceânicas, e a 200 km nas regiões continentais. Nesta camada as rochas estão à pressão e temperatura tais que apresentam um comportamento rúptil, ou seja, apresentam condições de acumular esforços até o seu limite de ruptura, quando liberam a energia acumulada, normalmente sob a forma de um terremoto. A astenosfera vai da base da litosfera até o ponto onde ocorre o terremoto mais profundo, o que ocorre a aproximadamente 700 km de profundidade. As propriedades desta camada são tais que permitem que ela seja considerada um fluido muito viscoso para grandes esforços atuantes em longos períodos, como é o caso do deslocamento da litosfera acima dela. Para eventos de curta duração, porém, a astenosfera comporta-se como um sólido elástico, o que pode ser comprovado pela propagação das ondas sísmicas. Abaixo da astenosfera, o aumento de pressão com a profundidade é tão acentuado que a viscosidade do material dificulta os movimentos de convecção. Temos nesta


região a mesosfera, que vai dos 700 km até a interface com o núcleo externo, a 2900 km de profundidade. É importante notar que as definições de crosta e litosfera são distintas, e os dois termos não devem ser utilizados como sinônimos, pois envolvem propriedades diferentes e apresentam características particulares. COMO A SUPERFÍCIE DA TERRA SE MOVE? A distribuição dos terremotos e do vulcanismo na superfície terrestre permite delimitar estreitas faixas onde estes fenômenos normalmente ocorrem. Estas zonas são regiões de fraqueza na litosfera, que permitem dividi-la em grandes pedaços, que podem englobar tanto porções continentais quanto oceânicas: as placas litosféricas. As regiões de bordas das placas litosféricas podem ser de três tipos: convergência, divergência e transcorrência. Nas margens de convergência, duas placas colidem e uma delas é forçada a descer sob a outra, em um processo chamado de subducção. Neste tipo de colisão de placas, uma delas acaba sendo lentamente destruída, ao atingir a profundidade na qual as condições de pressão e temperatura são adequadas para que ocorra o processo de fusão. Um exemplo típico deste tipo de margem ocorre na região dos Andes, onde a placa de Nazca sofre subducção sob a placa da América do Sul. Neste processo foram geradas as cadeias de montanhas da região andina, bem como os inúmeros vulcões ativos ali presentes. A colisão das placas nesta região também é responsável pela grande quantidade de terremotos, muitos deles com magnitude muito grande, mostrando a enorme quantidade de energia envolvida no processo. Nas margens de divergência ocorre a separação de duas placas litosféricas, com saída de material da astenosfera, que se solidifica ao longo das bordas das placas envolvidas no processo, aumentando-as gradativamente de tamanho. Nesta região ocorrem muitos abalos sísmicos de pequena magnitude, originados pelo rompimento de porções da placa durante o afastamento. Um exemplo de região deste tipo é a dorsal meso-atlântica, uma longa cadeia de montanhas submarinas que atravessa o Oceano Atlântico desde a Islândia até as regiões antárticas. Nas margens de transcorrência, não há criação nem destruição de placas, mas somente o movimento lateral entre elas. Normalmente ocorrem terremotos neste tipo de margem, como é o caso da falha de San Andreas, na Califórnia. Deriva continental e tectônica de placas A mobilidade das camadas superficiais da Terra foi proposta inicialmente em 1596 por um cartógrafo alemão chamado Abraham Ortelius, que notou a similaridade das linhas de costa da América do Sul e da África, sugerindo que os dois continentes estivessem unidos no passado. Em 1912, um meteorologista alemão chamado Alfred Wegener propunha a teoria da Deriva Continental, baseado nas observações sobre o ajuste das linhas de costa, a distribuição de fósseis e as evidências sobre as dramáticas mudanças de clima ocorridas no passado geológico da Terra. A teoria da Deriva Continental propunha que há 200 milhões de anos todas as massas continentais faziam parte de um único bloco, que Wegener denominou de Pangea. A quebra deste supercontinente daria origem a duas grandes massas continentais: a Laurásia, ao norte, e o Gondwana, ao sul. Posteriormente estes dois blocos também se fragmentariam, dando origem às massas continentais que conhecemos na atualidade. O principal problema com a teoria da Deriva Continental estava na força necessária para movimentar os blocos continentais, fazendo-os deslizar sobre o assoalho oceânico. Não se conhecia nenhuma força capaz de realizar tal tarefa, e, mesmo que existisse tal força, ela seria tamanha que fragmentaria completamente o


continente. As críticas à teoria foram violentas, e ela acabou caindo no esquecimento após a morte de Wegener, durante uma expedição na Groelândia em 1930. Posteriormente, na década de 1960, novas evidências geofísicas, como a constatação de que o assoalho oceânico é recente e repleto de feições fisiográficas, a distribuição dos terremotos e vulcanismo em faixas estreitas, delimitando as bordas das placas litosféricas, e o padrão simétrico de magnetização das rochas em relação à dorsal meso-oceânica, levaram à retomada da teoria da mobilidade das massas continentais, sob outra formulação, denominada Teoria da Tectônica de Placas. A Tectônica de Placas postula que as placas litosféricas, que englobam tanto massas continentais quanto parte do assoalho oceânico, interagem entre si, afastando-se nas margens de divergência, como é o caso das dorsais oceânicas, e colidindo nas zonas de convergência, como é o caso dos Andes e Himalaias. É importante notar, portanto, que a teoria da Deriva Continental foi uma primeira tentativa de explicar a mobilidade das massas continentais, mas mostrou-se em muitos pontos incorreta e foi substituída pela Tectônica de Placas, que é distinta, por considerar que não somente os continentes estão em movimento, mas toda a placa litosférica que os contém, além de utilizar diversas observações geofísicas que comprovam esta movimentação e explicam as forças envolvidas. COMO PERCEBEMOS ESTE MOVIMENTO? Os indícios mais evidentes da tectônica de placas são os terremotos e os vulcões. Não é à toa que os polinésios e os gregos atribuíram divindades a estes tipos de catástrofe natural, tão comuns nas ilhas do Pacífico central e na Grécia. Para os polinésios são os humores da bela deusa Pele que regem as erupções dos vulcões do Havaí. Na Grécia antiga acreditava-se que os terremotos eram causados pela fúria de Poseidon, irmão de Zeus e deus dos mares. Já os vulcões eram emanações do mundo subterrâneo, onde habitava o filho de Zeus Hefaestos (ou Vulcano, para os Romanos). Na verdade, os terremotos e vulcões são um dos produtos do movimento contínuo da litosfera terrestre e não por acaso ocorrem com maior freqüência nas bordas das placas litosféricas. Terremotos Os terremotos são fruto da liberação dos esforços acumulados quando as placas vão forçando sua passagem umas junto às outras. Durante esse lento movimento as placas vão sendo comprimidas (envergadas) ou distendidas (esticadas) até que atinjam o seu limite de ruptura. Neste momento, uma porção da litosfera se rompe bruscamente ao longo de uma falha geológica. Esta ruptura gera vibrações, as ondas sísmicas, que se propagam tanto em superfície quanto em sub-superfície a diferentes velocidades, dependendo do tipo de material no qual elas se movem, fazendo vibrar todo o planeta. É a partir das ondas símsicas geradas pelos terremotos que se estuda a estrutura do planeta. O local onde a litosfera se rompe, originando o terremoto, é chamado de foco. O epicentro é o ponto na superfície terrestre situado diretamente acima do foco. A localização de um terremoto é geralmente descrita pela posição geográfica do epicentro e pela profundidade do foco, ou profundidade focal. A localização exata de um terremoto é calculada a partir dos registros de vários sismógrafos distribuídos em diversos pontos da superfície da Terra. Os sismógrafos registram em um sismograma (ver Figura abaixo) a intensidade da vibração do chão e a hora em que as vibrações ocorreram.


Os sismólogos atribuem a cada sismo uma intensidade e uma magnitude. A intensidade de um terremoto é determinada a partir dos seus efeitos nas pessoas, nos objetos, nas construções e na natureza. A escala de intensidades mais utilizada é a escala de Mercali Modificada (MM), que varia do grau I ao grau XII (ver a Escala de Mercali Modificada na Tabela 1). Por exemplo, o terremoto de Mogi-Guaçu (SP) de 1922 foi sentido a mais de 300 km da região epicentral. No epicentro todas as pessoas sentiram o terremoto, as paredes de várias casas racharam e muitas pessoas acordaram em pânico. Estes efeitos permitem atribuir um grau VI MM àquele tremor de terra. A magnitude de um terremoto é calculada a partir da energia total liberada pelo sismo e se baseia nos registros das estações sismográficas. A escala utilizada foi elaborada por Charles F. Richter e se baseia na amplitude das vibrações. Esta escala não apresenta limites inferiores ou superiores. Sismos muito pequenos podem mesmo apresentar valores negativos. Cada incremento na escala Richter corresponde a um aumento de dez vezes na amplitude da vibração. Terremotos com grande poder de destruição têm magnitude superior a 7. Os sismos estão distribuídos predominantemente ao longo de faixas que delimitam as placas litosféricas. Mais raramente alguns sismos ocorrem no interior das placas. O Brasil ocupa o centro da placa sul-americana, o que explica a sua baixa atividade sísmica. Entretanto, há registros de sismos com magnitude de até 6,2 no território brasileiro nos últimos 50 anos. Os estados com maior atividade sísmica no Brasil são o Ceará, o Rio Grande do Norte e o Mato Grosso. Vulcões Junto aos limites das placas o manto da Terra, que é sólido, se funde, formando magma. Isto ocorre tanto nas dorsais meso-oceânicas, onde ocorre alívio de pressão e o material mantélico é alçado à superfície, atingindo o ponto de fusão, quanto nas zonas de subducção, onde a placa que mergulha carrega consigo água, que favorece a fusão mantélica. O magma tende a subir em função da pressão de gases e de sua menor densidade, chegando algumas vezes à superfície da Terra, formando os vulcões. O magma é formado por um líquido rico em sílica e oxigênio, cristais, fragmentos das rochas circundantes, água e gases dissolvidos. Quando o magma atinge a superfície ele é extravasado na forma de lava, que logo em seguida resfria e se cristaliza formando as rochas vulcânicas. Durante a erupção os gases contidos no magma são liberados, algumas vezes de forma explosiva, gerando erupções violentas. Nestes casos eles podem carregar consigo partículas finas (cinzas vulcânicas) ou mesmo grandes fragmentos de rocha e grandes bolhas de magma que se solidificam no ar após a sua ejeção da cratera (bombas vulcânicas). As erupções mais violentas são as chamadas erupções “plinianas” em referência às descrições de Plínio, para a erupção do Vesúvio (Itália) em 79 a.C. Nestas erupções magmas bastante viscosos são extravasados de forma explosiva. Durante a erupção os gases e as cinzas vulcânicas podem formar nuvens com dezenas de quilômetros de altura. Duas erupções recentes apresentaram essas características: a erupção do Monte Santa Helena (EUA), em 18 de maio de 1980 e a erupção do Monte Pinatubo (Filipinas) em 15 de junho de 1991. Já no Havaí, as erupções são freqüentemente menos explosivas, em função da baixa viscosidade dos magmas gerados sob aquele arquipélago. Em diversos casos as lavas escorrem ao longo de fissuras e formam “rios” de lava seguindo até o mar. Cerca de 500 vulcões na Terra são considerados ativos, ou seja, aqueles que apresentam pelo menos um registro de erupção no tempo histórico. Boa parte destes


vulcões encontra-se submersa e a maioria deles está distribuída ao longo de uma faixa que circunda o litoral do Oceano Pacífico, conhecida como Círculo do Fogo. RECONSTRUINDO O MOVIMENTO DAS PLACAS

O movimento atual das placas litosféricas é constantemente monitorado, seja por medidas em terra, seja por meio de satélites. Para desvendarmos o movimento das placas no passado geológico nós utilizamos o magnetismo registrado nas rochas. Ambos os métodos revelam que a superfície de nosso planeta vem se movendo continuamente alguns centímetros por ano.

Anomalias magnéticas do fundo oceânico: medindo o movimento do passado A Terra se comporta como um grande imã, e o pólo norte magnético situa-se próximo do pólo norte geográfico. É por isso que a agulha da bússola se orienta sempre em direção ao norte. Mas nem sempre o campo magnético terrestre apresentou a orientação que apresenta hoje em dia. De tempos em tempos ele inverteu a sua polaridade, ou seja, o norte magnético passou a ocupar uma posição próxima à do pólo sul geográfico. Cada mudança de polaridade dura cerca de 3.500 a 5.000 anos. Após a mudança o campo magnético permanece com a mesma polaridade por centenas de milhares de anos ou até dezenas de milhões de anos. Os minerais magnéticos contidos nas rochas do assoalho oceânico, formadas pelo resfriamento dos magmas extrudidos nas dorsais, registram a orientação do campo magnético terrestre. Estes minerais adquirem um magnetismo permanente, paralelo ao campo magnético da Terra, quando atingem temperaturas inferiores a um ponto crítico, denominado ponto de Curie e que para as magnetitas é igual a 580º C. Levantamentos magnéticos do fundo dos oceanos revelaram que rochas com a mesma polaridade magnética formam longas faixas, paralelas às dorsais meso-oceânicas. Além disso faixas com polaridades normais e reversas se repetem de um lado e do outro das dorsais formando um padrão simétrico. Ora, este padrão simétrico pode ser explicado se considerarmos que as placas estão se afastando continuamente em torno das dorsais. Cada nova faixa de crosta oceânica formada vai registrar a orientação do campo magnético terrestre na época de resfriamento. A crosta oceânica, formada em centenas de milhões de anos, vai apresentar então um registro contínuo das mudanças de polaridade do campo magnético da Terra. Esta hipótese foi formulada por dois jovens geofísicos ingleses, F.J. Vine e D.H.. Matthews, em 1963, e serviu para consolidar a teoria da Tectônica de Placas. Combinando-se os padrões das anomalias magnéticas com as idades determinadas para diversos pontos da crosta oceânica, podemos reconstruir o seu movimento e calcular a velocidade de movimentação relativa de cada placa ao longo do tempo geológico. Essas velocidades variam bastante de placa para placa. Por exemplo, no centro de espalhamento do Ártico as placas se afastam lentamente, a uma velocidade de 2,5 cm por ano (que é mais ou menos a velocidade em que crescem as nossas unhas!), enquanto a placa do Pacífico de aproxima à velocidade de 18 cm por ano da costa leste do Chile. Geodésia: medindo o movimento das placas hoje A geodésia é a ciência que se ocupa do estudo da forma da Terra e de sua variação no tempo. O movimento atual das placas é monitorado a partir de medidas geodésicas em terra ou a partir de satélites. As medidas em terra são feitas há séculos utilizando praticamente as mesmas técnicas utilizadas atualmente, muito embora os avanços tecnológicos tenham permitido o desenvolvimento de aparelhos de medida mais precisos hoje em dia. Para


medir a movimentação horizontal de uma dada região utiliza-se uma rede de triangulação. Define-se um conjunto de pontos de medida, devidamente marcados em solo firme, e mede-se a distância e os ângulos entre eles. Como os pontos de medida estabelecidos antigamente ainda permanecem marcados eles podem ser re-medidos de tempos em tempos. Deste modo, pode-se determinar os movimentos horizontais relativos em uma dada região ao longo do tempo. Para determinar a movimentação de todo o planeta é mais conveniente utilizar as medidas efetuadas do espaço, pelos satélites. O GPS (abreviação em inglês para Sistema de Posicionamento Global) é a técnica espacial mais comumente utilizada para medir de forma precisa a variação na forma da Terra. O sistema GPS conta com vinte e um satélites em órbita a 20.000 km acima da superfície terrestre. Estes satélites enviam sinais de rádio continuamente para a Terra. Uma medida precisa da localização de uma base geodésica na superfície terrestre deve ser obtida a partir do sinal de pelo menos quatro satélites. Do mesmo modo que no levantamento terrestre, o movimento das placas pode ser determinado a partir de repetidas medidas nos mesmos pontos ao longo do tempo. As velocidades das placas medidas a partir dos satélites nas últimas décadas têm confirmado as estimativas efetuadas para o passado mais distante utilizando as anomalias magnéticas. Leitura adicional recomendada: Teixeira, W., Toledo, M.C.M., Fairchild, T.R., Taioli, F (organizadores). 2000. Decifrando a Terra. Oficina dos Textos. 558pp. Skinner, B.J. e Porter, S.C. 1995. The Dynamic Earth. John Wiley & Sons, Inc. 567pp. Kious, J e Tilling, R.I. 1996. The Dynamic Earth: the history of Plate Tectonics. U.S. Government Printing Office. (disponível gratuitamente na internet em formato hipertexto no endereço: http://pubs.usgs.gov/publications/text/dynamic.html). Leitura mais avançada: Lowrie, W. 1997. Fundamentals of Geophysics. Cambridge University Press. 354pp.

http://pubs.usgs.gov/publications/text/dynamic.html

Mario Festa Meteorologia e seus Fenômemos Cap. 6 - 1

METEOROLOGIA E SEUS FENÔMENOS Sequência das imagens:

1.

2.

3.

4.

ENERGIA SOLAR O Sol é a maior fonte de energia do sistema solar. INCLINAÇÃO DO EIXO

TERRESTRE Responsável pelas diferenças de aquecimento nos dois hemisférios. MOVIMENTO DE TRANSLAÇÃO Origem das Estações do Ano. MOVIMENTO DE ROTAÇÃO Origem dos Dias e das Noites. FORÇA GRAVITACIONAL Mantém a atmosfera presa ao planeta, atraindo por gravitação, as moléculas que compõem o ar. MAGNETOSFERA Envoltório magnético que protege a Terra das erupções solares.

METEOROLOGIA: estudo dos meteoros, também conhecida como a Ciência da Atmosfera. Nota: Meteorologia: de “Meteorológica”, obra escrita por Aristóteles (354 a.C.), filósofo grego, tratando de vários assuntos sobre a natureza e que originaram áreas conhecidas hoje como Geografia, Física e Meteorologia. Atmosfera: do Grego “atmos” (gás, vapor) + “sphaira” (esfera)


5.

Hidrometeoros: de origem aquosa. Nuvens Nevoeiro Chuva Neve Granizo Geada Orvalho Nota 1: a Geada e o Orvalho são hidrometeoros depositantes, isto é, não caem, mas se depositam na forma de umidade que se congela (geada) e se condensa (orvalho), sobre uma superfície horizontal. O Orvalho também é conhecido popularmente como “sereno”, que pela mesma razão, não cai. Nota 2: erros comuns encontrados em canções populares como “...o orvalho vem caindo,vai molhar o meu chapéu...” e “...cai, cai, sereno devagar, o meu amor está dormindo...” Litometeoros: de origem sólida

mais comuns. Poeira Fumaça Cinza vulcânica Sal marinho Pólen

Nota: do Grego “metéoros” cujo significado é “suspenso no ar”. CLASSIFICAÇÃO DOS METEOROS: Eletrometeororos: de origem

elétrica. Raios e Trovões Eletricidade estática: Fogo de Santelmo Auroras polares Fotometeoros: de origem luminosa. Arco-íris Coroa Glória Halo Irisação Raios Crepusculares

6.

O Sol é a maior fonte de energia que a Terra recebe.

7.

O Sol visto através de filtros especiais.


8.

9.

A MAGNETOSFERA TERRESTRE A Terra está envolta por uma espécie

de escudo magnético denominado de

Magnetosfera, originado pela existência

do campo magnético terrestre e é

causado pela atividade geológica no

interior do planeta.

A Magnetosfera tem o formato de um

cometa, com uma cabeça e uma

cauda, e atua como proteção contra

prótons e elétrons altamente

energizados provenientes do Sol, que

atingem a Terra durante as erupções

solares, e são desviadas em direção

aos pólos.

A parte voltada para o Sol no lado

diurno, é comprimida devido às forças

das partículas provenientes do Sol, e é

estendida no lado oposto no lado

noturno.

Nota: tal fluxo de partículas solares é

denominado também de “vento solar”.

AURORAS POLARES: fenômenos produzidos na atmosfera acima de 120 km da superfície, quando prótons e elétrons, são ejetados pelas erupções solares, e reagem com as partículas da atmosfera superior, emitindo uma luminescência com a característica de luzes brilhantes e movimento, exibindo formas e cores variadas como cortinas, franjas, faixas e riscos, nas cores branca, vermelha, rosa, amarela, verde e azul. No Hemisfério Norte Aurora Boreal No Hemisfério Sul: Aurora Austral As ocorrências coincidem com o aumento do ciclo das manchas solares com periodicidade de 11 a 13 anos. Este fenômeno é de origem elétrica e provoca “tempestades magnéticas” na atmosfera, causando interrupções nas telecomunicações e pode durar várias horas. São avistadas mais frequentemente nas regiões polares, mas já foram observadas mais raramente, em latitudes mais baixas como a 45º N. Nota: “Aurora”- deusa romana da “Alvorada ou do Amanhecer”.

10.

Formas: Raiadas nas cores verde e rosa

11.

Cortina: branca


12.

Cortina: verde

13.

Cortina: branca

14.

O CLIMA. Nota: do Grego: “klina” – inclinado.

15.

FEIXES DE RAIOS SOLARES paralelos e de mesmo diâmetro. Dois feixes idênticos de raios solares incidindo sobre uma superfície plana de modo perpendicular, e de modo inclinado.

16. FEIXES CILÍNDRICOS PARALELOS

de raios solares que atingem superfície terrestre a 45º de latitude Norte, e a 45º de latitude Sul. O aquecimento destas regiões conforme se pode observar no desenho, mostra que a 45º N, devido à incidência menos inclinada do feixe cilíndrico de radiação solar em relação à superfície, a energia se concentra mais na área correspondente em comparação com a radiação solar que atinge a 45º S, onde para o mesmo feixe de energia, há uma concentração menor pelo fato da área atingida ser maior .

A inclinação maior do feixe cilíndrico, mostra que a sua projeção na superfície resulta numa elipse, cuja área é maior que a do círculo correspondente para o mesmo diâmetro do feixe. Portanto, para o mesmo feixe de energia solar, significa que há uma concentração maior concentrada na área circular do que na área elíptica.


17.

18.

O movimento de translação da Terra na sua órbita ao longo do ano, mostra que em determinado período, um hemisfério recebe os raios solares mais concentrados do que o outro, devido à inclinação do eixo terrestre. Isto provoca um aquecimento maior na região atingida pelos raios solares menos inclinados, ao contrário do outro hemisfério. Então, como consequência, quando num hemisfério é Verão, no outro é Inverno; quando num hemisfério é Primavera, no outro é Outono.

ÓRBITA DA TERRA A órbita da Terra ao redor do Sol devido à pequena excentricidade, tem um formato elíptico, mas a diferença entre o afélio e o periélio, é de apenas 0,0167 ou quase 0,02, diferença geométrica imperceptível que na prática se poderia dizer que a órbita terrestre, é pràticamente uma circunferência. Portanto, a causa das estações do ano não é devido ao fato da Terra estar mais próxima ou mais afastada do Sol, mas sim, devido à inclinação do seu eixo. Nota: afélio do Latim “aphelium”, derivado de “apos” que significa: distante, portanto, mais distante do Sol. No afélio a distância Terra-Sol é de 152,1 milhões de km. Periélio do Grego “Peri” “à volta, próximo”, portanto, mais próximo do Sol. No periélio a distância Terra-Sol é de 147,1 milhões de km. “Hélio” do Grego “hélios”: Sol.

19. 1) ÓRBITA DA TERRA E AS ESTAÇÕES

DO ANO

a. Meteorologia com humor: b. c. A Climatologia descobriu que a única

região do Brasil com as estações bem definidas ao longo do ano, é o Nordeste: tem Verão, quentura, forno e mormaço! ...


20.

Devido à rotação da Terra, enquanto um hemisfério está iluminado caracterizando o Dia, o outro se encontra na sombra caracterizando a Noite. FORÇA DE CORIOLIS: Denomina-se de Força de Coriolis, o efeito causado pela rotação da Terra quando um objeto lançado por exemplo, no Hemisfério Sul, no sentido do Pólo Sul para o Equador tentando atingir um alvo em linha reta, é desviado para a esquerda, olhando-se a Terra do espaço. Este efeito é observado apenas quando o objeto percorre grandes distâncias. Nota: Gustave-Gaspard Coriolis (1792-1843) : engenheiro e matemático francês que descobriu este efeito em 1835. Da mesma forma, no Hemisfério Sul, um objeto atirado no sentido do Sul em direção ao Equador, ao percorrer uma

grande distância, tende a desviar para a esquerda, fazendo uma trajetória curva e não retilínea. A explicação deste efeito se baseia no movimento de rotação da Terra. Enquanto o objeto percorre uma grande trajetória no ar, simultaneamente o planeta vai girando, de modo que um alvo no sentido Sul-Equador, jamais seria atingido em linha reta. Da mesma forma, as massas de ar da atmosfera terrestre que percorrem grandes distâncias, são influenciadas pela rotação terrestre e desviadas exatamente da mesma maneira. Isto explica porque fenômenos como os furacões, adquirem um movimento de rotação ao se formarem. Meteorologia com humor: A Meteorologia descobriu uma curiosa coincidência com a ocorrência desse tipo de tempestade e a alta mortandade de cães. Cada vez que aparece: “fura...cão”!!! Nota: movimentos de curta extensão a exemplo dos tornados e o escoamento da água nos ralos, não são influenciados pela rotação da Terra.

21.

CÉLULAS DE CIRCULAÇÃO DA ATMOSFERA: A TERRA ESTÁTICA Se a Terra não tivesse rotação, a atmosfera seria mais expandida no equador por receber uma quantidade de calor maior nesta região, e mais achatada nas regiões polares, conforme mostra a figura.

22.

CÉLULAS DE CIRCULAÇÃO DA ATMOSFERA: A TERRA COM ROTAÇÃO Pelo fato de existir o movimento de rotação, a atmosfera terrestre passa a formar algumas faixas de circulação do ar em cada hemisfério, conforme mostra a figura.


23.

VELOCIDADE PERIFÉRICA O movimento angular da Terra é muito lento. Cada giro completo dura 24 horas, porém, devido às dimensões do planeta, um objeto situado no diâmetro que passa pelo equador, ao ser visto do espaço, parece se deslocar a uma velocidade periférica de 1664 km/h no equador, a 1440 km/h na latitude de 30º, e 0 km/h nos pólos.

24.

MASSAS DE AR Ao examinar a figura, pode-se observar então, que uma massa de ar proveniente de Berlim, dirigindo-se diretamente na direção de Roma, sofreria um desvio no sentido indicado, e vice-versa de Roma para Berlim, devido às diferenças de valores da velocidade periférica.

25.

Aquecimento da atmosfera

26.

Diagrama de Radiação Solar

27.

EFEITO ESTUFA A atmosfera terrestre tem a característica de ser “transparente” à energia solar que atinge a superfície sob a forma de ondas curtas, ou seja, a energia que chega à Terra, não é absorvida pela atmosfera. Por outro lado, a atmosfera ao receber de volta a energia emitida pela superfície terrestre na forma de ondas longas, aprisiona esta energia fazendo com que a atmosfera retenha o calor como se fosse uma estufa.


28.

TEMPERATURA DA TERRA Um cálculo da temperatura média da Terra na presença da atmosfera, resulta em + 15ºC. Sem a atmosfera, o valor médio da temperatura seria de -27ºC. Esta diferença de 42ºC se deve à presença da atmosfera.

29.

ESTUFA A estufa é um ambiente que permite manter o calor recebido por mais tempo. Este recurso muito usado na agricultura e em botânica, permitindo manter a vegetação com temperatura mais constante por um tempo maior. A atmosfera terrestre tem exatamente esta função: reter o calor do planeta.

30.

TEMPERATURAS MÁXIMAS E MÍNIMAS DIÁRIAS Ao longo de um dia, a temperatura do ar atinge um valor máximo e um valor mínimo.

31.

GRÁFICO: RADIAÇÃO SOLAR X TEMPERATURA Examinando-se o gráfico, observa-se a curva da entrada da radiação solar à superfície em azul, tendo o valor máximo próximo do meio-dia, e em vermelho a curva da saída da radiação terrestre emitida pela superfície. A superfície terrestre vai absorvendo a energia solar recebida, e gradativa-mente a devolve para a atmosfera, e é esta energia que efetivamente aquece a atmosfera. Como resultado, a curva

da variação da temperatura do ar em verde, mostra que o valor mínimo ocorre próximo do nascer do Sol, quando a radiação emitida pela superfície é a menor do período, e o valor máximo da radiação emitida pela superfície ocorre próximo das 14 horas, quando a temperatura do ar atinge o máximo valor. Portanto, a atmosfera terrestre não é aquecida diretamente pelos raios solares, mas sim, pela superfície terrestre que primeiramente absorve a energia solar, para depois devolvê-la para a atmosfera. Por isso a atmosfera terrestre apresenta temperaturas sempre mais elevadas junto à superfície. Pela mesma razão, montanhas muito altas não perdem a neve nos picos, uma vez que a poucos quilômetros de altura, a temperatura do ar permanece abaixo de 0ºC.


32.

FORÇA GRAVITACIONAL A pressão atmosférica é causada pelo peso das moléculas do ar sobre a superfície terrestre , resultando numa concentração maior junto à superfície. Isto significa que à medida que se atingem níveis mais altos a partir da superfície, a pressão atmosférica vai diminuindo por ter uma concentração menor de partículas. Esta característica, define a densidade da atmosfera e que vai diminuindo com a altura. Maré oceânica: a combinação das massas do Sol e da Lua, exercem um efeito sobre a Terra que gera as marés oceânicas, mais fracas ou mais intensas, de acordo com a posição relativa dos dois astros. Maré atmosférica: da mesma forma, as posições relativas do Sol e da Lua, provocam as marés atmosféricas. Nota: o corpo humano consegue equilibrar o equivalente a 15 toneladas, que é o peso do ar ao seu redor. É o peso de um cubo de 1m3 de chumbo.

33.

BARÔMETRO DE MERCÚRIO A comprovação da existência da pressão atmosférica foi feita por Evangelista Torricelli em 1634, ao inverter um tubo de vidro de 1m de altura, cheio de mercúrio e fechado numa das extremidades. Imergindo verticalmente a extremidade aberta do tubo num recipiente que também continha mercúrio, ao retirar o dedo da extremidade aberta, o mercúrio desceu até uma certa altura, e a conclusão foi a de que a altura final da coluna, era equilibrada pelo peso da atmosfera. Nota: Evangelista Torricelli (1608-1647), matemático e filósofo italiano nascido em Faenza, na região de Florença, Itália.

34. PERFIL DE TEMPERATURA DA

ATMOSFERA A temperatura da atmosfera diminui de modo linear com a altura, até os 10 km, região esta denominada de TROPOSFERA. Nota: do Grego ”trópos”- variável. Acima dos 10 km, a temperatura atinge -50ºC, mantendo-se constante até os 20 km, sendo esta região denominada de Estratosfera.

R. D. D. da Costa Fundamentos de Cosmologia Cap. 7 - 1

FUNDAMENTOS DE COSMOLOGIA A evolução do conceito de Universo

Cosmologia é a área da astronomia dedicada ao estudo da estrutura em larga escala e

da evolução do Universo como um todo. Perguntas como “De onde viemos ?” ou “Como surgiu o mundo ?” sempre inquietaram os homens desde a mais remota antiguidade, mas durante muito tempo as únicas respostas a estas questões eram aquelas obtidas dos chamados mitos cosmogônicos, que aparecem em todas as culturas.

Foi durante o apogeu da civilização grega clássica, entre os séculos VI e IV A.C. que

pela primeira vez os homens tentaram compreender o Universo de uma maneira “científica”, sem uma roupagem mitológica. Obras de filósofos como Pitágoras de Samos e Platão contêm os primeiros modelos cosmológicos científicos. O universo platônico era composto por duas esferas: uma esfera terrestre sobre a qual viviam os homens e uma esfera celeste na qual estavam coladas as estrelas. Os planetas eram corpos errantes que vagavam entre as esferas celeste e terrestre.

A contribuição de Eudoxo no século IV A.C. foi muito importante pois ele pela primeira

vez propôs um modelo de esferas concêntricas, uma para cada planeta, com a Terra ocupando a esfera central e as estrelas a mais externa. Este foi basicamente o modelo geocêntrico de Universo incorporado à obra de Aristóteles, e que atravessou toda a Antiguidade e a Idade Média como o modelo “definitivo” para o Universo no mundo ocidental, até o surgimento dos trabalhos de Copérnico e Galileo nos séculos XVI e XVII. No século XIII São Tomás de Aquino incorporou a física e a cosmologia aristotélicas à doutrina cristã, criando uma espécie de oficialismo científico em nome do qual tantos sábios padeceram como Copérnico e Galileo, e outros tantos morreram como Giordano Bruno.

A chamada revolução copernicana, no século XVI, abriu perspectivas completamente

novas para a cosmologia. Nicolau Copérnico (1473 – 1543), um clérigo polonês, propôs um modelo heliocêntrico para o Universo, ainda com os planetas em esferas concêntricas, porém tendo o Sol como corpo central, e não mais a Terra. Seu livro Das Revoluções dos Corpos Celestes, publicado no ano de sua morte é considerado um marco na história da ciência moderna. O interessante é que ele nunca conseguiu prever com exatidão a posição dos planetas no céu usando sua nova teoria, pela simples razão que ele considerava os planetas girando em torno do Sol em órbitas circulares e não elípticas como elas são na realidade. Quem deu o passo seguinte foi Tycho Brahe (1546 – 1601) e Johann Kepler (1571 – 1630). O primeiro, um rico nobre dinamarquês, observou metodicamente as posições dos planetas no céu por mais de 20 anos e fez daí o primeiro catálogo moderno de posições planetárias, que foi posteriormente usado por seu aluno Kepler para formular o que se conhece hoje como as leis empíricas do movimento planetário: as órbitas dos planetas são elípticas, aceleram-se no periélio e os períodos são proporcionais ao semi-eixo maior das elipses das órbitas.

Galileo Galilei (1564 – 1642) construiu o primeiro telescópio e pode assim comprovar

que a Via Láctea é composta por estrelas e não por um “material leitoso” como dizia-se na época. Com trabalhos fundamentais em diversas áreas das ciências físicas como a cinemática, a dinâmica e a óptica, ele estabeleceu as bases do moderno método científico e é considerado o pai da moderna física.

Em meados do século XVII a concepção do Universo já havia evoluído para muito além

do modelo heliocêntrico de Copérnico: sabia-se que ele era composto por um número muito


grande, talvez infinito, de estrelas como o Sol. O trabalho de Isaac Newton (1642 – 1727) sintetizou todos os esforços anteriores de mentes brilhantes como Copérnico, Galileo, Tycho e Kepler, reunindo-os dentro de uma estrutura teórica única, a Mecânica Celeste, e fundamentada num formalismo matemático rigoroso, o cálculo infinitesimal.

No século XIX, com os trabalhos de William Herschell (1738 – 1822) provou-se que as estrelas, e entre elas o Sol, ocupavam uma região muito extensa no espaço e pela primeira vez notou-se que esta distribuição não era homogênea e sim achatada de alguma forma.

Durante o século XX foram incontáveis os avanços da astrofísica de modo geral e da

cosmologia em particular. Seria impossível revisá-los todos aqui, porém alguns deles são fundamentais: em 1917, Albert Einstein (1879 – 1955) publicou a Teoria da Relatividade Geral, uma formulação totalmente nova e original da Mecânica, estabelecendo as leis que governam a relação entre matéria, energia e a geometria do espaço, o que possibilitou pela primeira vez a formulação de um modelo teórico-matemático para descrever a estrutura e evolução do Universo como um todo. Cerca de uma década mais tarde, em 1924-25, o astrônomo Edwin P. Hubble (1889 – 1953) provou que a chamada “Nebulosa de Andrômeda” na verdade é outra galáxia como a Via Láctea, e está situada a cerca de 2,5 milhões de anos-luz de distância. Esta descoberta foi fundamental para a cosmologia porque provou que nossa galáxia não é a única! Assim, mais uma vez alterou-se de maneira fundamental a concepção humana do Universo, passando o homem a ver sua própria galáxia como apenas mais uma entre as incontáveis outras que povoam o universo.

A Expansão do Universo

As evidências de que o Universo se expandia surgiram nos anos 20 do século XX quando astrônomos como Shapley, Slipher e principalmente E.P. Hubble executaram um extenso projeto de medidas de velocidades radiais de galáxias. Velocidades radiais podem ser medidas a partir do chamado Efeito Döppler Óptico nas linhas de emissão ou absorção

do espectro da galáxia. A linha desvia-se de seu comprimento de onda de laboratório ( 0)

para outro ( ) e esta diferença, conhecida como desvio espectral pode ser explicada pela velocidade da galáxia:

c

vz

0

0

onde v é a velocidade da galáxia e c é a velocidade da luz. A partir das medidas de velocidades radiais de um grande número de galáxias, Hubble demonstrou que a maioria delas tinha desvio espectral para o vermelho, indicando que as galáxias estão em grande parte afastando-se da Via Láctea. Mais ainda, foi demonstrado que quanto mais distante está a galáxia, maior é a velocidade de afastamento. Este efeito resulta da própria expansão do Universo e a expressão matemática daí derivada é conhecida como Lei de Hubble:

dHv 0

onde v é a velocidade da galáxia, d é a sua distância e H0 é a chamada constante de Hubble, cujo valor é de aproximadamente 70 km s-1 Mpc-1.


A imagem acima mostra uma imagem de campo profundo, obtida com o telescópio espacial Hubble. Cada ponto luminoso é uma galáxia, as mais fracas das quais são 4 bilhões de vezes mais fracas que as menores estrelas visíveis a olho nu. A distribuição homogênea vista na imagem demonstra como é a estrutura em larga escala do Universo: uma distribuição homogênea de aglomerados de galáxias. A imagem foi obtida a partir de imagens consecutivas do mesmo ponto no céu tomadas durante 10 dias e então somadas. (Crédito: R. Williams, HDF team, STScI/NASA)

Os Modelos de Universo

Modelos de Universo são formulações matemáticas complexas que visam descrever a evolução do mesmo através da evolução dos chamados parâmetros observáveis, grandezas possíveis de ser medidas a partir de técnicas observacionais modernas e cuja evolução no tempo pode ser prevista simultaneamente por modelos teóricos.

A formulação destes modelos está bem além dos objetivos deste texto. Aqui vamos

apenas revisar as definições mais importantes de parâmetros observáveis e descrever de modo qualitativo como é formulado um modelo clássico de universo.

Os parâmetros observáveis mais importantes são:

Parâmetro de densidade: é uma medida da quantidade de matéria existente no Universo. Se for maior que um certo limite, chamado Densidade Crítica, a expansão do Universo eventualmente será detida pela atração gravitacional e a expansão será substituída por uma contração.

Constante de Hubble: Trata-se da constante H0 descrita alguns parágrafos atrás. Deve-se notar que o inverso de H0, ou seja, H0

-1 é uma medida de tempo. Tomando-se H0=70 km s-1 Mpc-1 , obtém-se H0

-1 = 14 bilhões de anos aproximadamente. Este é o Tempo de Hubble, uma medida da idade do Universo.


Parâmetro de Desaceleração: É uma medida da variação da velocidade de expansão do Universo

Fator de Escala: Mostra como evolui uma distância cosmológica, ou seja, uma distância entre dois pontos muito afastados um do outro no Universo. Distâncias cosmológicas são de no mínimo 100 milhões de anos-luz. Em escalas de distância menores que esta, os efeitos locais são dominantes e não os efeitos cosmológicos.

Existem diversos modelos clássicos de Universo, todos eles são formulados dentro do rigoroso formalismo matemático da Teoria da Relatividade Geral. O primeiro modelo cosmológico moderno foi formulado pelo próprio Einstein em 1917, e curiosamente não previa a expansão do Universo, já que foi formulado antes das descobertas de Hubble sobre a expansão ocorridas em meados dos anos 20. O chamado modelo-padrão de Universo é aquele formulado pelo físico russo Alexander Friedman (1888 – 1925) entre 1922 e 1924. Este modelo já inclui a expansão e prevê três possíveis destinos para o Universo, dependendo de sua densidade: se ela for menor que um certo valor crítico, o Universo vai expandir-se indefinidamente, e será eterno. Se for maior que o valor crítico, a expansão atual irá eventualmente ser detida pela atração gravitacional e o Universo iniciará a contrair-se, voltando eventualmente ao que era quando surgiu, no Big-Bang (ver seção seguinte). Finalmente, se a densidade do Universo for igual ao valor crítico, chega-se a uma situação final de equilíbrio onde a expansão cessará mas não será seguida por uma contração.

A origem do Universo: o Big-Bang:

O conceito de que o Universo surgiu de uma “explosão” primordial deve ser examinado com cuidado. Ele não significa que houve uma explosão no sentido usual num determinado ponto do espaço, com a matéria preenchendo um volume vazio a partir desta explosão. Ao contrário, o Big-Bang e a expansão que a ele se seguiu marcam o surgimento da própria matéria e do próprio espaço. Toda a matéria do Universo está e sempre esteve contida dentro deste volume

Mas… houve mesmo um Big-Bang ? A idéia de que toda a matéria e energia do

Universo tiveram um início é relativamente recente. Ela surgiu após a descoberta da expansão do Universo nos anos 20 e foi consolidada nos anos 40 a partir dos trabalhos de cosmólogos como Georges Lemaître e George Gamow. Foi Lemaître o primeiro a propor a hipótese de que deveria haver um estado inicial de alta densidade e temperatura para o Universo como um todo, e em 1948 Gamow demonstrou analiticamente que a existência de um estado inicial de alta temperatura, volume muito pequeno e alta densidade para o Universo explicava suas características globais atuais, como a expansão das galáxias.

Neste estado inicial não deveria existir matéria, apenas energia que eventualmente

iria transformar-se em matéria a partir da equação clássica da Teoria da Relatividade:

2mcE

onde E é a energia, m é a massa e c2 é o quadrado da velocidade da luz. Segundo Gamow, parte da radiação inicial do Big-Bang teria permanecido na forma de energia, sem ser convertida em matéria, e permearia todo o Universo na forma de uma radiação de fundo. Estimando a quantidade total de energia que deveria ter sobrado sem ser convertida em matéria e a taxa de expansão do Universo que vai diluindo a mesma, foi


possível a ele estimar que esta energia atualmente deveria estar na faixa das microondas. Em 1965, dois pesquisadores da companhia Bell Telephone, tentando minimizar fontes de ruído em uma antena de microondas, descobriram um ruído de fundo que era independente da direção do céu para a qual estava apontada a antena, bem como do dia ou da noite, das estações do ano e de qualquer outro efeito, mas vinha sempre do céu. O sinal tinha freqüência bem definida de 4080 MHz, o que corresponde a uma temperatura equivalente de 3 K. No mesmo ano que a descoberta foi feita, ela foi identificada como sendo a radiação de fundo prevista por Gamow em 1948, com notável coincidência entre as previsões teóricas e o valor da temperatura medido. Assim, pode-se dizer que existem pelo menos duas evidências irrefutáveis de que houve o Big-Bang: as galáxias estão se afastando entre si, e existe uma radiação de fundo de 3K que permeia todo o Universo. Apenas a teoria do Big-Bang é capaz de explicar estes dois efeitos. E que idade tem o Universo? Os trabalhos mais recentes indicam que a idade do Universo está entre 13 e 15 bilhões de anos. Este valor foi obtido a partir da determinação da idade das mais antigas estrelas da nossa galáxia, e está de acordo com as previsões teóricas obtidas dos modelos de Big-Bang.

Vamos examinar então o chamado Modelo-Padrão do Big-Bang. A rigor, não se pode iniciar o estudo da evolução do universo no instante inicial, t=0. Isto porque os conhecimentos atuais impõem uma barreira até agora intransponível: nada se pode dizer sobre a evolução do Universo desde t=0 até t=10-43 segundos, quando o Universo tinha 10-33 cm de raio. Sobre este intervalo de tempo, que apesar de pequeníssimo não é nulo, nada se pode falar pois a Teoria da Relatividade (a física do macrocosmo) e a Mecânica Quântica (a física do microcosmo) não são aplicáveis simultaneamente a esta situação, como seria necessário.

A descrição da história do Universo começa então uma fração de segundo após a explosão inicial,: a partir de uma singularidade o Universo iniciou sua expansão; no começo, devido à brutal densidade de energia, tudo o que havia eram fótons de alta energia. Com a rápida expansão do volume a densidade de energia começou a cair bruscamente e um milionésimo de segundo (10-6 s) após a explosão inicial começaram a se formar as partículas elementares muito pesadas e instáveis como os híperons e os mésons, que por sua vez decaíram em outras menos pesadas porém mais estáveis como os prótons e os nêutrons, e ainda os neutrinos.

Com um décimo de milésimo de segundo (10-4 s) de idade o Universo já estava suficientemente frio para que fossem formadas as partículas leves como os elétrons e os pósitrons. Esta fase durou até ter-se passado 1 segundo da explosão inicial.

Uma vez formadas as partículas elementares, o Universo ainda era dominado pela radiação, e a fase seguinte é chamada de Era da Nucleossíntese Primordial. Nesta fase, a expansão do volume e a conseqüente diminuição da temperatura proporcionaram às partículas elementares as condições para que elas se combinassem formando os elementos químicos de menor massa atômica. Foram assim formados o hidrogênio, o deutério (um isótopo pesado do hidrogênio), o hélio e traços de lítio. A formação dos demais elementos, todos mais pesados, não foi possível, inicialmente porque a densidade de energia era muito alta e eles seriam imediatamente dissociados, e depois porque a rápida expansão do Universo impediu os processos de fusão nuclear pelos quais todos os elementos são formados. Eles só viriam a ser formados posteriormente, nos núcleos das estrelas.


Após cerca de 2000 anos de nucleossíntese primordial a quantidade de matéria no Universo passou a ser finalmente maior que a de energia, e o Universo deixou a Era da Radiação para ingressar na Era da Matéria. Finalmente, quando a densidade de energia baixou o suficiente, a radiação passou a transitar livremente por todo o espaço, ocorrendo o chamado desacoplamento da matéria e da radiação.

Iniciamos esta revisão com as perguntas clássicas: “De onde viemos ?” e “Como surgiu o mundo ?” A busca das respostas consumiu o esforço e a criatividade de alguns dos mais brilhantes cérebros que a humanidade já produziu. A cosmologia é nossa tentativa atual de obter ou de melhorar as respostas. Um longo caminho já foi percorrido desde o modelo das duas esferas de Pitágoras até as equações da Relatividade Geral, porém a busca está longe de se encerrar. Hoje o estudo da estrutura em larga escala e da evolução do Universo é um tema interdisciplinar onde juntam forças especialistas em física de partículas elementares, teoria de campos, astrofísica observacional e teórica, instrumentação desenvolvida para os maiores telescópios existentes e modelagem numérica feita com os melhores computadores.

Talvez a melhor razão para a busca de conhecimentos em astrofísica de modo geral, ou em cosmologia em particular, esteja expressa nos versos do poema Little Gidding, do poeta inglês T.S. Elliot:

Nós nunca cessaremos de explorar

E o fim de toda nossa exploração

Será voltar ao lugar de onde partimos

E o conhecer pela primeira vez.

A. Damineli e D. Selivon A Vida no Contexto Cósmico

Cap. 8 - 1

A VIDA NO CONTEXTO CÓSMICO

O QUE É VIDA? O século XXI se inicia com projetos de grande envergadura de procura de vida fora da Terra. O objetivo é encontrar, dentro de duas décadas, um endereço de planeta habitável, nos moldes que conhecemos aqui. A possibilidade da existência de vida em outros planetas é uma questão muito antiga. A discussão deste tema se ampliou com a descoberta de planetas orbitando outras estrelas e de “fósseis” em meteoritos provenientes de Marte. A reflexão sobre a existência de vida em outros planetas nos leva a formular mais uma vez, uma das questões mais antigas da humanidade: o que é vida? O desenvolvimento tecnológico e o conhecimento gerado pela Ciência permitem que ela seja hoje abordada de uma maneira inovadora, sem precedentes na história da humanidade. Na realidade a vida só pode ser compreendida adequadamente no contexto cósmico. Formou-se de matéria estelar e ainda que fosse rara ou até mesmo singular no Universo, os átomos que a forma são apenas alguns da centena de elementos da tabela periódica. Tal qual a conhecemos hoje, como definir o que é vida? Embora facilmente reconhecível, é incrivelmente difícil defini-la. A descoberta de vida fora da Terra permitiria formular uma teoria geral da vida, o que é impossível quando se tem um único caso, como hoje. O fato de encontrá-la ou não terá profundas implicações no modo em que nos consideramos diante do Universo. As opiniões sobre outras formas de vida no Universo são bastante diversas, desde aqueles que crêem que a Terra é visitada por seres alienígenas, até aqueles que não acham possível a existência de vida fora da Terra. A maioria dos cientistas vê a vida na Terra como uma conseqüência natural de processos físicos e químicos e que a vida pode ter surgido em diversos lugares do Universo. De qualquer modo, nós somos a primeira geração que pode lidar com detalhes científicos sobre a origem da vida na Terra e as possibilidades de existência de vida em outros locais do Universo. Para isso, é necessário sabermos que sinais procurar. O consenso entre os cientistas é que se há vida em outros mundos, o modo mais provável de encontrá-la seria procurando por bactérias do tipo das terrestres. Essa probabilidade é proporcional ao tempo em que um dado tipo de vida ocupa o planeta. Bactérias habitam a Terra há mais de 3,5 bilhões de anos (b.a.), enquanto formas mais complexas são extremamente recentes. A vida inteligente, em especial, ocupa um intervalo de tempo tão curto que a probabilidade de encontrá-la é muito baixa. Entretanto, isto não nega a importância de se encontrar vida “per se”: de uma perspectiva filosófica, encontrar vida de qualquer tipo é tão importante quanto encontrar vida inteligente. A discussão sobre a probabilidade da existência de vida extraterrestre requer o conhecimento das propriedades da vida na Terra, dado que esse é o nosso único exemplo de vida. E qual o retrato que temos hoje?

RETRATO DA VIDA ATUAL NA TERRA

A Terra, atualmente, está repleta de vida, seja nos continentes ou oceanos. Os seres vivos se relacionam por uma rede intrincada que os une de maneira singular. Essa profusão de vida modifica o ambiente, deixa “marcas“ de suas atividades. Ambientes antes considerados inóspitos, hoje são conhecidos por alojar vida. Por exemplo, em 1977, uma expedição oceanográfica, analisando a falha oceânica (2.500m de profundidade) em Galápagos, próximo a costa do Equador revelou a existência de uma série de “ventos hidrotérmicos”, onde a água do mar tinha penetrado e sido aquecida pelo calor fornecido pelas rochas subjacentes e sido enriquecida com compostos minerais, incluindo H2S. A tal


Cap. 8 - 2

profundidade, não há luz para fotossíntese mas ao redor das áreas, havia uma rica e bizarra fauna, contrastando com o deserto das profundezas oceânicas. Como tais organismos poderiam viver nessas condições? A base da cadeia alimentar eram certas bactérias capazes de sobreviver e se multiplicar nessa água com cerca de 130

oC. Entretanto, como

não há luz, não fazem fotossíntese, mas utilizam enzimas que quebram o H2S em presença de oxigênio, produzindo água e sulfato. Tais reações fornecem energia para a sobrevivência dessas bactérias e outros organismos das profundezas. Um ecossistema engloba todas as interações entre as plantas, animais e microorganismos, vivendo juntos em uma área particular e entre aqueles organismos e seu ambiente físico. Virtualmente, todos os organismos da Terra dependem da luz solar como fonte de energia; os organismos que vivem nas profundezas oceânicas, próximos aos “ventos hidrotérmicos” são uma única e interessante exceção. Este exemplo demonstra que a vida é capaz de se estabelecer em ambientes anteriormente considerados altamente inóspitos. De qualquer modo, a distribuição dos seres vivos na superfície da Terra é influenciada pelo clima, particularmente temperatura e precipitação. E, obedecendo ao padrão predominante de clima, um determinado tipo de comunidade se desenvolve. O mesmo podemos dizer em relação aos ambientes aquáticos, ou seja, também os fatores ambientais são determinantes na formação dos diferentes ecossistemas. Porém esses fatores são muito diferentes em relação aqueles das zonas terrestres. Por exemplo, o fator preponderante seria salinidade, disponibilidade de luz, etc. De qualquer modo, a ocupação dessas zonas por seres vivos deixa “marcas” de suas atividades.

OS VESTÍGIOS DA ATIVIDADE BIOLÓGICA O planeta Terra é freqüentemente comparado a uma espaçonave carregada de organismos que a habitam. Esses “passageiros” modificam a composição dos gases da atmosfera, transferem energia e reciclam matéria, como resultados de suas atividades biológicas, com grande eficiência. Os organismos interagem com o ambiente abiótico, para produzir e manter a composição química da atmosfera, a temperatura global, a salinidade dos oceanos e outras características. Assim, o ambiente terrestre e os organismos dependem um do outro e trabalham juntos como um mecanismo homeostático. Os sistemas químicos que usam fluxos de energia para aumentar sua ordem interna são raros e de vida curta. Mas a “vida” apresenta alto grau de ordem interna e se houver acesso a uma fonte de energia e ao tipo certo de matéria (nutrientes) ela se manterá indefinidamente. Isto é chamado “autopoese”. A autopoese é o que acontece quando um sistema químico autodelimitado – baseado não em pequenas moléculas mas em ácidos nucléicos e proteínas – atinge um ponto crítico e não pára mais de efetuar o metabolismo. A célula, menor estrutura autopoética hoje conhecida, é a unidade mínima capaz de um metabolismo auto-organizador incessante. O metabolismo, medida química e manifestação terrestre específica da autopoese, tem sido uma propriedade da vida desde que ela começou. As primeiras células metabolizavam, usando energia (da luz solar e de uma pequena gama de substâncias químicas) e material ( água, sais, carbono, nitrogênio e enxofre) de fora, para se produzir, se manter, se refazer, ou seja a condição da autopoese nunca foi opcional. O fracasso do sistema autopoético de manutenção celular é a morte. A maneira de driblar a morte é a reprodução e considerando esse aspecto, a morte é ilusória. Como pura persistência da bioquímica nós nunca morremos, durante 3 bilhões de anos, a vida persistiu. Uma das características dos seres vivos, é que carregam, em sua própria forma, a presença do passado. Essa preservação do passado no presente é uma dádiva para os cientistas: cada corpo é um museu bioquímico”. Cada célula bacteriana é uma máquina do


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tempo. Ou seja, os organismos são como janelas metabólicas que se abrem para a origem da vida. Em última análise, a esmagadora maioria dos organismos é dependente da luz solar. Ela é capturada na forma de energia química, armazenada e transferida a todos os seres vivos. Vida demanda energia. A organização característica dos seres vivos não consegue se manter sem energia. Conhecer os processos biológicos de obtenção de energia é de fundamental importância para entender o metabolismo. Basicamente, os processos de obtenção de energia são respiração celular, fermentação, fotossíntese, quimiossíntese, respiração anaeróbica. Esses processos deixam vestígios, modificam o ambiente, são como assinaturas dos seres vivos. Além desses traços temos também os vestígios deixados pelas atividades humanas. Não há precedentes de uma única espécie ser capaz de modificar tanto o ambiente. Isto se deve a características peculiares que esta espécie apresenta, especialmente o desenvolvimento das habilidades cognitivas (inteligência) um produto singular da evolução biológica. Mas há quanto tempo temos essa condição?

EVOLUÇÃO HUMANA Já na antiga classificação de Lineu, a espécie humana aparecia na ordem Primata, junto com os demais macacos. Hoje, não há mais dúvidas de que macacos e seres humanos tiveram ancestrais comuns. Há cerca de 4-5 milhões de anos, um grupo primitivo de macacos diversificou-se em 2 linhagens, uma que originou os hominídeos e outra que originou os ancestrais dos chimpanzés. Isto significa que , ao contrário do que muita gente acredita, não somos descendentes dos chimpanzés, ou gorilas, mas temos ancestrais comuns com eles. Os primatas evoluíram a partir de um grupo pequeno de quadrúpedes arborícolas que viveu há cerca de 65 milhões de anos. Esses pequenos animais originaram os prosímios, o único grupo de macacos existentes até cerca de 38 milhões de anos. Somente nessa época, apareceram os macacos antropóides que surgiram de prosímios pouco maiores que um gato. Há cerca de 5 milhões de anos, a linhagem evolutiva da qual se originou a espécie humana separou-se dos demais macacos. Além da espécie humana esse ramo originou outras espécies que sobrevivem até hoje como chimpanzés, gorilas e orangotangos. Uma das primeiras espécies de hominídeos surgiu na África, tinham uma pequena capacidade craniana, eram coletores de alimentos disponíveis nas savanas africanas. Ao longo de milhões de anos foi ocorrendo um aumento da capacidade craniana relacionada ao aumento do tamanho do cérebro e aumento da habilidade cognitiva. Com isso, houve o desenvolvimento das habilidades para fabricação ferramentas e novas maneiras de se proteger de mudanças do clima e inimigos. Portanto passaram a explorar diferentes ambientes. Os primeiros seres humanos pertencentes à nossa espécie surgiram há pouco mais de 100 mil anos em algum ponto do continente africano, quando novas habilidades se desenvolveram. Esse desenvolvimento culminou com a capacidade de operar com símbolos, não se limitando mais somente ao mundo concreto. Isso permitiu uma forte organização social, o domínio de outras espécies, a sobrevivência em todos os ambientes da biosfera e mesma fora dela, como no “vácuo” interplanetário. A operação sobre esse “mundo virtual” nos distingue das outras espécies e nos dá um poder enorme de agir sobre a natureza. Infelizmente nosso sucesso biológico tem criado inúmeros problemas para nós mesmos e outros organismos. A Terra tem recursos limitados, poluição, extinção das espécies, degradação e perdas de recursos naturais, esgotamento de reservas e energia, estão todos relacionados ao crescimento das populações humanas. Entretanto, o homem é o a única espécie com recursos que permitem a ele alterar o ambiente em uma direção pré-determinada e contornar problemas dessa ordem.


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Os seres vivos, ao longo da sua história, tiveram muitas vezes que se modificar para sobreviver, evoluir, transformar-se em novas formas, simplesmente para se manter e se adequar as mudanças do ambiente. Nossa própria espécie e a sua extraordinária capacidade cognitiva, são o resultado dessa estratégia de sobrevivência. Se resgatarmos os passos da historia da vida na Terra, até chegarmos ao surgimento da inteligência, compreendemos porque é tão baixa a probabilidade de sua sobrevivência. Uma idéia corrente é que a inteligência não tem nenhuma importância para a sobrevivência. Entretanto, sabemos que dentro de 1 bilhão de anos a Terra perderá atmosfera e com ela a biosfera. Dentro de 5 bilhões de anos, o próprio Sol estará morrendo. Só sobreviverão os seres que tiverem meios de superar os limites do planeta e de sua estrela hospedeira. Em escalas de tempo cósmicas, a inteligência é um requisito necessário para a sobrevivência. Mas como é possível resgatarmos os passos dessa história?

RECONSTRUINDO O PASSADO Atualmente dispomos de um arsenal eficiente de ferramentas para resgatarmos a história da vida na Terra. Algumas ferramentas são utilizadas já há alguns séculos, como fósseis, embora novas técnicas tenham se desenvolvido e com isso novas informações puderam ser extraídas; outras são recentes e provêm dos avanços da chamada Biologia Molecular Moderna. Fósseis são documentos históricos da biologia e são definidos como qualquer vestígio ou resto de seres vivos que viveram no passado. Esses vestígios podem ser de diversos tipos, como esqueletos, dentes, pegadas impressas em rochas, etc. Os fósseis são relativamente raros e para que ocorra fossilização são necessárias condições extremamente favoráveis à preservação do cadáver ou dos vestígios deixados por um organismo. Os vestígios do organismo podem ser preservados de diversas maneiras e passam a constituir diferentes tipos de fósseis (molde, contramolde, petrificação, impressão). Muito raramente pode ocorrer a conservação de corpos completos de organismos que viveram no passado. Fósseis completos de insetos com dezenas de milhões de anos têm sido encontrados no interior de âmbar (resina solidificada de plantas). Corpos completos de mamutes são encontrados soterrados nas geleiras do Ártico. Mas ao encontrar um fóssil, como resgatar a informação temporal da sua existência? Existe uma variedade de métodos para datação dos fósseis que se enquadram em duas grandes categorias: os métodos diretos e indiretos. Os métodos diretos aplicam as técnicas de datação aos objetos em si. A maioria dos métodos de datação absoluta é radiométrica. Todos os métodos têm em comum os mesmos dois princípios: 1. algumas ações ajustam o “relógio”para zero, tais como o aquecimento que a rocha sofre durante uma erupção vulcânica ou quando é enterrado sob a Terra; 2. as consequências de algum tipo de decaimento radioativo se acumulam continuamente, gravando assim a passagem do tempo. A mais utilizada na paleontologia é a datação por radio-potássio (potássio-argônio) mas também é utilizada a “fission track”, rádio-carbono, séries de Urânio, termoluminescência e electron-spin. No método indireto, a antiguidade do fóssil é obtida associando-se a ele algo que esteja precisamente datado. O procedimento indireto mais comum é datar camadas estratigráficas abaixo e acima do objeto em questão. As técnicas de datação relativa incluem análise faunística e paleomagnetismo. Por exemplo, a escala geológica do tempo para a história da vida na Terra é construída com base nas principais mudanças nas populações fósseis, tais como o aparecimento ou desaparecimento de grupos. Já o princípio por trás do paleomagnetismo baseia-se no fato de a polaridade magnética da Terra se reverter periodicamente. A medida que as rochas se formam, a direção do campo magnético é gravada na orientação das partículas contendo Ferro. O desenvolvimento da biologia molecular forneceu poderosas ferramentas informativas de eventos passados. A comparação de macromoléculas tais como proteínas e DNA tem se


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tornado uma poderosa ferramenta somada a outros métodos utilizados para medir relações evolutivas entre os seres vivos (anatomia comparada, embriologia, etc). Um exemplo, é a comparação da seqüência de aminoácidos do citocromo c de diversas espécies de organismos. Essa proteína é usada nesses estudos comparativos por estar presente nas células de todos os seres vivos, participando dos processos de obtenção de energia. O citocromo c, uma proteína com pouco mais de uma centena de aminoácidos, é exatamente a mesma na espécie humana e no chimpanzé; o citocromo c porém difere daquele das baleias quanto a posição de 8 aminoácidos; essas diferenças aumentam quando comparamos com as aves (13 aminoácidos), peixes (20 aminoácidos) e trigo (37 aminoácidos). De acordo com a teoria evolutiva essas diferenças refletem nosso alto grau de parentesco com os chimpanzés, com os quais compartilhamos um ancestral há muito menos tempo do que com as baleias e assim por diante. O mesmo princípio se aplica às comparações de nucleotídeos do DNA. Com base nas informações que essas ferramentas nos permitem extrair, o que se pode dizer sobre a história dos seres vivos?

A HISTÓRIA EVOLUTIVA DA DIVERSIDADE BIOLÓGICA A história da vida está intimamente ligada a história geológica da Terra. Durante a história do planeta, diversos eventos geológicos alteraram os ambientes terrestres, definindo os rumos da evolução biológica. A atividade dos seres vivos, por outro lado, causou profundas alterações nas condições físicas e químicas do planeta. O aparecimento dos seres fotossintetizantes por exemplo, que expelem oxigênio como subproduto da fotossíntese, alterou profundamente a composição da atmosfera terrestre. Com a presença desse gás, a atmosfera tornou-se fortemente oxidante e passou a reagir com metais da crosta terrestre, alterando-a. Além disso, o gás oxigênio provavelmente causou a morte da maioria da formas de vida então existentes. A formação da camada de ozônio diminuiu o fluxo de fótons ultravioleta (UV) a baixas altitudes, diminuindo a quantidade de energia circulante. Por um lado, isso abaixou um pouco o efeito estufa, a evaporação, a quantidade de nuvens, a força dos ventos e tempestades. Por outro, aumentou a proteção contra os efeitos destrutivos e de mutações da radiação UV. A camada de ozônio afetou profundamente o curso da evolução biológica. Assim, a história da terra e a história da vida são inseparáveis e foi sua interação que levou às condições e às formas de vida existentes na atualidade. O registro geológico da história da vida na Terra nos diz que a vida certamente existia há 3,5 b.a. e possivelmente há 3,9 b.a.. O cenário geológico no qual a vida evoluiu se formou cerca de 4,5 b.a.; os continentes se formaram há aproximadamente 4 bilhões de anos e tem estado “à deriva” desde então. O seu deslocamento cria por exemplo, montanhas, vulcões e sua configuração determina o padrão de circulação oceânica. Existem alguns pontos marcantes na história dos seres vivos como o aparecimento dos primeiros organismos multicelulares, a passagem da ocupação dos seres vivos exclusivamente do meio aquático para o terrestre, a origem dos animais de quatro pernas, a era dos anfíbios, a expansão da vegetação, primeiros répteis, a expansão e a extinção dos dinossauros e a expansão dos mamíferos, a origem e evolução da espécie humana. Todos esses eventos ocorreram apenas no último bilhão de anos, ou seja, se considerarmos a escala da história da Terra em 24 horas, isto ocuparia apenas as últimas 5 horas. O homem teria aparecido às 23:59:30s. Durante essas 5 horas, pontuando a origem da diversidade biológica, existiram inúmeros episódios de extinção. Catástrofes geológicas têm ocasionalmente alterado as condições ambientais locais e causado extinções, como por exemplo vulcanismo, glaciações e impactos de meteoritos. A história da vida foi pontuada por ao menos cinco grandes extinções em massa, no final do Ordoviciano, Devoniamo, Permiano, Triássico e Cretáceo. A extinção do final do Permiano foi a maior delas; a do Cretáceo foi a segunda maior e parece ter sido causada pelo impacto de um


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grande meteorito. Na realidade, esses grandes eventos de extinção são periódicos e a maioria das hipóteses para explicá-las envolvem causas extraterrestres, como por exemplo chuvas de meteoros. É relevante ressaltar que esses episódios estocásticos de destruição e extinção foram determinantes para os rumos da história da vida, inclusive de nossa própria espécie que foi subseqüente à irradiação dos mamíferos que ocorreu após a extinção dos dinossauros. Mas voltando à nossa escala de 24 horas, o que teria acontecido nas outras 19 horas que antecederam esses episódios?

A ORIGEM DA VIDA

As evidências hoje apontam para a ancestralidade comum dos seres vivos. Os fósseis mais antigos, considerados sem sombra de dúvida como organismos vivos são mais antigos que 3,4 b.a.. Esses fósseis, encontrados na Austrália mostram células simples, procariontes crescendo em filamentos curtos. Acredita-se que esses organismos eram semelhantes a cianobactérias, Se essa suposição é correta, então os fósseis representam provavelmente organismos que já estavam bem acima da origem do primeiro ancestral na árvore evolutiva. O que se tem para trás desse registro? A Terra tem 4,5 b.a. estimados e as rochas sedimentares mais antigas datam de 3,86 b.a.. Não há por esta data evidência direta de vida, mas a assinatura química de atividade orgânica. E para a frente? Desse ponto até 2,5 b.a., o registro fóssil não é uniforme o suficiente para permitir aos paleontólogos traçar linhas de descendência evolutiva dos organismos atuais até os fósseis mais antigos registrados na Austrália. Mas o que se sabe é que o advento das células eucarióticas ocorre, no registro fóssil, há cerca de 1,4 b.a. e marca um grande incremento da complexidade da vida, mas animais multicelulares estavam longe de aparecer, ou seja, a partir do registro das cianobactérias passam-se quase 2/3 da história inteira da vida sobre a Terra em que todos os organismos eram criaturas unicelulares de “design” o mais simples, ou procariotos. A partir do aparecimento da primeira células eucariótica, até o surgimento do primeiro organismo multicelular passa-se um período maior do que todo aquele que passou desde o surgimento do primeiro organismo multicelular até os dias de hoje. Sem dúvida, o processo mais difícil para reconstrução da história, é como se deu a origem da vida há aproximadamente 4 b.a., à medida que a matéria tomou uma direção diferente. No século V. o grego Anaxágoras inventou a hipótese da panspermia, a idéia de que a vida se dispersa sob a forma de sementes por todo o Universo e que em determinado instante havia pousado na Terra. Mais recentemente Francis Crick (co-descobridor da estrutura do DNA) defendeu a panspermia dirigida, idéia segundo a qual seres extraterrestres inteligentes poderiam ter semeado a Terra com o equipamento cósmico de um “kit” inicial para a vida. Existem diferentes correntes na panspermia e sua base comum se baseia no fato de que a vida aparece logo no início da Terra. A passagem do inorgânico para os seres vivos é milhares de vezes mais complexa do que tudo o que ocorreu nos últimos 4 b.a.. Como poderia ter ocorrido esse passo gigante em apenas algumas centenas de milhões de anos sem que tivesse havido evolução anterior? - perguntam os seguidores modernos da idéia da panspermia. Nós adotamos o ponto de vista de que este planeta oferece condições tão boas para o origem da vida quanto inúmeros outros - dado o atual grau de conhecimento incipiente da planetologia. Entretanto, não deixaremos de discutir as diferentes posições sobre este assunto.


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Figura 1. Árvore filogenética da vida mostrando a existência de um ancestral em comum.

Quais as primeiras moléculas diretamente envolvidas na autopoese dos seres vivos que teriam se desenvolvido? A desoxiribose é sintetizada nas células desviando um átomo de oxigênio da ribose. É a ribose, o açúcar de cinco átomos de Carbono do RNA que costuma ser retirada do meio externo como alimento. O fato de todas as células ao receberem-na serem capazes de produzir a desoxiribose sugere que a ribose foi a primeira macromolécula a aparecer. O RNA com a ribose evoluiu possivelmente antes do DNA. As primeiras células talvez tenham sido seres de RNA que só mais tarde evoluíram para um sistema de DNA. Comparar o metabolismo do DNA e do RNA é um exemplo de olhadela pelas janelas celulares em busca de pistas das origens mais remotas da vida. Ao contrário do DNA, que tem que usar o RNA para codificar as proteínas, o RNA pode dirigir sozinho sua replicação e a produção de proteínas. Nos tempos remotos é possível que o RNA fizesse tudo o que o DNA faz hoje no interior das células. Em princípio, o RNA pode produzir proteínas sem nenhum DNA. Na década de 80 mostrou-se que alguns tipos de RNA são capazes de se autoprocessar. São as ribozimas. O RNA é portanto, um forte candidato a condição de supermolécula da vida primitiva. Capaz de se replicar e mutar, agindo como enzima e como gene, o RNA executa operações que formam novas quantidades deles mesmos. Assim, o atual mundo de DNA pode ter se desenvolvido a partir de um mundo de RNA. Entretanto, nem o DNA, nem o RNA por si só bastam para criar a vida. Este é realmente um fenômeno celular. No meio aquoso em que provavelmente surgiu a vida era necessária uma barreira não-aquosa para separar a célula do meio que a cercava. Ao longo do tempo, evolutivo, a individualidade sempre baseada na unidade celular, delimitada por uma membrana, surge com níveis de integração cada vez maiores. A membrana celular é comum a todos os seres autopoéticos e é uma pré-condição para o metabolismo celular. Mas, quais eram as condições do planeta, quando esses sistemas passaram a se organizar? Em 1929 o jovem bioquímico russo, Oparin publicou o livro “A Origem da Vida”. Ele se preocupou em saber como as substâncias químicas poderiam organizar-se rumo à formação de vida. Descrevendo gotículas que teriam crescido pela absorção de compostos de Carbono. Teorizando uma atmosfera primitiva rica em hidrogênio, com gases metano e amônia e com uma fonte solar de energia, postulou que seres “coacervados” se tornariam cada vez mais dependentes de suas propriedades físico-químicas internas e específicas”.


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Como Oparin vivia na antiga URSS, que era oficialmente atéia desde 1917, ele pôde teorizar sobre sua nova versão de geração espontânea, sem entrar em confronto com a religião estabelecida. Em 1929, Haldane chamou atenção para o fato de que o oxigênio reativo teria destruído os compostos orgânicos e que portanto a vida teria surgido numa atmosfera livre de Oxigênio (atmosfera redutora). Em 1953, Stanley Miller combinou o cenário de formação do Sistema Solar de seu orientador, Harold Urey com o da origem de vida de Oparin numa atmosfera redutora para desenhar o primeiro experimento relevante para a origem da vida. A imitação em laboratório do que se supunha ser a atmosfera planetária terrestre primitiva criada por Miller continha hidrogênio molecular, vapor d’água, amônia e metano e foi sujeita a descargas elétricas. Grande variedade de compostos orgânicos foi produzida rapidamente: todos os 20 aminoácidos usados pelos seres vivos, açúcares e bases nitrogenadas do RNA e DNA. Este experimento tem sido feito em inúmeras versões, mas nenhuma forma de vida foi sintetizada em laboratório. O abismo entre a evolução química e as verdadeiras células continua intransponível. Até hoje, esse experimento é usado como referência de origem da vida na Terra. Entretanto, há mais de 3 décadas se sabe que a atmosfera primitiva da Terra não era redutora, era neutra. Nessas condições, o experimento de Miller/Urey produz quantidades insignificantes de aminoácidos. Ele se aplicaria a algum dos planetas gigantes (Júpiter, Saturno, etc.), mas não à Terra. Mas quais seriam efetivamente as condições abióticas físicas e químicas da Terra quando se deu o surgimento dos primeiros seres vivos?

ORIGEM E EVOLUÇÃO DA TERRA A teoria de origem do Sistema Solar foi estabelecida em suas linhas gerais há meio século. Nas últimas décadas, entretanto, ocorreram avanços significativos no entendimento da estrutura e evolução dos planetas. O Sistema Solar nasceu há 4,56 b.a.. Nosso sistema planetário tem a forma de um disco achatado, com a maior parte da massa no centro (Sol) enquanto o momento angular (massa vezes a velocidade de giro) ficou nos planetas. Os planetas se dividem em duas famílias: os quatro internos são pequenos e rochosos enquanto os quatro externos são gigantes gasosos. A teoria que reproduz essas características diz que a formação de planetas é um ingrediente essencial na formação de estrelas. Diz também que os planetas gigantes se formaram a partir de poeira recoberta de gelo, que se cola facilmente ao colidir. Assim, esses planetas cresceram rapidamente e foram capazes de capturar bastante gás da nuvem primitiva. Na parte interna da órbita de Júpiter, o gelo que recobria a poeira interestelar foi vaporizado pelo Sol. A dificuldade de colagem da poeira seca gerou planetas pequenos, com pouco material volátil e com força gravitacional insuficiente para atrair o gás. Observações recentes de sistemas planetários em formação na nebulosa de Orion e em outros locais permitiram explorar as condições físicas no disco de poeira protoplanetária e verificar que este cenário é correto. A Terra, portanto nasceu seca. Logo que os protoplanetas se formaram, suas gravidades atraíram todos os corpos menores que estavam nas proximidades. Um planeta do tamanho de Marte teria colidido com a Terra, gerando a Lua. Quando Júpiter acabou de se formar, produziu uma intensa chuva de cometas na Terra, trazendo água e gerando os oceanos há 4,45 b.a.. Os impactos meteoríticos eram freqüentes. Muitos deles geravam energia suficiente para ferver as camadas superficiais dos oceanos. Essa chuva cessou há 4 b.a., e há 3,86 b.a. já apareciam sinais indiretos da existência de vida. Não existem fósseis, mas as rochas mais antigas indicam deficiência de

13C. O único modo que se conhece de seleção

desse isótopo do carbono é biológico, através da enzima chamada rubisco. Outra indicação indireta de existência de vida são as camadas de formação de óxido de ferro (BIF). A oxidação do ferro nos estuários fluviais exigiam a concentração de oxigênio livre na água, o que indica a existência de organismos fotossintéticos. Organismos fotossintéticos são


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muito complexos, de modo que a vida deve ter surgido muito antes. Isso indica que a vida teria surgido ainda na fase de impactos esterilizantes e possivelmente teria surgido e sido destruída mais de uma vez. Seria de esperar que evolução levaria mais tempo para produzir seres autótrofos (como os que produzem fotossíntese) que heterótrofos. O que essas camadas de óxido de ferro tão antigas nos informam a esse respeito? A atmosfera da Terra nasceu muito parecida com a de Vênus e Marte: dominadas por CO2 e N2 e temperaturas de 85

oC. Há 4 b.a. elas começaram a evoluir de forma muito distinta.

O efeito estufa em Vênus entrou em ciclo descontrolado, vaporizando toda a água. Marte, por insuficiência de efeito estufa resfriou-se rapidamente e perdeu a pressão atmosférica. Na Terra, o CO2 foi dissolvido nos oceanos e transformado em rochas calcáreas, diminuindo o efeito estufa. A submersão dessa rochas no magma libera gradativamente o CO2 para a atmosfera através dos vulcões, de modo a manter um efeito estufa controlado, não levando o planeta para casos extremos como o de Vênus ou Marte. A reciclagem do CO2 entre atmosfera, oceano e crosta é um fator fundamental nas condições climáticas, o que mostra mais uma faceta da importância da água líquida para a vida. Os fósseis mais antigos (3,46 b.a.), encontrados por exemplo na Austrália, já são organismos muito complexos, indicando que a vida teria percorrido grande parte de sua evolução em épocas anteriores, reforçando as indicações indiretas de vida citadas acima. Nessa época o oxigênio produzido pelos organismos fotossintéticos já havia oxidado o ambiente marinho a ponto de sobrar e começar a se acumular na atmosfera, formando a camada de ozônio. Isso corta a entrada de radiação UV nas camadas mais baixas da atmosfera, criando um ambiente protegido para a vida. Essa camada é destruída em escalas de tempo curta, de modo que sua existência indica que ela é reposta incessantemente pelos organismos que fazem fotossíntese. Outros gases, como metano e amônia são destruídos rapidamente pela radiação UV do Sol. A presença desses gases na atmosfera de um planeta pequeno só pode ser explicada por atividade biológica. Eles não estavam presentes na atmosfera primitiva da Terra, de modo que a produção de aminoácidos não poderia ter seguido o esquema proposto por Miller. Muitos meteoritos trazem aminoácidos para a Terra, alguns deles com propriedades levógiras, como ocorre nos seres vivos. Isso indica que o que parece ter sido difícil de ser formado na Terra primitiva pode ter sido produzido fora dela. Quando e onde se originaram os elementos, as substâncias e compostos químicos que hoje estão na Terra?

A EVOLUÇÃO DA MATÉRIA EM GRANDE ESCALA

A origem e evolução do Universo é descrita com sucesso pela Teoria do Big Bang, em especial uma de suas versões que tem uma fase de crescimento inflacionário. Em sua origem, há 13,7 b.a. o Universo teria sido tão denso que a gravidade seria negativa, forçando a matéria a se expandir, em vez de contrair. A expansão produziria instabilidades que criariam bolsões de matéria (e anti-matéria) com gravidade positiva, como a da matéria que conhecemos. Os bolsões cósmicos seriam criados incessantemente e não interagem entre si, seriam os chamados universos paralelos. Nosso bolsão cósmico começou com uma temperatura extremamente alta que foi caindo rapidamente à medida que se expandia. Isso produziu transformações profundas tanto nas partículas elementares como nas propriedades globais do Universo. Quando o Universo atingiu 1/1000 de segundo de vida, a matéria e antimatéria se combinaram, aniquilando-se em forma de luz. Se a simetria fosse perfeita, ele teria se transformado numa bolha de pura luz. Mas, para cada 1 bilhão de partículas de anti-matéria, existia 1 bilhão e uma partículas de matéria do nosso tipo, como prótons, neutrons e elétrons. O átomo de hidrogênio é formado por um próton e um elétron, de modo que esse é o elemento químico mais antigo que existe. As altas temperaturas provocaram a fusão nuclear entre prótons, de modo que ao fim de 3 minutos 10 por cento


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da matéria foi transformada no segundo elemento da tabela periódica, o hélio. A partir daí, o universo ficou frio demais para a nucleossíntese. Até 380 mil anos de vida, o Universo era uma bola de plasma luminosa e opaca. A pressão da luz dissolvia as aglutinações de matéria, impedindo a formação dos astros. Ao atingir cerca de 3 mil graus, os átomos se recombinam, e a matéria fica neutra. O Universo fica transparente e o céu escuro. Livre da pressão da luz, a matéria colapsa formando astros. Aos 200 milhões de anos de idade, surge a primeira geração de estrelas, luminosas e de vida muito curta. A explosão dessas estrelas (supernovas do tipo II) enchem o Universo com oxigênio e um pouco de elementos químicos mais pesados. Na Via Láctea, essas estrelas se localizam no halo. A elevada abundância de oxigênio e hidrogênio e a alta reatividade desses elementos produzem vastas quantidades de água (H2O), uma das substâncias mais abundantes do Universo. Depois do halo, forma-se o bojo da galáxia e só muito depois o disco, contendo os braços espirais. Podemos dizer que praticamente todos os astros - galáxias, estrelas e seus planetas nasceram nos primeiros 2 b.a. de vida do Universo. Uma população de estrelas pouco maiores que o Sol começou a morrer cerca de 1 bilhão de anos mais tarde que as de grande massa. As que estavam em sistemas duplos explodiram em forma de supernovas tipo Ia, gerando elementos químicos mais pesados, como o ferro. Em mais 1 b.a. a morte de estrelas um pouco menores que essas semeiam carbono, nitrogênio e oxigênio. O bojo da nossa galáxia já tinha todos os elementos químicos biogênicos (CHONPS) na proporção que conhecemos no Sol logo nos primeiros bilhões de anos de vida do Universo. Em galáxias com maior taxa de formação estelar, como as elípticas, o enriquecimento químico ocorre mais depressa. Há cerca de 11 b.a., a composição química do Universo poderia ter permitido o surgimento da vida. Pouca coisa mudou desde essa época até a formação do Sistema Solar há 4,56 b.a.. A vida seria tão velha? A que ponto ela poderia ter evoluído? Se a evolução produz necessariamente seres inteligentes, por que nos encontramos nesta solidão cósmica? Por que não somos contatados por alienígenas? Uma indicação direta de que a Galáxia atingiu composição solar há tanto tempo pode ser vista pelas moléculas interestelares. As nuvens interestelares têm densidade menor que o melhor vácuo de laboratório na Terra. Mesmo assim, elas têm moléculas tão complexas como açucares, bases nitrogenadas até o fulereno (60 átomos de carbono). O curioso é que a quase totalidade se baseia no carbono e não no silício ou outros elementos de valência química semelhante à do carbono. A probabilidade de colisão entre dois átomos nesse ambiente é tão baixa que essas moléculas precisam de bilhões de anos para serem formadas. O reinado da química, entretanto, não se localiza nas nuvens interestelares, mas nos planetas. A densidade da crosta dos planetas é um bilhão de bilhão de vezes maior que no meio interestelar. Além disso, a proximidade de uma estrela fornece energia: a cada aumento de 10

oC, a taxa das

reações químicas dobra. Desse modo, um átomo num planeta encontra-se com mais átomos em um dia que no meio interestelar em milhões de anos. Nesse aspecto, nosso planeta não deixa nada a desejar para a formação de vida. Além disso, está dentro da zona de habitabilidade de uma estrela que se mantém estável ao longo de 10 bilhões de anos.

EXISTE VIDA EM ALGUM OUTRO PLANETA?

A atmosfera de Marte teve condições semelhantes à da Terra até cerca de 3,5 b.a., tendo se resfriado rapidamente depois disso. A pequena gravidade fez com que o planeta perdesse sua atmosfera. Hoje existe água líquida no subsolo, que às vezes flui em crateras, mas evapora com rapidez. A idéia corrente é que Marte possa ter abrigado vida em seus primórdios, mas que hoje seria um ambiente pós-biótico. No início dos anos 80, as naves Viking fizeram testes na zona equatorial de Marte, não obtendo resultados positivos


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nem para bactérias vivas nem mortas. Em 1997, a análise de um meteorito marciano encontrado no Pólo Sul, o ALH84001, indicou a presença de inúmeras formações parecidas com fósseis de micróbios terrestres (ver figura abaixo). Isso chegou a ser anunciado como prova de que a vida tenha existido em Marte. Análises mais cuidadosas, entretanto, não levam a resultados concretos, deixando a situação indefinida. Novas pesquisas estão em curso nas regiões próximas aos pólos marcianos, onde se concentra a maior parte de suas reservas de água. Em 2004, a nave Cassini estará conduzindo experimentos em Titan, uma das luas de Saturno. Titan tem uma atmosfera mais espessa que a da própria Terra. Embora muito fria, ela tem lagos de amônia e metano líquidos. Mais que isso, ela possui um continente de matéria orgânica com espessura de 1 km. Esse ambiente é considerado pré-biótico. O paradigma de vida que ali poderia se desenvolver, entretanto, é muito diferente do da Terra. Aqui temos oceanos de água - que é uma molécula polar e pode entrar e sair sem danificar as membranas celulares. No caso de Titan, os líquidos são apolares, o que induziria à formação de membranas celulares muito diferentes do nosso caso.

Figura 2. Formação no interior de meteorito marciano, que poderia ser um fóssil de vida daquele planeta.

Europa, uma das luas de Júpiter, tem vastos mares de água líquida submersos sob grossas camadas de gelo. A energia de marés, produzida por Júpiter, mantém fontes de energia internas. O fundo desses oceanos pode conter ventos hidrotérmicos muito parecidos com os do oceano da Terra primitiva, onde a vida aqui provavelmente se iniciou. O problema é como ter acesso a essas regiões escondidas sob mais de uma centena de quilômetros de gelo e água. Quanto aos planetas gigantes como Júpiter, Saturno, Urano e Netuno contêm grande quantidade de material biogênico, atmosferas redutoras, como no experimento de Miller/Urey e são intensamente fustigadas por descargas elétricas. O ambiente é muito propício à formação de aminoácidos. Um problema desses planetas gasosos são as correntes de convecção que levam o material para camadas profundas, onde a temperatura é maior de 1 000

oC. Não se pode afirmar que a vida é impossível, já

que seres poderiam se manter flutuando na alta atmosfera. O problema é como impedir que os compostos necessários para a vida primitiva afundem nesse inferno gasoso.


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Nos últimos anos foram descobertos mais de uma centena de planetas em estrela próximas. A quase totalidade deles é de planetas gasosos gigantes, maiores que Júpiter. Ainda mais, as limitações das técnicas atuais só permite a descoberta de planetas muito próximos da estrela central, fora da zona de habitabilidade. Além de terem uma dinâmica interna desfavorável à vida, eles estão próximos demais da estrela central, submetidos a grande fluxo de calor. Esse planetas parecem estar migrando de regiões mais afastadas para perto da estrela central. Uma indicação indireta disso é o fato de essas estrelas apresentarem uma abundância de metais mais alta que o Sol. Aparentemente, os planetas gigantes teriam jogado os planetas rochosos para a estrela central vaporizando-os nessas fornalhas cósmicas. Isso mostra quantas catástrofes de natureza cósmicas podem ocorrer. A compreensão dos limites planetários é um imperativo para a sobrevivência em escalas de tempo amplas.

PROJETOS DE PROCURA DE VIDA FORA DA TERRA

Estrelas maiores que o Sol (brancas e azuis), poderiam favorecer o aparecimento de vida. Elas emitem altos fluxos de radiação UV, o que implica em altas taxas de mutação. Isso pode ser ruim, por causar muitas mutações, mas pode ser bom, se os mutantes encontrarem abrigos favoráveis nos planetas que as orbitam, como cavernas ou oceanos. O problema é que o tempo de vida de uma estrela varia inversamente com o cubo de sua massa, de modo que uma estrela dez vezes maior que o Sol morre mil vezes mais depressa - 10 milhões de anos comparados com 10 b.a. para o Sol. Além disso, as estrelas são tão mais raras quanto mais “pesadas”. A população de estrelas pequenas (vermelhas) é muito numerosa e vive muito tempo. Entretanto, as estrelas muito menores que o Sol não são propícias à vida: elas têm campos magnéticos fortes, que causam erupções gigantescas. Ocorre que quanto menor a estrela, mais próximo dela está sua zona de habitabilidade, de modo que essas erupções causam grandes flutuações energéticas em seus possíveis planetas. As estrelas mais propícias à vida seriam, portanto, amareladas ou alaranjadas. Um fator adicional torna essas estrelas interessantes: elas giram muito devagar, indicando que transferiram seu movimento de rotação para seus planetas, como no caso do Sol. A Via Láctea contém dezenas de bilhões delas, em torno de cada uma das quais devem girar diversos planetas rochosos, que são os mais propícios para a vida (como a conhecemos). Entretanto, as estrelas estão a distâncias imensas. Os melhores telescópios atuais não conseguiriam fotografar diretamente um planeta como Júpiter orbitando a estrela mais próxima de nós (Alfa do Centauro: 40 trilhões de km). Um planeta rochoso como a Terra é pequeno e reflete pouca luz. Se estiver longe da estrela será muito fraco para ser captado pelo telescópio, se estiver perto, será ofuscado por ele, oferecendo desafios enormes para ser detectado. Somente telescópios com uma acuidade cem vezes melhor que os atuais conseguiriam essa façanha. Essa tecnologia ainda não existe, mas pode ser desenvolvida em 10-20 anos, se contar com o financiamento necessário. Os pagadores de impostos dos países do primeiro mundo se mostraram dispostos a aplicar parte de seus impostos para esse fim e projetos como o Darwin e o NGST já se encontram em andamento. Para progredir nesse tema, os astrônomos escolheram perguntas que podem ser respondidas de modo direto, com base no que se conhece da evolução da vida na Terra. Por exemplo: que estrelas próximas de nós abrigam planetas do tipo da Terra? Quais deles têm camada de ozônio? Essa camada só pode ser produzida por vegetais que fazem fotossíntese. Algum deles tem metano? O metano na atmosfera de um planeta pequeno só existe se estiver sendo emitido pela digestão animal. As “assinaturas” desses compostos químicos apareceriam na faixa infravermelha do espectro luminoso dos planetas. Os projetos astronômicos visam detectar produtos da vida mais comum que habitou a Terra por mais tempo: microorganismos. À primeira vista pareceria muito simples detectar vida no Universo se pudéssemos ligar o rádio ou a TV e captar suas transmissões. Alguns embarcaram


Cap. 8 - 13

nessa aventura, mas a maioria dos astrônomos sempre achou isso uma brincadeira. Ela até poderia dar certo se esses seres estivessem em estrelas vizinhas, se a inteligência aparecesse cedo na evolução, se ela sobrevivesse por muito tempo, se seres inteligentes usassem ondas de rádio, e se eles dispusessem de recursos suficientes para mandar mensagens para inúmeras direções ao longo de muito tempo. Não há como avaliar as perspectivas de sucesso de um empreendimento desse tipo, e ninguém imagina que possa receber um cheque em branco para isso. A famosa equação de Drake tem por objetivo calcular qual é o número de civilizações na nossa Galáxia com as quais poderíamos nos comunicar. Alguns termos são fáceis de determinar, seguindo o panorama que apresentamos até agora. Outros, entretanto dependem de fatores que desconhecemos totalmente, como a durabilidade de uma civilização com o poder destrutivo como temos hoje. As probabilidades vão de uma em um trilhão a vários bilhões. A equação em si não informa muito, mas desencadeia discussões apaixonadas. Uma civilização que pudesse viajar a 1 por cento da velocidade da luz e que tivesse vontade de colonizar toda a galáxia poderia fazê-lo em apenas algumas dezenas de milhões de anos. A falta de visitantes alienígenas aponta para uma solução não muito otimista da equação de Drake.

CONSIDERAÇÕES GERAIS SOBRE A EVOLUÇÃO DA MATÉRIA

A humanidade é um breve capítulo de uma história muito maior. A matéria desde o Big Bang vem trabalhando, fabricando átomos, com eles faz os astros, deles novos átomos, compostos químicos, com eles a vida, a emoção começa a percorrer a matéria, acende-se centelha da inteligência, esse fogo se alastra e surge a linguagem, a arte, a ciência. Temos muitas conexões com átomos, astros e outros animais. Olhando para trás no tempo, vemos o quão rapidamente a máquina da evolução tece sua complicada teia. Muda de tom, toma rumos imprevisíveis. Hoje somos herdeiros de 14 b.a. de história, o universo fala por nossa boca, se enxerga através de nossos olhos, se conhece através de nós. Mas, não somos o objetivo nem o ápice de nada. A evolução está a nos digerir, somos um produto de passagem. Em que seremos transformados? Nossos descendentes serão tão diferentes de nós que se espantarão ao descobrirem que somos seus ancestrais? Sentirão o mesmo asco que as senhoras da sociedade do século passado tiveram ao ouvirem dizer que somos parentes próximos dos macacos? Para sobreviver, aprendemos a explorar cada uma das possibilidades da biosfera. A própria biosfera vai se extinguir. No futuro, quando isso acontecer, conseguirão nossos descendentes cruzar o vazio cósmico e achar um planeta tão receptivo quanto este que chamamos nosso? No momento não temos resposta. Nossa única alternativa é cultivar essa nave que nos carrega através do céu. Nesse mirante cósmico tem muito espaço para criar mais vida, concreta como as minhocas ou frutas ou virtual como teorias, artes e filosofias.

IAG USP - Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências ... · que o Sol é uma estrela de 5...

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