O FASCÍNIO DO UNIVERSO

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Fascínio do Universo - Astronomia - USP

O FASCÍNIO DO UNIVERSOEditores: Augusto Damineli e João Steiner


Todos os direitos desta edição reservados à:© Augusto Damineli e João SteinerProdução gráfica: Odysseus EditoraRevisão: Daniel SeraphimRevisão final: Pedro UlsenProjeto gráfico, capa e diagramação: Vania VieiraOdysseus Editora Ltda.R. dos Macunis, 495 – CEP 05444-001 – Tel./fax: (11) 3816-0835editora@odysseus.com.br – www.odysseus.com.brISBN: 9788578760151Edição: 1Ano: 2010Dados Internacionais de Catalogação na Publicação (CIP)(Câmara Brasileira do Livro, SP, Brasil)O Fascínio do universo / organizadores AugustoDamineli, João Steiner. -- São Paulo : OdysseusEditora, 2010.1. Astronomia 2. Cosmologia I. Damineli,Augusto. II. Steiner, João.10-04696 CDD-523.1Índices para catálogo sistemático:1. Cosmologia : Astronomia 523.12. Universo : Astronomia 523.1Capa: Imagem da galáxia de Andromeda tomada na luz visívelpor Robert Gendler, como parte do projeto “From Earth tothe Universe” (www.fromearthtotheuniverse.org).


Editores: Augusto Damineli e João Steiner.Coordenação da Sociedade Astronômica Brasileira: Keplerde Souza Oliveira Filho (coordenador), Beatriz E. Barbuy,João Braga, João E. Steiner, José Williams Santos Vilas Boas,Eduardo Janot-Pacheco (presidente da SAB).Redação final: João Steiner,Flávio Dieguez, Augusto Damineli e Sylvio Ferraz Mello.Agradecimentos a Ildeu de Castro Moreira (Departamentode Popularização e Difusão da C&T do Ministério da Ciênciae Tecnologia) pelo incentivo à produção deste livro e peloapoio decisivo ao Ano Internacional da Astronomia 2009.Financiamento: Projeto CNPq 578802/2008-2concedido a A. Damineli para ações doAno Internacional da Astronomia 2009.


O livro em formato PDF está no endereçowww.astro.iag.usp.br/fascinio.pdf


ÍNDICEApresentação 7Cap. 1 - O Universo é um laboratório de Física 9Cap. 2 - Sistemas planetários 17Cap. 3 - Exoplanetas e procura de vida fora da Terra 27Cap. 4 - Estrelas variáveis e o Universo transiente 33Cap. 5 - Populações estelares 57Cap. 6 - Galáxias e seus núcleos energéticos 61Cap. 7 - Estruturas em grande escala do Universo 69Cap. 8 - Universo, evolução e vida 87Cap. 9 - Astronomia no Brasil 93


Telescópios SOAR de 4 metros (frente) e Gemini Sul de 8 metros (fundo) noCerro Pachón (2750 m), Chile, ao pôr do Sol. A parceria nesses telescópios éo marco de uma nova era nas atividades de pesquisa astronômica no Brasil.Além da alta qualidade do sítio, participamos da construção de instrumentosde alta tecnologia. (Crédito: A. Damineli)10


Aglomerado com estrelas azuis, conhecido noBrasil como sete-estrelo. É um asterismo conhecidopor todos os povos da Terra, desde a maisremota antiguidade. Esta ninhada contém centenasde estrelas jovens (com cerca de cem milhõesde anos), ainda circundadas por poeira quedifunde a luz estelar. (Crédito: ANGLO / AUSTRA-LIAN OBSERVATORY, DAVID MALIN. )12


Capítulo 1O Universo é umlaboratório de Física“Quando as Plêiades aparecem no céu é tempo de usar afoice – e o arado, quando se põem” – Hesíodo, poeta grego doséculo VIII a.C., sobre a constelação das Plêiades.“Os neutrinos são muito pequenos... Para eles a Terra é sóuma bola boba, que eles simplesmente atravessam” – JohnUpdike, poeta norte-americano (1932-2009)De Hesíodo a Updike, o universo sempre esteve muito pertoda civilização. Tem sido usado tanto para agendar o cultivo daTerra, no passado, quanto como fonte de inspiração para os escritores,em todas as épocas. O mistério das estrelas mexeu profundamentecom a imaginação dos povos e converteu-se em matériaprimapara o desenvolvimento da filosofia, das religiões, da poesiae da própria ciência, que ajudou a produzir as coisas práticas, quetrouxeram conforto, qualidade de vida, cultura e desenvolvimentoeconômico e social. Observar o céu e anotar os movimentos dasestrelas e dos planetas é uma prática milenar e continua na fronteirado conhecimento e da cultura contemporânea.No início desse novo milênio, as ciências do universo estãoprontas para dar um salto como poucos na história da civilização,e os próximos anos deverão trazer as estrelas e as galáxiaspara muito mais perto da sociedade. A Astronomia desdobrou-seem Astrofísica, Cosmologia, Astrobiologia, Planetologia e muitasoutras especializações. Não é por acaso: a divisão de trabalhofoi necessária para dar conta desse imenso laboratório que nos13


Galáxias que atropelam umas às outras – apesar das distâncias incríveis que as separam – revelam um Universovivo, em transformação permanente. Estas duas galáxias espirais em colisão, chamadas de Antenas,estão em processo de fusão. Nossa Galáxia está em colisão com diversas galáxias menores e em cerca de doisbilhões de anos colidirá com Andrômeda, gerando um panorama muito parecido com as Antenas. As estrelasnão colidem entre si durante o choque, mas a agitação do gás gera grandes ninhadas de novas estrelas, entreelas as azuis, de grande massa. (Crédito: NASA/ESA/ HUBBLE HERITAGE TEAM (STSCI/AURA)-ESA/HUBBLECOLLABORATION.)oferece uma oportunidade única: testarideias que jamais poderiam ser submetidasa experiências aqui na Terra. No céu,não há limite para a imaginação.Os telescópios atualmente fotografamestrelas e galáxias aos milharesde uma só vez. Já não têm apenas lentesde aumento ou espelhos, mas também,e cada vez mais, circuitos eletrônicosque absorvem a luz, registram sua intensidade,decompõem-na de formasvariadas. Assim, extraem delas a melhorinformação possível. Os computadoresencarregam-se de recriar as imagenscaptadas. Eles podem torná-las mais nítidas,filtrar e recombinar suas cores paradestacar detalhes-chave difíceis de identificardiretamente nas fotografias.Dezenas de telescópios, nas últimasdécadas, foram instalados no espaço,onde a imagem é mais limpa pornão haver ar para borrá-la. As imagensga nham uma nitidez excepcional – aponto de se poder acompanhar o climados planetas mais próximos, comoMarte e Júpiter, quase como se acom-14


panha o clima aqui na Terra. Ainda maisimpressionantes são os espelhos inteligentes,inventados para evitar o custode lançar um grande instrumento aoespaço: com a ajuda de um raio lasereles podem examinar as condições instantâneasdo ar. Essas informações alimentamum computador, que mandadeformar o espelho captador de luz.Com isso, corrigem-se os borrões criadospela atmosfera. Além da luz comum,com suas cores tradicionais, visíveis aoolho humano, existem telescópios queenxergam raios X, luz infravermelha,ondas de rádio, micro-ondas e outrasformas de luz invisíveis.Essa quantidade inimaginável deinformação já se tornou rotina – comouma máquina de produzir conhecimento.Ela flui pela comunidade internacionaldos astrônomos e os ajuda a contar asestrelas e agrupá-las em populações distintas.Também pode-se estimar a idadedas galáxias em que as estrelas estão. Aspróprias galáxias – contendo centenasde bilhões de estrelas cada uma – podemser classificadas em tipos distintos, comose fossem tribos cósmicas.E assim como as estrelas formamgaláxias, estas também se ligamumas às outras para formar objetosastronômicos ainda maiores. São osaglomerados e superaglomerados degaláxias – estes últimos tão grandesque sua história se confunde com ahistória do Universo (por isso eles podem,num futuro próximo, ajudar a desvendara evolução e a origem do cosmo,há quase 14 bilhões de anos).As estrelas não são eternas, comose pensava até o século XIX. Elas nascem,evoluem e morrem, e durante avida fa bricam átomos pesados que nãoexistiam no Universo jovem, quando aquímica do Cosmo resumia-se aos doisátomos mais simples, o hidrogênio e ohélio. Essa atividade não para porque, aoexplodir e morrer, as estrelas de grandemassa espalham seus restos pelo espaço,enriquecendo o ambiente cósmicocom carbono, oxigênio, cálcio, ferro e osoutros átomos conhecidos.15


A supernova do Caranguejo foi vista em pleno dia, em 1054, pelos chineses. Seus gases se expandema velocidades superiores a 10.000 Km/s e em seu centro se observa um pulsar – estrela denêutrons com fortes campos magnéticos – que gira 33 vezes por segundo. (Crédito: NASA, ESA,J. Hester, A. Loll (ASU))Desses restos nascem outras estrelas,que enriquecem ainda mais deátomos o espaço. Ao mesmo tempo, os“caroços” das estrelas que explodiramtambém se transformam em astros,mas diferentes das estrelas comuns.São corpos inimagináveis, como as anãsbrancas, as estrelas de nêutrons e os buracosnegros. Esses personagens são ocaroço central das estrelas mortas, quea de tonação esmaga e converte em corposcompactados, duríssimos.O Cosmo, portanto, não é um museude objetos inalcançáveis. Está vivo,em transformação permanente. E é paradar conta desse ambiente mutante queos telescópios começaram a incorporar adimensão do tempo aos seus dados básicos.Não é simples como parece: comoas estrelas e as galáxias vivem bilhõesde anos, seus ciclos de vida são imensose suas explosões mortais são extremamenteraras. Mas, quando se observamgrandes fatias do céu ao mesmo tempo,é possível flagrar diferentes astros passandopor fases distintas do ciclo vital.Até as mais raras detonações tornam-sefrequentes e podem ser vistas o16


tempo todo, iluminando algum ponto docéu. Outros telescópios podem então serdirecionados para lá, para acompanharos detalhes do espetáculo. E é um espetáculoindescritível, já que as grandes estrelas,ao sucumbir, superam galáxias inteirasem brilho. Seus clarões podem servistos por toda a extensão do Universopor alguns dias. Esse tipo de explosão échamado de supernova.Como podem ser vistas de muitolonge, as supernovas acabaram se tornandomuito úteis como ferramentapara investigar o próprio Universo. Foipor meio delas que, em 1998, descobriuseque o Universo está expandindo cadavez mais depressa, levantando a hipótesede que existe algum tipo de forçadesconhecida, aparentemente dotadade antigravidade.Desde então esse novo habitantecósmico vem sendo chamado de energiaescura, e a corrida para identificá-lo tornou-seum dos tópicos mais excitantesda Astronomia. Nessa busca, as supernovasfuncionam como um velocímetro:seu clarão dá aos astrônomos um meiopreciso de calcular a taxa de expansão doUniverso naquele ponto.No espaço, o que está longe tambémestá no passado, já que a luz demorapara chegar aos telescópios e, portanto,aos nossos olhos. Assim, as supernovasmais distantes podem mostrar comoeram quando o Cosmo começou a seacelerar e se a aceleração está ou nãomudando ao longo do tempo.A partir daí, pode-se especular commais precisão sobre a natureza exata daenergia escura. Que tipo de energia seráessa? O que ela pode nos ensinar sobreos átomos e suas partículas? Os cálculosmostram que a energia escura – seja láo que for – é muito mais comum que amatéria atômica que forma as estrelase galáxias: mais de 70% da energia totaldo Universo está na forma de energia escura.Para cada quilograma de matériatradicional, existem 10 quilogramas deenergia escura correspondente.Essa matéria desconhecida eines pe rada representa uma revolução17


uma celebração global da Astronomia esuas contribuições para oconhecimento humanouno conhecimento do Universo – tão importantequanto a decoberta de que aTerra não é o centro do Universo, comose pensava até 500 anos atrás. A energiaescura certamente tem papel decisivosobre o destino final do Cosmo. Masnão só isso: pode ter influência essencialsobre a sua arquitetura atual, ajudandoa moldar a imensa teia de galáxias quevemos nas maiores escalas de espaço etempo. Há ainda a matéria escura, queé cerca de seis vezes mais comum doque a matéria luminosa – que é a quepodemos ver. Também não sabemos doque é feita a matéria escura.Esse momento de entusiasmo efascínio renovado pelo antigo mistériodas estrelas coincide com os quatro séculosda obra do cientista italiano GalileuGalilei (1564-1642), que foi um dos primeirosa examinar o céu com ajuda de umtelescópio – e a desenhar, à mão, o quetinha visto na Lua, no Sol, em Júpiter e emSaturno, espantando a sociedade de suaépoca. Esse marco foi comemorado peloseventos do Ano Internacional da Astronomia,em 2009, uma celebração globalda Astronomia e suas contribuições parao conhecimento humano. Uma das metasdo Ano Internacional foi impulsionarfortemente a educação, tentar envolver omáximo possível o público e engajar osjovens na ciência, por meio de atividadesdos mais diversos tipos – nas cidades, emcada país e também globalmente.Este livro é parte desse movimentoe seu objetivo é descrever em linguagemsimples, mas com detalhes, o que sesabe sobre alguns aspectos do Universo ecomo eles são estudados no Brasil. Alémdos fatos científicos, ele visa também adestacar o papel cultural e econômicoda Astronomia, como inspiração para odesenvolvimento de muitos outros camposda ciência, especialmente dentro daFísica e da Matemática.Mais amplamente, a Astronomiaforneceu e continua a fornecer ferramentasconceituais decisivas para a astronáutica,para a análise da luz, para acompreensão da energia nuclear, para aprocura de partículas atômicas. Em ter-18


ma das mais refinadas expressõesda inteligência humanamos do desenvolvimento de materiais etecnologias, ela manteve-se na fronteirada óptica, da mecânica de precisão e daautomação. E, acima de tudo, teve e temprofundo impacto no conhecimento, e éuma das mais refinadas expressões dainteligência humana.Há um século, mal tínhamos ideiada existência de nossa própria galáxia,a Via Láctea. Hoje sabemos que existemcentenas de bilhões delas. Neste início demilênio, abre-se a perspectiva concretade detectar planetas similares à Terra e,possivelmente, vida em outros planetas.E caso a vida exista fora da Terra, investigarmais profundamente a sua origem.Qualquer que seja a resposta, o impactono pensamento humano será um marcona história da civilização.19


O sistema solar é composto por uma estrela, oitoplanetas clássicos, 172 luas, um grande número deplanetas anões como Plutão, um número incalculávelde asteroides e dezenas de bilhões de cometas.(Crédito: A. Damineli e Studio Ponto 2D)20


Capítulo 2Sistemas planetáriosA teoria da gravidade do físicoinglês Isaac Newton (1643-1727) foi deduzidadiretamente das leis de JohannesKepler (1571-1630), que diziam como osplanetas se moviam em torno do Sol. AAstronomia Dinâmica é a mais antigadisciplina da Astronomia Física. Apareceupela primeira vez no livro PrincípiosMatemáticos, de Newton, em que a teoriada gravitação de Newton foi aplicada aomovimento dos planetas e seus satélites,assim como dos cometas e asteroides.O matemático francês Pierre-SimonLaplace (1749-1827) foi quem deu onome de Mecânica Celeste a esse conjuntode aplicações da teoria da gravidade.Nos séculos seguintes a AstronomiaDinâmica ampliou-se. Passou a abrangeros movimentos das estrelas dentro dasgaláxias e em sistemas com várias estrelasligadas pela gravitação, como osaglomerados de estrelas.Desde os anos 1950, passou-se aoestudo astrodinâmico do movimento desondas e satélites artificiais, de um lado,e, de outro, o estudo dos sistemas planetáriosextrassolares, ou seja, orbitandooutras estrelas. Paralelamente, o conjuntode problemas matemáticos que surgemda aplicação das equações de Newtona sistemas de vários corpos passou aconstituir uma especialidade autônomadentro da Matemática.O uso do nome Astronomia Dinâmicae de outros – nos mais variadoscontextos, nos quase 400 anos desdeo trabalho de Newton – não foi feito demaneira uniforme e sem ambiguidades.Neste capítulo vamos tentar eliminar essasdúvidas. Este capítulo trata da parteda Astronomia que estuda os movimentosdos corpos do sistema solar. É importantefrisar que não é possível isolaro contexto mais amplo da AstronomiaDinâmica, que inclui a Mecânica Celestedos matemáticos e a Astrodinâmica dosengenheiros espaciais.Afinal de contas, não há diferençaentre estas duas coisas: estudar o movimentode um asteroide, em órbita aparentementeestável do cinturão de asteroides,para uma órbita de colisão com a21


Terra ou a transferência de um objeto deuma órbita ao redor da Terra a uma outra,que o leve, por exemplo, até as proximidadesda Lua ou de Marte.No final do século XX, os asteroidesassumiram um papel de destaque naAstronomia Dinâmica. A razão principal éque hoje se conhecem cerca de 400 milasteroides movendo-se entre Júpiter e osplanetas interiores (Marte, Terra, Vênuse Mercúrio). Eles são monitorados regularmente,e essa riqueza de informaçõespermite equacionar muitos problemascom precisão. A órbita de um asteroideé caracterizada por vários parâmetros –indicadores do seu tamanho, forma ouorientação no espaço. Essas característicasnão são fixas. Variam de acordo coma ação gravitacional conjunta do Sol, deJúpiter e de outros planetas.As leis que regem essas variaçõesforam determinadas já no século XIX. Elasmostram que a órbita de um asteroidetem “elementos próprios”, que não mudammuito e servem como pistas sobre oseu passado. São traçadores: servem paraidentificar famílias ou tipos de asteroides,e cada família, em geral, é compostapelos mesmos minerais.Uma família que tem ocupadoastrônomos brasileiros é aquela a quepertence o asteroide Vesta. Ela é interessantepara ilustrar o que acontece depoisque se faz a caracterização dinâmica deuma família. Nesse caso, a caracterizaçãoé bem completa: os maiores asteroidesdessa família foram observados emostrou-se que continham os mesmosminerais. Depois, comparando-se comminerais terrestres, verificou-se que erambasálticos. Mais ainda: alguns dos meteoritosque caem na Terra têm composiçãosimilar, o que indica um parentesco entreos meteoritos e a família Vesta.Para completar, imagens de Vestaobtidas pelo telescópio espacial Hubblemostraram uma imensa cratera em suasuperfície, a provável cicatriz de um impactogigantesco no passado. Essa possívelcolisão arremessou grande quantidadede fragmentos de Vesta para o espaço, oque pode ter dado origem a asteroides22


Saturno visto de frente e de costas. Quando visto contra a luz do Sol, Saturnorevela anéis imensos que eram desconhecidos até há pouco tempo. Eles sãofeitos de poeira fina, que resplandece ao ser olhada contra a luz, da mesmaforma que insetos e poeira em suspensão no ar brilham quando contemplamosum pôr do sol. (Crédito: NASA Cassini e NASA/JPL/SSI)23


menores e meteoritos (nome que se dá aum objeto celeste quando cai na Terra).Ainda há muitos fatos que precisamser estudados. Primeiro: os asteroidesresultantes da fragmentação de Vestanão têm órbita tão perto da órbita de Vesta,como deveriam. Segundo: qual teriasido o caminho dos pequenos fragmentos(meteoroides) que caíram na Terra? A respostanão é simples e envolve dois efeitos.Um é a ação gravitacional conjunta doSol, de Júpiter e dos demais planetas. Nosúltimos 30 anos viu-se que essa ação estáligada a zonas de movimentos caóticasno cinturão de asteroides.As mais fracas modificam a formada órbita do asteroide, que pode se tornarmuito mais longa do que a órbitaoriginal. Nas zonas mais fortes, esseefeito pode fazer com que o asteroide seaproxime de Marte, Terra, Vênus ou Mercúrio,e pode haver colisões com essesplanetas. Dentre os asteroides conhecidos,cerca de seis mil têm órbitas que seaproximam perigosamente da Terra, detempos em tempos.Além dos asteroides, situados entreJúpiter e Marte, existe um grandegrupo de objetos que estão além da órbitade Netuno. Eles não têm as mesmascaracterísticas físicas dos asteroides, quesão em geral rochosos. Os objetos maisdistantes, como os cometas, contêm diversostipos de gelo: de água, de carbono,de amônia etc. São restos da nuvem degás e poeira primitiva, que também deuorigem aos grandes planetas.Mas os cometas e outros objetosrelativamente pequenos e distantesacabaram sendo expulsos para longe doSol pela própria ação gravitacional dosplanetas, enquanto estes se formavam.Uma região de grande concentraçãodesses corpos é o chamado cinturão deKuiper, proposto por Gerard Peter Kuiper(1905-1973) em 1951. Desde a década passadadescobriu-se que ali se move umgrande número de objetos em órbitasque não são como as dos planetas, ouseja, quase circulares e planas.Em vez disso, são elípticas, muitoalongadas e com grandes inclinações24


Jupiter: Imagens do maior planeta do Sistema Solar obtidas (esquerda) através de um telescópio em solocom óptica adaptativa e (direita) pela nave espacial Voyager. A visão impressionante destaca a camadamais alta da atmosfera e deixa ver detalhes de apenas 300 quilômetros – compare com o diâmetro do planeta:133.000 km. (créditos: TRAVIS RECTOR (U. ALASKA ANCHORAGE), CHAD TRUJILLO AND THE GEMINI ALTAIRTEAM, NOAO / AURA / NSF E JPL / NASA)em relação ao plano dos planetas. Plutãofaz parte desse cinturão. Existe um esforçopara explicar a configuração orbitaldesses objetos, bem como a distribuiçãode suas cores e tamanhos. Os modelosdinâmicos apontam para processos quetiveram lugar nos primórdios de formaçãoe evolução do Sistema Solar, há maisde quatro bilhões de anos. O descobrimentode novos objetos pode ajudar adecifrar esse enigma e levar a uma compreensãomais completa da evolução doSistema Solar.Uma teoria atual afirma que osplanetas gigantes, nas fases mais avançadasde sua formação, interagiramfortemente com corpos minúsculos –chamados planetésimos – que restavamno disco de gás e poeira do qual nasceu oSistema Solar. Como resultado da interação,os planetésimos foram expulsos daregião dos grandes planetas. Uma dasmais importantes leis da Mecânica é a daação e reação. Se A empurra B, A é empurradopor B na direção contrária. Portanto,se os grandes planetas empur raram osplanetésimos, também foram empurradospor eles.Apesar da diferença de tamanho,os planetas eram poucos e, os planetésimos,zilhões. O número é incalculável!De empurrãozinho em empurrãozinho,os planetésimos deslocaram os planetasgigantes para as posições que ocupamhoje. Por exemplo: de acordo com a teoria,Netuno já esteve mais perto do Sol doque Urano, e não o contrário, como hoje.Devido às interações com osplanetésimos, eles trocaram de posição.Hoje, além de Netuno, encontram-se osplanetas anões Plutão e Éris, e uma infinidadede pequenos corpos formando25


o cinturão de Kuiper. Essa teoria, que échamada de modelo de Nice, foi desenvolvidacom a participação de astrônomosbrasileiros.Os satélites, ou luas, dos planetassão também objetos surpreendentesO asteroide Ida e sua lua Dactil. Nosistema solar existem 172 luas, 61delas no gigante Júpiter. Mesmoum asteroide pequeno como Ida éorbitado por uma lua – pequenoponto à direita. O asteroide rochosomostra marcas de colisões com milharesde corpos menores. (Crédito:NASA/JPL/Galileo)do Sistema Solar. O número de satélitesconhe cidos aumenta mês a mês. Hoje jásão mais de 165. A Astronomia Dinâmicaocupa-se dos satélites de maneiras distintas.Os grandes são formados nasvizinhanças dos planetas, e os pequenosestão mais distantes: presumivelmenteforam capturados pelos planetas quandojá estavam formados.Os dois grupos apresentam problemasmuito distintos que são tratadosde maneiras distintas. Os grandessatélites têm sua evolução regulada pelaatra ção do planeta principal, do Sol e dosdemais grandes satélites. Além disso, ainteração gravitacional do satélite com oseu planeta difere da verificada nos problemasque discutimos até agora porquea proximidade entre satélite e planeta fazcom que ocorram marés, tanto em um26


Cometa McNaughtOs cometas são restos da formação dosistema solar, que não foram aglutinadospelos planetas e pelo Sol. Logoapós a formação dos grandes planetas(Júpiter e Saturno) eles foram “estilingados”para longe, formando a nuvemde Oort. Ocasionalmente, algum desses“icebergs” despenca em direção ao Sol,estendendo sua bela cauda com milhõesde quilômetros de comprimento.A maior parte da água que temos naTerra foi trazida por cometas. (Crédito:ESO/Sebastian Deiries)quanto em outro. O exemplo que todosconhecem é a maré causada pela ação daLua sobre a Terra.O fenômeno das marés é bem conhecidopor sua importância geofísica.O calor que as marés liberam no interiordos corpos pode provocar movimentostectônicos e vulcanismo. O exemplomais fantástico são os vulcões de Io eseus grandes derrames de enxofre, resultantesdo grande calor gerado no interiordaquele satélite devido à atração gravitacionalde Júpiter. Mas aqui entra a Físicapara dizer que esse calor não pode estarsendo gerado a partir do nada.Se há calor sendo gerado, isto é, seenergia está sendo perdida sob a formade calor, essa energia tem que ter umafonte, e essa fonte é a energia do movimentodos corpos. No caso do sistemaTerra-Lua, o grande estoque de energia éa rotação da Terra, que vem se tornando,gradativamente, mais lenta. Essa variaçãoé medida. Para manter os relógios acertadoscom o ritmo da Terra e dar conta dofato de que a Terra está girando cada vezmais lentamente, com alguma frequênciaintroduzem-se segundos intercalares.As consequências do fenômenodas marés no movimento dos satélitestêm sido um dos temas estudados pelosastrônomos brasileiros e devem continuara ser pelos próximos anos, principalmenteno caso dos satélites de Saturno(e também de planetas extrassolares). Osestudos realizados são mais completosdo que mencionamos acima, pois, alémdo balanço de energia, considera-se tambéma conservação do momento angular,que provoca a expansão das órbitas demuitos satélites.O melhor conhecimento daevolução das órbitas é fundamentalpara que se possa ter um melhor27


Asteroides também podemter satélitesconhecimento da geração de energiano interior de satélites com crosta degelo, como Europa e Titã, onde se presumeque existam espessos lençóis deágua em forma líquida – oceanos interiores– capazes de abrigar formasextremas de vida. Outros satélitesplanetários também apresentam fenômenosque, para serem explicados, énecessário um melhor conhecimentodas questões ligadas à origem de suasmanifestações térmicas.O fenômeno mais popular nestemomento são os jatos de vapor deEncélado (satélite de Saturno) e aeromodelagem recente da sua superfície.As fontes de calor que propiciam essesfenômenos não são conhecidas. As pesquisasatuais procuram, usando técnicasde dinâmica não linear, mapear ressonânciassecundárias associadas aomovimento de Dione (outro satélite deSaturno), cuja travessia poderia alterara órbita de Encélado de modo a aumentara geração de energia térmica pelasmarés em seu interior.Os satélites planetários mais externos,em geral pequenos, são exem plosde um paradigma clássico: o problemarestrito dos três corpos. Esse problematrata do movimento de uma partículade massa desprezível – o satélite – soba ação gravitacional de dois corposmaiores – o planeta e o Sol. As órbitasdesses satélites são muito diferentesdas dos demais.Enquanto os satélites internosestão em geral em órbitas quase circularessituadas no plano equatorial doplaneta, os satélites mais externos têmorbitas de grande elipticidade e situadasem planos bastante inclinados. Muitos,inclusive, movem-se em uma direçãocontrária ao movimento rotacional doplaneta. Não parecem haver se formadonas órbitas em que se encontram. Parecemantes corpos formados em outrasregiões do Sistema Solar.Asteroides também podem tersatélites. O primeiro deles foi detectadopela sonda espacial Galileo. Até o momentoquase cem deles já foram iden-28


Nebulosa com formação de estrelas contendo a hipergigante eta Carinae, no centro. (Crédito: Gilberto Jardineiro- Astro Clube Cunha)gia dos anéis e o tamanho das partículasque os formam, de grãos de poeira a rochascom alguns metros.tificados, e o uso de óptica adaptativae de grandes telescópios deve revelarmuitos outros. Essas descobertas levantamquestões sobre a origem e aevolução desses objetos.Finalmente, os anéis, que estãoentre os corpos mais bonitos do SistemaSolar: os de Saturno, que são conhecidosdesde a época de Galileu, ainda são estudados.Um ponto alto desses estudosforam os dados obtidos pelas sondasVoyager, em 1980-81. Mais recentemente,ampliaram-se as informações sobre osanéis com a ajuda da sonda Cassini, em2004. Essas imagens têm permitido inúmerasdescobertas, tais como a morfolo-29


Camada de ozônio: assinatura de atividade biológica aeróbica.Este é um dos sinais mais inequívocos de atividade biológica,pois não existe nenhum outro processo que possa manter umaimportante fração de oxigênio na atmosfera.30


Capítulo 3Exoplanetas e a procura devida fora da Terra“Estamos sós no Universo?” Essaquestão vem ecoando no vazio atravésdos tempos. Esse vazio foi povoado defantasias de alienígenas visitando aTerra. Alguns radioastrônomos desenvolveramdetectores fantásticos capazesde monitorar simultaneamentemilhões de sinais, para captá-los à distância.Mas nada até agora! Isso nãoquer dizer necessariamente que nãoexista vida fora da Terra. A pergunta“tem alguém aí?” parece óbvia, maspode ficar sem resposta por uma sérieenorme de motivos secundários. Elapressupõe não só que existam seres“inteligentes” (ou melhor, que tenhamcapacidade de linguagem simbólica),mas também que tenham tecnologiade transmissão de sinais e queiramdar sinal de sua existência. Não há nenhumateoria científica que possa nosguiar nesse terreno escorregadio.Recentemente, os astrônomos encontraramuma pergunta mais produtiva:“Existe vida como a da Terra em outrosplanetas?” Essa é uma questão que podeser testada experimentalmente, encaixando-seassim no paradigma tradicionalda ciência. Embora não tenhamosuma teoria geral da vida, sabemos bemcomo a daqui funciona e como detectar apresença dela em outros planetas.Por “vida como a da Terra” entenda“micróbios”. Existem muito maisespécies e indivíduos microscópicosdo que macroscópicos. Os micróbioscausam um impacto muito maiorsobre a biosfera do que os seres macroscópicos.Por exemplo, a camadade ozônio (O3) é formada pela fotossíntese,produzida principalmente poralgas marinhas unicelulares. Essa é aassinatura mais robusta de atividadebiológica. Micróbios anaeróbicos que sealimentam da matéria orgânica no intestinode animais e da decomposiçãode restos vegetais produzem uma camadade metano (CH4) na alta atmosfera.Esses gases podem ser detectadosfacilmente por um observador fora daTerra, enquanto os seres macroscópicospermanecem literalmente ocultos sob31


a atmosfera, sob a água ou enterradosno solo. A contaminação biológica pormicróbios é facilmente detectável. Maisdo que isso, essa forma simples de vidaLista de exoplanetas mais próximos descobertos até o momento.A grande maioria dos exoplanetas conhecidos sãogigantes gasosos, maiores que Júpiter, com órbitas muitopróximas da estrela central. Isso não representa necessariamentea regra geral, mas sim uma limitação das técnicasatuais, por serem esses casos mais fáceis de detectar. (Crédito:California Carnegie)infesta nosso planeta há 3,5 bilhões deanos, contra 0,6 bilhão de anos da vidamacroscópica. A janela temporal dáuma grande vantagem de detecção aosmicróbios. Os ETs atuais são invisíveis eisso os torna mais fáceis de encontrar!Mas a probabilidade de formaçãode vida como a da Terra seria altaou baixa em outros lugares? As célulastêm alta percentagem de água, indicandoa importância do meio líquidopara elas. Nesse aspecto, a Terra é umlocal árido para os padrões cósmicos. Aágua é uma das substâncias mais comunse mais antigas do Universo. Elase formou usando o hidrogênio geradono Big Bang e o oxigênio expelido namorte da primeira geração de grandesestrelas, há 13,5 bilhões de anos. Osoutros átomos biogênicos, nitrogênioe carbono, também foram formadoshá mais de 12 bilhões de anos e estão32


entre os mais abundantes do Universo.Esses quatro elementos químicos, C, H,O e N, formam mais de 99% da matériaviva e são fáceis de encontrar. Paraformar as moléculas essenciais da vida,basta adicionar um pouco de energia,que é bem abundante nas zonas dehabitabilidade (ou água líquida) emtorno de cada uma das 200 bilhões deestrelas da Via Láctea. Os ingredientesessenciais para a vida são muito comunsno Universo, o que indica que eleé biófilo. Mesmo as grandes moléculasda vida, como os aminoácidos, são produzidaspor reações químicas abióticasno espaço. Muitos meteoritos que aquiaportaram trouxeram aminoácidos, inclusivede tipos diferentes dos 20 usadospelos seres vivos.Mais um ponto a favor da ideiade que nosso universo é biófilo: a vidaestabeleceu-se praticamente junto como próprio planeta. Os últimos grandesmeteoritos com massa suficiente paraproduzir choques esterilizantes caíramcerca de 3,9 bilhões de anos atrás e algumasrochas de 3,8 bilhões de anos jáapresentam indicadores de processosbiológicos. Depois disso, muitos eventoscatastróficos castigaram o planeta,como quedas de meteoros, vulcanismoe glaciações, mas a vida nunca foi totalmenteinterrompida. Pelo contrário,após cada catástrofe ela apresentavauma diversificação maior. Esse cenáriomais amplo indica que a vida não é tãofrágil quanto muitos pensam. É umapraga agressiva e resistente. O fato deparecer para nós tão complicada nãoimplica que também o seja para a natureza.Provavelmente o fato de ainda nãoa termos descoberto fora da Terra deveseao fato de ainda não termos procuradocom os meios adequados.Onde procurar? O sitema solaré até um pouco irrelevante para a procurada vida. Nele, só nosso planetaestá situado na zona de água líquida(em ambiente aberto). Marte congelouhá mais de 3,5 bilhões de anos e, nomáximo, espera-se encontrar fósseismicroscópicos que teriam vivido antes33


CoRoT-7b: exoplaneta com massa de apenas cinco vezes a da Terra. A estrela hospedeira é bem parecida como Sol e o raio da órbita desse planeta é menor que o de Mercúrio, o que indica que ele é um inferno de calor.Não é propício à vida, mas um astro de grande interesse para a planetologia. (Crédito: ESA)disso. Outros lugares, incluindo a luade Júpiter Europa, embora não impeditivospara a vida, são muito inóspitospara se investir grande quantidadede recursos humanos e financeiros. Adescoberta de mais de 400 planetasem torno de outras estrelas, em poucosanos de pesquisa, indica que, comoera esperado teoricamente, cada estrelaé circundada por um carrossel deplanetas. Mesmo se nos restringirmosaos planetas rochosos, que circulamna zona de água líquida, o número esperadoé de bilhões, só na Via Láctea.Tudo o que temos de fazer é construirtelescópios com poder de resoluçãoespacial suficiente para fotografar oplanetinha separado da estrela hospedeira.Depois disso, analisamos sualuz através de um espectrógrafo e procuramosas assinaturas de atividadebiológica. Em menos de duas décadasisso será factível e centenas de planetasserão descobertos e analisadosa cada noite. Pode-se imaginar umcatálogo de planetas extrassolarescom uma coluna marcando a identificaçãopositiva do ozônio e outra dometano. Se houver muitos com sinaisde vida, estará provado que a vida éuma mera oportunidade da químicacomum. Mas pode até ser que não se34


centenas de planetas serãodescobertos e analisadosa cada noiteencontre n enhum! Qualquer dos doisresultados terá um profundo impactono pensamento humano, e a grandemaioria das pessoas atuais viverão essesmomentos excitantes. A essa altura,a instrumentação astronômicaserá tão sofisticada que os admiráveistelescópios atuais serão quase peçasde museu. O possível resultado negativonão será um problema para aciência, pois ela funciona assim, criasituações críticas para testar suasafirmações. O teste da realidade é seucrivo de veracidade e será a primeiravez que a humanidade poderá discutiressa questão com dados nas mãos.A procura por exoplanetas rochosostem avançado rapidamente, a partirdo lançamento do satélite CoRoT, do qualo Brasil é sócio, que já fez diversas descobertasimportantes. O satélite Keplertambém está entrando em operação ea lista de planetas rochosos deve cres cerrapidamente nos próximos anos.35


36Em cima: Via Láctea como seria vista do topo. Nossa galáxia é do tipo espiral. Ela tem umabarra de estrelas velhas no centro (amareladas) e braços com estrelas jovens (azuis) naperiferia. Ainda não sabemos se ela tem dois ou quatro braços. (Crédito: NASA/Spitzer)Em baixo: Via Láctea como a vemos a partir da Terra – de perfil. As manchas nebulosas sãoestrelas individuais, como Galileu demonstrou através de sua luneta há 400 anos. As manchasescuras são nuvens de poeira que obscurecem as estrelas de fundo. (Crédito: ESO)


Capítulo 4Estrelas variáveis e oUniverso transienteO centro da Via Láctea – em tornodo qual giram cerca de 200 bilhões deestrelas, inclusive o Sol – é um lugar turbulento.Provavelmente porque em seuponto central reside um buraco negro supermassivo.A massa desse monstro seriaequivalente à de quatro milhões de estrelascomo o Sol, espremidas no volume deuma única grande estrela. O buraco negrofica bem no centro e está oculto sob massasturbulentas de matéria muito quentee em alta velocidade: perto do astro gigante,sua enorme gravidade pode estaragitando essas massas a uma velocidadede meio milhão de quilômetros por hora.Observações recentes da região ondedeve estar o astro negro indicam que elamede apenas 30 milhões de quilômetros– cinco vezes menor do que a distânciado Sol à Terra. Isso é relativamente pouco,e dá uma ideia de como estariam concentradasas quatro milhões de massassolares no centro galático.O estudo das estrelas gigantes éum dos grandes desafios da astronomiaatual. São muito luminosas e raras, e, porisso, são um campo ainda pouco exploradopela astronomia. Para se ter umaamostra razoável de estrelas gigantes,é necessário procurá-las em outras galáxias,além da nossa. Além disso, justamentepor serem muito grandes, elas sãoinstáveis, ou oscilantes: passam por fortesmudanças de brilho em períodos curtos.Curto, nesse caso, significa alguns anos.De um século para outro, elas podem sofrermudanças ainda mais drásticas, quesão, geralmente, fantásticas erupções deenergia. A energia escapa tanto na formade luz quanto de matéria, que a estrelaejeta para o espaço à sua volta. Em vistadessas dificuldades, representa muitopara o Brasil poder utilizar um telescópiocomo o Grande Telescópio Sinópticode Estudos, LSST na sigla em inglês. OLSST promete ser, num futuro próximo,o instrumento mais abrangente e o maisrápido na nova era digital da astronomia.Um dos mistérios que o LSST vaiajudar a desvendar é a perda de massapelas estrelas gigantes. Observa-se quehá uma ligação entre as rápidas varia-37


ções de brilho e a perda de massa, masnão se sabe como isso acontece. Existemcasos em que a perda de massa aconteceem erupções gigantes, nas quais aestrela oscilante chega a perder matériana proporção de dez massas solares – ouseja, a estrela perde matéria equivalenteà de dez estrelas como o Sol.Isso aconteceu há dois séculoscom a estrela Eta Carinae, situada naVia Láctea. Esse tipo de turbulênciacósmica recebe o nome de “supernovaimpostora”, porque imita a explosãoderradeira na vida das estrelas muitosgrandes, chamada de supernova. Eta Carinae,porém, não estava nos estertoresfinais quando estremeceu há dois séculos.Continuou existindo. Daí o interessede suas crises para o estudo das grandesestrelas – inclusive porque se registramexplosões ainda maiores, conhecidashoje como surtos de raios gama.Alguns surtos são relacionadoscom a acreção, ou seja, a absorção de matériapelos buracos negros nos centrosdas galáxias ativas. Buracos negros sãoas estrelas mais densas que existem edevoram estrelas inteiras com sua gravidadedescomunal. Um evento desse tipofoi descoberto pelo Telescópio Auger, umgrande detector internacional de raioscósmicos localizado na Argentina e coordenadopor brasileiros.Além das estrelas comuns, grandesou pequenas, os astrônomos brasileirostambém estudam estrelas mais complicadas,que eles chamam de objetoscompactos. Existem vários tipos de objetoscompactos, como os buracos negros,que podem ter, mais ou menos, a escalade massa de uma estrela comum ouformar o núcleo de uma galáxia inteira.Neste caso, podem ter massa maior quemilhões de sóis. Existem ainda discosde matéria em torno de estrelas ou degaláxias, assim como estrelas chamadasanãs brancas. Elas são o que sobra dasestrelas, ao terminar seu combustívelnuclear. Elas explodem e deixam deresíduo um “caroço” duro, pequeno epouco luminoso. Acabam assim cerca de98% dos astros.38


eta Carinae: embora não pareça, essa imagem representa uma estrela – é como se vê etaCarinae, a maior que se conhece. Gigantescas nuvens de gás e poeira, somando 20 massassolares ejetadas pela estrela no ano de 1843, não permitem que ela seja vista diretamente.Ela continua perdendo massa ao ritmo de uma Terra por dia. (Crédito: Nathan Smith eNASA/HST). Técnicas especiais permitiram revelar a existência de um par de estrelas (invisíveisao telescópio) e representadas pela simulação computacional de Atsuo Okasaki (àdireita). Note a tremenda colisão entre os ventos ejetados pelas estrelas companheiras,que espiralam à medida que elas seguem suas órbitas. (Crédito: ESO e A. Okazaki)Eta Carinae é uma estrela do tipovariável: muda de brilho constantemente.Nesse caso, as variações seriam acompanhadaspor grandes jorros de matéria.Existem sinais fortes – obtidos emgrande parte pela astronomia brasileira– de que a nuvem oculta duas estrelas,girando uma em torno da outra. Ambasseriam enormes, já que, juntas, emitemuma energia equivalente a cinco milhõesde estrelas como o Sol.Em todos esses casos, é útil observara variação do brilho dos objetosestudados. Isso indiretamente forneceinformação sobre as camadas internasdas estrelas: como a matéria está empilhadalá dentro? Certas anãs brancas,por exemplo, têm pulsações de luz,variações regulares na luminosidade.Depois de mapeadas durante algumtempo, as pulsações dão muitas indicaçõesimportantes: pode-se estimar agravidade e a temperatura na superfíciedesse objeto, ou de que maneira aestrela está se transformando. É possívelaté imaginar como era a estrela quecriou o objeto compacto. As pulsaçõessão o único meio de estudar as estrelas“por dentro”. É o mesmo tipo de estudodo interior da Terra pelas oscilaçõesproduzidas por terremotos, chamadode sismologia.39


MSN1987AEm 1987 viu-se pela primeiravez ao telescópio, a uma distânciare lativamente pequena,uma gran de explosão estelar:uma supernova, que por algunsdias brilhou mais que a galáxiainteira. Chamada de SN1987A,ela ocorreu há 170 mil anos.Esta ima gem mostra a colisãoda onda de choque da explosão(como um colar de pérolas), quedez anos após a explosão atingiuo material anteriormente ejetadopelos ventos da estrela.(Crédito: NASA/HST)O gráfico mostra o aumento dobrilho da SN1987A e depois o declínio,à medida que os restos daestrela se espalhavam e seu caroçocentral se reduzia a um corpo densomas apagado. (Crédito: ESO)42


Além do surto principal, essasdetonações deixam uma “claridade” umpouco menos energética, composta deraios X, luz ultravioleta, luz visível, ondasde rádio, luz infravermelha e outrasradiações. É o chamado afterglow (oupós-brilho) da explosão. Seja qual for afonte desses flashes, eles acontecem abilhões de anos-luz da Terra (um anoluzequivale a aproximadamente deztri lhões de quilômetros).Como são um clarão intenso, evisto dessa distância, pode-se imaginar oproblema: no princípio nem era possívelsaber direito de que ponto do espaçoaquilo vinha. Os primeiros surtos foramregistrados no final dos anos 1990, e sãovistos duas ou três vezes por semana,detectados por telescópios em órbita daTerra. Mas os instrumentos disponíveissão ineficientes para essa tarefa. Acredita-seque se poderiam ver mais surtos seexistissem mais telescópios.Os cientistas estão trabalhandoduro para explicar esses fenômenos.Numa descoberta importante, foi posasos instrumentos disponíveis sãoineficientes para essa tarefasível associar o afterglow de surtosmais demorados (mais de dois segundosde duração) a uma supernova: aexplosão de uma estrela gigante. Essadescoberta foi feita analisando os raiosX e a luz visível de vários surtos longos.Com isso foi possível, pela primeiravez, localizar as explosões de maneirarazoa velmente precisa – chegou-se asupernovas no mesmo local, indicandoque o clarão vinha delas. Mais recentementefoi possível analisar o afterglowde surtos mais rápidos, com menos dedois segundos de duração.O primeiro clarão desse tipo foilocalizado na borda de uma galáxia anã.No entanto, esse surto não veio de umasupernova, de acordo com cálculos quevêm sendo feitos. Mesmo os surtos demoradosnão parecem estar associadosapenas a uma supernova simples, isto é, àexplosão de uma única estrela ao desmoronar.A ideia atual é que eles acontecemquando uma grande estrela forma umadupla com um buraco negro, girando velozmenteum em volta do outro.43


Magnetosfera de um pulsar. Os pulsaressão estrelas de nêutrons com camposmagnéticos fortíssimos, da ordem de trilhõesde Gauss. Esses “cadáveres de estrelas”giram muitas vezes por segundo eseus p0los magnéticos são inclinados emrelação ao eixo de rotação, como no casoda Terra. Como eles emitem luz só numfeixe estreito ao longo do polo, o feixevarre o espaço como um farol marítimo.Um observador distante vê uma sequênciade pulsos luminosos - daí o nome pulsar.(Crédito: NASA/Chandra)Se houver uma trombada entre osdois astros, por algum motivo, a colisãopoderia gerar um surto de longa duração.No caso dos surtos rápidos, imagina-seque eles venham de um rearranjo internode um resto de supernova – o caroço quesobra da morte de uma estrela gigante.Acontece que esse tipo de objeto contémapenas partículas atômicas, como se elefosse um núcleo atômico gigante, feitode nêutrons (o nêutron é um dos trêscomponentes dos átomos, ao lado doselétrons e dos prótons).Por isso, alguns astros geradospelas supernovas são chamados de estrelasde nêutrons. Mas os nêutrons(assim como os prótons) são feitos departículas ainda menores, que são osquarks. Significa que, se os nêutrons sedesintegram, liberam os quarks de quesão feitos e, junto com eles, uma imensaquantidade de energia. Essa energia écomparável à que se observa nos surtosde raios gama, indicando que o que sobrado astro extinto pode ser um novotipo de astro: uma estrela de quarks.Todos os surtos de raios gama observadosestão fora da Via Láctea, masexiste um fenômeno parecido, que seorigina dentro da nossa galáxia. São os“repetidores de raios gama macios”, queemitem principalmente raios X, mas vezpor outra liberam surtos moderados deraios gama (um bilhão de vezes maisfracos que seus parentes distantes),com duração de um décimo de segundo.Apenas quatro surtos desse tipo foramvistos até agora, três deles na Via Lácteae outro na Grande Nuvem de Magalhães,uma galáxia satélite da nossa. Umdeles, o SGR 1806-20, na constelaçãodo Sagitário, brilhou centenas de vezes44


mais que os outros. A origem dessessurtos próximos pode ser uma estrelade nêutrons com um campo magnéticomuito forte à sua volta.Em algumas circunstâncias, esseímã poderoso pode provocar rachadurasno corpo do astro, que tende a “preencher”os buracos de forma violenta.Quanto maior a deformação, maior é osurto energético produzido. Outra explicaçãoplausível é que a estrela denêutrons pode ter um disco de matéria àsua volta, provavelmente feito da matériada própria estrela que gerou a estrela denêutrons. Se partes do disco caírem sobrea estrela de nêutrons, pode haver surtosde raios gama. O uso de grandes telescópios,como os de dezenas de metros queestão sendo planejados agora, certamentepoderá ajudar a definir melhor oque acontece quando os astros criam essasimensas explosões luminosas no céu.A grande maioria das estrelas nãoé solitária, como o Sol. Elas existem principalmenteem duplas (mas também emtrios ou em arranjos maiores, reunindovárias estrelas, todas girando em tornode um centro comum). Quase 60% dasestrelas próximas do Sol são duplas, oubinárias, o que torna muito importante oestudo dessas combinações. Mas por queas estrelas duplas são tão comuns? A respostapode ser uma espécie de equilíbrio“natural”: veja o caso do sistema solar,formado pelo Sol e pelos planetas quegiram à sua volta. Quase toda a massado sistema encontra-se no Sol, que é,sozinho, mil vezes mais pesado que oconjunto dos planetas. Em compensação,os planetas respondem por quasetoda a rotação do sistema (que é medidapor um número chamado momentoangular). Essa divisão vem de quando osistema solar se formou, a partir de umanuvem de matéria em rotação, que aospoucos foi se contraindo por efeito daforça gravitacional. No final, houve umadivisão: a maior parte da massa da nuveminicial acumulou-se no centro e deuorigem ao Sol; em compensação, a maiorparte da rotação da nuvem foi repassadapara os planetas.45


Note que o momento angular dependedo raio de rotação e da velocidadede rotação: antes da nuvem encolher, oraio era grande e a velocidade pequena,mas o raio foi diminuindo enquanto a nuvemse contraía e a velocidade aumentava.Mas partes da matéria da nuvem condensaram-selonge da estrela. No fim das contas,o sistema conservou todo o momentoangular da nuvem. Nada se perdeu.É previsível, portanto, que essemesmo mecanismo leve à formação deestrelas duplas, em decorrência da necessidadede conservar os momentos angularesdas nuvens que as criaram.Pelo mesmo raciocínio pode-seespecular que boa parte das estrelas nãobinárias deve ter planetas à sua volta, istoé, que a existência de planetas seja maisuma regra do que uma exceção no Universo,ou pelo menos nas galáxias comrotação, espirais como a nossa.O nascimento das estrelas é umdos aspectos mais desafiadores da ciênciado Universo, e o estudo dos sistemasbinários é uma chave para entender esseprocesso. É nos sistemas binários que sechega com mais precisão e confiança aalguns dos números básicos das estrelas,como a massa, o raio e a temperatura.Os astrônomos construíram modelosmatemáticos que descrevem bem a estruturainterna e a evolução das estrelassituadas dentro de certos limites: as quetêm massa igual ou maior que a do Sol,até o limite de 20 vezes a massa do Sol(M0). Para estrelas menores ou maioresque esses limites, ainda aparecem discrepânciasimportantes entre os modelose as observações.Tentar cobrir essa lacuna, portanto,parece ser um dos focos da pesquisanesse campo, atualmente, e oestudo das estrelas duplas pode trazeralgumas respostas para lacunas existentesna dinâmica e estrutura estelar.A ideia é localizar e investigar sistemasadequados para se medir com precisãoas massas, os raios e as temperaturasestelares. Parece promissor estudar duplasde estrelas jovens nos estágios iniciaisda evolução estelar.46


Uma descoberta excitante, feitarecentemente, envolve sistemas bináriosde estrelas bem pequenas (chamadasanãs marrons) que também são eclipsantes,o que quer dizer que, ao girar,uma das estrelas passa periodicamente àfrente da outra, quando se olha do pontode vista da Terra. Esse fato ajuda muitoa analisar os astros que compõem umadupla, especialmente para calcular seusraios e temperaturas.As estrelas atualmente se formamem “berçários”, que são regiões degrande concentração de poeira e gás, ouseja, nuvens de matéria no espaço. Emalguns pontos da nuvem, a matéria dáinício à formação estelar porque entraem processo de contração pela atraçãogravitacional entre as partículas de poeirae as moléculas de gás. Como aconteceem geral, as estrelas duplas são comunsnesses agrupamentos e alvos privilegiadospara se observar a evolução estelarnos estágios iniciais. Não é simples comoparece, porque é preciso combinar umgrande número de dados distintos. Ascurvas de luz, por exemplo, indicam comoo brilho de uma estrela varia com o tempo,e, entre outras coisas, pode revelar amassa da estrela.Também é preciso determinar corretamentea cor da estrela, que está associadaà temperatura nas camadas externasda estrela: as vermelhas são mais friasque as azuis, por exemplo. Outro dado crucialsão as mudanças nas estrelas por causado movimento delas: se uma estrela seaproxima de um observador, sua cor – nãoimporta qual seja – fica um pouco maisazulada. Quando a estrela se afasta, a corfica mais avermelhada, pois o movimentoem nossa direção diminui o comprimentode onda da luz emitida e, quanto menoro comprimento de onda, mais azul parece.Esse trabalho fica mais fácil, porém, quandose tem à disposição instrumentos deprimeira linha, como o SOAR e o Gemini.Eles têm dado um impulso firme aos estudosdos brasileiros sobre nascimento, vidae morte das estrelas.Outro campo de estudo é o cálculoda idade do universo a partir do47


Buraco negro binário em 3C75. No centrodas grandes galáxias sempre se encontramburacos negros gigantes. Esta temdois. A massa do conteúdo estelar do bojodessas galáxias é proporcional à massa doburaco negro central, indicando que eleestá intimamente ligado a toda a galáxia.É possível que os buracos negros gigantessejam as sementes das galáxias. (Crédito:NASA/Chandra).estudo de suas estrelas mais velhas,como as anãs brancas frias. Essa pesquisaé feita desde 1987 por um grupoque reúne cientistas brasileiros e americanos.Naquela época, esse grupo era oúnico que sugeria uma idade inferior a15 bilhões de anos para o universo, e estavano rumo certo: a estimativa a tual,bastante precisa, é de que o cosmotenha 13,7 bilhões de anos. Além disso,esse mesmo grupo de pesquisadoresfoi o primeiro, em 1992, a localizar um“diamante no céu” – uma estrela de carbonocristalizado da mesma forma queum diamante, batizada com a sigla BPM37093, pois é a estrela número 37.093 docatálogo chamado Bruce Proper Motion.Depois disso, o grupo descobriuvárias outras estrelas cristalizadas, utilizando,para isso, dados do TelescópioEspacial Hubble. Fez progresso tambémao localizar anãs brancas massivasque podem estar prestes a geraruma supernova, se receberem massa deoutra estrela em um sistema binário interagente.Os telescópios usados para48


es tudar as estrelas massivas foram doSloan Digital Sky Survey e os Gemini.Supernovas são grandes explosõesterminais das estrelas, e, nesse caso,as possíveis supernovas são de umtipo particular, chamado Ia: acontecequando uma anã branca mais pesadatem uma compa nheira que se expandee joga pedaços dela na anã branca,seguindo a atração gravitacional.A matéria da companheira caina anã branca, que não suporta o pesoextra e explode. As supernovas Ia sãomuito importantes porque, no casodelas, é possível saber qual foi a quantidadede luz gerada pela explosão. Comisso, pode-se deduzir a que distânciaela ocorreu: se estiver longe, menos luzchega à Terra, e a explosão vai parecermais fraca. Se ela parecer muito brilhante,é porque está mais perto. Essapeculiaridade tornou as supernovas Iainstrumentos poderosos para estudara expansão do universo, por exemplo, eelas foram as primeiras a indicar a existênciada energia escura, de repulsão.Na década de 1970 ficou demonstradoque é muito comum no universouma estrela transferir matéria paraoutra, em certos sistemas binários, quereúnem não apenas estrelas tradicionais,mas também anãs brancas, estrelas denêutrons e buracos negros. Essa transferênciaocorre porque, na evolução detodas as estrelas, quando acaba o combustívelnuclear no núcleo, elas se expandem,tornando-se gigantes e supergigantese a distância entre as estrelas podetornar-se similar ao raio delas. Existe umzoológico nesse mundo: binárias de raiosX de alta e baixa massa, variáveis cataclísmicas,sistemas simbióticos etc.Cada um desses nomes designaalguma característica dos sistemas,mas existe um traço comum à maioriadeles: é que a energia do conjuntoé dominada não pelo brilho de cadaestrela em particular, mas pela transferênciade massa de um para outro.Esse processo leva à formação de anéisde poeira e gás semelhantes aos anéisde Saturno, mas apenas na aparência.49


O sistema binário GRO 1655-40 é composto de uma estrela normal de duas massas solares ligada gravitacionalmentea um buraco negro de sete massas solares. A ilustração mostra matéria sugada da companheiranormal para o disco de acreção em torno do buraco negro. O disco de acreção é tão quente queemite raios X e expele ventos a altas velocidades. (Crédito: M. Weiss NASA/Chandra)50


Chamados de disco de acreção, os anéisem duplas de estrelas envolvem a perdade massa de um dos astros e a quedaacelerada dessa massa em direção aooutro componente da dupla.Por conservação de momento angular,a massa cadente entra em órbitaao redor da estrela que a atraiu, adquirindovelocidades muito altas que aquecema massa circulante. Com isso, ela passa aemitir grande quantidade de luz. Ocorrem,ao todo, quatro transformações:quando está prestes a cair, a matéria daestrela que perde massa tem energia potencialporque está sendo atraída pelagravidade da outra estrela; depois ganhavelocidade de queda e de rotação, que éenergia cinética; nesse ponto, os choquesentre as partículas criam calor, ou energiatérmica; enfim, os átomos e moléculasda massa vibram por causa do calor eemitem luz, que é energia radiativa.Ainda na década de 1970 descobriu-seque também acontecem grandestransferências de matéria no núcleodas galáxias, numa escala muito maiordo que nos sistemas estelares simples.Nesse caso, o objeto que captura massaé um buraco negro gigante, que geralmentetem massa um milhão de vezesmaior que a do Sol, podendo chegar aum bilhão de vezes. Buracos negros sãoos corpos mais densos que existem nouniverso, já que suas massas enormesestão concentradas em volumes minúsculos,em comparação com as estrelas.Assim como as anãs brancas e as estrelasde nêutrons, eles também são corpos colapsados,isto é, resultam da morte deestrelas normais. Existe uma ordem degrandeza: as anãs são restos de estrelasmenores, como o Sol, e as estrelas denêutrons e os buracos negros resultamda explosão de estrelas grandes.Além disso, pode haver uma espéciede “promoção”, nessa hierarquia – seuma anã branca receber massa de umacompanheira binária, por exemplo, elapode explodir e transformar-se numaestrela de nêutrons, mais densa e maiscompacta. Da mesma forma, se uma estrelade nêutrons receber massa de seu51


par, pode virar um buraco negro. É pormeio dessa acumulação progressiva demassa, aparentemente, que surgem osburacos negros gigantes nos centrosdas galáxias, ou pela colisão de buracosnegros menores, que perdem energia rotacional,isto é, momento angular, pelaemissão de ondas gravitacionais. Osnúcleos das galáxias são onde as estrelasestão mais concentradas – ou seja,existe muita matéria para alimentar ocrescimento dos buracos negros. Entãosurgem imensos discos de acreção, cujobrilho pode superar, em alguns casos emmil vezes, o de todo o resto da galáxia.De forma geral, o brilho dos discosde acreção depende da quantidadede massa que cai e entra em rotação aoredor do objeto central. Como essa quantidadevaria com o tempo, a luminosidadeacompanha essa oscilação. Outracaracterística marcante é que esse brilhocontém muita luz ultravioleta, e mesmoraios X, comparado com o das estrelascomuns. Então, juntando as oscilaçõesde brilho com dados sobre a cor, pode-sedistinguir um disco de acreção de umaestrela comum. Mas essa simplificação,apesar de útil, pode ser enganosa, porqueexiste uma variedade enorme de sistemasgalácticos superbrilhantes.E esse é um dos desafios que encontraramo SDSS (Sloan Digital Sky Survey)e esperam a nova geração de telescópiosgigantes para coletar dados, fazerum vasto recenseamento no universo eclassificar toda a fauna cósmica. Depois,é preciso estudar todos os inúmeros tiposde núcleos galácticos para tentardescobrir como eles evoluem, se existemregiões cósmicas mais ou menos povoadas,quais são os tipos mais comuns eassim por diante. O mesmo vale para osdiscos menores, formados por objetosestelares, em vez de núcleos galácticos.Com os telescópios gigantes da próximageração, eles podem ser observados emoutras galáxias, além da Via Láctea.No final do século XVIII, o filósofoalemão Imanuel Kant (1724-1804)sugeriu que inúmeras “manchinhas”vistas no céu eram, de fato, gigantescas52


A observação da galáxia de Andrômeda e a medida de sua distância (2,2 milhões de anos-luz) nos permitiudescobrir que a Via Láctea também forma uma galáxia espiral, uma ilha de 200 bilhões de estrelas.A parte central amarelada é composta por estrelas pequenas e velhas e os braços espirais porestrelas jovens com massas muito superiores à do Sol. Ambas as galáxias são circundadas por halosesféricos muito velhos, formados por aglomerados globulares de estrelas, do tipo de Omega Centauri.(Crédito: Robert Gendler)53


A maioria das estrelas da Via Láctea nascem em grandes aglomerados de estrelas que aos poucosse dispersam pelo espaço. São os chamados aglomerados abertos, como NGC3603 (20 mil anos-luzde nós), que são observados enquanto ainda jovens (um milhão de anos). A luz desses aglomeradosé dominada por estrelas azuis, de massa muito maior que a do Sol, que com seus ventos poderososempurram para longe a nuvem que as formou. (Crédito: NASA/HST)coleções de estrelas, ou “universos-ilhas”,como ele as chamou. Só pareciam pequenasporque estavam longe demais. Hojesabe-se que algumas daquelas minúsculasmanchas (ou nebulae, em latim)contêm mais de cem bilhões de estrelas,e são chamadas de galáxias.A palavra ilha não é mais usada,embora fosse bastante apropriada emvista da enorme distância que separaas estrelas de uma galáxia das estrelasde outra galáxia. O Sol, por exemplo, éuma das centenas de bilhões de estrelasde uma galáxia, a Via Láctea, e asestrelas mais próximas do Sol estão amenos de cem trilhões de quilôme tros– ou dez anos-luz, pois cada ano-luz,a distância que a luz percorre em umano, vale cerca de dez trilhões de quilômetros.Isso é muito pouco comparadoà distância da galáxia mais próxima,que está situada a dois milhões deanos-luz, ou 20 milhões de trilhões dequilômetros.Sabemos relativamente pouco sobrea estrutura interna da nossa própriagaláxia. Isso deve-se em parte porque,como estamos dentro dela, não podemosvê-la por inteiro. A parte que conhecemosmelhor são as regiões mais próximas – asque estão do mesmo lado que o Sol emrelação ao centro da Via Láctea. O Sol estáa cerca de 25 mil anos-luz do centro daVia Láctea, que se encontra na direção daconstelação do Sagitário. Essas regiõesforam mapeadas ao longo de muitas décadas,mas a outra metade permaneceoculta atrás das massas de gás e poeiraespalhadas entre as estrelas.Embora rarefeitas individualmente,essas massas de poeira e gás aospoucos absorvem quase toda a luz quevem do lado de lá da galáxia. Com isso,os telescópios ópticos não recebem informaçãosuficiente para determinar aforma exata do lado oculto da Via Láctea.Isso vale especialmente para os braçosespirais, que são uma das principaisestruturas das galáxias. Mas como asondas eletromagnéticas em rádio têmcomprimentos de onda muito maior doque os grãos de poeira, elas não são tão54


absorvidas por essas massas, e são extremamenteúteis nesses estudos.A compressão do gás pela rotaçãodos braços espirais das galáxias éum dos principais mecanismos desencadeadoresda formação de estrelasnas galáxias, e coloca uma série de perguntasintrigantes. Como eles são criados?Quanto tempo duram? Eles giramjunto com as estrelas ou têm velocidadeprópria, atropelando as estrelas, às vezes,ou sendo atropelado por elas? O queos faz girar, em primeiro lugar? Com osdados disponíveis atualmente, algunsdos braços são efêmeros e outros sãoestáveis e, portanto, de longa duração.Essa diversidade, naturalmente,está associada à própria origem das galáxias,no princípio do universo. Nessalinha de pensamento, uma hipótese sobrea origem dos braços é que as galáxiasperturbam umas às outras: a gravidadede uma galáxia, ao passar pertode uma segunda, pode perturbar o conjuntode gás e estrelas e reorganizá-lana forma de braços espirais. Mesmodepois da passagem da outra galáxia,ela tende a perpetuar a nova forma espiralada,sugerindo que os braços sãoestáveis. Mas, para testar essa ideia, éfundamental obter a maior quantidadepossível de informação. Caso contrárioos modelos teóricos tendem a fornecerrespostas inconclusivas.Atualmente existem meios decontornar o obstáculo das massas depoeira e gás, e os astrônomos brasileirosestão equipados para desbravar olado oculto da Via Láctea. O país atualmentedispõe, por exemplo, de temponos telescópios com boa visão dos raiosinfravermelhos – uma das formas de luzcom mais facilidade para atravessar gáse poeira, uma vez que possui comprimentode onda maior do que o tamanhodos grãos de poeira.Com isso, os astrônomos podem,por exemplo, localizar regiões de nascimentode grandes estrelas, que semprese formam nos braços espirais e, indiretamente,dão uma ideia de onde estãolocalizados. Os grupos de pesquisa56


Cefeida: estrela pulsanteque obedece a uma relaçãodefinida entre o períodoe a luminosidade. Asmais luminosas têm períodosmais longos.brasileiros utilizam principalmente ostelescópios SOAR e Gemini nessa tarefa.Ao lado disso, tentam observar, não aspróprias estrelas, mas a concentração dehidrogênio ionizado pelas estrelas muitoquentes, chamado HII, que é muito comumnas galáxias espirais e tende a seconcentrar nos braços. Portanto, o mapado gás também fornece indícios importantessobre a estrutura galáctica. Essabusca poderá ser feita de um modoainda melhor com o grande conjunto deradiotelescópios Alma, em construçãono Chile, mas que ainda não conta comparticipação brasileira.Os astrônomos também procuramanalisar a velocidade das estrelas da ViaLáctea de forma bem detalhada, o quelhes pode dar uma ideia de sua trajetóriano passado. Nesse caso, é útil estudarobjetos muito interessantes, chamadosaglomerados abertos, que são grandes“bolas de estrelas”, nascidas nos braçosespirais. E há sinais de que os aglomeradosrecebem um impulso dos braços espiraisquando estes nascem. Se é assim, omovimento das “bolas de estrelas” podedar uma pista sobre a possível perturbaçãocriadora dos braços. Os telescópiosgigantes da nova geração deverão encontrarum bom número de aglomeradosabertos mais distantes, já que a amostraatualmente disponível situa-se num entornode três mil anos-luz do Sol – e a ViaLáctea é muito maior, com um diâmetrode 90 mil anos-luz.Outra pista são as Cefeidas, quesão estrelas pulsantes – elas incham eencolhem regularmente, e ao mesmotempo seu brilho aumenta e diminuiem escalas de tempo de poucos dias. Essasoscilações permitem deduzir o brilhopróprio das Cefeidas, e a partir daí dedu zirse estão mais próximos ou mais distantes,conforme pareçam mais ou menosapagadas daqui da Terra. O LSST deveráfazer uma vigilância de grandes áreas docéu, medindo o brilho das estrelas dessasáreas de três em três dias. Assim poderádescobrir as que estão pulsando comoCefeidas e deduzir as distâncias das áreasem que cada Cefeida se encontra.57


agrupam em nuvens, que então se contraeme formam novas estrelas. Portanto,galáxias mais maduras tendem a termais átomos pesados. À medida que agaláxia envelhece, suas estrelas tendema ficar mais ricas em átomos pesados emcomparação com o hidrogênio.A metalicidade depende muitodos braços espirais, que têm papel determinanteno nascimento de novas estrelasnas galáxias espirais, como a ViaLáctea. De fato, observa-se, por exemplo,que regiões de rápida formação estelarficam, ao mesmo tempo, mais ricas emoxigênio interestelar (disperso no espaçoentre as estrelas). O oxigênio, por sua vez,provém principalmente de supernovasconhecidas como de tipo II, que estão associadastanto aos braços espirais quantoà formação de estrelas massivas (commassa mais de dez vezes maior que a doSol, nesse caso). Nessa linha de raciocínio,quando se observa material interestelarrico em metais, deslocando-se à mesmavelocidade que um braço, isso é sinal deque ambos estão há bastante tempo jungaláxiasmais maduras tendema ter mais átomos pesadosNEm seguida, tenta-se medir asvelocidades das estrelas de cada regiãoatravés de espectroscopia, com ostelescópios do Observatório do Pico dosDias, SOAR e Gemini. Aos poucos vai-semontando um panorama dinâmico dediferentes partes da galáxia. Distâncias evelocidades precisas são as informaçõesnecessárias para se determinar melhora curva de rotação da Via Láctea, que éum dado básico para poder determinar amassa total da galáxia e estimar a quantidadede matéria escura.Uma característica importantedas galáxias é a sua metalicidade, que é aquantidade de átomos mais pesados queo hidrogênio e o hélio e sua distribuiçãopor todo o volume galáctico. O hidrogênioé, ao mesmo tempo, o elemento mais comum,mais simples e mais leve que existe:todos os outros átomos são feitos apartir do hidrogênio dentro das estrelas,que, quando explodem, espalham os novosátomos pelo espaço.Com o tempo, a gravidade voltaa reunir essas partículas soltas: elas se58


ão se sabe do que é feita amatéria escuratos, ou seja, que o braço é uma estruturade longa duração.Em resumo, a soma desses váriostipos de informação pode levar a umavisão completa da estrutura da Via Láctea.E isso não é tudo, porque mesmo nasregiões mais próximas do Sol ainda existemmuitas estrelas que nunca foramestudadas, porque são muito fracas. Issoagora pode ser feito com novos instrumentos,que são capazes de ver até asestrelas mais fracas num raio de quasemil anos-luz em torno do Sol. Essa contagemvai levar a um número mais precisoda densidade estelar da galáxia, isto é,o número total de estrelas dividido pelovolume total da Via Láctea.Dados mais precisos sobre a densidadede estrelas ajudam a entenderoutras estruturas além dos braços espirais,como o bojo, o disco, o halo e a barrada galáxia. Também se pode usar essesdados para checar um componente intrigantedas galáxias: a matéria escura.Não se sabe do que é feita a matéria escuraporque, como diz o nome, ela nãoemite luz. Mas sabemos que ela existepor causa dos seus efeitos gravitacionais:a matéria escura faz as galáxias giraremmais depressa do que girariam sesó tivessem estrelas, por conterem maisenergia. Dados melhores sobre a densidadeestelar da Via Láctea permitemcalcular mais precisamente sua rotação.Comparando esse número com a rotaçãoque se observa na prática, deduz-seo efeito da matéria escura: quanto maiora rotação, maior a massa de matéria escuraescondida na galáxia.59


Omega Centauri: as estrelas de aglomerados globulares como este, formaram-setodas juntas há 12 bilhões de anos. Parecem joias no espaço. Poucosobjetos celestes são mais impressionantes. Nesta imagem veem-se partedos dez milhões de astros-irmãos do aglomerado. (Crédito: NASA e ESA/HST)60


Capítulo 5Populações estelaresCada uma das grandes estruturasdas galáxias tem sua própria populaçãode estrelas, e para entender a estrutura épreciso conhecer bem as suas populaçõesestelares: identificar as característicaspróprias das estrelas que pertencem àscomponentes principais, que são o bojo,o halo e o disco, este último incluindo osbraços espirais. Esses dados são básicose têm de ser determinados com muitomais detalhes do que os disponíveis atéagora. Daí a importância de um estudorecente, feito por um grupo brasileiro,que identificou 340 novos aglomeradosde estrelas situados no disco da Via Láctea.O número de aglomerados conhecidossimplesmente dobrou depoisdesse estudo, indicando o quanto faltainvestigar para termos uma visão maiscompleta da Galáxia em que vivemos. Osastrônomos brasileiros podem ajudar aampliar o conhecimento nessa linha depesquisa. Ainda em 2009, por exemplo,grupos brasileiros devem começar a analisaros dados obtidos de uma nova buscade aglomerados desconhecidos, por meiode raios infravermelhos, com o telescópioVista, do ESO, Observatório MeridionalEuropeu, que vai observar o bojo da ViaLáctea e as áreas próximas do bojo. E hábrasileiros envolvidos numa investigaçãoa ser feita pelo telescópio Vista sobre asNuvens de Magalhães, duas pequenasgaláxias satélites da Via Láctea.Numa outra vertente dessa pesquisa,os brasileiros devem usar ostelescópios Gemini, VLT e SOAR paraobter dados espectroscópicos de diferentespopulações de estrelas. A espectroscopia,que é a decomposição da luzem suas cores básicas, fornece pistassobre a composição química das estrelas,entre outras coisas. Nesse caso,interessa saber a metalicidade específicadas diversas populações estelares.Em particular, busca-se determinar ametalicidade, expressa como a quantidadede ferro existente numa estrelaem relação ao hidrogênio.A evolução química, por sua vez,está ligada à dinâmica da galáxia, ou61


seja, à sua forma e aos movimentos dasestrelas. Daí a necessidade de comparardiversas informações sobre metalicidadeem populações estelares distintas– inclusive em outras galáxias – para seconstruir teorias mais precisas sobre aevolução da química do universo.Betelgeuse: a imagem mais nítida deuma estrela supergigante. Se colocadano lugar do Sol, preencheria a órbita deJúpiter. O gás quente, proveniente do interiorda estrela, emerge no centro dascélulas convectivas, esfria-se e mergulhaem suas bordas. (Crédito: NASA/HST)Essa é uma área em rápido desenvolvimento.Existe um esforço paramontar modelos teóricos que expliquem,de maneira mais geral, a complicadadistribuição de elementos químicospor todas as regiões e estruturasda Via Láctea. Vale ressaltar que essacomplexidade é um dado recente. Hápoucos anos não se imaginava que agaláxia fosse uma “fábrica” tão rica ediversa de elementos químicos.Uma fonte importante dos dadosdisponíveis nesse campo tem sidoa observação das próprias estrelas, deum lado, e, do outro, das nuvens de matériainteres telar, com destaque para ohidrogênio II (ou HII). Esse gás tem papelproeminente porque é criado pelaforça da luz das grandes estrelas, que ar-62


anca elétrons do átomo de hidrogêniocomum. Com isso, o hidrogênio torna-seionizado e pode absorver e reemitir aluz das estrelas que o iluminam, ou seja,torna-se uma fonte importante de informaçãoindireta sobre essas estrelas.Com relação à observação diretadas estrelas, conseguem-se dados úteisdas estrelas do bojo galáctico. Do pontode vista dos instrumentos, nos últimosanos, a astronomia brasileira começoua ter acesso aos chamados espectrógrafosmultiobjetos, e essa facilidade vaiaumentar quando entrarem em operaçãoo modo multiobjetos do espectrógrafoGoodman, no telescópio SOAR,em 2010, e espectrógrafos similares nosGemini. Esses instrumentos ampliamas possibilidades técnicas de observaçãoda química estelar e galáctica.Grupos brasileiros desenvolveramum método avançado para se decompora luz das galáxias, chamado código Starlight.A decomposição – ou espectroscopia– da luz é feita em cada pixel deuma imagem, com a ajuda de equaçõesmatemáticas próprias para essa tarefa,métodos de computação e modelosteóricos sobre a evolução das galáxias.Mais de 500 mil galáxias já tiveramsuas imagens esmiuçadas por meiodo código Starlight, com bons resultados.Nesse caso as imagens foram feitasem luz visível e existe grande interesseem desenvolver teorias evolutivas comas quais se poderá ampliar a utilidadedo código aplicado a imagens feitas emraios infravermelhos.63


64Combinação de imagens da galáxia Centauro A revela os jatos deener gia e matéria que um buraco negro extremamemente ativo, emseu centro. Estima-se que a massa desse astro negro seja cem milhõesde vezes maior que a do Sol. Centauro A tem uma forma dúbia e podeter surgido de uma colisão entre uma galáxia elíptica (forma de ummelão) e uma espiral (como a Via Láctea). Está bem próxima, a cerca de12 milhões de anos-luz. (Crédito: NASA/Chandra)


Capítulo 6Galáxias e seusnúcleos energéticosInstrumentos com função específicainvariavelmente abrem janelas paragrandes descobertas na Astronomia. Umexemplo disso são os telescópios queutilizam óptica adaptativa, nos quais osespelhos ajustam-se automaticamentepara melhorar a imagem dos objetosinvestigados, especialmente em relaçãoaos “borrões” criados pela atmosfera. Oresultado foi um grande impulso ao estudodas galáxias, nos últimos anos.Outro exemplo foi o uso de grandeslevantamentos de objetos celestes, fotografadosàs vezes aos milhares em umasó imagem, e em seguida analisados tantodo ponto de vista fotométrico (em queo que conta é a quantidade de energia luminosa)quanto espectroscópico (decompondo-sea luz emitida nas várias formasde luz que se misturam num raio luminoso).Dois exemplos de levantamentos sãoo SDSS e o 2MASS. O estudo das galáxiastambém se beneficiou muito desse tipode ferramenta científica.Um estudo crucial recente, porexemplo, mapeou as oscilações no brilhode galáxias relativamente distantes,fornecendo, assim, diversas informaçõessobre elas e, indiretamente, sobreo aspecto que o universo tinha quandoera mais jovem. Como a luz dessas galáxiasdemorou para chegar à Terra, porcausa das grandes distâncias envolvidas,o que os telescópios veem é comoum retrato do passado. Outro estudorecente importante examinou o centrodas galáxias próximas, indicando quemuitas delas têm buracos negros emseus núcleos, em maior proporção doque se pensava até agora.Também se observou que mesmogaláxias de massa relativamentepequena podem ter buracos negros emseu núcleo. Além disso, os dados obtidosajudam a investigar como esses objetoscelestes evoluem, ou de que maneirades troem estrelas à sua volta, por forçade maré. Outra descoberta importantefeita na última década foi que novasgaláxias podem ser formadas durantecolisões de galáxias. Nesse caso, algumasque surgem do choque cósmico são do65


tipo “galáxias anãs de maré”. Elas surgemdo gás expelido das “galáxias-mães” durantea colisão, que também pode gerarobjetos menores, como os aglomeradosde estrelas. Os desastres galácticos nãosão muito comuns nas vizinhanças daVia Láctea, onde vemos eventos recentes,mas eles podem ter sido frequentes emépocas passadas da história do universo.A óptica adaptativa é extremamenteútil na investigação dos objetoscriados por colisões galácticas, que sãogeralmente pequenos e exigem imagensde alta precisão, que mostrem detalhesda estrutura desses objetos e que deemboas indicações sobre sua natureza esuas propriedades. Já os levantamentosfotométricos e espectroscópicos possibilitaramo estudo das populações estelaresdas galáxias e tiveram um papeldestacado no entendimento das estruturasmais amplas do próprio universo.Até estruturas novas foram descobertasdessa maneira. São os chamadosgrupos fósseis de galáxias e os sistemasque estão “caindo” sobre outros(como grupos de galáxias caindo sobreaglomerados de galáxias, ou aglomeradoscaindo sobre outros aglomerados). Aóptica adaptativa logo vai incorporar espectrógrafosmais avançados, contendocentenas de fibras ópticas num mesmoaparelho. Novas descobertas devemacompanhar a ampliação dos levantamentospara áreas maiores do céu e distânciasmaiores, ao mesmo tempo emque os instrumentos de óptica adaptativatornam-se de uso mais comum.O Brasil já tem acesso a instrumentoscom óptica adaptativa (Altair,NIRI e NIFS) no telescópio Gemini Norte,e terá acesso também ao módulo SAM,no telescópio SOAR, a ser instalado em2010. Dois instrumentos brasileiros estãoem construção e serão acoplados ao SAM.Um deles é o espectrômetro SIFS (EspectrógrafoSOAR de Campo Integral), quedecompõe a luz de um grande número deobjetos celestes simultaneamente, porpossuir uma unidade com 1.500 fibras individuais.O outro é um filtro de imagem,o BTFI (Imageador com Filtro Ajustável).66


NGC 6217 é uma galáxia espiral barrada, com a barra muito maior que a da Via Láctea, mas com diâmetrode apenas 30 mil anos-luz. Seu núcleo brilhante não mostra atividade óbvia, mas provavelmente tem umburaco negro gigante dormente. (Crédito: NASA/HST)Os dois instrumentos complementam-se.O primeiro fotografa umaparte relativamente pequena do céu decada vez e tem uma capacidade médiade decomposição da luz (decompõe osraios luminosos em um número razoávelde “cores” distintas. Cobre boa parte dascores visíveis ao olho humano – o “espectroóptico”, numa expressão mais técnica.O segundo instrumento enxerga umpedaço relativamente grande do céu, temboa resolução espectral (decompõe emmuitas cores) e cobre uma parte relativamentepequena das cores visíveis. Ambosutilizam tecnologia de ponta de espectroscopiatridimensional e devem entrarem operação em 2010.A compreensão sobre a naturezados núcleos das galáxias passou poruma revolução na década passada. Atéentão acreditava-se que o núcleo dealgumas galáxias era perturbado pelapresença de gigantescos buracos negros,cuja massa pode chegar a um bilhão devezes a do Sol. De lá para cá se percebeu,no entanto, que também existemgrandes buracos negros nas galáxiastranquilas, cujos núcleos não emitem67


O centro da Via Láctea abriga um buraco negrosupermassivo dormente. Ele se esconde atrás dedensas camadas de poeira, mas vem sendo observadocom alta definição pelo telescópio Keck. Estaimagem mede apenas um segundo de arco de lado.Esta figura mostra as órbitas de estrelas em tornodele, ao longo de 13 anos, permitindo determinarsua massa em quatro milhões de vezes a do Sol.(Crédito: UCLA Galactic Center Group)energia em quantidade excepcional. Foio que mostraram os instrumentos cadavez mais precisos que entraram em operaçãonas últimas décadas.Entre eles, destaca-se o TelescópioEspacial Hubble e os grandes telescópiosterrestres (não orbitais) dotados de ópticaadaptativa, capazes de enxergarmelhor os raios infravermelhos, como é ocaso dos Gemini Norte e Sul. Analisandoessas novas informações, concluiu-se queo nível de atividade dos núcleos galácticosdepende da quantidade de matériaque cai nos seus buracos negros. Dá-sea isso o nome de regime de acreção, queocorre da seguinte forma: nas galáxiasativas, o buraco negro central passa porum regime de engorda, com matériacaindo das proximidades, na forma degás e poeira soltos no espaço ou perdidosde estrelas vizinhas. Esse material, ao cair,entra em órbita e cria um disco de acreçãoultrabri lhante em torno do buraco negrogigante. Nas galáxias não ativas, o corpoescuro central está em jejum por falta dematerial cósmico capaz de alimentar um68


disco brilhante. Em resumo, não existediferen ça essencial entre galáxias ativase não ativas, existem apenas fases distintasno regime de acreção. Mas aindarestam dúvidas sobre a atividade nucleardas galáxias. Uma das mais importantesé a geometria do disco: que formas elepode tomar e que diferença isso podecausar em sua atividade?Outra questão em aberto dizrespeito à “ignição” da atividade donúcleo galáctico. Haveria um ou maisprocessos físicos que serviriam de“gatilho” da atividade? Um terceiroponto a investigar é o trajeto da matériaque cai no buraco negro. Não estáclaro como ela se desequilibra, tomaa direção do centro galáctico e acabacapturada pela imensa gravidade doburaco negro. Também é interessantemedir até que ponto o buraco negrodevolve matéria e energia para o espaço.Nessa conta somam-se a energialuminosa correspondente ao brilho dodisco de acreção, os “ventos” de poeirae gás que sempre jorram dos núcleosativos, sem que se saiba muito bem oque os empurra, e os jatos de ondas derádio que espiralam para fora do núcleoe se estendem geralmente muitoalém das fronteiras da própria galáxia.A última questão importante a ser respondidaé como medir diretamente amassa dos buracos negros ativos. Issotem de ser feito por meio do movimentodas estrelas próximas: quantomaior o movimento, maior a gravidadedo corpo escuro e, portanto, maior asua massa. Quase todas as massasmedidas até hoje pertencem a buracosnegros de galáxias não ativas.A forma exata dos discos deacreção, a primeira dúvida citada acima,não pode ser definida ao telescópio. Essesobjetos são estudados por seu brilhototal, que dá uma ideia das partes maisexternas do disco, que é fino e opaco. Sóagora começaram a surgir dados maisprecisos sobre a largura do disco, ou seuraio interno. Os telescópios Gemini eSOAR vêm monitorando algumas galáxiascom esse objetivo.69


composto por 64 antenas de 12 ometros de diâmetro cada umaAlgumas informações sugeremque a borda interna do disco – que ficapróxima ao buraco negro – não é fina eopaca, mas grossa e transparente. Elateria a forma de um anel de partículasionizadas, formado por elétrons ou prótons.Essa hipótese ainda precisa serverificada por instrumentos que captamondas ultracurtas de rádio. Existe umaproposta de instalar antenas na Argentina– em um projeto chamado “VLBImilimétrico” – com o objetivo de cobriressa lacuna. Essas antenas trabalhariamcom as do radiotelescópio Alma, aindaem construção por diversos grupos estrangeiros,composto por 64 antenas de12 metros de diâmetro cada uma, dispostasao longo de 14 quilômetros.Em relação ao trajeto da matériaque cai no buraco negro, a ideia é medircom precisão o movimento de massasde gás na região nuclear de galáxias nãomuito ativas, porque nesse caso os “ventos”não são muito fortes. Com isso, ficamais fácil identificar e analisar os movimentosque mais interessam: os quelevam em direção ao buraco negro. Essetrabalho tem sido feito com os Gemini,sugerindo que a matéria em queda formaespirais nas proximidades do núcleo(numa região de uns três mil anos-luzà sua volta). Nessa tarefa recorre-se àespectroscopia de campo integral (IFU),que dá uma visão em duas dimensõesdos movimentos de matéria. A tendênciaé ampliar o número de galáxias observadascom esse fim, à medida quealguns dos novos instrumentos citadosacima se tornem operacionais.Para medir a massa dos buracosnegros ativos diretamente, os astrônomoscomeçaram a observar movimentos deestrelas em galáxias próximas, utilizandoo Gemini, por meio de espectroscopiaintegral (IFU). Também se usa o NIFS doGemini, observando raios infravermelhos,que permitem detalhar as imagens comprecisão. Mais amplamente, busca-se determinaros tipos de estrelas existentesna proximidade dos núcleos galácticos.Trabalhos apresentados até agoraindicam que há muitas estrelas jovens ou70


destino de cada “habitante” desseagitado zoológico cósmicoM83 é uma galáxia do tipo espiral barrada, a 15 milhões de anos-luz, na constelação de Hidra. Foi descobertaem 1752 no Cabo da Boa Esperança por Pierre Mechain. (Crédito: Rodrigo P. Campos OPD/LNA/MCT)mais completo da evolução estelar nessasáreas, incluindo também a evoluçãoquímica da matéria interestelar. Comisso espera-se ter uma ideia mais clarado movimento geral da matéria no locale desembaralhar a direção e o destinode cada “habitante” desse agitadozoológico cósmico.de meia idade nessa região. Nas galáxiasde núcleo não ativo, as estrelas tendem aum perfil etário mais maduro. Isso indicaque a atividade do núcleo pode dispararo nascimento de estrelas, mas os dadosainda não são suficientes para comprovaressa possibilidade.Alguns grupos recorrem a técnicassofisticadas para produzir um quadro71


72Este aglomerado de galáxias está a cerca de cinco bilhões deanos-luz de nós. As manchas amareladas são galáxias normaise os arcos azuis, galáxias muito distantes (no espaço eno tempo). Elas são azuis por serem jovens. São projetadaspara a nossa direção pela gravidade do aglomerado, que, emsua maior parte, é devida a matéria escura, seis vezes maisabundante que a matéria normal (bariônica) das galáxiasNós fazemos parte do aglomerado da Virgem, que contémcerca de 2.500 galáxias. (Crédito: M. LEE AND H. FORD FORNASA / ESA / JHU)


Capítulo 7Estruturas em grandeescala do universoA forma e a evolução das galáxiasdepende em grande parte de estruturasmuito maiores que elas, e que definem ascaracterísticas do próprio universo. Nessaescala de grandeza é que sobressaempersonagens como a matéria escura e aenergia escura – ambas distintas da matériacomum, que é feita de átomos. Eambas são muito mais abundantes: apenas4% de toda a matéria do universo édo tipo comum, que conhecemos.A matéria escura compreendecerca de 23% da massa total e o resto,mais de 73%, está na forma de energiaescura. Essa última, além de desconhecida,tem um efeito intrigante porque,ao invés de contribuir para frear a expansãodo universo, ela tende a aceleraro afastamento das galáxias entresi. Como não emitem energia, essasfiguras exóticas não se deixam ver aotelescópio. Têm de ser investigadas apartir dos efeitos que causam sobre amatéria normal.Antes de tudo, portanto, é precisoimaginar meios engenhosos de capturaresses efeitos. Uma técnica útil consisteem mapear a radiação luminosa expelidano nascimento do universo, chamada radiaçãode fundo. Essa luz pode ser captadana forma de micro-ondas, que chegam àTerra de todas as direções do espaço. Apesarde o universo já ter quase 14 bilhõesde anos, ainda guarda pistas sobre comoas massas de átomos e partículas atômicasestavam distribuídas pelo espaço antesde surgirem estrelas e galáxias.Dessa forma, dados coletadospelo SDSS, por exemplo, ajudam a colocarlimites nas propriedades que aenergia escura pode ter. De maneirageral, esses limites definem que tipos departículas – tanto as conhecidas quantoas previstas em teoria – poderiam entrarna composição da energia escura.Quanto à matéria escura, há temposanalisa-se se poderia ser feita deneutrinos ou de alguma outra partículajá conhecida. Os testes já feitos nessalinha reduziram mas não eliminaram asdúvidas, e agora está para começar umachecagem promissora, que cruza dados73


de oscilações acústicas com os de umainvestigação prestes a começar com otelescópio espacial Planck, lançado em2009 pela agência espacial europeia.Ele vai fotografar com grande precisãoa luz que o universo emitiu duranteseu nascimento explosivo – a chamadaradiação de fundo do universo. Uma dasideias é verificar até que ponto a matériaescura interage com a energia escura.Outro objetivo é mapear as maiores estruturasluminosas do universo, que sãoos superaglomerados de galáxias. Elesreúnem as estruturas imediatamenteinferiores em tamanho, os aglomeradosde galáxias, alguns deles contendo milharesde galáxias.Qual é a situação dinâmica dossuperaglomerados? Eles estariam emmovimento ou em rotação? Como seria ocolapso gravitacional de objetos tão desproporcionais?Acredita-se que as maiores estruturasestáveis, no universo atual, sejamos aglomerados de galáxias, e que os superaglomeradosestariam “colapsando”sobre si mesmos. O universo é muitomais dinâmico do que parece: suas estruturascrescem e desmancham o tempotodo. As estrelas massivas, por exemplo,crescem agrupando matéria solta,depois colapsam sob seu próprio peso eexplodem lançando matéria pulverizadapara o espaço.Mas os superaglomerados podemestar num caminho sem volta, pois estãosendo acelerados pela expansãogeral do cosmo. Então, mesmo que tenhamuma tendência a desmoronarsob a própria gravidade, o impulso deexpansão pode prevalecer. Seja como for,graças aos seus imensos tamanhos, elestêm papel decisivo na evolução do universo.Em vista disso, é necessário medircom mais precisão as propriedades básicasde cada um deles.Nesse mesmo projeto tambémserão estudados os filamentos – compridas“filas” de galáxias que costumamligar os aglomerados dentro de um superaglomeradoqualquer. Como os filamentosafetam a evolução e a estrutura74


Grupo de galáxias Quinteto de Stephan. Devido à proximidade e constantemovimento das galáxias nos aglomerados, elas se fundem e acabam gerandogaláxias maiores, de forma elíptica. (Crédito: NASA/HST)75


dos aglomerados? A proposta aqui é fazera investigação tanto por meio de luz visível,para analisar as galáxias, quantopor meio de raios X, que fornecem dadossobre o gás quente que permeia osaglomerados e filamentos.Observações e análises indicamque, além dos filamentos, também existem“muros” de galáxias conectando osaglomerados nos superaglomerados. Onovo estudo pretende focar em filamentosque já foram analisados em raiosX pelo satélite XMM-Newton e cruzaros dados com os catálogos de galáxiasSDSS e 6dF.Ao mesmo tempo pretende-sepesquisar entre as galáxias do SDSS parachecar se há sinais de que estão conectadasem aglomerados ou superaglomerados(o 2DfGRS é outro catálogo útil nessabusca). Mais tarde a ideia é aprofundaressa investigação para saber se o fato depertencer a uma estrutura maior influenciaa vida interna das galáxias.Essa influência deve ser avaliadaa partir de certos dados preliminares.De maneira geral, os aglomerados têm20% de sua massa na forma de matériacomum, ou seja, gás e estrelas. Dessetotal, apenas um sexto da massa estáconfinada às galáxias. O resto encontrasenos vazios entre as galáxias na formade plasma (gás ionizado) que permeia oaglomerado todo.Como é quente, apesar de muitorarefeito, o plasma exerce pressão sobreas galáxias. Estas, por sua vez, expelemmetais e energia para o meio intergalácticoe enriquecem o plasma. Esse intercâmbioé conhecido há mais de duasdécadas, mas os mecanismos precisosde troca ainda precisam ser esmiuçados.A temperatura do gás é um dos pontosque vêm sendo analisados. Como elepermanece quente?76


Estrutura em larga escala. O Universo émuito estranho quando se tenta observaruma quantidade muito grande de galáxiasde uma vez só. Nessa simulação porcomputador se vê como elas se agrupamaos milhões e se movem (traços amarelos)em conjunto. As manchas vermelhas indicamonde a densidade de galáxias é maior,atraindo “rios” de galáxias com a força dagravidade. A imagem cobre um pedaço doCosmo da ordem de cem milhões de anosluz. (Crédito: ESO)Vasto conjunto de galáxias (marcadas emvermelho para facilitar a visualização). Elasprovavelmente estão ligadas entre si pelaatração gravitacional. Formariam, assim,um único objeto cósmico de tamanho inimaginável.Estão situadas a meio caminhodos limites observáveis do Universo: a setebilhões de anos-luz. (Crédito: ESO)77


Até pouco tempo (1977) imaginava-se que toda amatéria estaria na forma de átomos – uma partebrilhante e outra escura, difícil de detectar. Hojesabe-se que os átomos são apenas 4% do total: oresto pode estar na forma de partículas ainda nãoidentificadas (23% do total) e a maior parte seriaalgo chamado de energia escura, sobre a qual nãose sabe praticamente nada. A cada década se produzuma verdadeira revolução na cosmologia.Acredita-se que seja aquecido pormeio de algum mecanismo que transfiracalor de regiões mais quentes das galáxiaspara as partes mais distantes e isoladasdo plasma. Também pode-se verificar se ocalor provém de colisões de aglomerados.Alguns aglomerados têm na partecentral uma galáxia elíptica gigante – asgaláxias elípticas são mais esféricas, enão planas, como as galáxias espirais, enão têm braços. As elípticas grandes costumamconter uma fonte de rádio, sinalde que têm um núcleo ativo, que talvezpossa servir de aquecedor para o plasmaintergaláctico.Uma ideia, então, é procurar conexõesentre as características dessas galáxiascentrais e as características geraisdo plasma – e então verificar se as possíveisconexões ajudam a entender atemperatura do plasma. Não havendouma elíptica central, pode-se escolher algumagaláxia particularmente brilhantedos aglomerados.Entre as características interessantesdo plasma, para esse tipo de comparação,estão a densidade, a temperaturae a abundância de metais. Conhecer asinterações do plasma com as galáxias éútil para se entender os aglomerados individualmente.Além disso, é importanteestudá-los coletivamente para compreendera formação das estruturas emescala cósmica.Dentro do universo, os aglomeradossão as maiores estruturas formadaspela simples atração gravitacionalentre os seus componentes. Entãodevem ter influência sobre a evoluçãodo universo por inteiro, cujo estudo –a cosmologia – deve se beneficiar dosdados obtidos com os futuros telescópiosgigantes sobre aglomerados galácticos.Um dado com grande impactopotencial sobre a cosmologia é a funçãode massa dos aglomerados – isto é,como sua densidade varia quando suamassa aumenta.Os aglomerados pequenos sãoparticularmente úteis para o estudodessa classe de objetos. Como têm poucasgaláxias e a diferença de velocidade78


O Universo vinha expandindo linearmente atéhá um bilhão de anos. Desde então, começoua se acelerar. Este gráfico indica como podeprosseguir a expansão do Universo: ele cresce,reduz o ritmo e acelera. No futuro, ele podevoltar a encolher ou acelerar mais, dependendoda quantidade de matéria que contém.entre elas não é grande, eles formam umambiente propício a colisões galácticas.Com isso fica mais fácil estudar as relaçõesdas galáxias com o plasma.Prevê-se para a próxima décadarealizar grandes levantamentos deaglomerados galácticos pequenos, tantopor meio de luz visível quanto por raiosinfravermelhos. Alguns levantamentosprevistos são o DES (Dark Energy Survey),o Kids-Vesúvio e, mais adiante, o LSST.Um item relevante a se procurarnesses estudos é fazer medidas demassa por diversos métodos independentes.Também será útil verificar o papelde indicadores secundários, comoa riqueza ou pobreza dos aglomeradosem número de galáxias.Quem estuda aglomerados de galáxiaspode aproveitar um dos fenômenosmais interessantes do universo – as lentesgravitacionais. Elas podem ser comparadascom as lentes de vidro, que aumentamou diminuem os objetos porque ovidro espalha ou concentra os raios de luzque transportam as imagens.O mesmo acontece nas lentesgravitacionais, mas é a gravidade quefaz a luz convergir ou divergir: se umagaláxia está na frente de outra, a gravidadeda primeira pode curvar a luz quevem da segunda e aumentar ou diminuirsua imagem.Em alguns casos, uma galáxiapode até duplicar ou quadruplicar a imagemde outra. Em suma, esses “telescópiosnaturais” permitem ver a uma distânciaque seria impossível com os atuaisinstrumentos da astronomia, e há um esforçopara levantar o maior número possívelde lentes gravitacionais.A distribuição de lentes pelo céué particularmente rica em informaçõessobre a matéria escura, mas tambémsobre a massa e o número de galáxiase aglomerados de galáxias distantes, sobrea geometria do universo e a históriade sua expansão.Estão em curso ou em planejamentovários projetos ambiciosos queaumentarão consideravelmente, nospróximos anos, o número de lentes co-79


Lente gravitacional no aglomerado Abel 370. A estranha galáxia alongada (parte superiordireita), que parece muito maior que as outras à sua volta, na verdade é um“fantasma”, uma imagem distorcida projetada em nossa direção pela lente gravitacionalque encurva os raios de luz. Imagens como esta permitem medir a força dagravidade do aglomerado que produz a lente e mostrar que ela se deve à “matériaescura” em quantidade seis vezes maior do que das galáxias. (Crédito: NASA/HST)80


nhecidas. Na próxima década, prevê-sea identificação de muitos milhares delentes gravitacionais provocadas poraglomerados de galáxias.Para se ter uma ideia, até hojeainda não se identificou uma lenteforte associada a uma supernova (umagrande explosão estelar), mas os novosinstrumentos poderão achar centenasde eventos desse tipo, entre outras raridadescelestes. O uso de lentes para oestudo de aglomerados é interessantepor várias razões, e, atualmente, maisde uma centena de aglomerados jáforam analisados a partir dos efeitosque criam ao atuar como lente.Esse campo de pesquisa já produziuum dos indícios convincentesda existência da matéria escura, pelaanálise do efeito-lente do aglomerado1E 0657-558 (também conhecido como“aglomerado-bala”), e acredita-seagora que os levantamentos propostospoderão estabelecer um perfil extremamentepreciso da matéria escuranos aglomerados.A evolução e o destino do universoestão entre as questões mais candentesde toda a ciência contemporânea, e nãoapenas das ciências do céu, como a astronomia,a astrofísica e a cosmologia,pelo simples motivo de que o universo,em última instância, não reúne apenasestrelas e galáxias. É o lugar onde se procuramrespostas para ideias fundamentaiscomo o tempo, o espaço e a matéria.E o que sabíamos a esse respeitopassou por uma dramática mudança, em1998, com a descoberta totalmente inesperadade que o universo não está apenasem expansão, mas vem crescendode forma acelerada. A fonte dessa aceleração– designada pelo nome genéricode energia escura – permanece essencialmentedesconhecida. Sabe-se apenasque alguma coisa está provocandoa aceleração do universo e que, para tero efeito que tem, essa coisa deve representarnada menos que 73% de toda aenergia do cosmo.Esse resultado decorre de umaavaliação dos números básicos usa-81


O Large Hadron Collider do CERN é o maispoderoso acelerador de partículas já construído.Ele tem capacidade para elevar adensidade de energia a valores iguais aos doprimeiro microssegundo depois do Big Bang.Nesse estágio, os glúons não conseguiamainda confinar os quarks. Os experimentostalvez expliquem a existência da matériaescura, que forma 23% do Universo, e expliquemtambém por que matéria e antimatérianão aparecem em proporções exatamenteiguais (assimetria). (Crédito: LHC)dos para descrever o universo. Dessesnúmeros, um dos mais importantes é adensidade, designada pela letra grega Ω(ômega), que mede a quantidade total deenergia em relação ao volume total, normalizadapela densidade necessária paraque a estrutura tridimensional do universoseja euclidiana, também chamada deplana, mas em três dimensões.Outro número importante é ataxa de expansão cósmica, um indicadorda velocidade com que as galá xiasvêm se afastando umas das outrasdesde o início dos tempos. Essa taxatem o nome de constante de Hubble,simbolizada pela letra H0.A partir desses números é que seestima a proporção de energia escurae também se avalia a quantidade deoutra forma de matéria desconhecida,chamada de matéria escura. A matériaescura é um pouco menos misteriosa, jáque uma pequena parte dela, ao menos,pode ser feita de átomos ou partículasatômicas bem conhecidas, como prótons,elétrons e outras.Essa parte pode estar, por exemplo,na forma de planetas ou estrelascolapsadas, e é geralmente chamada dematéria escura bariônica. As observaçõesde microlentes gravitacionais indicamque essa contribuição é pequena: cercade 2% na nossa galáxia.E a parte não bariônica ainda nãofoi identificada. Acredita-se que sejafeita de partículas ainda não descobertas,como o neutralino, o gravitino, monopolosmagnéticos, previstos por umateoria de interações das forças conhecidas,gravidade, eletrofraca e força forte,mas ainda especulativa, chamada supersimetria,mas que pode ser estudadapelo Large Hadron Collider, em teste noCERN, na Europa.Determinar a natureza da matériae da energia escuras (ou o “setor escuro”) éuma das questões mais relevantes da cosmologiaatualmente. Existe um consensode que essa meta não pode ser alcançadapor um método apenas, ou apenas umtipo de observação. É preciso combinar diversosmétodos e observações.82


Um ponto de partida nesse estudoé que a energia escura comporta-se comouma espécie de antigravidade, no sentidode que tende a acelerar a expansão, ouseja, a afastar ainda mais as galáxias entresi, enquanto a gravidade faz o oposto– tende a agrupar as galáxias e a frear aexpansão. Assim, procura-se medir esseefeito de antigravidade por meio de umarelação entre pressão e densidade daener gia escura, designada pela letra w.Qual é o valor desse número?Essa é uma meta central dos atuaisprojetos de pesquisa, e espera-se acharboas respostas com a ajuda do satéliteEUCLID, da ESA Cosmic Vision, nospróximos anos. Antes de detalhar osmétodos utilizados nessa pesquisa,é interessante notar que pode haverduas possibilidades bem diferentes arespeito da energia escura.Uma possibilidade, já mencionada,é que ela seja composta por partículasexóticas que teriam essa propriedadenova, de atuar como antigravidade. Maspode ser que a antigravidade seja umefeito da própria teoria que descreve aevolução do universo – a teoria da relatividadegeral, desenvolvida pelo alemãoAlbert Einstein (1879-1955) em 1916.Portanto, talvez seja possível alterara teoria de modo a incluir um efeito degravidade negativa. Tal como está, atualmente,a teoria não prevê nenhum efeitodesse tipo. Com certeza, essa é uma dasprimeiras questões a resolver com relaçãoà energia escura. Isso se deve a umateoria incompleta ou a algum personagemcósmico ainda não detectado?Um meio de testar essa duplapossibilidade consiste em combinardois tipos de observação. Um é o estudojá tradicional da expansão e evoluçãodo universo por inteiro. O outro, menostradicional, é o estudo do crescimentodas estruturas “internas” do universo, especialmentena escala dos superaglomeradosde galáxias.Que efeito a aceleração cósmicapode ter sobre eles? Como esse efeitodeve ser pequeno, geralmente é ignorado,mas ele pode fazer diferença quando83


o objetivo é aumentar a precisão dos dadossobre a energia escura.Foi o primeiro tipo de observação– que dá uma visão geral do cosmo, independentedas suas partes – que levou àconstatação da aceleração cósmica, em1998, quando se tentou medir a taxa deexpansão do universo em momentosdiferentes de sua história.Para isso mediu-se o afastamentoentre galáxias mais próximas da Terra,representativas da época atual, e tambémentre galáxias distantes, que nósvemos tal como eram no passado (já quesua luz levou muito tempo para chegaraté nossos telescópios. No universo, oque está longe pertence ao passado).Essa comparação mostrou que avelocidade de afastamento era menorno passado, e o universo, portanto, estavaacelerando sua taxa de expansão.Esse tipo de observação ainda precisa serampliado e aprofundado para se estimarcom mais precisão o efeito antigravidade.Nesse caso, é crucial monitorar assupernovas do tipo Ia (SNs Ia), que servemde “régua” para medir a distância de galáxiaslongínquas. Atualmente, a técnicaque emprega as SNs Ia é a mais poderosaferramenta disponível para estudar a naturezada energia escura.Os futuros telescópios gigantesdeverão encontrar milhões de supernovase dezenas de milhares do tipo Ia.Isso eliminará as incertezas estatísticasdos cálculos atuais, feitos com baseem amostras relativamente pequenasde galáxias.O desafio agora é reduzir os errossistemáticos (devidos aos própriosinstrumentos e técnicas de observação).É preciso descobrir meios mais livres deerro para fazer as observações.Melhor dizendo, espera-se atingirgrande precisão na medida de desviosde cor causados pelo movimento dosastros. Astros que se movem na direçãodo observador tornam-se mais azulados;os que se afastam ficam mais avermelhados.Nesse caso, interessa analisardesvios de cor nas SNs Ia. As medidas decor poderão ser feitas aproveitando os84


A região mais distante do universo que conseguimos ver é a que foi emitida quando a matéria se desacoplouda luz. O Universo tinha 380 mil anos de idade e as flutuações máximas de densidade entre um ponto eoutro (representadas pelas cores) eram de apenas uma parte em dez mil. Em apenas 200 milhões de anos amatéria já havia se condensado em forma de estrelas. Essa condensação rápida só poderia ter ocorrido pelagravidade da matéria escura. (Crédito: NASA/WMAP)telescópios Gemini e SOAR, ou, mais à frente,um telescópio robótico.Paralelamente é preciso um esforçopara entender melhor a evoluçãodas grandes estruturas. Isso implicaobservar a organização das galá xiasna escala mais ampla possível, naqual vê-se que elas formam “pacotes”monumentais, cada um com mais de500 milhões de anos-luz de extensão.Isso equivale ao tamanho dos maioressuperaglomerados, mas a concentraçãoda matéria parece ser anterior àspróprias estrelas e galáxias.Ela teria começado quando haviaapenas átomos dispersos no espaço e ouniverso tinha menos de 400 mil anosde existência. A luz emitida pela matérianessa época mostra isso, pois é mais“quente” em certos pontos do céu, indicandoque foi emitida por matéria maisconcentrada, e mais fria em outros, indicandoregiões menos densas de matéria.Essa luz “fóssil” é que é chamada de radiaçãode fundo do universo (ver nestecapítulo o tema: energia escura).Antes das galáxias, portanto, ocosmo já tinha como que uma estrutura“pré-histórica”, que pode ter sidoa “semente” dos superaglomerados degaláxias que hoje pontilham o universoem larga escala. Esse estudo começou85


pela observação da própria radiação defundo, mas agora o objetivo é observaras galáxias para aprimorar os dados disponíveissobre a formação das estruturascósmicas. Tenta-se medir o grau deconcentração das galáxias para estudara geometria e a quantidade de matériado universo – aí incluídas a matéria escurae a energia escura.O grau de concentração das galáxiasnos superaglomerados fornecedados sobre o tamanho exato e a temperaturadas concentrações primitivasde matéria, também chamadas de oscilaçõesacústicas de bárions. Já se conseguiraminformações importantes sobrea energia escura, nos últimos anos,por meio do estudo da concentração degaláxias vermelhas brilhantes fotografadaspelo SDSS. Resultados bem melhorespodem ser esperados com as imagensdos telescópios da nova geração.Há diversos outros meios de observaros aglomerados atuais de galáxiaspara aumentar a precisão dos dadossobre o universo primitivo. Um deles é ochamado efeito Sunyaev-Zel’dovich, previstopelos russos Rashid Alievich Sunyaev(1943-) e Yakov Borisovich Zel’dovich (1914-1987), no qual o gás quente que permeiaos aglomerados modifica ligeiramente asintensidades da radiação de fundo.O gás transfere energia para a radiação,aumentando a proporção de raiosde luz mais energética na composição daradiação de fundo. Pode-se avaliar a forçadesse efeito medindo o brilho do gásquente na forma de raios X, e depois usaresse número para calcular, por exemplo,a taxa de expansão do universo, H0. Umobjetivo importante do satélite Herschel,lançado em 2009, é medir essa taxa emmilhares de aglomerados de galáxias edeterminar o valor de H0 com alta precisão(margem de erro de apenas 1%).A imagem das galáxias mais distantese primitivas muitas vezes é distorcidapor lentes gravitacionais, ou seja,galáxias e aglomerados de galáxias maispróximos. Isso gera informação tantosobre as lentes quanto sobre as grandesestruturas escondidas atrás delas. É pos-86


A parte sul do Observatório Auger localiza-se na Argentina e destina-se a detectar chuvas de raioscósmicos ultraenergéticos (bilhões de bilhões de elétron-volts). Não se sabe ainda como e onde essaspartículas cósmicas são aceleradas. Os eventos de energia ultra-alta são raros, demandando monitoramentoem grandes áreas. O Pierre Auger cobre uma área de três mil Km2 e é uma parceria entre 18países, incluindo o Brasil. (Crédito: Consórcio Pierre Auger)sível, então, pensar numa espécie detomografia por “lentes gravitacionais”,mostrando toda a distribuição de matériado universo. Isso pode ser feito por meiode um levantamento que cubra uma boaparte do céu em busca de imagens distorcidasdessa forma.O mais interessante, nesse caso, éque o efeito de lente denuncia qualquertipo de matéria, conhecida ou desconhecida.É diferente quando se mapeiam asgaláxias, o que revela diretamente apenasa matéria brilhante, na forma de gásou estrelas. A combinação desses doismétodos pode proporcionar o mais poderosoteste das teorias sobre a energiae a matéria escuras.É muito importante combinar distintosmétodos de observação para melhorara precisão dos dados cosmológicos,isto é, que dizem respeito ao universo inteiroe sua evolução. Isso permite controlaros erros sistemáticos comparando osresultados de cada método em separado.Praticamente toda a informaçãoque se tem sobre o universo foi obtidapor meio da luz, ou seja, pela análise dasondas eletromagnéticas: rádio, microondas,raios infravermelhos, luz visível,luz ultravioleta, raios X e raios gama.Mas existem outros mensageiros quetambém transportam informações pelocosmo. Os raios cósmicos, por exemplo,são partículas atômicas de altíssima87


as ondas gravitacionais só foramvelocidade que aparentemente viajamgrandes distâncias até baterem no altoda atmosfera terrestre, explodindo emum chuveiro de fragmentos.Os neutrinos, partículas atômicasquase sem massa emitidas pelas estrelasaos borbotões, também são úteis.O Sol produz tantos neutrinos que, acada segundo, 60 bilhões deles atravessamcada centímetro quadrado da Terra.Enfim, espera-se detectar as ondasgravitacionais, num futuro próximo.Elas ocorrem sempre que há grandesmassas em movimento, mas principalmentequando há uma catástrofe,como a explosão de uma grande estrela.Neste caso, o espaço em torno da estrela“treme”, e esse tremor propaga-sepelo espaço como deformações.Começando pelos raios cósmicos,uma sugestão recente é que eles seoriginam nos núcleos ativos das galáxiase, possivelmente, estão relacionadosaos buracos negros existentesnesses núcleos. Para elucidar esse mistério– e talvez aproveitar as informaçõespor trás dele –, construiu-se umgrande observatório internacional deraios cósmicos na Argentina. Trata-sedo Projeto Auger, do qual participampesquisadores brasileiros.Quanto aos neutrinos, existeenorme dificuldade de detectá-losporque praticamente não interagemcom o resto do cosmo. São como fantasmas:atravessam a Terra como se elanão existisse. Há poucos observatóriosno mundo capazes de captá-los. Umaoportunidade boa ocorre quando umagrande estrela explode por perto, comofoi o caso da supernova 1987a, que ficouvisí vel em 1987 na Grande Nuvem deMagalhães, galáxia vizinha à Via Láctea,a 168 mil anos-luz de distância.Quanto às ondas gravitacionais,elas foram previstas pelo alemão AlbertEinstein. Elas são uma consequência dateoria da relatividade geral, criada porEinstein, que desde então se tornou aprincipal ferramenta de estudo do universo.Mas as ondas gravitacionais sóforam comprovadas até agora de maneira88


comprovadas até agora demaneira indiretaindireta, por meio de um sistema bináriode estrelas de nêutrons, superdensas, quegiram a velocidades tremendas muitoperto uma da outra. A violência é tal queelas perdem energia na forma de ondasgravitacionais, tendendo a cair uma sobrea outra. O ritmo de queda é exatamente omesmo que a teoria prevê.A ideia agora é obter uma provadireta, por meio de detectores de ondasgravitacionais. Um dos detectores planejadosestá sendo construído no Brasil. Éo Observatório de Ondas GravitacionaisMário Schenberg – Projeto Gráviton, emhonra ao físico brasileiro Mario Schenberg(1914-1990). Consiste em uma esferade cobre-alumínio de 65 centímetrosde diâmetro, pesando mais de umatonelada e resfriada a - 273 ºC. Ela devevibrar, se for atingida por uma onda degravidade, e esta pequeníssima vibraçãopoderá ser detectada.89


90A vida é uma das formas de organização da matéria. Ela requer estágios anteriores,como evolução molecular, evolução dos elementos químicos e das estruturas dos corposem escala mais ampla. Ela é um subproduto do trabalho das forças cósmicas.(Crédito: A. Damineli e Studio Ponto 2D)


Capítulo 8Universo, evolução e vidaEste painel ilustra as principaisfases de evolução do universo. Como éimpossível representar todas as etapase suas diversas variantes defendidaspor diferentes correntes científicas, aquisimplificamos em cinco fases. Abaixo,descrevemos com algum detalhe cadauma dessas fases. No topo da figura, colocamosalguns eventos marcantes, aolongo da linha do tempo.matéria inicial e muita luz. Com a idadede três minutos, 10% do hidrogênio havia-setransformado em hélio. O universoera uma espécie de sopa uniforme,luminosa e não transparente (comouma lâmpada de gás). A luz não permitiaa aglutinação da matéria. Aos 400mil anos, a temperatura baixou paratrês mil graus e o plasma ionizado ficouneutro. O céu tornou-se transparente eescuro, como ainda é hoje.A. Fase dominada pela luz e partículasÉ possível que existam muitos universos.O nosso nasceu há 13,7 bilhõesde anos, numa grande explosão, o BigBang. Uma gotícula de energia pura,infinitamente quente e densa, entrouem expansão e foi ficando cada vezmais fria e menos densa. A velocidadeda expansão acelerou-se de forma inflacionária,só deixando uma ínfimaparte do espaço dentro de nosso raio devisibilidade. Eras inteiras sucederam-seem frações de segundo. Matéria e antimatériaaniquilaram-se em forma deluz, restando apenas um bilionésimo daB. Formação dos astros e evoluçãoquímicaAs tênues nuvens de gás desabaramsob o peso de sua própria gravidade,formando “rios” de matéria. Após 200milhões de anos de escuridão (idadedas trevas), formou-se a primeira geraçãode estrelas que reiluminaram ouniverso e aglutinaram-se em galáxias.O coração quente das estrelas passou afundir os átomos menores em maiores.As grandes estrelas formaram o oxigênio;as intermediárias formaram ocarbono e o nitrogênio. Aos dois bilhões91


CaosBig BangInflaçãoFusão H HeDesacoplamentoGrandes estruturasPrimeiras estrelasPrimeiras galáxiasOrigem O, C, N, FeFormação átomos pesadosFormação moléculasde anos, o universo já estava repletodesses átomos biogênicos. Aos cinco bilhõesde anos, a tabela dos elementosquímicos estava completa.Átomos começavam a se ligar e formarmoléculas, dentre as quais a água,uma das mais abundantes e antigas.Há 4,56 milhões de anos, na periferia deuma galáxia, a Via Láctea, uma nuvemde gás e poeira condensou-se e formouuma pequena estrela, o Sol, rodeada porum carrossel de planetas. No pequenopla neta rochoso situado na zona deágua líquida, a Terra, a evolução molecularse acelerou, produzindo estruturascada vez maiores.C. Evolução da vida na TerraNos oceanos, moléculas parecidas como RNA adquiriram a capacidade de sereplicar, dando início à vida. Em rápidaevolução, ela encapsulou-se em célulasmicroscópicas. Há cerca de 3,8 bilhõesde anos parece ter começado a atividadede fotossíntese, que injetou oxigêniona atmosfera terrestre. Há 2,5bilhões de anos, quando apareceramas células com núcleo (eucariontes), a92


Origem Sistema SolarOrigem VidaOrigem eucariontesAceleração expansãoSeres multicelularesOrigem dos dinossaurosSeres humanosFim da biosferaMorte do solcamada de ozônio já filtrava a radiaçãoultravioleta. Há 600 milhões de anosapareceram os seres multicelulares(macroscópicos). Há 440 milhões deanos as plantas saíram dos oceanospara colonizar a terra firme, logo seguidaspelos insetos e répteis. Os dinossauros,após dominarem a Terra por200 milhões de anos, foram extintos,deixando espaço para os mamíferosevoluírem. Há seis milhões de anos, oshominídeos passaram a andar eretos,aprenderam a construir instrumentose dominaram o fogo (há 400 mil anos).Diversos ramos de hominídeos conviveramaté cerca de 200 mil anos atrás.A vida é uma praga agressiva que ocupoutodo o planeta desde seu início. Elanão só sobreviveu a catástrofes globais,como as aproveitou para se diversificar egerar formas mais complexas.D. HumanidadeO homem moderno surgiu há 200 milanos, e há 50 mil anos desenvolveu alinguagem simbólica. Ao ensaiar assituações nesse espaço virtual para depoisatuar no mundo concreto, obteve93


Daqui a cinco bilhões de anos,o Sol incharáenorme poder sobre a natureza. Há 28mil anos já havia dizimado seus concorrentesmais próximos, os neandertais. Aextinção de outras espécies continuouem grande escala até hoje, chegandoao esgotamento de recursos naturais.Ao inventar a agricultura, assegurou aabundância de alimentos e a populaçãohumana multiplicou-se velozmente.Formaram-se as vilas e cidades, ondeocorriam ricas trocas de produtos e informações,resultando na invenção daescrita, da matemática, da ciência, dafilosofia e das artes. O universo hojefala pela nossa boca, enxerga-se pelosnossos olhos, conhece-se pelas nossasmentes. Cada ser humano tornou-se umuniverso em si, complexo e desconhecido.A evolução social cresce em ritmoacelerado. Enquanto isso, o maquináriolento e inexorável da evolução biológicacontinua a transformar nossos corpos.É impossível prever como serão nossosdes cen dentes num futuro distante. Apareceráalgo mais surpreendente do quea linguagem simbólica? Não somos nemo ápice nem o final da evolução, somosapenas uma espécie transitória.E. FuturoO Sol aumenta de luminosidade à medidaque envelhece, aquecendo a atmosferaterrestre. Daqui a 700 milhõesde anos a biosfera morrerá de calor.Talvez nossa ciência e tecnologia permitirãoa nossos descendentes escaparemdessa tragédia planetária. No finaldas contas, a linguagem simbólica, queproduziu tanta matança, talvez possaresgatar a rica experiência biológica etransportá-la através do vácuo cósmicopara um abrigo seguro em algum planetadistante. Daqui a cinco bilhões deanos, o Sol inchará em forma de gigantevermelha, expelindo uma bela nebulosaplanetária enquanto seu cadáverse contrai numa bola escura, milhõesde vezes mais densa que o ferro. Impulsionadopela energia escura, o universocontinuará expandindo-se deforma acelerada, ficando cada vez maisrarefeito, frio e escuro.94


em forma de gigante vermelhaNebulosa planetária M27:pequena estrela morrendoe ejetando átomosde Nitrogênio e Carbonopara o meio interestelar.(Crédito: Rodrigo PratesCampos, OPD/LNA/MCT)Neste universo em que os própriosastros são transitórios, a humanidadenão é mais que um brevíssimocapítulo. Embora microscópica no tempoe no espaço, é ela quem conta essagrande história.95


Telescópios Soar e Gemini, dos quais o Brasil é sócio.(Crédito: A. Damineli)96


Capítulo 9Astronomia no BrasilRepública, ele passou a ser denominadoAspectos históricosObservatório Nacional, uma das mais antigasinstituições científicas brasileiras.A astronomia brasileira, enquantociência institucionalizada e produtiva, éuma atividade recente. Ela desenvolveu-sea partir da implantação da pós-graduação,no início da década de 1970. Apesardisso houve iniciativas muito anteriores: oprimeiro observatório astronômico no Brasil– na verdade, em todo o Hemisfério Sul– foi instalado em 1639 no Palácio Friburgo,Recife (PE), pelo astrônomo ho landêsGeorg Markgraf (1616-1644). É notável queisso tenha acontecido apenas 30 anosapós Galileu ter apontado a sua lunetapara o céu. Esse observatório foi destruídoem 1643 durante a expulsão dos holandeses,e mais tarde os jesuítas instalaramum observatório no Morro do Castelo, nacidade do Rio de Janeiro (RJ), em 1730.Alguns anos após a declaraçãode independência, foi assinado por D.Pedro I, em 15 de outubro de 1827, o atode criação do Imperial Observatório doRio de Janeiro. Com a proclamação daNo seu primeiro século de existência, oObservatório Nacional organizou e participoude diversas expedições cientificasde astronomia, sendo a mais famosa aque confirmou a Teoria da Relatividadeem Sobral (CE), em 1919, comandada poruma equipe inglesa.No início do século XX construiram-seobservatórios em Porto Alegre(RS) e São Paulo (SP), mas somente nasdécadas de 1960 e 1970, com a construçãode um telescópio de 60 cm noITA, em São José dos Campos, e com a instalaçãode telescópios de 50 a 60 cm emBelo Horizonte (MG), Porto Alegre (RS) eValinhos (SP), começaram realmente aspesquisas em Astrofísica no país. Nessaépoca chegaram os três primeiros doutoresem Astronomia formados no exterior,e eles participaram da instalação dosprogramas de pós-graduação no país.Paralelamente se inicia a construçãodo Observatório do Pico dos97


Observatório do Pico dos Dias (Brazó polis-MG): formou gerações de astrônomos e permitiu a organizaçãodo Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA/MCT), que coordena o acesso brasileiro a telescópios na faixaótica e infravermelha. (Crédito: A. Damineli)em ondas de rádio.Na área espacial o Brasil temparticipado, desde os anos 1970, devoos em balões estratosféricos levandoequi pamento para observar a radiaçãocósmica de fundo e fontes de raios X.Já no início do século XXI, astrônomosbrasileiros participaram ativamente doplanejamento e análise dos dados dosatélite europeu CoRoT, responsável porestudar a sismologia das estrelas e osexoplanetas até pelo menos 2012. Esseexperimento tem revolucionado nossosconhecimentos sobre os exoplanetas, asismologia e a variabilidade estelar, e oBrasil tem os mesmos direitos científicossobre os dados do satélite que osparceiros europeus. Trata-se de um tipode cooperação bem sucedida que deveser replicada no futuro.Dias, no qual foi inaugurado, em 1981, otelescópio de 1,60 m. Sua operação ficousob a responsabilidade do LaboratórioNacional de Astrofísica (LNA), criado em1985. Esse foi, de fato, o primeiro laboratórionacional efetivamente criado noBrasil, e sua operação procurou seguiras melhores práticas internacionais emtermos de gestão e utilização dos equipamentos.Com isso a comunidade astronômicadesenvolveu-se e pôde darum passo além, com a entrada no ConsórcioGemini, em 1993, e a formação doConsórcio SOAR, em 1998.Outro fato importante aconteceuem 1974, quando foi instalado o radiotelescópiopara ondas milimétricas, comdiâmetro de 13,4 metros, em Atibaia (SP).Nesse radiotelescópio foram feitas asprincipais pesquisas em radioastronomiano Brasil. Mais tarde foi ins taladoo Telescópio Solar Submilimétrico, emGrupos de pesquisaEl Leoncito, Argentina. No INPE foi construídauma rede de antenas (BDA – BrazilianDecimetric Array) com o objetivode estudar o Sol com grande resoluçãoA pós-graduação teve um papelimportante no sentido de impulsionar aformação de novos mestres e doutores98


Produção científica daAstronomia Brasileirano país. Em 1981 o Brasil já contava com41 doutores em Astronomia. Hoje existem234 doutores, empregados em 40instituições, além de 60 pós-doutores.Algumas instituições são bastantegrandes, enquanto a maioria das instituiçõesconta com apenas um ou doisprofissionais. Com o início da pós-graduação,a produção científica brasileirana área da Astronomia também teveum grande desenvolvimento. No anode 1965, ela praticamente não existia,pois não há registro de trabalho científicopublicado em revista indexada. Jáno ano de 1970, houve oito artigos publicados.Nos 30 anos seguintes (1970-2000) a taxa média de aumento anualde artigos publicados foi de 11,4%. Essecrescimento deve-se a diversos fatores,entre os quais:- Retorno de doutores formados no exterior;- Início da pós-graduação no Brasil;- Contratação de profissionais por universidadese institutos federais de pesquisa;- Instalação da antena de radioastronomiaArtigos publicados em revistasindexadas por ano:1965 01970 81975 151980 251985 471990 741995 1112000 2052005 2142008 219Taxa anual média de crescimento:1970-2000 11,4%2000-2005 0,9%2005-2008 0,8%de Atibaia e do telescópio de 1,60 m do OPD;- O uso sistemático da internet deu aospesquisadores brasileiros – antes isoladospelas grandes distâncias – muito maiscapacidade de articulação e formação denetworking nacional e internacional.99


O telescópio SOAR está entrando em intenso ritmode observação com a chegada de um espectrógrafode campo integral feito no Brasil (SIFS).Outros dois espectrógrafos de alta tecnologia, oBTFI e o STELES, estão em fase final de construçãono Brasil. (Crédito: A. Damineli)a área de astronomia.Já nos anos de 2000-2008 essataxa foi bem menor: 2,3%. Isso tambémse deve a diversos fatores:- O número de contratações de professorese pesquisadores nesse período foimuito pequeno; o quadro, estagnado,passou a envelhecer;- A antena de Atibaia deixou de sercompetitiva;- Os telescópios do OPD, apesar de produtivos,eram competitivos apenas naárea estelar, uma vez que novos e modernostelescópios, instalados em sítiosmuito mais adequados, passaram a darapoio muito mais efetivo à astronomiaextragaláctica;- Muitos estudantes deixaram de procurarEsse quadro está mudando. Diversosindicadores sugerem que a astronomiano Brasil está voltando a ter umcrescimento mais dinâmico. Isso se deveaos seguintes fatores:- A entrada do Brasil nos consórcios Geminie SOAR começou a dar resultados emritmo crescente;- Novos estudantes estão sendo atraídospara a área, em número e qualidade crescentes.São 90 alunos de mestrado e 130de doutorado matriculados nos programasde pós-graduação;- Novas contratações de profissionaistêm sido feitas, principalmente em universidades;- Novos grupos de pesquisa vêm se for-100


Distribuição dos artigos publicados pela astronomia brasileira no ano de 2008,por especialidade:Área n 0 artigos %Astronomia estelar óptica e infravermelha 63 28,8%Cosmologia teórica 38 17,4%Astronomia extragaláctica óptica e infravermelha 26 11,9%Física de asteroides 12 5,8%Astrofísica estelar teórica 9 4,3%Evolução química de sistemas estelares 9 4,3%Astronomia dinâmica 9 4,3%Rádioastronomia solar 7 3,2%Instrumentação 7 3,2%Exoplanetas 6 2,7%Outros 29 13,2%Total 219 100%mando em universidades nas quais nãohavia astrônomos até recentemente, inclusiveuniversidades privadas;- A descoberta da matéria escura tem motivadoum grande número de trabalhosna área de Cosmologia Teórica, que hoje jáé a segunda área mais produtiva;- Outras áreas novas de pesquisa, comoa Física de Asteroides e Exoplanetas, têmmostrado produção significativa.Os maiores grupos de pesquisaem Astronomia estão concentrados naUSP e nas universidades federais, UFRGS,UFRJ e UFRN, assim como nos institutosdo MCT, no Observatório Nacional e noINPE. Todos eles mantêm programas depós-graduação em nível de mestrado edoutorado. No entanto, outros gruposmenores também participam de programasde pós-graduação, quase sempreem conjunto com os programas de Física.São no total 16 programas que oferecemmestrado e 12 que oferecem doutoradoem Astronomia.As principais áreas de pesquisa sãoAstronomia Estelar (óptica e infravermelha),que produziu 30% dos artigos publicadosem 2008; Cosmologia Teórica, com17%; e Astronomia Extragaláctica, com13%. Algumas áreas tiveram desenvolvimentobastante recente, como Física deAsteroides (6%) e Exoplanetas (3%). Essaúltima desenvolveu-se graças à participaçãodo Brasil no satélite CoRoT.101


CombolsaPQ-1CombolsaPQ-2Sem bolsaPQPós-doutorAlunosMs+DrUSP 17 4 16 18 65 120ON 8 5 14 5 31 63INPE 7 4 13 4 20 48UFRJ(OV+IF) 1 7 11 1 18 38UFRGS 7 3 3 13 26UFRN 2 3 3 1 19 26UNESP(FEG+RC) 2 2 5 4 11 24CBPF 1 4 1 1 17 24LNA(+SOAR) 1 8 4 13UNIVAP 3 5 1 4 12UFMG 1 1 3 1 5 11UFSC 3 1 1 5 10UESC 3 4 2 9UNIFEI 1 2 5 8UNICSUL 1 6 1 7UFSM 1 2 4 7Un. Mackenzie 1 3 1 1 6UEFS 5 5UNIPAMPA 3 3UERN 3 3UNB 3 3UFPR 1 1 2UFABC 1 1 2Unochapecó 2 2UFPel 2 2UEL 2 2UNIFESP 2 2CTA 2 2UFF 2 2UERJ 2 2UCS 1 1UNINOVE 1 1UNIRIO 1 1UNIVASF 1 1UFJF 1 1UEPG 1 1UFMT 1 1UFSCar 1 1CEFET-SP 1 1UTFPR 1 1Fund.Sto. André 1 1Exterior (pós doutorado) 11 11Total geral 50 49 135 59 225 506Obs: Bolsa de produtividade em pesquisa do CNPq nível PQ-1 oferece bolsa + grant, renováveis a cada três anos;bolsa de nível PQ-2 não tem grant, e também é renovável a cada três anos.Total102Siglas (41 instituições)USP - Univ. de São Paulo (SP) / ON - Observatório Nacional/MCT (RJ) / INPE - Inst. Nacional de Pesquisas Espaciais/MCT (SP) / UFRJ - Univ. Fed. do R. de Janeiro (RJ) / UFRGS - Univ. Fed. do R. Grande do Sul (RS) / UFRN - Univ. Fed. doR. Grande do Norte (RN) / UNESP - Univ. Est. Paulista Júlio de Mesquita Filho (SP) / UNIFEI - Univ. Federal de Itajubá(MG) / LNA - Laboratório Nacional de Astrofísica/MCT (MG) / UNIVAP - Univ. do Vale do Paraíba (SP) / UFMG - Univ.Fed. de Minas Gerais (MG) / UESC - Univ. Est. de Santa Cruz (BA) / UFSC - Univ. Fed. de Sta. Catarina (SC) / UNICSUL -Univ. Cruzeiro do Sul (SP) / UFSM - Univ. Fed. de Sta. Maria (RS) / Un. Mackenzie - Univ. Presbiteriana Mackenzie (SP) /UEFS - Univ. Est. de Feira de Santana (BA) / UERJ - Univ. Est. do R. de Janeiro (RJ) / UNIPAMPA - Univ. Fed. do Pampa (RS)/ UERN - Univ. Est. do R. Grande do Norte (RN) / UNB - Univ. de Brasília (DF) / UEL - Univ. Est. de Londrina (PR) / CBPF- Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas/MCT (RJ) / UFPR - Univ. Fed. do Paraná (PR) / UFABC - Univ. Fed. do ABC (SP) /CTA - Comando-Geral de Tecnologia Aeroespacial/MD (SP) / Unochapecó - Univ. Comunitária Regional de Chapecó(SC) / UFPel - Univ. Fed. de Pelotas (RS) / UNIFESP - Univ. Fed. de São Paulo (SP) / UCS - Univ. de Caxias do Sul (RS) / UFF- Univ. Fed. Fluminense (RJ) / UNINOVE - Univ. 9 de Julho (SP) / UNIRIO - Univ. do Rio de Janeiro (RJ) / UNIVASF - Univ.Fed. do Vale do São Francisco (PE) / UFJF - Univ. Fed. de Juíz de Fora (MG) / UEPG - Univ. Est. de Ponta Grossa (PR) /UFMT - Univ. Fed. do Mato Grosso (MT) / UFSCar - Univ. Fed. de São Carlos (SP) / CEFET-SP - Centro Fed. de Ensino Tecn.de São Paulo (SP) / UTFPR - Univ. Tecnológica Federal do Paraná (PR) / Fund. Sto. André - Fundação Santo André (SP)


Espectrógrafo de campo integralSIFS na sua fase finalde montagem no LaboratórioNacional de Astrofísica (MCT).Este é o primeiro de três espectrógrafosde alta tecnologiaque o Brasil está fornecendoao telescópio SOAR. (Crédito:Bruno Castilho, LNA/MCT)pela primeira vez, a construção efetivaDesenvolvimento de instrumentaçãocientíficade instrumentos modernos, de classemundial, para grandes telescópios.Preten demos concluir e comissionar osA Astronomia é uma ciência básica.Sua missão é nos dizer de onde viemos,onde estamos e para onde vamos. Seutrês ins trumentos em construção e iniciarmais um instrumento brasileiro nospróximos três anos.objetivo é, pois, fazer avançar a fronteirado conhecimento. No entanto, ao longode toda a história, essa ciência avançoupari passu com o desenvolvimento tecnológico.Muitas vezes beneficiando-seO canhão de laser do módulo de óptica adaptativado Gemini Norte permite corrigir as distorsõesda turbulência atmosférica. (Crédito:Telescópios Gemini)dele, muitas vezes promovendo-o diretaou indiretamente. Exemplos disso sãotantos que seria tedioso enumerá-los.Se o objetivo da ciência da Astronomiaé fazer pesquisa básica, ela podeser desenvolvida promovendo o desenvolvimentode instrumentação de ponta;dessa forma incentiva-se a cultura da inovaçãotecnológica. Isso se dá pelo treinamentode cientistas e técnicos em tecnologiasemergentes, necessárias para apesquisa astronômica de ponta.A participação brasileira nostelescópios Gemini e SOAR viabilizou,103


Da esquerda para a direita: Telescópios Subaru, Keck1 e Keck 2 (ao fundo), Gemini Norte (em primeiro plano)em noite de lua cheia, situados no topo do Mauna Kea (4250 m). Através de troca de tempo com o Gemini, oBrasil tem acesso aos outros três telescópios de classe de 8-10 metros. (Crédito: Telescópios Gemini)Observatórios virtuaisdesenvolvimentos de hardware têm permitido,a custos relativamente modestos,O século XXI iniciou-se com umaverdadeira explosão de dados científicosem forma digital que está produzindouma revolução na Astronomia. Devidoa vários empreendimentos de grandeporte, uma imensa quantidade de dadosdigitais de excelente qualidade, obtidostanto do solo quanto do espaço, ficaramdisponíveis. E isso é só o começo.O acesso e a manipulação do volumedos dados já armazenados desde pelomenos as últimas duas décadas tornouseum desafio para os pesquisadores queprecisam analisar seus próprios dadosexperimentais e/ou buscar por outros,em arquivos e bancos de dados espalhadosna rede. Se, por um lado, os contínuosa aquisição, o processamento e o armazenamentode centenas de terabytes de dados,os sistemas de software necessáriospara a manipulação desses dados aindadeixam muito a desejar. Esse é um problemareconhecido por todas as comunidadescientíficas e vários projetos degrande porte foram iniciados no sentidode encontrar soluções. No âmbito da comunidadeastronômica, o nome genéricodessa solução é o Observatório Virtual(VO, do acrônimo em inglês).Numa primeira aproximação, umVO é um sistema, acessado pela Internet,que provê ampla conexão entre dados arquivadose também ferramentas de extraçãoe garimpagem de dados e, de maneirageral, de redução de complexidade.104


Atualmente esse projeto encontra-se emfranco desenvolvimento, sendo coordenadointernacionalmente pela IVOA (InternationalVirtual Observatory Alliance).O Brasil tornou-se membro do IVOA pormeio da rede BRAVO (Brazilian Virtual Observatory)em 2009.Ensino e divulgação da AstronomiaA Astronomia no primeiro e segundo grausAstronomia envolve uma combinaçãode ciência, tecnologia e cultura e éuma ferramenta poderosa para despertaro interesse em Física, Química, Biologia eMatemática, inspirando os jovens às carreirascientíficas e tecnológicas. Mais doque isso, mostra ao cidadão de onde viemos,onde estamos e para onde vamos.Astronomia é a base para se adquiriruma noção sobre onde nos situamosno universo, assim como para acompreensão dos fenômenos naturais,como a duração do dia, que representa operíodo de rotação da Terra; a duração domês, que é baseada no período das fasesda Lua, causadas pela órbita da Lua emtorno da Terra; e do ano, período da órbitaaparente do Sol em torno da Terra,causada pela órbita da Terra em tornodo Sol. A Astronomia, por isso, é matériados níveis fundamental e médio, estandoincluída na Lei de Diretrizes e Basesda Educação, no Plano Nacional da Educação,no Programa de Formação Continuadade Professores, nos ParâmetrosCurriculares Nacionais e nas propostascurriculares estaduais.A Astronomia consta dos currículosescolares do ensino fundamentalna temática Terra e universo, já queo céu e o universo podem ser usadospara despertar a imaginação e mostrarque o método científico pode ser usadomesmo para coisas que não podemostocar. Mas há poucas iniciativas dedisseminação de conceitos em Astronomianesse nível de ensino. Possivelmenteporque a formação de docentesde ciências constitui um gargalo grave,devido à dissociação entre sua forma-105


O fascínio pelos astros se expressa no rostodesta jovem, que, como outros 2,3 milhões debrasileiros, acorreram aos 16 mil eventos oferecidosao longo do Ano Internacional das Astronomia(2009). Esse gigantesco programade divulgação científica foi oferecido por 160grupos de astrônomos amadores e 80 instituiçõesuniversitárias, planetários e centrosde ciência. (Crédito: Centro de Estudos Astronômicosde Alagoas – Maceió)ção básica e a diversidade de áreas aensinar. No caso do ensino de ciências, obaixo número de especialistas atuandono magistério faz as escolas aproveitaremprofessores dos mais variados conteúdospara atuar na área.A Olimpíada Brasileira de Astronomia,organizada pela SociedadeAstronômica Brasileira, já atinge maisde dez mil escolas do País, 75 mil professorese 860 mil estudantes, e temsido uma ferramenta importante paradifundir material didático e interessepela astronomia a todos os cantos dopaís. As atividades do Ano Internacionalde Astronomia em 2009, comemorandoos 400 anos do uso do telescópiopor Galileu, permitiu um acesso semprece dente da população a telescópios,pa lestras, notícias e eventos astronômicos.Mas a forma de ensino de Astronomiaque atinge a maior parcela dapopulação se dá nos planetários distribuídospelo país, que, embora aindasejam poucos, em vista da extensãodo país, atendem regularmente a umgrande número de estudantes.A Sociedade Astronômica Brasileiratem oferecido oficinas para professoresde nível fundamental e médio.Desde 2009, têm sido realizados EncontrosRegionais de Astronomia (EREA)que culminarão com um congresso nacionalque objetiva ofere cer aos órgãosgovernamentais (MEC) ações para melhorara formação dos professores deciências em Astronomia e a qualidadedo conteúdo dos livros no ensino fundamental.No ensino médio, temas deAstronomia já são contem plados parcialmentena Física, mas precisam sermodernizados. Nesse nível de ensino,é possível usar o céu como um vastoconjunto de laboratórios de Física: cinemáticae dinâmica, termo dinâmica,física nuclear, relatividade. Algumasuniversidades, como a USP, têm programade pré-iniciação científica, emque estudantes do segundo grau sãotutorados por astrônomos profissionais,preservando vocações para a carreiracientífica.106


Graduação e pós-graduação em AstronomiaPor que fazer um curso de Astronomia?O encanto da Astronomia continuaa seduzir e fascinar não só os jovens,mas toda a população. Além da licenciatura,que forma os professores do ensinomédio e fundamental, cursos de Astronomiano ensino superior são ótimaspreparações para carreiras científicas etecnológicas. Existe ainda a pesquisa emAstronomia. O objetivo dos astrônomos éutilizar o universo como laboratório, deduzindode sua observação as leis físicasque poderão ser utilizadas em atividadesmuito práticas, como prever as marés, estudara queda de asteroides sobre a Terra,entender como funcionam reato res nuclearese analisar o aquecimento da atmosferapor efeito estufa, causado pelapoluição. São atividades necessárias paraa sobrevivência e o desenvolvimento daespécie humana. Além disso, foram produzidosnas estrelas todos os elementosquímicos que são a base da vida. Finalmente,a Astronomia é um dos promotoresdo desenvolvimento de tecnologiaavançada, de sensores ópticos, de raiosX a ondas de rádio, de computadores velozes,de eletrônica e óptica sofisticada emesmo de engenharia de ponta.No Brasil, a grande maioria dospesquisadores em Astronomia e Astrofísicafizeram bacharelado em Física, edepois a pós-graduação, mestrado e doutoradoem Astronomia. A UFRJ oferececurso de graduação em Astronomia hámais de 50 anos. A USP iniciou o bachareladoespecífico no ano de 2009 e a UFRGSestá iniciando o dela.No âmbito da pós-graduaçãoem Astronomia, os primeiros cursosforam dados no Instituto Tecnológico daAeronáutica, na Universidade Mackenziee no Instituto Astronômico e Geofísico daUSP, entre 1969 e 1971. Foram seguidospelo curso da Universidade Federal doRio Grande do Sul e, mais tarde, do ObservatórioNacional, no Rio de Janeiro, daUniversidade Federal de Minas Gerais e107


da Universidade Federal do Rio Grandedo Norte. Atualmente 14 programas jáforneceram titulação e novos programasestão iniciando.É importante realçar que umprofissional de Astronomia só entra realmenteno mercado de trabalho após obtero doutorado. Durante os últimos anos dagraduação e durante toda a pós-graduação,a grande maioria dos estudantesrecebe bolsa das agências financiadorasbrasileiras CNPq, CAPES e FAPESP, esta últimaem São Paulo.Os astrônomos profissionais trabalhamnos institutos de pesquisado Ministério de Ciência e Tecnologia:INPE, ON, LNA, CBPF e nas universidades.Uma parcela ainda pequenatrabalha em empresas privadas, comoEmbratel, mas a grande capacitação eminformática que eles aprendem tem levadoalguns para a área de computaçãoe instrumentação.Uma das grandes deficiênciasno ensino de Astronomia é a falta deformação dos professores do ensinofundamental e médio nesta área. AAstronomia é ensinada nas cadeirasde Geografia e Ciências no ensino fundamental,mas ainda são poucos osprofessores de Geografia que tiveramcursos de Astronomia na sua graduação.Mesmo no ensino médio, onde osparâme tros curriculares exigem váriosconhecimentos de Astronomia e licenciaturaem física, ainda há muitos cursosde licenciatura sem cursos específicosde Astronomia.À falta de formação específica dosprofessores, soma-se a ausência de materialdidático em astronomia, e há muitasfalhas nos livros didáticos. Iniciativas decursos de extensão têm sido realizadaspela USP, pelo INPE e pela UFRGS, assimcomo cursos a distância pelo ON. Cursosespecíficos de mestrado profissionalizanteem ensino de astronomia, a exemplodo que já ocorre na UFRGS, tambémseriam bem-vindos. Os Encontros deEnsino de Astronomia (EREAs e ENEAs)são um fórum importante para formularuma política de ensino de Astronomia na108


Os programas de pós-graduação na Astronomia brasileira, o número de concluintes no período2005/2007+2008 e o número de alunos matriculados em 2009.NotaCAPES2005/7Ms2008Ms2005/7Dr2008DrAlunos matriculados em2009 M/DIAG-USP 7 22 10 17 6 23/42IF-UFRGS 7 3 2 6 3 4/9CBPF 7 3 3 3 2 4/13DF-UFMG 7 2 - 2 2 2/6IF-UFRJ 7 1 - 6 1 2/3DF-UFRN 5 7 1 6 3 5/14DF-UFSC 5 4 1 3 2 1/4DA-ON 4 10 3 8 1 13/18DAS-INPE 4 10 6 4 1 9/11FEG-UNESP 4 8 2 - 1 6/5UNIVAP 4 2 1 - - 3/1DF-UFSM 3 4 1 4 - 1/4OV-UFRJ 3 5 2 - 12/0UNIFEI 3 2 1 - 5/0Total - 83 30 59 24 90/130Obs.: A UNICSUL (São Paulo), UESC (Ilhéus) e UERN (Mossoró) iniciaram os programas de pós-graduaçãorecentemente e não formaram ninguém até 2008.formação de professores de Ciências e naestruturação dos tópicos a serem ensinadosno primeiro e segundo graus.ao grande público, realizada pelos clubeslocais e frequentemente atuando em parceriacom planetários e universidades. Naúltima década, organizados em uma redeAstronomia amadoranacional de observação amadora (REA),O Brasil possui alguns milhares deastrônomos amadores, em quase duzentosclubes e associações regionais em todosos estados. Esses números são muitopróximos aos de países da Europa Ocidentale Ásia. Suas principais atividadesse agrupam em duas áreas. A mais tradicionalé a da divulgação da astronomiaos amadores têm tido também papel ativona obtenção de dados observacionaispotencialmente utilizáveis em trabalhosposteriores de pesquisa por instituiçõesprofissionais. Dezenas de asteroides, dezesseissupernovas e um cometa foramdescobertos por amadores brasileiros.Desde 1998, a comunidade amadora realizaencontros nacionais anuais (ENAST),109


A observação dos astros atrai pessoasde todas as idades e faixas sociais.É importante que os cidadãosde todo o país possam explorar,des de cedo, suas ligações com oUniverso. (Crédito: Astronomia noPantanal – grupo da UFMT)sempre em cidades distintas e abertos àparticipação de estudantes e do públicoleigo. Assim como na maioria dos paísesdesenvolvidos, a tendência de colaboraçãoentre a comunidade amadora e aprofissional tem sido incrementada nosúltimos anos, notadamente com a realizaçãodo Ano Internacional da Astronomiaem 2009.mente pela população e pela imprensa,com o apoio do MCT e do CNPq.O Ano Internacional da Astronomiaem 2009, coordenado pela UniãoAstronômica Internacional (IAU), constituiu-seno maior evento de divulgaçãocientífica da história. O Brasil teve grandedestaque no Ano Internacional, tendorealizado 16 mil eventos de divulgação,dos quais participaram 2,3 milhões deDivulgação da Astronomiapessoas. Essa atividade foi conduzida porA divulgação da Astronomia complementaos espaços não formais de educação.Ela se dá por meio de de sessõesde pla netários, observações telescópicasabertas ao público, artigos em jornais,revistas e filmes em TVs. Ela atinge umapopulação numerosa que, em sua maiorparte, não frequenta mais a escola. Essaatividade é importante por promover umaeducação científica e transmitir aos cidadãosinformações sobre o uso de recursosprovenientes de seus impostos. Essaatividade vem crescendo constantementeno Brasil e tem sido recebida calorosa-uma rede de 229 Nós Locais, distribuídospor todos os estados brasileiros, somandoduas mil pessoas. Os Nós da Redecongregam astrônomos amadores (160clubes), astrônomos profissionais, educadorese jovens amantes da ciência.O enorme interesse despertado nopúblico certamente resultará num aumentode demanda por informações e noengajamento de mais jovens na carreiracientífica. Para dar conta dessa tarefa, osNós Locais formaram a Rede Brasileira deAstronomia (RBA), que continuará a herançado Ano Internacional da Astronomia(www.astronomia2009.org.br).110


Galeria de imagens


Essa obra foi impressa nas oficinas da gráfica Yangraf, com miolo em papel couché 115g,capa dura empastada em papel couché 150g, diagramada em tipologia The Sans porVania Vieira, para Odysseus Editora no ano de 2010, com tiragem de 45.000 exemplares.


Neste livro você vai ler textos sobre pesquisasatuais em Astronomia, escritos por pesquisadoresda área, refraseados em linguagem jornalística.As informação são atualíssimas, mas alinguagem é compreensível por não iniciados.A cobertura de temas não é e nem podeser completa num pequeno livro, dado que aAstronomia é vastíssima. Ela representa a visãode alguns pesquisadores, formada a partir deseus postos, na fronteira da pesquisa. Ela mostratambém como a área se estrutura no Brasil, emtermos de empregos, formação de pessoal eatividade de divulgação. A primeira edição é de40 mil exemplares, distribuídos gratuitamente,principalmente para escolas públicas. A Astronomiabrasileira tem uma história de sucesso nos últimos40 anos, reconhecida internacionalmente.Graças ao apoio das agências de fomentoà pesquisa, federais e estaduais, ela continuarácrescendo na próxima década. Temos pouco mais deduas centenas de cientistas na área e esse númeroprecisa aumentar bastante para o Brasil fazer jus àssuas aspirações de país desenvolvido.9 7 8 8 5 7 8 7 6 0 1 5 1

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