Astrobiologia

Exobiologia ou Astrobiologia (outros termos são exopaleontologia, bioastronomia e xenobiologia) é o estudo da origem, evolução, distribuição, e o futuro da vida no Universo. Ou seja, é o estudo das origens, evolução, distribuição e futuro da vida em um contexto cósmico.2 Ela trabalha com conceitos de vida e de meios habitáveis que serão úteis para o reconhecimento de biosferas que poderão ser diferentes da nossa. A astrobiologia envolve a procura por planetas potencialmente habitáveis fora do Sistema Solar, a exploração de Marte a de planetas e satélites externos, pesquisas de laboratório e de campo sobre as origens e evolução da vida primitiva na Terra, e estudos do potencial adaptativo da mesma em nosso planeta e no espaço. A astrobiologia utiliza pesquisas multidisciplinares que compreendem astronomia, biologia molecular, ecologia, ciências planetárias, ciências da informação, tecnologias de exploração espacial e disciplinas correlatas. Esse vasto caráter interdisciplinar da astrobiologia resulta em visões e compreensão amplas de fenômenos cósmicos, planetários e biológicos, porém requer o esforço coordenado e conjunto de pesquisadores de diversas áreas.

A etimologia de astrobiologia vem do grego antigo “astron”, “estrela, constelação”; “bios”, “vida”; e “logia”, “estudo”. Apesar da astrobiologia ser um campo emergente e em desenvolvimento, a questão da existência de vida em outros lugares no Universo é uma hipótese verificável e portanto um ramo passível de investigação científica. Apesar de antigamente ser considerada fora da ciência mainstream, a astrobiologia virou um campo de estudo formal no século XX. A NASA fundou seu primeiro projeto de astrobiologia em 1959 e estabeleceu um programa de astrobiologia em 1960.6 O programa de exploração espacial Viking da NASA, que começou em 1976, incluía três experimentos biológicos criados para verificar a possibilidade de traços de vida em Marte. Em 1971, aNASA fundou a Busca por Inteligência Extraterrestre (Search for Extra-Terrestrial Intelligence – SETI) para procurar pelos céus por evidência de comunicação interestelar provinda de uma civilização de um planeta distante. Outra missão espacial não tripulada para Marte, o Mars Pathfinder , aterrissou em 1997 trazendo vários experimentos exopaleontológicos na esperança de achar fósseis microscópicos nas rochas do planeta vermelho.7

No século XXI, a astrobiologia virou o foco de um número crescente de missões da NASA e da Agência Espacial Européia . O primeiro workshop europeu sobre astrobiologia ocorreu em Março de 2001 na Itália ,8 e o resultado foi o programa Aurora.9 Atualmente, a NASA hospeda um instituto astrobiológico (NASA Astrobiology Institute) e um número crescente de universidades norte-americanas, inglesas, canadenses, irlandesas e australianas agora oferecem programas de graduação em astrobiologia.10 11

Um foco particular da astrobiologia moderna é a busca por vida em Marte pela sua proximidade espacial e por sua história geológica. Existe um número crescente de evidências que sugere que Marte antigamente possuía uma quantidade considerável de água em sua superfície, sendo que a água é um precursor essencial para a vida baseada no carbono.12

Missões feitas especialmente para procurar por vida incluem o já citado programa Viking e as sondas Beagle 2, os dois em Marte. Os resultados do programa Viking foram inconclusivos13 e as sondas Beagle 2 falharam na transmissão de dados para o controle na Terra, assim é provável que elas tenham quebrado em solo marciano.14 Uma missão futura com um importante papel astrobiológico seria a Jupiter Icy Moons Orbiter, planejada para estudar as luas congeladas de Júpiter, pois algumas delas podem ter água líquida, mas a missão foi cancelada. Recentemente, a espaçonave Phoenix sondou a superfície de Marte a procura de evidências de vida microscópica presente ou passada e de uma possível história de presença de água lá.

Em 2011, a NASA planeja lançar o veículo explorador Mars Science Laboratory (laboratório científico marciano) que irá continuar a busca de vida presente ou passada em Marte utilizando-se de uma variedade de instrumentos científicos. A Agência Espacial Européia está desenvolvendo o veículo explorador astrobiológico ExoMars, que irá ser lançado em 2018.

A União Astronômica Internacional regularmente organiza grandes conferências internacionais através do seu Commission 51: Bioastronomy. Commission 51 - Bioastronomy: Search for Extraterrestrial Life desde 1982, sendo que atualmente a Universidade do Havaí organiza e hospeda essa comissão.

Química em astronomia: A famosa Bomba Atômica

A bomba atômica é um ícone da Era Contemporânea. Ela não foi criada pelos japoneses, mas foi no Japão que ela foi pela primeira vez usada contra pessoas, durante a 2ª Guerra Mundial, em agosto de 1945. Desde então a bomba atômica tornou-se símbolo negativo do engenho humano e brinquedo predileto almejado por líderes políticos do mundo, sendo que o povo japonês detém até hoje o trágico recorde de ter sido a única nação a experimentar na carne os efeitos de um bombardeio atômico.

A bomba lançada em Hiroshima foi apelidada de Little Boy. Media pouco menos de 3 metros de comprimento, pesava 4 toneladas e foi armada com uma carga de urânio 235. Para impedir uma explosão prematura, ela tinha três detonadores separados. O último detonador foi acionado por radar, quando a bomba estivesse cerca de 580 metros de altitude, altura esta que segundo cálculos provocaria danos máximos à cidade. A bomba lançada em Nagasaki era um pouco diferente da de Hiroshima. Chamada de Fat Man, ela era mais arredondada e um pouco maior que a Little Boy. Media 3 metros e 20 centímetros de comprimento, tinha um diâmetro de um metro e meio, pesava 4 toneladas e meia e tinha uma carga de plutônio 239. A potência da bomba de Hiroshima foi de 13 quilotons (o equivalente a 13 mil toneladas de TNT).

Antes de saber sobre o funcionamento da bomba atômica você precisa saber sobre o elemento Urânio, um dos causadores da explosão. O Urânio é um isótopo, ou seja, existem duas formas do elemento Urânio, elas possuem o mesmo número atômico, mas se diferem na quantidade de massa. O Urânio com massa 238 é mais comum na natureza, já o que possui massa 235 representa apenas 0,72% do total de Urânio existente. Quando o núcleo do átomo de urânio 235 é atingido velozmente por um nêutron em alta velocidade, ele se quebra em dois pedaços e lança mais nêutrons e porções de energia. Cada um dos nêutrons projetados pela quebra atinge outros núcleos de átomos de urânio, realizando novamente a quebra e gerando mais nêutrons e mais energia, e assim sucessivamente. Esse processo é chamado de fissão nuclear (fissão=quebra, nuclear= núcleo) e significa a quebra do núcleo.

Parsec (Física)

O parsec é uma unidade de distância frequentemente usada na Astronomia para medir distâncias a que estão estrelas e galáxias da Terra.

O parsec é definido como a distância à qual um objeto celeste, como, por exemplo, uma estrela, está da Terra, tendo um ângulo de paralaxe de um segundo de arco (ou 1’’).

O parsec corresponde a 206265 unidades astronômicas e a 3.26 anos-luz.

Isto significa que um parsec = 3.085678 x 1013 km = 3.08 x 1018 cm.

1 kilo parsec = 1 kpc = 1000 parsecs = 103 pc

1 mega parsec = 1 Mpc = 1 milhão de parsecs = 106 pc

Convém referir que:

1’’ = 2.8 x 10-4º(graus de arco)

1’ = 1.7 x 10-2º (sendo 1’ = 1 minuto de arco)

Assim, em 360° há 1.3 x 106’’ ou 4.7 x 104’.

Também é de referir que 360º = 2π rad (em unidades de radianos), ou seja, 1 rad = 360/2π, em que π ≈ 3,14159

1’’ = 2.8 x 10-4 º (graus de arco)

1’ = 1.7 x 10-2 º (sendo 1’ = 1 minuto de arco)

É usado o método da triangulação para medir distâncias da ordem do parsec.

Tal método baseia-se no nosso instinto natural de atribuir um valor pequeno à distância a que um objeto se encontra de nós quando vemos este com um tamanho pequeno e com um determinado ângulo relativamente a nós.

É fundamental entender este método a nível geométrico para considerar natural a sua aplicação na medição de grandes distâncias.

Quando se efetuam observações astronômicas, em datas diferentes, ou seja, quando se observa o céu em pontos diferentes da órbita terrestre, parece-nos que os planetas e que as estrelas mais próximas se deslocam muito mais no nosso campo de visão comparativamente com estrelas e corpos celestes mais distantes. 

Acontece o mesmo fenômeno se considerar que, quando tapamos o nosso olho esquerdo, vendo pelo olho direito e que, inversamente, quando tapamos o nosso olho direito ficando a ver pelo olho esquerdo, é como se os dois olhos equivalessem a um só observador que se tivesse deslocado na nossa cara. Esse exercício só é sugerido, porque quando pomos à nossa frente um objeto, por exemplo, um lápis e, que tapamos um olho vendo pelo o outro e repetimos trocando de olho, parece-nos que o lápis realmente se deslocou. Quanto mais afastarmos o lápis de nós menos ele se parece deslocar.

Esse fenômeno de deslocação aparente chama-se paralaxe e essa deslocação pode ser caracterizado por um ângulo chamado ângulo de paralaxe.

Ao observar uma estrela (ou, com o método referido, o lápis), é fácil simplificar a situação e considerar que um ponto de observação (ou o olho direito) é O, o outro (ou o olho esquerdo) é O’ e que a estrela (ou o lápis) é representada (o) por um ponto A, formando os três pontos, um triângulo OO’A.

Portanto, a linha da projeção ortogonal de A em OO’ é também a mediana do ângulo formado em A por OA e OA’, ou seja, que o triângulo OO’A é isóscele. Logo, conhecendo o comprimento OO’, ou seja, a distância que separa os dois observadores (ou olhos), basta conhecer o ângulo do sector angular (OAO’). O ângulo de paralaxe vale metade desse ângulo e designa o ângulo entre OA ou O’A e a mediana de (OAO’).

Para se determinar a distância a que está à estrela, podem-se usar dois observatórios distantes, na mesma data ou, usar o mesmo observatório em datas diferentes, conhecendo o deslocamento espacial que este efetuou ao longo do tempo. Se escolhermos um observatório na Terra, num sítio específico e, se efetuarmos duas observações com um intervalo de tempo de 6 meses entre elas, saberemos que a primeira observação está separada da segunda pela distância do diâmetro da órbita da Terra em torno do Sol.

Essa distância (o diâmetro da órbita da Terra em torno do Sol é da ordem de 3 x 108 km) fornece uma base para o triângulo OO’A, que tem um comprimento milhares de vezes maior do que o valor da distância entre dois observatórios diferentes na Terra na mesma data. É preferível uma base maior porque o ângulo com que a luz da estrela chega à base torna-se muito menor que 90º, ou seja, mais agudo e, obtém-se, assim, uma maior precisão nas medidas angulares que definem a distância a que a estrela está de nós.

Para se obter o ângulo de paralaxe (em graus de arco) de uma estrela próxima, ou seja, para quantificar o deslocamento aparente da estrela, usando o método de triangulação e o diâmetro da órbita da Terra em torno do Sol como base do triângulo, utiliza-se uma técnica simples que consiste em visualizar e registrar o deslocamento da estrela relativamente a um conjunto de estrelas distantes (cujo ângulo de paralaxe é, portanto muito menor) ao qual se chama estrelas fixas. Estas constituem um referencial inercial.

No nosso exemplo do lápis, esse referencial poderia ser um quadro na parede, por detrás do lápis. Assim, a posição da estrela próxima observada, pode ser medida em unidades angulares astronômicas. O astrolábio é um instrumento que permite fazer esse tipo de medidas, quando se efetuam observações a olho nu, relativamente a esse referencial (vimos que, na verdade, o movimento da estrela é aparente porque é a Terra que, na realidade, se move relativamente à estrela).

Se fizermos essa mesma observação, todos os dias ao longo de um ano, podemos registrar a posição da estrela relativamente ao referencial inercial das estrelas fixas que evidencia o seu deslocamento aparente.

O observador em Terra efetua desta forma, uma observação sob a forma de um varrimento cônico, projetando, segundo a direção da sua observação da Terra para a estrela, a posição da estrela no referencial das estrelas fixas. Ao fim de um ano, essas projeções desenham uma elipse ou, aproximadamente um círculo, visto que a órbita da Terra é elíptica, aproximadamente circular.

Esta questão trata simplesmente de movimento relativo entre a Terra e a estrela e, consequentemente, implica uma transformação de Galileu em que o referencial inercial é constituído pelas estrelas fixas e o referencial não-inercial é a Terra.

Deste modo, quando uma estrela tem um ângulo de paralaxe de 1 segundo de arco, sabemos que está a uma distância de 1 parsec da Terra. Para aplicar o método de triangulação e, temos em atenção que, para o triângulo OO’A, nesta situação, o ponto O coincide com o Sol, que o ponto O’ coincide com a Terra e o ponto A com a estrela e, d é a distancia AO’.

Então, sabemos que: α = π/2 (radianos ou rad);

α’ = π/2 - β (rad);

β é o ângulo de paralaxe entre as 2 linhas de direção estrela-Terra e estrela-Sol (em graus de arco);

b = 300 x 109/2 m (metros);

d é a distância Terra-estrela que se pretende obter em metros.

Aplicando a fórmula, obtemos que:

tan β = 300 x 109/2d

Em que β = 1’’ = 2.8 x 10-4 º, obtendo-se:

d = 1 pc = 3 x 1016 m = 3 x 1013 km = 3.26 a.l. (anos-luz).

Considera-se que o ponto A é equidistante de O e de O’, ou seja, que a estrela A está à mesma distância dos dois observadores. 

A Biologia na Astronomia

A astronomia é a ciência que estuda as estrelas e os planetas e para isso é necessário englobar outras ciências: Física, Química, Matemática e Biologia. O estudo da astronomia junto a biologia pode ser chamado de Astrobiologia, é uma área que busca entender e explicar a origem da vida na Terra, além da busca pela vida em outros planetas e com isso compreender a origem e a evolução do universo.

A busca pela vida fora da Terra é o trabalho dos astrobiólogos, que procuram compreender a origem, evolução, distribuição e destino da vida no Universo. Para atingir este objetivo, é necessário um esforço de pesquisadores de diferentes áreas que, trabalhando juntos, resolvem problemas dos campos da astronomia, física, química, biologia e geologia.

Há atualmente na NASA um vasto projeto de estudos e pesquisas neste campo. Em várias universidades do Planeta há estudiosos atentos a este tema, e já é possível encontrar vários cursos de graduação nesta área. A Astrobiologia tende a crescer nos próximos anos; há previsões inclusive de que ela venha a se converter no ramo mais ativo, estimulante e fascinante da Astronomia.

Recentemente os astrônomos encontraram no Universo a presença de mais de oitenta planetas, exteriores ao Sistema Solar, o que reforça a certeza de que no Cosmos pode haver inúmeros astros e aumenta a possibilidade de se encontrar planetas como o nosso, igualmente habitados. Ou seja, torna-se mais viável a existência de ambientes que preencham os requisitos necessários para o florescimento da vida.

No Brasil, a Astrobiologia está apenas começando. Em 2006, o País teve o seu primeiro workshop na área, atraindo cerca de 80 pesquisadores interessados e com projetos já em andamento. Logo em seguida, foi montado o primeiro grupo de estudos em Astrobiologia do Brasil, cadastrado no CNPq sob o nome Astrobio Brazil e coordenado pelos professores Eduardo Janot Pacheco (IAG-USP) e Claudia Lage (UFRJ).

Em Biologia, os avanços têm sido no estudo da vida como ela existe na Terra, e através dos seus limites, explicar se a vida poderia existir em outros planetas. Por isso, vários biólogos têm estudado a vida em ambientes extremos - desertos, pólos, vulcões, fundo dos oceanos, fundo da terra - pois esses organismos, os extremófilos - seriam capazes de sobreviver ao estresse imposto pelas condições espaciais ou de alguns planetas, como Marte.

A Rede Brasileira de Astrobiologia (RBA) buscará organizar e aumentar a integração da comunidade científica da área no país, viabilizando a divulgação de eventos e oportunidades de cooperação em pesquisa. É voltada a pesquisadores, docentes e estudantes de graduação e de pós-graduação que atuam em pesquisa, ensino ou divulgação da astrobiologia no Brasil ou no exterior.

A rede foi criada no fim de maio por pesquisadores da Universidade Federal de São Carlos (UFSCar), do Núcleo de Pesquisa em Astrobiologia da Universidade de São Paulo (NAP-Astrobio/USP) e do Laboratório Nacional de Luz Síncrotron (LNLS), além da contribuição de membros de instituições de diversos estados.

Os integrantes da RBA pretendem igualar as ações da astrobiologia brasileira às de outros países, organizando, sistematizando e ampliando as conexões científicas dos profissionais em território nacional, além de ampliar o reconhecimento de estudos na área em outras partes do mundo.

Dois dos coordenadores e fundadores, Douglas Galante e Fábio Rodrigues, são ligados ao LNLS, um dos quatro laboratórios nacionais administrados pelo Centro Nacional de Pesquisa em Energia e Materiais (CNPEM), organização social supervisionada pelo Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação (MCTI).

Nascimento e composição química das estrelas (Química)

Uma estrela nasce da aglomeração de matéria dispersa pelo espaço. Estrelas de primeira geração são constituídas de hidrogênio (H) e hélio (He), formados primordialmente. Estrelas de segunda geração, como nosso Sol, são constituídas de matéria remanescente da explosão de outras estrelas e possuem outros elementos químicos mais pesados. À medida que essas matérias vão se acumulando, como uma bola de neve, a temperatura no interior da protoestrela aumenta gradativamente. Ela se tornará uma estrela quando a temperatura e a pressão em seu interior forem suficientemente grandes para desencadear a fusão nuclear. Nesse processo, dois núcleos atômicos se unem formando um novo, mais pesado. Uma pequena quantidade de matéria remanescente é convertida em energia na forma de radiação eletromagnética ou fótons. A fusão nuclear continuará enquanto a temperatura e a pressão se mantiverem altas o suficiente, formando novos elementos químicos.

O caminho evolutivo de uma estrela depende diretamente de sua massa. A força da gravidade tende a contrair a estrela enquanto a pressão, devido à radiação, tende a expandi-la. Nas estrelas com massa inferior a 8 vezes a massa do Sol, o processo de fusão nuclear seguirá formando He, carbono (C) e oxigênio (O). A pressão de radiação superará a ação da gravidade e a estrela se expandirá, sua temperatura e pressão diminuem cessando o processo de fusão.

Nas estrelas com massa superior a esse limite, a fusão nuclear prossegue formando neônio (Ne), magnésio (Mg) e ferro (Fe). A estrutura nuclear do Fe apresenta um obstáculo para a fusão nuclear, mas a temperatura da estrela continuará aumentando e ela explodirá em uma estrela nova, ou supernova. A imensa quantidade de energia criada durante a explosão tornará possível a formação de outros elementos além do Fe. Depois da explosão, a evolução segue e a estrela poderá tornar-se uma estrela de nêutron ou mesmo um buraco negro.

A análise da composição química das estrelas é feita através da Espectroscopia. A distribuição dos elétrons em cada elemento químico é única. Quando um elétron faz a transição entre “camadas” no átomo, emitirá ou absorverá um determinado fóton. O conjunto dos fótons emitidos por um determinado elemento químico, em suas várias transições eletrônicas possíveis, é chamado Espectro de emissão. E o conjunto dos fótons absorvidos de um contínuo é o Espectro de absorção. Assim, observando o espectro de emissão de uma estrela é possível identificar exatamente sua composição.

A cor da estrela depende diretamente da sua temperatura. Para determinar a temperatura de uma estrela, analisamos seu espectro que é obtido quando um feixe de luz passa por uma fenda e atravessa um prisma de vidro.

O espectro das estrelas geralmente apresenta-se como uma faixa luminosa contínua, contendo todas as cores do arco-íris interrompidas por raias escuras. Essas raias revelam a composição química das camadas superficiais do astro.

Cada elemento químico tem a propriedade de mostrar raias no espectro em comprimentos de onda característicos. A composição de uma estrela pode ser determinada a partir da análise do espectro de uma estrela. Isso é feito, comparando o espectro da estrela ao espectro de elementos químicos.

Cada linha escura no espectro de uma estrela está associada à presença de um elemento químico na atmosfera da estrela. Isso nos leva a pensar que as estrelas com linhas espectrais diferentes têm composição química diferente. No entanto, atualmente se sabe que a composição química das estrelas em geral é praticamente a mesma: aproximadamente 90% hidrogênio e aproximadamente 10% hélio; todos os outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da composição e são chamados de metais. Portanto, o hidrogênio é de longe o elemento químico mais abundante nas estrelas, e ainda assim as linhas do hidrogênio, embora fortes em algumas estrelas, são fracas em outras. As linhas de Balmer (é a designação de um de seis diferentes tipos de séries descrevendo as emissões do átomo de hidrogênio na linha espectral.) ficam fracas em estrelas muito quentes ou muito frias, apesar de o hidrogênio existir abundantemente em todas.

O Sol é uma estrela devido à grande quantidade de massa que tem, de aproximadamente 334.672 vezes a massa da Terra e é constituído principalmente de hidrogênio e hélio (Composição Química: Hidrogênio, Hélio, Nitrogênio, Carbono, neon, Ferro, Silício, Magnésio e enxofre).                                                        

Em astronomia e cosmologia física, a metalicidade (também chamada Z) de um objeto é a proporção da sua matéria constituída de elementos químicos diferentes do hidrogênio e hélio. Como as estrelas, que se constituem na maior parte da matéria visível do universo, são compostas principalmente de hidrogênio e hélio, os astrônomos usam por conveniência o termo genérico "metal" para descrever todos os outros elementos coletivamente. Assim, uma nebulosa rica em carbono, nitrogênio, oxigênio e neônio seria "rica em metais" em termos astrofísicos, embora esses elementos sejam não-metais na química. Este termo não deve ser confundido com a definição usual de "metal"; ligações metálicas são impossíveis no interior de estrelas, e as ligações químicas mais fortes só são possíveis nas camadas externas de estrelas frias tipos K e M. A química normal, portanto, tem pequena ou nenhuma relevância no interior estelar.

A metalicidade de um objeto astronômico pode fornecer uma indicação da sua idade.

Na Via Láctea, a metalicidade é maior no centro galáctico e decresce à medida que se caminha para fora. O gradiente de metalicidade é atribuído à densidade de estrelas no centro da galáxia; há mais estrelas no centro e por isso, ao longo do tempo, mais metais retornaram ao meio interestelar e se incorporaram a novas estrelas. Por um mecanismo similar, galáxias maiores tendem a ter maior metalicidade do que as menores.

A metalicidade do Sol é de aproximadamente 1,8% em massa. Para outras estrelas, a metalicidade é frequentemente expressada como "[Fe/H]", que representa o logaritmo da razão entre a abundância de ferro da estrela e a do Sol (o ferro não é o elemento pesado mais abundante, mas é um dos mais fáceis de medir com dados espectrais no espectro visível). A fórmula para o logaritmo é a seguinte:

Por esta fórmula, estrelas com metalicidade superior à do Sol têm um valor logarítmico positivo, enquanto aquelas com metalicidade menor que a do Sol tem um valor negativo. O logaritmo é usado em potências de dez: estrelas com um valor de +1 têm dez vezes a metalicidade do Sol (10¹); da mesma forma, aquelas com valor de -1 tem um décimo (10^-1), as com valor de -2 têm um centésimo (10^-2) e assim por diante.

Unidade astronômica e Ano Luz (Física)

 Unidade astronômica

No século II a.C. o astrônomo grego Hiparco tentou fazer o primeiro cálculo a respeito da distância entre a Terra e o Sol, aproveitando os eclipses totais da Lua. Seu método, por causa da época, era bastante impreciso e resultou valores equivocados.

No início do século XVII Edmund Halley propôs um método baseado na paralaxe da observação de dois astrônomos situados distantes um do outro a observar o trânsito de Vênus sobre o disco solar para melhor avaliar esta distância. Mas foi somente em 1639 que foi possível aplicar o método de Halley para calculá-la como sendo UA=149.597.870.700 m , ou seja 150 milhões de km.

Assim concluímos que a unidade astronômica é uma unidade de distância. É bastante utilizada para descrever a órbita dos planetas e de outros corpos celestes no âmbito da astronomia planetária.

Ano luz

Ano luz é uma medida de comprimento, com valor aproximado de 10 trilhões de quilômetros. Conforme a definição da União Astronômica Internacional (UAI), um ano-luz é a distância que a luz atravessa no vácuo em um Ano Juliano.

A medida “Ano luz” geralmente é usada para mensurar distâncias de estrelas e outras distâncias na escala intergaláctica, especialmente nas publicações populares ou não especializadas na área de ciência.

Existem alguns cálculos para o ano-luz efetuados ao longo do tempo. Desde 1964 com a primeira determinação oficial da velocidade da luz, seguido dos estudos do astrônomo Olaüs Römer (1644-1710), medindo o intervalo entre sucessivos eclipses da lua ‘’Io’’, de Júpiter, para diferentes pontos da órbita da Terra.

·         1968 – 1983:

Foram incluídos no Sistema de Constantes Astronômicas do UAI em 1964 os cálculos do ano tropical e da velocidade da luz. Estes valores foram usados a partir do ano 1968 até 1983. A produção de Simon Newcomb's, denominada J1900.0, considera o ano tropical de 31.556.925,9747 segundos ephemeris e a velocidade da luz de 299.792,5 km/s, produzindo um ano-luz de 9,460530¹⁵ que pode ser encontrando em diversas fontes provavelmente derivando de uma fonte mais antiga datada com referencias de 1973 chegando a materiais publicados até 2000.

Outros valores com maior precisão foram publicados neste período, porém não derivam de fontes coerentes do sistema UAI. O valor de 9,4605362079¹⁵ é encontrado em algumas fontes como base para o calculo. Este valor é um trabalho parecido com o que utiliza o ano gregoriano de 365,2425 dias como base e define a velocidade da luz em 299.792.458 m/s.

·         A partir de 1984:

Em 1976 foram incluídos no Sistema de Constantes Astronômicas do UAI os valores baseados no Ano Juliano de exatos 365,25 dias e o valor da velocidade da luz definida em 299.792.458 m/s.

Abaixo se compara os valores correspondentes ao ano-luz de outras constantes astronômicas utilizadas:

·         Exatamente: 9.460.730.472.580,8 km (aproximadamente 9,5 Pm);

·         Aproximadamente: 5.878.625.373.183,608 milhas (aproximadamente 6 trilhões de milhas);

·         Aproximadamente: 63.241,1 UA;

·         Aproximadamente: 0,306601 parsecs;

·         Exatamente: 31.557.600 segundos luz.