segunda-feira, 21 de outubro de 2013

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.

segunda-feira, 7 de outubro de 2013

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.