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.