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Artigo por: Pedro Russo, IAU/UNESCO e ESO

Durante muito tempo os astrónomos (e cientistas em geral) acreditaram que a importância do seu trabalho era evidente para a sociedade. Mas em difíceis dias de crise [sic], até os mais óbvios benefícios estão sob minuciosa análise.

O desenvolvimento científico e tecnológico está intimamente ligado ao índice de desenvolvimento humano de um país ou região. É fácil de perceber que se a pobreza e a fome são uma prioridade, qualquer actividade secundária que não tente resolver directamente estas questões não é fácil de justificar e apoiar. No entanto, diversos estudos nos dizem que investimentos em ciência e tecnologia em situações de crise têm vindo a ajudar países a enfrentar e ultrapassar as mesmas, mostrando que o investimento em ciências básicas tem, não só um grande retorno cultural e humano, mas também um retorno económico. Hoje em dia, a astronomia e áreas afins estão na vanguarda da ciência e tecnologia, respondem a questões elementares sobre a nossa existência, inspiram artistas, escritores e sonhadores, geram riqueza e impulsionam a inovação e a economia.

Diversos relatórios¹ apontam que as maiores contribuições da astronomia para a sociedade não são apenas aplicações tecnológicas ou os pequenos avanços científicos da astronomia, mas sim a oportunidade que todos nós temos de alargar os nossos limitados horizontes, de nos ajudar a descobrir a beleza e grandeza do Universo e do nosso lugar nele.

A Astronomia tem acompanhado a nossa história e cultura e tem constantemente revolucionado o nosso pensamento, presenteado a Humanidade com pistas em direcção ao futuro. No passado, a astronomia foi usada por diversas razões práticas, como medir o tempo, marcar as estações do ano ou navegar nos vastos oceanos.

Os resultados do desenvolvimento científico e tecnológico da astronomia e áreas afins têm vindo recorrentemente a transformar-se em aplicações essenciais para o nosso dia-a-dia, como computadores pessoais, satélites de comunicação, telemóveis, Sistema de Posicionamento Global (popularmente conhecido por GPS), painéis solares, scanners de ressonância magnética, micro laser e muitas outras aplicações para a medicina.

A atribuição do Prémio Nobel da Física de 2009 aos físicos Willard S. Boyle e George E. Smith, pelo desenvolvimento de sensores para captação de imagens, conhecidos por CCD, veio mais uma vez demonstrar e reconhecer a importância real da astronomia no nosso dia-a-dia. Os banais sensores CCD, que agora fazem parte do domínio popular, como câmaras fotográficas digitais, webcams ou telemóveis, foram desenvolvidos a pensar na astronomia, onde é recorrentemente necessário recolher imagens do Universo

Há outras razões para continuar a estudar o Universo que estão intricadas à sobrevivência da Humanidade. Por exemplo, a influência do Sol no clima da Terra. Apenas o estudo do Sol e de outras estrelas nos pode ajudar a perceber estes processos na totalidade. O estudo da dinâmica do Sistema Solar e de pequenos objectos no mesmo também nos permite estudar com detalhe potenciais impactos no nosso planeta, impactos que podem provocar grandes alterações na nossa no nosso mundo.

O astrónomo americano, Carl Sagan apresentou-nos uma das mais simples e inspiradoras contribuições para a sociedade no seu livro sobre a sua visão para o futuro da humanidade, O Ponto Azul-Claro²:

“Tem sido dito que a astronomia é uma experiência que ajuda a fortalecer o carácter e a humildade. Não existirá possivelmente nenhuma melhor demonstração da loucura dos preconceitos humanos que esta imagem de longe do nosso mundo minúsculo. Para mim, ela realça a nossa responsabilidade para lidarmos mais gentilmente uns com os outros e para preservarmos e estimarmos o ponto azul-claro, o único lar que sempre conhecemos.”

Referências

¹ ASTRONET Infrastructure Roadmap, ISBN: 978-3-923524-63-1, PDF disponível aqui: http://www.astronet-eu.org/IMG/pdf/Astronet_Infrastructure_Roadmap.pdf e Astronomy and Astrophysics in the New Millennium, Board on Physics and Astronomy. PDF disponível aqui: http://www.nap.edu/openbook.php?isbn=0309070317

² O Ponto Azul-Claro está disponível em português na Editora Gradiva (http://www.gradiva.pt/livro.asp?L=100072)

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Artigo por: Catarina Alves de Oliveira, Laboratório de Astrofísica de Grenoble

No Universo, as distâncias entre os corpos celestes são demasiado extensas para as escalas com que medimos as distâncias na Terra. Mesmo dentro do nosso Sistema Solar, as unidades de medida que usamos habitualmente, como o metro ou o quilómetro, tornam-se desadequadas. Vénus, o planeta do Sistema Solar mais próximo da Terra, que vemos frequentemente no céu nocturno, encontra-se aproximadamente a trinta e oito milhões de quilómetros na sua posição mais perto da Terra,  38 000 000 quilómetros. A estrela mais próxima do Sol, Próxima Centauri, encontra-se a quarenta e um biliões de quilómetros – 41 000 000 000 000 quilómetros! São muitos algarismos para utilizar num artigo, quanto mais em cálculos no dia a dia de um astrónomo. Esta foi a principal razão pela qual se começaram a utilizar outras unidades de medida da distância em astronomia, sendo uma delas o ano-luz. Apesar deste termo composto conter a palavra ano, que usamos normalmente como medida de tempo, o ano-luz é uma unidade de medida de distâncias. Um ano-luz corresponde à distância percorrida pela luz através do vácuo  durante um ano juliano.

Em qualquer ciência experimental, é necessário que todos os cientistas utilizem um mesmo sistema de medidas para que possam discutir e comparar resultados entre si de uma forma simples e correcta. Na maior parte do mundo, os cientistas utilizam o Sistema Internacional de Medidas, que define de uma forma precisa quantidades como o metro, o quilo, o segundo, entre outras. Em astronomia, a tarefa de definir e avaliar as unidades de medida é levada a cabo pela União Astronómica Internacional (IAU, na sigla inglesa). Na prática, este processo é bastante complexo. Por exemplo, para definir a que distância corresponde exactamente um ano-luz, é preciso saber a velocidade a que se move a luz através do vácuo e, em termos de astronomia, que duração tem um ano juliano. Em física, a velocidade a que a luz viaja no vácuo é uma constante, 299 792 458 metros por segundo. A IAU define um ano juliano como tendo 365,25 dias, isto é, aproximadamente 31 milhões de segundos.  Assim, para tentar imaginar a que corresponde um ano-luz em medidas a que estamos mais acostumados, temos de pensar em 9 460 730 472 580,8 quilómetros, nove biliões de quilómetros! Se quisermos fazer o exercício contrário, constatamos por exemplo que a Torre Eiffel não mede mais do que uns curtos 0,000 000 000 000 035 anos-luz.

Outra forma de conceber este conceito de ano-luz é pensar que a luz emitida por um objecto que esteja a nove biliões de quilómetros de distância demora um ano a chegar até nós, o que de certa forma significa que recebemos uma mensagem do passado. Até mesmo a luz do Sol demora um pouco mais de oito minutos a chegar à Terra. A cada instante que olhamos para o Sol estamos a observá-lo tal como era há oito minutos atrás. O planeta extrasolar descoberto mais próximo da Terra encontra-se a uma distância de aproximadamente 10,5 anos-luz. A nossa Galáxia tem um diâmetro de aproximadamente 100 000 anos-luz e Andrómeda, a galáxia espiral mais próxima da nossa, está a uma distância de 2,5 milhões de anos-luz da Terra.

Podemos dizer que estudar outros locais da nossa Galáxia ou outras galáxias no Universo é como viajar no tempo. Algumas das galáxias mais longínquas foram recentemente encontradas a uma distância de 13,2 mil milhões de anos-luz de nós. A idade do Universo é estimada como 13,7 mil milhões de anos, e a luz destas galáxias foi emitida quando o Universo era ainda muito jovem, o que permite aos astrónomos estudarem as fases primordiais do nosso Universo. Isto significa que quanto mais longe conseguirmos observar, mais informação teremos acerca do passado.

Os astrónomos utilizam vários métodos para medir as distâncias no Universo, dependendo de quão longe estão da Terra os objectos que pretendem estudar. Dentro do nosso Sistema Solar, as distâncias entre os planetas e a Terra são determinadas com precisão através de satélites enviados pelo Homem. Aplicando a definição de ano-luz, quando um sinal é enviado pelo satélite para a Terra, sendo a velocidade da luz constante, ao medir o tempo que este sinal demora a chegar ficamos a saber qual foi a distância por ele percorrida. Para medir a distância até outras estrelas próximas onde já não é possível enviar satélites, os astrónomos recorrem a relações matemáticas, nomeadamente a paralaxe. Usando este método, a distância é calculada através da diferença entre a posição aparente das estrelas mais próximas em relação às estrelas de fundo, em dois pontos extremos da órbita da Terra em torno do Sol, tirando partido desta configuração triangular. Este método está limitado a distâncias até cerca de 100 anos-luz. Para medir mais longe, como à escala da nossa Galáxia e de outras galáxias próximas, ou mesmo de galáxias a mil milhões de anos-luz de distância, os astrónomos recorrem a propriedades específicas de alguns corpos celestes, como a periodicidade das estrelas Cefeidas, o brilho de certas Supernovas, ou a velocidade a que se movem as galáxias distantes, produzindo desta forma um mapa mais detalhado do Universo que nos rodeia.

A astronomia é uma ciência que sempre inspirou artistas de vários géneros e alguma da terminologia mais especializada utilizada pelos astrónomos na sua investigação acaba muitas vezes por fazer parte do dia-a-dia de todos. A expressão ano-luz é um exemplo disso. Como o famoso personagem Buzz LightYear (Buzz Ano-Luz), o amigo de Andy no filme de animação Toy Story. Ou músicas de bandas famosas, como “Dez anos-luz de distância” (10 light-years away) da conhecida banda alemã Scorpions, e “A 2000 anos-luz de casa” (2000 light-years from home) dos Rolling Stones.

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Artigo por: João Fernandes, Departamento de Matemática da Universidade de Coimbra, Coordenador Nacional do Ano Internacional da Astronomia

Se tivermos a sorte de desfrutar de uma noite de céu limpo de nuvens e sem a poluição luminosa dos grandes centros urbanos, poderemos detectar uma estreita faixa nebulosa que cruza o firmamento, passando por algumas das constelações mais conhecidas, tais como o Sagitário, o Escorpião ou a Cassiopeia. Esta faixa é a Via Láctea. As origens deste nome perdem-se no tempo, porém é de assumir que a sua aparência contínua e esbranquiçada tenha levado os antigos à analogia com o leite. Apesar de esta designação ser universalmente aceite, podemos encontrar em diferentes épocas e culturas outros nomes, tais como a “Estrada de Santiago” (Península Ibérica), a “Estrada de Inverno” (Suécia) ou o “Rio de Prata” (usado por vários povos Orientais).

Mas o que é afinal a Via Láctea? A ideia da Via Láctea mais parecida com o que hoje sabemos dela, surge apenas em finais do século XVIII pelo astrónomo inglês Friedrich Wilhelm Herschel. Porém, no livro “A refutação de todas as heresias” de Santo Hipólito  pode ler-se que o filosofo grego Anaxágoras já atribuía às estrelas a luminosidade da Via Láctea. A Via Láctea é, então, constituída por dezenas de milhares de milhões de estrelas, sendo o Sol uma delas. A Via Láctea é uma galáxia. É a nossa galáxia.

Se tivéssemos a possibilidade de fazer uma fotografia do plano da Via Láctea obteríamos algo parecido com a imagem da Figura 1: as estrelas, maioritariamente distribuídas ao longo de um disco, em enormes braços em espiral, e um centro galáctico extremamente luminoso (na qual se pensa existir um colossal buraco negro). O Sol ocupa a periferia da galáxia, “sentado” num dos braços – o braço do Sagitário.

Por outro lado, uma fotografia tirada pela sonda espacial Cosmic Background Explorer (COBE), na direcção do centro da Via Láctea, mostra uma imagem de topo: um centro, aproximadamente esférico, de onde saem os, já referidos, finos braços em espiral. Para além disso, os braços em espiral têm um movimento de rotação em torno do centro galáctico, levando consigo as estrelas que os constituem num enorme movimento de translação. O Sistema Solar demora aproximadamente 250 milhões de anos a fazer uma volta (galáctica) completa. Sendo que a idade do Sol é de 5000 milhões de anos, podemos concluir que já “demos” 20 voltas à galáxia.

A Via Láctea é assim considerada uma galáxia espiral, com um disco de raio igual a 50 mil anos-luz, encontrando-se o Sistema Solar, a cerca de 25 000 anos-luz do centro da galáxia.

Já falamos do disco e do centro (núcleo) galácticos, duas das principais estruturas que constituem a Via Láctea. Falta ainda referir uma terceira: o halo. O halo galáctico é uma zona esférica que envolve o disco e o núcleo da Via Láctea. Esta estrutura é constituída essencialmente por aglomerados (ou enxames) de estrelas que orbitam em torno do centro da galáxia. Estes aglomerados são eles próprios esféricos, com diâmetros que rondam 100 anos-luz (portanto, muito mais pequenos que a galáxia), e são constituídos por milhares de estrelas. Estes objectos são particularmente importantes de estudar, já que as estrelas que os constituem são velhas e por isso são excelentes indicadores dos primórdios da formação da galáxia.

Em 1994, um grupo de astrónomos ingleses, R. A. Ibata, G. Gilmore e M. J. Irwin, anunciou ao Mundo um dos mais espantosos resultados sobre a Via Láctea, obtidos nos últimos anos: a descoberta da galáxia de Sagitário, uma galáxia anã muito próxima da Via Láctea, que está a ser desmembrada pela força de atracção gravitacional da nossa própria galáxia. A imagem da Figura 3 mostra uma simulação numérica deste fenómeno: em azul, a Via Láctea e em vermelho, a galáxia de Sagitário. O ponto amarelo representa a posição do Sol. Por outro lado a galáxia de Sagitário veio destronar as Pequena e Grande Nuvens de Magalhães, até então consideradas as galáxias mais próximas da nossa.

Mas, da mesma forma que o Sol é uma estrela entre milhares de milhões existentes na Via Láctea, a nossa galáxia é uma em milhares de milhões de outras tantas galáxias. Mas nada que desincentive os astrónomos, pelo trabalho envolvido. É que conhecer bem a nossa galáxia pode ajudar (e muito) a conhecer as outras.

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Artigo por: Sonia Antón, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa

Imagine o nosso planeta…com todos os oceanos, montanhas, animais, casas, plantas, pessoas, uma quantidade enorme de matéria distribuída por um enorme volume, cerca de 5 toneladas por metro cúbico. E imagine que, de repente, tudo isto era comprimido até ficar com apenas alguns centímetros, do tamanho de uma pequena bola de  8.8 cm, algo como 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 toneladas por metro cúbico. Teríamos criado um BURACO NEGRO!!!!

Então, um buraco negro é uma região do espaço em que o campo gravitacional, o mesmo campo que nos mantém presos à Terra, é tão forte que nada que dele se aproxime, nem mesmo a luz, lhe consegue escapar.

É da morte de uma estrela de enormíssima massa que são criados os buracos negros. As estrelas nascem, vivem e morrem quando no seu interior cessam as reacções nucleares responsáveis pela luz estelar. O Sol, a nossa estrela, a que temos mais próxima, está na sua meia idade, uns “meros” 4.5 mil milhões de anos! É uma estrela mediana em termos de massa tendo “apenas” cerca de 333 mil vezes a massa da Terra ! Quando o Sol morrer, dentro de outros 4.5 mil milhões de anos, será de uma forma suave e discreta, diluindo as camadas mais exteriores no meio interestelar e eternizando-se no remanescente, uma pequena e compacta bola de massa fria. Mas quando se esgota o combustível nuclear nas estrelas de grande massa (superior a 8 vezes a massa do Sol) algo completamente diferente acontece: primeiro uma violenta explosão, uma supernova, e depois um rápido colapso gravitacional da matéria que restar. E, se existirem mais de 3 massas solares “de restos”, da implosão resulta um buraco negro!

Os buracos negros têm uma espécie de superfície, a que chamamos o horizonte de eventos, que é uma espécie de fronteira entre o conhecido e o desconhecido. Nada do que lá se encontra pode passar para fora,  nem matéria, nem luz. É o lado NEGRO do buraco e tudo do “lado de cá”, que se aproximar dessa fronteira será inexoravelmente engolido. Os buracos negros são invisíveis!

E qual é a grandeza dos buracos negros? Existem buracos negros pequenos, médios e grandes. A sua dimensão está directamente relacionada com a sua massa: quanto maior a massa, maior a dimensão. Os mais pequenos e comuns, os chamados estelares, têm massas da ordem de 10 vezes a massa do Sol. Todos os até agora detectados vivem em sistemas binários constituídos por uma estrela e um buraco negro, em que este último suga material da companheira estrela, material que rodopia num disco de acreção à sua volta. É assim um dos mais estudados buracos negros,  Cygnus X-1 que se encontra na direcção da constelação do Cisne, mais de 8 massas solares nuns singelos 26 quilómetros!  Mais ou menos a distância entre Lisboa e Sintra!

Outros buracos negros têm massas da ordem dos milhões de massas solares, por exemplo, o buraco negro que os astrofísicos pensam existir no centro da nossa galáxia, a Via Láctea, conhecido por  Sagittarius A*.

E existem ainda as verdadeiras bestas cósmicas, os buracos negros super-massivos, cuja massa pode atingir os milhões de milhões de massas solares, distribuída por um volume equivalente ao do nosso Sistema Solar! Encontram-se no centro de cerca de 10% das galáxias, conhecidas por Galáxias com Núcleos Activos, e delas fazem parte os mais longínquos objectos do Universo observável: os Quasares.

Mas se os buracos são invisíveis, como os observamos? Não os observamos. Mas inferimos a sua presença, pelo efeito – e apenas pelo efeito – que produzem nas imediações. Tal como o vento, não o vemos, mas inferimos a sua presença pelo movimento das folhas numa árvore.

É através da observação e análise da informação proveniente das regiões circundantes dos buracos negros que os astrofísicos elaboram e propõem modelos, como por exemplo os movimentos das estrelas nas regiões mais centrais das galáxias, os raios-X provenientes de gás que espirala no disco de acreção e é aquecido, os jactos  de plasma que se deslocam a velocidades relativistas e se estendem por distâncias absolutamente astronómicas, todo um frenesim de actividade que é informação valiosa para inferir as propriedades dos invisíveis buracos negros.

E a que distância se encontra o buraco negro mais próximo?

Está a 1600 anos-luz, num sistema binário conhecido por V464. 1 600 anos-luz é a distância que é percorrida pela luz em 1 600 anos, e é uma distância enorme! Repare que a luz percorre 300 mil quilómetros por segundo e em apenas 1 ano 9 460 730 472 581 quilómetros!

E é claro que a sua existência não tem a mais pequena influência na vida da Terra, mas podemos pensar em algo um pouco mais próximo, o nosso Sol. Sabemos, segundo o presente modelo de evolução estelar, que a nossa estrela não tem massa suficiente para aquando da sua morte se transformar num buraco negro. Mas permitam-me divagar sobre a hipótese de o nosso Sol se transformar num buraco negro. Tal facto influenciaria a vida na Terra?

No caso de um objecto com a massa do Sol, o horizonte de eventos tem um raio de 3 quilómetros. A Terra está a uma distância do Sol de 150 milhões de quilómetros; Mercúrio, o planeta mais próximo do Sol, encontra-se a 45 milhões de quilómetros. Ou seja, todos os planetas do Sistema Solar estariam muito longe do horizonte de eventos, nenhum seria puxado, engolido, despedaçado por tal buraco negro.As suas órbitas manter-se-iam inalteradas, porque tal movimento depende da massa do corpo central e não da forma como ela se distribuí (esfera ou um ponto).

Claro está que a vida na Terra findaria … mas apenas pela ausência da luz e do calor!

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Artigo por: Orfeu Bertolami, Departamento de Física do Instituto Superior Técnico

Estudos da radiação fóssil de microondas, a denominada radiação cósmica de fundo, permitem a determinação, com grande precisão, do conteúdo energético do Universo. Esta radiação, observada na região de microondas do espectro electromagnético, é um remanescente de um Universo ainda jovem com apenas 375 mil anos e a sua estrutura mais fina revela detalhes impressionantes acerca da história do Universo. Através desta radiação sabemos que a geometria do Universo (o Universo é quadri-dimensional, isto é, tem 3 dimensões espaciais e 1 temporal), correspondente à parte espacial, é plana, o que significa que a luz percorre uma linha recta entre uma fonte e um observador se não houver nenhuma concentração importante de matéria. Esta radiação permite-nos também estimar que cerca de 73% da energia/matéria do Universo está distribuída de forma uniforme por toda a parte, e que por não se manifestar luminosamente, é designada por energia escura. Esta energia é responsável pela actual expansão acelerada do Universo.

A expansão do Universo foi descoberta pelo astrónomo norte-americano Edwin Hubble em 1929.O facto desta expansão ser cada vez mais rápida a distâncias cada vez maiores de nós, isto é, a sua aceleração, foi estabelecida em 1998 por um grupo de astrónomos da Universidade de Berkeley, na Califórnia, liderados pelo cientista Saul Perlmutter.

A quase totalidade dos restantes 27% da matéria do Universo, podem ser atribuídos a partículas elementares, que macroscopicamente não exercem pressão, isto é, matéria não relativista (matéria cuja velocidade típica é muito menor do que a velocidade da luz).

A consistência dos resultados obtidos através do estudo da radiação cósmica de fundo com observações da abundância de elementos leves, hidrogénio, hélio e lítio, indica, através da observação de estrelas e outros objectos astronómicos, que só cerca 4% da matéria do Universo pode ser identificada como matéria que nós conhecemos, isto é, matéria constituída por protões, neutrões, electrões e outras partículas elementares conhecidas. Assim, conclui-se que, para além da matéria usual, deve existir no Universo uma apreciável quantidade de matéria dita negra ou escura.

Este resultado é algo de surpreendente e revela que nós desconhecemos cerca de 96% da constituição do Universo. Desses 96% que desconhecemos a energia escura corresponde a cerca de 73% da constituição do Universo e a matéria escura os restantes 23%.

Na verdade, no que diz respeito à matéria escura, esta conclusão é corroborada por observações de outra natureza e a escalas de distância distintas.

Estudos da rotação de galáxias do tipo espiral revelam que a matéria “usual” (constituída por protões, neutrões, electrões, etc) que se manifesta no espectro electromagnético (visível, infravermelho, ultravioleta, raio-X, etc), corresponde apenas a 1/15 – 1/10 da massa total inferida pela dinâmica da rotação. Ou seja, nas galáxias espirais há de 10 a 15 vezes mais matéria daquela que se pode deduzir por meio da observação da radiação electromagnética em todos os comprimentos de onda. Há evidências que o mesmo ocorre com galáxias com outra morfologia, isto é galáxias elípticas e irregulares.

A escalas de tamanho na ordem das dezenas a centenas de vezes maiores que a de galáxias individuais (dezenas a centenas de milhões de anos-luz), a coesão e a dinâmica de enxames e super enxames de galáxias ligados graviticamente só podem ser compreendidos se a massa detectada através de observações astronómicas das diferentes regiões do espectro electromagnético for também da ordem de 1/15 a 1/10 da massa total inferida dinamicamente.

Uma técnica de observação de grande relevância na determinação da presença de matéria escura é a das lentes gravitacionais. Segundo a Teoria da Relatividade Geral de Einstein, a luz é curvada quando nas vizinhanças duma distribuição de matéria, e a magnitude do desvio relativamente ao da propagação rectilínea é indicativo da quantidade de matéria presente. Assim, ao observar-se a um desvio relativamente à propagação rectilínea, pode-se determinar a quantidade de matéria presente independentemente da sua natureza. A utilização deste método tem-se generalizado na observação astrofísica e tem descortinado uma imagem do Universo que é consistente com a que se infere através dos outros métodos descritos: a matéria usual corresponde a cerca de 1/15 a 1/10 da matéria inferida por métodos dinâmicos.

A recente observação, cujos resultados foram tornados públicos em Agosto de 2006, do enxame 1E 0657-56, mais conhecido pela alcunha de “enxame bala”, usando a técnica das lentes gravitacionais e a banda X do espectro electromagnético (sensível à matéria usual), que a dinâmica observada só é compatível com a presença de uma quantidade substancial de matéria escura. Quantitativamente, observa-se que massa total do enxame deve ser a 10-15 vezes maior que a da massa inferida pelas observações em raios X.

Assim, parece não haver dúvidas que a matéria escura é a forma predominante de matéria não relativista no Universo.

Naturalmente, uma questão central, ainda por desvendar, é saber qual a verdadeira natureza desta matéria e como pode ser detectada. Várias hipóteses têm sido sugeridas assumindo que esta matéria é a manifestação macroscópica duma substância constituída por partículas elementares ainda por se descobrir. Os candidatos mais discutidos incluem partículas elementares que surgem no contexto de modelos de física de partículas, tais como os axiões, um conjunto especial de partículas supersimétricas neutras designados por neutralinos, partículas “adamastor”, postuladas e discutidas no Departamento de Física do Instituto Superior Técnico, entre outras. Uma das grandes esperanças dos físicos, é que vestígios destas partículas possam ser detectados no LHC, o grande acelerador de protões do Centro Europeu de Investigação Nuclear situado em Genebra, ou em outros detectores passivos localizados em minas profundas (tal precaução é necessária para blindar o efeito de falsas detecções causadas pela interacção dos detectores com as partículas dos raios cósmicos).

Outra questão de particular importância é saber até que ponto a matéria escura e a energia escura indicam que a teoria da gravitação utilizada é adequada ou não. Até ao presente, nenhum modelo alternativo à Teoria da Relatividade Geral foi capaz de rivalizar com o poder explicativo e preditivo desta teoria, mas os cientistas têm trabalhado activamente também nesta frente de investigação.

Finalmente, uma última questão diz respeito à possível ligação entre a energia escura e a matéria escura. É possível que estas duas entidades sejam manifestações a escalas distintas de uma única partícula ou campo mais fundamentais.

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Artigo por: Pedro Ré, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa

Os eclipses solares e lunares têm fascinado o homem desde os primórdios da História. A passagem da Lua em frente do Sol provoca os eclipses solares, enquanto um eclipse lunar ocorre quando a Lua passa pela sombra da Terra. Os eclipses do Sol só podem registar-se por ocasião da Lua nova. Em contrapartida, os eclipses da Lua registam-se por ocasião da Lua cheia.

Os eclipses solares podem ser totais, quando a Lua encobre por completo o sol, parciais quando apenas parte do Sol é encoberto pela Lua e anulares quando o diâmetro aparente da Lua é menor que o Sole a Lua não encobre por completo o astro rei.

Os eclipses lunares podem ser totais, quando o nosso satélite penetra completamente no cone de sombra projectado pela Terra, parciais quando apenas parte da Lua passa pela sombra da Terra e penumbrais quando a Lua não passa pelo cone de sombra e é apenas obscurecida pela penumbra da Terra. Ao contrário dos eclipses solares, que podem ser totais num determinado local e parciais noutro, os eclipses lunares podem ser observados em todo o hemisfério não iluminado do nosso planeta.

A fase de totalidade de um eclipse solar não pode ultrapassar 7,5 minutos. Em contrapartida, a fase de totalidade dos eclipses lunares pode durar mais de uma hora e meia.

Os eclipses solares são mais frequentes que os eclipses lunares. Os primeiros são visíveis somente numa área reduzida da Terra, enquanto que os segundos podem ser observados em grande parte do nosso planeta. A faixa em que um eclipse do Sol pode ser observado como total não pode ultrapassar os 269 km. Isto significa que em média um eclipse total do Sol pode ser visto de um mesmo local cada 375 anos.

Os diâmetros aparentes do Sol e da Lua são idênticos quando observados a partir da Terra. A Lua tem um diâmetro cerca de 400 vezes inferior ao do Sol, no entanto como se encontra 400 vezes mais perto da Terra, surge-nos com uma dimensão aparente idêntica à da nossa estrela. A distância da Terra ao Sol não é sempre a mesma. Do mesmo modo a distância da Terra à Lua varia de um modo significativo. Os diâmetros aparentes dos dois astros alternam-se ciclicamente, sendo este fenómeno mais evidente no caso da Lua. Por este motivo, os eclipses solares nunca são iguais e a fase de totalidade pode ter uma duração distinta. Quando o disco lunar não cobre por completo o disco solar, ocorre um eclipse anular. Durante um eclipse lunar, o nosso satélite é obscurecido quando passa através da sombra projectada pela Terra. Durante um eclipse total, a Lua adquire uma coloração avermelhada ou alaranjada. Esta coloração é conferida pelos raios solares refractados pelas camadas inferiores da atmosfera terrestre. Na sua fase de totalidade os eclipses podem ser mais escuros ou mais brilhantes, consoante a quantidade de matéria presente na atmosfera.

Os eclipses totais do Sol são sem dúvida um dos fenómenos naturais mais interessantes de observar e de fotografar. A totalidade pode durar apenas alguns minutos que devem ser devidamente apreciados. Algum planeamento prévio permitir-nos-á obter imagens do fenómeno e, ao mesmo tempo, observar o eclipse visualmente em boas condições e em segurança.

À medida que a fase de totalidade se aproxima, o céu adquire uma tonalidade própria muito difícil de descrever. O obscurecimento é evidente no horizonte oeste, sendo por vezes possível observar com nitidez a aproximação do cone de sombra projectado no nosso planeta.

Com o desaparecimento progressivo do crescente solar é por vezes possível observar durante alguns segundos alguns pontos intensos de luz espalhados irregularmente. São as “contas de Baily”, cujo nome deriva do astrónomo inglês que as descreveu pela primeira vez. As “contas de Baily” não são mais do que os últimos raios de luz solar que brilham através das irregularidades do bordo do disco lunar. Estas podem ser observadas cerca de 10 segundos antes da fase de totalidade que tem início após o segundo contacto. Quando são visíveis forma-se um efeito muito interessante que por vezes também é designado de “anel de diamante”. O efeito de “anel de diamante” corresponde à observação de uma única “conta de Baily”. Estes breves momentos anunciam o início da fase de totalidade.

Por esta altura, o céu fica momentaneamente escuro. Dependendo da altura no Sol na fase de totalidade, o horizonte pode apresentar um aspecto distinto, adquirindo uma coloração alaranjada e alguns efeitos de sombra interessantes de observar e fotografar. Apesar de o céu escurecer dramaticamente, nunca fica idêntico ao céu nocturno. Além da observação destes fenómenos, visíveis unicamente durante um eclipse total do Sol, algumas estrelas e planetas tornam-se aparentes e por vezes também cometas.

A coroa solar torna-se visível em toda a sua glória. Esta é somente aparente durante a fase de totalidade uma vez que a sua luminosidade intrínseca é muito inferior à da superfície solar. As dimensões da coroa solar são variáveis e dependentes do nível de actividade da nossa estrela. Podem atingir vários diâmetros do disco solar. A sua estrutura interna é muito rica. Com o auxílio de alguma ajuda óptica (binóculos ou telescópios) tornam-se evidentes alguns jactos e plumas.

Ainda durante a fase de totalidade é possível observar dois outros fenómenos dignos de nota. A luz da atmosfera solar ou cromosfera é visível como um disco de cor avermelhada durante os instantes correspondentes ao início e ao final da totalidade. Por esta altura também se tornam visíveis as protuberâncias solares, grandes quantidades de matéria que é ejectada da cromosfera que percorrem vários milhões de quilómetros desde a libertação até à sua queda seguindo as linhas de força do campo magnético solar. As protuberâncias apresentam uma coloração nítida, geralmente vermelho vivo.

Como fenómeno associado a um eclipse total do Sol assiste-se geralmente a uma quebra acentuada da temperatura do ar que provoca por vezes um aumento da velocidade do vento. Este vento é por vezes designado “vento de eclipse”. O comportamento animal é também afectado durante a fase de totalidade. Muitos organismos de hábitos nocturnos tornam-se momentaneamente activos (e vice-versa para os de hábitos diurnos).

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Artigo por: Nuno Peixinho, Faculdade de Ciências e Tecnologia da Universidade de Coimbra

Os cometas são “bolas de gelo sujo”, “icebergs mascarrados”, com tamanhos que não devem exceder algumas dezenas de quiilómetros, que evaporam ao se aproximarem do Sol. Entendamos por gelo não apenas gelo de água (H₂O) mas vários outros compostos químicos congelados, tais como monóxido de carbono (CO) ou metanol (CH₃OH). E entendamos por sujo algo verdadeiramente enfarruscado, quase como alcatrão. Se os cometas têm mais gelos que poeiras ou mais poeiras que gelos, se são umas bolas feita por camadas diferentes, tipo cebola, ou se são sempre iguais à medida que os “descascamos”, já são questões ainda em estudo e em debate.

A observação dos cometas depende grandemente da sua distância ao Sol. O gelo de água no Espaço começa a evaporar quando se aproxima a menos de 2,5 UA do Sol. Mas outros compostos voláteis começam já a evaporar a partir de distâncias bem maiores. Quando evaporam, lançam para o Espaço os seus gases assim como as poeiras que neles estavam presas quando ainda eram gelos. A partir desse momento, podemos observar uma “cabeleira” esbranquiçada em torno do pequeno iceberg, que agora se evapora a desfaz e duas caudas que se estendem nos céus: uma de gases, azulada, e outra de poeiras, esbranquiçada. Empurradas pelo vento solar, um intenso fluxo de protões vindos na nossa estrela, esticam-se apontando sempre na direcção contrária ao Sol. Quando os cometas se distanciam, a sua temperatura baixa de novo e deixam de evaporar, voltando a ser os icebergs sujos que normalmente são, cometas inactivos pouco merecedores da atenção dos não astrónomos. Em média, um cometa poderá entrar em actividades uma centena de vezes até se desfazer, morrer ou, melhor ainda, tornar-se “zombie”. Os jactos de gases dos cometas arrastam consigo muitos grãos de poeira, mas não conseguem arrastar muitas das pedras e cascalho. Estas, acumulando-se na superfície do cometa, asfixiam-no ao não deixarem  os gelos aqueceram sob a luz do Sol. E assim, morto, mesmo com gelos no seu interior, o cometa não entrará mais em actividade.

Porém, mesmo que um cometa morra ou nunca mais volte, as poeiras que largou permanecem no interior do Sistema Solar por muito tempo. Quando essas poeiras entram pela atmosfera da Terra a alta velocidade tornam-se estrelas cadentes, pequeníssimos meteoros que deixam um rasto incandescente tão rápido que nunca conseguimos chamar a atenção de ninguém para o ver também. Sempre que a Terra cruza uma região de poeiras largadas por um cometa que passou, temos a possibilidade de observar uma chuva de estrelas.

Mas qual a origem, afinal, destes peculiares objectos? De onde vêm? Aquando da formação dos planetas no Sistema Solar, há cerca de 4.6 mil milhões de anos, misturando-se com poeiras os gases que congelavam para além de Júpiter formaram biliões de cometas. Mas, logo após a sua formação, os planetas migraram, isto é, mudaram em muito as suas órbitas. Durante este fenómeno, devido ao efeito catapulta da forte gravidade dos planetas gigantes, os cometas foram lançados em várias direcções. Uns foram lançados fora do Sistema Solar para nunca mais voltarem. Outros lançados para muito perto do Sol evaporando-se por completo. Outros, ainda, acumularam-se numa região para além de Neptuno, chamada de Cintura de Kuiper. Outros foram espalhados em torno do Sistema Solar a vários milhares de UA, formando a muito distante Nuvem de Oort.

Mas se muitos cometas houve que foram lançados para perto do Sol, não terão caído alguns aqui na Terra? A resposta é: sim! A dúvida é: quantos? Terão estes cometas trazido a água dos nossos Oceanos? Alguma, talvez sim. Possivelmente até metade. Toda parece que não. Mas ainda não sabemos o suficiente para o dizer com boa certeza. Há apenas 3 anos foram também descobertos cometas “escondidos” na Cintura Principal de Asteróides, localizada entre Marte e Júpiter, e levanta-se agora a hipótese de terem sido esses a principal fonte da água na Terra.

Certamente o choque de um cometa com um planeta deve ser um espectáculo digno de se ver. Desde que não seja o nosso, claro! Em 1994, observou-se a queda do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, o qual se partiu em vários pedaços antes de cair, deixando em cada local de impacto uma enorme nuvem negra que levou anos a desaparecer. E neste mesmo ano de 2009, por se ter descoberto outra dessas nuvens negras em Júpiter, crê-se que outro cometa tenha lá caído sem que o tenhamos visto, infelizmente. Estima-se, também, que a extinção dos dinossauros, e muitas outras espécies, tenha sido causada pelas grandes alterações climáticas geradas pela queda de um cometa na Terra. Outras teorias existem, contudo.

Mas se algo de fantástico resta ainda por dizer sobre os cometas é o seu possível papel de catalisadores de vida na Terra ou mesmo, segundo teorias mais ousadas, de transportadores de vida extraterrestre. A Terra primordial parece ter sido muito pobre em carbono para, por si só, ter permitido o surgimento de vida. O carbono parece ter sido abundante para além da cintura de asteróides onde as temperaturas já são demasiado baixas para permitirem a enorme variedade de reacções químicas que a vida exige. No entanto, há cerca de 3,9 mil milhões de anos, a Terra sofreu um longo e intenso bombardeamento de cometas e asteróides. Sendo os cometas muito ricos em compostos químicos à base de carbono, a sua queda no nosso planeta pode ter sido o que nos permitiu existir.

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Artigo por: Ana Mourão, CENTRA, Instituto Superior Técnico, Universidade Técnica de Lisboa

Apesar do seu aspecto sereno e imutável e do agradável calor que nos proporciona, o Sol é na verdade uma poderosa bola de fogo nuclear. Mas… como se formou? Que combustível alimenta este fogo? E o que irá acontecer ao Sol quando acabar o combustível? Ficará o céu sempre escuro?

Comecemos por referir que qualquer modelo teórico que pretenda explicar o Sol tem que estar de acordo com o que se pode facilmente determinar, nomeadamente o raio, a massa, a temperatura de superfície e a luminosidade (energia emitida por segundo). Vejamos então o que se sabe sobre o Sol para perceber a sua origem, evolução e morte.

A Terra dá uma volta em torno do Sol em aproximadamente 365 dias, a uma distância média de 150 milhões de quilómetros.  O tempo que um planeta leva a orbitar o Sol está relacionado com a distância a que ele se encontra deste. Ora a força gravitacional entre dois objectos é proporcional às massas desses objectos e inversamente proporcional ao quadrado das distâncias entre eles. Combinando estas informações podemos calcular a massa do Sol, equivalente a 330 mil vezes a massa da Terra.  É também possível determinar que o Sol tem um raio médio de 700 mil quilómetros, cerca de 110 vezes o raio médio da Terra  e uma temperatura de superfície de aproximadamente 5500ºC.

A energia emitida pelo Sol propaga-se em todas as direcções e dessa energia só uma pequena fracção chega à Terra. A cada metro quadrado das altas camadas da atmosfera terrestre chegam em média 1000 joules por segundo (watt). Recorde-se que 1000 W é a potência de um vulgar aquecimento a óleo. Esta informação é suficiente para determinar que a energia produzida pelo Sol, por segundo, equivale à energia produzida na explosão de muitos milhares de milhões de bombas nucleares.

Mas qual origem do Sol? Qual a fonte da energia solar? O Sol é constituído por hidrogénio (72%), hélio (26%) e ainda uma pequena percentagem de elementos mais pesados (2%). Esta era essencialmente a composição da nuvem de gás a partir da qual se terá formado.  De facto, como todas as estrelas, o Sol resultou da condensação e posterior colapso gravitacional de uma massa de gás e poeira que ocupava o espaço interestelar. Como resultado deste processo, formou-se uma esfera de gás. Por acção da força gravítica, essa esfera foi-se comprimindo o que deu origem a um aumento da pressão e da temperatura do gás. Sabe-se também que quando a temperatura de um gás de hidrogénio atinge cerca de 15 milhões de graus centígrados dá-se a ignição de reacções nucleares das quais resulta a fusão de hidrogénio com a produção de hélio e a libertação de energia. O colapso da massa de gás pára quando a nova fonte de energia é capaz de aquecer o gás e assegurar pressão suficiente para manter o sistema em equilíbrio, resistindo à pressão da força gravítica.

Assim, o combustível do Sol é o hidrogénio, o seu principal constituinte. Na parte central do Sol, o núcleo, a temperatura atinge os 15 milhões de graus centígrados. A esta temperatura ocorre a ignição de reacções nucleares da qual resulta a transformação de 4 núcleos de Hidrogénio em um núcleo de Hélio. Como a massa do núcleo de Hélio é cerca de 0,7% inferior à massa total dos 4 núcleos de Hidrogénio livres, aparentemente há uma quantidade de massa que desaparece. Na realidade o que se observa é a transformação desta “massa perdida” (m) em energia seguindo a conhecida a fórmula de Einstein: E=mc², onde E é a energia libertada e “c” a velocidade da luz no vácuo. Para assegurar a luminosidade solar estima-se que por segundo seja consumida uma quantidade de hidrogénio superior à transportada em 10 mil super-petroleiros carregados. A maior parte desse hidrogénio transforma-se em hélio mas 0,7% é transformada em energia solar.

Pela luminosidade que aparenta, pela massa e pela temperatura de superfície, diz-se que o Sol é uma estrela na sequência principal. Na Figura 2 apresenta-se o diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR)  que indica os valores conhecidos para as luminosidades e temperaturas de superfície de várias estrelas conhecidas. Este diagrama permite-nos também perceber qual a ligação entre as várias estrelas e como evoluem em função da massa, luminosidade e temperatura. Sabendo a massa do Sol e sabendo a velocidade a que ocorre a queima de hidrogénio, estima-se que o Sol continue mais 5 mil anos milhões de anos a queimar hidrogénio no centro. Apercebemo-nos entretanto que o combustível não vai durar para sempre…
À medida que o Hidrogénio é consumido no centro, a pressão tende a diminuir até que a parte central, não aguentando a pressão gravítica das camadas superiores, tenderá a contrair-se. Numa fase inicial vai ocorrer um aumento de temperatura e do brilho da estrela. Pelas novas características que passa a apresentar, a estrela move-se para fora da região onde se encontrava  no diagrama de Hertzsprung-Russell. Mas dois acontecimentos posteriores farão alterar esta situação. O colapso no centro faz aumentar a pressão, a densidade e a temperatura. Quando a temperatura atinge cerca de 80 milhões de graus centígrados e se dá a ignição do hélio, ocorre a queima (fusão) do hélio tendo como resultado a produção de carbono e oxigénio e a libertação de energia. Na camadas exteriores do núcleo continua entretanto a dar-se a fusão de hidrogénio e, posteriormente de hélio.
Parte da energia libertada pela contracção da estrela é absorvida pelas camadas externas que expandem. Nesta fase o Sol ficará mais brilhante porque o raio aumenta. Mas essa expansão consome energia, a temperatura do gás diminuirá e a estrela ficará avermelhada. O Sol irá transformar-se numa gigante vermelha engolindo pelo caminho Mercúrio, Vénus e provavelmente a Terra… As camadas superiores do Sol acabarão por ser expelidas para o espaço interestelar. No meio ficará uma estrela extremamente quente, chamada anã branca e constituída por carbono e oxigénio. A anã branca irá arrefecer lentamente à medida que for perdendo energia por radiação pois as reacções nucleares, que eram a fonte de energia, terminaram quando acabou o Hélio. O material expelido da estrela inicial formará uma nebulosa planetária em volta da anã branca, como a Nebulosa do Anel.

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Artigo por: Paula Teixeira, ESO

O telescópio é um instrumento que mudou de uma forma fundamental a percepção que a Humanidade tem do Universo. Antes da sua invenção, estávamos limitados a observar o céu a olho nu e como tal apenas podíamos descobrir uma pequeníssima fracção do Universo. O olho humano consegue ver a Lua, alguns planetas do nosso Sistema Solar (Mercúrio, Vénus, Marte, Júpiter, e Saturno), estrelas cadentes, cometas, aproximadamente 2000 estrelas e uma banda difusa de luz conhecida como a Via Láctea. Na Via Láctea era possível ainda ver “manchas escuras” e os aborígenes da Austrália representaram muitas destas manchas nas suas gravuras e pinturas. Muito raramente, era também possível observar o aparecimento temporário de uma “estrela nova”. Existem vários casos documentados deste tipo de fenómeno: em 1006 a “estrela nova” observada e registada na China, Egipto, Europa e América do Norte; em 1054 registada pela civilização Chinesa; em 1572 registada pelo astrónomo Dinamarquês Tycho Brahe; e em 1604 registada pelo astrónomo Polaco Johannes Kepler. Para quem vivesse no Hemisfério Sul, era possível observar a olho nu duas manchas de luz difusas, conhecidas como as Nuvens de Magalhães.

Apesar de podermos observar vários astros e fenómenos a olho nu, não era possível saber a que distância estavam situados estes objectos, quais as suas dimensões físicas, quais as suas massas nem quais as suas composições químicas. De igual modo, não tínhamos ideia de como se formaram nem como evoluem… O que era a Via Láctea, e as suas manchas escuras? O que eram as Nuvens de Magalhães? Os cometas, e as “estrelas novas”? Nos últimos 400 anos, o uso do telescópio tem vindo a ajudar a desvendar o Universo em que vivemos, esclarecendo estas e muitas outras questões. Hoje em, dia sabemos que a Via Láctea é a nossa Galáxia, que as manchas escuras são nuvens de gás e poeira onde as estrelas nascem que as Nuvens de Magalhães são duas galáxias vizinhas. Também sabemos que as “estrelas novas”, ou supernovas, ocorrem quando estrelas massivas morrem numa explosão cataclísmica. Poder ver 2 000 estrelas a olho nu pode parecer muito, mas com os telescópios actuais nós podemos observar 1 000 000 000 estrelas! Ainda assim, este número enorme corresponde a apenas 1% das estrelas da Via Láctea…

O uso telescópio tem expandido a nossa visão cósmica de uma forma estrondosa: com este instrumento já detectámos mais de 300 planetas que orbitam em torno de outras estrelas e os astrónomos estão presentemente a tentar descobrir se alguns desses planetas é como a Terra, capaz de sustentar vida e, quem sabe, até vida inteligente. O telescópio é igualmente uma máquina do tempo, pois permite-nos observar fenómenos astronómicos que decorreram há mais de 13 mil milhões de anos atrás!

Os telescópios têm evoluído bastante ao longo dos tempos. O primeiro exemplar foi a humilde luneta de Galileu Galilei, composta por duas lentes de vidro; este modelo é designado por telescópio refractor. O físico e matemático Isaac Newton descobriu que a utilização de um espelho curvo em conjunto com lentes melhorava de forma substancial a qualidade da imagem obtida, inventando desta forma o telescópio reflector em 1668. Para além de melhorar a qualidade da imagem, o telescópio reflector era um modelo de fabrico menos dispendioso, pelo que a utilização de espelhos também veio facilitar a construção de telescópios de maior dimensão. O tamanho do telescópio é bastante importante, pois quanto maior a superfície colectora de luz (neste caso, quanto maior é o espelho), maior é a capacidade de observar objectos mais pequenos e ténues e mais distantes.

Com excepção das missões espaciais de exploração do nosso sistema Solar (e de detectores subterrâneos de neutrinos), toda a informação empírica astronómica provem de radiação electromagnética. Existem telescópios especializados para cada regime do espectro electromagnético: rádio, submilimétrico, infravermelho, visível, ultra-violeta, raios-X e raios Gama. Os telescópios mencionados até agora operam no regime espectral visível. Foram primeiro desenvolvidos porque o olho humano está optimizado para funcionar também nesse regime. A atmosfera terrestre é uma espécie de cobertor que ajuda a sustentar e proteger a vida no nosso planeta. Infelizmente (ou felizmente!) a nossa atmosfera absorve muita da radiação electromagnética proveniente do espaço. Existem “janelas atmosféricas”, em que a maior parte da radiação de determinada frequência chega à superfície terrestre: essas janelas correspondem aos regimes espectrais visível e rádio. É também por essa razão que muitos dos telescópios terrestres são ópticos. Muitos observatórios ópticos estão localizados a grande altitude e em climas secos, onde as condições atmosféricas são mais propícias a observações astronómicas.

Exemplos deste tipo de telescópios são os quatro VLT (Very Large Telescope) do Observatório Europeu do Sul (ESO); os seus espelhos primários têm 8 metros de diâmetro e estes telescópios estão situados no deserto do Atacama no Chile, a uma altitude de 2660 metros.

O segundo tipo de telescópio a ser desenvolvido foi o rádio telescópio. Em 1931 Karl Jansky, um engenheiro da companhia telefónica Norte-Americana Bell, descobriu que o ruído (ou estática) que a sua antena estava a detectar tinha origens astronómicas, nomeadamente, que a radiação era mais intensa na direcção do centro da Galáxia. Com esta descoberta abriu-se uma nova área de investigação em Astronomia e hoje existem rádio telescópios de várias dimensões espalhados pelo globo, como por exemplo a antena do observatório de Arecibo, em Porto Rico de 305 metros de diâmetro. Existem ainda antenas que funcionam em conjunto, simulando uma antena única de grandes dimensões, usando a técnica chamada interferometria. Um exemplo é o famoso interferómetro Very Large Array (VLA), situado no estado Novo México, nos EUA, que é constituído por 27 antenas de 25 metros de diâmetro cada.

Hoje em dia existem telescópios que observam nos regimes espectrais do infravermelho, ultra-violeta, raios-X e raios Gama, mas como já foi explicado, a nossa atmosfera absorve radiação destes regimes espectrais. Por esta razão, telescópios deste tipo são postos em órbita em torno da Terra (ou do Sol). Já foram lançados para o espaço muitos telescópios, mas o mais bem sucedido é o telescópio espacial Hubble, que funciona no regime espectral visível. Não existe nenhuma área na Astronomia em que o Hubble não tenha dado uma contribuição significativa!

O futuro advinha-se bastante promissor para a Astronomia. Existem vários projectos de grande envergadura que irão revelar mais segredos cósmicos. Um destes projectos é o interferómetro submilimétrico ALMA, que está neste momento a ser construído no norte do deserto do Atacama, Chile. Por ser um projecto bastante ambicioso e dispendioso, é uma parceria entre o ESO e organizações nacionais dos EUA e Japão. No regime óptico, estão a ser planeados telescópios cujos espelhos primários têm entre 20 e 42 metros de diâmetro.

Avançamos bastante na nossa compreensão do Universo desde que Galileu apontou a sua luneta para os astros, no entanto a nossa caminhada ainda agora começou… Devemos todo o conhecimento que temos sobre o Universo a este singelo instrumento. Sem telescópios a Humanidade estaria cega às maravilhas e imensidão do Cosmos.

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Artigo por: Henrique Leitão, Centro de História das Ciências da Universidade de Lisboa

Nos últimos meses do ano de 1609 – faz agora quatrocentos anos, portanto – Galileu Galilei começou a explorar os céus com um telescópio que acabara de construir. Foi a primeira vez que alguém estudava os céus sistematicamente com esse novo instrumento e as descobertas que ele fez iriam revolucionar a Ciência.

Galileu começou por olhar para a Lua, o corpo celeste mais próximo da Terra, que, quando vista com o telescópio revela uma esplendor insuspeitado. Analisando cuidadosamente, ao longo de vários dias, as zonas de luz e de sombra na Lua iluminada pelo Sol, Galileu chegou à conclusão de que a superfície lunar era muito irregular, coberta de montanhas e vales, crateras e proeminências. Usando um processo muito engenhoso foi ainda capaz de fazer estimativas da altura das montanhas da Lua. Estas observações acentuavam que a Lua era muito semelhante à Terra, na verdade, que era quase como uma outra Terra.

Galileu observou seguidamente várias constelações, descobrindo muitíssimo mais estrelas do que aquelas que se conseguem ver com a vista desarmada. O telescópio não mostrava apenas mais detalhes nos corpos celestes, mostrava sobretudo que o Universo era incrivelmente mais vasto do que se pensava, e revelava o facto perturbador de que, apesar de a astronomia ser uma ciência milenar, até então pouco ou nada do Universo tinha sido avistado pelos astrónomos.

Mas a mais sensacional das descobertas que Galileu fez, no princípio do ano de 1610, foi a de alguns pontos luminosos, como estrelas pequenas, que se deslocavam muito rapidamente nas vizinhanças do planeta Júpiter. Ao princípio Galileu vislumbrou apenas três pontos, mas passados poucos dias constatou que eram afinal quatro, e não foi preciso muito tempo para concluir um facto assombroso: esses pontos luminosos eram pequenos planetas circulando em torno de Júpiter. Júpiter tinha satélites, tal como a Terra é rodeada pela Lua.

Esta descoberta era verdadeiramente surpreendente e inesperada já que nenhuma teoria da antiguidade, nem mesmo as mais excêntricas, tinha alguma vez sugerido a possibilidade de em torno dos planetas conhecidos circularem outros planetas menores. A descoberta dos satélites de Júpiter levou Galileu a, muito rapidamente, escrever e publicar um livro dando conta destas notícias, que ele próprio caracterizava como novidades que causavam um “espanto infinito”.

O livro que Galileu publicou em Março de 1610 relatando todos estes factos e observações chamava-se, muito apropriadamente, Mensageiro das Estrelas [Sidereus Nuncius] Foi um sucesso instantâneo e o seu aparecimento lançou a Europa em acesos debates acerca do Universo. Nunca na história da ciência umas poucas dezenas de páginas causaram uma comoção tão grande.

Mas Galileu não abrandou o ritmo das suas investigações e poucos meses depois havia descoberto mais dois fenómenos sensacionais.

Um deles era que o planeta Saturno tinha uma configuração muito peculiar. Não era apenas um globo esférico como os outros planetas, mas estava rodeado por duas pequenas protuberâncias que às vezes pareciam mesmo dois pequenos planetas laterais. Galileu chamou a esta observação mais uma “extravagantíssima maravilha”. Sabemos hoje que o que ele vira era o anel de Saturno, embora, com os telescópios imperfeitos de que dispunha, isso não tivesse ficado logo claro.

E fez também aquela que é possivelmente a mais importante de todas as descobertas telescópicas: que o planeta Vénus tem fases, tal com a Lua, passando por configurações como Vénus crescente, decrescente, cheio, etc. As fases que Galileu observou em Vénus só podem ser explicadas se o planeta rodar em torno do Sol. Aparecia assim pela primeira vez na história uma confirmação sensível de que Vénus não rodava em torno da Terra, como a astronomia antiga sempre pensara, mas sim em torno do Sol.

A observação de fases em Vénus, contudo, embora prove que o antigo sistema astronómico de Ptolomeu está errado, não é suficiente para provar o sistema de Copérnico. Ficava assim lançado um debate que se prolongaria por todo o século dezassete.

Para além dos notáveis fenómenos astronómicos que deu a conhecer, Galileu colocou também no centro de todas as investigações astronómicas um novo e revolucionário instrumento, o telescópio, e isto alteraria para sempre o modo como os instrumentos são usados em ciência.

As descobertas de Galileu desafiaram as filosofias convencionais e não deixaram ninguém indiferente. As suas observações ajudaram a difundir a noção de que é o Sol o centro do nosso sistema planetário e não a Terra. As suas descobertas foram tão importantes que muitos lhe chamaram “o pai da ciência moderna”.

O legado de Galileu é sobretudo a noção de que o Universo é muitíssimo mais complexo e diversificado do que podemos imaginar, mas que, por mais exótico e surpreendente que seja, está sempre ao alcance dos nossos sentidos e da nossa razão. A surpresa causada pela espantosa complexidade do universo só é superada pela surpresa ainda maior de que o conseguimos compreender. Este é o grande legado de Galileu, um legado que resistiu à passagem do tempo a ponto de se tornar na fundação sólida da Ciência Moderna.

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Artigo por: Alexandre Correia, Departamento de Física da Universidade de Aveiro

Saturno é o sexto planeta a contar do Sol e o segundo maior do nosso Sistema Solar. É o planeta mais distante que é possível observar sem o auxílio de um telescópio. É por isso conhecido desde a antiguidade e deve o seu nome a um Deus Romano da agricultura. Ao contrário da Terra, que tem uma superfície rochosa, Saturno é composto essencialmente por uma extensa e densa atmosfera de Hidrogénio (97% do total da sua massa). Por essa razão, a densidade de Saturno é muito baixa, a mais baixa de todos os planetas do Sistema Solar, apenas cerca de 70% da da água. Se fosse possível encontrar um oceano maior do que Saturno, o planeta flutuaria nele!

No entanto, a característica mais proeminente de Saturno é o facto de possuir um extenso sistema de diversos anéis, algo de único no Sistema Solar. Estes anéis não podem ser vistos a olho nu, tendo sido observados pela primeira vez por Galileu em 1610. O telescópio usado por Galileu era rudimentar e na realidade ele não compreendeu o que observava. Apenas conseguia visualizar algo semelhante a duas “orelhas”, uma de cada lado do planeta. Galileu interpretou as suas observações como dois satélites simétricos em torno do planeta, que não variavam de posição. Só algumas décadas mais tarde, em 1659, com melhores ferramentas de observação, Huygens conseguiu compreender que Saturno era rodeado por um sistema de anéis.

Durante muitos séculos a natureza dos anéis de Saturno permaneceu um grande enigma astronómico. Inicialmente, Huygens especulou que se trataria de um objecto monolítico (isto é, um corpo sólido e único), mas observações subsequentes levadas a cabo por Cassini em 1675, revelaram e existência de um espaço vazio entre os anéis, que ficou conhecido por divisão de Cassini. Em 1787, Laplace iniciou o estudo teórico dos anéis à luz das leis da Física e da Matemática, e concluiu que deveriam ser formados por um conjunto muito grande de anéis sólidos, mas muito finos. Estas previsões levaram inclusivamente à descoberta de outras divisões mais pequenas entre os anéis. Finalmente, em 1849, James Clerk Maxwell demonstrou que os anéis não poderiam ser objectos sólidos, mas sim um aglomerado de milhões de partículas de reduzidas dimensões em órbita de Saturno.

Sabe-se hoje que os anéis são efectivamente formados por inúmeros pedaços de rocha e gelo, alguns tão pequenos como um grão de sal e outros tão grandes como um automóvel. Estendem-se desde 6 630 km até cerca de 120 700 km acima de Saturno (aproximadamente o mesmo que o diâmetro do planeta), embora tenham apenas cerca de 20 km de espessura. Nas alturas em que o equador de Saturno está orientado na direcção a Terra (o que acontece de 15 em 15 anos), a espessura dos anéis é tão fina que estes deixam momentaneamente de ser visíveis. Tal como Cassini notou, os anéis não são contínuos, existindo inúmeras divisões entre eles. Cada grupo recebe o nome de uma letra, sendo os grupos A, B e C os maiores e mais brilhantes.

As divisões entre os diferentes grupos de anéis não são espaços totalmente vazios. Na realidade, correspondem a zonas de menor densidade, e por isso a luz do Sol é menos reflectida, dando a ilusão de serem vazias. A razão pela qual se formam zonas de menor densidade prende-se com perturbações gravitacionais exercidas por algumas luas de Saturno. Por exemplo, a divisão de Cassini corresponde a uma ressonância 2:1 com o satélite Mimas (por cada órbita desta lua em torno de Saturno, as partículas efectuam duas órbitas). Há também algumas divisões que são ocupadas por pequenas luas (com dimensões de algumas dezenas de quilómetros), apelidadas de “luas pastoras”. O nome deve-se ao facto de estes pequenos corpos ajudarem a manter a presente estrutura dos anéis.

A origem dos anéis de Saturno é desconhecida, mas existem algumas teorias para a sua formação. A grande dúvida consiste em saber se tiveram origem com o planeta, ou se resultaram da destruição de uma lua pré-existente. No primeiro caso, os anéis não seriam mais do que os restos do disco de poeiras que deu origem a Saturno e às demais luas, mas que teriam permanecido devido a perturbações gravitacionais instáveis, tal como a cintura de asteróides em torno do Sol. No segundo caso, uma lua pré-existente poderia ter sido destruída num passado recente devido a forças de maré ou a uma colisão de grandes dimensões com um cometa ou asteróide.

Para destrinçar entre os dois cenários anteriores é necessário ter uma ideia da idade dos anéis. O facto destes serem extremamente luminosos leva os cientistas a acreditar que devem ser bastante recentes, pois as partículas tendem a escurecer com a idade, devido ao impacto contínuo com micro-meteoritos. Estima-se que a sua idade deva rondar os 10 milhões de anos, uma idade muito curta à escala do Sistema Solar, inclinando claramente a balança para o cenário da colisão. O facto dos outros planetas, em particular Júpiter, não possuírem anéis deste tipo aponta igualmente nesse sentido. Neste contexto, é um privilégio para o ser humano poder observar uma estrutura tão magnífica, uma vez que se trata de um acontecimento fortuito e de curta duração. Com efeito, simulações em computador parecem mostrar que no espaço de mais 10 milhões de anos, as partículas que formam actualmente os anéis vão agregar-se novamente, dando origem a uma nova lua de Saturno no lugar dos anéis…

Muito daquilo que sabemos hoje sobre os anéis de Saturno é graças a três sondas espaciais que visitaram o planeta: a Voyager 1 e 2, que passaram no início dos anos 80, e mais recentemente, a sonda Cassini, que ainda hoje está em órbita a estudar este planeta. Estas missões espaciais obtiveram imagens incríveis de Saturno e dos seus anéis, mas também conseguiram efectuar medições de grande precisão das propriedades físico-químicas e orbitais de todos os corpos no sistema. Estas medições permitem-nos ter uma ideia da composição, do tamanho, da idade, ou da futura evolução do sistema. São por isso essenciais no estudo do planeta e dos seus anéis.

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Artigo por: Nuno Santos, Centro de Astrofísica da Universidade do Porto

Em busca de outras terras
Nos últimos anos, a descoberta de outros mundos passaram de um sonho distante a uma realidade. Durante dezenas de anos os astrofísicos perscrutaram os céus à procura de sinais que nos indicassem a presença de planetas fora do Sistema Solar. No entanto, foi necessário esperar até meados da década de 90 do século XX para que as pesquisas dessem os primeiros resultados.

Formar planetas
É hoje geralmente aceite que os planetas se formam como um subproduto da formação de uma estrela. Quando uma nuvem de gás e poeira se contrai dando origem a um “sol”, forma-se em torno da jovem estrela um disco achatado. Por um processo ainda não completamente desvendado, os grãos de poeira existentes no disco vão-se aglomerando, dando origem a corpos de maiores dimensões.

Nas regiões do disco mais afastadas da estrela em formação, a grande quantidade de gelos existentes permite que estes “planetesimais” cresçam em apenas algumas dezenas de milhões de anos. Quando um desses “núcleos” atinge uma massa suficiente (equivalente a cerca de 10 vezes a massa da Terra), começa a atrair e juntar gás à sua volta, formando um planeta gigante como Júpiter. Por seu lado, nas regiões mais interiores do disco, mais próximas da jovem estrela e onde a elevada temperatura não permite a condensação de gelos, os grãos de poeira aí existentes darão mais tarde origem a planetas “pequenos”, terrestres e rochosos, como a Terra.

Como procurar?
Embora se saiba que o processo de formação planetária deva ser comum (é muito frequente encontrar discos em torno de estrelas jovens), a detecção de outros planetas não é simples. Quando vistos à distância de alguns anos-luz, os planetas não são mais do que tímidos pontos de luz ofuscados pela luz da estrela que orbitam. É assim extremamente difícil obter uma imagem de um planeta extra-solar. Júpiter, por exemplo, é cerca de mil milhões de vezes menos brilhante que o Sol.

No entanto, sabemos das leis da física que do mesmo modo que uma estrela atrai um planeta, o planeta também atrai a estrela. Ambos os corpos vão assim rodar um em torno do outro, ou antes, em torno de um ponto denominado por “centro-de-massa”, uma espécie de ponto médio entre os dois objectos (mas mais perto da estrela, ou mesmo dentro desta, já que esta tem bastante mais massa que o planeta).

O movimento de uma estrela em torno do centro-de-massa do sistema estrela-planeta(s) traduz-se por uma variação periódica na velocidade da estrela: umas vezes esta afasta-se de nós, e outras aproxima-se. Assim, se formos capazes de medir a velocidade de uma estrela com grande precisão seremos capazes de detectar o movimento desta, provocado pela eventual presença de um planeta. A título de exemplo, Júpiter induz no Sol um movimento com uma amplitude da ordem de 13 m/s. A Terra induz um movimento com uma amplitude de apenas 8 cm/s.

Planetas e mais planetas
Foi exactamente esta técnica que nos permitiu detectar a maioria dos planetas extra-solares descobertos até hoje em torno de estrelas semelhantes ao Sol. Ainda assim foi necessário esperar até 1995, altura em que uma equipa de astrónomos Suíços liderada pelo Prof. Michel Mayor (Observatório de Genebra) anunciou o primeiro destes corpos, a orbitar a estrela 51 da constelação
do Pégaso (51Peg).

Como tantas vezes acontece em Ciência, o difícil foi descobrir o primeiro. Em apenas 14 anos, o número de planetas extra-solares conhecidos aumentou para cerca de 350. Afinal, os planetas parecem existir, e mais do que isso, parecem ser comuns no Universo. A procura e estudo de outros mundos são dos temas mais quentes da astrofísica moderna, fazendo parte das agendas de todas as grandes agências mundiais como o Observatório Europeu do Sul (ESO) e as agências espaciais Europeia e Norte-Americana (ESA e NASA).

À procura de outra terra
Grande parte do avanço nesta área deve-se ao importante desenvolvimento tecnológico realizado nos últimos anos. Em 2004, utilizando um novo instrumento desenhado especialmente para o efeito  (o espectrógrafo HARPS, do ESO), uma equipa de astrónomos com participação portuguesa conseguiu detectar um planeta com “apenas” 10 vezes mais massa do que a nossa Terra. Tratava-se da primeira vez que se detectava um planeta extra-solar (possivelmente) rochoso. Já este ano, foi descoberto o planeta mais pequeno da lista: um corpo com uma massa 1,9 vezes superior à massa da Terra. Embora a orbitar uma estrela consideravelmente mais fria e de menor massa que o Sol, este resultado veio aguçar ainda mais a vontade de procurar outras Terras.

Em 2009 foram dados alguns passos cruciais nesse sentido, e mais uma vez os astrónomos
portugueses estão no pelotão da frente. Este ano viu o início do projecto de um novo instrumento, denominado ESPRESSO [http://espresso.astro.up.pt], que será colocado nos grandes telescópios do observatório de Paranal (ESO, Chile). O consórcio internacional que está a desenvolver este projecto, que inclui cientistas Suíços, Portugueses, Espanhóis e Italianos, prevê que o ESPRESSO entre em acção em 2014. A tecnologia desenvolvida para este instrumento permitirá a detecção de outras Terras a orbitar estrelas semelhantes ao nosso Sol.

Depois, poderemos começar a sonhar com o passo seguinte: a descoberta de vida extra-terrestre. A humanidade tem aos poucos de começar a preparar-se para descobrir que não está só no Universo.

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Artigo por: Pedro Gil Ferreira, Universidade de Oxford

O Cosmos em 2009
Este ano comemoramos o começo da astronomia moderna, os 400 anos das primeiras observações astronómicas de Galileu Galilei. Comemoramos também os noventa anos da famosa experiência na Ilha do Príncipe em que Arthur Eddington testou a teoria da relatividade de Albert Einstein. Com as medidas de Eddington, a Teoria da Relatividade passou a ser uma peça fundamental da física moderna e está na base da nossa compreensão da origem e evolução do Universo.

Segundo a teoria da relatividade geral de Einstein, o espaço e o tempo são maleáveis, reagindo à presença de energia e matéria. A geometria do espaço-tempo é alterada, havendo regiões de maior ou menor curvatura. A força da gravidade passa a ser apenas uma manifestação da deformação do tecido do espaço-tempo.

Um exemplo simples deste fenómeno é o do Sistema Solar. O Sol é um objecto pesado que deforma o espaço-tempo á sua volta. A Terra vai-se deslocar nesse espaço-tempo distorcido, seguindo uma trajectória curvilínea. Se nos abstrairmos do espaço-tempo, vamos observar a Terra a seguir um órbita fechada à volta do Sol de maneira que parece estar a ser atraída por uma força. Este mecanismo pode ser usado para explicar as órbitas de todos os planetas. É possível ir ainda mais longe e atacar uma das grandes questões científicas: qual é a origem e evolução do Universo?

Olhando para a totalidade do espaço-tempo é possível deduzir que o Universo passa a ser uma entidade dinâmica, a sua evolução dependendo do seu conteúdo. Em particular, o espaço deve estar em expansão e uma consequência óbvia é que as galáxias vão afastar-se umas das outras com velocidades que rondam os milhares ou mesmo centenas de milhares de quilómetros por segundo.

O astrónomo Americano Edwin Hubble observou esta expansão em 1929. Correlacionando as distâncias e velocidades de galáxias distantes, Hubble deduziu que, mais uma vez, a previsão da relatividade geral de Einstein estava correcta. Mais recentemente, com observações de supernovas distantes, é possível medir esta correlação entre distâncias e velocidades com grande precisão.

Se o Universo está em expansão, significa então que era mais denso e mais quente no passado. Estando mais quente, os constituintes da matéria tais como os átomos, moléculas e mesmo os núcleos atómicos estariam sujeitos a condições suficientemente extremas que os levariam a dissociarem-se. É possível então identificar épocas especiais na evolução do Universo em que há transições entre diferentes estados da matéria.

Uma transição importante acontece quando o Universo tem apenas 400,000 anos e uma temperatura de aproximadamente 3500 K (kelvin). Nessa altura, os protões e electrões que até então coexistiam na forma de um plasma electricamente carregado, vão-se ligar para formarem átomos de hidrogénio. O Universo passa a estar num estado neutro e transparente, o que permite a propagação de luz através de distâncias cosmológicas. Essa luz tem um espectro muito particular e é conhecido como o fundo de radiação cósmica.

Em 1967, dois astrónomos Americanos, Arno Penzias e Robert Wilson encontraram vestígios desse espectro em medidas feitas com um rádio telescópio na Bell Laboratories. Quase 25 anos depois, o satélite COBE mediu o fundo de radiação cósmica com tremenda precisão e mostrou que tinha a forma que apareceria num Universo em expansão.

O Universo em expansão, também conhecido com o modelo do Big Bang, está mais do que comprovado e é a base da cosmologia actual. No entanto, nos últimos trinta anos tem surgido discrepâncias interessantes no modelo cosmológico que emerge da teoria de Einstein. O primeiro problema surge quando olhamos para o movimento das galáxias e a forma como rodam à volta dos seus eixos de simetria. Se deduzirmos a força atractiva resultante das estrelas que se observam no seio de uma galáxia, rapidamente se chega a conclusão que não é suficiente para manter o sistema a rodar com velocidades tão elevadas. Este fenómeno é observado em todas as galáxias e não é explicável à luz da teoria de Einstein a não ser que se assuma a existência de uma forma de matéria que não interage com a luz e que portanto não é observável com telescópios convencionais.

Essa matéria invisível é conhecida como matéria escura e existem teorias que podem explicar a sua existência. Não há, porém, nenhum consenso sobre a sua origem e existem neste momento várias experiências que estão a tentar medir as suas propriedades directamente.

O segundo problema que surge na cosmologia actual é que o Universo parece estar a expandir-se demasiado rapidamente. Observações recentes de supernovas distantes parecem indicar que a expansão do Universo está a acelerar e não a desacelerar como seria de esperar se o espaço-tempo tivesse sujeito a atracão gravítica da matéria convencional. Esta expansão acelerada parece implicar a existência de uma forma muito exótica de energia que é repulsiva quando interage através da força gravítica.

Conhecida como energia escura, esta estranha forma de energia não aparece naturalmente em nenhuma teoria fundamental das partículas e forças. Há uma candidata possível, a constante cosmológica, que foi proposta já por Einstein como uma maneira de contrabalançar o efeito atractivo global que a matéria normal exerce sobre o Universo. A constante cosmológica pode ser a fonte da expansão acelerada do Universo e pode surgir da energia quântica do vácuo. O valor natural da constante cosmológica será porém demasiado alto para explicar a taxa de expansão que observamos. Mantém-se em aberto a origem da energia escura.

Sendo assim, encontramo-nos numa situação complexa. Por um lado, a teoria de Einstein prevê e explica como grande sucesso a evolução e história do Universo. Por outro lado, exige que 95% da Universo seja invisível, na forma de matéria ou energia escura, sobre as quais não sabemos quase nada.

Encontramo-nos numa altura fascinante na história das ideias. Por um lado, temos uma teoria poderosa e elegante com a qual podemos prever fenómenos que conseguimos observar. Por outro lado, temos uma tecnologia observacional e experimental avançada que nos permite olhar para os confins do Universo e construir uma cartografia celeste sofisticada. Temos que contrastar este estado de graça com um estado de ignorância em que não fazemos a mínima ideia do que é que o Universo e formado.

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