E então quais foram as demais descobertas que ele fez?

Apesar de não poder ser considerada propriamente uma descoberta - talvez seria mais adequado chamar de invenção -, Hubble obteve, a partir de observações das suas ?nebulosas extragaláticas?, um sistema de classificação de galáxias que até hoje tem seu nome em sua homenagem.

O Sistema de Classificação de Hubble divide as galáxias basicamente em 5 tipos: galáxias elípticas, lenticulares, espirais, espirais barradas e irregulares. Tal divisão está associada pura e simplesmente às formas que as galáxias apresentam, vistas a partir do planeta Terra (isto quer dizer que há algumas galáxias que poderiam receber outra classificação, caso estivéssemos as observando a partir de outro ponto do espaço. Isto seria particularmente fácil de acontecer com as galáxias elípticas).

Hubble notou que há galáxias em formatos de discos, que apresentam ainda estrutura espiral. Todas possuem uma região central, chamada de bojo, em torno do qual encontra-se propriamente o disco. É no disco onde ficam os braços espirais, os quais ?partem? do bojo.

O que as diferencia entre si é, basicamente, a relação de tamanho entre bojo e disco. Por isso, Hubble definiu a existência das espirais Sa, Sb e Sc: as Sa possuem bojo relativamente grande, comparado com o disco; as Sc possuem bojo relativamente pequeno; e as Sb ficam no meio desses dois extremos.

Há ainda galáxias espirais nas quais o bojo é transpassado por uma estrutura em forma de barra, a partir da qual, em geral, os braços tendem a ?partir?. Em suas nomenclaturas, além da mesma diferenciação quanto à relação de tamanho entre bojo e disco (a, b e c), as espirais barradas recebem ainda um B maiúsculo: existem assim as SBa, SBb e SBc.

Os astrônomos acreditam, atualmente, baseados nos dados do Telescópio Espacial Spitzer, que a nossa própria Galáxia, é uma galáxia do tipo barrada!

As galáxias lenticulares são galáxias a princípio do mesmo tipo das espirais, ou seja, discoidas, só que com a propriedade peculiar de não possuírem braços espirais. Lembram, por isso, a forma que as lentes têm, e recebem assim a nomenclatura de galáxias S0 (diz-se S zero).

Hubble também verificou a existência de galáxias com formatos de elipsóides, ou seja, de esferas - algumas mais e outras menos - achatadas. Aquelas com formato mais propriamente esférico, ele atribuiu o nome de E0 (diz-se E zero). A partir das E0, as galáxias elípticas vão sendo divididas de acordo com o seu ?grau de achatamento?: galáxias E1 são um pouco achatadas, E2 um pouco mais, até as mais achatadas já observadas que são as E7.

Vale notar que uma galáxia elíptica, por exemplo uma E2, dependendo do ponto do espaço que fosse observada, poderia vir a receber uma nomenclatura diferente, por exemplo de E5, ou E1, já que essa classificação só leva em conta a forma observada, a qual não necessariamente é a mesma em todas as direções.

Finalmente, Hubble constatou que também existem galáxias sem nenhuma forma bem definida - às quais dá-se o nome de Irregulares -, que poderíamos considerar como imensos aglomerados de estrelas e gás, espalhadas de forma aleatória mas mais ou menos agrupadas numa região do espaço.

Os dois maiores exemplos de representantes desse tipo de galáxia são as famosas Nuvens de Magalhães, duas pequenas galáxias satélites da nossa. Ambas são visíveis no céu a olho nu, apenas para os observadores do hemisfério sul da Terra, suficientemente afastados de grandes centros urbanos.

Em lugares assim, com um ?bom céu?, é possível ver duas manchas parecendo nuvens fracas esbranquiçadas no céu, aparentemente estáticas em relação às verdadeiras nuvens do céu, mas que se movimentam junto com todas as estrelas do céu, devido à rotação da Terra.

Na época em que Hubble construiu tal classificação, alguns astrônomos acreditavam que talvez pudesse haver alguma relação evolutiva entre esses diferentes tipos de galáxias: talvez elas inicialmente fossem irregulares, e daí se transformariam em elípticas, e finalmente em espirais.

Essa relação evolutiva parece até mesmo estar mostrada na imagem clássica que se tem da classificação de Hubble, uma sequência em forma de Y que ilustra a grande maioria de textos sobre morfologia de galáxias. Todavia, hoje se sabe que não há relação evolutiva entre as diferentes formas de galáxias: galáxias não mudam seu tipo morfológico por si sós, podem apenas fazê-lo caso colidam com outras galáxias.

Outra grande contribuição dada por Edwin Hubble para a Astronomia, esta sim uma verdadeira descoberta, foi a de que existe uma relação entre a distância das galáxias, em relação à nossa, e a velocidade com que elas se movimentam em relação a nós.

Na mesma época em que Hubble fez sua descoberta sobre a natureza das nebulosas, verificando que algumas delas são objetos extragaláticos, havia diversos outros pesquisadores estudando tais nebulosas. Nesses estudos, um dado que era de interesse era sobre o movimento desses objetos: se aproximavam-se, se afastavam-se, se giravam etc.

Analisando-se a luz desses objetos, é possível obter essas informações sobre seus movimentos. Por exemplo, quando um astro está se aproximando de nós, sua luz tende a ficar mais azulada. E se está se afastando, ela tende a ficar mais avermelhada.

É o chamado Efeito Doppler, responsável pela variação da frequência das ondas sonoras emitidas por objetos em movimento, e também pela variação da cor da luz provinda de corpos se movimentando.

Muitos astrônomos na época verificavam que grande parte das nebulosas encontravam-se se afastando de nós, apesar de que não todas. A galáxia de Andrômeda, por exemplo, tem sua luz mais azulada do que teria se estivesse parada: a galáxia de Andrômeda está em rota de colisão com a nossa! (mas fique tranquilo, a colisão só ocorrerá daqui a bilhões de anos...)

Não foi difícil para Hubble, que estava imerso nesse mundo de estudos das nebulosas extragaláticas, pensar na ideia de verificar se havia alguma correspondência entre esse fenômeno do afastamento e suas distâncias. Ninguém melhor do que ele, na época, para fazer esse estudo!

Hubble então pôde verificar que havia uma relação direta e linear: quanto mais distante uma galáxia está de nós, tanto mais rápido ela tende a se afastar de nós. Uma galáxia duas vezes mais distante que outra, tende a ter velocidade de afastamento duas vezes maior.

Esta é a famosa Lei de Hubble:

Edwin Hubble não quis se meter a especular razões para tal comportamento das galáxias. Deixou isso a encargo dos astrônomos e físicos teóricos. Sua contribuição já estava dada, era mais do que suficiente. Muitos anos depois sua lei seria ainda verificada para objetos muitíssimo mais distantes: a lei de Hubble é válida até os confins do Universo!

Como Edwin Hubble encerrou a sua carreira?

Edwin Hubble teve participação direta em ambas as Guerras Mundiais, já sendo um homem conhecido por todo o mundo na 2ª delas. Sua saúde começou a se debilitar fortemente depois disso, e poucos anos depois ele viria a falecer, de trombose celebral, no dia 28 de setembro de 1953.

Nos seus últimos anos de vida, trabalhou para a construção do maior telescópio do mundo na época, o que viria a se tornar um dos mais famosos da história, o telescópio de 5 metros do Monte Palomar.

Trabalhar no Monte Wilson já não era satisfatório não só pelas próprias limitações do equipamento, que não dava condições para Hubble observar mais e mais longe, o que era o seu objetivo, verificar até onde erra válida sua Lei, mas também porque os arredores do Monte haviam se urbanizado demais, e o céu já passava a ser um céu poluído de luz.

Algumas citações de Edwin Hubble para finalizar:

"A história da Astronomia é uma história de ampliação de horizontes."

"O Universo se desenvolve como ele deveria."

?Equipado com seus cinco sentidos, o ser-humano explora o Universo ao seu redor,
e chama essa aventura de Ciência.?

Até o nosso próximo encontro na Coluna Enquanto Isso no Universo!
 

Mas de onde veio o nome Hubble? O Telescópio Espacial recebeu este nome em homenagem a um grande astrônomo, que deu importantíssimas contribuições para a Astronomia no início do século 20. Iremos contar agora um pouco sobre a história desse grande personagem da história da Ciência, e principalmente discutir um pouco a respeito das descobertas que o farão ser lembrado para sempre.

Quando e onde nasceu Edwin Hubble?

Edwin Powell Hubble nasceu na pequena cidade de Marshfield, no estado de Missouri, dos EUA, no dia 20 de novembro de 1889, o terceiro de uma família de 8 filhos.

Como foi sua vida antes de se tornar um astrônomo famoso?

Hubble teve uma infância pacata de garoto do interior. Teve acesso a vários livros que estimularam sua imaginação, como Alice no País das Maravilhas, O Livro das Selvas, As Minas do Rei Salomão, Viagem ao Centro da Terra, Vinte Mil Léguas Submarinas, entre outros. Já desde cedo foi estimulado a apreciar a Astronomia por causa dos avôs, que ficavam discutindo longamente com ele sobre os planetas, como Marte, e que lhe construíram uma luneta, com a qual teve a oportunidade de observar o maravilhoso espetáculo do eclipse lunar ocorrido em 23 de junho de 1899.

Ele e sua família se mudaram para próximo de Chicago quando ele tinha 9 anos. Além de bom aluno, se destacava, sobretudo, nos esportes (basquete, boxe, salto, futebol americano), não só durante a adolescência, como também no período da faculdade. Fora obrigado pelos pais a se dedicar à Advocacia, mas sempre conseguiu estar envolvido com ciências e Astronomia, seja cursando disciplinas extras ou fazendo estágios. Conseguiu uma bolsa para estudar Advocacia em Oxford, completando seus estudos e regressando aos EUA quando tinha cerca de 23 anos.

Graças a antigos contatos na Universidade de Chigaco, Hubble conseguiu uma indicação para realizar pós-graduação e trabalhar no Observatório de Yerkes, da própria Universidade, tornando-se assim oficialmente um astrônomo e dando início à sua carreira de muito sucesso.

Qual foi a principal descoberta de sua vida?

Não é simples definir uma hierarquia no que se refere às descobertas feitas por um cientista, particularmente um como Edwin Hubble. Todas as grandes descobertas dele foram e são importantes para a Astronomia.

Mas talvez, pelo impacto que causou na comunidade científica da época, por conseguir resolver ?O Grande Debate? que já havia se estabelecido há décadas, a descoberta de que a nossa Galáxia (Galáxia com G maiúsculo é o nome da galáxia dentro da qual estamos) é só mais uma dentre outras que existem no Universo, que ela não é o próprio Universo, que existem assim objetos extragaláticos, talvez seja a maior descoberta que Edwin Hubble tenha feito.

Mas que ?Grande Debate? é esse a que estou me referindo? Já no século 18, vários astrônomos tinham observado, através de telescópios, que havia objetos diferentes daqueles que comumente observamos no céu. Eram extensos e difusos, parecendo nuvens, que passaram a receber por isso o nome de nebulosas.

Hoje sabemos que, pela limitação dos equipamentos da época, objetos de natureza muito diferente foram agrupados dentro dessa mesma classificação, e que a maioria deles acaba pertencendo mesmo à nossa própria Galáxia: nuvens de gás iluminadas por estrelas dentro delas, nuvens de gás em forma esférica que foram ejetadas por estrelas depois de morrerem, aglomerados de estrelas etc. Mas também sabemos hoje que algumas das nebulosas são na verdade outras galáxias, tão grandes e até maiores do que a nossa.

Um grande filósofo alemão, chamado Immanuel Kant, foi o primeiro a propor, por volta de 1755, que algumas das nebulosas poderiam ser sistemas estelares como a nossa Galáxia, os quais ele atribuiu o nome de ?universos-ilha". O grande problema é que as distâncias até tais objetos não era possível de ser determinado ainda, de maneira que não havia como se saber se elas pertenciam à nossa Galáxia ou não.

No início do século 20, havia tanto astrônomos que defendiam que algumas das nebulosas eram objetos extragaláticos, quanto os que defendiam que tudo o que havia no Universo estaria dentro dela. Dois dos maiores protagonistas nessa controvérsia foram Harlow Shapley, do Observatório de Monte Wilson, e Heber Doust Curtis, do Observatório Lick. Ambos foram convidados, inclusive, a realizar um famoso debate sobre o assunto, em abril de 1920, frente à Academia Nacional de Ciências. Mas o debate não resolveu a questão, nenhuma das argumentações de cada um conseguia se sobrepujar completamente à do ?adversário?.

Coube então a Edwin Hubble, em 1923, resolver a grande questão.

De posse de um dos melhores telescópios do seu tempo, o principal telescópio do famoso Monte Wilson, Hubble conseguiu identificar a existência de uma representante de um tipo especial de estrelas, as chamadas estrelas Cefeidas, localizada na nebulosa hoje conhecida como galáxia de Andrômeda.

As estrelas Cefeidas já eram bem conhecidas pelos astrônomos na época, várias delas já haviam sido observadas na nossa Galáxia. Elas são especiais porque variam de brilho (não são as únicas a fazer isso), devido a oscilações que ocorrem nelas mesmas, modificando seus tamanhos.

Dependendo de seus brilhos, essas estrelas acabam oscilando de maneira mais rápida ou mais lenta. Assim, pode-se achar uma relação direta entre o brilho intrínseco das estrelas Cefeidas e seus períodos de oscilação. Uma estrela Cefeida 33 mil vezes mais luminosa que o Sol pulsa com período de 100 dias, enquanto uma mil vezes mais luminosa que o Sol tem período de 3 dias.

Sabendo o brilho intrínseco, pode-se obter facilmente a distância da estrela, medindo-se o seu brilho aparente. A ideia por trás disso é bem simples: se você começa a se distanciar de uma lâmpada, por exemplo de 100 Watts, o brilho dela começa a incomodar menos os seus olhos, não é mesmo? Isto porque o brilho aparente dela, o brilho que você sente a uma certa distância, é menor do que o brilho intrínseco, aquele que você sentiria se estivesse com os olhos pertinhos dela. E essa diferença de brilho é relacionada diretamente à distância entre você e a lâmpada, dá para se calculá-la então facilmente.

Foi assim então que Hubble conseguiu determinar a distância da galáxia de Andrômeda até nós. Ele mediu o tempo que levava para a estrela Cefeida em Andrômeda completar uma oscilação completa do seu brilho, e com isso conseguiu determinar qual era o brilho intrínseco dela.

Medindo o seu brilho aparente, obteve a distância dessa galáxia à nossa, um valor de cerca de 2,2 milhões de anos-luz. Isso ?colocava? Andrômeda bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem cerca de 100 mil anos-luz de diâmetro. Era uma prova irrefutável de que ela não poderia estar dentro da nossa Galáxia. Era, portanto, um outro ?universo-ilha?!

Muito interessante esta descoberta do Edwin Hubble, não é mesmo? Quer saber mais a respeito de outras descobertas que ele realizou? Então não perca na próxima semana a continuação de Edwin Hubble: o homem por trás do nome!

Até lá!

Quais as principais descobertas científicas realizadas graças às observações do TEH?

Entre os primeiros objetivos que se esperava alcançar com o TEH, estava se obter uma medida mais acurada da distância de estrelas que variam de brilho e de tamanho, chamadas Cefeídas, para assim se obter um valor para a constante de Hubble, que é a medida da taxa com a qual o Universo se expande, e que também está diretamente relacionada com a sua idade. Assim, dentre as muitas descobertas realizadas, com os dados do TEH foi constatado que a idade do Universo deve estar entre 13 e 14 bilhões de anos, um intervalo de possibilidades muito menor do que o que existia antigamente, que era de 10 a 20 bilhões de anos.

Astrônomos do High-z Supernova Search Team e do Supernova Cosmology Project usaram o TEH para observar explosões de supernova distantes, e descobriram evidências de que, longe de estar desacelerando devido à influência da força da gravidade, a expansão do Universo pode estar de fato acelerando. Esta aceleração foi depois medida de forma mais acurada por outros telescópios, tanto fixos em solo, como espaciais, confirmando a descoberta do TEH. A causa para esta aceleração continua até hoje pouco compreendida, sendo por enquanto a teoria explicativa mais popular a da chamada Energia Escura, uma força misteriosa que causaria então essa expansão do Universo de forma acelerada.

Um legado único do TEH são as imagens chamadas Hubble Deep Field e Hubble Ultra Deep Field, nas quais foi utilizada a sensibilidade imbatível para luz visível, para criar essas imagens de pequeníssimas regiões do céu, nas quais aparentemente não havia qualquer objeto luminoso presente, permitindo-se assim a visualização de galáxias extremamente longínquas, a bilhões de anos-luz de nós, antes jamais detectadas. Até o momento, elas são as imagens à luz visível mais detalhadas já feitas dos objetos mais distantes do Universo.

Galáxias em todos os estágios de evolução foram descobertas, incluindo ?galáxias bebê? que já existiam quando o Universo era ainda jovem, o que ajudou no entendimento de como as galáxias se formam.

Descobriu-se a partir dos dados do TEH, que as chamados explosões de raios gama ? estranhas e incrivelmente poderosas explosões de energia ? ocorrem em galáxias muito distantes, quando estrelas colapsam.

O legado do TEH, no que se refere à busca pela confirmação da existência de buracos negros, é ter demonstrado uma profunda conexão entre as galáxias e os seus muito prováveis buracos negros gigantes, que devem residir bem no centro delas.

As imagens de Júpiter, obtidas pelo Hubble, foram mais nítidas do que qualquer uma das obtidas pela sonda Voyager 2, que passou próximo ao gigante gasoso no ano de 1979. Isso contribuiu de forma crucial no estudo posteriormente feito sobre a dinâmica da colisão de um cometa ? o chamado Shoemaker-Levy 9 - com Júpiter, ocorrida no ano de 1994, um tipo de evento que se acredita que ocorra uma vez a cada centenas de anos.

O TEH também encontrou discos proto-planetários, aglomerações de gás e poeira em torno de estrelas jovens que funcionam como berçários de novos planetas. Particularmente obteve imagens de discos proto-planetários na Nebulosa de Orion.

Também foram encontradas evidências da presença de planetas extrasolares em torno de estrelas parecidas com o Sol, graças a dados do TEH.

O Hubble ainda tem sido usado em estudos de objetos existentes nas regiões mais externas do nosso próprio Sistema Solar, incluindo os planetas anões Plutão e Eris.

Quantos artigos científicos foram publicados baseados em dados do TEH?

A produção de conhecimento em Astronomia, baseada em observações do TEH, tem também ajudado a fazê-lo como um dos mais importantes observatórios da história. Mais de 8.000 artigos científicos, baseados em dados do Hubble, já foram publicados em jornais do tipo Revisão por Pares, e incontáveis outros já apareceram em atos de conferências. Analisando as citações de artigos de Astronomia, em outros artigos produzidos muitos anos mais tarde, verifica-se que em torno de um terço de todos os artigos sobre Astronomia não são nunca citados por outros, enquanto que apenas 2% de todos os baseados em dados do Hubble não são nunca citados posteriormente. Em média, um artigo, baseado em dados do TEH, recebe em torno de duas vezes mais citações do que em outro que não se utiliza desses dados. Dos 200 artigos publicados em cada ano, que mais receberam citações posteriores, em torno de 10% são baseados em dados do TEH.

Quem pode usar os dados do TEH em suas pesquisas?

Qualquer astrônomo no mundo pode submeter uma proposta e requerer assim tempo de observação do TEH para sua pesquisa, não há restrições quanto à nacionalidade ou a afiliação acadêmica, mas a competição por tempo no TEH é intensa. Equipes de especialistas ficam encarregadas de selecionar quais as observações deverão ser feitas. Uma vez que as observações requeridas são concluídas, os astrônomos que as solicitaram têm um ano de posse exclusiva, antes então deles serem disponibilizados para toda a comunidade científica.

Todos os dados do TEH estão disponíveis nos arquivos do STScI. Se você quiser acessá-los, pode fazê-lo visitando os seguintes sites: http://archive.eso.org/archive/hst/ e http://www.stsci.edu/institute/.

Já existem sucessores para o TEH?

Sim. Apesar de se falar muito no já famoso Telescópio Espacial James-Webb (mais informações nestes sites 1 2 3), ele não fará observações de luz visível aos olhos humanos, será especializado em observar radiação infravermelha.

Assim, um sucessor de fato para o TEH será o ainda em proposta de construção Telescópio Espacial de Larga Abertura com Tecnologia Avançada (AT-LAST - Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope, mais informações nestes sites 1, 2), que viria a ter de 8 a 16 metros de diâmetro, e que teria condições de fazer exatamente o mesmo que o TEH, ou seja, obter imagens tanto em luz visível, quanto em ultravioleta e infravermelha, mas com resoluções certamente muitíssimo superiores ao do TEH

Onde posso conseguir imagens e vídeos sobre o TEH?

São 5 os sites oficiais a respeito do Telescópio Espacial Hubble. Neles você pode encontrar simplesmente tudo o que quiser a respeito do Telescópio Espacial Hubble! Acesse abaixo!

http://www.spacetelescope.org/
http://heritage.stsci.edu/
http://hubblesite.org/
http://hubble.nasa.gov/
http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/main/index.html

Para finalizar, convidamos você a assistir ao vídeo ao lado, feito por um grupo de alunos da escola E. B. Mário de Sá Carneir, de Portugal. Aproveite!
 

Basicamente as agências espaciais norte-americana (NASA) e europeia (ESA), que foram as responsáveis pela construção do TEH, com maiores contribuições financeiras da norte-americana.

O telescópio é controlado por comandos emitidos via ondas de rádio, enviados a partir Centro Goddard Space Flight da NASA, que fica na cidade de Greenbelt, no estado de Maryland dos EUA. Astrônomos indicam ao TEH para onde deve apontar, e computadores controlando os equipamentos acoplados a ele gravam então o resultado das observações.

O Instituto de Ciência do Telescópio Espacial (STScI - Space Telescope Science Institute) é o responsável pela operação científica do telescópio e pela distribuição dos dados produzidos para os astrônomos que os requisitaram. O STScl é operado pela Associação de Universidades para a Pesquisa em Astronomia (AURA - Association of Universities for Research in Astronomy) que fica localizada em Baltimore, também no estado de Maryland, EUA. A operação do TEH é monitorada 24 horas por dia por 4 equipes de controladores de vôo.

Quando o TEH foi lançado em órbita, os dados que ele colhia eram armazenados em hoje antiquados gravadores em fita magnética, os quais foram substituídos por chamados SSD, sigla do inglês solid-state drive, que significa unidades de estado sólido, durante as missões de manutenção 2 e 3A. Aproximadamente duas vezes por dia, o TEH envia seus dados para um satélite geoestacionário chamado TDRSS (Tracking and Data Relay Satellite System). O TDRSS envia os dados científicos para uma das duas antenas de microondas, de 18 metros de diâmetro, localizadas no White Sands Test Facility que fica na região de White Sands, no estado do Novo México, EUA. De lá, eles são enviados ao Goddard Space Flight Center e finalmente para o STScl para arquivamento. Esses dados são, finalmente, transmitidos ao Centro de Controle do Telescópio Espacial (STOCC - Space Telescope Operations Control Center) localizado na cidade de Greenbelt.

Para saber mais, veja estes sites:

http://hubble.nasa.gov/operations/capture-image.php
http://hubble.nasa.gov/operations/control-center.php

Ao longo desses 20 anos, como foi feita a manutenção do TEH?

O TEH é o único telescópio espacial já desenvolvido pensando-se na possibilidade de ser feita manutenção por astronautas. A última missão de manutenção realizada foi lançada no dia 11 de Maio de 2009. Nela foram incorporados novos equipamentos ao TEH, com o que de há de mais moderno em termos de produção de imagem e de análise de luz. O TEH passou a literalmente ter novos olhos para observar o Universo, tornando-se assim capaz de obter imagens ainda melhores do que conseguia anteriormente. No total houve 5 missões de serviço como essa, desde quando o TEH foi colocado em órbita em 1990, sendo que a de 2009 foi a última de reparos e atualizações. A próxima, caso houver, será para desativar o TEH. A princípio, espera-se que o TEH funcione bem até o ano de 2014, mas não será surpresa se, mesmo alguns anos depois, ele ainda continuar a fornecer dados úteis e importantes para a comunidade científica internacional.

Que tipo de telescópio é o TEH?

Óticamente, o TEH é uma refletor Cassegrain, com design Ritchey-Chrétien, da mesma forma que a maioria dos grandes telescópios. Tal design, com dois espelhos hiperbólicos, é conhecido pelo boa performance em produção de imagens que cubram largos campos de visão, com a desvantagem de que os espelhos têm formas que são difícies de se fabricar e se testar. Seu espelho principal precisou ser polido com uma acurácia de apenas 10 nanômetros (1 nanômetro = 1/1.000 micrômetros = 1/1.000.000 milímetros = 1/1.000.000.000 metros), o que corresponde a cerca de 1/65 do comprimento de onda da luz vermelha.

O Hubble será resgatado quando deixar de funcionar plenamente?

O ônibus espacial Atlantis deixou o TEH em 19 de Maio de 2009, depois de todos os reparos realizados com sucesso, e uma próxima missão de manutenção será somente para retirar o TEH de órbita quando ele já não estiver mais em condições de funcionar de forma plena.

O TEH foi originalmente desenhado para retornar à Terra a bordo de um ônibus espacial. Mas com o fim do Programa de Ônibus Espaciais, isso não será mais possível. Nessa última visita em 2009, os astronautas acoplaram ao TEH um sistema de recaptura e recondução à Terra (SCRS - Soft Capture and Rendezvous System), desenvolvido pelos engenheiros da NASA, que parece com um anel, e que foi acoplado à parte traseira do TEH. Tal sistema fará então ser possível trazê-lo de volta por, ou uma missão tripulada, ou uma missão robótica.

Assista a seguir um documentário, dividido em 5 partes, produzido pelo Discovery Channel, a respeito do Telescópio Espacial Hubble:

http://www.youtube.com/watch?v=zVhMYZ-wNVk&feature=related
http://www.youtube.com/watch?v=7kXnww5--lg&feature=related
http://www.youtube.com/watch?v=3VbXTVid1-4&feature=related
http://www.youtube.com/watch?v=ghpKuPEhxGE&feature=related
http://www.youtube.com/watch?v=lDrNkIaYaFM&feature=related

O início da construção propriamente dita do TEH, por sua vez, pode ser marcada pelo início do polimento de seu espelho principal, feito na Perkin-Elmer Corporation, na cidade de Danbury, no estado Connecticut dos EUA, em Maio de 1979.

Veja nestes sites imagens do espelho principal do TEH enquanto estava sendo polido:

Site 1
Site 2
Site 3

Por que o TEH também pode ser chamado de Observatório?
Porque ele leva consigo vários instrumentos, que lhe permitem realizar diversas coisas além de simplesmente coletar luz (visível aos olhos humanos), em seu conjunto de espelhos. Ao longo desses 20 anos, o TEH carregou consigo vários instrumentos que já foram desativados. Em missões de manutenção em 1993, 1997, 1999, 2002 e 2009, foram acoplados novos aparelhos ao TEH. Atualmente ele conta com 6 instrumentos, que são basicamente câmeras, que obtém imagens, e espectrógrafos, que analisam a luz: NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer, uma câmera infravermelha/espectrômetro); ACS (Advanced Camera for Surveys, câmera para mapeamento de luz visível); WFC3 (Wide Field Camera 3, uma câmera de luz visível com campo de visão largo); COS (Cosmic Origins Spectrograph, um espectrógrafo de luz ultravioleta); STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph, um espectrógrafo e câmera de luz visível); FGS (Fine Guidance Sensors, três sensores que servem para monitorar ?estrelas guias? e manter assim o TEH apontado para a direção correta).

Quais as vantagens e desvantagens de se colocar um telescópio no espaço?
A principal vantagem é que a luz que vem do espaço não precisa atravessar a atmosfera terrestre antes de chegar ao espelho do telescópio. A atmosfera causa ligeiros desvios no rumo da luz, o suficiente para impedir que objetos que tenham tamanho muito, muito pequeno no céu possam ser vistos claramente. Suas imagens acabam ficando ?borradas?. Estando fora da atmosfera, só objetos muito, muito, muito, muito pequenos ainda ficam borrados, os ?só? muito, muito pequenos já são visíveis claramente. Além disso, mesmo o Sol não estando no céu, a presença da atmosfera faz com que o céu do lado da Terra em que está noite seja ?ligeiríssimamente? não completamente escuro, olhando-se a partir da superfície terrestre. A luz que está iluminando o lado onde está dia acaba se espalhando por toda a atmosfera, e uma pequeníssima parte dessa luz consegue ?iluminar? o céu do lado em que está noite. Estando acima da atmosfera, o fundo ?preto? do céu é preto mesmo!

Por outro lado, pelo fato de sua órbita ficar numa região em que a atmosfera é rarefeita, mas não totalmente inexistente, a atmosfera fica constantemente mudando suas propriedades, de uma forma que não é possível prever perfeitamente. A sua densidade, na altitude onde o TEH fica, varia de acordo com muitos fatores, o que faz, por exemplo, com que a previsão da posição do TEH em 6 semanas já poderia conter um erro de até 4.000km (!), o que faz ser necessário um monitoramente constante de sua trajetória e das propriedades de seu movimento.

Tomar a decisão entre construir um telescópio fixo em solo, e um espacial como o TEH, atualmente e principalmente nos próximos anos e décadas, é algo bem complexo. Mesmo antes de o TEH ter sido lançado, técnicas especiais em telescópios fixos, tais como a Aperture Masking Interferometry, já obtinham resolução de imagem, em luz visível e luz infravermelha, melhores do que o TEH poderia atingir. Desde então, avanços em Ótica Adaptativa, tem melhorado ainda mais a capacidade de obter imagens de alta resolução, principalmente com luz infravermelha. Mas a escolha de se usar a óptica adaptativa de um telescópio fixo, e um telescópio como o Hubble, depende muito dos detalhes específicos que se esteja pesquisando. Na luz visível, a ótica adaptativa só serve na prática para se obter imagens em relativamente pequenos campos de visão, enquanto que o TEH consegue obter imagens em luz visível de alta resolução em campos de visão bem largos. Também apenas uma fração pequena de objetos astronômicos é acessível à produção de imagens de alta-resolução por telescópios fixos. Em contraste, o TEH pode produzir imagens de alta resolução de qualquer parte do céu noturno, e de objetos de luminosidade extremamente baixa.

O TEH já ?usou óculos??

Sim! Depois de algumas semanas do lançamento do telescópio, as imagens que eram obtidas mostravam que havia um sério problema com o sistema ótico. Embora as primeiras imagens pareciam ser mais nítidas do que as imagens obtidas por telescópios fixos em solo, o telescópio falhava em conseguir uma focalização perfeita, e a melhor qualidade de imagem que se obtinha era dramaticamente menor do que a esperada.

O espelho era achatado demais nas bordas, por uma questão de apenas 2,2 micrômetros (1 micrômetro = 1/1.000 milímetro). Apesar de aparentemente pequena, essa diferença foi catastrófica, pois introduziu grandes aberrações esféricas, um defeito no qual os raios de luz refletidos nas bordas do espelho focavam num ponto diferente do que os raios que refletiam no centro do espelho.

Como o TEH foi projetado para permitir missões de manutenção, os astrônomos começaram imediatamente a pensar possíveis soluções para o problema, que pudessem já ser implementadas na primeira missão de manutenção, agendada para 1993. Apesar de as empresas Kodak e Itek terem cada uma um espelho de reserva para o TEH, seria impossível trocar o espelho em órbita, e também seria muito caro e levaria muito tempo trazer o TEH de volta à Terra para o reparo.

Ao invés disso, pelo fato de o erro cometido na produção do espelho ser tão bem conhecido, foi implementada a idéia de produzir um novo componente ótico, uma lente, cujos parâmetros podiam ser perfeitamente calculados (teriam o mesmo ?erro? de formato do espelho, mas de forma oposta), de maneira a fazer com que todos os raios de luz que passassem por essa lente, convergissem para o mesmo ponto, depois de serem refletidas pelo espelho principal, produzindo assim imagens perfeitas. Os astronautas do ônibus espacial Endeavour instalaram o dispositivo em 1993, o qual funcionou perfeitamente, como planejado.
 

A coluna Enquanto Isso no Universo presta a sua homenagem, trazendo para você diversas informações a respeito deste verdadeiro monumento da ciência moderna, cujo legado para sempre será lembrado: Hubble, O Telescópio Espacial!

Por que o Telescópio Espacial Hubble (TEH) tem esse nome?
O nome Hubble é uma homenagem ao astrônomo norte-americano Edwin Powell Hubble, que fez contribuições fundamentais para a Astronomia no início do século 20, dentre as quais: ter sido o primeiro a verificar que a galáxia de Andrômeda, e outras galáxias, são objetos que estão fora da nossa Galáxia (até aquela época, achava-se que nossa Galáxia continha tudo que existia no Universo - ela era o Universo -, pois não se conseguia medir com precisão as distâncias de objetos muito distantes. Tanto os muito distantes, como os muito, muito, muito distantes, pareciam estar à mesma distância, entende?); ter sido o primeiro a perceber e mensurar que o Universo está se expandindo (ele viu que todas as galáxias mais distantes estão se afastando da Terra, o que hoje interpretamos como uma expansão do próprio espaço entre as galáxias. Ou seja, elas não estão simplesmente se afastando, o espaço entre todas elas está aumentando de tamanho!); ter sido o primeiro a verificar que há galáxias de diferentes formas, que podem ser agrupadas em famílias (simploriamente podemos dividir as galáxias em lenticulares (S0), espirais (S), espirais barradas (SB), elípticas (E) e irregulares (IRR) ou peculiares (PEC).

Qual o dia e horário em que o TEH foi lançado ao espaço?
O ônibus espacial Discovery, que levou o TEH ao espaço, decolou no dia 24 de abril de 1990, às 09h33 da manhã, horário de Brasília. O Discovery voltou a aterrissar em chão firme no dia 29 de abril de 1990, às 10h50 da manhã, horário de Brasília.

A que distância o Telescópio Espacial Hubble (TEH) se encontra da superfície terrestre?
Sua distância à superfície terrestre varia, mas sempre fica entre 561km e 566km. Vale lembrar que o raio da Terra é de cerca de 6.300km, e que a distância do centro da Terra ao centro da Lua é de cerca de 384.000km.

Quantos pesa o TEH?
O TEH pesa cerca de 11 toneladas ou 11 mil quilos.

Quais as dimensões do TEH?
O comprimento do tubo principal do telescópio é de cerca de 13,1 metros (um gol de futebol de campo possui cerca de metade disso, 7m de largura). O espelho principal possui um diâmetro de 2,4 metros. Comparado com outros telescópios existentes em solo, o TEH pode ser considerado um telescópio de porte médio. Os famosos telescópios Gemini possuem cada um, por exemplo, espelhos com diâmetro de cerca de 8m.

Quantas voltas o TEH completa ao redor da Terra por dia?
Ele completa em média cerca de 15 voltas por dia. Assim, demora cerca de 96 min, ou 01h36 min, para completar uma volta ao redor do planeta.

Qual a velocidade do TEH e a que intensidade de aceleração ele está submetido?
A velocidade orbital do TEH é de cerca de 7.500m/s, ou 27.000km/h. Na altitude em que se encontra, a aceleração (que é centrípeta) a que o TEH, devido à atração gravitacional do planeta, é de cerca de 8,2m/s².

Qual é a área coletora de luz que o TEH possui?
A área coletaora de luz do TEH é de cerca de 4.5m², devido à forma do seu espelho principal, que não é um círculo completo (se o fosse, a área coletora seria de ?r² = 3,14159.(2,4)² = 18,09557m².

Qual a distância focal do espelho principal do TEH?
A distâncial focal F do espelho principal do TEH é de cerca de 57,6m.

O TEH só consegue observar luz visível aos olhos humanos?
Não. Seu espelho e os aparelhos acoplados foram projetados de tal maneira a lhe permitir conseguir ?enxergar? luz infravermelha e ultravioleta também.

Quanto custou o TEH?
O custo inicialmente estimado para o projeto era de cerca de US$ 400 milhões. Só para concluir a construção do TEH, foram gastos em torno de US$ 2,5 bilhões. O gasto total dentro desses 20 anos de funcionamento estima-se que é da ordem de US$ 7 bilhões.
 

Para finalizar a discussão, falta falarmos a respeito dos movimentos de outros astros no céu. Se formos construir ampulhetas utilizando o nascer ou pôr de outros astros, será que elas vão ter a mesma quantidade de areia que as primeiras que construímos?

A resposta é não! Isto porque os astros se movem no céu, uns em relação aos outros! E de um dia para outro, alguns desses movimentos são suficientemente perceptíveis, de maneira que as ampulhetas construídas - cada uma usando um astro diferente de referência - teriam quantidade de areia notavelmente diferentes.

Os astros que se movimentam mais em relação aos demais existentes no céu, além do Sol, são a Lua e os planetas do sistema solar. Se você quisesse construir ampulhetas para medir a duração do dia, utilizando alguns desses astros, certamente teria um bocado de trabalho para conseguir construir uma ampulheta média, a periodicidade das quantidades de areia seriam bem irregulares.

Mas ainda nos restam as estrelas e os objetos muito distantes no céu! Todos estes se movimentam muitíssimo pouco de um dia para o outro. Na verdade leva-se milhares de anos para se notar a mudança da posição de uma estrela em relação às demais. E quanto mais distante está um astro de nós, mais tempo se leva para notar algum movimento próprio que ele tenha no céu.

Note que assim podemos afirmar que o movimento das estrelas no céu, dia após dia, é, com excelente aproximação, somente devido à rotação da Terra. E nada mais. Assim, se construirmos ampulhetas baseando-nos no movimento delas, estaremos indiretamente utilizando a rotação do nosso planeta como referência.

Certo, mas uma ampulheta construída usando o nascer ou pôr de uma estrela vai ter alguma diferença de uma construída usando o nascer ou pôr do Sol Médio? Sim, sempre haverá diferença de quantidade de areia, e ela será sempre a mesma! De 4 minutos solares médios! (4 minutos no seu relógio...).

Quer ver como é simples de entender o porquê dessa diferença? Veja então a figura ao lado. Nela temos uma representação, fora de escala, da Terra (em azul) transladando ao redor do Sol (em amarelo). As flechas curvadas indicam os movimentos de rotação e translação da Terra.

As flechas não curvadas indicam a posição do Sol, vista a partir da Terra, e a posição de uma estrela hipotética, usada como referência, que está muitíssimo distante (que é o caso de todas as que vemos no céu à noite!), do lado esquerdo da imagem.

Na posição 1, um observador na Terra, vendo o Sol nascer, nota que ele e a estrela hipotética estão exatamente na mesma direção. Isso significa que ambos estão nascendo exatamente ao mesmo tempo.

A Terra se movimenta, girando ao redor de si mesma, mas também transladando ao redor do Sol. No instante em que chega à posição 2, a Terra completa uma volta em torno de si mesma. Note que a estrela hipotética e o Sol não estão mais na mesma direção! A estrela hipotética nasce então antes do Sol neste novo dia!

Só depois que a Terra girar mais um pouquinho - e chegar então na posição 3 -, é que o Sol voltará a nascer para o observador. E o tempo que leva para a Terra girar mais este pouquinho é de aproximadamente 4 minutos (solares médios...).

Note que quando a Terra chega à posição 3, volta-se à condição da posição 1, a não ser pelo fato de existir outra(s) estrela(s) hipotética(s) na direção do Sol, de maneira que em todos os dias ocorre esse ?atraso? do Sol de 4 minutos em relação às estrelas.

Se você tomar então como referência o movimento do Sol na contagem da passagem do tempo - se você usar então o seu relógio de pulso! -, verá que todos os dias, todas as estrelas nascem 4 minutos mais cedo do que no dia anterior.

Chegamos então à conclusão que o tempo que a Terra leva para completar uma volta ao redor de si mesma é de menos do que 24 horas solares médias: é de 23h56min solares médios. A esse intervalo de tempo os astrônomos dão o nome de dia sideral.

Por ser um intervalo de tempo importante (é o tempo que leva pro nosso planeta dar uma volta em torno de si!), um dia sideral também é muito usado de referência, de maneira que também define-se que ele possui 24 horas, mas daí essas horas são chamadas de horas siderais (cada uma delas é um pouco mais curta do que a hora solar média).

Concluímos assim que, se você construir uma ampulheta para marcar a passagem do tempo, usando as estrelas como referência, a quantidade de areia será menor do que a existente dentro da ampulheta que marca duração de dias solares médios.

Uma conseqüência interessante dessa história toda é perceber que, durante um ano, a Terra dá 366 voltas em torno de si, e não 365! Nosso calendário é dividido em 365 dias, porque esse é o número de vezes que o Sol cruza o céu, durante o tempo em que a Terra dá uma volta ao redor dele.

Mas como vimos, cada vez que passa um dia solar, a Terra já deu uma volta em torno de si, e ainda girou um pouco mais. Esse um pouco mais, multiplicado por 365 vezes, dá exatamente uma volta completa a mais! Assim, se um dia lhe perguntarem quantas voltas a Terra dá em volta de si, em um ano, dê a resposta certa: 366!

É isso aí! Um abraço e até a próxima!
 

Para finalizar a discussão, falta falarmos a respeito dos movimentos de outros astros no céu. Se formos construir ampulhetas utilizando o nascer ou pôr de outros astros, será que elas vão ter a mesma quantidade de areia que as primeiras que construímos?

A resposta é não! Isto porque os astros se movem no céu, uns em relação aos outros! E de um dia para outro, alguns desses movimentos são suficientemente perceptíveis, de maneira que as ampulhetas construídas - cada uma usando um astro diferente de referência - teriam quantidade de areia notavelmente diferentes.

Os astros que se movimentam mais em relação aos demais existentes no céu, além do Sol, são a Lua e os planetas do sistema solar. Se você quisesse construir ampulhetas para medir a duração do dia, utilizando alguns desses astros, certamente teria um bocado de trabalho para conseguir construir uma ampulheta média, a periodicidade das quantidades de areia seriam bem irregulares.

Mas ainda nos restam as estrelas e os objetos muito distantes no céu! Todos estes se movimentam muitíssimo pouco de um dia para o outro. Na verdade leva-se milhares de anos para se notar a mudança da posição de uma estrela em relação às demais. E quanto mais distante está um astro de nós, mais tempo se leva para notar algum movimento próprio que ele tenha no céu.

Note que assim podemos afirmar que o movimento das estrelas no céu, dia após dia, é, com excelente aproximação, somente devido à rotação da Terra. E nada mais. Assim, se construirmos ampulhetas baseando-nos no movimento delas, estaremos indiretamente utilizando a rotação do nosso planeta como referência.

Certo, mas uma ampulheta construída usando o nascer ou pôr de uma estrela vai ter alguma diferença de uma construída usando o nascer ou pôr do Sol Médio? Sim, sempre haverá diferença de quantidade de areia, e ela será sempre a mesma! De 4 minutos solares médios! (4 minutos no seu relógio...).

Quer ver como é simples de entender o porquê dessa diferença? Veja então a figura abaixo.
 

Nela temos uma representação, fora de escala, da Terra (em azul) transladando ao redor do Sol (em amarelo). As flechas curvadas indicam os movimentos de rotação e translação da Terra.

As flechas não curvadas indicam a posição do Sol, vista a partir da Terra, e a posição de uma estrela hipotética, usada como referência, que está muitíssimo distante (que é o caso de todas as que vemos no céu à noite!), do lado esquerdo da imagem.

Na posição 1, um observador na Terra, vendo o Sol nascer, nota que ele e a estrela hipotética estão exatamente na mesma direção. Isso significa que ambos estão nascendo exatamente ao mesmo tempo.

A Terra se movimenta, girando ao redor de si mesma, mas também transladando ao redor do Sol. No instante em que chega à posição 2, a Terra completa uma volta em torno de si mesma. Note que a estrela hipotética e o Sol não estão mais na mesma direção! A estrela hipotética nasce então antes do Sol neste novo dia!

Só depois que a Terra girar mais um pouquinho - e chegar então na posição 3 -, é que o Sol voltará a nascer para o observador. E o tempo que leva para a Terra girar mais este pouquinho é de aproximadamente 4 minutos (solares médios...).

Note que quando a Terra chega à posição 3, volta-se à condição da posição 1, a não ser pelo fato de existir outra(s) estrela(s) hipotética(s) na direção do Sol, de maneira que em todos os dias ocorre esse ?atraso? do Sol de 4 minutos em relação às estrelas.

Se você tomar então como referência o movimento do Sol na contagem da passagem do tempo - se você usar então o seu relógio de pulso! -, verá que todos os dias, todas as estrelas nascem 4 minutos mais cedo do que no dia anterior.

Chegamos então à conclusão que o tempo que a Terra leva para completar uma volta ao redor de si mesma é de menos do que 24 horas solares médias: é de 23h56min solares médios. A esse intervalo de tempo os astrônomos dão o nome de dia sideral.

Por ser um intervalo de tempo importante (é o tempo que leva pro nosso planeta dar uma volta em torno de si!), um dia sideral também é muito usado de referência, de maneira que também define-se que ele possui 24 horas, mas daí essas horas são chamadas de horas siderais (cada uma delas é um pouco mais curta do que a hora solar média).

Concluímos assim que, se você construir uma ampulheta para marcar a passagem do tempo, usando as estrelas como referência, a quantidade de areia será menor do que a existente dentro da ampulheta que marca duração de dias solares médios.

Uma conseqüência interessante dessa história toda é perceber que, durante um ano, a Terra dá 366 voltas em torno de si, e não 365! Nosso calendário é dividido em 365 dias porque esse é o número de vezes que o Sol cruza o céu, durante o tempo em que a Terra dá uma volta ao redor dele.

Mas como vimos, cada vez que passa um dia solar, a Terra já deu uma volta em torno de si, e ainda girou um pouco mais. Esse um pouco mais, multiplicado por 365 vezes, dá exatamente uma volta completa a mais! Assim, se um dia lhe perguntarem quantas voltas a Terra dá em volta de si, em um ano, dê a resposta certa: 366!

É isso aí! Um abraço e até a próxima!
 

Muito bem, na semana passada vimos que, construindo uma ampulheta pra marcar a duração do dia, tomando como referência o tempo que leva pro Sol cruzar o horizonte leste (poderia ser o oeste também) duas vezes consecutivas, temos um problema: dependendo do dia do ano em que fizermos isso, a quantidade de areia dentro da ampulheta será diferente.

Vale dizer que isso independe do local de observação. Se você e um amigo na Europa, p. ex., construírem ampulhetas no mesmo dia, ambas terão a mesma quantidade de areia.

A razão para a quantidade de areia dentro da ampulheta ser diferente, de um dia para outro, é que de fato o tempo que leva para o Sol completar uma volta no céu é variável. Haverá ampulhetas que marcam durações para o dia com até meia hora de diferença!

As duas causas para esse fenômeno são: a órbita da Terra ao redor do Sol não é uma circunferência perfeita, mas sim uma elipse; o eixo de rotação da Terra é inclinado em relação à direção vertical ao plano de sua órbita ao redor do Sol (ela não fica ?em pezinha? enquanto translada ao redor do Sol, fica um ligeiramente inclinada...).

Se quiser saber mais sobre isso, entender bem como essas duas coisas interferem na duração do dia, não deixe de acessar o site www.analemma.com. Ele é excelente! Repleto de animações e ilustrações pra facilitar a compreensão e o entendimento.

Mas quer dizer então que eu fiquei lá, dias e dias, construindo um monte de ampulhetas, e esse trabalho todo não serviu de nada? Não consegui construir um instrumento que seja útil realmente pra marcar com precisão a passagem do tempo?

Calma! Se você tiver paciência e perseverança, verá que, depois de construídas 365 delas, dia após dia, cada ampulheta a partir daí terá exatamente a mesma quantidade de areia que a construída 365 dias antes!

Passou-se um ano! Ou seja, a Terra completou uma volta ao redor do Sol, e voltou a passar pelas mesmas posições, em sua órbita, que em um ano antes. Nada mais justo do que a quantidade de areia nas ampulheta ser a mesma, não é mesmo? O ciclo se iniciou novamente.

Pois aqui vem uma sacada: se você tirar uma média da quantidade de areia dentro das 365 ampulhetas, e construir uma com essa quantia média, ela poderá ser escolhida como representativa pra marcação da duração média do dia ao longo de um ano, não concorda?

Em média então, ao longo do ano, o Sol levou esse tempo, dada pela quantidade de areia dessa ampulheta média, pra completar uma volta no céu.

Gráfico onde temos: em verde, a contribuição para a variação da duração do dia solar, devida à inclinação do eixo de rotação da Terra, em relação à direção perpendicular de sua órbita ao redor do Sol; em azul, a contribuição devida ao fato dessa órbita ser elíptica, e não circular; em vermelho, a soma dos dois efeitos, chamada de Equação do Tempo, que corresponde assim à diferença entre a duração do dia solar e a do dia solar médio. O Zero no eixo dos minutos corresponde à duração de 24 horas solares médias. Note então que, em Novembro (~300), o dia solar chega a ter 16 minutos a mais de duração do que o dia solar médio, e em Fevereiro (~50), o dia solar chega a ter 14 minutos a menos.

Os astrônomos definem até a existência de um ?Sol Médio?. Seria um Sol que leva sempre o mesmo tempo para completar voltas ao redor do céu. É esse intervalo de tempo então, sempre igual, que dividimos em 24 partes, que dizemos durar 24 horas.

O seu relógio de pulso é baseado nesse intervalo de tempo: seu relógio marcas horas solares médias. Em geral fala-se só em horas solares mesmo, mas é importante se ter em mente que é um tempo relacionado a esse Sol Médio fictício existente no céu.

Muito bem, se usarmos então o Sol como referência, temos todo esse trabalho descrito até aqui. Mas e se usarmos outros astros no céu? E se formos construir ampulhetas utilizando o nascer ou pôr de outros astros, será que elas vão ter a mesma quantidade de areia que essas primeiras que já construímos?

Ficou interessado nessas perguntas? Quer saber as respostas? Então não deixe de acessar a nossa coluna Enquanto Isso no Universo na próxima semana, onde você encontrará a 3ª e última parte desta discussão!

Até lá!

Em particular, nosso entendimento sobre o que são as estrelas, como são seus interiores, como evoluem, como nascem e morrem aumentou de tal maneira, que se tornou talvez a teoria mais consolidada de toda a Astrofísica. No texto sobre se Nós somos mesmo Poeiras de Estrelas?", discutimos um pouco sobre esse tema, dê uma olhada.

Dentre incontáveis descobertas a respeito das estrelas, uma foi a de que as estrelas que observamos em nossa galáxia (e também em outras galáxias) podem ser divididas em dois grandes grupos, os quais foram chamados de Populações. Existem então as estrelas de População I e as de População II. Nosso Sol faz parte da População I.

Quais as diferenças entre os dois grupos? A tabela abaixo traz um bom resumo:

  Tabela 01: Sumário das propriedades das populações estelares. (Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/vialac/node6.htm)

A idéia por trás da tabela é que as estrelas de População I nasceram mais recentemente (quando a Galáxia já tinha seu formato atual discoidal), a partir do material formado no interior de estrelas de População II que já não existiam mais, que haviam chegado ao final de suas vidas e explodido, provavelmente em explosões do tipo Supernova.

As estrelas de População II são aquelas que começaram a brilhar quando a nossa Galáxia acabara de se formar. Dentre elas, aquelas que duraram menos tempo (por possuírem mais massa, chegaram mais rapidamente ao estágio final de evolução; eram mais luminosas e possuíam coloração tendendo para o azul), acabaram por enriquecer o meio intergalático com elementos mais pesados (metais como o Ferro, por exemplo).

A segunda geração de estrelas que surgiu a partir de então, as que chamamos hoje de População I, já incorporaram durante sua formação, literalmente dentro de si, esse material mais enriquecido de metais.

Bom, mas há um detalhe. Logo após o Big Bang, pelo que se teoriza, só se formaram núcleos de átomos leves (H, He e Li). Não havia, portanto, metais pesados no início do Universo, espalhados por aí...

Naturalmente daí surge a questão: de onde vieram os metais que observamos existirem nas estrelas de População II ainda existentes? E que provavelmente existiam no interior das de População II que já se foram?

Resposta: teoricamente, deve ter existido pelo menos uma geração de estrelas anterior à de População II. A esse grupo hipotético de estrelas dá-se o nome de estrelas de População III.

Diz-se hipotético, simplesmente, porque ainda não foi observada nenhuma estrela com metalicidade zero, isto é, que não tenha em seu interior nenhum nucleozinho de metal que seja. Ou seja, em todas as estrelas, observadas até hoje, há restos mortais de estrelas que as precederam...

Uma estrela desse tipo, se ainda existir em nossa Galáxia, deve ter uma massa bem pequena, e, portanto, ser bem pouco luminosa, muito difícil então de ser encontrada.

Mas, apesar de serem estrelas hipotéticas, tem se encontrado evidências indiretas de que tenham realmente existido. Por conta disso, já existem inúmeros estudos teóricos sobre as estrelas de População III, e por isso já fazemos uma boa idéia de como elas podem ter sido, e de como afetaram a evolução do próprio Universo.

 
Concepção artística de como deve ter sido o Universo jovem, quando as
estrelas de População III começaram a aparecer. Para ver maior, clique aqui.

Provavelmente, as primeiras estrelas de População III surgiram entre 200 a 400 milhões de anos após o Big Bang. Suas massas podem ter chegado a valores descomunais, de até mil massas solares!

Quanto mais massivas, menores seus tempos de vida. Certamente as mais massivas não duraram mais do que milhões de anos. Seria impossível assim observar ainda hoje estrelas desse porte, surgidas há tanto tempo.

Mas essa possibilidade de massas tão grandes é contestada por alguns. Primeiramente, baseando-se em modelos de formação estelar, de um lado ficam os astrônomos que defendem essa teoria, dizendo que graças à não existência de elementos pesados, era muito fácil se formarem estrelas mais massivas do que as que observamos hoje.

E realmente, de acordo com as teorias atuais, deve ter sido muito difícil se formarem estrelas de baixa massa logo após o Big Bang. Isso por que elementos mais pesados que H e He são necessários para resfriar eficientemente as nuvens de gás que contraem para formar as estrelas.

Sem esse freio, era possível então uma aglomeração maior de matéria, o equilíbrio entre a gravidade e a pressão de radiação, no interior da estrela, podia ser alcançado tendo a estrela uma massa total bem maior.

Do outro lado, por sua vez, ficam os astrônomos que afirmam que a análise dos dados referentes às estrelas de População II com baixa metalicidade, metais esses oriundos das estrelas de População III, sugerem que estas últimas devem ter tido massas dentro de uma faixa bem específica, entre 10 e 100 massas solares.

Ou seja, não teria havido tanto estrelas hipermassivas, quanto estrelas de baixa massa, estas últimas que poderiam, a princípio, ser observadas hoje em dia. Isto explicaria então o porquê de até hoje não terem sido vistas estrelas com essas características em conjunto, baixa massa e metalicidade zero (a única combinação possível, como explicado acima).

Confirmações dessas duas teorias aguardam ansiosas os dados que o futuro Telescópio Espacial James Webb deverá coletar após ser lançado. Precisamos de melhores olhos para observar o Universo, para assim poder tirar conclusões mais sólidas e embasadas.

Uma coisa fundamental a se falar é a relação entre as estrelas de População III e a formação das primeiras galáxias do Universo. Muitos dos remanescentes de supernova dessas estrelas hipermassivas devem ter sido buracos negros. E, provavelmente, buracos negros hipermassivos!

Esses buracos negros podem ainda ter se aglutinado, dando origem a buracos negros colossais, com centenas de milhares e até mesmo milhões de massas solares...

Mas não é que se acredita hoje que, no centro de cada galáxia do Universo, existe um buraco negro hipermassivo, com milhões de massas solares?! Coincidência...?! Ao que parece, não...

Acredita-se muito hoje em tal possibilidade, que os restos das primeiras estrelas surgidas no Universo possam ter sido espécies de sementes gravitacionais, em torno das quais as primeiras galáxias (e provavelmente os quasares que se observam a imensas distâncias de nós) teriam então surgido.

 
 Concepção artística mostrando um quasar primordial, envolta por gás, poeira, estrelas e até um jovem aglomerado de estrelas. Para ver maior, clique aqui.

A existência de estrelas de População III é ainda um mistério. Há, por exemplo, teóricos que afirmam que elas podem até ter se formado, mas não teriam, de fato, brilhado, dá pra acreditar?

O que eles alegam é que o mecanismo possível de produção de energia naquela época, a fusão de núcleos de H, não é rápido o suficiente para produzir as enormes quantidades de energia necessárias, na taxa apropriada.

De maneira que o resultado seria o de que haveria um colapso da estrela diretamente num buraco negro. Sem ela então ter, de fato, produzido luz como uma estrela normal... Seria uma espécie de estrela nati-morta.

Por outro lado, tem sido observados, em quasares distantes, traços do elemento químico Ferro, o que categoricamente apontaria, de acordo com o nosso conhecimento atual, que deve ter havido uma geração de estrelas que produziu esse Ferro, antes da formação desses quasares. Um dado forte a favor das estrelas de População III.

Enfim, caro amigo leitor, a pergunta sobre quem veio primeiro, as estrelas ou as galáxias, está ainda um pouco longe de ser respondida satisfatoriamente pelos astrofísicos. Mas certamente é só uma questão de tempo, é muito provável que em poucos anos teremos muitas novidades sobre o tema! Muitas descobertas só estão aguardando para serem feitas! Mantenhamo-nos atentos e em alerta! =)

Um grande abraço e até a próxima!