domingo, 30 de julho de 2000

Um Sol inquieto

O Sol está passando por momentos difíceis. Nós, aqui na Terra, temos a impressão de que ele é um objeto pacífico, uma fonte constante de luz e calor, estável para sempre. Nada como uma enorme distância para esconder imperfeições e crises. Afinal, são 150 milhões de quilômetros entre a Terra e o "astro rei". A noção de que o Sol é um objeto perfeito foi sustentada pelos aristotélicos desde a Grécia Antiga. Ela só veio desaparecer no início do século 17, quando o italiano Galileu Galilei e astrônomos jesuítas descobriram as famosas "manchas solares", que, nos seus telescópios, pareciam pontos negros sobre a superfície solar ou próximos dela.
Deixando a interessante polêmica entre Galileu -que corretamente afirmava que as manchas eram parte da estrela- e os jesuítas -que afirmavam que as manchas eram planetas muito próximos do Sol-, ficou claro que o Sol não era um astro perfeito.

Longe disso. Com massa 300 mil vezes maior que a da Terra, raio cem vezes maior e temperatura, na superfície, de aproximadamente 6.000 graus Celsius, o Sol é um monstro em constante ebulição, cuja enorme quantidade de matéria é comprimida constantemente pela gravidade. No seu interior, hidrogênio -o elemento mais leve da Natureza, compondo 91,2% da matéria solar- se funde para formar hélio, o próximo na linhagem química. Esse processo de fusão nuclear é o responsável pela enorme quantidade de energia produzida pelo Sol, promovendo sua estabilidade contra a inexorável compressão gravitacional.

Para que a fusão nuclear possa ocorrer, a temperatura no centro solar chega a atingir 15 milhões de graus, enquanto a densidade da matéria é de 150 toneladas por metro cúbico, 20 vezes maior que a densidade do ferro.

Claro que um objeto que tem uma temperatura de milhões de graus no centro e de milhares de graus na superfície não pode ser lá muito pacífico. O calor gerado na região central flui por meio da matéria solar, criando correntes de convecção extremamente complexas; enquanto a matéria superaquecida vinda do interior solar viaja para a superfície, a matéria da superfície, relativamente mais fria, afunda para o interior.

Esse ir e vir cria padrões de convecção (parecidos com rocamboles) que transportam energia para a superfície em movimentos rotatórios. Perto da superfície solar, a densidade do gás fica tão pequena que essas correntes de convecção não podem mais ser mantidas. Chegamos à fotosfera, a superfície que vemos do Sol, onde o transporte de energia se dá por meio de radiação.

A fotosfera é tão estreita que mal pode esconder o caos térmico das correntes de convecção logo abaixo. Fotos do Sol tiradas por vários satélites e telescópios revelam uma superfície marcada por inúmeras erupções e "sucções" de gás incandescente, com uma granulosidade parecida com um prato de feijão e arroz: as erupções emergindo, as sucções afundando. Cada grão, porém, tem em torno de mil quilômetros de diâmetro e desaparece em 5 ou 10 minutos.

O aparecimento das manchas solares marca períodos em que a sopa solar ferve com mais energia do que o normal. Obedecendo a um ciclo de aproximadamente 11 anos, essas manchas parecem escuras porque são mais frias ("apenas" 4.500 graus!) do que a superfície solar. Além disso, elas estão intimamente ligadas ao magnetismo do Sol. Assim como a Terra, o Sol também tem seu campo magnético, causado pela combinação dos movimentos de rotação e de convecção da matéria ionizada (matéria que tem elétrons faltando) em seu interior.

As manchas aparecem em pares: uma com pólo positivo e outra com pólo negativo, como ímãs gigantescos, maiores que a Terra. Esses são os períodos das tempestades solares, quando mudanças bruscas no campo magnético solar causam erupções de bilhões de toneladas de matéria, viajando a mais de 5 milhões de quilômetros por hora.

Estamos passando pelo clímax de uma dessas tempestades. Em geral, elas causam a belíssima aurora boreal, quando uma fração dessa matéria é capturada pelo campo magnético da Terra. Também causam problemas com recepção de rádio na Terra e com o funcionamento de satélites, além de dificuldades com usinas elétricas. Mas não há motivo para alarme: o Sol, com ou sem tempestades, continuará a brilhar "pacificamente" por mais uns 5 bilhões de anos.

domingo, 23 de julho de 2000

Onde estão os ETs?


São mais de 100 bilhões de estrelas apenas na nossa galáxia, a Via Láctea. Inúmeras observações recentes provaram que a existência de planetas não é um privilégio do nosso sistema solar, mas uma consequência corriqueira do processo de formação de estrelas.
Na Terra, que tem em torno de 4,6 bilhões de anos, a vida surgiu bem cedo; amostras de rochas australianas contêm bactérias fossilizadas com 3,5 bilhões de anos. E, para chegar a essas bactérias, a evolução de seres vivos já devia ter começado bem antes, talvez 4 bilhões de anos atrás. Ou seja, a vida teve início por aqui tão logo as condições ambientais -temperatura, quantidade de água, nitrogênio e oxigênio- o permitiram. É difícil imaginar que o mesmo não tenha se repetido pela galáxia afora, em talvez em milhões de planetas. A vida extraterrestre é, a meu ver, praticamente certa.

E a vida inteligente? Aí já são outros quinhentos. Vários cientistas levam a possibilidade da existência de civilizações extraterrestres ultra-avançadas muito a sério. Programas como o Seti (do inglês, "Busca por Inteligência Extraterrestre") vêm vasculhando os céus em busca de sinais de rádio gerados por outros seres inteligentes. O leitor interessado em uma lista desses programas pode consultar o site "Sky and Telescope" (www.skypub.com/news/special/seti-toc.html). A idéia é que outras civilizações também tenham desenvolvido tecnologias para transmitir e receber ondas de rádio, que poderiam ser captadas por antenas daqui. Dadas as absurdas distâncias interestelares, "ouvir" vida extraterrestre é uma solução muito mais em conta do que embarcar em explorações ao vivo de outros sistemas solares.

Mesmo supondo que essas civilizações existam, estabelecer um diálogo seria muito frustrante. Imagine uma civilização em um planeta orbitando uma estrela em nossa vizinhança cósmica, a, digamos, 50 anos-luz daqui. (A Via Láctea tem um diâmetro aproximado de 100 mil anos-luz; um raio de luz -ou uma onda de rádio- demora 100 mil anos para atravessá-la, viajando a uma velocidade de 300 mil quilômetros por segundo). Se, um dia, recebermos uma transmissão de lá, ela saiu há 50 anos. Se nós a respondermos, sempre uma questão a ser considerada com muito cuidado, eles só a receberão em 50 anos. Não vai dar para muita conversa, pelo menos em uma geração.

Até o momento, não ouvimos nada. Defensores do programa Seti argumentam que a galáxia é muito grande, que civilizações precisam de transmissores potentes para que seus sinais cheguem até nós ou que, talvez, essas civilizações não estejam interessadas em conversar conosco. Como dizia Carl Sagan, "a ausência de evidência não significa evidência de ausência". Talvez. Muito possivelmente, a resposta está na raridade que é o desenvolvimento de inteligência dentro do processo evolucionário. Um cálculo simples mostra que, se inteligência fosse uma consequência automática da vida, nossa galáxia deveria ter milhões de civilizações, a maioria bem mais antiga e desenvolvida do que a nossa. Essas civilizações teriam tecnologias de exploração espacial que nós nem podemos ainda conceber, e a galáxia inteira já estaria colonizada por elas. A menos que nós mesmos sejamos uma criação dessas civilizações, uma possibilidade bastante absurda, não encontramos evidência da sua presença na Terra ou em outros planetas. Onde estão esses visitantes quase divinos de outros mundos?

Se a vida não é tão rara, a inteligência, ao menos aqui na Terra, surgiu por acaso, consequência de uma série de eventos completamente aleatórios. É importante lembrar que os dinossauros reinaram sobre a Terra durante 150 milhões de anos. Nada indicava que essa situação fosse se alterar. Uma colisão com um asteróide ou cometa, há 65 milhões de anos, mudou o balanço da vida no planeta, criando condições para que os até então insignificantes mamíferos pudessem evoluir, enquanto os dinossauros foram extintos.

Podemos mesmo dizer que, se a história da vida, ao menos a que podemos imaginar, é um experimento evolucionário que depende delicadamente de condições muito particulares, a história da vida inteligente depende de uma combinação de fatores que a torna extremamente rara. Quem sabe não seremos nós a civilização que irá colonizar a galáxia?

domingo, 16 de julho de 2000

A relatividade continua linda

Aquele que acha que ser gênio é encontrar solução para todos os seus problemas quase que magicamente, a intuição fulminante trazendo a resposta que, para a grande maioria, seria impossível descobrir, está enganado. O tal grito do "Ah-ah!", quando uma idéia explode de repente na cabeça, é, em geral, apenas o começo do processo criativo. Do "Ah-ah!" até a teoria ou o experimento revelador existe uma longa estrada, onde "gênio" se mistura com o leviano suor -mesmo que o da mente, não o do corpo. "Gênio" é um desses adjetivos fáceis de usar, mas difíceis de definir quantitativamente: onde fica a linha divisória entre o "muito inteligente" e o "genial"? Essa questão anima muitos debates entre os neurocientistas. Deixando-a de lado, pois, afinal, o que importa é a obra (e não como classificamos a mente de quem a criou), falemos da teoria da relatividade de Einstein, este que, sem dúvida, dá corpo ao conceito de gênio.

Em torno de 1910, Einstein estava confuso; ele havia desenvolvido a teoria da relatividade especial em 1905, na qual mostrou como observadores -aqueles que medem coisas que acontecem em algum lugar no espaço e em um determinado momento no tempo, que podemos, sem rigor, chamar de "fenômenos" -movendo-se com velocidades relativas constantes poderiam trocar informações sobre suas medidas experimentais. Segundo essa teoria, a velocidade da luz representa o limite máximo com que observadores podem trocar informações. Mas a ênfase em movimentos com velocidades constantes incomodava Einstein; afinal, a maioria absoluta dos movimentos observados na natureza ocorre com velocidades que mudam de valor ou direção (ao fazermos uma curva, por exemplo), isto é, a maioria dos movimentos é acelerada.

Foi numa "visão" -que alguns chamam de intuição; outros, de gênio; outros, menos inclinados a assuntos científicos, de revelação- que Einstein deu seu primeiro passo em direção à nova teoria, que inclui movimentos acelerados, se bem que de forma inesperada. Einstein se imaginou caindo de um telhado bem alto; fazendo bom uso de sua visão, ele se perguntou como descrever os movimentos de outros objetos que caiam, hipoteticamente, a seu lado. "Ora", pensou ele, "se estivéssemos caindo, não sentiríamos a gravidade da Terra. Estaríamos em queda livre". O leitor que já desceu em um elevador bem rápido ou numa montanha-russa conhece a sensação de leveza que vem com a queda. Por outro lado, um elevador que sobe parece aumentar a gravidade terrestre. Einstein concluiu, em 1907, que gravidade e aceleração estão intimamente relacionadas; que um movimento acelerado (o elevador que sobe) pode imitar a ação da gravidade. Uma teoria da relatividade incluindo aceleração necessariamente inclui gravidade. "Como formular essa idéia matematicamente?", perguntou-se Einstein. Como transformar a "visão" em teoria quantitativa? Aqui começa o suor do gênio e de todos nós que tentamos dar corpo a uma idéia. Da mente ao mundo há uma longa estrada.

Foram nove anos de esforços -não contínuos, mas, mesmo assim, de várias tentativas- até Einstein dar corpo às suas visões. Ele não poderia ter feito isso sem a ajuda de seu amigo Marcelo Grossman, que o instruiu na matemática, que tornou-se a linguagem da teoria da relatividade geral. A consequência principal da nova teoria foi tornar o espaço (e o tempo) em entidades plásticas, deformáveis, devido à presença de matéria (e energia); uma estrela encurva o espaço à sua volta, fazendo com que corpos em sua vizinhança se movimentem de forma acelerada nessa geometria distorcida, um pouco como crianças descendo um escorregador.

A colaboração entre Grossman e Einstein é celebrada regularmente em uma conferência (neste ano, durante a primeira semana de julho, em Roma). A riqueza da teoria geral da relatividade é tal que centenas de físicos do mundo inteiro, incluindo vários brasileiros, vieram debater suas novas idéias sobre uma teoria que já tem 84 anos. Tópicos vão de estrelas exóticas, que no momento existem apenas no papel -a colaboração deste autor-, até as propriedades geométricas dos buracos negros, a geração e detecção de ondas gravitacionais e a origem e a geometria do Universo como um todo. A relatividade continua linda e mais estimulante do que nunca.

domingo, 9 de julho de 2000

O universo dos padrões que se repetem

Das menores escalas até as maiores, o Universo exibe uma série de padrões regulares que, grosso modo, podem ser resumidos em uma frase: existe um centro em torno do qual objetos transitam, movidos por uma força que aponta na direção desse centro. Vejamos alguns exemplos, do muito pequeno ao muito grande. Modelos do átomo são representados como tendo um núcleo com carga positiva, em torno do qual movem-se elétrons, de carga negativa. A força entre o núcleo e os elétrons é a atração elétrica entre cargas opostas. Mesmo que a estrutura do átomo seja bem mais complicada, essa imagem vale como uma primeira aproximação.

Na escala humana, os sexos opostos giram um em torno do outro, de vez em quando até se tocando. Já as mariposas giram em torno das lâmpadas, também tocando-as de vez em quando... OK, sem apelação, a próxima escala em que vemos esse padrão se repetir é na escala de atuação da força gravitacional. Primeiro, vemos a Lua girando em torno da Terra. E as muitas luas do sistema solar (pelo menos 63) orbitando seus planetas. Só Júpiter tem ao menos 16 luas. Essa corte de nove planetas e 63 luas orbita em torno do Sol, que por sua vez orbita o centro da Via Láctea, nossa galáxia. E o Sol, junto a mais algumas centenas de bilhões de outras estrelas, gira em torno do centro galáctico.

O mesmo padrão aparece em escalas ainda maiores. Galáxias de grande porte, como a Via Láctea ou a nossa vizinha Andrômeda, também têm suas galáxias satélites, orbitando as galáxias centrais como planetas em torno do Sol. Por exemplo, a nossa galáxia tem duas companheiras, as Nuvens de Magalhães, que estão a uma distância média de 300 mil anos-luz daqui. (Um ano-luz equivale a aproximadamente 10 trilhões de quilômetros.) As galáxias também gostam de se agrupar, formando aglomerados cuja dinâmica é caracterizada por um movimento orbital em torno do centro de massa, obtido a partir de uma espécie de média ponderada das várias galáxias no aglomerado.

Antes que o leitor fique tonto com tanto giro, faço uma observação que parece, ao menos hoje em dia, óbvia. O fato de o mesmo padrão reaparecer em tantas escalas diferentes -deixando o átomo de lado e se concentrando em astronomia- está nos dizendo algo de fundamental sobre esses objetos e a força que domina sua dinâmica, ou seja, a gravidade. Mas o quê? No século 18, o filósofo alemão Immanuel Kant sugeriu algo que, na época, parecia ser completamente inusitado: essa repetição do mesmo padrão, disse ele, é consequência do processo de formação desses vários sistemas, que também se repete das menores (planetas e suas luas) às maiores (galáxias) escalas. O mais incrível dessa proposta de Kant é que, na época, não se sabia que existiam outras galáxias; apenas em 1924 o astrônomo norte-americano Edwin Hubble demonstrou de forma conclusiva que o Universo é povoado por inúmeras (bilhões) galáxias, cada uma com seus milhões (para as anãs) ou bilhões de estrelas. Portanto, Kant intuiu a estrutura de um Universo que ninguém pôde confirmar por mais de cem anos.

Vamos voltar à escala humana e examinar outro padrão, talvez mais ameno à investigação científica do que a órbita dos sexos e das mariposas. Olhe para o seu corpo e para uma árvore na rua. O que você vê? Um tronco central, que se divide em troncos secundários, que se dividem em outros troncos ainda menores. O mesmo ocorre com rios: um rio maior, que se divide em tributários menores e estes em outros ainda menores, e assim por diante. O mesmo com o sistema circulatório, ou com os neurônios no cérebro. O que determina esse padrão? Otimização da distribuição da substância sendo transportada, do sangue e da seiva à água e aos impulsos elétricos. Essa hierarquia de troncos que se bifurcam leva à quantidade ideal da substância sendo transportada, usando o mínimo possível de energia.

Nós vivemos em um Universo onde a frequência com que certos padrões aparecem é consequência de processos de otimização ocorrendo em todas as escalas. O objetivo final de cada um desses sistemas, dos neurônios às árvores, aos planetas e às galáxias, é realizar uma tarefa usando o mínimo possível de recursos, garantindo assim a longevidade do sistema. Sem dúvida, a Natureza é sábia.

domingo, 2 de julho de 2000

Medindo a força da gravidade

Todo mundo conhece a força da gravidade; ela não desiste nunca, fazendo tudo cair constantemente. Das quatro forças da natureza, que incluem a força eletromagnética, também nossa conhecida, e as forças nucleares forte e fraca, que só têm influência no interior do núcleo atômico, a força da gravidade é, de longe, a mais familiar. Por incrível que pareça, ela é, também, a menos familiar. Isso porque a gravidade é uma força extremamente fraca e, portanto, difícil de ser medida. "Mas como?", exclama o leitor, visivelmente irritado. "Tudo cai e ainda assim esses cientistas não conseguem medir a força da gravidade com precisão?". Pois é, leitor, a coisa é mais complicada do que parece. Repare como é fraca a força da gravidade: um ímã vagabundo, desses de refrigerador, é capaz de levantar um prego, vencendo a atração gravitacional da Terra inteira, com sua massa de 6 bilhões de trilhões de toneladas (ou 6 x 1021 toneladas, em notação científica)!

O inglês Isaac Newton demonstrou, no final do século 17, que a força da gravidade entre dois corpos é proporcional ao produto de suas massas e inversamente proporcional à distância entre elas. O ponto é que, para obtermos uma relação exata, essa proporcionalidade deve ser multiplicada por uma constante, que nós chamamos de G. É essa constante que determina a intensidade da força gravitacional entre dois corpos. Imagine duas massas de um quilo cada, separadas por um metro. A atração gravitacional entre elas é determinada pelo valor da constante G; uma constante pequena reflete uma atração pequena, uma constante grande, uma atração grande. Medir a força da gravidade, portanto, é equivalente a medir G. E como a atração gravitacional entre dois corpos é muito fraca, medir G não é nada fácil.

A primeira medida de G foi efetuada por outro inglês, Henry Cavendish, um pouco mais de cem anos após Newton propor sua lei gravitacional. Ele usou um aparato conhecido como balança de torção, que pode ser visualizado como um pequeno alteres suspenso por uma linha de pesca. O sistema tem de estar isolado de influências externas, como variações de temperatura, ou pessoas. Em seguida, deve-se aproximar uma massa relativamente grande (uma bola de chumbo de 10 kg, por exemplo), até uma das extremidades do alteres. A atração entre as duas bolas fará com que elas se aproximem, girando o haltere de um certo ângulo. Daí podemos calcular G. Cavendish obteve um resultado comparável ao resultado atual com precisão de 1%. O valor atual é de G = 6,67390 x 10-11, em unidades apropriadas (ou seja: 6,67390/ 100.000.000.000). Ou, pelo menos, esse é um dos valores atuais.

A polêmica surgiu em 1994, quando um grupo alemão, após 15 anos de pesquisas (!), anunciou uma medida para G 0,5% maior do que o valor então aceito. 0,5% parece pouco, mas no mundo de altíssima precisão das medidas em física é um verdadeiro vexame. Outras constantes fundamentais da natureza, números que, como G, nos permitem modelar fenômenos naturais e extrair resultados quantitativos de nossas medidas, são conhecidas com enorme precisão. A constante de Planck, importante em processos atômicos, é conhecida com precisão de 1 parte em 10 milhões. A velocidade da luz é hoje tomada como exata. Já a precisão de G, é de apenas uma parte em mil. (O leitor pode consultar o portal www.physics.nist.gov para ver detalhes.)
Essas disparidades na medida da força que nos é mais familiar vêm provocando uma grande reação na comunidade científica; vários experimentos de alta precisão estão sendo desenhados para melhorar as medidas de G. Por que tanto interesse? Nossa medida da massa da Terra, e de qualquer outro objeto celeste, depende de G; a taxa com que uma estrela produz sua radiação, ou a própria expansão do Universo, também. Conforme Einstein demonstrou em 1916, G mede a curvatura do espaço devido à presença de objetos muito maciços, como o Sol ou, mais dramaticamente, buracos negros. Não existem motivos imediatos para melhorarmos nossas medidas de G. Mas quem está preocupado com isto? Medir as constantes fundamentais da natureza faz parte do processo de descoberta do mundo à nossa volta; talvez algum dia poderemos até entender a origem dessas constantes, ou por que a gravidade é tão fraca.