Acervo textual da Revista AstroNova
Edição 51 — páginas 21 a 40
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Assuntos identificados: estrela, massa, terra, marrom, estrelas, ponto, queima, exoplaneta, planeta, ilhas.
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AstroNova . N.51 . 2026 21 Medidas do molhe da Riviera, mostraram as Ilhas de Currais a 66° a -68° com solstício de inverno (SI) a 64°, ou seja, dali se veria o Sol nascer dois graus a esquerda da terceira ilha de Currais. As Ilhas Itacolomi foram medidas de 113° e 114° com solstício de verão teórico a 116°, i.e., dois graus à direita da ilha. Os horários foram baseados na hora fornecida pelo site Heavens-Above. A Fig 2 mostra o molhe da Riviera, um ponto de onde se pode ver os fenômenos do nascimento do Sol, solstícios e equinócios. As Fig. 3 e Fig. 4 mostram respectivamente os solstício de Inverno e de Verão. E a Fig. 5 mostra a situação em relação ao molhe da Riviera dos pontos de observação exata dos solstícios de verão e inverno. Determinação da amplitude angular das posições de nascimento do Sol em determinada latitude Em Matinhos, por causa da latitude, o Sol nasce a +/- 26,23° do leste. No equador esse valor é de mais ou menos 23,44° (23°26”), que é o valor da inclinação da Terra, em relação ao leste. O afastamento do Sol em relação ao leste verdadeiro aumenta quando nos afastamos do equador. Para um astro com declinação d , observado da latitude f , podemos dizer que o azimute num horizonte ideal, considerando o centro do astro, é: Então, para a declinação de +/- 23,44°e uma latitude de aproximadamente -25,8°, temos um Azimute que vai de 64° a 116°. Se pagarmos esses ângulos com referência ao leste (A =90°), veremos que o Sol Leste nasce a +/- 26° do Leste. Esses ângulos estão aproximados para melhor clareza. A equação pode ser encontrada no livro de Kepler de Oliveira (2013). Determinação da distância entre duas coordenadas geográficas Para obter a distância entre dois pontos de coordenadas ( F , l ) e ( F , l ) sobre a 1 1 2 2 superfície do planeta Terra, usa-se a equação abaixo, derivada da função haversin do ângulo central q entre esses dois pontos. Para os cálculos apresentados foi adotada a aproximação esférica da Terra, com raio médio (R=6371\) km. Para aplicações que exijam precisão geodésica, deve-se utilizar o elipsoide WGS84 (equação 1 abaixo), onde F , 1 l são a latitude e longitude 1 do primeiro ponto, F , l são 2 2 a latitude e longitude do segundo ponto, com ângulos em radianos. r é o raio do Planeta Terra (r= 6371 Km); e d é a distância pela superfície da Terra entre as duas coordenadas. Possível lugar antigo de observação solsticial A Fig.1 traz uma possibilidade interessante. A de que em algum lugar no passado tenha havido no Fig. 4.- Foto do Solstício de verão visto do POSV tratado nesse artigo (foto do autor). Equação 1
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22 AstroNova . N.51 . 2026 cruzamento do X que aparece na figura um lugar de observação ancestral do qual os solstícios pudessem ser vistos sobre as ilhas e os equinócios exatamente entre as ilhas, tudo de um mesmo ponto. Os cálculos mostram um lugar que hoje fica a 1,25 km da linha de rebentação, na coordenada - 25,797415 por -48,510414. Há um ponto calculado matematicamente que fica a 1,25 km da praia, para dentro do mar, localizado em -25,797415 e -48,510414, F e l respectivamente de 5 5 onde se veria os equinócios exatamente entre as ilhas, e os solstício exatamente sobre as ilhas. É possível que em algum instante do passado remoto, quando a extensão de terra seca ia para além da linha de arrebentação, tenha havido um local para tais observações. Resta ver, então, se no Holoceno houve alguma época em que tal ponto esteve descoberto, ou seja, sem água. O Holoceno é a época geológica que se iniciou com o término da última glaciação, uns doze mil anos atrás, e segue até hoje. Há evidências geológicas bastante fortes de que o litoral do Paraná passou por períodos em que o nível relativo do mar esteve tanto muito abaixo quanto acima do atual durante o passado. Durante o Holoceno, o litoral paranaense sofreu importantes transformações: tais como variações do nível relativo do mar; migração da linha de costa; formação e transformação de baías e restingas; alterações na posição relativa de ilhas e promontórios; estabelecimento de populações sambaquieiras. Os sambaquis são simultaneamente evidências da ocupação humana e testemunhos das antigas paisagens costeiras. O mais interessante é que quando os sambaquieiros ocupavam a região, a posição do nascer e do pôr do Sol era praticamente a mesma de hoje em termos gerais, A precessão dos equinócios altera a posição do ponto equinocial em relação às estrelas, mas não desloca o nascer do Sol do Leste verdadeiro no equinócio astronômico. Já a variação secular da obliquidade da eclíptica modifica lentamente a amplitude dos deslocamentos do nascer e do pôr do Sol nos solstícios. Então, para uma previsão de se havia ou não pontos antigos de posição de equinócios e solstícios, a análise aqui apresentada é válida, ou pelo menos, bastante aproximada. Um resumo (ver referências) das ocupações no litoral do Paraná é apresentado a seguir. Há evidências de ocupações humanas muito antigas no território atual do Paraná, com caçadores e coletores desde o início do holoceno. Há 10.000 anos houve a expansão de grupos associados às tradições Umbu e Humaitá; Há 6.000 anos encontramos evidências dos Sambaquieiros no litoral paranaense; Há 4.000 anos, exemplos importantes de ocupação sambaquieira, incluindo o Guaraguaçu; e nos últimos milênios exemplos de diversos povos ceramistas, incluindo tradições indígenas posteriores. Existem fontes cartográficas importantes, tais como Bigarella, 1946, que sustentam o texto de Ângulo, 2004, e o Mapa geológico quaternário de Martin et al (ver plano de manejo do Parte estadual Rio da Onça nas referências). Sobre as partes secas e submersas durante o holoceno, o Instituto Água e Terra do Paraná apresenta a reconstrução segundo a qual, há aproximadamente 18.000 anos, o nível do mar estava aproximadamente 120 m abaixo do atual, e a linha de costa paranaense estaria a mais de 100 km a leste da costa atual. Regiões
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23 AstroNova . N.51 . 2026 como Matinhos, Pontal do PR, Paranaguá, Ilha do Mel e Guaratuba estavam longe do mar. Entre 18.000 anos e 6.000 anos atrás, o mar subiu para o máximo de 3 a 4 metros acima do nível atual, tendo regredido lentamente desde então. Isso significa que é sim possível que tenha havido povos que experimentaram aquela região do x na Fig. 1 emersa e podem ter usado o ponto para um sítio de observação e determinação dos equinócios e solstícios e, consequentemente, das estações. A Fig. 6 mostra o relevo da região abordada nesse artigo, mostrando que a região onde está previsto um ponto de observação (o x na Fig. 1) está a uns dez metros de profundidade atual, tornando bem possível que muitas ocupações tenham usado o local nos últimos milênios. Em 1998, mergulhei entre as ilhas de Currais e tive a oportunidade de perceber que o relevo submarino próximo é exatamente como mostrado na Fig. 7. Outros pontos interessantes de observação do nascimento do Sol em Matinhos Aproximadamente no final da rua Cambará, na ponta de Caiobá, na praia grande (Fig8), pode-se ver o Sol nascer sobre a ilha Itacolomi nos equinócios. A linha que une o escolho de Itacolomi e o ponto abaixo traça uma linha onde é possível que tenha existido nesse local uma estrutura construída ou modificada intencionalmente para observação do horizonte. Mas, até o momento, não foram encontradas evidências arqueológicas que confirmem essa hipótese. Até onde foi minha pesquisa, não encontrei Fig. 7.- Nível do mar ao longo dos últimos 20.000 anos. Fonte Cooper et al, 2018. Fig. 6.- Mapa batimétrico da região de interesse, mostrando as curvas de nível de profundidade medidas (Nemes, 2011)
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24 AstroNova . N.51 . 2026 evidências de tais pontos, o que não quer dizer que não existam. É um terreno propício para algum aventureiro tentar encontrar. Concluindo, atualmente há pontos de observação bem interessantes para solstícios e equinócios em Matinhos. Se houve um antigo ponto de observação, tal como previsto, deve ter acontecido quando o ponto especificado na Fig. 1 estava seco, ou seja, em qualquer era quando o mar estava 10 metros abaixo do nível atual. As janelas possíveis são, pelos dados conhecidos, de 18.000 anos atrás a 8.000 anos, com certeza. Há mais de 10 mil anos, não existem provas cabais de que o litoral tenha sido populado.Não foram encontradas, nesta pesquisa, evidências arqueológicas de estruturas megalíticas na área. Agradecimentos às companheiras das observações, Karin Cristine Grande, Nicole B. Schneider e Victória B. Schneider. Bertoldo Schneider Jr. é professor no Departamento de Eletrônica da UTFPR-Curitiba. Referências: ANGULO, R. J. Mapa do Cenozóico do litoral do Estado do Paraná Boletim Paranaense de Geociências, n. 55, p. 25-42, 2004. Editora UFPR25MAPA DO CENOZÓICO DO LITORAL DO ESTADO DO PARANÁCENOZOIC MAP OF THE STATE OF PARANÁ COASTAL ZONE Rodolfo José Angul, https://revistas.ufpr.br/geociencias/ar ticle/view/4281/3437 , (https://revistas.ufpr.br/geociencias/a rticle/view/4281?utm_source=chatgpt .com Bigarella, 1946: (www.scielo.br/j/babt/a/dCHQScdftT NPtx3Hk5Fhrhv/?format=html&lang= pt&utm_source=chatgpt.com), COOPER, J. A. G.; MEIRELES, R. P.; GREEN, A. N.; KLEIN, A. H. F.; TOLDO, E. E. Late Quaternary stratigraphic evolution of the inner continental shelf in response to sea- level change, Santa Catarina, Brazil. Marine Geology, v. 397, p. 1–14, 2018. DOI: 10.1016/j.margeo.2017.11.011. Douglas Duarte Nemes, Dissertação mestrado, Caracterização das ondas de superfície na plataforma interna do estado do Paraná, file:///C:/Users/WayneTech/Download s/DissertacaoDouglasNemes2011PG SISCO2009.pdf Haversine: Determinação da distância entre duas coordenadas: https://www.omnicalculator.com/other /latitude-longitude-distance#the- haversine-formula-or-haversine- distance (distância entre coordenadas) Kepler de Oliveira e Maria de Fátima Saraiva, Astronomia & Astrofísica, LF editorial, Livraria da Física, 2013, ISBN: 978-85-7861-187-3, 770p. NEMES, D. D. Caracterização das ondas de superfície na plataforma interna do Estado do Paraná. 2011. Dissertação (Mestrado em Sistemas Costeiros e Oceânicos) – Universidade Federal do Paraná, Centro de Estudos do Mar, Pontal do Paraná, 2011. Plano de manejo do parque estadual Rio da Onça, Mapa geológico quaternário de Martin et al. (https://www.iat.pr.gov.br/sites/agua- terra/arquivos_restritos/files/docume nto/2020- 07/plano_de_manejo_pe_rio_da_onc a_2015.pdf?utm_source=chatgpt.co m). Fig 8.- Local de avistamento do equinócio sobre a ilha Itacolomi.
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A N Ã S M A R R O N S O M E I O D O C A M I N H O E N T R E P L A N E T A S E E S T R E L A S 26 Rafael Cândido Jr. [email protected] Algumas pessoas entusiastas da Astronomia brincam dizendo que Júpiter é uma estrela que falhou por falta de massa. Neste artigo, vamos conhecer os corpos celestes que são intermediários, ou seja, não tem massa suficiente para ser uma estrela e tem massa demais para ser um planeta gigante gasoso. Hipótese das subestrelas Na década de 1960, o cientista indiano Shiv Kumar formulou a hipótese da existência de objetos que não eram tão massivos quanto as estrelas, mas, seriam mais massivos que gigantes gasosos. Nesses objetos não ocorreria a fusão nuclear do hidrogênio como acontece em estrelas, mas possivelmente fusão de deutério (isótopo do hidrogênio que tem um nêutron no núcleo). Nesta hipótese, Kumar propôs que estes corpos deveriam emitir pouca luz visível e mais radiação infravermelha. Primeiramente foi proposto o nome de estrelas anãs negras, porém este nome já era utilizado para se referir a uma anã branca que teria uma temperatura de superfície inferior a um determinado limite. O nome anã vermelha também não poderia ser utilizado, pois é referente às estrelas que realizam a fusão de hidrogênio e com temperaturas muito baixas (classe espectral M). Assim, foram propostos os nomes de planetar (do inglês, planet+star) e de subestrelas (em inglês, substar) para estes hipotéticos objetos. Em 1975, a astrônoma estadunidense Jill Tarter propôs em sua tese de doutorado o uso do termo ASTROFÍSICA A N Ã S M A R R O N S O M E I O D O C A M I N H O E N T R E P L A N E T A S E E S T R E L A S
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27 AstroNova . N.51 . 2026 anã marrom (em inglês, browndwarf), pois a cor marrom sugeria que a cor do objeto estaria entre o vermelho, o magenta e o negro, sugerindo que estes objetos pareceriam escuros e sem brilho, embora não fossem necessariamente de cor marrom. As primeiras considerações teóricas sobre a natureza das anãs marrons estabeleceram que como elas não realizam a fusão nuclear estável de hidrogênio então teriam temperaturas muito menores que a das estrelas, fazendo com que o pico de emissão seja no infravermelho. Porém a tecnologia para detecção para esta faixa de espectro no espaço se consolidaria apenas nos anos 90. Enquanto não eram visualizadas, ficava a questão: Quais seriam os processos de fusão que ocorrem em uma anã marrom? Conceitos fundamentais O primeiro passo para entender as reações nucleares que acontecem em estrelas e em anãs marrons é compreender os isótopos do hidrogênio. Em reações químicas, os isótopos de um determinado elemento não apresentam diferença de reatividade entre si. Porém em reações nucleares, as diferenças são cruciais. O número atômico, ou seja, o número de prótons do hidrogênio é Z=1. Mas a quantidade de nêutrons pode variar e isso faz variar o número de massa, que é definido como a soma de quantidade de prótons e quantidade de nêutrons. Desta forma, tem-se três isótopos de hidrogênio: - prótio: hidrogênio com apenas um próton (Z=1 e A=1) - deutério: hidrogênio com um próton e um nêutron (Z= 1 e A=2) - trítio: hidrogênio com um próton e dois nêutrons. (Z=1 e A=3) Em Astrofísica, quando citamos hidrogênio, estamos nos referindo ao prótio. O trítio não é significativo pois a quantidade deste em estrelas, anãs marrons e planetas é muito pequena. Assim, nosso estudo da fusão nuclear é unicamente o estudo das reações nucleares de hidrogênio e deutério. Em muitos artigos científicos, o processo de fusão nuclear também é citado como queima, ou seja, queima de hidrogênio, queima de deutério. Mas Professor Shiv Kumar no evento “50 anos das anãs marrons” em 2012, Alemanha. Foto de Mark McCaughrean. Jill Tarter em evento na Universidade de Trondheim, Noruega, junho/2017. Foto de Max Alexander.
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essa queima não é igual ao termo usado no cotidiano, que significa uma reação com oxigênio e liberação de calor (um exemplo é a queima de algum combustível). Nas reações de fusão nuclear, o uso da palavra queima está relacionado ao consumo de um ou mais isótopos de um determinado elemento em reações de fusão nuclear ao longo do tempo. Fusão nuclear leve Uma característica intrínseca das estrelas é que em alguma fase de sua existência elas realizam a fusão do hidrogênio em um processo estável denominado cadeia próton- próton (ou também, cadeia p-p), o qual requer temperatura e pressão muito elevadas. O processo de fusão de deutério requer uma temperatura e pressão bem menores que as necessárias partir de 13 até 80 vezes a massa de Júpiter. Estes objetos são as anãs marrons. A tabela 1 apresenta uma comparação entre objetos astronômicos, faixas de massa, temperatura de núcleo e quais isótopos são queimados no núcleo dos objetos. Ao observarmos a última coluna da tabela 1, vemos que ocorre também a queima de isótopos de lítioe até de hidrogênio em uma determinada faixa de massa. Para entender este processo, precisamos compreender alguns passos importantes na evolução das anãs marrons. Queima de deutério... e, talvez, de lítio. As anãs marrons com massa entre 13 e 45 massas jovianas nunca alcançam temperatura de núcleo suficiente para iniciar a 28 para a fusão do hidrogênio. Assim, a queima do deutério ocorre em um objeto astronômico no qual seu núcleo não tenha uma temperatura e uma pressão suficientemente elevadas para iniciar e manter uma cadeia p-p, que ocorre no núcleo de estrelas. É importante citar que a queima do deutério também ocorre em estrelas, porém não é um processo dominante. A queima de deutério é dominante em objetos astronômicos com massa a AstroNova . N.51 . 2026
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29 queima do lítio. Portanto, esse elemento, na forma dos isótopos lítio-6 e lítio-7, permanece nas atmosferas dessas anãs marrons sem ser queimado. Assim, a presença dos dois isótopos de lítio na atmosfera de um objeto astronômico é uma assinatura que caracteriza que temos uma anã marrom com massa menor que 45 massas jovianas. Nas anãs marrons quentes, com massa entre 45 e 65 massas jovianas, ocorre a queima do deutério e do lítio-6.Nestas anãs marrons, o lítio-7 não é consumido e assim, a presença deste isótopo na atmosferaé detectável e caracteriza este tipo de anã marrom. Nas anãs marrons massivas, com massa entre 65 e 75 massas jovianas, o lítio-7 é queimado simultaneamente ao deutério e ao lítio-6, aumentando a temperatura do núcleo por um determinado tempo. Quando a anã marrom tem uma massa na faixa de 75 a 80 massas jovianas, ela encontra-se numa faixa de transição entre uma anã marrom e uma estrela anã vermelha. Nesta faixa de massa ocorre a queima do hidrogênio, porém de uma forma muito instável. A anã marrom não tem massa e temperatura suficiente para sustentar essa queima. Por fim, se a massa for maior ou igual a 80 massas jovianas, a cadeia próton- próton se torna estável e dominante nos processos de fusão nuclear; caracterizando o objeto astronômico como uma estrela, que já surge sendo estrela. Não há uma evolução de uma anã marrom da faixa de transição para se tornar uma estrela anã vermelha. Por isso, as anãs marrons, mesmo as mais pesadas, recebem também o nome de estrelas falhadas. Em estrelas, quanto maior a temperatura do núcleo, o hidrogênio esgota-se mais rapidamente. O mesmo ocorre com as anãs marrons; quanto mais massiva, maior a temperatura do núcleo e isso torna a taxa de queima do deutério mais alta. Mas em quanto tempo o deutério é consumido nas diferentes faixas de massa da anã marrom? O cálculo é um tanto complexo pois depende de vários fatores estudados pela Astrofísica. De uma maneira simplificada, podemos estabelecer valores médios apresentados na tabela 2. Rumo à fria eternidade Mas, o que ocorre quando o deutério se esgota? E o lítio também se esgota? As reações destes isótopos são concomitantes ou sequenciais? Em todas as anãs marrons AstroNova . N.51 . 2026
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30 há uma sequência de queima que sempre se inicia com a queima do deutério quando a temperatura do núcleo alcança 0,9 MK. O produto gerado nessa queima é o isótopo hélio-3, que se acumula na anã marrom (este isótopo queima apenas em núcleos de estrelas massivas). Durante a queima do deutério, a temperatura do núcleo da anã marrom aumenta. Dependendo da massa, ao se alcançar uma determinada temperatura, ocorre a queima do lítio-6 e, se a massa for ainda maior, ocorre a queima do lítio-7.A queima do lítio pode se iniciar sem que o deutério esteja acabando, havendo uma sobreposição de reações de queima. Como o deutério é o primeiro a iniciar a queima, é também o primeiro a se esgotar. Se ocorre a queima do lítio, esta reação também continuará até seu esgotamento. E o que acontece quando todo o “combustível” acaba? Depois que o deutério e o lítio (se for o caso) acabam, a anã marrom não tem mais uma fonte de energia de fusão nuclear. A partir desse momento acontece o processo de resfriamento passivo. A anã marrom ainda tem energia gravitacional e calor armazenado em seu interior, assim ela se contrai lentamente e irradia essa energia para o espaço. Modelos teóricos mostram que, para uma anã marrom resfriar até a temperatura de fundo cósmico (2,7 K) são necessários trilhões de anos. Como a idade atual do Universo é de 13,8 bilhões de anos, o tempo de 1,38 trilhões de anos seria 100 vezes a idade atual do Universo. Todas as anãs marrons observadas até hoje ainda estão emitindo calor e serão, por um longo tempo, os “fósseis quentes” de uma estrela falhada. As classes espectrais Quando estudamos Astrofísica estelar, aprendemos que as classes espectrais das estrelas são definidas pelas letras: Concepção artística de uma anã marrom da classe espectral L. AstroNova . N.51 . 2026
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31 OBAFGKM, onde a classe espectral M é para as estrelas anãs vermelhas, que são as estrelas mais frias com temperaturas efetivas de 2400 a 3800 K. Na análise do espectro de estrelas encontram-se linhas de metais e hidrogênio. Nas anãs marrons encontram-se espectros com bandas de absorção de moléculas na atmosfera. Nas anãs marrons mais frias, encontram-se bandas de absorção de metano gasoso e de gelos de água e amônia. A tabela 3 apresenta algumas características das classes espectrais utilizadas para anãs marrons. Concepção artística de uma anã marrom de classe espectral T. Concepção artística de uma anã marrom de classe espectral Y. A tabela 4 apresenta características atmosféricas principais de cada classe espectral das anãs marrons. Planetas orbitando anãs marrons De acordo com a definição da IAU de agosto de 2018, um planeta pode orbitar em torno de uma anã marrom desde que este planeta tenha uma massa inferior a 13 vezes a massa de Júpiter e que a sua massa seja inferior a 25 vezes menor que a massa da anã marrom. Assim, para uma anã marrom com massa de 50 vezes a massa de Júpiter, se em torno dela orbitam objetos com massa abaixo de 2 vezes a massa de Júpiter, então estes objetos são planetas (pois 50/25 = 2). Da O ponto verde indica a anã marrom WISE 0458+6434, descoberta pelo telescópio espacial WISE. As cores azul e verde são falsas, usadas apenas para indicar intensidade de infravermelho. AstroNova . N.51 . 2026
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32 mesma forma, para uma anã marrom de massa 13 vezes a massa de Júpiter, os objetos que a orbitam devem ter no máximo a massa de 0,52 vezes a massa de Júpiter (aproximadamente 165 vezes a massa da Terra) para serem considerados planetas em torno da anã marrom. Modelos computacionais sugerem que para um planeta com massa aproximadamente igual à massa da Terra orbitando uma anã marrom de classe espectral T ser habitável, ou seja, ter condições de abrigar vida, deve ter uma órbita de raio de 0,005 UA (200 vezes mais próxima que a distância média entre a Terra e o Sol) e uma excentricidade orbital extremamente pequena, ou seja, uma órbita praticamente circular, para que não ocorresse uma variação climática descontrolada no planeta. Este planeta também não poderia ter luas, pois poderia causar instabilidade orbital. Considerando que os planetas em torno de uma anã marrom tenham uma origem comum, ou seja, da mesma nebulosa planetária, há uma possibilidade que os planetas que orbitam uma anã marrom sejam mundos de carbono, planetas que não são constituídos de rochas sílicas como os planetas internos do Sistema Solar, mas de rochas de grafite, carbetos metálicos e diamante. Neste tipo de mundo, a possibilidade de encontrar água é praticamente nula. Rafael Cândido Jr. é graduado e mestre em Engenharia Química. Integra o grupo de astronomia Arcturus, da UFABC. Para saber mais: Representação artística de um planeta de carbono. Mundos como este podem orbitar anãs marrons. Comparação de tamanhos do Sol (estrela tipo G2), estrela anã vermelha, anã marrom jovem, anã marrom velha, anã marrom ultrafria e um planeta gigante gasoso com suas temperaturas efetivas. AstroNova . N.51 . 2026
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Wilson Guerra [email protected] Como a questão sobre a Vida no universo leva em conta um lugar para que ela possa surgir e evoluir, a procura por exoplanetas (planetas fora do Sistema Solar, que orbitam outras estelas) é o primeiro e inevitável passo a ser dado. Mas não basta procurar por exoplanetas quaisquer. É necessário procurar por aqueles que dêem condição da Vida surgir, evoluir e se desenvolver. Quando essas condições tem grande chance de estarem presentes, se diz que o 13 ASTROBIOLOGIA exoplaneta é potencialmente habitável . Exoplaneta potencialmente habitável Nossa única referência de Vida é a da Terra. Aqui, a água no estado líquido é fundamental para QUALQUER ser vivo. É na água que se encontra o meio reacional adequado para ocorrer o metabolismo que fornece a energia e a manutenção estrutural da célula, a unidade básica da Vida. A água pode existir no estado líquido aqui porque a temperatura média da Terra é de 27º C. Em temperaturas negativa, só haveria gelo. No extremo oposto, ou seja, acima de 100ºC, só existiria na forma de vapor. O que mantém a água líquida na Terra é o fato de sua temperatura média ficar entre esses dois extremos - de 0 a 100 graus. O fator determinante na temperatura média de nosso planeta é a energia que recebe de nossa estrela, o Sol. A Terra não está nem tão afastada, para as temperaturas ficarem negativas, nem tão próxima, para que fiquem superiores a 100ºC. Assim, a Terra está na Zona Habitável do Sol (figura 1). Além de orbitar o Sol na zona habitável, nosso "pálido ponto azul" Concepção artística de Próxima b, exoplaneta potencialmente habitável (www.eso.org) P a l c o d a V i d a n o Un i ve r s o HABITÁVEIS EXOPLANETAS POTENCIALMENTE HABITÁVEIS HABITÁVEIS 33
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Centro de Massa Na prova do "lançamento de martelo", o atleta e o peso giram em torno do centro de massa. Se o planeta for suficientemente grande, o giro da estrela em torno do centro de massa é perceptível. Ao detectar o "balanço" da estrela, os astrônomos podem estimar a massa do explaneta que nela orbita. Figura 2 - Astrometria Imagem: University of Wisconsin-Madison Department of Astronomy - www.astro.wisc.edu 34 apresenta uma estrutura rochosa, com superfície firme e definida. Nela a Vida pôde se apoiar e evoluir. Se os astrobiólogos procuram pela Vida como a conhecemos em planetas fora do Sistema Solar, é preciso que o exoplaneta tenha estas duas características: orbite a zona habitável de sua estrela e seja rochoso como a Terra, e não gasoso como Saturno e Júpiter. Um exoplaneta potencialmente habitável é aquele que possui estes dois requisitos. Detecção de exoplanetas Exceto em casos muito especiais, não é possível observar diretamente um exoplaneta com a tecnologia atual de telescópios. Todavia, há vários métodos indiretos para atestar a existência de planetas orbitando uma estrela. Em meados da década de 1990 os primeiros exoplanetas começaram a ser detectados. O método usado é conhecido como Astrometria. Nele, os astrônomos medem o "balanço" que a estrela recebe devido a atração gravitacional mútua com o planeta. Se o planeta tiver massa suficiente, seu "puxão" na estrela pode observado na forma de oscilações regulares em torno do centro de massa do sistema (figura 2). Infelizmente, a condição para o método astrométrico é sua limitação: exoplanetas de grande massa. Assim, este método costuma detectar apenas objetos gigantes, tipo Júpiter. Outra forma de detectar o balanço gravitacional que o exoplaneta produz na sua estrela é pelo efeito Doppler. Este efeito provoca a mudança na frequência de uma informação de natureza ondulatória cuja fonte esteja em movimento. É como acontece na mudança do som de uma ambulância quando o veículo se aproxima de nós e quando se afasta. Ao se aproximar, o som da sirene parece mais agudo, enquanto que ao se afastar o Figura 1 - A Zona Habitável no Sistema Solar AstroNova . N.51 . 2026
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Imagem: University of Wisconsin-Madison Department of Astronomy - www.astro.wisc.edu Os desvios na frequência da luz recebida da estrela dizem o quanto ela gira, e que tipo de explaneta provocou o movimento. Figura 3 - Efeito Doppler 13 35 som fica mais grave. Tal como o som, a luz também se comporta com uma onda - neste caso, uma onda eletromagnética. Assim, se uma fonte de luminosa aproxima, sua luz fica "mais aguda": dizemos que ela tende para o azul (maior frequência). Se a fonte luminosa se afasta, sua luz fica "mais grave": tende para o vermelho (menor frequência). Medindo estes desvios na luz de um estrela que oscila, os astrônomos podem estimar a velocidade da estrela e assim determinar que tipo de planeta está provocando esse movimento (figura 3). Contudo, este método Imagem: University of Wisconsin-Madison Department of Astronomy - www.astro.wisc.edu Figura 4 - Astrometria dificilmente detectaria planetas rochosos de pequena massa como a Terra, pois o efeito Doppler proporcionado por planetas de pequena massa são inferiores aos limites mínimos de detecção. O método mais promissor para se detectar exoplanetas pequenos e rochosos como a Terra chama-se Fotometria. Ele se baseia no trânsito do exoplaneta em sua estrela central, ou seja, a passagem na frente do disco brilhante do astro. Cada passagem obstrui parte do brilho da estrela, que pode ser minunciosamente medido pela atual tecnologia de telescópios . O percentual de diminuição do brilho detectado da estrela durante o trânsito bem como o início e o fim do processo dão informações suficientes para se determinar a massa, o tamanho, o período de revolução e a posição do exoplaneta em relação à sua estrela. A clareza da medida é tão boa que exoplanetas pequenos como a Terra e Marte podem ser inequivocadamente identificados. O telescópio espacial Kepler, lançado com o objetivo de identificar exoplanetas, utiliza o método fotométrico de detecção. Atualmente ele opera com restrições, e mesmo assim tem encontrado centenas de exoplanetas, que soma-se aos milhares já detectados quando funcionava bem. Explanetas potencialmente habitáveis já detectados O número de exoplanetas confirmados cresce a todo momento. Telescópios de todo o mundo estão confirmando suas existências desde a década de 1990, quando os métodos estavam bem desenvolvidos e a resolução dos telescópios começaram a atingir precisão suficiente. Hoje são mais de 3.500 exoplanetas confirmados distribuídos (figura 4) O trânsito provoca a redução no brilho da estrela, e dá pistas sobre dados do exoplaneta. L - luminosidade da estrela D L - redução da luminosidade R - raio do planeta P R - raio da estrela E 2 ? ? ? ? ? ? ? ? ? ? E P R R L L AstroNova . N.51 . 2026
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Concepção artística de Kepler-186f (NASA) Tabela com a quantidade mínima de exoplanetas potencialmente habitáveis já detectados. A lista total pode chegar a 41 exoplanetas desta categoria. Terra e Marte inseridos para efeito de comparação. Fonte: http://phl.upr.edu 36 em mais de 2.600 sistemas, desde estrelas mais próximas até a alguns milhares de anos-luz de distância de nós. Vários dos sistemas são multiplanetários, e alguns tem até mais de uma estrela central! Desta lista toda, atualizada em 2024, há 41 deles que parecem ter condições de abrigar a Vida. Seus tamanhos variam desde exoplanetas quase do tamanho da Terra à "superterras", com mais que o dobro do diâmetro de nosso planeta. Vejamos as características conhecidas até agora de alguns deles. Kepler-186-f: o mais parecido com o tamanho da Terra Este exoplaneta é apenas 10% maior que a Terra e está a 1.500 anos-luz de nós. Orbita uma estrela anã vermelha. Como o brilho desta estrela é bem menor que o do Sol, sua zona habitável também fica mais próxima. A proximidade da estrela também pode obrigar o exoplaneta a ter sua rotação em torno de si mesmo sincronizada com o movimento de revolução em torno da estrela. Isso faria com que Kepler-186f esteja sempre com a mesma face voltada para a estrela, podendo-a aquecer muito. A face oposta ficaria sempre na região noturna, resfriando-a. A fronteira entre o dia e a noite eterna deste mundo poderia ter então temperaturas amenas. AstroNova . N.51 . 2026
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Mas ainda há muito para se pesquisar. Uma atmosfera densa e ativa poderia distribuir a energia térmica deste exoplaneta, uniformizando mais a temperatura (isso ocorre na Terra) e talvez dando condições da existência da Vida em uma área maior. Kepler-462b, exoplaneta que orbita uma sósia solar Este exoplaneta está a 1.400 anos-luz de nós. É 60% maior que a Terra e está definitivamente na zona habitável de sua estrela. Um detalhe interessante é que a estrela é uma "sósia" ou "gêmea solar", ou seja, é muitíssimo parecida com nosso Sol (tamanho, temperatura superficial, fluxo de luz e calor etc). Isso torna as chances de habitabilidade de kepler- 462b muito mais interessantes, pois o paralelo com a Terra é muito maior. Gliese 667Cc, exoplaneta de um sistema triplo Este exoplaneta está relativamente próximo de nós, a 22 anos-luz. Ele é pelo menos 4 vezes maior que a Terra, provavelmente constituindo como se constuma dizer, uma superterra. Ele orbita uma estrela vermelha de brilho bem mais fraco que nosso Sol, portanto menos quente. Porém esta órbita é muito pequena, o que garante sua posição na zona habitável estelar. O detalhe curioso é que há mais duas estrelas gravitacionalmente ligadas ao sistema, fazendo de Gliese 667Cc um exoplaneta de um sistema triplo de estrelas! Proxima b, um exoplaneta habitável na vizinhança? Este exoplaneta é um pouco maior que a Terra e orbita a zona habitável da estrela anã vermelha Proxima Centauri. A descoberta, feita pelo ESO (Observatório Sul- Europeu, no Chile), apresenta duas interessantes peculiaridades. Primeiro que 13 Concepção artística de Kepler-186f (NASA) Ilustração artística do exoplaneta Gliese 667 Cc. (ESO) 37 AstroNova . N.51 . 2026
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Concepção artística mostra o planeta Proxima b em órbita da estrela anã vermelha Proxima Centauri. A estrela dupla Alfa Centauri AB também pode ser vista na imagem entre o planeta e Proxima Centauri - Crédito: ESO/M. Kornmesser 38 o método de detecção desta estrela não foi o fotométrico, normalmente usado para esse tipo de descoberta. Proxima b foi encontrado graças ao efeito doppler que seu balanço gravitacional imprime na estrela Proxima Centauri. Isto foi possível pela baixa massa da estrela. A segunda e mais interessante peculiaridade é que Proxima Centauri é a estrela mais próxima do Sistema Solar, a apenas 4,2 anos-luz de distância. Em escala astronômica é "logo ali". Isso chamou a atenção da comunidade científica por muitos motivos. Por estar tão perto, aumentam as possibilidades de se estudar esse sistema com grande grau de detalhe. A descoberta foi tão importante que um projeto financiado pelo milionário físico russo Yuri Milner e apoiado por Stephen Hawking foi levemente alterado. Poucos meses antes os dois haviam lançado um projeto de lançamento de nanossatélites (o "starchip") impulsionados a laser em direção a Alfa Centauri, um sistema duplo de estrelas que marcaria a primeira viagem interestelar de sondas. A viagem levaria 20 anos, o que é plausível para toda uma geração de astrônomos. Acontece que a estrela Proxima Centauri parece fazer parte do sistema Alfa Centauri, ou seja, eles são vizinhos entre si. O projeto então ganhou um fôlego extra, pois sabemos agora que há um exoplaneta na região, e ele é potencialmente habitável! Água detectada! Pesquisadores usaram dados de arquivo de 2016 e 2017 capturados pelo Telescópio Espacial Hubble da NASA / ESA e desenvolveram algoritmos de código aberto para analisar a luz das estrelas filtrada na atmosfera de K2-18b, um exoplaneta rochoso que orbita a zona habitável de sua estrela. Os resultados revelaram a assinatura molecular do vapor de água, indicando também a presença de hidrogênio e hélio na atmosfera do planeta. Os autores do artigo, publicado na Nature Astronomy, acreditam que outras moléculas, incluindo nitrogênio e metano, podem AstroNova . N.51 . 2026
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www.tikinet.com.br/iag/default.asp www.nasa.gov/kepler Astrobiologia: ciência emergente www.eso.org www.exoplanets.eu www.planethunters.org estar presentes, mas permanecem indetectáveis com as observações atuais. Mais estudos são necessários para estimar a cobertura de nuvens e a porcentagem de água atmosférica presente. A existência de exoplanetas em zona habitável não é novidade, mas é primeira vez que água é detectada em planetas nestas condições. O sistema de K2-18b está a 110 anos-luz de distância. Marte: vida fora da Terra em nosso quintal? Marte não é um exoplaneta. Ele está aqui no nosso Sistema Solar. Mas seu interesse astrobiológico é de longe o que mais chama a atenção. Sabe-se que Marte teve muita água no passado, como atesta por exemplo os inúmeros leitos secos de rios em sua superfície. Recentemente, a sonda europeia Mars Express detectou água líquida no planeta, mas não na superfície e sim no subsolo. Provavelmente já teve também mais atmosfera. Nestas condições, sua posição no Sistema Solar o deixaria na margem externa da Zona Habitável, mas ainda assim dentro dela. Teria a Vida surgido em Marte? Se sim, ainda existe? Se existe, onde está? Se foi extinta, deixou vestígios? Uma verdadeira força tarefa de agências espaciais de vários países tem trabalhado para responder estas e outras questões, incluindo o envio de orbitadores e sondas de solo. O que for (se for) encontrado em Marte pode ajudar muito na busca de Vida pelo Universo, orientando as pesquisas. Possibilidades Há trilhões de galáxias, cada uma com centenas de bilhões de estrelas. Muitas destas estrelas, estamos notando, parecem ter vários planetas em seu entorno. Alguns destes planetas ocupam a zona habitável estelar. É matematicamente improvável estarmos sozinhos. Caso contrário o universo será, como dizia o astrobiólogo Carl Sagan, um enorme desperdício de espaço! Wilson Guerra é astrônomo amador e professor. Graduou-se em Física, tem especialização em Astrobiologia e é mestre em Educação Científica. Referências: 13 39 Leitos secos de rios antigos em Marte. Ilustração mostra o exoplaneta K2-18b, sua estrela hospedeira e um planeta que acompanha este sistema. Dados do telescópio Hubble detectaram água em sua atmosfera. AstroNova . N.51 . 2026
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