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Entrelaçamento Científico

A Astronomia exerce uma atração especial sobre as pessoas. Uma mistura de curiosidade, beleza, mistério, atualmente intensificada pelas inúmeras fotos obtidas por diferentes telescópios, terrestres ou espaciais, e divulgadas pelos meios de comunicação. Subjacente a tudo isso, a pergunta: Mas para que serve? 


Para respondê-la,  o melhor é contar uma história que ilustra como o conhecimento segue por trilhas desconhecidas, reúne fatos e dados, propõe teorias, faz previsões, entrelaça diferentes áreas e chega a aplicações que podem auxiliar as pessoas, resolver situações e mesmo salvar vidas.


A ideia de que a matéria é constituída por corpúsculos que se combinam formando as diferentes substâncias data da Antiguidade. Demócrito (450 a.C.) deu a essa porção indivisível de matéria o nome de átomo. O grande avanço científico na compreensão do conceito de átomo ocorreu no século XVIII, com o desenvolvimento da Química pelo francês A. Lavoisier e, cerca de 80 anos mais tarde, com a apresentação da primeira tabela periódica dos elementos químicos pelo russo Mendeleyev (1834–1907).


Por outro lado, no domínio da Física do século XIX, o progresso veio com a observação do botânico escocês R. Brown. Usando um microscópio, ele notou que grãos de poeira flutuando na água tinham um movimento aleatório. Usando a ideia de que esse fenômeno era causado pelo movimento térmico das moléculas de água, Einstein analisou matematicamente o problema em 1905. Seus resultados foram testados e confirmados pelo francês J. Perrin.

Enquanto isso, o escocês J. C. Maxwell propunha sua teoria do eletromagnetismo, demonstrando que eletricidade, magnetismo e luz são manifestações de um mesmo fenômeno: o campo eletromagnético. No findar daquele século, o inglês J. J. Thomson, numa experiência com um tubo de raios catódicos*, descobriu o elétron, partícula sub-atômica de carga negativa e baixa massa. Com isso, abriu o caminho para a Física moderna.

Entendendo os átomos
Após sua descoberta, Thomson propôs que um átomo seria constituído por um mar de partículas positivas massivas (prótons) no qual se distribuíam os elétrons com massa cerca de 1.000 vezes menor. O teste para esse modelo de átomo veio alguns anos depois, no início do século XX, quando o britânico E. Rutherford propôs uma experiência usando o que na época era chamado de raios alfa (núcleos de hélio, cuja carga é positiva) para bombardear uma folha de ouro e observar se eram desviados da trajetória inicial. Se o modelo de Thomson estivesse correto, as partículas positivas do átomo causariam apenas um pequeno desvio dos raios alfa.

No entanto, o resultado surpreendeu, revelando que uma fração daqueles raios eram defletidos com ângulos de até 180 graus. Ou nas palavras do próprio Rutherford: "Foi o evento mais incrível da minha vida. Foi quase tão incrível quanto lançar um explosivo numa folha de papel e recebê-lo de volta". Era necessário rever o modelo atômico de Thomson.

Neste ano de 2011 se comemora os 100 anos do "átomo de Rutherford", quando o cientista surpreso propôs um novo modelo atômico, para explicar os resultados incríveis. Ele sugeriu que, ao contrário do modelo de Thomson, os prótons se concentram numa região muito pequena e os elétrons se distribuem numa região bem maior, como os planetas ao redor do Sol. É importante lembrar que o movimento dos planetas ao redor do Sol é regido pelo campo gravitacional, enquanto o dos elétrons ao redor do núcleo é governado pelo campo eletromagnético. 


A dimensão da região onde orbitam os elétrons é cerca de 10.000 vezes maior que a do núcleo. É como ter um grão de sal no centro de uma esfera de 100 metros. Como partículas de mesma carga elétrica se repelem, ao atravessar a folha de ouro as partículas alfa se desviam muito da trajetória inicial apenas quando passam muito próximo do núcleo do átomo, explicando os resultados obtidos na experiência. 


No ano seguinte, o físico dinamarquês N. Bohr foi à Inglaterra para trabalhar com Rutherford. Estava interessado em entender porque átomos de um elemento químico quando iluminados por uma fonte de luz respondiam emitindo luz de comprimento de onda bem definido que apareciam como linhas no espectro da radiação**.

O átomo de Rutherford poderia explicar o fenômeno, mas seria instável porque os elétrons, partículas com carga elétrica, perdem energia quando em movimento ao redor do núcleo, e deveriam acabar "caindo" no núcleo. Bohr interpretou a estabilidade dos átomos como uma prova da existência de órbitas estacionárias. Segundo sua teoria, ao serem iluminados, os átomos de um dado elemento se excitavam, isto é, os elétrons absorviam energia e pulavam da órbita mais baixa para outra mais afastada do núcleo e de maior energia.

Entretanto, a tendência do elétron seria de voltar ao nível mais baixo de energia. Para isso, deveria saltar para órbitas cada vez mais baixas até chegar à mais próxima do núcleo, de menor energia. Em cada salto emitiria uma energia característica igual à diferença de energia das duas órbitas, característica de uma linha espectral. Ele aplicou sua teoria para o elemento mais simples – o hidrogênio: um próton ao redor do qual circula um elétron. Calculou o comprimento de onda da energia emitida nos diferentes saltos.

A diferença entre seus valores e os observados no laboratório foi de apenas 1%. O número de elétrons do átomo do elemento químico determina as propriedades desse elemento, os níveis de energia e seu espectro de linhas. Seu trabalho constituiu a base para a teoria quântica. Hoje, as regras para os saltos são bem conhecidas. Nem todos os saltos são possíveis, há transições proibidas.  

Do micro ao macro
E qual a ligação de tudo isso com astronomia? A energia absorvida por um elétron para passar para um nível mais alto, assim como a energia emitida para passar a um nível mais baixo, pode ser detectada nas estrelas e nebulosas que habitam as galáxias.

Graças aos telescópios e aos detetores sensíveis em diferentes comprimentos de onda, é possível medir a intensidade do espectro contínuo, de linhas de emissão e de absorção dos corpos celestes. Para isso o detetor deve ter um prisma de vidro que separa a luz emitida pela fonte nos diferentes comprimentos de onda, e com resolução suficiente para separar as diferentes linhas, esquematizado na figura ao lado.


Nuvens de gás quentes existem nas regiões de formação estelar, onde estrelas massivas aquecem o gás a cerca que dez mil graus, e mostram seu brilho colorido devido às linhas de emissão. Estrelas como o Sol, quando em fase mais evoluída, perdem suas camadas mais externas, e revelam-se ao gás perdido como uma fonte de luz de alta temperatura que o aquece e o transforma em lindas nebulosas planetárias. Já em núcleos de galáxias, pelas artimanhas do buraco negro supermassivo que lá se esconde, há gás a temperaturas muito mais altas (cerca de um milhão de graus), dominado por íons com poucos elétrons.

O resultado é emissão de raios X e ultravioleta na forma de contínuo e de linhas de emissão. Por outro lado, até chegar à Terra, os fótons do contínuo gerado no centro das galáxias atravessam enormes nuvens frias que jazem entre as galáxias onde são absorvidos e deixam sua assinatura na forma de linhas de absorção. Detetores adequados permitem também estudar essas regiões, que lembram a composição química primordial de hidrogênio e hélio.


Entretanto, para chegar aos resultados há um passo intermediário importante. Nas nuvens de gás iluminadas por uma fonte de luz, os fótons atingem os átomos da nuvem e arrancam elétrons. O gás passa de uma mistura de átomos neutros a uma mistura de elétrons livres e de núcleos atômicos ligados a um número menor de elétrons, os íons, cuja carga elétrica é positiva.

Essa situação oferece mais um desafio, pois as linhas espectrais dependem do número de elétrons associados ao núcleo de cada elemento. Por exemplo, um átomo de oxigênio tem 8 elétrons, mas nessas regiões citadas acima, encontram-se íons de O com um ou vários elétrons a menos. Cada configuração dessas apresenta um conjunto característico de linhas espectrais.


Tanto a identificação quanto o cálculo de intensidade das linhas dependem, portanto, da quantidade de cada íon de cada elemento presente no gás.

A Astronomia depende muito dos astrônomos que têm se dedicado a fornecer dados atômicos cada vez mais precisos que permitem identificar as linhas, calcular as condições físicas reinantes nessas regiões e obter quanto de cada elemento químico está presente em cada um desses corpos celestes com o menor erro possível.

Esses resultados que fornecem a abundância de cada elemento químico presente nas estrelas, nas nebulosas, nos núcleos de galáxias, e nuvens intergalácticas permite estudar e entender a evolução química das galáxias e do Universo e entender como e por quê estamos por aqui. 

A roda do conhecimento
Recentemente, dois cientistas que pesquisam na área que engloba Astronomia e Física Atômica, S. Nahar e A. Pradham, usaram seu conhecimento para propor uma nova arma contra o câncer, usando o chamado efeito Auger. Esse efeito ocorre em átomos com um grande número de elétrons, como os de ouro ou de platina. Quando um fóton de alta energia (raios X) arranca um dos elétrons de uma camada mais interna do átomo, os elétrons restantes se rearranjam e acabam expelindo mais um elétron.

Ao contrário do primeiro, que engoliu um foton energético, este tem uma energia bem mais baixa e menos letal para o corpo humano. A ideia é endereçar ao tumor nanopartículas de ouro ou platina para lá se alojarem. Em seguida, bombardear com raios X de energia precisa para produzir grande quantidade de elétrons de baixa energia, que atacam e destroem as células cancerosas.

Atualmente, platina já é parte de medicamento usado em quimioterapia. Pode ser que no futuro o uso de platina permita associar os dois tipos de tratamento de um modo muito mais eficaz e com um menor número de efeitos secundários.


Cem anos se passaram desde a descoberta do átomo, muito trabalho teórico e experimental foi desenvolvido em Física Atômica e Astronomia antes de se fechar o círculo que leva da ciência básica à ciência aplicada.

Um entrelaçamento que leva ao desenvolvimento tecnológico melhorando a vida das pessoas, enriquecendo o País e gerando verbas necessárias para manter a roda em movimento através de financiamento para a ciência básica. Esta, por sua vez, vive dos desafios e da curiosidade dos cientistas muito bem descrito por Niels Bohr: "Que maravilha enfrentar um paradoxo. Agora há esperança de progredir nesse assunto."


* tubo de raio catódicos - tubo de vidro onde uma corrente elétrica passa no vácuo entre dois eletrodos. Semelhante aos tubos usados em aparelhos de televisão antigos.
** vide "Uma Sinfonia de Cores"

 

 

  • Foto de Adílson de Oliveira
  • Sueli Viegas
    São Paulo, SP, Brazil
  • Sueli Viegas, professora titular do Departamento de Astronomia da USP, é doutora em Astrofísica pela Universidade de Paris. Foi chefe do Departamento de Astronomia, assessora do CNPq e da Capes, pesquisadora visitante em várias universidades no exterior, representante brasileira na Rede Latino-americana de Astronomia, coordenadora  do Núcleo de Excelência Galáxias: Formação, Evolução e Atividade e do Núcleo de Pesquisa em Astrofísica da USP. Em 2005, foi agraciada com o prêmio Pesquisador Emérito do CNPq. Após sua aposentadoria, tem se dedicado à popularização da astronomia.



    e-mail: viegas@usp.br