UM POUCO MAIS DE AZUL A Evolução Cósmica

HUBERT REEVES

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UM POUCO MAIS DE AZUL A Evolução Cósmica

HUBERT REEVES

CÍRCULO DE LEITORES

Digitalização e Arranjo

Fátima Vieira

PATIENCE DANS L'AZUR

Tradução: ARMANDO DA SILVA BRANCO

Revisão técnica: JORGE BRANCO

geofísico, investigador do Centro de Cálculo Científico do Instituto Gulbenkian de Ciência

UM POUCO MAIS DE AZUL

Licença editorial por cortesia de

Gradiva Publicações, Ld.a

Impresso e encadernado por

Printer Portuguesa no mês de Novembro de 1986 Tal como acontece com o título da edição original, Patience dans l'Azur, que reproduz um verso dum poeta, Paul Valéry, o título da edição portuguesa, proposto pelo editor ao autor que o aprovou, reproduz o poema Quase de Mário de Sá Carneiro.

Um pouco mais de sol - eu era brasa. Um pouco mais de azul - eu era além. Para atingir, faltou-me um golpe de asa... Se ao menos eu permanecesse aquém...

Assombro ou paz? Em vão... Tudo esvaído Num baixo mar enganador de espuma; E o grande sonho despertado em bruma, O grande sonho -ó dor! - quase vivido...

Quase o amor, quase o triunfo e a chama, Quase o princípio e o fim - quase a expansão... Mas na minh'alma tudo se derrama...

Entanto nada foi só ilusão!

De tudo houve um começo... e tudo errou...

- Ai a dor de ser quase, dor sem fim... Eu falhei-me entre os mais, falhei em mim, Asa que se elançou mas não voou...

Momentos de alma que desbaratei... Templos aonde nunca pus um altar. Rios que perdi sem os levar ao mar Ânsias que foram mas que não fixei.

Se me vagueio, encontro só indícios... givas para o Sol - vejo-as cerradas; mãos de herói, sem fé, acobardadas, Fiseram grades sobre os precipícios...

Num ímpeto difuso de quebranto, Tudo encetei e nada possuí...

Hoje, de mim, só resta o desencanto as coisas que beijei mas não vivi...

Um pouco mais de sol - e fora brasa, Um pouco mais de azul - e fora além. Para atingir, faltou-me um golpe de asa ao menos eu permanecesse aquém...

Paris, 13 de Maio de 1913. Este livro é dedicado a todas as pessoas maravilhadas com o mundo.

Índice

Introdução: A montanha e o rato

Primeira secção

O UNIVERSO TEM UMA HISTÓRIA 1. A arquitectura do universo

O mundo das estrelas

O mundo das galáxias

Um universo hierarquizado

O universo: um fluido sem limites Olhar ao «longe» é olhar «cedo»

2. Um universo em expansão.

Um universo que cria o seu próprio espaço

O universo será infinito?

A idade do universo

Segundo o movimento das galáxias

A idade das mais velhas estrelas

A idade dos mais velhos átomos

Um clarão fóssil

A passagem da opacidade à transparência

As cinzas da explosão inicial

Dois filões a explorar: a população de fotões e a ausência de antimatéria O que é que havia antes?

A medida do tempo

Nos limites da linguagem e da lógica

3. O futuro

O futuro do universo

A velocidade de libertação do universo Uma interminável exalação

A última desagregação

4. Porque é que a noite é negra?

Segunda secção

A NATUREZA EM GESTAÇÃO 1. A fase cósmica

Espectadores do universo

O ferro e o fogo

Um oceano de calor

Os núcleos emergem do oceano de calor A primeira crise de crescimento da complexidade Átomos e moléculas emergem do oceano de calor.

O reinado da radiação termina

2. A fase estelar

Galáxias e estrelas emergem do oceano de calor

A vida duma galáxia

A vida das estrelas

A fusão do hidrogénio

A fusão do hélio, ou o nascimento miraculoso do carbono

As fusões derradeiras

A estrela explode

A nebulosa do Caranguejo e o astrólogo do Império da China A primeira catálise

Os resíduos estelares

A morte das pequenas estrelas

O nascimento dos átomos pesados

O nascimento dos cristais

O segredo da pureza

3. A fase interestelar

As poeiras interestelares

O hidrogénio entra no jogo Os raios cósmicos

As moléculas interestelares

4. A fase planetária

A invenção do planeta

O nascimento dos planetas

O calor dos planetas

O nascimento da atmosfera

Tanta água! Tanta água!

A grande tempestade

O caldo oceânico primitivo

Crescer

Catalisar

A autocatálise prepara a reprodução Alimentar-se

A primeira crise de energia

5. Imagens da evolução biológica

A maquinaria da célula

A origem das células

A grande árvore darwiniana

Uma catástrofe à escala planetária A vida implica todos os níveis do real

Os elementos químicos da vida 6. A vida fora da Terra, A vida no sistema solar Ácidos aminados nos meteoritos

Pasteur e os açúcares

Planetas estilhaçados

A vida no universo

7. O futuro da Terra

A morte do Sol

Reanimar o Sol enfraquecido

8. O cemitério da Costa das Neves na constelação de Oríon

9. Música antes do mais

Porquê música em vez de ruído? Que espécie de música?

A busca da estabilidade

«Jazz»

O acaso reprimido

O princípio antrópico

A experiência-universo

Terceira secção

NOS BASTIDORES.

O tempo cósmico

Tempo, espaço, velocidade

A feira popular em acelerado

O cão de Einstein e os gêmeos de Langevm A matéria atrasa o tempo e deforma o espaço O tempo cósmico, o espaço cósmico

2. Energias, forças e o resto

Apresentação do «Grande Alhures»

A moeda-energia

As ligações electromagnéticas

As ligações nucleares

As ligações quarkianas

As ligações gravíticas

Os jogos do calor e da gravidade

O «alhures», condição indispensável das ligações O «alhures», condição indispensável da organização

3. O acaso

A causa e o acaso

O acaso dos agentes de seguros

O acaso e a vida privada dos átomos

O diamante da Torre de Londres

Observar é perturbar

As «leis da física» e o seu enquadramento O acaso, elemento essencial da fertilidade cósmica

4. Três enigmas

O pêndulo de Foucault e o princípio de Mach A lei é a mesma em toda a parte

Átomos que mantêm o contacto

Apêndices

A.1. A luz

A.2 Os neutrinos

A3. Inventário dos elementos da complexidade

A 4. A evolução nuclear ilustrada

A 5. A evolução estelar ilustrada

A.6. Os buracos negros

A7. O segundo horizonte

A.8. O último horizonte

Alguns números para reter

Bibliografia Introdução

A montanha e o rato

Uma montanha que pariu um rato... Na linguagem popular esta expressão tem sentido pejorativo. Descreve uma decepção: fez-se grande alarido e muitas ondas por uma ninharia. Se se tomar em consideração a matéria em jogo, pode-se compreender esta fórmula. Mas se nos colocarmos de preferência no plano da riqueza da organização, a situação inverte-se. Apesar dos seus milhões de toneladas de rocha, uma montanha nada sabe fazer. O rato, pelo contrário, com algumas dezenas de gramas de matéria, é uma maravilha do universo. Vive, corre, come e reproduz-se. Se um dia uma montanha parisse um rato, poderíamos pensar estar perante o mais extraordinário dos milagres...

A história do universo é, grosso modo, a história da montanha que pariu um rato. E esta história, capítulo por capítulo, emerge das diferentes aproximações científicas da realidade: física, química, biologia e astronomia.

A ideia duma história do universo era estranha ao homem de ciência dos últimos séculos. Para ele, imutáveis, as leis da natureza comandavam o comportamento da matéria num presente eterno. As mudanças - nascimento, vida e morte - visíveis ao nível das nossas vidas quotidianas explicavam-se nos termos duma multidão de reacções atómicas simples, sempre as mesmas. A matéria não tinha história.

Maeterlinck, no seu belo livro sobre as abelhas, põe em evidência a organização da colmeia. Mas o seu entusiasmo torna-se pessimismo quando, no final, se interroga sobre o futuro da natureza. É pueril perguntar para onde vão as coisas e os mundos. Não vão para parte nenhuma e estão sempre a chegar. Dentro de cem biliões de séculos a situação será a mesma que hoje, a mesma que já era há cem biliões de séculos, a mesma desde um começo que, de resto, não existe, e a que se manterá até um fim que, ele também, não existe. Não haverá nada a mais nem nada a menos no universo material ou espiritual... Pode-se admitir a experiência ou o ensaio que sirvam para algo mas tendo chegado o nosso mundo, depois da eternidade, somente aonde já está, não fica assim demonstrado que a experiência de nada valeu? Hegel exprime a mesma visão das coisas na sua célebre frase: «Nada acontece de novo na natureza.»

É com a biologia que a dimensão histórica entra no domínio da ciência. Com Darwin descobrimos que os animais não têm sido sempre os mesmos. À superfície da Terra as populações mudam. Os homens apareceram há cerca de três milhões de anos; os peixes há cerca de cinco milhões. Nesses momentos, uma novidade apareceu na natureza. Existe, afinal, uma história da vida na Terra.

No começo do nosso século, a observação do movimento das galáxias projectou a dimensão histórica no conjunto do universo. Todas as galáxias se distanciam umas das outras num movimento de expansão à escala cósmica. E disso resultou o nascimento da ideia do começo do universo. Proveniente duma fulgurante explosão, há cerca de quinze mil milhões de anos, ele continua desde essa data a sua dilatação e arrefecimento. A imagem duma matéria histórica passou a impor-se, assim, em todas as áreas. Como os seres vivos, as estrelas nascem, vivem e morrem, mesmo se a duração das suas vidas se cifra em milhões ou milhares de milhões de anos. As galáxias têm juventude, idade madura e velhice.

A história do Cosmos é a história da matéria que acorda. O universo nasce num ambiente onde tudo falta. No começo não existe mais que um conjunto de partículas simples e sem estrutura. Como as bolas numa mesa de bilhar, contentam-se em se deslocar e entrechocar. Depois, por fases sucessivas, estas partículas associam-se e ligam-se. As arquitecturas começam. A matéria torna-se complexa e actuante, quer dizer, capaz de actividades específicas.

Patience, patience

Patience dans l'azur!

Chaque atome de silence Est la chance d'un fruit mur.

Paul Valéry, estendido nas areias quentes duma laguna, olha para o céu. No seu campo de visão as palmeiras balançam lentamente, amadurecendo os frutos. Está à escuta do tempo que com vagar leva a cabo a sua obra. Esta escuta, podemos explicá-la e aplicá-la ao universo. Com o correr do tempo desenvolve-se a gestação cósmica. Em cada segundo o universo prepara qualquer coisa. Ele sobe lentamente os degraus da complexidade.

Imagino um Valéry cósmico que tivesse assistido como espectador ao desenvolvimento de todos esses acontecimentos. Ele teria por missão assinalar o aparecimento de novos seres. E teria aplaudido o nascimento dos primeiros átomos. Para as primeiras células, teria composto uma ode. Em outros momentos a inquietação teria aparecido na sua cara. Porque há crises nesta grande ascensão cósmica. Algumas foram graves. Por momentos tudo parecia seriamente comprometido. Mas o universo é inventivo. Ele soube sempre sair da crise. Em alguns casos, teve de recuar muito para reencontrar a sua via.

E onde nos leva essa via? A física nuclear permite-nos compreender a evolução nuclear: como, a partir das partículas elementares emanadas da explosão inicial, se formaram os núcleos atómicos no coração das estrelas. Atirados para os grandes espaços intersiderais, os núcleos revestiram-se de electrões. O notável progresso da radioastronomia e da biologia molecular permite-nos reconstituir as grandes fases da evolução química entre as estrelas e nos planetas primitivos. E, finalmente, seguindo Darwin, veremos levantar-se diante de nós a grande árvore dos seres vivos sobre o nosso planeta: a evolução biológica leva-nos das bactérias ao aparecimento da inteligência humana. A via da complexidade termina com o ser humano? Não temos nenhuma razão para o afirmar. O coração do mundo continua a bater no seu ritmo. O "sentido" continua em marcha. Talvez já noutro planeta se tenham processado novos avanços. Que maravilhas desconhecidas prepara em cada um de nós a gestação cósmica? O homem nasceu do primata. Que nascerá do homem?

A esta nova ideia duma história do universo é consagrada a primeira secção deste livro. Nela veremos como a observação do Cosmos nos conduziu à visão dum universo em expansão. À luz dos nossos conhecimentos do passado, interrogar-nos-emos sobre o futuro do universo. E veremos como a mais quotidiana das observações, a da escuridão da noite, nos leva às mais profundas reflexões.

Encadeando as evoluções química, nuclear e biológica é-nos actualmente possível reconstituir a odisseia do universo. No panteão hindu, Xiva é o responsável pelo universo. Numa mão tem a chama e na outra a música. São os dois pólos do cosmos. Na origem está o reino absoluto da chama: o universo encontra-se nos limites exteriores. Depois, nos séculos seguintes, o fogo baixa lentamente como a maré descendente. A matéria acorda e organiza-se: a chama dá lugar à música. Na segunda secção seguiremos, passo a passo, as fases deste nascimento.

Nos bastidores da evolução nota-se a actividade de personagens que têm um nome: tempo, espaço, matéria, força, energia, leis, acaso, etc. Devemos, em primeiro lugar, apresentá-los e defini-los, mas conhecemo-los muito mal. Cada progresso da física ensina-nos quanto a sua natureza nos escapa: «Nada se pode fazer de melhor do que delimitar algumas ilhas de clareza no meio da confusão.[1]Na terceira secção tratarei de algumas questões ligadas ao tempo cósmico, às noções de força e energia e à ligação subtil entre as leis e o acaso. Veremos aparecer nesse momento uma personagem tão discreta como essencial - o "alhures" engendrado pela expansão do universo. Sem o qual não estaríamos aqui a falar dele. Terminaremos tratando de três factos enigmáticos que parecem projectar sobre a natureza da matéria luzes bem estonteantes.

No final destas reflexões, sentiremos o nosso parentesco profundo com tudo o que existe no 1É uma citação de Baltasar Gracian por Vladimir Jankélévitch.

universo. O homem descende do primata, o primata descende da célula, a célula descende da molécula, a molécula descende do átomo e o átomo descende do quark. Fomos gerados na explosão inicial no coração das estrelas e na imensidade dos espaços siderais. Na mais pura tradição hinduísta [2], poderemos sinceramente dizer que a natureza é a família do homem. Os laços familiares ilustram-se pelas árvores genealógicas. Neste espírito, coloquei em apêndice a lista dos nomes dos nossos primitivos antepassados: partículas elementares, átomos, moléculas simples do espaço galáctico (Apêndice 3). Em seguida a estas gerações, as famílias multiplicam-se desmedidamente. Limitei-me a mencionar os membros mais influentes.

A evolução cósmica

Evolução nuclear: das partículas aos átomos.

No braseiro inicial.

No coração das estrelas.

Evolução química: dos átomos às moléculas.

No espaço interestelar.

No oceano terrestre primitivo.

Evolução biológica: das moléculas às células, às plantas e aos animais. No oceano e sobre os continentes.

Evolução antropológica.

Antes de terminar esta introdução, uma palavra de explicação do que pretendo ao longo de todo este livro. ; Cada secção é dividida em capítulos, cada capítulo em temas. Cada um dos temas versa um aspecto particular do objecto de cada capítulo. Segundo o nível de conhecimento do leitor, os diferentes temas parecer-lhe-ão mais ou menos difíceis. Alguns poderão ser omitidos, sem que a ideia geral se torne incompreensível. Para permitir ao leitor pouco iniciado retomar o ritmo dos conhecimentos, resumi no princípio de cada secção a trama na qual estes temas se inserem.

Para contar a história do mundo, tem de se recorrer a numerosos conhecimentos científicos. Fiz o possível para minimizar a aridez do discurso, eliminando o que me pareceu dispensável. Há, mesmo assim, noções impossíveis de ignorar. Incorporei-as num quadro que deve facilitar a sua compreensão. A minha linguagem será com frequência figurada. E talvez em algumas ocasiões o rigor perca com isso.

Os apêndices no fim do livro servirão para restabelecer e também desenvolver alguns pontos mais técnicos. O leitor já mais familiarizado com a linguagem científica poderá neles encontrar informações complementares. Incluí também um certo número de fotografias astronómicas que ilustram alguns pontos importantes da nossa história.

Desconfio do estilo. Resisti à tentação de limar a frase e fazer "literatura". Tomei o partido da ingenuidade. O universo ultrapassa-nos desmedidamente. E em todos os planos. Não devemos portanto fazer cerimónia. A aproximação mais frutuosa é por vezes a mais infantil - o que não quer dizer a mais acriançada... Com o mesmo espírito tomei o partido do antropomorfismo mais simplista. Porque estou convencido de que, de qualquer maneira, não escaparíamos a isso. Temos a lógica e a linguagem duma dada época: a nossa. Aos espíritos que vierem depois de nós pareceremos inevitavelmente ingénuos antropomorfos. Aceitemo-lo.

2Ler, por exemplo, Trois Voies de la Sagesse Asiatique, de Nancy Wilson Ross, Paris, Stock, 1966.

Primeira secção

O UNIVERSO TEM UMA HISTÓRIA

O nosso trabalho começa por uma exploração do mundo e um inventário dos objectos celestes. O espaço está povoado por estrelas semelhantes ao nosso sol. As estrelas que nos rodeiam estão agrupadas numa galáxia, a nossa, a que chamamos Via Láctea.

Existem no universo milhares de galáxias como a nossa, que se agrupam em enxames de galáxias, por sua vez agrupadas em superenxames. Esta estrutura hierárquica dos objectos é uma das características da arquitectura do universo. Encontrá-la-emos ao nível dos átomos e também ao nível dos organismos vivos.

No espaço, os superenxames parecem ser o último escalão da hierarquia. Sucedem-se incessantemente e formam uma espécie de conjunto sem limites, a que chamaremos o fluidouniverso.

É graças à luz que podemos observar o mundo. Esta luz não se propaga instantaneamente. Em alguns casos, precisa de milhões, mesmo milhares de milhões de anos para chegar até nós. Tal facto vai influenciar profundamente a nossa visão do mundo. Propiciar-nos-á a imagem do passado.

Revelam as observações que as galáxias se distanciam umas das outras. O fluido-universo é como um bolo que cresce no forno. E quais são as dimensões desse bolo? Poderá mesmo ser infinito...

O movimento de expansão continua desde há, talvez, quinze mil milhões de anos. É a idade do universo. Hoje sabemos também medir a idade das estrelas e dos átomos. As mais velhas estrelas e os mais velhos átomos têm igualmente cerca de quinze mil milhões de anos. E tudo isto forma um conjunto muito coerente.

A expansão começou por uma fulgurante explosão, na qual a matéria é levada a temperaturas e densidades extremas. Por meio do radiotelescópio conseguiram-se detectar os vestígios da luz ofuscante que acompanhou essa explosão. Dela existem ainda outros vestígios. Exactamente como a bomba N, ela também criou átomos de hélio, que são, por assim dizer, as cinzas desse enorme braseiro. Essa mesma explosão poderá ser a responsável pela ausência de antimatéria no nosso mundo.

Gostaríamos de poder ir ver o que havia antes da explosão inicial. Mas, para isso, seria necessário atravessar o Kmuro do tempo zero. Enormissimas dificuldades nos esperariam, tanto no plano da física como no plano da própria lógica.

É mais fácil falar do futuro. É possível que a expansão continue indefinidamente. Também é possível que daqui a algumas dezenas de biliões de anos ela pare e volte atrás. A expansão presente sucederia então um período de contracção e uma implosão final. A alternativa entre estas duas possibilidades depende da quantidade de matéria que se encontra no universo. Actualmente, temos razões para optar pela primeira possibilidade - expansão indefinida Mas algumas descobertas recentes poderão em breve possibilitar-nos a alternativa.

Mesmo em expansão indefinida, o universo não será, talvez, eterno. A matéria de que se compõem os nossos objectos desintegrar-se-á lentamente em luz. Felizmente, tal possibilidade encontra-se ainda muito distante.

Esta secção termina com a evocação duma questão particularmente importante em astronomia: «Porque é que a noite é escura?» A resposta continua ligada à expansão do universo.

1. A arquitectura do universo O mundo das estrelas

Estenda-se no solo, de noite, longe das luzes. Feche os olhos. Depois de alguns minutos, abra-os e repare nas estrelas. Terá uma vertigem. Colado à superfície do espaço, sentir-se-á no espaço. Saboreie por muito tempo esse encanto.

É aqui que começa a nossa exploração do universo que queremos fazer na companhia do leitor. Vamos olhá-lo com olhos novos. As verificações mais simples, as mais imediatas, aquelas a que não damos já a mínima atenção são, muitas vezes, as mais ricas de informação. Em primeiro lugar, há a noite. Metade do tempo é dia claro, na outra metade está escuro. É que habitamos muito perto duma estrela (o Sol) e muito longe das outras.

O Sol é uma estrela, igual a milhares de estrelas que podemos ver a olho nu, parecida com biliões de biliões de estrelas que os telescópios nos revelam. Mas, enquanto o Sol nos mostra um disco com uma luz muito viva, as outras estrelas aparecem-nos como pontos de fraca luminosidade. Não é que sejam mais pequenas ou menos brilhantes (algumas são cem vezes maiores e cem mil vezes mais brilhantes que o Sol), é que estão muito mais longe. Em astronomia, mede-se a distância conforme o tempo que a luz leva a percorrer essa distância. A luz atravessa o Atlântico num centésimo de segundo. Chega à Lua num segundo. Diz-se que a Lua se encontra a um segundo-luz. Atinge o Sol em oito minutos. Diz-se, portanto, que o Sol está a oito minutos-luz da Terra. No céu nocturno não há nenhuma estrela a menos de três anos-luz, ou seja, a trinta biliões de quilómetros (3x10 elevado a 13).[3]

Sírio encontra-se a oito anos-luz, Vega a vinte e dois anos-luz, as três estrelas da cintura de Oríon (os Três Reis Magos) estão a mil e quinhentos anos-luz. Tais são, em geral, as distâncias entre as estrelas. Mas o diâmetro do nosso Sol não vai além de dois segundos-luz e o diâmetro das maiores estrelas não excede os vinte anos-luz. O céu está, pois, praticamente vazio. As estrelas não têm nenhuma possibilidade de chocar. No vasto espaço entre as estrelas tudo é escuro e faz muito frio. No interior das estrelas há muito calor. Entre estes domínios inabitáveis existe uma minúscula zona hospitaleira. A vida humana não teve a possibilidade de aparecer e desenvolver-se senão nesta pequena zona privilegiada onde, ao ritmo da rotação terrestre, alternam o dia e a noite. Se não houvesse "o dia e a noite" nós não existiríamos para discutir este problema. Mas, de facto, porque é que a noite é escura? As estrelas estão longe, certamente, mas há muitas estrelas. Porque é que o seu número não compensa a sua distância? Este problema pode parecer sem interesse. Mas, pelo contrário, trata-se de um dos problemas mais fecundos que podemos enfrentar. - Por enquanto deixemo-lo em reserva. Voltaremos a tratá-lo abundantemente.

3A medida das distâncias em astronomia. Para explorar e sondar o nosso mundo, devemos em primeiro lugar aprender a medir as distâncias. No céu vejo estrelas mais ou menos brilhantes. Não posso saber, à primeira vista, se uma estrela me parece mais brilhante que outra por o ser de facto, ou por estar mais próxima de mim. Da mesma maneira, de noite, uma única luz que se dirija para mim na estrada, tanto poderá provir duma bicicleta a pequena distância como duma

motocicleta mais distante. Enquanto não tiver identificado o objecto, não posso conhecer a sua distância. A arte de medir distâncias é, portanto, a arte de reconhecer a natureza e a potência luminosa próprias dos objectos que se observam. A luz deve conter informações que nos permitam identificá-la. Em alguns casos basta a cor. Sabe-se hoje que tal tipo de estrelas azuis é cem mil vezes mais brilhante do que o nosso Sol. Noutros casos utilizar-se-á o facto de algumas estrelas serem variáveis: a sua intensidade cresce e decresce ao longo dum ciclo de período bem determinado. Quanto maior for o ciclo, tanto mais brilhará a estrela. Da mesma maneira, o facto de algumas estrelas morrerem numa fulgurante explosão permitenos atirar a nossa sonda ainda mais longe. Durante alguns dias, elas atingem cem milhões de vezes o clarão do Sol. Quase nos confins do universo continuam ainda visíveis ... À partida deve-se naturalmente «calibrar» as velas-padrão, isto é, conhecer a luminosidade própria. As técnicas são múltiplas e complexas. Descrevê-las levar-nos-ia muito longe.

Retomemos a nossa observação. Notemos que as estrelas não estão distribuídas uniformemente no espaço celeste.

Estão mais concentradas ao longo de uma zona branca. No Verão, esta zona, como um arco, passa por cima das nossas cabeças. É a Via Láctea. A olho nu não distinguimos individualmente as estrelas da Via Láctea, da mesma maneira que não distinguimos as folhas das árvores duma floresta distante. A mancha clara no céu é uma sementeira de estrelas, a milhares de anos-luz. O conjunto destas estrelas (onde se situa o nosso Sol) forma aquilo a que se chama galáxia: a nossa galáxia (a palavra grega galatos quer dizer leite) é constituída por mais de mil milhões de estrelas dispersas num conjunto com a forma de um disco.

O diâmetro deste disco é de cem mil anos-luz e a sua espessura é de cinco mil anos-luz. O nosso Sol encontra-se situado a dois terços da distância entre o eixo do disco e o seu bordo exterior. Quando o nosso olhar se dirige para a Via Láctea vemos o disco de través. De onde resulta parecer-se com um grande arco estreito, por cima das nossas cabeças.

Todas as estrelas da nossa galáxia giram à volta do eixo do disco. O Sol faz uma volta completa em dois milhões de anos, aproximadamente: um ano-galáctico. E há um ano-galáctico a Terra era povoada por dinossauros.

O mundo das galáxias

No céu, visto a olho nu, não existem somente estrelas, também existem nebulosas. Chama-se nebulosa a todas as zonas luminosas muito extensas. Numa noite de Verão, pode ver-se perto do quadrado de Pégaso a nebulosa de Andrómeda. A sua existência é mencionada pela primeira vez, que se saiba, pelo astrónomo árabe Al-Sufi, em 964. E existe também, um pouco por baixo dos Três Reis Magos, a grande nebulosa de Oríon, na constelação do mesmo nome. Mas as nebulosas mais espectaculares, vistas a olho nu, são as duas Nuvens de Magalhães observadas por este explorador aquando da sua primeira viagem no hemisfério sul.

Algumas destas nebulosas são amálgamas de gases situados na nossa galáxia. É o caso da nebulosa de Oríon, por exemplo. Mas as Nuvens de Magalhães (situadas a trezentos mil anosluz), e a nebulosa de Andrómeda, a dois milhões de anos-luz, encontram-se fora da nossa galáxia. Constituídas por muitos milhões de estrelas, são galáxias como a nossa Via Láctea. Já no século XVIII, Kant suspeitava da existência destes mundos exteriores, a que chamava "universos-ilhas", mas foi preciso esperar até 1920 para que esta tese ficasse definitivamente estabelecida. Na actualidade os telescópios mostram-nos galáxias aos milhões... As distâncias médias entre cada uma são de cerca de um milhão de anos-luz. Estas distâncias não são muito maiores que os diâmetros das galáxias (cem mil anos-luz). Por consequência, o céu das galáxias não é tão "vazio" como o das estrelas. As colisões das galáxias não são raríssimas. As passagens muito perto arrancam pedaços de matéria gasosa que depois projectam no espaço extragaláctico. É desta maneira que actualmente existe uma ponte de matéria entre a grande Nuvem de Magalhães e a nossa Via Láctea. Foi provavelmente produzida quando, há cerca de duzentos milhões de anos, as duas galáxias se encontravam muito perto uma da outra.

Um universo hierarquizado

De átomos em moléculas, de estrelas em galáxias, de enxames em superenxames, o nosso universo é construído de modo hierárquico. Os seres semelhantes juntam-se para formar novos seres, a um nível superior. Esta hierarquia estende-se do infinitamente pequeno ao infinitamente grande.

O homem pré-científico julgava-se colocado no centro do mundo. Mas nós já sabemos que, pelo menos geograficamente, a verdade é muito diferente. Explorando os diversos planos e estruturas do universo, vamos, então, procurar situar-nos.

Desde Copérnico, sabemos que a Terra não é o centro do universo, nem mesmo o centro do nosso sistema solar.

Somos um planeta vulgar, que gira, como os outros planetas, à volta do Sol. E o nosso glorioso Sol é uma banal estrela situada em qualquer parte, nos subúrbios da Via Láctea.

Quando observaram a posição das galáxias fora da nossa, os astrónomos descobriram que elas não estão distribuídas ao acaso no céu. Se se pergunta «Onde teremos mais possibilidade de encontrar uma galáxia?», a resposta será: «Perto de outra galáxia.» E «Onde teremos mais facilidade de encontrar uma terceira?» «Perto das duas primeiras.» Por outras palavras, as galáxias têm tendência a formar grupos, como as abelhas ou como as estrelas. Na escala hierárquica, um grupo de estrelas forma uma galáxia e um grupo de galáxias forma um enxame de galáxias.

A nossa Via Láctea faz parte do que se pode chamar o "enxame local". Este é constituído por uma vintena de galáxias vizinhas da nossa, num raio de cerca de cinco milhões de anos-luz. Andrómeda e as duas Nuvens de Magalhães fazem parte deste enxame. Aqui, não estamos muito mal colocados. A nossa Via Láctea é uma das maiores galáxias do enxame local.

Os enxames de galáxias organizam-se numa unidade superior? Parece-nos que sim. Fala-se então de superenxames. E o nosso enxame local fará parte do superenxame da Virgem. Um superenxame reúne muitos milhões de galáxias num volume em que as dimensões se medem em dezenas de milhões de anos-luz. A zona central dos superenxames é geralmente ocupada por uma galáxia monstruosa, cuja massa equivale à de várias centenas de galáxias normais. Manifesta uma actividade extraordinariamente potente e distingue-se por grande quantidade de propriedades insólitas. Temos todas as razões para pensar que as outras giram à sua volta, como os planetas em torno do Sol, ou as estrelas à volta do eixo da Via Láctea. Existe no entanto uma diferença: as órbitas planetárias são estáveis, a Terra nunca cairá no Sol; inversamente, em largas espirais, as galáxias do superenxame aproximam-se lentamente do centro. [Devido à sua proximidade e às forças de atracção que elas exercem sobre as suas vizinhas, as galáxias perturbam constantemente os seus cursos mútuos.] As galáxias são irresistivelmente atraídas pelo monstro canibal que as devora. Alguns astrofísicos pretendem mesmo que esse monstro as oferece como alimento a um "buraco negro" que alberga no seu seio. O nosso superenxame possui a sua galáxia canibal. Tem o nome de Messier 87. Será ali, nas contracções do buraco negro, que a nossa galáxia irá terminar os seus dias? [Neste caso impõe-se a prudência. Tais observações e especulações derivam de estudos muito recentes. A crítica dos profissionais elimina regularmente uma boa parte das novas teorias. É sempre prudente esperar algum tempo antes de adoptar uma tese audaciosa. Irá, então, esta teoria durar por muito tempo? Um caso a ver...]

O universo: um fluido sem limites

Em última escala, o universo é um vasto fluido de que as galáxias, os enxames e os superenxames são os elementos.

As estrelas juntam-se em galáxias, as galáxias em enxames e os enxames em superenxames. E depois? Haverá super-superenxames? Neste caso estuda-se o problema fazendo estatísticas das posições das galáxias, umas em relação às outras. Tenta-se ver se os superenxames têm tendência para se avizinhar de outros superenxames. Parece no entanto que não. Tudo se passa como se, quando se encontram a mais de sessenta milhões de anos-luz, as galáxias se ignorassem umas às outras. Esta dimensão é exactamente comparável à dos superenxames. Não há portanto, segundo parece, super-superenxames.

Até aos limites de observação no universo, a cerca de quinze mil milhões de anos-luz, os superenxames sucedem-se interminavelmente. São como os elementos dum fluido que seria o universo, da mesma maneira que as moléculas de água são os elementos do fluido oceânico.

Olhar ao "longe" é olhar "cedo"

Não é possível obter uma fotografia "instantânea" do universo.

Sabemos hoje que, como o som, a luz se propaga a uma velocidade bem determinada. Em 1675, estudando o movimento dos satélites de Júpiter, o astrónomo dinamarquês Rõmer pôs em evidência alguns comportamentos bizarros, comportamentos que se explicam se se admitir que a luz precisa de algumas dezenas de minutos para chegar até nós, vinda de Júpiter. Isso equivale a uma velocidade de cerca de trezentos mil quilómetros por segundo, um milhão de vezes mais rápida que o som. Deve-se portanto reconhecer que, para falar das dimensões de que nos ocupamos agora, esta velocidade deve ser considerada fraca. À escala astronómica, a luz progride a passo de tartaruga. As notícias que nos traz já não são frescas!

Para nós é, no entanto, uma vantagem. Encontrámos a maneira de recuar no tempo! Olhando para "longe" olhamos "cedo". A nebulosa de Oríon aparece-nos tal como era no fim do Império Romano e a galáxia de Andrómeda exactamente como era no momento em que os primeiros homens apareceram na Terra, há cerca de dois milhões de anos. Inversamente, hipotéticos habitantes de Andrómeda, munidos de potentes telescópios, poderiam ver hoje o aparecimento dos homens no nosso planeta...

Os objectos mais distantes visíveis no telescópio são os quasares. São, de facto, galáxias, mas galáxias especiais. O seu núcleo emite uma quantidade fantástica de energia. Tanta como dez mil vezes a emitida pela nossa galáxia. Este núcleo aparece, de longe, como uma fonte pontual, como uma estrela. De onde o nome de quasi-star ou quasar. Alguns quasares estão situados a doze mil milhões de anos-luz. A sua luz, quando nos atinge, viajou durante oitenta por cento da idade do universo... É a juventude do mundo que a sua luz nos permite ver no fim desta inacreditável viagem.

Nestas condições, torna-se naturalmente impossível uma fotografia instantânea do universo. Um instantâneo, em linguagem fotográfica, é uma vista que fixa uma paisagem num instante preciso da sua duração. Neste caso estamos como no cimo da montanha do tempo. Na nossa visão do mundo, o ponto mais avançado no tempo é aquele em que nos encontramos. A toda a nossa volta, o nosso olhar perde-se no passado.

2. Um universo em expansão

Um universo que cria o seu próprio espaço

O nosso universo estende-se exactamente como cresce um bolo no forno e num espaço que ele mesmo gera.

Se paramos numa estrada, quando os outros carros deslizam a grande velocidade, nota-se que o ruído do motor, agudo antes da passagem do carro, se torna grave depois da passagem. É que, no primeiro caso, ele aproxima-se, enquanto no segundo caso ele afasta-se. Da mesma maneira, a frequência da luz emitida por um objecto muda segundo o seu movimento em relação a um observador. Torna-se mais aguda, portanto comparativamente mais azul, se o objecto se aproxima, torna-se mais grave, portanto mais vermelha, se ele se distancia. Em termos técnicos, a isso chama-se efeito Doppler. Graças a este efeito, pode-se saber se os objectos celestes se aproximam ou se se distanciam de nós e pode-se medir esta velocidade com grande precisão. A operação faz-se hoje, normalmente, em numerosos observatórios.

As primeiras medidas da velocidade das galáxias foram realizadas em 1920. Em 1924, o astrónomo americano Hubble publicou resultados espantosos. Em quarenta e uma galáxias observadas, trinta e seis distanciavam-se, enquanto somente cinco se aproximavam. Em 1929, tendo estudado um maior número de casos, Edwin Hubble mostrou que quase todas as galáxias se distanciam de nós. As únicas que se aproximam, como Andrómeda, fazem parte do amálgama local. A partir de certa distância, todas fogem e, facto único, fogem tanto mais depressa quanto mais distantes se encontram. Isso quererá dizer que somos o centro do mundo? Hipótese agradável, depois de tantas decepções que recolhemos deste Copérnico. Mas, apesar disso, há que perder o nosso orgulho. Imaginemos que metíamos no forno um bolo. A massa cresce. Todas as passas de uva que o guarnecem se distanciam umas das outras. Observando o movimento das suas colegas, cada passa de uva notará que quanto mais distantes maior a sua velocidade. Cada galáxia, como cada passa de uva, tem a ilusão de se julgar o centro do mundo. Actualmente possuímos grande quantidade de dados sobre a distância e a velocidade das galáxias. A proporcionalidade entre a distância e a velocidade com que se afastam pode verificarse com alta precisão para velocidades até sessenta mil quilómetros por segundo (quer dizer, vinte por cento da velocidade da luz). Se eu observar para cima, para baixo, à esquerda ou à direita, o movimento de expansão faz-se à mesma velocidade (movimento isótropo). Comparando todas as direcções, esta isotropia das velocidades de recessão foi verificada com erro inferior a um milésimo. E disso resultou a imagem dum universo em expansão. Apoiando-se na teoria da relatividade geral de Einstein, os observadores desenvolveram esta imagem numa teoria coerente. Fala-se da teoria da expansão universal, da explosão inicial ou, em americano, do Big Bang. Actualmente esta teoria recebe a aprovação da maioria. É que foram feitas outras observações que provaram a seu favor. Enumerá-las-ei ao longo deste capítulo. Eis uma delas. Se o universo está em expansão, no passado devia estar mais condensado. Para se olhar para o passado basta, como já se disse, olhar para longe. Observa-se efectivamente que o número de galáxias e de quasares num dado volume é tanto mais elevado quanto mais distante se olha... Seria quase impossível compreender este dado se o universo não estivesse em expansão. (O especialista acrescentará e com razão que se deve ter em conta a evolução das galáxias. A argumentação continua qualitativamente válida mesmo quando se tem isso em conta.) Depois de uma conferência, um auditor perguntou-me: «A expansão universal é verdade, ou pura especulação?» É preciso compreender que entre estes dois pólos extremos existe toda uma gama de grandes possibilidades. Uma teoria pode ser plausível, provável, muito provável, quase certa, etc. A expansão universal, pode-se dizer actualmente, é quase certa. [Nesta óptica, é importante que, em face de qualquer observação, todas as possibilidades de interpretação estejam presentes, que diferentes teorias rivais sejam formuladas e defendidas. Em ciência, como em outras coisas, a inércia intelectual, a moda, o peso das instituições e o autoritarismo são sempre para temer. As heresias têm sempre um papel essencial. Mantêm os espíritos em estado de alerta. Mas ao mesmo tempo convém manifestar um pouco de conservantismo. É imprudente voltar atrás quando aparece uma pequena dificuldade encontrada na teoria. O cientista sente-se um pouco no papel de apostador. Diante dele apresenta-se um certo número de teorias rivais. Medindo méritos e defeitos, ele aposta numa de entre elas. Aposta que nunca é definitiva. À luz de novas observações ou de novos cálculos, pode ter de rever a sua escolha.]

O universo será infinito?

Toda a esperança de certezas a este respeito é anulada por um horizonte intransponível. Apesar disso, supomos que a resposta é sim.

Não é fácil representar pela imaginação a expansão do universo. Um balão que enchem de gás estende-se no espaço livre que o rodeia. Mas o universo compreende tudo o que existe. Para onde é que ele pode estender-se? Se a imaginação perde o pé, a inteligência lógica sente-se muito à vontade. Temos todas as ferramentas matemáticas necessárias ao estudo dum fluido infinito, em expansão ou em contracção. A existência de fronteiras ou de limites seria neste caso uma dificuldade...

Encontramo-nos numa situação análoga em relação à geometria de quatro dimensões. Para a imaginação é um quebra-cabeças sem solução. Para ilustrar as três dimensões tradicionais, dispomos convenientemente do polegar, do indicador e do médio. Mas como diabo se pode orientar o quarto dedo? Apesar disso, os problemas de geometria são tão fáceis de resolver matematicamente a quatro, cinco ou mesmo a sessenta e quatro dimensões, como a uma, duas ou três... De facto, a ideia de uma fronteira colocaria a imaginação mais à vontade? Os Gregos já discutiam entre eles este problema. Alguns pretendiam que o universo era rodeado por um muro, mas outros respondiam: «E se eu subir acima do muro e atirar uma seta, aonde é que ela vai?»

Interroguemos então a observação astronómica sobre a dimensão do universo. Por um infeliz concurso de circunstâncias, não obteremos praticamente nenhuma resposta. Por quê? Porque existe um horizonte universal, além do qual nada mais se pode ver. Já o dissemos antes, as galáxias distantes deslocam-se rapidamente. Alguns quasares, situados a doze mil milhões de anos-luz, deslocam-se, em relação à Terra, a oitenta por cento da velocidade da luz. Com a ajuda de telescópios cada vez mais potentes, poderiam ver-se objectos deslizando a noventa, noventa e cinco e noventa e nove por cento da velocidade da luz. Ora um raio luminoso emitido por um núcleo que se desloca tão depressa perde praticamente toda a sua energia. Esgota-se como o corredor que corra sobre um tapete rolante a contramovimento. Não se podem obter mais informações nem imagens com esta luz. Resultado: além de certa distância, nada mais se "vê". E a construção de melhores telescópios nada alterará. Não se trata dum problema técnico, mas dum problema de física. Pode-se portanto falar de um horizonte: o horizonte universal ou cosmológico, que se situará a cerca de quinze mil milhões de anos-luz.

Imaginemos que Robinson Crusoé, perturbado pelo naufrágio, arriba a uma ilha completamente amnésico. O mar, a toda a sua volta, estende-se até ao horizonte. A curvatura da Terra impede-o de ver mais longe. Ei-lo a interrogar-se acerca da imensidade do oceano. Até onde é que vai? Que existe depois dele? Pode pensar que o oceano termina no horizonte, mas esta resposta corre o risco de o incomodar porque pressupõe que ele se encontra no centro do oceano, mas também pressupõe que aquilo que ele não consegue ver não existe. Atitude duplamente egocêntrica. Depois de alguma reflexão ele aceitará que o oceano é maior que o círculo delimitado pelo seu olhar. E que, por que não?, pode até ser infinito. E Robinson ficará na dúvida.

Vamos tomar uma atitude parecida. As nossas observações não são incompativeis com um universo infinito. Globalmente, a imaginação perde-se. Mas não localmente. Tomemos duas galáxias ao acaso. Tudo o que se afirma é que elas se distanciam uma da outra. A distância que as separa terá duplicado em quinze mil milhões de anos-luz. Matematicamente, o problema dum fluido infinito em expansão não causa nenhuma dificuldade. [Voltaremos a este assunto. Antes, necessitaremos de introduzir as noções de universo fechado e aberto.] Os objectos à nossa escala caracterizam-se pelo espaço que ocupam e pela duração temporal em que se inserem. O seu volume vai daqui até ali e a sua vida estende-se de um momento a outro momento. Mas, falando do universo, não se pode dizer que ele ocupa o espaço e que ele se insere no tempo. Da mesma maneira que a matéria, estas dimensões é que estão incluídas no universo. Pareceria mais apropriado dizer que o universo cria ele mesmo o espaço e o tempo no qual ele se estende e perdura. Mas, confessemo-lo, neste ponto estamos no limite da compreensão do real.

A idade do universo

As galáxias, as estrelas e os átomos dizem-nos que o universo nasceu há cerca de quinze mil milhões de anos.

Conhecem-se hoje três métodos diferentes e independentes de medir a idade do universo. Todos dão aproximadamente a mesma idade.

Segundo o movimento das galáxias O primeiro método baseia-se no movimento das galáxias. Mais exactamente, no facto de a sua velocidade ser proporcional à sua distância. Isto quer dizer que uma galáxia duas vezes mais distante de nós que uma outra se distancia duas vezes mais rapidamente que essa outra. Para ilustrar esta situação, imaginemos uma grande esplanada na qual circulem várias viaturas. Do nosso ponto de observação, situado em qualquer parte da esplanada, constatamos que todas as viaturas se distanciam de nós de maneira muito particular. As que se deslocam a cem metros por hora encontram-se agora a cem metros de nós, aquelas que se deslocam a cinquenta metros por hora estão a cinquenta metros de nós, etc. Concluiremos facilmente que, se a sua velocidade não mudou, é porque partiram juntas há exactamente uma hora. Aquelas que se encontram mais longe são, simplesmente, as que andaram mais depressa. Apliquemos então este método no caso das galáxias. Recuemos no tempo até ao momento em que a sua matéria se sobrepunha. Este instante "zero", que se pode chamar o "começo do universo", situa-se entre quinze e vinte mil milhões de anos no tempo passado. Quando, num outro capítulo, nos referirmos à história do universo, este "tempo zero" servirá de ponto de partida no nosso relógio cósmico.

Este método é por força bastante aproximativo. Vale como uma indicação. Dá aquilo a que os cientistas chamam uma ordem de grandeza. Isto quer dizer, mais ou menos, que é grande a probabilidade de a idade real não ser muito diferente daquela que este método propõe.

A idade das mais velhas estrelas

Pode medir-se a idade do universo pela das mais velhas estrelas. Este método pressupõe que as primeiras estrelas se formaram pouco tempo depois do nascimento do mundo. Segundo os nossos conhecimentos actuais, esta hipótese é aceitável. E como é que se pode medir a idade das estrelas? Simplesmente porque, como tudo na vida, elas têm problemas de energia. As estrelas aquecem-se com energia nuclear. Obtêm a sua luz queimando os carburantes nucleares que contêm. De começo queimam os átomos de hidrogénio, transformando-os em átomos de hélio. Em seguida transformam estes átomos de hélio em átomos mais pesados. Assim, a vida das estrelas dura o mesmo tempo que dura a sua reserva de carburantes nucleares. Quando atingem o fundo dos reservatórios, a sua estrutura fica muito alterada. Morrem.

As estrelas não têm todas a mesma duração. As de maior massa são também as mais brilhantes e mais breves. "Queimam a vela pelos dois lados". Extinguem-se depois de alguns milhões de anos somente. Em escala astronómica, não passam de fogos de palha. As mais leves, pelo contrário, vivem de modo mais parcimonioso. Uma estrela como o Sol, por exemplo, pode brilhar por muitos milhões de anos. As estrelas ainda mais pequenas têm vida que pode aproximar-se do bilião de anos.

Note-se que as estrelas nascem em grupo. Diz-se então que é um enxame de estrelas. Nele encontram-se estrelas das maiores às menores, nascidas no momento da formação do enxame. Uma a uma, as mais brilhantes esgotam-se e desaparecem. A idade do enxame está portanto inscrita, a todo o momento, nas distribuições das massas estelares que ele abriga. Terá uma duração de vida igual à da maior sobrevivente.

Na nossa galáxia encontram-se enxames de idades variadas, que vão até catorze ou dezasseis mil milhões de anos. Estes velhos enxames são formados por estrelas ditas de primeira geração, nascidas provavelmente no princípio da vida da nossa galáxia. Têm portanto a sua idade. Dispomos assim dum método para calcular a idade das galáxias que, aplicado às nossas vizinhas, nos dá o mesmo valor: cerca de quinze mil milhões de anos. Na teoria da expansão universal, as galáxias aparecem demasiado cedo. "Cedo", neste caso, quer dizer menos de mil milhões de anos depois da explosão inicial. A idade calculada para as galáxias é compatível com o cenário.

A idade dos mais velhos átomos

Como se pode determinar a idade dos átomos? Utilizando o facto de alguns átomos não serem estáveis. Duram algum tempo e depois transformam-se em outros átomos. O exemplo mais conhecido é o do carbono-14. A sua vida média é de cerca de seis mil anos. Devo esclarecer o sentido da expressão "vida média". Tomemos mil átomos de carbono-14. Esperemos. Depois de seis mil anos ficam quinhentos. Depois de doze mil anos ficam duzentos e cinquenta. Depois de dezoito mil anos, ficarão cento e vinte e cinco, etc. Como melhor definição pode dizer-se que a vida média é o tempo necessário para que o número de sobreviventes se reduza a metade. Os arqueólogos utilizam esta propriedade para datar as múmias encontradas no fundo das pirâmides.

Conhecem-se actualmente mais de mil átomos instáveis. Alguns têm vidas médias que se medem em milionésimos de segundo enquanto outros duram milhões de anos. E são estes últimos que vão ocupar agora a nossa atenção. Com eles vamos datar, não as múmias, mas o universo. Já toda a gente ouviu falar do urânio. Num reactor, o núcleo deste átomo termina a sua existência de maneira muito espectacular. Rebenta em muitos pedaços, libertando muita energia. O urânio é disposto em barras que se metem na água. A água aquece e põe em acção turbinas geradoras de electricidade. Numa bomba esta mesma energia devasta um país.

Há dois isótopos do urânio que nos interessam neste caso: o urânio-235 e o urânio-238, que têm vidas médias iguais a mil milhões e seis mil milhões de anos, respectivamente. Na Terra há actualmente cento e trinta e sete vezes mais urânio-238 do que urânio-235. Visto que o urânio-235 desaparece mais depressa do que o urânio-238, aquela proporção não é constante. No tempo dos dinossauros era de cento e dez. Quando do nascimento da Terra, o seu número era de três. Os núcleos de urânio, como todos os núcleos pesados, foram gerados no seio das estrelas. Ao longo de milhões de anos de vida da nossa galáxia produziram-se ou desintegraram-se muitos núcleos de urânio. A abundância relativa dos dois isótopos pode servir como uma ampulheta cósmica. Ela regista a passagem do tempo.

Há vários outros núcleos de vida longa. O tório-232 (vinte mil milhões de anos), o rénio-187 (cinquenta mil milhões de anos), o samário-132 (sessenta mil milhões). Utilizando as quantidades destes núcleos de modo coerente, chega-se a constituir uma boa cronologia dos acontecimentos passados. É assim que se pode datar por meio de amostras de pedra o nascimento da Terra, da Lua e dos meteoritos. Encontra-se, com o ferro inferior a dois por cento, a idade de quatro mil e seiscentos milhões de anos. É esta idade que se atribui, por extensão, a todo o sistema solar. Consegue-se também avaliar a idade dos mais velhos átomos radioactivos. No momento em que nasceu o sistema solar, eles teriam entre cinco e doze mil milhões de anos. Estes átomos têm portanto entre dez e dezassete mil milhões de anos.

Os três métodos (movimento das galáxias, idade das mais velhas estrelas, idade dos mais velhos átomos) fornecem dados que concordam duma maneira muito impressionante. Contudo, as ampulhetas são muito diferentes e em absoluto independentes umas das outras. Decerto, esta concordância não prova de maneira concludente que o universo nasceu nessa data. Alguns viram nisso uma coincidência, mas mais nada. Mas outros autores, porém, encontraram algumas explicações mais sofisticadas. Seguindo a nossa atitude de ingenuidade, não deixaremos de ver nisto uma presunção suplementar a favor do Big Bang.

Um clarão fóssil

A luminosidade gerada pela explosão inicial espalhou-se nos espaços extragalácticos. A expansão transformou-a numa luz pálida e fraca.

As grandes descobertas foram feitas devido ao acaso. Os astrónomos americanos Penzias e Wilson, nos comandos de um radiotelescópio, procuravam melhorar a comunicação com os satélites em órbita terrestre. Descobriram a existência de uma "luz" nova que ocupa todo o espaço do universo. Estrelas, galáxias, amálgamas e superamálgamas banham-se nessa radiação. É constituída por uma população de cerca de quatrocentos fotões (ou grãos de luz) por centímetro cúbico (A 1). Esta luz é muito fria Pois a sua temperatura é de três graus absolutos, isto é, duzentos e setenta graus abaixo da temperatura da água gelada.

Ora acontece que a existência desta radiação tinha já sido prevista trinta anos antes da descoberta de Penzias e Wilson por um astrofísico genial, de nome George Gamow.

Convencido da realidade da expansão, Gamow e, ao mesmo tempo, o astrónomo russo Friedman e o frade belga Lemaitre tentaram, com a ajuda da física, recuar no curso do tempo. Exactamente como os exploradores recuam no curso de um rio em direcção à sua origem. São eles os descobridores do Big Bang, como Jacques Cartier descobriu o Canadá... Neste caso, um guia indispensável: Albert Einstein. Nestes estranhos reinos, Isaac Newton não basta.

Vamos com os nossos exploradores. Recuando no curso do tempo, veremos as galáxias aproximarem-se umas das outras. Por consequência, a densidade média do universo aumenta. De acordo com as leis da física, a temperatura também aumenta. O passado é denso e quente.

Com o acréscimo da temperatura, a luz aumenta igualmente. A matéria atrai a matéria, disse Newton. Einstein vai mais longe: tudo atrai tudo. O "tudo" compreende também o movimento: quanto mais veloz é um corpo mais ele atrai e mais ele é atraído. O "tudo" compreende ainda os corpos que não têm massa, como os fotões. A matéria atrai a luz. A luz atrai a matéria. A luz atrai a luz!...

Actualmente, o universo é dominado pela matéria, quer dizer, pelos átomos, as estrelas e as galáxias. A luz não tem muita energia. A sua contribuição para a atracção universal é mil vezes mais fraca que a dos átomos. Remontando ao passado, a situação inverte-se. Quando o universo era mil milhões de vezes mais denso que actualmente, a energia luminosa tomava o comando e governava inteiramente a situação. É neste ponto que nós deixamos Newton para acolher Einstein. Durante o primeiro milhão de anos da sua existência, o universo é dominado pela luz. Isto passa-se muito antes do nascimento das estrelas e das galáxias.

Esta luz originária existe sempre, tinha predito Gamow. Com o tempo, no entanto, tornou-se anémica. A expansão reduziu-a ao estado de pálida claridade. Não é com um telescópio óptico, mas sim com um radiotelescópio, que se deve procurá-la. A pedra de toque duma boa teoria é fazer predições, submeter-se a provas e passá-las com êxito. Gamow tinha previsto a radiação fóssil. Apesar disso, foi por acaso que Penzias e Wilson a descobriram, trinta anos mais tarde. A previsão foi esquecida. Porquê?

Deve-se dizer que durante anos, a teoria da expansão universal não teve cotação. Quando eu estudava nos Estados Unidos, cerca do ano de 1960, não se falava nela. Cheirava a enxofre. Por causa das suas ressonâncias bíblicas?

Em termos claros, a descoberta da radiação fóssil ensina-nos que a expansão universal vem continuando desde um estado inicial pelo menos mil milhões de vezes mais concentrado e mil vezes mais quente que o estado presente. No curso das idades, esta radiação arrefeceu ao ritmo da expansão. A sua temperatura diminui lenta mas inexoravelmente.

A passagem da opacidade à transparência Durante o primeiro milhão de anos da sua existência, o universo, muito denso, era opaco. A luz emitida nestas épocas foi imediatamente reabsorvida e não teve nenhuma possibilidade de chegar até nós. Esta opacidade limita a nossa visão e tira-nos toda a esperança de ver a origem do universo (A 7). Mas a radiação fóssil foi emitida no momento da passagem da opacidade à transparência. É composta pelos mais velhos fotões do mundo...

Que sentido se deve dar às palavras "transparência do universo"? O vidro é transparente porque a luz passa através e volta a sair para o exterior. O universo-é transparente para onde? Eu saio de casa à noite e ilumino o céu com uma lâmpada de algibeira. Envio para o espaço milhares de brancos. Qual é o seu futuro? Uma fracção ínfima será absorvida pelo ar. Uma fracção mais fraca ainda será interceptada pelas superfícies estelares e planetárias. A maioria caminhará interminavelmente. Dentro de alguns milhares de anos, eles emergirão da nossa galáxia; dentro de alguns milhões de anos, sairão do nosso superenxame (a Virgem). Peregrinarão num mundo sempre vazio, sempre frio. O universo é transparente em direcção ao futuro.

As cinzas da explosão inicial

Os átomos de hélio dos nossos balões, assim como os átomos de hidrogénio pesado, são os mais velhos átomos do mundo; são as cinzas do grande braseiro original. Testemunham, para nós, temperaturas de milhões de graus que reinaram nos primeiros segundos do universo.

A matéria que nos rodeia e que nos constitui é feita de cerca de oitenta elementos químicos. Estes elementos, sempre os mesmos, podemos encontrá-los até nos limites do universo observável (A 3). Numericamente, o hidrogénio domina de longe. Noventa por cento dos átomos são de hidrogénio. O hélio vem em segundo lugar, com oito ou nove por cento. O conjunto dos outros elementos dividem entre si a percentagem que fica...

Chama-se "núcleo-síntese", ou "evolução nuclear", a ciência da origem dos elementos químicos. A sua finalidade é explicar, por exemplo, porque é que a nebulosa de Oríon contém duas vezes mais oxigénio do que carbono e porque é que algumas galáxias são muito menos ricas em ferro do que a nossa. De onde vêm os elementos químicos? A maioria nasce no coração das estrelas. Mas existem algumas excepções notáveis. Em particular, o hidrogénio e o hélio. A teoria da expansão universal prevê temperaturas cada vez mais elevadas à medida que voltamos ao passado. Acima de certo ponto, a matéria adopta um comportamento novo. Nota-se o aparecimento de "reacções nucleares". Núcleos de átomos entram em colisão. Outras vezes, eles aliam-se para formar novos núcleos pesados, com libertação de energia, geralmente na forma luminosa.

Quanto mais elevada for a temperatura, mais colisões se dão e mais violentas são as reacções. Nos grandes calores dos primeiros instantes, as colisões multiplicavam-se sem limite. Toda a matéria rebentou como uma bomba H.

Alguns minutos depois, a temperatura terá baixado suficientemente para que o fogo nuclear se extinguisse.

A teoria prevê que neste caldo, inicialmente composto de protões e neutrões (que; mais tarde, se tornarão átomos de hidrogénio), se encontra actualmente dez por cento de núcleos de hélio (os quais se tornarão átomos de hélio) para noventa por cento de hidrogénio (A 4). Quer dizer que é, mais ou menos, o que se observa actualmente no universo... Mais um ponto a favor da teoria da expansão universal...

Poderemos estar certos de que o hélio nasceu logo no começo do universo? As estrelas, como o Sol, produzem hélio continuamente. Para que é preciso recorrer a uma origem tão antiga? Podem-se dar duas respostas. A primeira é que o total de hélio produzido por todas as estrelas de todas as galáxias é muito inferior à quantidade de hélio observada. Pode-se fazer o cálculo: obtém-se, mais ou menos, um átomo de hélio para cem átomos de hidrogénio (em vez de dez por cento). Existem incertezas, mas torna-se difícil pensar que elas possam explicar a diferença. Admite-se actualmente que nove átomos de hélio em dez vêm do Big Bang inicial. Só o décimo foi produzido pelas estrelas.

Além disso, nota-se que os elementos mais pesados (nascidos nas estrelas) não têm a mesma abundância duma galáxia para outra, ou duma região para outra, no interior duma galáxia. É absolutamente normal. Estas abundâncias dependem do número de estrelas que viveram aqui e ali, aquilo a que se chama o ritmo de actividade estelar duma região. Estes ritmos são muito variáveis no cosmos. Para o hélio, a situação é diferente. Oito a dez átomos de hélio para cem átomos de hidrogénio, é o mesmo em toda a parte. Tanto nas galáxias activas, como nas galáxias preguiçosas. No interior agitado de algumas delas, como nos arredores mais tranquilos. Esta grande uniformidade no resultado sugere uma causa comum, anterior, única à escala do cosmos. O nascimento dos núcleos durante os primeiros tempos da expansão universal explica simplesmente por que motivo a abundância de hélio é a mesma em toda a parte. Certamente, a simplicidade não é em si mesma um critério último da verdade, as coisas não são necessariamente simples. Em muitos casos sabemos que elas são muito complicadas. Entretanto, e nisto encontramos a argumentação da rasoira de Guilherme de Occam (um teólogo do século XIV), se duas teorias explicam bem um resultado, convém votar a favor da mais simples. Outras teorias procuram dar conta da abundância do hélio e da sua uniformidade. A quantidade de hipóteses que elas exigem para lá chegar torna-as muito menos aliciantes.

O hidrogénio e o hélio existem sob a forma de duas variedades, ou isótopos estáveis. Existe em primeiro lugar o hidrogénio-1, cujo núcleo é composto por um só protão. É o mais comum. O hidrogénio-2 chama-se hidrogénio pesado ou deutério (um protão e um neutrão). É o que se encontra na água pesada. É cem mil vezes mais raro que o hidrogénio leve. Quanto ao hélio, o isótopo hélio-4, cujo núcleo é composto por dois neutrões é o mais frequente. O hélio-3 (um neutrão e dois protões) é dez mil vezes mais raro que o hélio-4. A fase inicial de reacções nucleares cósmicas gera igualmente, mas em muito fraca quantidade, deutério (ou hidrogénio pesado), hélio-3 (ou hélio leve) e um isótopo do lítio. As quantidades assim calculadas concordam com as observadas no cosmos.

Vamos resumir. Os cadinhos estelares não bastam também para dar conta da abundância do hélio observada em toda a parte, no universo. Para a explicar é preciso encontrar outra fase quente na história do universo (a transmutação dos elementos exige calor). O movimento das galáxias e os seus resíduos indicam-nos a via. É mais cedo, sempre mais cedo, que se deve procurar esse calor, e é às origens quentes que devemos recorrer. No cenário reconstituído da expansão universal, as temperaturas superiores a mil milhões de graus reinam durante os primeiros segundos do cosmos. Estas temperaturas provocam reacções nucleares que geram oito a dez átomos de hélio para cem átomos de hidrogénio, de acordo com as observações. Tomando o problema sob outro ângulo, este acordo permite-nos afirmar que o universo já foi aquecido a mais de mil milhões de graus. Dois filões a explorar: a população de fotões e a ausência de antimatéria Segundo as teorias actuais, eles permitir-nos-ão remontar ainda muito mais longe no passado.

Na nossa procura das origens existem dois dados de observação que são potencialmente ricos em informação.

Mas não temos a certeza de os sabermos interpretar correctamente. É que a teoria é, aqui, ainda incompleta.

Em primeiro lugar, isto: há no cosmos, em média, mil milhões de fotões por cada átomo. Porquê este número, e não outro? É que ele resulta em grande parte de acontecimentos ocorridos antes dos primeiros microssegundos (1/1000.000 de segundo). Mas ninguém sabe hoje o que foram estes acontecimentos.

O segundo filão é relativo à antimatéria. Que é a antimatéria? Existem duas variedades de matéria: a que se chama "ordinária" (de que somos formados) e a antimatéria. Apesar do seu nome um pouco dramático, a antimatéria não tem nada de extraordinário: ela e a matéria juntamse como duas irmãs gémeas. Pode-se imaginar a existência de antimundos, compostos de antininguém que lêem antilivros. Mas, e é um mas muito importante, matéria e antimatéria não devem encontrar-se. Porque elas se aniquilam inteiramente, transformando-se em luz.

Nos primeiros segundos da vida do universo, matéria e antimatéria coexistiam no enorme "puré original". Continuadamente, elas tornaram-se luz, continuadamente também renasciam da luz, como o pássaro Fénix, que reaparece no interior da chama que o consome. [Estes fenómenos de criação de matéria e antimatéria que se transformam em luz não são puras especulações. São, perfeitamente observáveis nos laboratórios de física nuclear.] Na época inicial, as populações de matéria e antimatéria são iguais, com diferenças inferiores a um milionésimo. Esta diferença, extremamente fraca, é a favor da matéria ordinária. No curso do arrefecimento ulterior, matéria e antimatéria anularam-se sem voltarem a reconstituir-se. Tudo desapareceu, excepto um resíduo mínimo. Este resíduo resulta da ínfima superioridade numérica da matéria. É ele que constitui actualmente toda a matéria que nós conhecemos. Sem ele não existiríamos. [Podemos afirmar que não há antimatéria no sistema solar, nas estrelas da galáxia e nas galáxias vizinhas. Estritamente falando, nada podemos afirmar quanto à existência possível de antigaláxias a vários milhares de milhões de anos-luz.] Mas qual é a origem desta diferença, à qual devemos a nossa existência?

Descobertas recentes em física das partículas elementares poderiam permitir-nos explorar ao mesmo tempo os dois filões. Segundo a teoria, protões e neutrões (os constituintes de todos os núcleos de átomos) seriam formados por entidades ainda mais simples, os quarks. A fusão dos quarks em nucleões (protões ou neutrões) teria ocorrido nos primeiros microssegundos do universo, num tempo em que a temperatura ultrapassava o bilião de graus. Estes quarks teriam resultado da desintegração de partículas maciças, já existentes. Foi no decurso destas desintegrações que o universo teria "escolhido" tornar-se matéria em vez de antimatéria. E foi devido a estes acontecimentos que os fotões se teriam tornado mil milhões de vezes mais numerosos do que os átomos. [Notemos, de passagem, que este número é muito importante. Pode-se demonstrar que, num universo onde tivesse havido muito mais luz, nenhuma galáxia poderia ter nascido. Se tivesse havido menos, as estrelas não se teriam formado (mas sim objectos muito mais pequenos).] E que é que havia antes? Uma pergunta simples, à qual não sabemos responder. Talvez esta pergunta nem tenha "sentido".

Uma criança que acorda para a realidade descobre que o mundo já existia antes dela. O dia do seu nascimento não é o começo do mundo. Ela cria assim a ideia duma pré-história. Na mesma óptica, é natural que se pergunte o que é que haveria antes do começo do universo. Digamos, há trinta mil milhões de anos.

Ao longo das páginas precedentes esforcei-me por ilustrar a natureza do caminho a seguir pelo astrofísico.

Assimilei-o a uma excursão temerária no desconhecido, como foi a dos grandes descobridores dos continentes inexplorados. Conservámo-nos muito perto das observações e retivemos as interpretações mais simples e mais ingénuas.

Deste modo, subimos o curso do tempo. Descobrimos um universo sempre mais denso e mais quente. A observação da radiação fóssil permitiu-nos aproximar a cerca de um milhão de anos do começo, quando a temperatura atingiu alguns milhares de graus. A medida da abundância de hélio permitiu-nos um novo passo até a alguns segundos da origem. Com temperaturas de milhares de milhões de graus, o conjunto dos fotões e a ausência de antimatéria permitiram-nos, creio, voltar a uma época ainda mais anterior (e muito mais quente).

Existe qualquer esperança de avançarmos mais?

A dificuldade maior com que topamos aqui é o calor destruir a informação. Quando uma biblioteca se incendeia, os ensinamentos que ela contém ficam perdidos. No grande braseiro inicial, as estruturas que poderiam armazenar a informação ficaram desmanteladas. O universo torna-se simples. [Em termos de mecânica estatística, todas as distribuições, em posições, em energias e em partículas, atingiram o estado de equilíbrio. São descritas por um mínimo de parâmetros.] Esta simplicidade elimina as recordações. As nossas marcas de reconhecimento desaparecem:

atascamo-nos num mundo sem memória.

A situação lembra a do zero absoluto de temperatura ou a da velocidade da luz. São na prática ideais inacessíveis. Quanto mais nos aproximamos, tanto mais se torna difícil avançar. Nesta óptica, a pergunta "Que é que haveria antes?», não tem, talvez, nenhum sentido. Não teremos nenhum meio de ir lá ver (A 8)...

A medida do tempo

É uma tradição dividir o tempo em fatias iguais. Devemos, pois, medir a passagem do tempo contando as fatias. Isto. faz-se utilizando "relógios". Um pêndulo, por exemplo, é um relógio. Oscila à esquerda depois à direita e contamos "um", depois e de novo à esquerda e à direita e contamos "dois", etc. A Terra também é um relógio. Conta-se um ano cada vez que ela dá a volta em redor do Sol...

Não é a única maneira de contar o tempo. Poderia contar-se "um" cada vez que a distância entre duas galáxias é multiplicada por dois... Em termos técnicos, tratar-se-ia de uma escala logarítmica (em vez da escala "linear" tradicional, descrita no parágrafo anterior). Nesta nova escala o tempo zero seria o momento presente. O tempo "um" chegará dentro de quinze mil milhões de anos, quando as galáxias estiverem duas vezes mais longe umas das outras que actualmente. O tempo "dois", trinta mil milhões de anos mais tarde, quando as galáxias estiverem duas vezes mais longe que no tempo "um", quer dizer, dentro de quarenta e cinco mil milhões de anos.

O passado marca tempos negativos. No tempo "menos um", há sete mil milhões de anos, as galáxias estavam duas vezes mais próximas umas das outras que agora. Nós vemos os mais longínquos quasares no tempo "menos quatro", num momento em que as galáxias estavam dezasseis vezes mais próximas... (há doze mil milhões de anos na escala tradicional).

As duas escalas são igualmente válidas. Encontramo-nos no domínio da convenção. Cada um escolhe à sua vontade. Em cosmologia, a escala logarítmica tem duas vantagens: uma de natureza física e a outra psicológica. Nos primeiros tempos do universo, tudo é vaporizado, não há nem "Terra" nem pêndulo para marcar o tempo. Devido ao grande calor, tudo é acelerado, o número de reacções entre as partículas cresce em cada microssegundo, à medida que se recua. Os acontecimentos multiplicam-se até ao infinito. Neste sentido, pode dizer-se que o tempo se torna mais lento e se esconde. O tempo logarítmico associa-se bem a este comportamento. À medida que se recua no passado, dirigimo-nos para o "menos infinito", que nunca se atinge.

As galáxias aparecem no tempo "menos dez". Para descrever o período anterior deve-se redifinir a escala logarítmica. Em vez de falar de distância média entre as galáxias atómicas (núcleos, electrões, etc.). A luz fóssil é emitida no tempo "menos mil", o hélio aparece em "menos 109", os quasares fundem-se em "menos 10". E a desintegração das partículas que dão origem aos quarks ocorre a "menos 1.02". A vantagem psicológica é que não existe começo do tempo e não se é tentado a perguntar que haveria "antes"...

Nos limites da linguagem e da lógica "As nossas ideias não são mais que instrumentos intelectuais que nos servem para penetrar nos fenómenos. Devemos modificá-las depois de terem desempenhado o seu papel. Como se muda de bisturi quando ele já serviu muito tempo."

Claude Bernard

Muitas pessoas hesitam em adoptar a tese da expansão inicial, devido às dificuldades filosóficas e lógicas que se nos apresentam. O físico Lurcat escreveu: «Dizer que o universo teve um começo - se as palavras "começo" e "universo" têm sentido - é o mesmo que responder "nada" à pergunta: "Que é que havia antes?"» E Edgar Morin acrescenta: «Não se pode imaginar um começo a partir do nada. Os cientistas deviam reflectir no problema lógico que se põe quando discutem.»

As páginas precedentes trazem uma resposta parcial a esta pergunta. Mas há muito mais para dizer.

Não é só a nossa ignorância da física que nos impede de voltar às origens. Há também, há sobretudo, os limites da nossa linguagem. Estes limites são do método científico e da lógica, que utilizam essa mesma linguagem. As palavras são modeladas pelos objectos à nossa escala. Adquiriram a sua eficiência adaptando-se à dos fenómenos ou acontecimentos do nosso mundo quotidiano. Mas, quando abordamos realidades numa outra escala, as palavras tornam-se facilmente obstáculos. A cosmologia é particularmente mal dotada neste terreno. Sobretudo quando se refere a questões de "finitude" e de limites do universo no espaço e no tempo.

O único método válido para a exploração é o empírico. Em caso de conflito com a filosofia ou a lógica, é a estas, segundo penso, que compete procurar a readaptação. As dificuldades filosóficas desaparecem por si mesmas se reconhecermos que o verdadeiro problema é o da própria existência do universo. "Porque é que há qualquer coisa em lugar de nada?" No plano científico somos incapazes de dar uma resposta. Depois de alguns milénios, encontramo-nos na mesma situação que o primeiro observador pré-histórico: no zero absoluto.

A nossa ignorância, uma vez reconhecida, é o verdadeiro ponto de partida da cosmologia. Existe qualquer coisa. Existe a realidade. Como é que ela aparece? Qual é a sua idade? Tais são as perguntas que caem no campo da procura científica. Este problema da existência da realidade tem também uma outra dimensão, a do conhecimento. É pela nossa consciência que percebemos a existência de qualquer coisa em vez de nada. Ora esta consciência não está fora do universo, faz parte dele. Actualmente começamos a compreender a riqueza das relações entre a consciência e os dados de observação. Mas esta discussão apaixonante afastar-nos-ia demasiado do nosso assunto.

3. O futuro

O futuro do universo

A expansão prossegue indefinidamente?

Nas páginas que precedem tentei demonstrar por que razões a ideia de um universo em expansão parece, hoje, difícil de eliminar. Vou repetir, de maneira breve, os argumentos. O movimento geral do afastamento das galáxias, o facto de a sua velocidade aumentar com a distância e o de este crescimento ser mesmo em todas as direcções são as provas imediatas da expansão. Os outros argumentos são, de qualquer maneira, consequências previsíveis do modelo da expansão. Em primeiro lugar, o aumento da densidade das galáxias em função da distância. Em seguida, a concordância das medidas da idade do universo, obtidas seja pela recessão das galáxias, seja pelas velhas estrelas, seja pelos velhos átomos. Depois, certamente, a presença da radiação fóssil. E, finalmente, a abundância de hélio e de outros núcleos leves (assim como a uniformidade à escala cósmica da repartição do hélio).

A teoria apresenta também algumas dificuldades: certas galáxias têm movimentos anormais, difíceis de conciliar com o movimento do conjunto. Algumas questões estão ainda mal elucidadas. Em Setembro de 1976, durante um simpósio internacional no Instituto Astrofísico de Paris, alguns especialistas tentaram fazer o ponto da situação. Ficou estabelecido nesta conferência que os casos anormais são raros. Não são suficientes, segundo a minha opinião, e segundo a opinião da grande maioria dos meus colegas, para que se deva voltar seriamente à questão da teoria da expansão. Em ciência, convém chamar a atenção, não existe verdade absoluta ou teoria perfeita; o papel do cientista é calcular os méritos relativos das teorias rivais. Actualmente, nenhuma "rival" ameaça verdadeiramente a teoria da expansão. Mas, como sempre, a vigilância impõe-se. Na senda de novas observações, a situação pode evoluir rapidamente e de maneira imprevisível.

Abordemos agora o problema do futuro. Quanto tempo vai ainda durar a expansão? Terminará ela um dia, para se transformar em contracção?

A velocidade de libertação do universo

Existe uma força que se opõe à expansão: é a gravidade. A matéria atrai a matéria. O universo procura juntar-se. Esta atracção desempenha um papel fundamental no seu comportamento e no seu futuro. Para ilustrar a situação, que me seja permitida uma fábula tipo Jonathan Swift. Num planeta, engenheiros instalaram uma base de lançamento interplanetário demasiado primitiva: essa base é constituída por uma enorme tela elástica estendida por cima dum vale profundo. Para lançar uma cápsula, depositam-na no centro da tela, que baixa para o solo. Depois fazem subir a tela (como o fio dum arco de atirar setas). A cápsula levanta-se no espaço. Uma turma de engenheiros trabalha à volta da tela. Efectuam medições de tipos variados. E todos perguntam se o lançamento obteve êxito. A cápsula eleva-se com a velocidade necessária para escapar à atracção do planeta? Se sim, ela viajará no espaço e não mais voltará. Caso contrário, diminuirá lentamente a velocidade, parará e voltará a cair na tela. Voltará a subir para descer novamente, como uma criança que salta num trampolim. Como é que se pode saber se a cápsula se escapará ou não? Medindo a sua velocidade vertical. Em termos de balística, chama-se velocidade de libertação à velocidade mínima que se deve dar a um objecto para que ele possa escapar-se do local de onde foi lançado. Na Terra, essa velocidade é de onze quilómetros por segundo. Na Lua, de dois quilómetros por segundo: depende da força de gravidade na superfície do planeta. Os engenheiros devem, portanto, em primeiro lugar, determinar a intensidade da gravidade antes de poderem decidir se a cápsula voltará ou não ao local de onde foi atirada.

Na nossa fábula, a cápsula representa uma galáxia qualquer, enquanto a gravidade na superfície do planeta representa a atracção de todo o universo sobre esta galáxia. Se essa atracção é bastante grande, as galáxias um dia deixarão de se distanciar (é o que se chama o universo fechado). As galáxias voltarão a juntar-se umas às outras, num vasto movimento de contracção universal. A temperatura e a densidade irão crescendo e nós retrocederemos no sentido inverso até novo Big Bang. Como os engenheiros, perguntamo-nos o que é que se vai passar depois. Pode-se imaginar, no conjunto, uma sequência infinita de contracções e expansões, como os pulmões de um animal que respira. Se, ao contrário, a atracção não é bastante potente para travar a expansão, esta prosseguirá eternamente (universo aberto).

Uma interminável exalação

O nosso universo parece demasiado leve para se contrair no futuro.

Qual é o nosso futuro? De novo o braseiro, ou então a expansão num universo sempre mais frio, sempre mais vazio? Para se saber a resposta a esta pergunta, deve-se avaliar a gravidade do universo, quer dizer, em definitivo, a densidade da matéria que ele contém. A densidade é a quantidade de matéria num volume definido. Por exemplo, a água contida num centímetro cúbico tem a massa de um grama; o ar, no mesmo volume, tem uma massa de um miligrama aproximadamente. Como é que se pode medir a densidade do universo? Em primeiro lugar é preciso ter o seu volume. Grande, maior que um superamálgama, para se ter uma boa média. Vaise fazer o inventário da matéria que se encontra neste volume. Contemos as galáxias, estimemos a massa e façamos a soma. Não é tudo. Existe a matéria que se vê porque ela nos envia luz, as estrelas, por exemplo. Mas é possível haver matéria que não podemos ver. Estrelas mortas, planetas, asteróides longe de toda a fonte luminosa. E depois, outras formas de matéria ainda desconhecidas, ainda não detectadas. Como é que podemos incluí-las no nosso balanço?

Newton ensinou-nos que a toda a matéria, luminosa ou não, detectada ou não, basta o simples facto de existir para manifestar a sua presença: atrai a matéria que a rodeia. Imaginemos, por exemplo, que o Sol se extingue. Não voltaremos a vê-lo. Seria a noite eterna. Mas ele continuaria a atrair os planetas. Nada mudaria no seu movimento. As constelações do Zodíaco prosseguiriam sem alteração o seu desfile anual no nosso céu. Astrónomos terrestres que nunca tivessem visto o Sol poderiam, estudando o curso da Terra entre as estrelas, descobrir a sua existência e medir a sua massa... Por meio de métodos análogos, o astrónomo moderno consegue estimar a densidade do universo, compreendendo nessa estima o componente da matéria invisível. E, para melhor exprimir o resultado, há que referi-lo a uma unidade de volume à nossa escala: o metro cúbico. Este resultado continua impreciso. A densidade poderia ser tão pequena como um décimo de átomo, ou tão grande como dez átomos por metro cúbico. Numerosos observadores ocupam-se actualmente em melhorar a avaliação desta medida.

Para parar o movimento das galáxias no futuro seria necessário (segundo esta teoria) que a densidade fosse superior a dez átomos por metro cúbico. Mas isto parece ser pouco provável, embora a imprecisão das medidas não o exclua inteiramente. A densidade universal parece assim demasiado fraca para provocar uma contracção ulterior. O universo será portanto aberto. Uma outra medida vem apoiar a tese do universo aberto. A razão entre as quantidades de hidrogénio pesado (deutério) e hidrogénio leve. Na fase de núcleo-síntese inicial, a formação de deutério depende da densidade da matéria. Num universo aberto, ela forma-se muito mais do que num universo fechado. Nisso ainda, a observação desta relação tanto no espaço interestelar como no sistema solar apoia a tese do universo aberto.

Temos portanto duas observações que parecem indicar-nos que a expansão vai continuar indefinidamente: a leveza aparente do universo e a abundância de deutério. Mas devemos ter prudência. O grau de credibilidade continua muito fraco. Falta-nos uma medida que poderia inverter as nossas conclusões: a massa dos neutrinos (A 2). Estão em curso várias experiências. Além disso, em 1984 um grande telescópio será posto em órbita. Contemos que ele nos esclareça neste ponto.

Uma palavra, para terminar, sobre as dimensões do universo previstas pela teoria. Tais dimensões serão diferentes segundo ele seja fechado ou aberto. O universo aberto corresponde, lembremo-lo, ao caso em que a densidade é fraca. A expansão continua indefinidamente. O espaço é então infinito. Pelo contrário, se a densidade é grande, o universo é fechado e o período de expansão será seguido por um período de contracção. Neste caso, o espaço não é infinito, possui uma curvatura graças à qual o viajante que siga a direito volta um dia ao ponto de partida. Como o navegador que dá a volta à Terra. O espaço é no entanto ilimitado, no sentido de que o navegador nunca encontra fronteiras ou muros. Aliás, exactamente como o viajante terrestre. É oportuno e conveniente referir aqui que a ideia dum universo histórico pertence indirectamente a Einstein. Os seus trabalhos sobre a estrutura do Cosmos levam-nos à ideia dum universo em movimento (contracção ou expansão). Mas ele não a subscreveu senão depois da observação do movimento de recessão das galáxias, feita por Hubble em 1928. Depois deste período foram propostas várias teorias cosmológicas, que voltam a dar ao universo um carácter estacionário e eterno, sem falar em começos. Quando eu era estudante nos Estados Unidos, nos anos de 1955-60, a criação contínua de Gold, Hoyle e Bondi tinha-se imposto largamente. Hoje, a observação eliminou-a. Mas o universo eterno continua, apesar de tudo, popular porque, no dizer de alguns, ele evita o problema da origem da matéria. Evita segundo a minha opinião, do mesmo modo que se esconde a poeira varrendo-a para debaixo do tapete. Quanto ao verdadeiro problema, já a ele nos referimos: porque é que existe qualquer coisa em vez de nada? Diante dele, todos, cientistas ou não, ficamos mudos. A partir daqui, no plano filosófico, são permitidos todos os modelos de universo. Compete à observação separá-los. Na actualidade, o universo histórico está nitidamente favorecido. O universo é o que é, nada tem com os nossos preconceitos.

A última desagregação

Há dois mil e quinhentos anos, Buda tinha já estimado correctamente o "inelutável". Temos actualmente razões para acreditar que a própria matéria não é eterna. Mais precisamente: os átomos de que as coisas são formadas: couves, jóias ou bugigangas, desintegrar-se-ão um dia. Como? Os átomos são constituídos por nucleões (protões, neutrões), que são, por sua vez, compostos por quarks (A 3). Ora estes quarks não serão estáveis, transformar-se-ão em radiação, o que aliás não está provado. Mas há várias experiências em curso. É bem possível que elas confirmem esta tese. Mas tenham confiança, mesmo que os átomos ordinários não sejam estáveis, eles ainda durarão muito tempo... Prevê-se-lhes uma vida média de 10 elevado a 32 anos (1 seguido de 32 zeros). Com esta taxa, o nosso planeta perde cerca de um grama de matéria todos os vinte mil anos e o Sol cerca de vinte gramas por ano. Mas o tempo passa e um momento virá (em muitas vezes 10/32 anos) em que não ficarão nenhuns átomos, portanto nenhumas estruturas sólidas. Os produtos desta desintegração acabarão por desaparecer, tornarse-ão luz e neutrinos (A 2).

Na tradição hindu, a inevitável e periódica destruição do universo ocorrerá após um período, chamado kalpa, que Buda descreve com a seguinte história: «Todos os cem anos, um velhote vem roçar levemente um lenço da mais fina seda numa montanha mais alta e mais dura do que o Himalaia. Depois de um kalpa, a montanha estará desfeita até ao nível do mar.» Diverti-me a fazer o cálculo. O tempo requerido é absolutamente compatível com os 10/32 anos mencionados acima (tendo em conta as incertezas). Pensei que isto faria uma linda história para contar neste livro...

4. Porque é que a noite é negra?

A expansão do universo está inscrita na obscuridade do céu nocturno.

Os acontecimentos mais triviais são muitas vezes os mais misteriosos. E também os mais ricos em informação.

«Se as estrelas são sóis, porque é que o conjunto das suas luzes não ultrapassa o deslumbramento da luz do Sol?», pergunta o astrónomo Kepler no princípio do século XVII. Foi nessa época que descobriram a imensidade do céu. Até onde é que ele vai? As estrelas estão repartidas no espaço de maneira uniforme até ao infinito? Nesse caso, deveriam formar, acima das nossas cabeças, um tecido de grande luminosidade. Porque é que a noite é negra? Poder-se-ia ser tentado a responder que, de facto, as estrelas não estão repartidas uniformemente no espaço. Agrupam-se em galáxias. Esta resposta não é válida. Temos de recomeçar o raciocínio e aplicar a mesma teoria às galáxias, aos enxames e aos superenxames. No fluido universal composto pela sucessão destas unidades, o problema continua o mesmo. A resposta, nós conhecemo-la agora. Contém dois elementos que nos são familiares. Primeiro, porque o universo não é eterno. Segundo, porque ele é hoje transparente em direcção ao futuro. Estes dois elementos, sem dúvida, levam-nos directamente à expansão universal.

Compreender-se-á melhor se eu retomar, mas em outros termos, a pergunta de Kepler. As estrelas emitem luz. Esta energia espalha-se no espaço como a água numa banheira. Porque é que a banheira não deixa sair a água pelas bordas? A ideia de que o universo possa ter uma idade está absolutamente fora do pensamento de Kepler. Esta ideia aparece naturalmente com a teoria da expansão, no começo do século XX. E, no contexto da nossa discussão, esta idade não é muito grande. Mesmo que o céu ficasse fixo, as estrelas não são bastante luminosas para aumentar sensivelmente a luz do céu nocturno, após quinze mil milhões de anos. E, além disso, o céu não está fixo, está em expansão. A luz das estrelas espalha-se num espaço cada vez mais vasto. Os fotões emitidos pelas estrelas não têm praticamente nenhuma possibilidade de serem capturados no futuro. Como se pode encher uma banheira cuja capacidade aumenta constantemente?

Em termos técnicos, diz-se que, no universo de hoje, o tempo de vida dos fotões, em relação com a absorção pela matéria (estrelas ou nebulosas), é muito mais longo que a idade do universo. Antes da emissão da luz fóssil, nós estamos na situação inversa. Os fotões são imediatamente reabsorvidos. A argumentação de Kepler continua válida se se substituir a palavra "sóis" por "electrões"; efectivamente, o céu inicial é estonteante. É a expansão do universo que nos fez passar do período do céu brilhante para o período presente. É a este título, estritamente, que ela se torna responsável pela existência da noite.

A obscuridade da noite esclarece-nos portanto sobre a expansão do universo. Nos capítulos que se seguem seremos esclarecidos sobre muitas outras coisas...

Em resumo, a tese da expansão universal está em excelente posição. De facto, talvez algo demasiado. Adquiriu quase um estatuto de dogma. Os que descobriram a luz fóssil receberam o Prémio Nobel. Devemos desconfiar da "caução social" que este prémio concede à teoria. «Nada é nunca concedido ao homem», escreve Aragon (num outro contexto). Uma vez mais, impõe-se vigilância e abertura de espírito. O que me incomoda pessoalmente no Big Bang é talvez a sua grande simplicidade. Como imaginar que o nosso mundo, hoje tão extraordinariamente complexo e variado, tenha nascido de tal maneira? Na secção seguinte veremos como o "complexo" nasce do "simples". Mas este simples não conterá, pelo menos em potência, o complexo? E onde se situava essa potência do complexo nos primeiros minutos do universo?

Segunda secção A NATUREZA EM GESTAÇÃO

Vamos ao espectáculo. Diante dos nossos olhos vão desenvolver-se os jogos da matéria. A natureza, em gestação perpétua, vai dar à luz a vida.

Podem-se distinguir quatro grandes fases deste parto.

Essas fases correspondem aos lugares onde se processou a gestação! O universo explosivo no seu conjunto, depois o coração ardente das estrelas, depois o espaço glacial entre os astros e finalmente a tepidez do oceano primitivo.

Duas sequências preliminares vão ajudar-nos a compreender as regras desta actividade. Na primeira observaremos o que se passa quando se aquece um bloco de ferro até temperaturas extremas. Os estados por que esse bloco vai passar permitem-nos verificar as diferentes forças da natureza.

Depois iremos à ilha de Ouessant ver a maré baixar. Os comportamentos da água e dos recifes oferecem algumas analogias com o movimento do calor ao evacuar o universo.

Também podemos comparar esta evacuação a um despertar. Os calores excessivos do Verão ou duma sauna ocasionam, algumas vezes, entorpecimentos. É o estado inicial no universo. Nada se passa nele. O seu despertar deve esperar a evacuação parcial do calor. Começa então um período de actividade febril. Constroem-se arquitecturas, que vão ficar. O inexorável enfraquecimento da temperatura continua. A animação diminui e pára. Desta vez é o entorpecimento pelo frio.

Esta sequência de acontecimentos desenrola-se de várias maneiras. A cada uma corresponde o trabalho de uma das forças da natureza. À volta do primeiro segundo acorda o nuclear. A temperatura desceu mil milhões de graus. Graças à força nuclear, os núcleos combinam-se. Os primeiros núcleos – em especial o hélio - fazem a sua aparição. Mas a evolução nuclear interrompe-se quase imediatamente. Ela não gera aqui nenhum dos núcleos pesados necessários à vida.

A temperatura diminui ainda durante um milhão de anos antes do próximo despertar: o da força electromagnética. Cerca dos três mil graus, os electrões aliam-se aos núcleos para formar átomos de hidrogénio e hélio. Os átomos de hidrogénio aliam-se para dar moléculas de hidrogénio. Neste momento é emitida a radiação que detectamos hoje, fossilizada, no radiotelescópio.

A força da gravidade desperta centenas de milhões de anos mais tarde. Enormes quantidades de matéria juntam-se e dão origem às galáxias. As galáxias geram as primeiras estrelas. Enquanto o universo, no seu conjunto, continua a arrefecer e a diluir-se, as estrelas condensam-se e aquecem.

No seu centro, a temperatura sobe e reanima a força nuclear. As estrelas são reactores onde a evolução nuclear prossegue até aos seus limites. As estrelas como o Sol transformam o hidrogénio em hélio. As gigantes vermelhas criam os férteis átomos do oxigénio e carbono a partir do hélio. Esta evolução continua ao longo da vida estelar e origina todos os núcleos estáveis, até aos mais complexos.

No fim da sua vida, as estrelas desagregam-se e enviam a sua matéria para o espaço interestelar. Para as maiores, este acontecimento passa por uma fulgurante explosão designada "supernova". Para as mais pequenas, como o Sol, a matéria estelar é evacuada mais lentamente, sob a forma de ventos.

Deixando os braseiros estelares para atingir os grandes frios do espaço, os núcleos recém nascidos revestem-se de electrões e formam numerosos átomos. Aqui começa a evolução química. Os átomos aliam-se em moléculas e em poeiras interestelares. Mais tarde, à volta das estrelas em formação, estas poeiras aglutinam-se e originam os planetas. Alguns destes planetas possuem atmosfera e oceanos, onde a evolução química se acelera, criando moléculas cada vez mais complexas. No conjunto, a evolução torna-se biológica e produz sucessivamente células e seres vivos.

Uma narrativa completa do espectáculo da natureza em gestação demoraria demasiado. Contentei-me em dar alguns apontamentos notórios.

A luz das estrelas confirma-nos que a evolução nuclear continua em todas as galáxias. Da mesma maneira, as moléculas do espaço, fruto da evolução química interestelar, provam-nos que esta continua em marcha um pouco por toda a parte. Somos levados a perguntar se a evolução biológica continua fora da Terra. Os outros planetas do sistema solar parecem-nos muito áridos. Mas encontram-se em alguns meteoritos ácidos aminados. Começos de vida surgiram nos planetóides agora desagregados.

Há talvez milhões de planetas habitados na nossa como em outras galáxias. Mas os contactos ainda estão por estabelecer...

O futuro do género humano depende do futuro do nosso planeta hospitaleiro, e este depende do futuro do nosso Sol amamentador. Prevê-se que, dentro de cinco mil milhões de anos, o Sol nos volatilizará. Vou tentar, de maneira um pouco divertida, referir três maneiras diferentes de retardar este fim.

Pode-se estabelecer uma analogia interessante entre a vida das estrelas em relação com a matéria interestelar e a vida das plantas ou animais em relação com a terra dos campos. Dois ciclos de nascença, vida e morte e renascença continuam simultaneamente na Terra e no céu. No fim desta secção interrogar-nos-emos sobre a música do universo. Foi ela escrita de antemão, ou vai sendo improvisada gradualmente? A segunda eventualidade parece mais de acordo com os progressos recentes da biologia moderna. O acaso tem aqui um papel fundamental. Devemos contudo observar que actualmente a música está seriamente ameaçada...

1- A fase cósmica

Espectadores do universo

Vamos dar a nós mesmos, por alguns instantes, uns ares de eternidade. Vamos sair do tempo e do espaço para ver, como espectadores, o filme do universo. Certamente que nos deixaremos impressionar pelo grandioso e pelo fulgurante. Decerto a extravagância das massas de matéria e dos débitos de energia nos cortará a respiração. Mas será afinal outra coisa que, antes do mais, prenderá a nossa atenção. Vigiaremos, de olho bem aberto, o aparecimento da estrutura, o acesso, por níveis sucessivos, da matéria à organização: Saudaremos as jornadas vencidas, de modo por vezes espectacular mas, na maior parte das vezes, tranquilo e furtivo. E depois, em certos momentos, ficaremos inquietos. Intervirão algumas crises que ameaçarão destruir tudo. Admirados, veremos o universo escapar e continuar em frente a sua busca. Busca de quê?

Nos bastidores, outras personagens mais discretas deitam-se à obra: tempo, espaço, matéria, força, calor, energia, leis, acaso, informação, etc. Na terceira secção referir-me-ei às suas intrigas e jogos de misturas. Apesar disso, devo começar já a apresentá-las. Fá-lo-ei de modo figurativo, contando dois acontecimentos simbólicos: a fusão dum bloco de ferro e a maré descendente da ilha de Ouessant.

O ferro e o fogo

Como um ascensor que liga os andares dum imóvel, o calor dá acesso aos grandes domínios das forças da natureza.

Aqueço um bloco de ferro. Ele toma a cor vermelha, depois laranja e depois branca. A alguns milhares de graus passa ao estado líquido, depois ao estado gasoso: o ferro evapora-se. Que é que se passou?

Pode-se considerar um pedaço de ferro como uma espécie de gigantesca molécula, composta por biliões de átomos idênticos de ferro e conservados no seu lugar, no que se chama "rede cristalina". Aquecer um corpo é essencialmente aumentar a agitação dos seus átomos no seu seio. Quando a energia térmica (o calor) é muito grande, os átomos desligam-se dos laços que os conservam juntos e evaporam-se. O forno enche-se assim dum "gás de ferro", quer dizer, átomos de ferro isolados. Movem-se livremente em todas as direcções. As ligações que retinham os átomos na rede são de natureza electromagnética e resultam da atracção das cargas eléctricas entre si. [As forças eléctricas e magnéticas são duas manifestações dum fenómeno único chamado a força electromagnética.] Quando, graças ao calor do meu forno, os átomos se agitam suficientemente para escapar a esta atracção, os seus laços rompem-se. O calor vaporiza todos os elementos, mas a temperaturas diferentes conforme a potência dos laços que os unem. A neve carbónica evapora-se a quinze graus negativos, a água a cem e os metais a várias centenas de graus (sob a pressão atmosférica vulgar).

Usemos uma temperatura mais elevada. O calor comunica-se aos átomos do gás e aumenta a sua velocidade. Os movimentos desordenados obrigam-nos a colisões frequentes. E, entrechocando-se, os átomos produzem uma quantidade de fotões luminosos. Ficam banhados então numa luz intensa, que eles mesmos geram (A 1). Os átomos de ferro suportam um núcleo, à volta do qual circulam vinte e seis electrões. Algumas colisões particularmente violentas arrancam electrões da sua órbita. Depois abandonam o cortejo electrónico e deslocam-se isoladamente. Voltam a ligar-se a outros átomos, para se libertarem novamente. A temperaturas ainda mais elevadas, cresce o número de electrões em "vagabundagem" e o gás povoa-se de núcleos de ferro completamente desnudados (carregados positivamente), nadando no meio dum oceano de electrões libertados (carregados negativamente). Esta matéria chama-se plasma.

Dobramos assim o cabo do milhão de graus. A agitação térmica é terrível. As múltiplas colisões originam fotões cada vez mais energéticos. São aqueles que conhecemos com o nome de raios X (como nos hospitais), ou raios gama (como nos reactores nucleares). Os núcleos são, eles mesmos, agregados de partículas elementares chamadas nucleões: os protões e os neutrões (os mesmos da sinistra bomba de neutrões). Os nucleões são mantidos unidos por uma "força nuclear", força de atracção incomparavelmente mais potente do que a electromagnética. Os núcleos são estruturas extraordinariamente estáveis. Mas, quando nos aproximamos dos mil milhões de graus, os próprios núcleos começam a desintegrar-se. Assaltados de todos os lados pela radiação gama perdem sucessivamente ora um protão, ora um neutrão. Despojam-se assim progressivamente e, quando a energia térmica ultrapassa a energia de ligação nuclear, o gás não contém mais do que protões, neutrões independentes e electrões, num banho de fotões.

Prossigamos a nossa experiência. Aproximamo-nos agora do bilião de graus. Submetidos ao assalto dos fotões gama, chega a vez de os nucleões começarem a desintegrar-se ante os nossos olhos. De cada nucleão emergem três quarks. Rapidamente o nosso gás de nucleões se transforma em gás de quarks (A 3). Para comodidade da narrativa, chamarei quarkiana a força que liga os quarks dentro do nucleão. Estritamente falando, ela é da mesma natureza, se bem que muito mais potente, que a força nuclear que liga os nucleões no núcleo. Neste ponto atingimos a temperatura em que a energia térmica se torna comparável à energia de ligação quarkiana. A temperaturas ainda mais elevadas produzem-se outras transformações que, na nossa actual ignorância, não estamos habilitados a especificar. Estão em curso experiências nos aceleradores de partículas para desvendar os mistérios dos quarks.

Do espectáculo a que acabámos de assistir tiraremos numerosos ensinamentos. Primeiramente foi-nos apresentada a actividade de três grandes forças naturais: electromagnética, nuclear e quarkiana. Estas forças têm intensidades muito diferentes. Como consequência, não se "animam" nas mesmas circunstâncias. Cada uma tem o seu domínio de actividade, correspondente a níveis diferentes na escala de temperatura.

Depois encontrámos a hierarquia das estruturas. Anteriormente havíamos visto as estrelas agrupar-se em galáxias, as galáxias em enxames, estes em superenxames. Agora percorremos um caminho análogo, mas em sentido inverso. Os grupos são formados por elementos, compostos por sua vez por subelementos, etc. Há contudo uma diferença: as distâncias e dimensões não desempenham aqui o papel preponderante que lhes pertence em astronomia. Na microfísica os contornos geométricos desvanecem-se. Ninguém fala no volume dum electrão.

Podem-se, em resumo, descrever os acontecimentos que se sucederam no bloco de ferro em termos duma competição entre a energia térmica (representada pelo movimento desordenado que a temperatura imprime às partículas) e a energia de ligação (que caracteriza a força com a qual as partículas se atraem e se ligam). Para temperaturas de algumas centenas ou milhares de graus, as ligações eléctricas são destruídas e o bloco de ferro decompõe-se em átomos de ferro. A alguns milhões de graus são destruídas as ligações nucleares e os núcleos de ferro passam a protões e neutrões. Finalmente, a alguns biliões de graus rompem-se as ligações dos nucleões, que se tornam quarks.

Um oceano de calor

«Quando a maré é alta, os recifes ficam totalmente submersos e escondidos sob a água. Deixam de existir. Só existe o mar imenso, calmo ou tempestuoso, conforme os ventos. Depois a maré começa a descer. Vagas brancas, atormentadas de espuma, aparecem aqui e ali. Os recifes estão ainda invisíveis, mas as grandes vagas profundas sentem a sua presença. Com as primeiras arestas rochosas nascem os primeiros rochedos à flor da água. O jogo violento das rochas e das vagas, do fixo e do fluido, prosseguirá ainda muito tempo. Progressivamente, a paisagem líquida dá lugar à paisagem sólida. O domínio do imóvel - rochas, recifes, cavernas desloca o domínio do móvel: vagalhões que se desfazem ruidosamente em torrentes de água esbranquiçada.

Brutalmente abalados e levados pelas correntes, pequenas pedras e grãos de areia fixam-se onde podem. Situações precárias, constantemente modificadas.

Agora, os recifes encontram-se quase desnudados. Algumas massas de água, cada vez mais fracas, mais raras, vêm ainda perturbar os seixos e a areia. O movimento fixa-se.

Um pouco mais de tempo e as pedras secarão na orla abandonada. A paisagem mudou de natureza. De aquática tornou-se mineral. E assim ficará até à próxima maré.»

Escrevi estas linhas na ilha de Ouessant. Olhando o mar, fiquei surpreendido pela analogia entre a expansão do universo e a maré baixa. A água desempenha aqui o papel do calor inicial. Uma e outro representam a mudança. Ao invés, a arquitectura das rochas simboliza as estruturas infinitamente variadas do universo actual. Quando a maré é alta, tudo é fluido, movimento: a organização foi abolida. Na maré baixa é o contrário, a paisagem é inteiramente mineralizada. A fase intermédia é a que conta para nós. Nela há água bastante para os jogos da areia e das pedras. É o período da vitalidade da paisagem. O seu amálgama tem papel fundamental na evolução do universo. As combinações, associações, construções, não proliferam senão a dada temperatura. São os períodos férteis da gestação cósmica. Se está muito calor,.tudo se desassocia[4]; se faz muito frio, tudo afrouxa, ancilosa e mineraliza, no sentido lato do termo.

Os núcleos emergem do oceano de calor

Sabemos pouca coisa acerca dos acontecimentos antes do primeiro segundo. Os quarks parece terem desempenhado um papel preponderante. Ter-se-iam combinado em nucleões, três por três, no primeiro milionésimo de segundo. Os estudos neste terreno progridem rapidamente. Mas, na maior parte dos casos, ainda nos encontramos no campo das hipóteses. A própria existência dos

4As grandes fases da organização do universo:

1 Quarks – nucleões (No grande puré inicial)

2 Nucleões - núcleos (No grande puré inicial, nos cadinhos estelares)

3 Núcleos - átomos, moléculas simples, poeiras (Na superfície das estrelas, no espaço entre as estrelas)

4 Moléculas simples - moléculas orgânicas (No oceano primitivo)

5 Moléculas orgânicas - células (No oceano primitivo)

6 Células - plantas, animais (No oceano primitivo, nos continentes)

quarks ainda não foi solidamente estabelecida.

No primeiro segundo, o universo é como um grande puré composto de cinco populações de partículas elementares: protões, neutrões, electrões, fotões, neutrinos. Todas estas partículas se deslocam ao acaso - em todas as direcções. As colisões são frequentes e ocasionam variadíssimos incidentes. Em alguns casos, os parceiros, sem se reconhecerem, voltam a partir, cada um para seu lado. Em outros casos há uma captura. Um protão e um neutrão podem combinar-se, formando o mais simples dos sistemas nucleares: o deutério (ou núcleo de hidrogénio pesado). Mas bem cedo aparece um fotão que os separa inexoravelmente.

Quando o relógio cósmico marca um segundo, o curso dos acontecimentos muda. A temperatura desce a cerca de mil milhões de graus. A energia térmica das partículas no puré inicial torna-se comparável ou inferior às energias que ligam os nucleões entre si. Por consequência, existem cada vez menos fotões bastante potentes para partir os deuterões que se formam continuamente. Estes duram cada vez mais tempo. O seu número aumenta. Uma nova estrutura fez a sua aparição no universo. Estes deuterões lançam-se, eles também, à captura de protões e neutrões. No interior do puré aparecem sistemas nucleares compostos de três e quatro nucleões. São os núcleos de hélio, com o qual enchemos os nossos balões. Este período de intensa actividade nuclear tem o nome de núcleo-síntese primordial. Que no total não terá durado mais do que alguns minutos. A seguir, a temperatura muito baixa não põe em actividade os mecanismos nucleares. O universo fixa-se com a sua nova cara. Possui agora uma abundante população de núcleos de hélio, assim como populações mais fracas de alguns núcleos leves (deutério, hélio-3, lítio-7).

Antes de prosseguir a narrativa, demoremo-nos um pouco na sequência dos acontecimentos que acabam de se desenrolar. Pode-se dizer que, antes do primeiro segundo, o universo se encontrava num estado de sono em relação à força nuclear. Anulada pelo efeito destruidor do calor, esta força era inoperante, incapaz de participar na construção do mundo. No plano nuclear nada se passava. Graças à expansão, o calor é evacuado e o universo acorda para o nuclear. Como os recife na maré descendente, emergem os primeiros núcleos. Depois, passado algum tempo, a paisagem fixa-se. Não resta calor bastante para que prossiga a elaboração dos sistemas nucleares.

Temos todas as razões para acreditar que antes se passaram acontecimentos análogos, quando, no primeiro milésimo de segundo, os nucleões se formaram a partir dos quarks. O universo acordou então dum sono quarkiano. E assistiremos, dentro em pouco, ao acordar da força. Ao nascer, o universo está adormecido para todas as forças da natureza. O abaixamento de temperatura acorda sucessivamente cada uma delas. Anima-se por algum tempo, depois fixa-se e aparecem novas estruturas.

A primeira crise de crescimento da complexidade

O hélio não entra no jogo.

Ao nascer da teoria, esperava-se que a núcleo-síntese primordial nos esclarecesse acerca da existência de todos os núcleos. Imaginava-se que as capturas sucessivas de protões e de neutrões tinham originado sistemas nucleares cada vez mais complexos, até atingir o urânio, nas proporções relativas que actualmente lhes conhecemos. Sabemos agora que não é esse o caso. A evolução nuclear parou no hélio-4. Essencialmente, nada de mais pesado foi gerado. Num certo sentido, o universo falhou a sua primeira tentativa de núcleo-síntese. Porquê? Porque o hélio é demasiado estável. No momento da distribuição dos dons recebeu da fada natureza uma capacidade de ligação exageradamente elevada, que aproveitou para se apoderar de todos os neutrões disponíveis. Bloqueou tudo. Para o desenvolvimento da complexidade é um beco sem saída. No final da núcleo-síntese primordial, o universo não contém mais do que hidrogénio e hélio. Ficou estéril. Sem núcleos pesados, nenhuma vida pode aparecer...

Ocupemo-nos por um instante deste acontecimento, que se poderia chamar a primeira crise de crescimento da complexidade. As associações de que a complexidade depende fazem-se graças aos laços que existem entre os elementos. E a qualidade destes elementos tem importância. Não devem ser nem muito fracos nem muito potentes. A superpotência dos laços traz consigo uma "fechadura" do sistema sobre si próprio. Fica "saturado". Torna-se incapaz duma associação ulterior.

Porque é demasiadamente ligado, o hélio-4 recusa associar-se. Os laços estão saturados. Não existem mais "nós" livres para um novo parceiro. O sistema composto de cinco nucleões não pode ligar-se. Parte-se espontaneamente. Pela mesma razão, dois núcleos de hélio também não podem juntar-se para dar um composto estável. Estas ligações saturadas existem em muitos níveis na natureza. Em química encontramo-las entre os "gases nobres": hélio, néon, árgon, crípton e xénon. Recusam aceitar combinações químicas - não formam moléculas (excepto o xénon, em certas condições). À volta do núcleo, os electrões estão dispostos de maneira a formar camadas esféricas completas. Nada exorbita. Nada existe a que possam ligar-se. Encontram-se situações análogas entre as populações humanas. Normalmente, os indivíduos agrupam-se em famílias, as famílias em vilas, as vilas em regiões, etc. Mas, se o laço familiar é demasiado forte, as famílias fecham-se sobre si próprias. Não há lugar para o interesse da vila.

Átomos e moléculas emergem do oceano de calor

O tempo das combinações nucleares terá durado apenas alguns minutos. Agora é a maré baixa para o nuclear, mas a maré alta para o electromagnético. Nada se passará antes que a energia térmica tenha diminuído até se tornar comparável às energias de ligação electromagnética (um milhão de vezes mais fraca que as energias nucleares). Este interregno vai durar um milhão de anos; o tempo para que o universo arrefeça até alguns milhares de graus. Neste momento, os protões e os electrões fazem o mesmo jogo que os protões e os neutrões durante a fase de núcleo-síntese inicial. Um protão captura um electrão e forma um átomo de hidrogénio. No momento da captura é emitido um fotão. Sem demora chega um novo fotão, que cinde o átomo, etc. Mas, com a descida inexorável da temperatura, os fotões bastante potentes para conseguir esta dissociação tornam-se cada vez mais raros. Os átomos são cada vez menos efémeros e a sua população cresce continuamente. A cerca dos três mil graus, cada protão é revestido de um electrão e cada núcleo de hélio é revestido de dois electrões. O universo atingiu nova fase: nasceram os átomos.

E isto não é tudo. A ligação entre o protão e o electrão no átomo de hidrogénio não é saturada. Dois átomos de hidrogénio podem juntar-se para constituir uma molécula de hidrogénio. Os dois electrões circulam então em órbitas complexas à volta dos dois protões adjacentes. É portanto quase ao mesmo tempo dos primeiros átomos que aparecem as primeiras moléculas. As moléculas de hidrogénio podem juntar-se a um outro átomo de hidrogénio (para formar um sistema de três átomos)? Raramente. Como o núcleo de hélio no plano nuclear, a molécula de hidrogénio fechou-se e recusa quase aceitar outros parceiros. Eis-nos portanto com dois sistemas fechados e caracterizados pelo número quatro: o núcleo de hélio (dois protões e dois neutrões retidos pelas forças nucleares), a molécula de hidrogénio (dois protões e dois electrões retidos por forças magnéticas). Não é por acaso que o número quatro é uma garantia de estabilidade. As propriedades das partículas seguem aos pares. Há duas espécies de núcleos: protões e neutrões, duas cargas eléctricas (+) (-), etc. Quando as duas propriedades possíveis se juntam num sistema, a estabilidade é grande. E, quando duas vezes duas propriedades estão presentes, a estabilidade torna-se maior. O número quatro é mágico para os físicos.

O reinado da radiação termina

Com o nascimento dos átomos e das moléculas vão dar-se outros acontecimentos importantes neste momento em que o relógio cósmico marca um milhão de anos. Até então, no espaço abundavam os electrões livres. Estes electrões apresentavam um sério obstáculo à passagem da luz. Neste momento já não existem electrões livres. O universo, repentinamente, torna-se transparente: a luz percorre-o sem dificuldade. Deste momento data a radiação fóssil que nos chega hoje, vinda do fundo das idades. É constituída pelo conjunto de todos estes fotões, que, graças à transparência, não serão nunca reabsorvidos (se o universo for aberto). Vermelhos à nascença, a expansão os degradará durante quinze mil milhões de anos naquilo em que se tornaram: fotões rádio. Quase ao mesmo tempo, um outro acontecimento, pleno de significado, vai aparecer. Até este momento, a energia associada à matéria (isto é, à massa das partículas) era desprezível em relação à energia da radiação. Agora, as coisas mudam e a relação inverte-se. A matéria, que quase não tinha importância para os destinos do universo, passa para o comando. É ela que vai dominar o ritmo da expansão.

2. A fase estelar

Galas e estrelas emergem do oceano de calor

Para o desenvolvimento da complexidade cósmica, a situação, nesse momento, não é ideal. Os sistemas que viram o dia, átomos de hélio, moléculas de hidrogénio, fecham-se sobre si mesmos e recusam colaborar. Além disso, com a expansão, distanciam-se sempre uns dos outros e perdem a sua energia. Esta dispersão e este arrefecimento diminuem mais as possibilidades de se reencontrarem e enfraquecem a esperança de se associarem. Apesar disso, com o aparecimento do domínio da matéria, a situação vai mudar - no bom sentido! Esta predominância da matéria sobre a radiação vai inaugurar um novo capítulo da história do universo. E a gravidade, não à escala do universo, mas a diversas escalas locais. No fluido homogéneo que constitui o cosmos, massas de matéria vão condensar-se sob o efeito da gravitação. Há aqui toda uma hierarquia. Por ordem de dimensão decrescente, são os superamálgamas de galáxias, os amálgamas de galáxias e as galáxias individuais. Não se sabe em que ordem cronológica estes objectos se constituíram. Alguns astrónomos vêem o fenómeno em termos de uma fragmentação progressiva: o fluido inicial ter-se-ia dividido em superenxames. Estes dividir-se-iam em seguida em enxames. E depois, finalmente, em galáxias. Outros, ao contrário, dizem que nasceram primeiro as galáxias que, em seguida, se reagruparam em enxames e superenxames. E ainda outros vêem, originalmente, enxames de estrelas associarem-se para formar as galáxias, etc. Actualmente, na nossa ignorância, todas estas interpretações são possíveis.

As galáxias são sistemas ligados (pela força gravitacional) como os núcleos de hélio (pela força nuclear) e as moléculas de hidrogénio (pela força electromagnética). Escapam assim à expansão e ao arrefecimento universal. No seu seio vão produzir-se novas condensações da matéria. Graças à natureza particular da força de gravidade, estas condensações vão transformar em calor interno uma parte da sua energia. Vão retomar, desta vez para cima, o ascensor da temperatura. Vão aquecer e brilhar. Nomeá-las-emos estrelas. Enquanto o universo, no seu conjunto, continua inexoravelmente a esvaziar-se do seu calor, vão emergir no seio da galáxia ilhotas de matéria capazes de contrariar esta tendência. E, em cada uma destas ilhotas privilegiadas, a evolução da complexidade vai reaparecer. Depois da experiência abortada da núcleo-síntese primordial, as estrelas são, de qualquer maneira, a segunda possibilidade do universo.

A vida duma galáxia

O papel das galáxias é engendrar estrelas.

Como nascem as galáxias? Devido a que fenómenos, devido a que mecanismos, devido a que acções mais ou menos espectaculares, uma massa de matéria consegue isolar-se no seio do grande puré original? Como conseguiu ela escapar à expansão omnipresente, contrair-se sobre si mesma para formar, segundo a expressão de Emmanuel Kant, "um universo-ilha"? Poderemos sabê-lo rapidamente... Basta olhar para muito longe. Lembrem-se de que olhando para longe olhamos para cedo. O telescópio espacial, que se preparam para colocar em órbita (em 1984, se tudo correr bem), vai permitir-nos um novo passo no passado. Veremos então talvez galáxias que acabam de nascer... Neste momento estamos reduzidos a conjecturas. Imaginamos os embriões de galáxias como vastas nebulosas informes, contendo tanta matéria como vários milhares de milhões de sóis e animadas dum movimento de rotação. A sua composição química? Herdaram na da núcleo-síntese primordial. Hidrogénio, hélio, um pouco de lítio, e nada de átomos mais maciços.

Eis, no seio de cada galáxia, a força de gravidade de novo em acção. Tal como os universos-ilhas se isolaram a partir do puré primordial, assim as primeiras estrelas se vão formar a partir da matéria galáctica original. São as estrelas chamadas de primeira geração. Nenhuma delas tem a mesma massa. As maiores têm até cem vezes a massa do Sol. Brilharão como cem mil sóis. À escala da vida galáctica, a sua duração será curta; extinguir-se-ão depois de três ou quatro milhões de anos. As menos pesadas, ao contrário, viverão milhares de milhões de anos (A 5). Depois destas estrelas, outras surgirão. Devido às suas durações de vida tão diferentes, as gerações vão acavalar-se. Enquanto houver matéria gasosa disponível, suceder-se-ão umas às outras. Mas, depois de muitos milhões de anos, esta matéria esgota-se e a natalidade estelar diminui. Reconhecem-se as galáxias evoluídas, pelo facto de já não terem mais matéria gasosa e quase nenhumas estrelas novas.

Podem considerar-se as galáxias como máquinas para transformar a matéria gasosa em estrelas. Esta actividade forma a trama da sua existência. Por razões mal conhecidas, as galáxias não exercem todas essa sua actividade ao mesmo ritmo. Nasceram quase ao mesmo tempo, a algumas centenas de milhões de anos, segundo o relógio cósmico. Por consequência, têm hoje quase a mesma idade. Algumas dentre elas, muito dinâmicas, já esgotaram o seu próprio gás. Denominam-se, em virtude da sua aparência, galáxias elípticas. Quanto às designadas "galáxias irregulares", mais preguiçosas, a transformação quase não progrediu. As Nuvens de Magalhães são um exemplo deste tipo de galáxias. A nossa Via Láctea e as outras galáxias espirais apresentam-se como casos intermediários. O seu ritmo não é nem muito lento nem muito rápido. As gerações de estrelas, pode-se prever, suceder-se-ão ainda durante vários milhares de milhões de anos.

A vida das estrelas

As estrelas são a segunda possibilidade da evolução nuclear. No seu seio elaboram-se as espécies químicas que presidirão à vida.

A terra galáctica é mais fértil que o espaço entre as galáxias. É aí, por acção da sua própria grativação, que esta matéria se vai contrair e aquecer. Nestes locais privilegiados vamos tomar o ascensor térmico e subir a escala das energias. Vamos ascender sucessivamente a todos os grandes domínios da actividade das forças naturais.

Primeiramente, decerto, a activação das forças electromagnéticas. No seio de vastas nuvens galácticas aparecem os primeiros embriões estelares. Graças aos movimentos de cargas eléctricas aceleradas, esses embriões emitem radiações de rádio e infravermelhas, que nos permitem detectá-las. Sob o impacte dos fotões as moléculas dissociam-se em átomos e os átomos perdem os seus electrões orbitais. Estes deslocam-se em seguida por entre os núcleos.

Entre todas estas partículas, as colisões multiplicam-se. Aparecem sem cessar novos fotões, cuja energia é cada vez mais elevada. De infravermelho, a luz emitida passa ao vermelho. A estrela torna-se visível. Segundo a sua massa, tornar-se-á em seguida amarela ou azul (A 5). A fusão do hidrogénio

A ascensão térmica continua até que a temperatura central da estrela ultrapasse dez milhões de graus. As colisões são então tão violentas que os núcleos de hidrogénio (os protões) se sobrepõem às forças eléctricas que os repelem, entram em contacto uns com os outros. Eis-nos de novo na idade nuclear. Vamos reviver o episódio atrás referido da núcleo-síntese que se desenvolveu alguns segundos depois do começo do universo. Os nucleões vão combinar-se e formar, de novo, deutério. Depois, núcleos de três a quatro nucleões (o hélio) (A 4). Como no começo, e pelas mesmas razões, não iremos mais longe na via da organização nuclear. O hélio recusa colaborar...

Para a estrela, no seu conjunto, esta "passagem" ao nuclear representa importante mudança, que vai manifestar-se por uma mudança de comportamento. As reacções nucleares vão encarregar-se de fornecer à estrela a energia de que ela tem necessidade para brilhar. [Mais exactamente, a energia serve-lhe para suportar o seu próprio peso. Mas brilhar representa uma perda de energia que ameaça este equilíbrio.

E deve compensar esta perda. A estrela consegue-o, seja contraindo-se, seja queimando carburante nuclear.] Não precisa de contrair-se mais para obter esta energia. Instala-se então num novo estado, que se pode chamar "estacionário". Vista do exterior, ela não se modifica mais. O seu raio conserva-se o mesmo e a sua cor fica a mesma. O nosso Sol encontra-se nessa situação. A primeira fase da sua vida, aquela durante a qual se contraiu e aqueceu, durou cerca de quinze milhões de anos. [Os astrónomos falam nisto como da fase de Kelvin-Helmholtz ou ainda da fase T Tauri.] Depois deste tempo, o Sol ascendeu à fase nuclear; cumprindo o seu dever, transformava o seu hidrogénio central em hélio. Vive assim desde há quatro mil e quinhentos milhões de anos. Durante toda esta fase, o seu débito de energia ficou praticamente constante. Constância que desempenhou certamente um papel benéfico para o desenvolvimento da vida terrestre... O Sol não é o único a viver esta fase nuclear. Cerca de noventa por cento das estrelas do nosso céu nocturno partilham esta condição. Citemos, entre as mais conhecidas: a Estrela Polar, Sírio, no Cão Maior, Vega, na Lira, os Três Reis Magos e as quatro estrelas do Trapézio, no Oríon. Todas as estrelas que atravessam esta fase são ditas pertencerem à "série principal" (A 5).

Esta fase nuclear terminará com o esgotamento do hidrogénio no centro estelar. Dentro de cinco mil milhões de anos, o Sol encontrar-se-á assim. A sua duração total na "série principal" terá sido portanto de cerca de dez mil milhões de anos. [Esta duração, digamo-lo, não é a mesma para todas as estrelas. Quanto mais pesada é uma estrela, mais ela brilha e mais rapidamente esgota as suas reservas de hidrogénio. Para Sírio, esta duração não irá além dos cem milhões de anos. Para as estrelas do Trapézio, a duração será de cerca de três ou quatro milhões de anos, no máximo.] Mas que se passa quando o hidrogénio central vem a faltar? Acossada pela necessidade, a estrela volta então ao modo de produção de energia da sua infância. E recomeça a contrair-se. A energia libertada serve de novo para a aquecer, como para a fazer brilhar. Sob o ferrão da gravidade, a estrela retoma a ascensor térmico.

A fusão do hélio, ou o nascimento miraculoso do carbono A via reencontrada da evolução nuclear.

No coração da estrela não existem agora mais que "caroços de hélio". A temperatura sobe furiosamente. Ultrapassa os cem milhões de graus. Sob a violência dos choques, dois "caroços" chocam e apalpam-se um curto momento. Mas, nada a fazer, separam-se. O hélio não é, decididamente, sociável. E, contudo... A natureza tem mais truques no saco e vai poder evitar finalmente o revés dos primeiros minutos. É deste pequeno momento de apalpadelas entre os núcleos de hélio que a natureza vai tirar partido. Vai conduzir as coisas de tal maneira que se num determinado momento um terceiro "caroço" de hélio se apresentar, possa formar com os dois primeiros um sistema estável.

Este novo sistema nuclear, criado por uma espécie de prestidigitação, chama-se carbono. Tudo gira à volta do facto de a massa dos três "caroços" de hélio corresponder quase exactamente à massa de um estado excitado do núcleo de carbono. Sem esta concordância, segundo parece, absolutamente fortuita e imprevisível, o carbono não teria aparecido no mundo. De facto, o astrónomo inglês Hoyle adivinhou correctamente a existência e as propriedades deste estado excitado baseando-se apenas na existência de átomos de carbono na natureza...

Porque é que esta combinação não se deu no momento da explosão inicial? É que um tal encontro triplo é extraordinariamente raro. O papel do acaso exige tempo, muito tempo. Ora a explosão universal só durou alguns minutos, enquanto aqui é com milhões de anos que devemos contar. Conserva bem a sua finalidade a mãe natureza... Balanço líquido da transformação: três hélios dão um carbono (A 4). A energia desenvolvida por esta reacção vai, como precedentemente, afectar o comportamento da estrela. A contracção torna-se vagarosa. No coração da estrela inicia-se nova fase de fusão nuclear, enquanto a sua atmosfera incha desmedidamente e se torna vermelha. A estrela torna-se uma gigante vermelha, como Antares, no Escorpião, Aldebarã, no Touro, ou Betelgeuse, no Oríon. [Não é fácil explicar em palavras simples porque é que a contracção do centro estelar é acompanhada pela expansão da sua atmosfera. Pode-se ver nisso o efeito da variação da composição química entre o centro (hélio, carbono) e a superfície (hidrogénio).] Durante os milhões de anos que se seguem, o coração da estrela vai povoar-se de núcleos de carbono. Este filho querido da natureza, nascido dum parto difícil, não será ingrato. Vai desempenhar um papel importante na complexidade. Voltaremos a encontrá-lo a vários níveis. E será o grande herói da evolução química e da evolução biológica. No próprio coração da gigante vermelha, núcleos de carbono combinam-se com núcleos de hélio para produzir oxigénio. Um novo "grande" da organização do mundo acaba de nascer. Não é excessivo considerar os fornos centrais das gigantes vermelhas como os grandes lugares da fertilidade cósmica.

Os episódios de contracção que a estrela suportou até este momento aqueceram não somente a sua parte central, mas também, em menor grau, todas as camadas exteriores. A fusão do hidrogénio propaga-se agora nestas regiões. A estrela vai adquirir uma estrutura em camadas de cebola. No centro, o hélio transforma-se em carbono e oxigénio. Na parte superior, o hidrogénio transforma-se em hélio. Mais acima, nada se modificou. Aí não foram atingidas as temperaturas do nuclear (A 5).

Igualmente, no grande forno dos padeiros rurais, a temperatura não é uniforme. As pastelarias em preparação serão judiciosamente dispostas de maneira a poderem receber a quantidade de calor adequada: no centro, o pão, depois os bolos e pastéis; na periferia, os merengues.

As fusões derradeiras Por causa dos neutrinos, a evolução nuclear acelera-se. Alguns milhares de anos serão suficientes para criar cerca de uma centena de novos elementos químicos.

Bem cedo, por sua vez, o hélio esgota-se no coração da estrela. Os problemas de energia voltam a surgir. Fiel a si mesma, a estrela contrai-se e retoma o ascensor térmico no sentido de temperaturas mais elevadas. À volta do milhar de milhões de graus, nova paragem. É o carbono, cinza da fusão do hélio, que se torna combustível. Dois núcleos de carbono aliam-se e desenvolvem energia. A combustão, relativamente complexa, produz vários elementos novos, entre os quais devemos citar o néon, o sódio, o magnésio, o alumínio, o silício e também, mas em quantidade mais fraca, o fósforo e o enxofre.

Neste estado vai produzir-se um acontecimento importante na vida da estrela. Uma partícula, geralmente discreta, entra em cena de modo alarmante. Trata-se do neutrino (A 2). Pouco acima dos mil milhões de graus, e graças a um conjunto de reacções no seu centro incandescente, a estrela gera e emite uma quantidade cada vez mais importante destas partículas. De muitos pontos de vista, o neutrino assemelha-se ao fotão. Não tem carga eléctrica nem massa (ou muito pouca). Mas há também uma diferença importante. Mesmo que o fotão não tenha carga eléctrica, ele possui "antenas" pelas quais sente as cargas eléctricas. Pertence ao mundo do electromagnetismo. Ora o neutrino ignora o mundo das cargas eléctricas. Vive num outro mundo, o das cargas fracas. Estas cargas, precisamente, são tão fracas que os neutrinos não têm mais que uma ínfima interacção com o resto do universo. A Terra, por exemplo, é para eles quase transparente. Da mesma maneira, a matéria da estrela é opaca para os fotões, mas transparente para os neutrinos. Enquanto os fotões devem, penosamente, furar um caminho do centro, onde são gerados, para a superfície estelar, de onde são emitidos, os neutrinos deixam a estrela sem demora. Por consequência, o fluxo de neutrinos torna-se largamente superior ao fluxo de luz. Esta partícula evanescente domina a vida das estrelas. Acelera a emissão de energia, provoca uma contracção cada vez mais rápida nas camadas exteriores e prepara a catástrofe final, à qual assistiremos sem demora.

Depois da fase de fusão do carbono vem a do néon, do oxigénio e depois a do silício. Estas fases escalonam-se em temperaturas de dois a cinco mil milhões de graus. Devido à emissão dos neutrinos, as suas durações são muito curtas. Em alguns milhares de anos, a estrela produz, cada um por sua vez, núcleos de massa intermédia, desde o silício até ao grupo de metais: ferro, níquel, cobre, zinco, etc. Algumas reacções nucleares produzem neutrões. Estes neutrões aliam-se aos metais. Devido a uma longa cadeia de capturas sucessivas, vemos assim aparecer todos os núcleos, até ao mais pesado. O urânio-238, por exemplo, é um sistema nuclear composto de noventa e dois protões e cento e quarenta e seis neutrões. Pode tomar milhares de formas diferentes. Cada uma dessas formas corresponde a uma disposição particular das órbitas de protões e de neutrões no seu seio. Pode passar de uma dessas configurações a outra, emitindo cataratas de raios gama. É uma das estruturas nucleares mais complexas que existem. [Os núcleos mais pesados rebentam espontaneamente sob o efeito da força eléctrica.] A natureza, a partir deste momento, percorreu até aos seus limites as vias da organização nuclear. A evolução nuclear, abortada na explosão inicial, completa-se assim no cadinho estelar.

A estrela explode. Morrendo, ela fertiliza o espaço com os produtos da sua cozedura interna. E que vai suceder agora? O drama prepara-se quando o coração da estrela se aproxima dos cinco mil milhões de graus. A energia térmica ameaça ultrapassar a energia de ligação dos núcleos. Como acontece com os bolos num forno demasiado quente, o cozimento nuclear arrisca-se a "queimar". Os preciosos núcleos, pacientemente elaborados ao longo de toda a vida da estrela, vão transformar-se em nucleões. E será novamente um fracasso. A situação será salva, no último momento, em parte graças aos neutrinos. O seu débito de energia é agora extremamente elevado. Para compensar esta perda, a estrela contrai-se cada vez mais rapidamente. Em breve será a queda livre e a derrocada. Por um conjunto de fenómenos (que não podem ser descritos aqui), a contracção desenvolve uma formidável explosão. Salta um relâmpago, que brilha como cem milhões de sóis. Para o espectador terrestre é uma "supernova". As camadas que contêm os produtos da combustão estelar são atiradas para longe, a milhares de quilómetros por segundo. No decurso dos meses e dos anos que se vão seguir, a massa estelar, evacuada no espaço, revela a evolução do universo nos primeiros instantes. Dilui-se e arrefece. Com uma diferença importante: agora existem núcleos pesados.

Pode considerar-se o fenómeno da explosão estelar como uma nova astúcia da natureza para avançar mais na via da complexidade. Para obter núcleos pesados foi preciso criar pontos de muito calor: os cadinhos estelares. Mas há que interromper a cozedura a tempo, é preciso retirar os pratos do forno. O calor opõe-se a toda a ligação eléctrica. Nenhum átomo, nenhuma molécula pode unir-se no interior duma estrela. É nos grandes frios do espaço que a evolução cósmica vai agora continuar.

A nebulosa do Caranguejo e o astrólogo do Império da China

Depois de alguns centos de anos, os volumes dos gases em expansão atinge o diâmetro de alguns anos-luz. Diz-se que é um remanescente de supernova. Podemos observar cerca de uma centena na nossa galáxia, em diversos estágios de expansão e arrefecimento. São em geral potentes emissores de ondas de rádio e raios X.

A nebulosa do Caranguejo, na constelação do Touro, é um dos remanescentes mais conhecidos. Provém duma estrela, ; que explodiu há cerca de mil anos. A este acontecimento ligase uma bela história.

Na manhã de 4 de Julho de 1054, o astrólogo do Império da China apresentou-se no palácio imperial com uma mensagem de toda a importância. Durante a noite aparecera uma nova estrela. A sua luz é prodigiosa. Situada um pouco acima da Lua, é tão brilhante como Vénus. Depois de o Sol ter aparecido, ela ainda se pode ver no céu azul. O imperador recebeu o seu astrólogo e escutou-o gravemente. «Quais são os presságios para o Império?», perguntou ele, pensando no bem-estar público.

«Esta estrela traz-nos a promessa de colheitas abundantes para numerosos anos futuros», respondeu o astrólogo.

É acolhida com amizade a mensageira que lhes mostra um horóscopo tão favorável. Baptizamna com o nome de estrela Hóspede. Observam-na de dia e de noite, desenham-na por toda a parte. Dedicam-lhe festas, celebram-na dignamente. Mas, de dia para dia, o seu brilho empalidece. Durante algum tempo já se pode ver só de noite, como uma estrela vulgar. E passados alguns meses não mais voltaram a vê-la... «A estrela Hóspede foi-se... a estrela Hóspede partiu», anunciou o astrólogo. A crónica astronómica chinesa de onde recolhemos esta história não fala mais da estrela. As searas dos anos seguintes teriam sido mais abundantes? Assim o desejamos, para bem do nosso astrólogo. A profissão corria riscos. Puniam-se, muitas vezes com a morte, os profetas mal inspirados.

Apesar disso, sabemo-lo agora, o astrólogo tinha adivinhado. A estrela Hóspede manteve a sua promessa. Dos átomos de carbono e de oxigénio que ela desenvolveu vieram boas ceifas. Mas nem o imperador, nem seus filhos, nem seus netos, com isso aproveitaram. Mais tarde, muito mais tarde, nos planetas futuros, orbitando à volta de sóis que estão ainda para nascer, outros imperadores contemplarão os campos de trigo prometido pela estrela de Julho de 1054. Tal como as nossas boas ceifas nos vêm de estrelas Hóspedes que iluminaram o céu muito antes de o Sol nascer e que foram talvez acolhidas por astrólogos de impérios extintos em planetas há muito tempo volatilizados...

A primeira catálise

Certas partículas intrometidas tornam-se os agentes da complexidade.

Algumas palavras ainda, antes de deixar o capítulo da evolução nuclear, para saudar o aparecimento da primeira catálise. Nos primeiros tempos da galáxia, as estrelas eram unicamente compostas de hidrogénio e hélio. Mas, para as gerações que se seguiram, a situação mudou. Graças ao aparecimento e junção dos remanescentes de supernova, a matéria interestelar enriqueceu-se progressivamente de átomos pesados — o que vai modificar muitas coisas. As estrelas de gerações ulteriores formar-se-ão a partir deste gás enriquecido. Incorporarão certa quantidade de átomos pesados. Mas esta quantidade continua fraca. Actualmente, após quinze mil milhões de anos de adições sucessivas, ela não representa, na nossa galáxia, mais do que dois a três por cento da massa de gás. Mas isso não a impedirá de desempenhar um grande papel. E, para começar, na fusão de hidrogénio. Num gás destituído de átomos pesados, esta fusão começa necessariamente pelo encontro de dois protões e pela formação dum núcleo de deutério. Esta reacção é sempre lenta. Por consequência, a fusão é relativamente ineficaz. Pelo contrário, se existem átomos de carbono no gás, a fusão faz-se de maneira mais rápida. Um núcleo de carbono liga-se sucessivamente a quatro protões do meio ambiente.

Encontramos aqui, e pela primeira vez, um fenómeno que desempenhará um papel fundamental em níveis mais elevados da evolução cósmica: a catálise. Pode-se definir como um modo de associação entre as partículas. Uma delas intromete-se, a sua presença temporária tem por efeito permitir ou acelerar uma reacção entre duas outras partículas. Completada a operação, a partícula intrometida, volta a ser o que era no começo. E pode repetir a proeza indefinidamente. Deste modo, uma muito fraca quantidade de partículas catalisadoras pode ter um papel decisivo numa dada reacção...

No caso de fusão de hidrogénio em hélio, o carbono-12 só pode desempenhar o seu papel catalisador se a temperatura for muito elevada. O Sol não é bastante quente; o mecanismo não é nele muito importante. Para estrelas de maior massa (portanto, mais quentes) torna-se dominante.

Tem por efeito aumentar o débito de energia estelar e abreviar a vida da estrela. Ora são precisamente as estrelas pesadas que engendram a maior parte dos átomos pesados do meio interestelar.

Diminuindo a duração das estrelas geradoras, esta produção aumenta a sua própria taxa. Assim, quando as estrelas produzem carbono, alteram também o meio interestelar num sentido que tende a aumentar o ritmo da evolução nuclear. Um segundo factor vai também actuar no mesmo sentido. Os átomos pesados, criados nos interiores estelares, vão aumentar consideravelmente a opacidade do gás galáctico. A matéria composta somente de hidrogénio e hélio vê a sua transparência diminuir quando se lhe junta uma quantidade, mesmo fraca, destes recémchegados. Ora a opacidade desempenha um papel crucial na formação das estrelas: a matéria opaca condensa-se muito mais facilmente do que a transparente. De onde resulta o aumento da taxa de transformação do gás em estrelas, graças à núcleo-síntese. A evolução nuclear auto acelera-se.

A acção catalisadora do carbono tem ainda um efeito benéfico: a formação de nitrogénio. Este átomo, indispensável à vida, aparece como um subproduto da fusão catalisada do hidrogénio em hélio (A 4). Ele desempenhará um papel essencial na elaboração das moléculas da vida.

Os resíduos estelares "Estelas estelares", lembrarão no céu a existência de estrelas mortas pela evolução.

No momento da explosão a estrela não desaparece inteiramente no espaço. Fica um resíduo, a parte central, que se contrai sobre si mesma. Disso resulta um novo objecto com propriedades altamente exóticas: a estrela de neutrões. A densidade das estrelas de neutrões orça pelas centenas de milhões de toneladas por centímetro cúbico, o que equivale à massa de um grande petroleiro concentrada numa cabeça de alfinete. Nestas condições, os núcleos dos átomos tocam-se e desagregam-se. Os protões transformam-se em neutrões. O coração da estrela constitui um único núcleo gigantesco de neutrões, mantido pela força da gravidade. Daí lhe vem o nome de "estrela de neutrões".

Também se lhes chama pulsares, porque se acendem e apagam várias vezes por segundo. Este comportamento resulta da combinação de dois factores: primeiro, só uma fraca porção da sua superfície emite luz; segundo, giram rapidamente sobre si próprias. São tal e qual os faróis marítimos. Como eles, as estrelas de neutrões parecem acender-se e apagar-se cada vez que passa pelos nossos olhos um feixe de luz.

A primeira pulsar foi descoberta em 1964. Hoje, já nos foi possível localizar mais de uma centena. E cada uma nos lembra que nesse local se encontrava, há já algum tempo, uma estrela maciça, que devolveu ao espaço os seus núcleos pesados. Uma das mais célebres pulsares encontra-se na nebulosa do Caranguejo. Formou-se depois da explosão da estrela Hóspede. Um pouco maior que o monte Branco, lembra-nos, trinta vezes por segundo, o glorioso acontecimento do dia 4 de Julho de 1054.

Parece que em alguns casos o resíduo estelar torna-se ainda mais denso que uma estrela de neutrões. Passar-se-á então o facto extraordinário de a sua gravidade impedir que a luz se escape. Tais objectos têm o nome de "buracos negros" (A 6). Existem eles realmente? Temos boas razões para acreditar que sim.

A morte das pequenas estrelas

Descrevi nas páginas que precedem a evolução e morte das estrelas maciças. Mas nem todas as estrelas morrem tão dramaticamente. As mais pequenas, como o Sol, não atingem nunca a temperatura que provoque a explosão das suas pesadas coirmãs. Depois da fase gigante vermelha, elas extinguem-se atirando para longe, mas de maneira muito menos violenta, os produtos da sua núcleo-síntese interna. Aparecem então sob uma forma bem característica que os astrónomos chamam nebulosas planetárias. No centro destas nebulosas, nota-se geralmente a existência duma estrela azul. A matéria nebular, ricamente tingida de amarelo e de vermelho, é o que fica desta estrela, de que formava anteriormente as camadas exteriores.

A estrela central, destituída de cobertura, tornar-se-á numa anã branca. As anãs brancas são os resíduos das pequenas estrelas, como as estrelas de neutrões são os resíduos das grandes estrelas. Do ponto de vista desta dimensão, os papéis estão invertidos. As anãs brancas têm, pouco mais ou menos, o volume da Terra, enquanto as estrelas de neutrões têm o volume duma grande montanha. A densidade da anã branca aproxima-se de uma tonelada por centímetro cúbico, em vez das centenas de milhões de toneladas por centímetro cúbico nas estrelas de neutrões. Dissipou todo o seu carburante nuclear. Arrefeceu lentamente, emitindo, sob a forma de luz, o resto do seu calor interno. Sírio, a estrela mais brilhante do nosso céu, possui um companheiro que atingiu esta fase avançada da vida estelar. De anã branca, ela tornar-se-á, nos milhões de anos que se seguem, uma anã negra: um cadáver estelar contraído sobre si mesmo, sem radiação e sem vida.

O nascimento dos átomos pesados

Cada núcleo, revestido de electrões, torna-se um átomo personalizado, que terá uma longa carreira.

A nossa narrativa conduz-nos ao interior dos tumultuosos fluxos que emergem duma supernova. Os núcleos pesados, gerados ao longo da vida estelar, são agora extraídos do forno ardente e projectados no grande frio dos espaços galácticos, onde capturam os electrões.

Um por um, estes dispõem-se em órbitas. Camada após camada, o cortejo electrónico constituise à volta do núcleo. O carbono toma seis electrões, o oxigénio oito, o ferro vinte e seis e o ouro setenta e oito. Assim apareceram os átomos pesados no universo (A 3).

Uma sequência do filme Bambi, de W. Disney, mostra-nos o pequeno animal ao nascer. Mira-se, descontrai-se, dá alguns passos e descobre maravilhado os seus músculos e o corpo inteirinho. Imaginemos então os nossos átomos recém-nascidos, ocupados com a descoberta da sua estrutura e o inventário das suas possibilidades.

Alguns parecem-se com o hélio. Esféricos, fecham-se sobre si mesmos, como uma tartaruga ou um porco-espinho amedrontado. São os gases "nobres", que se manterão longe das grandes sendas da evolução. Outros, pelo contrário, estendem pelo espaço complexos volumes, que se podem sobrepor e compor-se. Cada um dos noventa átomos que o universo acaba de juntar na sua panóplia possui as suas próprias características e propriedades, as quais lhes permitem desenvolver, mais tarde, os papéis específicos que a química e a biologia lhe atribuem. Assim, temos o carbono, o nitrogénio e o oxigénio, que representam, com o hidrogénio, a maioria dos átomos do nosso corpo. Igualmente o fósforo e o enxofre são muito mais raros, mas não menos cruciais. Colocados em lugares estratégicos, executarão tarefas em que são insubstituíveis.

Uma pergunta: a natureza saberá, neste momento da sua história, qual o papel que vai atribuir a cada um dos recém-vindos? É caso para meditar... Por agora os nossos átomos travam relações com os seus companheiros, treinam-se no jogo das ligações moleculares. Em particular, o oxigénio tem nisso muito êxito. Forma, com uma grande variedade de átomos, laços estáveis e duradouros, sobretudo com os metais: alumínio, titânio, ferro, magnésio, silício, etc. São os primeiros óxidos. Servirão de base às construções sólidas do universo.

O nascimento dos cristais

Os primeiros sólidos vieram ao mundo nas cinzas das estrelas que explodiram. O jogo das combinações moleculares vai continuar durante muito tempo no seio do remanescente: vai dar origem aos primeiros cristais da criação. Este fenómeno não é simples. Pode-se ilustrar a situação, retendo somente o essencial, por um esquema fictício. Imaginemos que num dado momento se tivesse obtido a seguinte construção: à volta de um átomo de oxigénio dispuseram-se oito átomos de alumínio. Ocupam os vértices dum cubo, do qual o oxigénio será o centro. Depois, à volta de cada alumínio, os oxigénios vêm colocar-se simetricamente. E de novo os alumínios. Esta situação poderá repetir-se indefinidamente, como em alguns tapetes, mas no espaço de três dimensões. A estrutura assim constituída poderá incorporar um número considerável de átomos. É o que se chama uma "rede cristalina", ou, mais simplesmente, um cristal. A matéria sólida que nos rodeia é largamente composta de cristais. A natureza do cristal é fixada pelos elementos químicos que contém. Num saleiro, os grãos de sal são cristais de cloro e sódio. O quartzo é feito de silício e oxigénio. Alguns cristais são constituídos por uma só substância: o diamante é uma rede de átomos de carbono. As rochas terrestres mais vulgares são, ao invés, compostas por redes complexas de oxigénio, silício, magnésio, ferro, alumínio, etc.

O segredo da pureza

Durante anos estudou-se em laboratórios o crescimento dos cristais. Mesmo que a substância da qual eles nascem contenha grande variedade de átomos diferentes, nota-se que se formam pequenos cristais muito puros, combinação de dois ou três átomos bem definidos, com exclusão de qualquer outro. O crescimento vai produzir-se segundo um modo que preservará a sua pureza (e, portanto, a sua identidade). Consideremos, por exemplo, um cristal de quartzo (oxigénio e silício) em formação num líquido. Mergulhado no seu meio inicial, é constantemente bombardeado por todos os átomos presentes. Alguns fixam-se na sua superfície. Se se trata de oxigénio ou de silício e se as suas posições os levam a aumentar correctamente o módulo do cristal, ficarão solidamente ligados. Tornar-se-ão então parte do cristal, que contribuem para aumentar. Se, pelo contrário, o recém-chegado é estranho à rede cristalina, não conseguirá alojarse convenientemente. Como uma chave que se engana na fechadura, a sua forma geométrica não se adaptará à arquitectura atómica já antes estabelecida. Será rejeitado para o líquido. No mundo dos cristais, a geometria serve de "palavra de passe".

Esta selectividade dos cristais, nenhum dos átomos individuais a possui. Aparece como resultado da justaposição dos primeiros átomos. É um exemplo do que se chama "uma propriedade emergente" da organização da matéria. Esta propriedade dá, por sua vez, origem a uma acção nova: uma espécie de prefiguração da alimentação. Como os seres vivos, o cristal pode incorporar matéria selectivamente, retendo só aquilo que lhe agrada, o que preserva a sua identidade.

Neste sentido, podemos dizer que ele se alimenta.

3. A fase interestelar As poeiras interestelares

Formadas por um núcleo rochoso recoberto por uma camada de gelo, elas prefiguram os planetas e dão-lhes origem.

O espaço é povoado por miríades de grãos de matéria sólida, chamados "poeiras interestelares". Estes grãos são comparáveis em dimensão às partículas do fumo; têm menos de um mícron de diâmetro (um milésimo de milímetro). Mas, na escala atómica, são montanhas. Cada um contém biliões de átomos. Estas poeiras formam-se, pelo menos assim o julgamos, no coração das massas de gás em expansão e em rápido arrefecimento. Pensa-se nos remanescentes das supernovas, certamente, mas também nas explosões menos espectaculares das novas, e bem assim nos invólucros das gigantes vermelhas e das nebulosas planetárias. Para esclarecimento, retenhamos que as primeiras poeiras aparecem, segundo toda a aparência, entre as torrentes de gases que se espalham no espaço quando da morte das estrelas da primeira geração.

O hidrogénio entra no jogo Dentro de algumas dezenas de milhares de anos, o remanescente da supernova acaba por se estabelecer no espaço. Ocupa agora um volume de algumas dezenas de anos-luz de diâmetro. A nebulosa do Cisne ilustra bem esta situação. As suas grinaldas coloridas enrolam-se como as ondas do fumo de um cigarro. A temperatura aproxima-se agora da das nuvens interestelares, unicamente algumas dezenas de graus absolutos. Apesar disso, nem tudo está morto, pelo contrário.. A actividade química retoma o seu papel vigorosamente. É o hidrogénio, desta vez, que vai conduzir o jogo. Com os átomos pesados, ele vai dar novas moléculas que nos são muito familiares: a água (hidrogénio e oxigénio), o amoníaco (hidrogénio e nitrogénio), o metano e outros hidrocarbonetos (hidrogénio e carbono).

Estas moléculas possuem em comum um laço particularmente versátil, a "ponte-hidrogénio", relacionado com a qualidade específica que tem o hidrogénio para estabelecer ligações. São estas ligações que permitem às moléculas da água líquida juntarem-se umas às outras, ao mesmo tempo que lhes dá um ponto de ebulição particularmente elevado. Sem a "ponte-hidrogénio" os oceanos evaporar-se-iam rapidamente e a vida nunca teria aparecido na Terra. As moléculas hidrogenadas depositam-se nos grãos de poeira, formando uma delgada película gelada. Graças à acção dos raios ultravioletas provenientes das estrelas vizinhas, graças aos raios cósmicos que agora invadem o espaço, um novo capítulo do nosso romance vai começar nestas poeiras cósmicas. Antes, porém, algumas palavras sobre os raios cósmicos.

Os raios cósmicos

Partículas ultra-rápidas sulcam o espaço em todas as direcções. Elas participam na evolução nuclear, na evolução química e na evolução biológica.

Os raios cósmicos foram descobertos pelos físicos que estudavam a radioactividade. Radioactividade é o nome dado por Becquerel e os esposos Curie ao fenómeno de desintegração dos núcleos instáveis. Quando da desintegração destes núcleos, são emitidas partículas rápidas. Para as estudar foi preciso inventar detectores especiais. Um dia repararam que estes detectores continuavam a registar impactes, se bem que muito fracos, mesmo na ausência de fontes radioactivas. Que é que poderia dar origem a este "ruído de fundo"? Uma longa procura, digna do melhor Hercule Poirot, revelou que o ruído provinha dos espaços galácticos. Lá em cima, entre as estrelas, movem-se partículas a velocidades vizinhas da da luz. Existem lá electrões, protões e núcleos complexos. Algumas destas partículas entram no sistema solar, atingem a Terra, atravessam a nossa atmosfera e terminam os seus dias nos detectores de radioactividade. Chama-se-lhes colectivamente raios cósmicos.

Que pode dizer-se da origem destas partículas rápidas? Certamente que foram aceleradas por ocasião dum conjunto de fenómenos violentos no cosmos. Sabemos, por os termos detectado a bordo de satélites, que alguns provêm de erupções esporádicas na superfície do Sol. As explosões de supernovas e a libertação de matéria que as acompanha também dão a sua contribuição. Outros acontecimentos ainda mais violentos, como a actividade prodigiosa de alguns núcleos de galáxias, poderão igualmente desempenhar um grande papel.

Depois da sua aceleração, os raios cósmicos caminham ao acaso dentro da galáxia e esbarram cegamente em tudo o que encontram na sua passagem. Estas colisões provocam reacções variadas e importantes no quadro da nossa epopeia. Em primeiro lugar, no plano da evolução nuclear, os raios cósmicos têm em média energias muito superiores às que são necessárias para quebrar as ligações nucleares. Sob a violência do impacte, certos núcleos atómicos da matéria interestelar são quebrados em pedaços, em núcleos mais pequenos, os quais, rodeando-se de electrões, formarão novos átomos. Entre estes núcleos, três faltam na panóplia do universo: o lítio, o berilio e o boro. São núcleos muito frágeis, que não resistem às temperaturas muito elevadas. Por consequência, as estrelas não os formam. A radiação cósmica completa a evolução nuclear, juntando-lhe estes três elementos químicos (A 4). No plano da evolução biológica, todos concordam em pensar que os choques dos raios cósmicos sobre as moléculas dos genes poderão causar algumas mutações. Estas mutações são o elemento motor da evolução darwiniana. Voltaremos a este assunto mais tarde.

No espaço, na superfície das poeiras interestelares, a actividade dos raios cósmicos vai agora iniciar a evolução química. Estes projécteis vão, em primeiro lugar, destruir as moléculas dos "gelos". Os pedaços vão recombinar-se ao acaso. É o começo de uma nova química. Vão constituir-se moléculas desconhecidas. Conforme as dissociações e as junções, algumas de entre elas atingirão dimensões importantes; poderão incorporar um número de átomos que ultrapassa a dezena (A 3). Sem dúvida que também deve ali haver moléculas maiores. O futuro no-lo dirá. Mas o estado presente das observações e as extrapolações que se podem efectuar deixam-nos poucas esperanças de encontrar no espaço verdadeiras "macromoléculas".

Os laços que ligam estas moléculas aos grãos de poeira são muito fracos. Como recém-adultos, elas vão deixar o seu solo natal, indo para longe viver a sua própria vida.

As moléculas interestelares

Foram os radiotelescópios que nos revelaram a existência destas moléculas. Cada variedade emite uma radiação electromagnética de tipo rádio que lhe é própria e serve de assinatura. Cerca de uma centena de moléculas diferentes foram, até agora, identificadas (A 3). Não se pode subestimar a importância destas observações, tanto no plano astronómico como no plano biológico. Esperava-se, certamente, encontrar no espaço algumas moléculas simples. Mas, dadas as condições extremas (baixa temperatura, fraca densidade) destes locais, ninguém iria prever a presença generalizada duma flora tão complexa. Fica-se atónito em face do frenesim de organização da matéria.

Esta aproveita todas as ocasiões e tira proveito de todas as circunstâncias, mesmo as mais diversas.

Os antigos acreditavam na geração espontânea. Bastava deixar apodrecer dejectos, para que as moscas e mesmo os ratos ali nascessem. Pasteur destruiu esta crença: a vida resulta sempre da vida. Mas, de onde vem a primeira vida? Foi necessário que tivesse surgido da matéria inanimada, num momento muito recuado da história terrestre.

Tratava-se entretanto, pelo menos assim se acreditava até há pouco, dum acontecimento excessivamente improvável.

Uma espécie de milagre, nascido da justaposição de muitas coincidências, todas mais extraordinárias umas que as outras. Um tal milagre, por outro lado, teria de ser único no mundo. De onde resultou a crença generalizada da nossa solidão total no universo. É, por exemplo, a tese de J. Monod em O Acaso e a Necessidade. Julgando-o tão pouco provável, foi com espanto que se soube, pela radioastronomia, do desenvolvimento molecular no espaço, descoberta que veio pôr em dúvida aquela crença. No passado, distinguia-se a "matéria inanimada" da "matéria animada".

Actualmente a distinção esfuma-se. Que é a vida? Em sentido lato, a palavra designa a misteriosa tendência da matéria para se organizar e subir os degraus da complexidade. A actividade molecular que se produz à volta dos grãos no espaço é disso uma manifestação, tal como a proliferação dos cipós na floresta amazónica, ou como a núcleo-síntese nos braseiros estelares.

Voltemos, por um momento, à lista das moléculas que povoam as grandes nuvens interestelares. Notemos que todas aquelas que incorporam mais de três átomos possuem um, dois ou três átomos de carbono. Isso, certamente, não nos causa admiração. Este átomo está munido de quatro ganchos particularmente adaptados às combinações moleculares. Descobrimos aqui que esta predominância do carbono não está confinada à biosfera. No quadro da química interestelar, estende-se a toda a nossa galáxia e, sem dúvida, a todas as galáxias. Poderia ter existido noutra parte uma vida muito diferente daquela que conhecemos na Terra? Uma vida onde, por exemplo, o silício desempenharia o papel de carbono? À primeira vista, nada se opõe a isto: o silício possui também quatro ganchos electrónicos. Apesar disso, nas moléculas espaciais não há mais de uma molécula com silício para muitas dezenas de moléculas com carbono. Por quê? Sem dúvida porque os laços que criaram o silício são muito mais rígidos que os do carbono. O que ele agarra, o átomo de silício não larga mais. Como o hélio, é incapaz de brincar. Esta observação radioastronómica torna pouco plausível a existência da vida planetária com base no silício.

4. A fase planetária

Junta o dorso ao céu

espera a terra

PIERRE DUBOIS

A invenção do planeta

Miríades de poeiras interestelares vão associar-se para criar um terreno de suprema fertilidade. Apesar de tudo, no espaço sideral as condições são duras. Faz frio e os átomos são raros, as possibilidades de encontro e combinação continuam a ser muito fracas. Além disso, as novas moléculas são muito frágeis e estão sob permanente ameaça dos raios cósmicos e da luz ultravioleta. Neste estádio, as radiações tornam-se hostis à evolução. A elaboração molecular tropeça nos obstáculos das radiações ionizantes. É preciso procurar um abrigo.

Para sair de dificuldades, a natureza vai de novo inventar. Tem necessidade dum ambiente onde não haja muito calor (as moléculas dissociam-se) nem muito frio (as moléculas ignoram-se umas às outras). Tem também necessidade dum ambiente denso, que facilite os contactos e proteja dos raios letais provenientes do espaço. Esta invenção tem por nome planeta, a instalar perto duma estrela que lhe fornecerá energia. Ligado pela gravidade, um planeta pode manter-se em órbita a uma distância onde a temperatura seja moderada. Além disso, se a massa é suficiente, poderá conservar na sua superfície, graças ao seu campo de gravidade, camadas de substâncias gasosas constituindo uma atmosfera e simultaneamente isolando-o das radiações do espaço.

O nascimento dos planetas

São de duas formas diferentes os conhecimentos que temos acerca do nascimento dos planetas: observação astronómica das estrelas nascentes e exploração do

nosso próprio sistema solar.

A primeira fonte só nos pode ser útil se as coisas se passarem hoje pouco mais ou menos como se passavam há cerca de cinco mil milhões de anos. É compreensível... Quando o Sol nasceu, já a nossa galáxia tinha dez mil milhões de anos. Por milhares, as gerações de estrelas sucediam-se no seu interior. O aspecto que ela apresentava então não diferia muito, pelo menos assim o julgamos, daquele que apresenta agora. Mas a nossa galáxia é vasta e os locais de nascimento de estrelas estão longe. Os nossos instrumentos ainda não têm o poder de resolução necessária para uma observação pormenorizada. Devemos contentar-nos com informações fragmentárias e incompletas. Que é que aprendemos? Que as estrelas nascem em grupos, no seio das grandes nuvens galácticas, aí onde pululam as poeiras e as moléculas interestelares.

O estudo dos planetas, dos satélites e dos meteoritos constitui a segunda fonte de informação. Aqui, o astrofísico torna-se arqueólogo, procura vestígios do passado. Experimenta identificar os objectos que conservaram intacta a memória das origens do sistema solar. Na Terra, tudo mexe, tudo muda. Os traços do passado depressa desaparecem. São os corpos inertes, sem atmosfera e sem actividade vulcânica, que se tornam particularmente eloquentes. Por exemplo, a Lua e os meteoritos que nos caem do céu.

Combinando as informações recolhidas, faz-se uma ideia aproximada da sequência dos acontecimentos. Voltemos atrás, pelo pensamento, ao coração duma vasta e opaca nebulosa, constituída por matérias gasosas e poeirentas. As poeiras, em vastas camadas, dispõem-se à volta dos primeiros embriões de estrelas, um pouco como os anéis à volta de Saturno. Nestes discos inicia-se um longo processo de condensação. As poeiras juntam-se umas às outras. Desta união resultam pequenos corpos que gravitam à volta do embrião estelar, em órbitas mais ou menos regulares. Cruzam-se muitas vezes e as colisões são frequentes. Conforme a violência dos choques, os corpos desfazem-se ou combinam-se. Segue-se um período de competição durante o qual alguns objectos vêem a sua massa aumentar. Os maiores absorvem os mais pequenos. Com as massas, os campos de gravidade aumentam. À volta dos maiores é autêntica chuva. O sistema despovoa-se em proveito dos vencedores: os planetas. A queda dos pequenos corpos sobre os planetas em formação crivaram as superfícies de crateras visíveis ainda hoje. Sob o impacte, o solo funde-se e o fluido rochoso incandescente esguicha à distância. Fixando-se, deixa uma cratera. Pequenas ou grandes, as crateras voltam a encher-se. O seu mosaico desordenado forma o tecido do relevo mercuriano ou lunar.

O calor dos planetas Recebido por herança na nebulosa proto-solar, ele é o motor da vida planetária.

A exploração do sistema solar leva-nos à descoberta do papel dominante que representa o calor na vida dos planetas. Mas qual é a origem deste calor? Existem, de facto, duas fontes distintas. Em primeiro lugar, o calor resultante da violência dos choques da chuva meteórica. Depois, a radioactividade natural dos átomos instáveis na nebulosa inicial. Estes átomos (por exemplo, o urânio e o tório) produzidos nas estrelas maciças e transportados no espaço pelos remanescentes das supernovas, incorporam-se nos grãos e voltam a encontrar-se na substância planetária. Ali têm toda a possibilidade de se desintegrar ao seu próprio ritmo, transmitindo a sua energia ao cristal em que se estabeleceram. Quanto mais maciço é um planeta, maior será o seu calor inicial, herdado de uma ou de outra fonte. Quando do seu nascimento, os planetas maiores são bolas de lava incandescente. Depois, no decurso das eras, o calor dissipa-se no espaço. Os pequenos corpos, asteróides, meteoritos, arrefecem muito depressa. Fixados em seguida para a eternidade, contentar-se-ão em registar, sob a forma de crateras, os choques das colisões anteriores. A Lua, oitenta vezes mais leve que a Terra, arrefeceu em cerca de três milhões de anos. Nenhum movimento da superfície, nenhuma actividade vulcânica perturba actualmente a sua superfície. Mercúrio, um pouco mais pesado, viveu mais uma centena de milhões de anos antes de atingir o estado de petrificação total que agora nos apresenta. Marte é um caso intermédio entre a Lua (ou Mercúrio) e a Terra. Extinguiu, mas não inteiramente, as suas reservas térmicas iniciais. Assim o testemunham os seus raros vulcões.

Sob a formidável chuva meteorítica que lhe deu nascença, o nosso planeta parece ter ficado líquido durante várias centenas de milhões de anos. A primeira crosta estável só apareceu no fim deste período. O fluido interior, animado de potentes movimentos de convecção, continuou durante muito tempo a ferver. É ele que, ainda hoje, anima os vulcões, os tremores de terra, assim como as deslocações imperceptíveis dos continentes. A Terra é o protótipo do planeta que vive.

O nascimento da atmosfera

É às poeiras interestelares que devemos a atmosfera e os oceanos.

Quando, numa órbita primitiva, o nosso planeta em formação varria o espaço, recolhia as pedras e as poeiras que se encontravam na sua passagem. Estas poeiras, chamemos para isso a atenção, são constituídas por núcleos rochosos envolvidos numa camada de gelo.

São agarradas pela bola vermelha incandescente que devora tudo o que a rodeia. Que acontece ao gelo no meio destas matérias em fusão? Vaporiza-se e espalha-se largamente no seio da Terra.

A pedra líquida pode incorporar importantes quantidades de matéria gasosa. Mas a pedra sólida é incapaz disso. Desgasifica-se. [Exactamente como a água das bebidas gasosas, quando gela. Aprendi isto à minha custa, depois de ter esquecido uma garrafa de champanhe no refrigerador. O efeito é impressionante...] Quando se forma a primeira crosta terrestre, aparecem orifícios, como túneis vulcânicos. Em potentes géiseres, as massas gasosas escapam-se do solo. O planeta reveste-se de vasta e densa atmosfera. E a água condensa-se. Chove como nunca mais choverá. Chovem todos os oceanos. Tanta água! Tanta água! Mas à escala cósmica, a água é mais rara que o ouro.

Na escola aprendi que a matéria existe sob três formas: sólida, líquida e gasosa. Também aprendi que os oceanos cobrem setenta por cento do nosso planeta. Partindo de uma hipotética divisão inicial das formas, a fase líquida tinha sido, aparentemente, favorecida. Vista do espaço, a situação é diferente. À escala da nossa galáxia ou do universo, a quase totalidade da matéria é gasosa, neutra ou ionizada. A fracção sólida não representa mais de um milionésimo do universo e a líquida é ainda mil vezes inferior. [Fiz estimativas com base em hipóteses verosímeis sobre a frequência dos sistemas planetários, excluindo as estruturas quase cristalinas das anãs brancas.] Os pescadores de baleias que partem em expedição passam dois e três anos em que não vêem outra coisa além da extensão ilimitada dos oceanos. Aceitariam eles acreditar que a água líquida é mais rara à escala cósmica que o ouro na Terra?

É difícil subestimar a importância da água na gestação cósmica. O seu poder de dissolução permite-lhe integrar grandes quantidades de moléculas estranhas. Estas moléculas circulam livremente. As ocasiões de encontros são múltiplas. Os contactos são prolongados. Por esta via, a água torna-se um potente auxiliar da organização. Aproveitemos este momento para saudar o aparecimento da água na Terra. Não é a primeira vez que tal acontece no universo. Aparentemente, muitos outros planetas que viveram antes do Sol registaram esse acontecimento. Mas, simbolicamente, tanto quanto egocentricamente, é o seu aparecimento na Terra que preferimos celebrar.

A grande tempestade

Para os espectadores que escolhemos ser vão surgir grandes acontecimentos no plano da organização material. No momento do dilúvio universal, a Terra apresentava-se quase como se apresenta actualmente o planeta Vénus. Do espaço só se vêem os continentes que a água lentamente começa a submergir. Uma massa gasosa, opaca e sombria recobre toda a superfície do nosso planeta. Levados por movimentos ciclónicos de grande potência, estes gases dão-lhe o aspecto estriado que se encontra não somente em Vénus, mas também em Júpiter e Saturno. As sondas espaciais que mergulharam na atmosfera de Vénus em Dezembro de 1978 foram assaltadas por uma bateria contínua de descargas eléctricas semelhantes aos mais espectaculares dos nossos relâmpagos. Temos todas as razões para pensar que a nossa atmosfera primitiva, tão densa como a de Vénus, abrigava fenómenos análogos. Estes longos relâmpagos eram acompanhados por ondas sonoras intermináveis. A atmosfera enchia-se dum rumor tonitruante, ao qual, felizmente, nenhum ouvido estava submetido...

Porque é que Vénus não tem oceanos? As atmosferas, à partida, assemelham-se muito. Pensa-se que seja uma questão de temperatura. Vénus está muito mais perto do Sol que a Terra. Por metro quadrado da superfície recebe duas vezes mais calor. As observações feitas pelas sondas venusianas permitem supor que as gotículas que se formam na alta atmosfera não chegam ao solo. Evaporam-se durante a queda, por ser a temperatura média mais elevada que na Terra. Não chove em Vénus.

As moléculas da atmosfera primitiva (gás carbónico, metano, amoníaco, água e aparentemente também alguns espécimes mais compactos herdados do espaço interestelar) são bombardeadas permanentemente tanto por descargas eléctricas, como pelos raios ultravioletas do jovem Sol. Lembrem-se das poeiras interestelares, rodeadas de gelo e submetidas às radiações cósmicas. As moléculas dissociadas recombinavam-se para criar uma verdadeira química. Apesar disso, esta actividade organizadora não ia muito longe. As condições inóspitas não se prestavam a isso. As moléculas mais importantes não incorporavam mais de uma dúzia de átomos. Estas moléculas interestelares prefiguravam, de qualquer modo, os planetas como o nosso (núcleo rochoso, oceano).

A construção fotoquímica vai reaparecer, mas em condições infinitamente mais favoráveis. Em primeiro lugar porque a fraca radiação ultravioleta das estrelas mais ou menos distantes é substituída pela do Sol vizinho, e sobretudo há agora o potente efeito ionizante dos relâmpagos. Em seguida, porque, na atmosfera, a densidade das moléculas é muitíssimo mais elevada que no espaço - passou-se de vários milhares a milhões de biliões por centímetro cúbico. Este acréscimo da população aumenta prodigiosamente as possibilidades de encontros e de ligações. E a temperatura, que era de algumas dezenas de graus no espaço, atinge agora algumas centenas. Mas há sobretudo, sob a camada atmosférica, a vasta toalha dos oceanos. Levantadas pelos ciclones, as vagas gigantes misturam novas moléculas nas águas, que as protegem adequadamente das radiações ionizantes. Ainda mil vezes mais denso que o ar, o oceano é actualmente uma grande bacia onde as moléculas se procuram e se combinam.

O caldo oceânico primitivo

Que é que se encontra agora no oceano? Que novas espécies foram geradas por esta grande construção fotoquímica? Para o saber, fizeram-se experiências laboratoriais em condições semelhantes. Num bocal de vidro hermeticamente fechado põe-se água líquida e gases simples, os da atmosfera inicial. Depois, por meio de eléctrodos fixados à volta, submete-se o conjunto, durante dias, a incessantes descargas eléctricas. Observa-se a água no fundo do bocal. Progressivamente, ela torna-se perturbada, passa ao amarelo e depois ao castanho-ocre. O líquido extraído do bocal ficou com um cheiro bastante desagradável. Na análise encontram-se álcoóis, açúcares, gorduras e ácidos aminados. Para os químicos trata-se de substâncias orgânicas. Esta terminologia data do século passado. Estas substâncias, julgava-se então, não podiam ser produzidas senão por seres vivos. De onde o termo "orgânico". E eis que os formamos numa proveta, sem a acção de qualquer glândula secretora... [Esta experiência foi efectuada pela primeira vez pelos químicos americanos Miller e Urey, em 1954. Foi recomeçada, e os resultados foram confirmados por numerosos químicos em todo o mundo. Em ciência exigem-se experiências repetidas, grupos diferentes. Nunca se dá grande crédito nem confiança aos resultados obtidos por uma só experiência, seja qual for a qualidade do trabalho e a reputação dos cientistas. Muitos factores incontroláveis, físicos e psicológicos, podem intervir. Esta desconfiança está ligada a lembranças decepcionantes. Muitas vezes fomos "levados". Na procura da verdade, nunca se tomam demasiadas precauções...] As vagas escuras dos oceanos primitivos, que no longínquo passado se desfaziam nas margens, carregavam, elas também, estas preciosas moléculas formadas de fresco. E os ventos atiram para todos os continentes os seus eflúvios nauseabundos. Apesar disso, nenhum ser vivente vem cheirá-los ou alimentar-se neste oceano pleno de elementos nutritivos. Depois, o dilúvio termina. A camada nebulosa diminui e os raios do Sol chegam ao solo. A Terra, vista do espaço, não é azul como actualmente, mas escura, da cor desta sopa oceânica que atingiu o seu mais alto nível. Mas a actividade molecular não pára. O jogo das combinações e das dissociações continua sem parar, na fertilidade destes ambientes aquosos. Vão agora entrar em jogo novos factores, que se tornarão dominantes na arena da complexidade crescente. Vamos descrevê-los uns após outros.

Crescer

Entre as moléculas que acabam de fazer a sua entrada em cena, na Terra, algumas possuem, em cada uma das suas extremidades, "ganchos" como os engates dos vagões ferroviários. Podem associar-se, formando cadeias intermináveis. Fala-se de "polímeros". Como se verifica para o cristal, encontra-se aqui a repetição indefinida dum mesmo módulo. A diferença é que o cristal forma uma estrutura rígida em três dimensões, enquanto o polímero possui a flexibilidade duma corrente. No que respeita ao espaço em que se alonga, tem a liberdade de se torcer e dobrar sobre si. Esta aptidão para tomar uma multidão de configurações, que encontramos pela primeira vez na natureza, vai desempenhar um grande papel na elaboração da vida. Notemos, em particular, a possibilidade de se fechar sobre si mesmo, em forma de anel. Pela adição de outras moléculas, o anel pode transformar-se numa esfera oca. Vemos então aparecer esta noção fundamental da fisiologia: o "meio interior".

Catalisar

A união dos indivíduos com vista a atingir um objectivo comum não é para nós um acontecimento novo. No seio das estrelas quentes, protões associam-se a núcleos de carbono para acelerar a sua fusão em núcleos de hélio. É o ciclo que governa a geração de energia no coração da Sírio, por exemplo. Em termos técnicos, o carbono toma o papel de catalisador. Presta-se à reacção. Voltamos a encontrá-lo depois, sem se ter alterado e pronto para recomeçar.

Estes fenómenos de catálise, ao nível das reacções químicas, vão produzir-se em grande número no nosso oceano primitivo. Vejamos um pouco mais de perto como os choques se passam. Duas moléculas, chamemos-lhes. M e N, desejam juntar-se numa nova molécula MN. Infelizmente, no vasto meio aquoso, M e N são raras. Têm portanto poucas possibilidades de se encontrar. Mas existe uma terceira molécula, O, que possui dois ganchos com os quais pode capturar, cada uma por sua vez, um exemplar de M e um exemplar de N. Estes dois isolados encontram-se então juntos. Reconhecem-se, combinam-se e deixam O, para irem para longe viver a sua própria vida. Bom samaritano, O está pronto para recomeçar. Assim se pode aumentar consideravelmente o número de formações MN...

A auto catálise

O casal Sousa recebe a menina Rosa e o Sr. Silva, ambos celibatários. De natureza muito sociável, estes sofrem as consequências do seu celibato e procuram desde há muito tempo, mas sem êxito, uma alma irmã. Em última instância pediram ajuda ao casal Sousa, que organizou o jantar. Tudo se passa muito bem. Os nossos dois celibatários manifestamente agradam um ao outro, decidem voltar a ver-se e depois viver juntos. Um novo casal nasceu. É fácil reconhecer nisto os elementos da catálise. O casal Sousa desempenhou o papel de catalisador no encontro Rosa-Silva. Ainda mais: num certo sentido, pode falar-se de autocatálise. Foi um casal, com efeito, que acelerou a formação de outro casal.

Com este exemplo pretendi ilustrar a noção da autocatálise, que desempenha um papel-chave na evolução. A primeira síntese duma molécula pode demorar muito a produzir-se no seio da nossa massa oceânica. Mas se, por acaso, esta molécula possui a propriedade de autocatálise (quer dizer, se ela pode servir de agente para a formação de uma molécula idêntica a ela mesma), dará, bem cedo, origem a uma companhia. Depois, os dois metem-se à obra e passar-se-á a quatro, a oito, a dezasseis, etc. Assistiremos então a uma verdadeira explosão demográfica que poderá tomar proporções catastróficas. Esta linguagem tem ressonâncias familiares. Poderíamos falar da mesma maneira de ratos, de coelhos ou de seres humanos. É que, em definitivo, a autocatálise é uma forma de reprodução. A mais rudimentar sem dúvida, mas que contém todos os elementos essenciais. Existe "produção" dum novo sistema, como na catálise simples. E existe "reprodução", no sentido de que o sistema gerado é idêntico ao primeiro.

Alimentar-se Graças aos fortes relâmpagos da tempestade primitiva, a sopa oceânica regurgita de açúcares e álcoóis, substâncias particularmente ricas em energia. Em paralelo, formaram-se outras moléculas com a capacidade de capturar e quebrar o álcool (ou o açúcar) sugando-lhe a energia. O começo da "destruição" ou da alimentação, uma das principais actividades dos seres vivos. Para que servirá esta energia adquirida pela molécula predadora? Existem muitas possibilidades. Talvez fazendo-a rebentar em moléculas mais simples, já destituídas da propriedade de predação. Neste caso, é um fracasso, embora isso possa facilitar novas combinações, que darão origem a novas propriedades. Aqui aparece pela primeira vez um comportamento da matéria que desempenhará um papel fundamental: os fracassos são eliminados, os êxitos persistem e abrem a via a novas aventuras.

Voltemos por uns instantes aos sistemas moleculares que possuem um interior. Suponhamos que, por intermédio dos ganchos atómicos, podem associar-se a algumas das moléculas gordas que nadam na vizinhança. É próprio das gorduras afastar a água, serem "hidrófobas", como vulgarmente se diz. É, por exemplo, a gordura fixada na pele que torna o nosso organismo estanque e é ainda ela que impede que as penas dos patos se molhem. Admitamos então que a estrutura oca consegue besuntar a superfície exterior com moléculas de gordura, e ei-la impermeável à água. Isolou-se verdadeiramente para começar vida autónoma, ao abrigo da sua membrana. Algumas membranas possuem a propriedade de deixar passar certas moléculas e excluir outras. Diz-se então que elas são selectivas. Suponhamos agora que no interior da membrana se encontra uma molécula capaz de quebrar os açúcares e libertar a sua energia (uma enzima). Ver-se-ão então os açúcares entrarem na cerca, lá deixando a energia. Ver-se-ão depois os resíduos saírem para o exterior. a primeira digestão. Este esquema não é totalmente especulativo, foi já realizado em experiências laboratoriais.

Em suma, as grandes funções da vida: crescimento, reprodução, alimentação, existiam já, prefigurados, no interior da massa oceânica primitiva.

A primeira crise de energia

Ameaçada pela fome, a complexidade crescente sobrevive e desenvolve-se graças à energia solar.

No começo, as funções de nutrição e reprodução (por autocatálise) são muito rudimentares. Não se produzem obrigatoriamente dentro das moléculas. Desenvolvem-se, aqui e ali, com mais ou menos êxito, utilizando as vastas reservas de energia que se acumularam no oceano. Durante milénios, a organização prosseguiu sem descanso no oceano. Como observadores extraterrestres, teríamos podido marcar as suas fases. No ano X apareceu a primeira molécula capaz disso; no ano Y, um sistema de mais de mil átomos foi observado pela primeira vez, etc. Com a multiplicação dos sistemas consumidores, as reservas de energia oceânica são rapidamente gastas. Era tão grande o apetite que se começaram a disputar os últimos álcoóis fósseis. Esta crise poderia terminar por uma fome generalizada, com destruição das moléculas complexas tão laboriosamente constituídas. O progresso da organização ficou então seriamente ameaçado.

O Sol continua certamente a brilhar, mas, ante a crise, a sua energia de nada serve, até que apareça uma molécula especial, antepassado rudimentar da clorofila. Por um mecanismo prefigurando a fotossíntese, ela sabe captar e armazenar a energia dos fotões solares. É a salvação para todos os sistemas famintos, que encontram o meio de se aliar a esta preciosa parceira. A primeira crise de energia resolveu-se por meio do desenvolvimento da energia solar que, desde esse dia, anima todas as formas de vida vegetativas e animais.

5. Imagens da evolução biológica

A maquinaria da célula

A meio caminho entre o átomo e o animal, ela exerce já todas as grandes funções da vida. Não sou biólogo. Não possuo a competência desejada para continuar uma narrativa minuciosa da evolução darwiniana. Apesar disso, não resisto à tentação de assinalar alguns momentos muito destacados.

A célula é o elemento de base, o tijolo fundamental de todos os seres vivos. Nós somos conjuntos de células. O nosso corpo contém mais de cem biliões, ligadas pela mais forte coerência. Estas células não são idênticas; existem cerca de duzentas variedades num corpo humano. E cada variedade desempenha um papel determinado. Umas constituem os ossos, outras, os cabelos, outras ainda nadam no sangue sob a forma de glóbulos. As suas dimensões, geralmente, medem-se em mícrones (milésimos de milímetro). As formas são esféricas, cilíndricas, arborescentes, etc., segundo a função que lhes está reservada. Uma célula média contém cerca de um bilião de átomos, pouco mais ou menos a mesma quantidade de um grão de poeira estelar. Mas entre as duas há uma diferença abissal. No meio do grão celeste, a organização é quase nula; trata-se dum simples motivo indefinidamente repetido: um oxigénio, um magnésio, um silício, um ferro, depois, e de novo, um oxigénio, etc. Além disso, estes átomos são fixados por ligações rígidas. Somente a fusão do cristal inteiro poderá desalojá-los. Ao contrário, seriam necessários volumes inteiros para descrever o que sabemos da complexidade das células e nós não conhecemos mais que uma muito pequena fracção dos segredos das suas estruturas e dos seus comportamentos.

Em comum, as células têm certo número de elementos. Primeiramente, um núcleo em que são armazenados, como num cofre-forte, os genes. Nestes genes está inscrito o "código genético", quer dizer, toda a informação necessária para prosseguir a vida e a reprodução. Esta informação é codificada por meio de um alfabeto especial composto de moléculas (A 3). A sequência destas moléculas forma o DNA. O nome exacto é ácido desoxirribonucleico. Utiliza-se também a sigla francesa ADN. Não se sabe muito bem em que momento o DNA apareceu pela primeira vez na Terra. Foi talvez no oceano primitivo. Depois deste período, as moléculas DNA são fielmente transmitidas no momento de reprodução. Gozam de certa eternidade. Durarão tanto tempo como a vida na Terra (talvez mais, se as viagens interplanetárias se tornarem realidade). À volta do núcleo encontra-se uma substância gelatinosa, chamada "citoplasma" e recoberta por uma membrana que delimita o "mundo interior da célula". O citoplasma é povoado por uma multidão de pequenas unidades ("os organelos"), com funções bem definidas. Encontramos neles os "pulmões", o "fígado", etc. Os pulmões aqui têm o nome de mitocôndrios. O oxigénio absorvido pela respiração animal chega à membrana celular na circulação sanguínea, penetra na célula e junta-se aos mitocôndrios, onde é utilizado. A energia que se liberta é armazenada por moléculas especiais, chamadas ATP. São, por assim dizer, baterias que se recarregam. Mais tarde libertarão a energia onde as funções vitais da célula o exijam. A respiração celular não é somente uma prefiguração da respiração pulmonar, ela "é a respiração". O movimento de vaivém dos nossos pulmões não passa de um meio de trazer o ar até às células.

Outros organelos da célula, os ribossomas, têm por missão juntar as proteínas necessárias à vida animal. São verdadeiras "cadeias de montanha". Os elementos nutritivos atravessam, pela boca, o invólucro exterior do corpo, depois, aprestados pelo sistema digestivo, atravessam a membrana celular e chegam aos ribossomas sob a forma de ácidos aminados. Segundo os planos fornecidos pelo código genético, estes ácidos aminados unem-se uns aos outros para constituírem as proteínas. E há dejectos. Atirados fora da célula e retidos em carga pelo sangue, são filtrados e evacuados pela urina. Como no caso da digestão, a última respiração é a da célula. Nas células vegetais encontra-se um organelo colorido, o cloroplasto, que é o responsável pela fotossíntese. As plantas absorvem pelas suas raízes a água do solo e pelas suas folhas o gás carbónico do ar. Estas duas substâncias atravessam a membrana celular e juntam-se nos cloroplastos. Com a ajuda da luz solar, combinam-se para formar açúcares, operação que se chama fotossíntese. Os açúcares são em seguida armazenados sob a forma de amido, para, mais tarde, servirem de alimento aos animais. Há um dejecto da fotossíntese, o oxigénio. Evacuado pela planta, este gás sobe para a atmosfera. Só as plantas são responsáveis pela presença do oxigénio livre na nossa atmosfera, nenhum outro planeta do sistema solar o possui.

A reprodução das plantas e dos animais passa pela reprodução das células. As moléculas de DNA preparam primeiro uma cópia exacta das mesmas. Original e cópia separam-se em seguida, para emigrar cada uma para regiões opostas da célula. Esta divide-se, as membranas fecham-se, formando duas células idênticas, prontas a recomeçar. A vida, para cada um de nós, começou por uma só célula: o ovo materno, fecundado pelo espermatozóide paterno. Esta célula divide-se em duas, depois em quatro, depois em oito, até atingir muitas centenas de biliões num homem adulto. No momento dum encontro sexual, todo o ciclo recomeça.

A origem das células

Como é que um sistema tão evoluído e tão bem acabado, como é uma célula, chegou ao mundo? Em boa verdade, pouco se sabe. Uma teoria fascinante dá-a como fruto de uma federação de sistemas mais simples, que teriam considerado vantajoso viver em conjunto para partilhar as suas aptidões. Uma espécie de simbiose.

No nosso planeta, as mais velhas rochas hoje conhecidas encontram-se na Groenlândia. Tratase dum terreno sedimentar que se depositou há cerca de três mil e oitocentos milhões de anos, isto é, menos de mil milhões depois da formação da Terra. Nesse tempo, a potência do vulcanismo primitivo chegava ao fim. Os primeiros oceanos, que quase ferviam, regurgitavam de moléculas complexas geradas durante o grande dilúvio. Ora — descoberta recente e da mais alta importância — este terreno revela a presença de vasta população de microfósseis. Reconhecemse nela, entre outras, algas azuis, organismos microscópicos formados por uma só célula, mas capazes de realizar a fotossíntese. Encontram-se algas dessas, actualmente, nas águas quentes dos géiseres da Islândia. Acomodam-se a temperaturas próximas dos cem graus. A célula destas algas é muito desconcertante. Não possui nem núcleo nem nenhum dos elementos celulares habituais. Só encontramos uma massa gelatinosa fechada dentro duma membrana. De resto, nos terrenos desérticos que rodeiam os géiseres encontram-se numerosas bactérias compostas, também elas, por uma célula, sem elementos internos aparentes. Segundo a teoria da "federação", são estas células simples que se teriam um dia associado para formar as células complexas dos seres vivos. Cada organismo primitivo tornou-se um organismo particular. As bactérias teriam sido os mitocôndrios, responsáveis pela respiração celular. Nas plantas, as algas azuis ter-se-iam tornado os cloroplastos associados à fotossíntese. Federar estes já existentes para criar um ser mais complexo e mais aperfeiçoado, eis uma boa receita, favorita da natureza em gestação.

A grande árvore darwiniana

Em quatro mil milhões de anos passou-se das algas azuis aos seres humanos.

Uma vez mais, apesar do meu desejo, não poderei guiar-vos nas sendas da evolução biológica. Alguns outros fizeram-no com grande destreza. Desejaria, no entanto, e no espírito dos capítulos anteriores, saudar de passagem os grandes momentos da organização natural. À luz dos conhecimentos actuais, experimentemos descrever o ser mais evoluído em cada instante da história da Terra.

Bactérias e algas azuis parecem guardar a palma durante três mil milhões de anos. Os organismos pluricelulares mais antigos, segundo o que sabemos, são as medusas. Apareceram há cerca de setecentos milhões de anos, mas sem dúvida que as há ainda mais velhas. Os vestígios são difíceis de identificar. Cem milhões de anos mais tarde, eis as primeiras conchas e artrópodes (crustáceos vários). Possuem um esqueleto exterior que deixa traços fósseis. Ainda cem milhões de anos mais (há portanto quinhentos milhões de anos), e o esqueleto passa para o interior: o reino dos peixes começa.

A vida, até este momento, estava confinada exclusivamente aos oceanos e aos lagos. A passagem para a terra processa-se há cerca de trezentos milhões de anos. Graças à camada de ozono, criada pela respiração vegetal aquática das eras precedentes, a atmosfera está agora protegida contra as radiações letais provenientes do espaço. É o começo do período dos répteis e das aves. Os mamíferos apareceram pouco depois, mas só se desenvolveram verdadeiramente após o desaparecimento dos dinossauros, há cerca de sessenta e três milhões de anos. (Ver secção seguinte.) Entre estes mamíferos, uma espécie de pequeno musaranho, vindo ao mundo há cerca de sessenta milhões de anos, trazia nos seus genes a promessa do cérebro humano. Da sua descendência saíram as diversas linhagens de macacos. Depois, duma destas linhagens, derivaram os primeiros hominídeos e os primeiros homens. O corpo humano é composto aproximadamente por trinta mil biliões de biliões de partículas elementares. É o arranjo de todas estas partículas que vos permite concentrar a atenção nas páginas deste livro...

Uma catástrofe à escala planetária

Um acontecimento de amplitude considerável ocorreu na Terra há perto de sessenta e três milhões de anos. Plantas, animais, em raças inteiras, morrem e desaparecem para sempre. Espécies tão diferentes como os dinossauros, as amonites marinhas e os fetos gigantes foram riscadas das listas dos viventes. Que se terá passado? Estudos recentes mostram que a causa da hecatombe foi muito provavelmente de natureza astronómica...

As análises químicas revelam nas camadas geológicas deste período a existência de quantidades "anormalmente elevadas" de alguns metais raros, como o irídio, o ósmio e o ouro. Anormalmente elevadas em relação ao que se encontra em geral à superfície da Terra.

Contudo, e nisto está o ponto crucial, as quantidades relativas destes metais estão bem de acordo com os resultados obtidos nos meteoritos estudados em laboratório. Tudo se passa como se uma chuva meteórica tivesse caído nessa época na Terra. Imaginemos que um meteorito de vários quilómetros de diâmetro vem de encontro ao nosso planeta. Sob o impacte, volatiliza-se e várias nuvens de poeiras rochosas espalham-se por toda a alta atmosfera terrestre. As grandes erupções vulcânicas (a do Cracatoa no fim do século passado, por exemplo) provocam geralmente obscurecimentos análogos, mas de menor importância, na abóbada celeste. Como é que estas poeiras puderam provocar uma tal hecatombe? Ninguém o sabe, na verdade. A diminuição prolongada do fluxo solar terá deteriorado os ciclos da vegetação? Porque é que alguns animais sobreviveram, e outros não? De resto, tratar-se-ia mesmo duma queda de meteoritos? O sistema solar poderia, nesta época, ter encontrado uma nuvem interestelar densa, como aquelas que nós vemos na constelação de Oríon. A travessia desta nuvem teria provocado uma chuva de poeiras interestelares (igualmente ricas em irídio, ósmio, ouro) na superfície da Terra. O importante, neste caso, é que a chegada de uma camada de matéria extraterrestre coincide com a extinção maciça de indivíduos e de espécies animais sobre todo o nosso planeta.

Este acontecimento vai alterar de maneira apreciável a evolução da vida terrestre. Nessa época, depois de duzentos milhões de anos, os sáurios representam o ramo mais importante do reino animal. Os mamíferos existem também desde há muito, mas, por assim dizer, em recuo. São animais minúsculos, da dimensão dos nossos roedores, em número muito restrito e de desenvolvimento muito lento. Mas depois do desaparecimento dos répteis gigantes, tudo muda. A população dos mamíferos cresce rapidamente e o seu desenvolvimento acelera-se. Em algumas dezenas de milhões de anos atingem o estado do macaco, do primata e do homem... Tem-se a impressão de que a coexistência com os sáurios não foi muito benéfica para os mamíferos. Donde esta lentidão inicial do seu desenvolvimento, seguida, depois da hecatombe, por uma verdadeira explosão. Foi isto o que se passou, a queda de uma pedra celeste teria importância considerável na história da organização da matéria. Viria eliminar o obstáculo constituído pela presença dos dinossauros e activar a progressão ascendente da complexidade...

A vida implica todos os níveis do real

Sobre uma cama, uma mulher repousa. Tudo parece calmo e tranquilo. Mas, no seu íntimo, uma outra cena se desenvolve. o tumulto, o caos, a luta impiedosa. Milhões de espermatozóides sobem ao ataque do único óvulo que lhes assegura a sobrevivência. A rivalidade é inexorável; todos os combatentes, salvo um (ou talvez dois) perecerão dentro de alguns minutos num aterrorizante morticínio. Sob a membrana de cada um destes espermatozóides, a cena é ainda outra. As reacções químicas de produção de proteínas continuam o seu ritmo. Os átomos juntam-se ou afastam-se, inconscientes do tumulto que reina no andar de cima, como da volúpia pacífica, mais acima ainda. Os núcleos assistem como espectadores pacíficos às manobras dos electrões que realizam as combinações moleculares, aliás como os quarks poderosamente ligados ao coração dos núcleos.

Todos os níveis do mundo real, no passado, presente e futuro, intervêm nesta cena da vida corrente. Os quarks ligaram-se aos nucleões na massa inicial dos primeiros microssegundos do universo. Os nucleões juntaram-se em núcleos, há milhares de milhões de anos, na fertilidade dos corações das estrelas. O código genético, inscrito nas células sexuais, foi edificado no caldo oceânico primitivo. Actualmente, a situação perpetua-se a nível químico, da actividade celular e no plano da vida sentimental dos amantes. Traz consigo a promessa do seu próprio prolongamento no futuro. A "vida" está presente em todos estes níveis; o acto mais simples tem origem no começo do tempo.

Os elementos químicos da vida

No caldo primitivo, os elementos foram escolhidos e separados segundo os seus méritos. Voltemos aos primeiros tempos do nosso planeta. Na crosta terrestre, no oceano primitivo, em proporções desiguais, encontram-se os cerca de oitenta elementos químicos estáveis, com as suas propriedades bem definidas (A 3). Como uma criança que brinca, ou como um pedreiro que escolhe as pedras, a natureza "experimenta" os átomos. Ao acaso das combinações, dos êxitos e dos fracassos, a cada um será assegurado o seu papel. Alguns serão requisitados em massa, o cálcio por exemplo, para fazer os ossos. Outros, como o iodo na tiróide, ocuparão quantidades ínfimas, postos-chaves. Apesar da raridade, a sua falta bastaria para tudo se desregular. A diversidade de aptidões permitirá a certos elementos intervir a vários títulos no desenvolvimento dos processos vitais.

A predominância do hidrogénio e do oxigénio lembra o papel crucial da água, devido ao seu poder dissolvente. A partir do carbono arranjam-se as moléculas associadas ao código genético: ácidos aminados, proteínas, bases nucleicas (A 3). Combinando-se com o hidrogénio, o oxigénio e o nitrogénio, o carbono cria uma variedade quase infinita de estruturas capazes de assegurar a armazenagem da informação. O enxofre desempenha aqui um papel importante. A circulação sanguínea utiliza o ferro para transportar o oxigénio dos pulmões às células. Descobriu-se no laboratório que os átomos de ferro não podem inserir-se na hemoglobina sem a presença duma proteína à base de cobre. Mas como é que a natureza fez esta descoberta? Entre todas as moléculas que podem armazenar energia e restituí-la no momento preciso, nenhuma sobrepassa em eficácia a ATP, constituída com base no fósforo. A natureza escolheu-a para assegurar a digestão dos alimentos ao nível das células. A vida está fundada sobre a química e a química fundada sobre a troca dos electrões. Seis elementos principais participam nestas trocas: o cloro, o enxofre e o fósforo como dadores de electrões; o magnésio, o sódio e o potássio, como recebedores.

Com as enzimas, encontramos os fenómenos de catálise, anteriormente vistos nas estrelas e no espaço. São moléculas altamente especializadas, que intervêm em instantes precisos dos ciclos vitais. Para muitas de entre elas, é a presença de um átomo particular na sua arquitectura que assegura a sua qualidade específica. O zinco colabora na digestão do álcool e das proteínas. O magnésio na formação da ureia e o cobalto na síntese do código genético. O cobre, já o vimos, serve para incorporar o ferro no sangue. Serve também para a pigmentação da pele, para a elasticidade das paredes da aorta e ainda para a fotossíntese. Foi possível demonstrar que os organismos vivos utilizam ainda (mas em quantidades ínfimas) o boro, o flúor, o silício, o vanádio, o crómio, o selénio e o estanho. Pelo menos vinte e sete elementos intervêm na maquinaria da vida. Os biólogos procuram saber até onde se prolongará esta lista.

Mas os elementos nobres (hélio, néon, árgon, crípton, xénon) estão ausentes. Já se esperava. A rigidez dos laços interdita-lhes o jogo das combinações. Igualmente o silício, parente próximo do carbono e cem vezes mais abundante na crusta terrestre, só intervém em proporções ínfimas. O seu grande defeito é não ser solúvel na água.

6. A vida fora da Terra

A vida no sistema solar

Haverá plantas ou animais nos outros planetas do sistema solar? No século passado falava-se facilmente dos venusianos e dos marcianos e dos seus longos canais. Todavia, depois do começo da exploração espacial, não creio muito nisso. A Lua e Mercúrio não têm atmosfera. Porquê? Não são bastante maciços para prender à sua volta um invólucro gasoso. No momento da sua nascença, estes planetas continham, como a Terra, grandes quantidades de gás em dissolução na rocha aquecida. Escapado pelas múltiplas bocas vulcânicas, este gás fugiu para o espaço, deixando sem protecção os solos desnudos. Continuamente bombardeadas por partículas rápidas provenientes do Sol e de outras partes, as rochas esboroaram-se. Uma delgada capa de poeira acumulou-se no decurso dos anos. Os astronautas deixaram os traços das suas solas na Lua. Mercúrio e Lua são áridos e desérticos.

Vénus, ao contrário, possui uma atmosfera de grande espessura, mas não apresenta, mesmo assim, condições mais favoráveis. Esta massa de gás carbónico desempenha o papel de "estufa planetária". Capta o calor do Sol e dá à superfície do planeta uma temperatura superior a quinhentos graus centígrados. Não há líquido. Em Vénus é o calor excessivo que impede a estruturação molecular.

E em Marte? Em 1976, os Americanos enviaram lá duas sondas Viking, sem astronautas, mas equipadas com um laboratório de química inteiramente automatizado. As sondas poisaram no solo vermelho e recolheram alguns espécimes que esmagaram e analisaram. Como decidir se um planeta possui flora ou fauna? Há um meio muito simples: é a presença de moléculas características. Na Terra, mesmo nos desertos mais áridos, existem sempre milhares de moléculas orgânicas variadas. O vento transporta para toda a parte os pólenes, e os esporos microscópicos. Ora no solo marciano analisado há muito menos moléculas complexas que no seio dos glaciares antárcticos. Tem-se pouca esperança de encontrar lá uma vida, mesmo muito primitiva.

E algures? Alguns satélites de Júpiter e de Saturno possuem atmosferas. Poderiam certamente abrigar algumas formas vegetais. Uma descoberta importante descrita na próxima secção justifica esta esperança.

Ácidos aminados nos meteoritos

Um esboço de vida em planetas desaparecidos.

Os meteoritos são pedras que caem do céu. Cada ano caem várias centenas, distribuídos por toda a superfície da Terra. As suas dimensões vão de alguns centímetros a alguns metros. Quando entram na atmosfera terrestre, deixam atrás de si uma longa cauda luminosa (as estrelas cadentes), por vezes acompanhada de trovoadas. Chocam violentamente com o solo e muitas vezes afundam-se nele. De onde vêm estes meteoritos? Antes de topar com a Terra, gravitam silenciosamente à volta do Sol, como qualquer outro planeta. Foi possível fotografar alguns meteoritos no momento da sua entrada na atmosfera e traçar as suas órbitas. Estes meteoritos provêm de mais longe que Marte. Ao leitor que nunca viu meteoritos, aconselho uma visita a um museu de mineralogia (por exemplo, ao Museu de História Natural de Paris). Acariciar com a mão a superfície polida dum meteorito que gravitava há vários anos entre os planetas do sistema solar dá-nos um pouco de vertigem.

Existem, grosso modo, duas expécies de meteoritos: pedregosos e ferruginosos. Os ferruginosos apresentam-se como massas muito densas, de aspecto metálico castanho-ferrugento. As superfícies são por vezes cavadas profundamente, devido à fricção da atmosfera durante a sua descida para o solo.

As cápsulas dos cosmonautas sofrem avarias análogas quando chegam à Terra. Os meteoritos pedregosos são acinzentados como os calhaus dos campos. Alguns conservam na sua textura pequenas bolinhas vítreas chamadas "condros". Estes meteoritos incorporam por vezes importantes quantidades de água (cristalizada) e carbono. São as condrites carbonadas. Na análise, este material revela a presença de hidrocarbonetos (como o alcatrão e o petróleo) e também alguns ácidos aminados: tratar-se-á duma presença prévia no meteorito ou de contaminação no seio da atmosfera terrestre? Estas moléculas pululam no ar e na água das chuvas. Como poderemos saber se o meteorito terá herdado estes ingredientes depois da sua chegada ao solo? Questão espinhosa, que suscita longas discussões, acesas e venenosas. Hoje a resposta não oferece dúvidas. Estes ácidos aminados existiam já no meteorito antes da sua entrada na atmosfera. Na próxima secção explicarei como, graças aos trabalhos de Pasteur, foi possível acabar com as dúvidas.

Pasteur e os açúcares

Pode obter-se açúcar de duas maneiras diferentes. Extraindo-o de certas plantas: a beterraba ou a cana. A partir da água e do gás carbónico, num laboratório de química. Estes açúcares são parecidos? Existe uma diferença, mas ninguém a perceberá no seu café. Pode-se notar essa diferença fazendo passar um raio luminoso numa solução açucarada. O açúcar de origem vegetal reagirá de maneira precisa, enquanto o outro não terá nenhuma reacção. [Mais precisamente, utilizando a luz polarizada, o açúcar vegetal vai fazer girar o plano da polarização, o outro açúcar não.] Qual é a cáusa desta diferença?

É que, de facto, existem duas espécies de moléculas do açúcar. São constituídas pelos mesmos átomos (carbono, oxigénio, hidrogénio), mas a arquitectura geométrica é diferente. Imaginem, por exemplo, uma escada de caracol. Pode rodar para um lado ou para o outro. Do mesmo modo, há moléculas cuja geometria corresponde a um sentido, enquanto a de outras moléculas corresponde ao sentido contrário. A parte isso, são parecidas como a mão direita e a mão esquerda num espelho. Pasteur demonstrou que os açúcares de laboratório contêm em quantidades iguais as duas variedades, mas os de origem vegetal contêm uma única variedade. [Uma solução constituída por uma das variedades faz rodar o plano de polarização num certo sentido. A outra variedade fá-lo rodar no sentido oposto. Quando as duas variedades coexistem, as influências anulam-se e o plano de polarização fixa-se.] Entre os seres vivos, os "moldes" para fabricar açúcar são tais que só podem produzir a variedade de que eles próprios são feitos. Há nisto uma espécie de selecção semelhante à que encontrámos na formação do cristal. Que todos os vegetais e animais fabriquem o mesmo açúcar, eis uma manifestação profunda da grande utilidade dos seres vivos na Terra.

Apesar disso, no começo, no "caldo oceânico", a situação devia ter sido diferente. Não há motivos para crer que os longos relâmpagos do dilúvio inicial tenham favorecido um açúcar mais que o outro. Mais tarde, uma das variedades desapareceu. Porquê? É uma pergunta muito debatida. Pode-se imaginar que no momento da aparição dos primeiros sistemas capazes de se alimentarem e de se reproduzirem os dois "clãs" devem ter-se devorado um ao outro (os dois açúcares podem servir de alimento a toda a gente). Um dos clãs terá alimentado o outro... Em outro planeta, o clã vencedor poderia ter sido diferente. Esta situação (duas variedades possíveis, uma única variedade realizada) não está reservada aos açúcares. Grande número de moléculas complexas encontram-se no mesmo caso. Entre os seres vivos terrestres não existe mais do que uma espécie de ácidos aminados, a outra espécie está ausente.

Ora, nas condrites carbonadas as duas formas coexistem.

Eis a prova de que não se trata de uma contaminação atmosférica. Eis a prova de que estas moléculas se formam fora do nosso planeta.

Planetas estilhaçados

Que sabemos nós da vida anterior dos meteoritos? Existem boas razões para pensar que a maioria de entre eles provém de corpos maiores, chamados "corpos pais". Tratar-se-ia de pequenos planetas, como Fobus, e cujos diâmetros não ultrapassam algumas centenas de quilómetros. No interior destes planetas, como na Terra ou na Lua, a matéria ter-se-ia sedimentado. As substâncias metálicas mais pesadas teriam deslizado até ao centro, enquanto os materiais de textura pétrea, mais leves, continuariam nas camadas superiores. Mais tarde, durante as colisões catastróficas com outros corpos sólidos, estes planetas voaram em pedaços. Os seus fragmentos, segundo a sua proveniência, tornaram-se meteoritos pétreos ou ferrosos.

Os ácidos aminados das nossas condrites carbonadas ter-se-iam formado nestes corpos, actualmente desaparecidos. A presença de água nestas condrites não nos causa admiração. Sabemos da importância desta substância na elaboração da vida terrestre. Notemos, de passagem, que Calisto, satélite de Júpiter, parece largamente constituído por água gelada. Não devemos perder toda a esperança... A presença simultânea de duas variedades de ácidos aminados em alguns meteoritos demonstrou-nos que estas células preexistiam à sua chegada ao nosso solo. Esta mesma presença ensina-nos ainda outra coisa. Lembremos que, se, na biosfera terrestre de hoje, uma única variedade subsiste, no amálgama primitivo as duas variedades sem dúvida coexistiam. Pode-se concluir que, nos planetas desaparecidos, a organização da matéria tinha atingido o estado em que nascem os ácidos aminados, mas não tinha atingido aqueloutro estado em que, devido à competição, uma variedade elimina a outra.

Tal como a observação inesperada das moléculas interestelares, a descoberta dos ácidos aminados no interior das condrites carbonadas agitou profundamente a comunidade científica. Ela ilustra, uma vez mais, a espantosa fertilidade da matéria.

A vida no universo

Existem provavelmente milhões de planetas habitados. Mas eles são bem discretos... E algures! Além do sistema solar, entre os biliões de estrelas que compõem a nóssa galáxia, entre os biliões de galáxias que compõem o universo, existirão seres vivos? As estrelas estão longe. A exploração in loco é um projecto para os próximos milénios.

Não sendo possível ir ver no próprio local, pode-se observar e procurar provas, num sentido ou no outro. Podemos perguntar, por exemplo, se como o nosso Sol outras estrelas possuem um cortejo planetário. O planeta, já se sabe, apresenta uma solução ideal para os múltiplos problemas da matéria que se organiza. Sabemos, em todo o caso, que as estrelas celibatárias são uma minoria. Mais de metade das estrelas vivem "domiciliadas" com um ou mais parceiros. Que alguns destes corpos celestes tenham uma constituição parecida com a da Terra que, entre eles, alguns recebam, graças à posição da sua órbita, um calor apropriado ao desenvolvimento da vida, isso parece-nos bastante possível... O número de planetas habitados poderia ser muito elevado. Alguns autores falam de cerca de um milhão somente na nossa galáxia. Esta estimativa é certamente uma tomada de consciência do encarniçamento com que a vida se desenvolve por toda a parte onde as condições o permitem. E também da sua aptidão para alterar as condições no sentido de aumentar as possibilidades de progresso.

O Sol nasceu bastante tarde na vida da nossa galáxia. Biliões de estrelas nasceram antes dele. Que espécie de animais viviam na superfície dos seus hipotéticos planetas? Medusas, dinossauros, hominídeos ou qualquer outra coisa? Planetas aos milhares podem já ter atingido uma tecnologia muito superior à nossa e comunicar entre si por mensagens radiofónicas ou viagens interestelares. Estas mensagens, deveríamos poder captá-las. Os nossos radiotelescópios são bastante potentes para receber o equivalente aos programas da BBC, emitidos à distância de alguns anos-luz. Tentativas de escuta foram já feitas várias vezes. As melhores antenas do nosso planeta têm consagrado muitas horas nesta procura. Sem êxito. Cada um de nós procurou um dia captar as emissões de países distantes num posto receptor de ondas curtas. Ligando o botão adequado varremos o domínio das frequências. O mais provável é receber uma "fritura", sucessão incoerente de assobios, de ruídos, notas agudas ou graves. Depois, de repente, fracamente, uma voz ou uma música. Mesmo se a língua nos é totalmente desconhecida, mesmo se as distorções são importantes, é-nos possível distinguir as emissões dos ruídos sem significado. Até hoje, do céu, nunca recebemos mais que uma "fritura". Não foi captado nenhum sinal que deixe prever a presença de um emissor inteligente, nenhum programa que manifeste a intenção de comunicação. Mas, para dizer a verdade, estamos ainda longe de ter coberto todas as possibilidades. A exploração sistemática em todas as direcções, em todas as frequências, está ainda no começo. Não percamos a esperança.

E o turismo interestelar? Neste caso, não são as informações que nos faltam! Os relatórios consignados (muitas vezes acompanhados de processos verbais) de observações de objectos voadores não identificados (OVNI) encheriam bibliotecas inteiras. São vistos, fotografados, algumas vezes sondados pelo radar. Há já espectadores levados a bordo. Alguns desaparecem para nunca mais. Outros, como outrora aconteceu com Marco Polo, voltam para nos contarem coisas nunca vistas ou ouvidas. Apesar disso, a situação continua na maior confusão. Ante a análise crítica, a maioria dos testemunhos dissolve-se. Encontra-se a fraude, a alucinação ou, ainda mais banal, o desejo de se tornar interessante. Os documentos fotográficos são enganosos, os ecos de radares indecisos. Nenhuma informação válida quanto à aeronáutica ou ao modo de propulsão. Só rumores respeitantes a uma qualquer origem extraterrestre. Alguns casos, certamente, ficam sem explicação, misteriosos e perturbantes, convindo prestar-lhes muita atenção.

Façamos o possível, mesmo assim, para dar à nossa discussão uma dimensão suplementar. Metamo-nos, por um momento, na pele dum homem pré-histórico. Por exemplo, um habitante da gruta de Lascaux. O seu cérebro é tão desenvolvido como o nosso. Os frescos policromos com que revestiu as paredes das suas cavernas são disso uma prova. Mas ignora tudo das ondas de rádio e da comunicação à distância. Faltam-lhe os milhares de anos de desenvolvimentos tecnológicos que transformaram a nossa percepção da realidade. Na natureza existem forças que escapam aos nossos sentidos. Hoje sabemos construir televisores que manifestam a existência das ondas electromagnéticas. Quem é que seria bastante temerário para afirmar que conhecemos e compreendemos todas as forças, todas as ondas e todos os meios de comunicação?

As civilizações extraterrestres não nos alagam com as suas mensagens de rádio. As suas visitas ao nosso planeta continuam mais que duvidosas. Mas isso não esgota o debate. Continua inteira a possibilidade de outros tipos de viagens, de outros tipos de telecomunicações... 7. O futuro da Terra

A morte do Sol

O botânico que passeia num pinhal pode, mentalmente, classificar as árvores pela sua idade. Tem diante dele a imagem de toda a vida das árvores. A seus pés, os mais novos rebentos, mais acima as adultas vigorosas, e no solo apodrecem os troncos das mais velhas plantas. A um ou outro destes pinheiros, curiosos do seu futuro, o botânico, a partir das suas observações, poderia fornecer algumas informações proféticas. Em relação às estrelas do firmamento, o astrónomo encontra-se numa posição análoga. Identificando no céu os astros nos seus diferentes estados de existência, o astrónomo assiste ao nascimento, vida e morte das estrelas. E existe uma estrela pela qual o nosso interesse é mais que académico: o Sol. O futuro do género humano depende intimamente da sorte que está reservada ao Sol.

Num capítulo anterior descrevi a morte das pequenas estrelas. Elas passam sucessivamente pelas fases de gigante vermelha, nebulosa planetária e anã branca, antes de se extinguir como anã negra. Vou agora tentar reconstituir relativamente ao Sol a sequência destes acontecimentos, exactamente como eles se apresentarão ao observador extraterrestre em que tentaremos encarnar.

As reservas de hidrogénio solar permitem-nos ainda cinco mil milhões de anos de tranquilidade. O Sol ficará o que é: uma estrela amarela cujo disco enorme tem, por virtude da sua distância, o mesmo tamanho aparente do da Lua. Com o esgotamento do hidrogénio central, o Sol vai tornar-se uma gigante vermelha e iniciar a fusão do hélio em carbono e oxigénio. Betelgeuse (à esquerda de Oríon), Aldebarã (no Touro), Antares (no Escorpião), confirmam esta teoria. Notase, mesmo a olho nu (mas melhor com binóculo), que são estrelas vermelhas. Estas estrelas são verdadeiramente gigantes. Se imaginarmos o centro de Antares coincidente com o do Sol, o volume daquela estrela englobará o Sol e as órbitas de Mercúrio, Vénus e Terra.

Quando o Sol atingir esta fase, o seu volume vai crescer e a superfície arrefecer lentamente. De amarela, a sua luz tornar-se-á laranja e depois vermelha. E, do azul do céu às suaves tintas da alvorada e do poente, todos os fenómenos atmosféricos serão profundamente alterados. A Terra arrefecerá? Não, pelo contrário. O crescimento da superfície solar vai compensar a diminuição da temperatura. O disco vermelho com dimensões crescentes enviar-nos-á mais calor do que o disco amarelo nosso familiar.

Experimentemos imaginar o que se passará no nosso infeliz planeta nesses tempos ainda distantes. Teremos os elementos necessários para estabelecer um cenário verosímil, nas suas grandes linhas? Assim o penso, sem todavia estar totalmente convencido (A 5). Sob o calor crescente os gelos polares vão começar a fundir-se, elevando progressivamente o nível dos oceanos e atirando para a atmosfera espessas camadas nebulosas, que, por algum tempo, esconderão as estrelas. As nuvens apagarão largamente os contrastes climáticos entre os pólos e o equador. Uma vasta Amazónia, quente e húmida, estender-se-á sobre todo o nosso planeta, onde se instalará uma vegetação luxuriante. Depois a atmosfera começará a evaporar-se no espaço.

O céu voltará a ficar claro. Sob o ardor do imenso disco vermelho, a vegetação secará e arderá espontaneamente.

Intermináveis fogos nos bosques acabarão por consumir tudo o que a superfície da Terra contiver de elementos orgânicos. Paisagens lunares farão a sua aparição. Nos continentes, como no fundo dos oceanos evaporados, o reino mineral retomará o lugar que tinha nos primeiros tempos do nosso planeta e que nunca perdeu na Lua.

Algumas centenas de milhares de anos ainda e, como nas crateras vulcânicas de hoje, a própria pedra entrará em fusão. Em cascatas avermelhadas, camadas de lava incandescente descerão das montanhas e amontoar-se-ão no fundo das antigas fossas oceânicas.

O ventre vermelho do Sol continuará a sua inexorável progressão, projectando um formidável vento saído das suas entranhas. Sob o impacte, os planetas interiores, Mercúrio, Vénus,.Terra, Marte, talvez se vaporizem lentamente. A sua matéria juntar-se-á a esta tempestade e, em flocos tumultuosos, seguirá para o espaço. Mais tarde ainda, a evacuação da matéria tomará um comportamento mais agitado e mais violento. Por sua vez, os planetas exteriores, Júpiter, Saturno, Úrano, Neptuno e Plutão, volatilizar-se-ão sob o impacte das baforadas tórridas.

Visto de longe, este acontecimento tomará o comportamento ricamente colorido das nebulosas planetárias familiares à astronomia. De uma estrela quente, azul-violeta, situada no centro, partem anéis concêntricos, sucessivamente verde-amarelos, depois vermelhos nas bordas. O astro central é o núcleo residual da gigante vermelha agonizante, enquanto os anéis são constituídos pela matéria estelar atirada para longe. Suficientemente diluídas, estas massas gasosas tornam-se transparentes e iluminam-se, estimuladas pela luz da estrela que as emitiu. Do oxigénio provém a franja verde, do hidrogénio e nitrogénio, a coroa vermelha. O Sol moribundo não se desfará completamente. Restará no local um coração desnudado, uma anã branca, como aquela que gravita à volta de Sírio. A matéria vaporizada do nosso planeta voltará ao gás galáctico de que foi formada há cerca de quatro mil e seiscentos milhões de anos. A partir desta matéria diluída, novas nebulosas se formarão. Nestas nebulosas, novas estrelas e novos cortejos planetários se edificarão.

Imagens de perenidade num ciclo perpetuamente traçado.

Reanimar o Sol enfraquecido

O melhor uso possível das bombas termonucleares.

Acontece-me que chego a ter cuidados com os nossos muito distantes futuros netos que viverão este período crítico da morte do Sol. Deverão perecer inexoravelmente? Vejo três soluções para eles. Em primeiro lugar uma migração para outros planetas mais distantes do Sol. Dois satélites de Júpiter, Ganimedes e Calisto, possuem importantes reservas de água. Aquecidos pelos raios do imenso Sol vermelho, eles poderiam, mediante alguns arranjos, tornar-se habitáveis. Actualmente sabe-se já como depositar homens na Lua e construir habitáculos submarinos.

Esta solução nada tem de utópica e poderá tornar-se realizável num futuro não muito distante. O inconveniente é que ela corre o risco de ser reservada só para alguns privilegiados. E quem os escolherá?

A segunda solução consiste em deslocar a Terra inteira para a manter a uma distância sadia do nosso Sol ameaçador. Para isso será preciso dispor no solo baterias de foguetes convenientemente orientados, como para um satélite artificial. A energia necessária será obtida a partir da fusão controlada do hidrogénio. Calculei que queimando cerca de dez por cento da água oceânica, se poderá deslocar a órbita da Terra para além da órbita de Saturno. O óbice é que o nível da água do oceano descerá cerca de duzentos metros. Enfim, não se pode ter tudo... Estas duas soluções (migrações das populações e mudança da órbita da Terra), têm em comum um ponto fraco: são de curta duração. Só serão válidas durante a fase gigante vermelha do Sol (cerca de cem milhões de anos). Quando ele se tornar uma nebulosa planetária, depois uma anã branca, ter-se-á de voltar a enfrentar o problema.

Felizmente, existe ainda uma terceira solução, muito mais difícil, mas também de muito maior duração. É a reanimação do Sol, no mesmo sentido em que se reanimam os corações enfraquecidos. O Sol, relembremos, obtém a sua energia queimando hidrogénio e hélio.

As reacções nucleares responsáveis por esta fusão dão-se, onde a temperatura é elevada, isto é, no centro do Sol.

Actualmente, cerca de cinquenta por cento do hidrogénio central está já transformado em hélio. Dentro de cinco mil milhões de anos não haverá mais hidrogénio nesta região quente. É então que o Sol, privado de carburante, entrará nas últimas fases da sua existência. Apesar disso, ficarão ainda vastas quantidades de hidrogénio não consumido entre o núcleo quente e a superfície solar. Existe, neste caso, um vício de funcionamento em toda a maquinaria. Seria necessária uma "bomba" para fazer circular este carburante e levá-lo ao braseiro central, ao mesmo tempo que seriam evacuados os resíduos produzidos pela fusão. Poder-se-ia assim prolongar a vida total do Sol de dez a cem mil milhões de anos.

Com esta intenção, seria também necessário "mexer" periodicamente a matéria solar, como se mexe o café para o adoçar. E, para isso, bastaria criar um ponto quente em qualquer sítio entre o centro e a superfície, um pouco fora da zona de fusão. Vejo duas possibilidades. Primeiro fazer rebentar nesse sítio uma superbomba H. Com as bombas actuais conseguir-se-ia criar temperaturas muito superiores às do centro do Sol. A dificuldade seria fazer chegar a bomba ao ponto requerido antes de ela se vaporizar. Para isso faltam-me as ideias. Mas a verdade é que temos ainda muito tempo para reflectir. Não me parece de excluir que um dia se possa resolver este problema. Segunda possibilidade: dirigir para a superfície solar um potente jacto de luz laser, extremamente concentrado. Mas aqui voltamos a encontrar a mesma dificuldade: como se poderá evitar que a energia não se dissipe demasiado cedo...

Existe no céu um certo número de estrelas que parecem ter continuado a fusão do seu hidrogénio, muito para além do que se poderia esperar normalmente. Andamos ainda à procura duma explicação "natural" deste fenómeno. E se se tratasse precisamente duma intervenção das populações planetárias que alimentam estas estrelas? Em pânico devido à aproximação do desenlace fatal, esses longínquos colegas teriam encontrado o meio de agitar o seu astro e prolongar-lhe a existência. Poderão opor-me a ideia de que estas estrelas, chamadas "azuis errantes" (blue stragglers) duram pouco e emitem muitos raios ultravioletas. Por consequência não é provável que alberguem vida humana. Mas sabemos tão pouco acerca do desenvolvimento da vida...

A imagem do Sol desfalecido já preocupou há muitos anos os Astecas. Com vista à sua reanimação ofereciam-lhe periodicamente sacrifícios humanos - jovens na força da vida e da idade eram degolados no cimo das pirâmides. E se antes lhe oferecessem as dezenas de milhares de bombas atómicas que as grandes potências armazenam actualmente nos seus arsenais...

8. O cemitério da Costa das Neves na constelação de Oríon

Nascimento e morte estão intimamente ligados segundo um esquema caro aos místicos hinduístas: a evolução em espiral.

Em criança habitava perto dum cemitério de Montreal. Um enorme parque plantado de castanheiros e bordos. Nos primeiros dias da Primavera, e muito antes que as pedras sepulcrais se escondessem atrás dos arbustos, o açafrão nascia nas camadas de neve. Ia vê-lo desabrochar e também assistia aos enterros. O contraste dos acontecimentos fascinava-me. Dum lado, as flores e as árvores vigorosas, cujas raízes se viam nos flancos húmidos das fossas. Do outro lado os caixões de madeira envernizada que os homens deixavam deslizar nos buracos obscuros. Era o começo e o fim. A vida e a morte. O transitório e o eterno intimamente ligados. E isto não tinha idade. Era. Nada de admirar que as civilizações antigas tenham endeusado a Terra, e hajam confundido num mesmo símbolo o ventre da Terra e o da mãe, ambos geradores da vida. Nesta época primitiva, cerimónias rituais, acompanhadas de grandes orgias sexuais, anunciavam a Primavera. Novas searas iam surgir da Terra fecundada. A Terra é a vida. Mas ela é também a morte. O último agente de dissolução dos seres que acabaram a sua existência. Escondida no solo, a formidável maquinaria molecular que constitui o menor malmequer ou a mais pequena formiga desfaz-se nesse ponto. As células quebram-se em moléculas complexas que por sua vez se separam em moléculas mais simples, etc.

Contudo, esta dissolução fica incompleta. Uma terra vegetal fértil contém grandes quantidades de materiais orgânicos. Cada planta em decomposição enriquece o solo, torna-o mais fértil, mais apto a engendrar novos rebentos.

Nascimento, vida e morte formam os elementos dum ciclo que se não fecha sobre si mesmo. Cada ciclo traz uma nova contribuição que influenciará os ciclos do futuro. É a evolução em espiral.

Neste sentido a Terra é uma espécie de matéria-prima, de onde surge a vida vegetal e animal. Mas para onde ela volta para reaparecer de novo. É a roda da vida. Os átomos e moléculas que formam o nosso corpo têm uma longa história. Numerosas vezes, o "vivente" os pediu à TerraMãe. Foram folhas de árvores e penas de pássaros. Dentro de alguns decénios já não existiremos mas os nossos átomos continuarão a sua existência, prosseguindo noutros locais a elaboração do mundo.

A astronomia ensina-nos que se passam no céu acontecimentos absolutamente análogos. O meu cemitério da Costa das Neves volto a encontrá-lo quando levanto os olhos na direcção da constelação Oríon. É no Inverno, pouco depois de o Sol desaparecer, que Oríon aparece em todo o seu esplendor: sete estrelas brilhantes que os antigos associavam ao caçador Oríon, morto por Ártemis. Duas espáduas (marcadas por Betelgeuse e Belatriz), dois pés (Rigel e Saifo) e, ao centro, três estrelas (os Três Reis Magos) que formam a Cintura (ou ainda o Boldrié, segundo as representações).

Os radiotelescópios revelaram-nos a presença, nesta constelação, de duas grandes nuvens interestelares. Trata-se de imensas concentrações de matéria, que se parecem um pouco com as nossas nuvens atmosféricas. As dimensões destas massas nebulares orçam por dezenas de anosluz. Retêm tanta matéria como cem mil sóis. O qual contém tanto como trezentas mil terras. Existem muitas nuvens interestelares no céu. Encontramo-las sobretudo na vizinhança da Via Láctea. Formam nesses pontos vastas zonas sombrias. A mais conhecida, o Saco de Carvão, está situada no hemisfério sul. É visível a olho nu mas em "negativo". Opaco, esconde-nos as estrelas que se encontram situadas por detrás. Exactamente como a noite, as nuvens atmosféricas obscurecem localmente a abóbada estrelada. Estas nuvens (ou nebulosas) tornam-se visíveis quando no seu seio se encontram uma ou várias estrelas quentes. Sob o impacte das radiações estelares, a matéria nebular ilumina-se em extensos espaços. Colora-se de amarelo-verde, com franjas vermelhas e violetas. Há, por exemplo, a nebulosa do Trevo, parecida com um ramo de anémonas. Também há a Roseta com a contextura delicada de uma porcelana rosa. Mas, para o meu gosto, a mais bonita é a nebulosa de Oríon, situada um pouco por debaixo dos Três Reis Magos. Quando a noite é muito clara, consegue-se vê-la a olho nu. Com um binóculo pode-se ver muito bem. Quando me perguntam: «Para que serve a astronomia?», tenho vontade de responder: «Mesmo que só servisse para revelar tanta beleza, já se justificava amplamente a sua existência.»

Já descrevi a relação íntima entre os astros (estrelas e planetas), de um lado, e a matéria interestelar (gases e poeiras), do outro. Disse como os astros nascem desta matéria diluída e como, morrendo, lhe devolvem as suas substâncias. A observação astronómica revelou-nos a presença, na vizinhança da nebulosa de Oríon, dum verdadeiro viveiro de estrelas. Muitos destes astros têm idades inferiores a dez milhões de anos. São contemporâneos dos primeiros hominídeos...

Para nós, Oríon é um museu da vida estelar. Na secção "Biologia" do museu pode-se ver, por exemplo, um embrião de coelho com a idade de uma hora, outro de um dia, outro de uma semana, etc. Próximo da nebulosa já foram identificadas cinco "barrigadas" de estrelas de idades diferentes. As mais jovens formaram-se a partir da matéria molecular, há menos de cem mil anos... Nesta época já se talhava o sílice na Terra. São na verdade embriões estelares. Ainda não suficientemente quentes para emitir luz visível, brilham no infravermelho. É aparentemente neste estádio da vida estelar que se elaboram os cortejos planetários.

Como os peixes miúdos num aquário, as estrelas nascem muito próximas umas das outras. No interior do amálgama infravermelho de Oríon, as distâncias entre as estrelas são de algumas semanas-luz, enquanto, no céu, essas distâncias são, em geral, de alguns anos-luz. No começo, os peixes miúdos vivem em ranchos muito juntos. Depois, pouco a pouco, soltam-se, distanciam-se e, finalmente, percorrem sozinhos todo o aquário. Da mesma maneira, as estrelas abandonam progressivamente o enxame natal para irem viver a sua própria vida de adultos em toda a extensão da galáxia.

Muito perto do enxame infravermelho encontra-se o Trapézio, que deve o seu nome a quatro estrelas supergigantes azuis. São as responsáveis pela iluminação da nebulosa de Oríon. Este amálgama contém igualmente muitas dezenas de estrelas menos luminosas. Nascidas ao mesmo tempo há cerca de um milhão de anos, são agora bastante quentes para emitir luz visível. Constituem a segunda fase estelar do nosso museu Oríon. Na constelação existem ainda três grupos de jovens estrelas, com a idade respectivamente de três, cinco e oito milhões de anos. Os volumes ocupados por estes grupos crescem com a idade. Neste ponto assiste-se à dispersão das estrelas no céu, como, no nosso aquário, os bancos de peixes se espalham em todo o volume acessível. Depois de doze milhões de anos, a dispersão estelar está quase terminada. Torna-se praticamente impossível identificar as famílias de estrelas mais idosas.

De resto, doze milhões de anos é mais que a duração da vida total das estrelas maciças. Por consequência, algumas de entre elas vão morrer antes de deixarem o seu enxame natal. Como a supernova de Julho de 1054, vão explodir e projectar-se no espaço. Dentro de dezenas de anosluz, a matéria estelar vai estender-se numa rede de filamentos gasosos, turbulentos e retalhados. Calcula-se em mais de uma dezena o número de estrelas que já terminaram os seus dias neste viveiro de estrelas. À volta da constelação brilha uma espécie de auréola luminosa circular. O seu centro coincide muito com a posição dos jovens enxames estelares. Chama-se a "Boca de Barnard". Segundo toda a aparência, provém do rebentamento de todos os remanescentes de supernovas. E eis encontrada de novo a constelação de Oríon num cemitério da Costa das Neves. O nascimento e a morte intimamente misturados...

Existem em grande quantidade no céu regiões onde se desenvolvem fenómenos parecidos. Escolhi Oríon porque é uma das mais próximas (mil e quinhentos anos-luz). Encontramo-la facilmente. Um dia alguém escreveu-me:

«Desde que o ouvi falar da Oríon, olho para esta constelação de modo diferente, impressionado com a ideia de saber que sob os meus olhos algumas estrelas estão a nascer.» Há quatro mil e seiscentos milhões de anos, o nosso Sol nascia em circunstâncias análogas. Mas onde estão hoje os irmãos do Sol? Estão dispersos por toda a galáxia. E já não temos nenhuma possibilidade de os identificar.

Voltemos ainda aos ciclos paralelos: terra-seres vivos-terra e matéria interestelar-estrelas-matéria interestelar. O importante, neste caso, já o mencionei anteriormente, é que a sequência destes ciclos não é uma simples repetição. As estrelas têm uma actividade própria: engendram novos átomos. Estes átomos fertilizam o espaço; tornam a matéria interestelar mais apta para produzir novas estrelas e novos planetas. A galáxia não é a mesma antes e depois da passagem duma geração estelar. Do mesmo modo, provenientes de plantas mortas, os materiais orgânicos servem de adubo às culturas. Na Terra e no céu continuam as actividades cíclicas, agentes da complexidade crescente. Encontramo-nos em plena cosmologia hinduísta. Encontramos Kali, a deusa-mãe que se apresenta ora como matriz ora como túmulo de toda a vida. E também a noção do tempo cíclico criando uma evolução em espiral.

9. Música antes do mais

A GILLES TEMBLAY

Por quê música em vez de ruído?

«Depois da pergunta: Por quê qualquer coisa em vez de nada?», somos agora levados a perguntar: «Por quê música em vez de ruído?»

Quando falo de música, exprimo-me de maneira analógica. É uma música generalizada. Um pouco como a antiga música das esferas,.que provinha não somente dos corpos celestes, mas também dos átomos e das moléculas. É tudo o que torna manifesta a ordem sumptuosa do nosso cosmo. Para escrever música (no sentido próprio do termo), o compositor escolhe um certo número de elementos, os sons. Alinha-os numa sequência que vai desenvolver-se no tempo. Se os sons foram escolhidos ao acaso, se não existe nenhuma relação entre aquele que precede e aquele que segue, obtém-se "ruído". Se, ao contrário, eles são estabelecidos segundo uma certa ordem, a ordem de J. S. Bach ou a dos Beatles, obtemos música. Existe um número infinito de maneiras de fazer ruído, mas um número muito mais restrito de maneiras de fazer música...

Diante da minha janela, uma andorinha plana, graciosa. Leva comida aos seus pequeninos. As ciências biológicas revelaram-nos o enorme grau de combinações e de organização material, a quantidade fantástica de reacções químicas perfeitamente sincronizadas que se escondem por detrás deste acontecimento simples da vida corrente. É, por analogia, a música da natureza que se manifesta. Quais são os "sons" desta música? Eles apresentam-se, de facto, em vários níveis. Os seres vivos são conjuntos de células, que são, por sua vez, conjuntos de macromoléculas (proteínas, ácidos nucleicos), que são, elas mesmas, conjuntos de moléculas mais modestas (ácidos aminados, base nucleica), que são, elas próprias, conjuntos de átomos (carbono, azoto, oxigénio, hidrogénio, etc.), que são, por sua vez, conjuntos de quarks... A escala termina aqui? Ninguém hoje teria a temeridade de o afirmar. O que se nota claramente, em todo o caso, é a hierarquia dos conjuntos. Alguns autores comparam-nos às bonecas mães de muitos filhos, por exemplo, às matriochka de madeira colorida que os turistas trazem da Rússia. Ora, e aqui reside o ponto crucial da nossa discussão, poder-se-ia imaginar que as "unidades" nunca se juntassem. Poder-se-ia imaginar que da sua multiplicidade quase infinita nunca se obtivesse mais que ruído. Mas a verdade é que em vez disso existe música. Porquê? O problema põe-se a cada nível: as partículas podiam não se ter juntado em átomos, não se ter juntado em moléculas, etc. Mas a verdade é que se juntaram. Porquê?

A primeira resposta que nos vem à ideia é que na natureza existem forças. Estas forças criam ligações. São responsáveis pela existência de sistemas ligados: núcleos, átomos, moléculas, células, ou planetas, estrelas, galáxias. As estruturas organizadas que encontramos a todos os níveis da evolução cósmica dependem essencialmente da presença destas ligações. Seríamos tentados a dizer que as "unidades musicais" se ligam porque entre elas se exercem forças, mas será isto uma explicação? Que estará em primeiro lugar, a força ou a estrutura? Procedamos previamente a uma chamada histórica, começando pela gravitação. Newton descobriu a existência duma força: a maçã cai. Daí deduziu a existência de estruturas para a gravitação: o sistema Terra-Lua, o composto por Júpiter e seus satélites, o sistema solar que inclui o Sol, os planetas, os satélites e miríades de pequenos corpos celestes. Em seguida veio a electricidade, no princípio do século XIX. Aqui também se começa por considerar a força, aquela que se exerce entre esferas carregadas. Foi preciso cerca de um século para compreender que os átomos e as moléculas são sistemas ligados pela força eléctrica. Para o nuclear foi o inverso. O físico Rutherford deu conta, em primeiro lugar, da existência, no centro dos átomos, de núcleos compostos por muitas unidades (os protões e os neutrões). Depois, Fermi e os seus colaboradores demonstraram a existência duma força muito potente que liga estas unidades entre si e dá ao núcleo a sua formidável coesão e estabilidade. Tinham descoberto a força nuclear.

Que é que está em primeiro lugar, a força ou a estrutura? Nem uma nem outra. Pode-se inferir a existência de estruturas a partir da existência de forças, como se pode inferir a existência de forças a partir da existência de estruturas. Pode-se ainda inferir as duas primeiras a partir duma terceira noção (um princípio de simetria, por exemplo). E pode-se inferir a terceira noção a partir das duas primeiras. É tudo equivalente. Esta é uma situação familiar em física. À partida há sempre um enunciado admitido sem discussão. A partir daí arquitectam-se teorias, formalizam-se os enunciados uns aos outros, mas nunca se parte do zero. Nunca se pode provar tudo.

Pode-se começar dizendo: Há música. Ouve-se, procura-se compreender a estrutura e penetrar nas harmonias. Mas não se sabe porque há música em vez de ruído. Admite-se, melhor, põe-se como princípio que há música...

Que espécie de música?

Podemos classificar as músicas segundo o grau de liberdade que elas deixam ao executante. Na música clássica as partituras são antecipadamente escritas, cada nota é prevista segundo uma ordem e um tempo imutáveis. Ao invés, as sessões de jazz deixam ao executante uma grande dose de liberdade. A partir de alguns temas, mais ou menos sumários, o artista improvisa conforme a sua inspiração. A sua música adapta-se aos auditores. Cada sessão é um acontecimento único, jamais repetido, um happening.

Como se define neste contexto a música da natureza? Todo o desenvolvimento do universo, no espaço e no tempo, está já escrito no jogo das interacções das partículas? O voo da andorinha diante da minha janela, as últimas sonatas de Beethoven ou o vosso próximo fim-de-semana no Algarve estavam já inscritos na partitura que há quinze mil milhões de anos os quarks, os electrões e os fotões se preparavam para ler e executar?

Nos primeiros instantes do universo, nenhuma estrutura, nenhuma arquitectura, nenhum agregado existia. Tudo é fluido e movente, como a maré alta. O calor extremo e omnipresente reprime inexoravelmente toda a experiência ou tentativa de ligação ou de estabilização. Os rochedos que a maré baixa descobre também existem na maré alta. Mesmo que eu não os veja. Com um equipamento de mergulhador, posso ir em qualquer instante observá-los. Posso fazer o levantamento topográfico, posso assegurar-me de que, à parte alguns pormenores (disposição das areias e dos calhaus), a ausência da água nada modificou na paisagem mineral. Será o mesmo no universo quando do desaparecimento do calor? Saberia o universo, quando se banhava no calor destruidor do começo, que forma ia tomar depois do arrefecimento? Recorrendo a uma imagem inspirada na biologia, os nichos nucleares e atómicos que iam oferecer-se ao universo estariam previstos em algum Grande Livro?

A busca da estabilidade

Uma busca utópica.

No cimo de uma alta montanha encontra-se uma quantidade de calhaus. Ao acaso dos acontecimentos: tempestades, aluimentos de neve, tremores de terra, visitas de alpinistas, as pedras têm tendência a deslizar para a planície. O sistema pedras-na-planície é mais estável que o sistema pedras-no-cimo-da-montanha. Poderia concluir-se que o futuro destas pedras é perfeitamente determinado pela sua procura da estabilidade. Elas irão inexoravelmente para a planície.

De maneira análoga, a partitura musical do universo seria, segundo alguns autores, determinada pelo facto de a matéria procurar constantemente atingir o estado da maior estabilidade. À medida que o oceano de calor evacuava do universo, vimos as partículas ligarem-se e disporem-se em "nichos" que lhes são oferecidos pelas forças da natureza. Instalaram-se em posições cada vez mais estáveis. Poder-se-ia efectivamente ser tentado a descrever a história do universo como a dum conjunto de partículas ocupando sucessivamente todos os nichos de maneira a assegurar a maior estabilidade. Neste caso, a música cósmica seria predeterminada, a partitura seria do estilo da música clássica, a invenção e a fantasia não teriam aqui nenhum cabimento.

Uma análise mais aprofundada faz aparecer uma situação absolutamente diferente. No seu estado mais estável, o universo seria composto apenas de núcleos de ferro. Ora, actualmente, depois de quinze mil milhões de anos, menos de um átomo em trinta mil é um átomo de ferro... Além disso, depois do crescimento bastante rápido no começo da vida galáctica, este número aumenta cada vez mais lentamente. Da maneira como vão as coisas, o ferro não atingirá nunca a milésima parte da abundância do hidrogénio.

A estabilidade nuclear nunca será atingida. Porquê? Essencialmente porque a expansão é demasiado rápida. Se a núcleo-síntese primordial, em vez de durar alguns minutos, tivesse podido atrasar-se durante milhões de anos, o universo seria hoje constituído de ferro (e nós não estaríamos aqui para falar disso). Em termos técnicos, diz-se que o universo já não se encontra em equilíbrio nuclear. Só o esteve nos primeiros segundos. A ruptura deste equilíbrio, garantia da estabilidade máxima, corresponde precisamente ao acordar do nuclear que desencadeou a núcleosíntese inicial.

Para voltar à nossa comparação, poder-se-ia dizer que as pedras se enterram nos pântanos ao lado da montanha e nunca chegarão à planície. Nestas condições, a procura da estabilidade não passa de grosseira preocupação da matéria. Não descreve mais que um aspecto geral do desenvolvimento das coisas. A evolução do universo não se reduz à procura da situação mais estável. Imaginemos, por acréscimo, que a nossa montanha tem um relevo demasiado complicado. Numerosos vales estão nela cavados. Muitos destes vales encontram-se, pouco mais ou menos, na mesma altitude. Segundo a terminologia utilizada precedentemente, eles possuem o mesmo grau de "estabilidade", intermediário entre o do cimo e o da planície. Para a pedra que desce são equivalentes.

Encontra-se uma situação parecida nas mesas da roleta.

Uma bola branca é colocada no centro duma grande roda horizontal de forma levemente cónica. A bola gira para as bordas da roda. Os jogadores apostam nas casas numeradas que, na periferia da roda, esperam a bola. Se os donos do casino são honestos, todas as casas são equivalentes e não será a procura da estabilidade que bastará para orientar a bola. O futuro das grandes estruturas moleculares parece-se com o da pedra que é livre de escolher o seu vale, ou da bola que é livre de escolher a sua casa. Têm ambas acesso a uma multidão de situações da mesma estabilidade

Em resumo, para a matéria molecular que se organiza, a procura da estabilidade é um fraco guia. Contenta-se com indicações gerais. Nas inumeráveis vias possíveis, é incapaz de especificar o itinerário a seguir.

"Jazz"

Por quê música em vez de ruído? Não encontramos a resposta. Tivemos de aceitar que a música existe. Mas coloquemos mais uma vez a questão: qual é a natureza desta música? Desenvolve-se segundo uma partitura fixada anteriormente nos seus pormenores ou, pelo contrário, vai-se criando a si mesma?

A narrativa das grandes fases da evolução nuclear e química não nos esclareceu acerca deste problema. Já vimos a importância das noções de forças, de sistemas ligados, ao longo da subida da organização. Num momento pensamos ou julgamos ter visto na procura da estabilidade o regulamento da partitura. Esta esperança não resistiu à análise. A procura da estabilidade, como todas as leis da física, não explica senão de maneira fragmentária e episódica o comportamento da matéria.

Existe, no entanto, um elemento que responde à nossa pergunta sobre a natureza da música. Esse elemento não nos vem nem do céu nem dos átomos, mas sim da observação do mundo vegetal e animal. Quem é que não ficou surpreendido pela riqueza das espécies e variedade das formas que nos mostra qualquer exposição de borboletas ou de conchas marinhas? Na Terra, a vida espalha-se por todos os azimutes. Instala-se em todos os locais possíveis, em todas as condições imagináveis.

O ambiente é este: a superfície do planeta. Apresenta uma larga variedade de situações físicas: tropicais, glaciais, desérticas, húmidas ou aquosas. Muda ao longo das idades. Os continentes deslocam-se, as épocas glaciares sucedem-se aos períodos quentes. É preciso adaptarmo-nos, ajustar a vida. Se algumas espécies desaparecem, outras tomam o seu lugar, mais flexíveis, mais resistentes, com melhores formas. A natureza não inventa uma, mas cem maneiras de resolver o seu problema. Penso, em particular, nas inumeráveis modalidades e fantasias que as plantas e os animais utilizam para se namorarem. Penso ainda nas grandes migrações animais. Não contente de ter progressivamente invadido e investido no planeta inteiro, a vida diverte-se percorrendo-o em todos os sentidos. Pássaros minúsculos, os verdilhões por exemplo, franqueiam os oceanos levando até ao seu limite o esforço físico. Voltam à sua região natal, sempre ao mesmo local, guiando-se por tudo o que lhes pode servir para isso: Sol, estrelas, campos magnéticos, traçado dos litorais. O seu sistema de orientação continua muito misterioso para nós.

Este aspecto lúdico e generoso da natureza é desde há muito tempo reconhecido pelos místicos hindus. Para eles, a natureza é a actividade criadora da divindade, não predeterminada, mas análoga à obra de arte. Brama é o poeta supremo. A natureza (chamada, neste caso, a lila) é o seu meio de expressão. Nós seremos, com toda a inocência, tentados a concluir que as variedades e fantasias quase ilimitadas da vida terrestre têm muito mais da flexibilidade e leveza duma partitura de jazz que da rigidez dum manuscrito clássico. Os progressos recentes da biologia molecular vão apoiar esta conclusão.

O acaso reprimido Certamente, Deus joga aos dados. Mas só conserva os lançamentos vitoriosos.

Os antigos perguntavam porque é que as cadelas não geravam gatinhos. E porque é que o pedaço de frango que comemos não nos faz criar asas. Hoje conhecemos a resposta a estas perguntas. Devemos, nesta altura da nossa exposição, tentar explicá-las...

Vamos voltar ao coração da célula e utilizar uma analogia em que animais e vegetais serão comparados a enormes fábricas de grande actividade. Cada fábrica é composta por numerosas oficinas distintas (as células). Cada oficina possui um cofre-forte (o núcleo), no qual estão guardados os planos de fabrico (o código genético). Estes planos são instruções minuciosas para as operações previstas na fábrica e que estão codificadas num certo número de volumes (os cromossomas). Os seres humanos possuem quarenta e seis. Cada volume contém certo número de páginas (os genes). Nestas páginas estão alinhadas as letras (as bases nucleicas). O nosso alfabeto latino tem vinte e seis letras. O do genes contém somente quatro: A, C, G, T. As letras, em cada gene, estão alinhadas, alinhamento este que forma o código genético, como num livro o alinhamento das letras constitui o texto (A 3). Os planos nunca saem do cofre-forte. A todo o instante, os técnicos (as moléculas de ARN-mensageiro) vêm tirar cópias, que levam em seguida para as diferentes oficinas (os ribossomas). Ali, os operários especializados trabalham cegamente nos planos e efectuam as operações comandadas. A fábrica funciona muito bem. Mas envelhece e deteriora-se. É preciso criar novas unidades de produção, o que está previsto: o código genético possui os planos da própria fábrica.

Nesta organização quase perfeita existe, no entanto, um ponto fraco: é a conservação dos documentos. Apesar de todos os cuidados, de todas as vigilâncias, produzem-se ocasionalmente alterações. Dão-se algumas inversões, algumas letras são deslocadas e mesmo apagadas. Quais são as causas destas mutações? Não se sabe muito bem. Podem provir da radiação cósmica. Falei anteriormente destes viajantes do espaço que bombardeiam em permanência a superfície do nosso planeta. O seu poder de penetração é grande. Algumas partículas atravessam a nossa atmosfera, introduzem-se nas nossas células. Aí, arrancam alguns electrões. As moléculas afectadas dobram-se algumas vezes sobre si. As mensagens ficam alteradas. As operações são perturbadas. Sejam quais forem as causas, os biólogos afirmam que as mutações se fazem sem planificação anterior. Aceito a sua ideia a este respeito. Sei, por experiência própria, que, para aferir a credibilidade dum argumento num domínio da investigação, não basta conhecer este domínio, é necessário trabalhar nele activamente. Como no artesanato, existe na pesquisa uma coisa muito importante que se chama "a profissão" ou a "arte". Adquire-se durante muitos anos de experiência. Acaba-se por sentir as coisas. É o que os físicos chamam o "sentido físico".

Eis portanto, de novo, o acaso em acção. Ele acompanhou-nos ao longo desta história. No coração das estrelas, como no oceano primitivo, ele foi o agente dos contactos. O seu papel, nestes níveis elementares, não podia ser senão benéfico. Mas agora as coisas evoluíram. À escala da complexidade das moléculas de DNA, será prudente confiar no acaso? A sua reputação é duvidosa. Um projecto bem organizado não deixa nada ao acaso: uma planificação rigorosa é a melhor garantia de êxito.

Esta desconfiança está amplamente justificada no domínio que nos interessa. As mutações do código genético têm por efeito alterar as instruções requeridas para o funcionamento do corpo. Estas modificações são geralmente nocivas. Perturbam os cursos de execução e provocam catástrofes de maior ou menor importância. Para alguns biólogos, tais catástrofes constituíram o próprio tecido do envelhecimento. As suas acumulações provocariam uma espécie de envenenamento progressivo das funções essenciais à vida. Por vezes, no entanto, estas modificações terão um papel benéfico. Por exemplo, acelerarão a taxa duma reacção química, que activará a produção de uma hormona importante. O indivíduo assim favorecido aproveitará esta vantagem (geralmente mínima) durante toda a sua vida. As mutações que se produzem no seio das células sexuais (ovários, testículos) antes da idade da procriação serão por vezes transmitidas às crianças e aos recém-nascidos. A mutação pode ter por efeito melhorar a adaptação dum indivíduo ao seu meio ambiente. Ele terá mais possibilidade de atingir a idade da reprodução e de transmitir esta vantagem aos seus descendentes. Ver-se-á assim aparecer uma nova população de indivíduos dotados dessa mutação. Esta população cresce então mais depressa que as populações não favorecidas e impor-se-á rapidamente pelo número dos seus indivíduos., Convém fazer uma pausa para exprimir a nossa admiração. Devido a um extraordinário retrocesso das coisas, o acaso, largamente conhecido como agente da desorganização e da desordem, torna-se assim agente da própria organização. A natureza soube criar as estruturas bioquímicas que permitem conservar estas boas coisas e ignorar as baboseiras. É a selecção natural. Einstein dizia: «Deus não joga aos dados.» É falso. Deus adora o jogo dos dados.

Compreendemo-lo. É que, no seu casino, os funcionários, muito simpáticos, ignoram as jogadas perdidas. No entanto, foi preciso inventar o casino. Como veio ele ao mundo?

Será fruto do puro acaso? Os biólogos neste ponto não estão de acordo. As discussões continuam aguerridas...

Tal como o homem pré-histórico conseguiu refrear o cavalo para dele fazer um grande auxiliar, a natureza, devido à invenção da DNA, travou o acaso. Monod, no seu livro O Acaso e a Necessidade, ilustrou bem a importância deste ganho. As unidades fundamentais da vida (proteínas, ; enzimas, ácidos nucleicos) contêm vários milhares de átomos. Os modos de combinação são quase inumeráveis. (Fazem-se com trocas quase nulas de energia. Reaparece-nos a liberdade que a degenerescência proporciona. As restrições impostas pela procura da estabilidade são praticamente inexistentes.) É, em marcha, uma roleta gigante que corresponde a milhões de novas configurações, a milhões de aperfeiçoamentos possíveis. É de apreciar a beleza inaudita deste instrumento e a sua capacidade de adaptação (no sentido da selecção natural) a condições variadas.

A imensa variedade das formas animais e vegetais diz-me ao ouvido que a tese de DNA e do acaso refreado deve possuir alguns elementos da verdade.

Estamos longe das condições rígidas que viram nascer núcleos e moléculas. Os balanços energéticos limitavam singularmente as possibilidades. Agora, livres dessas limitações, os desregramentos, a abundância e a luxúria são a regra. É a natureza lúdica e generosa, é o lila dos Hindus. ; O leitor de Monod terá notado quanto a minha visão dos acontecimentos difere da sua. É uma questão de interpretação. Os factos, aprendo-os com os biólogos. Foram adquiridos por meio de uma tecnologia científica que apresenta todos os caracteres da objectividade. Mas a interpretação dos factos provém inteiramente da pessoa, compreendendo a sua lógica, as emoções, a sua experiência interior. Implica tanto a observação como o observador. Neste sentido, não é "objectiva". Cada pessoa tem a sua lógica, que convém respeitar, mas que não é forçoso aceitar. Para Monod, o papel essencial do acaso na evolução biológica prova a ausência de uma "intenção" na natureza. A este título, denuncia como ilusória a antiga aliança do homem com o universo. O homem é um acidente do percurso, num cosmos vazio e frio. É um filho do acaso. Está certo. Mas do "acaso refreado". Cumprimentemos a natureza, que subjugou o acaso para obter um admirável aliado...

O princípio antrópico

Se não tivesse acontecido tal facto não estaríamos aqui para falar dele. Por várias vezes, em todas estas páginas, encontrámos acontecimentos, na aparência fortuitos, que parecem indispensáveis ao aparecimento do ser humano. Uma concordância absolutamente extraordinária entre vários parâmetros nucleares tornou possível o nascimento do carbono nas gigantes vermelhas. As populações relativas de fotões e nucleões dão ao universo a longevidade requerida para o aparecimento da vida e ao mesmo tempo permitem a formação das estrelas e das galáxias, etc.

A lista destas coincidências miraculosas é longa.

O princípio antrópico foi inventado, se não para explicar, pelo menos para esclarecer um pouco esta situação estonteante. O princípio exprime-se pouco mais ou menos assim: «Sendo dado que existe um observador, o universo tem as propriedades requeridas para o gerar.» A cosmologia deve ter em conta a existência do cosmólogo. Estas questões não seriam postas num universo que não tivesse tido estas propriedades...

Objectarão com razão que a matéria tem formidáveis capacidades de adaptação. Por várias vezes, ao longo da nossa epopeia da vida, os meios naturais se alteraram de maneira a aumentar a sua aptidão organizadora. No seio das estrelas, a gravidade vem em auxílio da evolução nuclear e retoma com êxito a experiência gorada dos primeiros segundos. A taxa de formação de estrelas e, em consequência, a evolução nuclear são aceleradas pela formação de átomos pesados nos braseiros estelares. No nosso planeta, os primeiros viventes transformam a nossa atmosfera. O gás carbónico é substituído pelo oxigénio, eminentemente mais propício às trocas de energia. Na Terra os animais estabelecem-se em climas muito inóspitos, tiram o melhor partido das circunstâncias mais adversas. Um olhar para os planetas vizinhos mostra-nos, no entanto, que esta adaptabilidade tem os seus limites. A aridez da Lua e de Mercúrio, as altas temperaturas de Vénus, dominaram o frenesim vital. Mesmo Marte, onde as condições não são tão duras, parece estéril...

A potência elaboradora da matéria tem seguramente os seus limites; não se manifesta em qualquer parte. Devemos admitir que as propriedades do universo autorizam, pelo menos em certos casos, o aparecimento do observador. E eis-nos voltados ao princípio antrópico.

A experiência-universo «Como as nossas preocupações humanas devem parecer fúteis àqueles que vivem no mundo dos astros!» Eis uma observação que oiço muitas vezes, e contra a qual protesto vivamente. Em primeiro lugar, porque, mesmo que as estrelas sejam muito grandes, o seu grau de organização é ínfimo, comparado com o da mais pequena violeta dos campos. A maquinaria estelar é simples. Põe em jogo energias enormes, que utiliza, afinal, com brutalidade. Com energias infinitamente mais fracas, mas integradas num conjunto de ciclos bioquímicos da mais alta sofisticação, a violeta brota em florinhas encantadoras e semeia ao longe os grãos que assegurarão a sua reprodução. Depois, porque as preocupações dos astros e dos homens não são independentes. Ao longo deste livro tentei mostrar que os seres humanos se inserem numa longa história que implica todo o universo desde a sua nascença. Os nossos nucleões nasceram no grande braseiro original; foram associados em núcleos no coração ardente das estrelas. Estes núcleos revestiram-se de electrões para formar os átomos e moléculas simples no espaço interestelar. No oceano primitivo e nos continentes, as combinações continuaram incessantemente. Em cada etapa, novos níveis de complexidade apareceram. Há vinte milhões de anos, os macacos eram os seres mais organizados, mais perfeitos da Terra. Hoje, o archote mudou de mão. Foi-nos confiado.

Qual é o futuro desta evolução? Para que novas perfeições se dirige o cosmos? Que projectos em gestação amadurecem dentro de nós? De que é que somos o germe? Nunca o saberemos, provavelmente. Não assistiremos ao seu desabrochar. Mas estamos investidos duma missão: favorecer este desabrochamento por todos os meios possíveis, como uma mulher grávida cuida de si. Esta missão toma, hoje, uma nova dimensão. Nem os dinossauros, nem os macacos, nem mesmo os homens até ao último século podiam autodestruir-se. Mas nós, nós agora, podemos interromper o concerto de jazz...

"Nós", o leitor deve ter compreendido, é mais que vós e eu. É toda a experiência-universo que se desenvolve em nós e por nós. O conhecimento do cosmos é muito mais que um luxo para o homem culto. É o fundamento da consciência cósmica. Esclarece a pesada responsabilidade que nos cabe... A ameaça mais grave provém, evidentemente, do armamento nuclear. Os arsenais das superpotências estão à altura de nos matar individualmente mais de quarenta mil vezes. Isto tem o nome simpático de overkill power[5]. Já muitas vezes passámos a dois dedos do holocausto. Longe de diminuir, este arsenal enriquece em força e em precisão. De ano para ano, novas nações entram no "clube dos nucleares".

Como é que tudo isto terminará? Prevê-se o pior. A aventura-universo será fundamentalmente absurda? Resumir-se-ia da maneira seguinte. Sob o efeito das forças da natureza, as partículas juntam-se e coordenam-se. Com um número de elementos combinados, as estruturas vêem crescer a sua aptidão para realizar operações cada vez mais complexas. Já presente, mas rudimentar ao nível animal, a capacidade de utilizar a vizinhança física — o macaco colhe os frutos com um pau — desenvolve-se prodigiosamente no homem, tomando o nome de tecnologia. Guiada pela ciência que ela mesmo fez nascer, a tecnologia coloca nas mãos do homem recursos de energia cada vez mais potentes. Logo depois de serem dominados, o fogo, a dinamite e a fissão nuclear serviram para a guerra e a destruição. A extrema instabilidade da situação assim criada provocaria rapidamente o fim do ciclo e a volta ao estado inicial. Estas considerações fazem-nos evocar uma imagem desoladora: milhares, milhões de planetas mortos cobertos de destroços tóxicos das suas civilizações irresponsáveis. Será por isso que não recebemos comunicações interestelares? Justificar-se-á este fatalismo? Será demasiado tarde? A esperança de sobrevivência passa em princípio por uma tomada de consciência em escala mundial da extrema gravidade da situação presente.

Nada podemos contra isso? Não é bem assim. O círculo infernal da escalada romper-se-á quando uma quantidade suficiente de pessoas tiverem manifestado a sua oposição incondicional. Não podemos mais brincar às guerras. Temos de salvar a música...

No mesmo espírito, devemos, segundo a minha opinião, ver com muita preocupação a expansão que está a tomar actualmente a indústria nuclear. Os problemas de segurança não foram resolvidos, muito pelo contrário. Mas não é disso que eu quero tratar aqui. Para construir bombas, são necessários plutónio e urânio enriquecidos, produtos directos da indústria nuclear. A multiplicação das centrais só pode encorajar a proliferação dos armamentos. Cada quilo de plutónio produzido aumenta o peso da nossa dramática insegurança. A humanidade tem necessidade de energia. Mas é a longo prazo que devemos prever. As soluções nucleares, perigosas e poluentas, não chegarão para isso. Unicamente a energia solar pode subsidiar as necessidades da população terrestre durante cinco mil milhões de anos.

Terceira secção NOS BASTIDORES...

No teatro, por detrás da cena, há os bastidores. Por detrás da brilhante actividade dos actores há os auxiliares, os maquinistas, etc. Personagens invisíveis mas indispensáveis. Sem eles, nada se passaria.

É tempo, para nós, de irmos explorar um pouco os bastidores da evolução cósmica. Vamos encontrar aí, em acção, entidades familiares e enigmáticas. Ninguém sabe, verdadeiramente, o que são o tempo, o espaço, a matéria, a força, a energia, o acaso, ou as leis da natureza. Não se deixam encerrar em nenhuma definição. E temos sobre eles intuições fragmentárias. Quando os seguimos de muito perto, levam-nos directamente ao mistério...

5O Poder do supermorticínio. Em inglês no original. (N. do T.)

1. O tempo cósmico

«Cada átomo de silêncio é a possibilidade dum fruto maduro.»

A epopeia da organização cósmica instalou-se no tempo. Em cada segundo, qualquer coisa amadurece em qualquer parte. A natureza, surdamente, faz a sua obra e desabrocha no devido tempo.

Mas, de facto, sabemos nós o que se esconde por detrás desta realidade complexa que chamamos tempo? Desde Einstein que a própria noção se complicou consideravelmente. Não existe um tempo, há um número infinito, cada um com o seu próprio ritmo. O ritmo do tempo está ligado à velocidade de quem o mede. Está também ligado à quantidade de matéria que se encontra nas proximidades de quem o mede. Nesta nova óptica, que sentido se deve dar ao "tempo cósmico", no qual se inscreve a história do universo?

São assuntos que vou abordar neste capítulo. Pode-se com certo direito falar de um tempo cósmico. Sobre todos os outros tempos, ele tem uma vantagem: a comodidade. Poder-se-ia contar a mesma história em qualquer outro tempo. Nada seria fundamentalmente diferente. Mas tudo seria muito mais complicado.

Tempo, espaço, velocidade

O encenador que leva uma peça à cena deve preencher dois continentes diferentes. Primeiro, a cena. Um espaço vazio bem delimitado. Mobilá-lo-á com cenários, adereços e pessoas: os actores. Depois, a duração da peça; um tempo igualmente vazio e bem delimitado (três horas, por exemplo). O encenador colocará os acontecimentos em cena: a heroína entra em cena quinze minutos depois do começo do espectáculo e morre duas horas mais tarde. O tempo e o espaço são quadros inertes e independentes que se enchem numa dada ordem. A sua única ligação com os conteúdos (as coisas, os acontecimentos) é... contê-los.

O físico "clássico", aquele de antes de Albert Einstein, teria certamente adoptado o mesmo ponto de vista. Voluntariamente tê-lo-ia estendido a todo o universo. As teorias de Galileu, tal como a de Newton, situam-se neste contexto do tempo fixo e absoluto. O homem ccultivado teria igualmente dado a sua adesão a esta maneira de ver as coisas. Porquê? Porque é evidente, porque revela bom senso.

Por que operações psíquicas é uma pessoa levada a invocar a evidência? Dizer: É bom senso, é confiar muito no espírito humano. É supor que ele pode, só pela reflexão, chegar a uma certa verdade. Mas podê-lo-á verdadeiramente? Talvez, se se trata de julgar situações familiares e quotidianas. Mas, desde que nos distanciemos de tais situações, impõe-se a maior desconfiança. Os progressos importantes da física provêm frequentemente de se porem em dúvida as evidências e o "bom senso". É a grande arte de Einstein.

O físico actual sabe que, longe de serem independentes, o tempo e o espaço estão, bem pelo contrário, intimamente ligados. Deve-se tomar em conta a velocidade de quem observa, em relação àquilo que observa.

A feira popular em acelerado

Transportemo-nos pelo pensamento a uma feira popular. E imaginemos uma série de bancos em que se sentam espectadores observando, como num teatro, o cenário da feira. À frente está toda a panóplia tradicional das atracções das feiras: cavalos de madeira, montanhas-russas, grandes rodas iluminadas. Imaginemos que todos os movimentos destas atracções são extraordinariamente acelerados. Cada lugar nessas várias diversões desloca-se a uma velocidade vizinha da velocidade da luz. Da plateia estática, como de cada um dos aparelhos em movimento frenético, vigia-se a acção que se desenvolve na cena, onde de súbito se acendem duas lâmpadas. Pergunta-se aos espectadores quando é que as luzes apareceram? Os da plateia são unânimes: as lâmpadas foram acesas ao mesmo tempo. Os que estão em movimento têm opiniões diferentes. Alguns pretendem que a luz da direita acendeu antes da da esquerda; outros pretendem o contrário...

Chega Einstein e desempenha o papel de Salomão. Explica que as noções de tempo e de espaço são influenciadas pela velocidade. O que parece simultâneo ao espectador imóvel da plateia não o é para o espectador levado pelo movimento dos aparelhos. O que está à esquerda para uns pode estar à direita para outros. Cada um tem a sua noção de tempo e de espaço, e todos têm razão. Não existem espaço nem tempo absolutos mas um complexo "espaço-tempo", cuja percepção depende da velocidade do observador.

Na realidade os cavalos de pau das nossas feiras reais não andam assim tão depressa. Os acontecimentos descritos mais acima poderiam ter-se passado, mas, para os espectadores normais, as diferenças de tempo seriam imperceptíveis. Mas, apesar disso, servindo-nos dum cronómetro bastante preciso, poderíamos observá-los e medi-los. Há alguns anos, duas equipas de físicos voaram à volta do mundo, partindo uns para leste e outros para oeste. No termo do seu périplo, verificaram que, em relação aos relógios da base aérea, o tempo se escoou mais depressa durante a viagem para leste e mais lentamente durante a viagem para oeste. Essas diferenças medem-se em milionésimos de segundo e concordam com as predições da teoria de Einstein. Indo para leste, a velocidade do avião junta-se à velocidade de rotação da Terra; indo para oeste, subtrai-se.

O cão de Einstein e os gémeos de Langevin

Um homem passeia com o seu cão. Enquanto marcha pausadamente na rua, o cão vai e vem, faz cem metros diante do dono, volta, corre cem metros para trás. A longa cauda do cão agita-se da direita para a esquerda. Quando o passeante faz um quilómetro, o cão faz cinco e a cauda faz vinte e cinco. Quando chega a noite, o cão é mais novo que o passeante, e a cauda do cão mais nova que o cão...

Dois gémeos idênticos encontram-se numa base de lançamento de foguetes. Um fica no solo, o outro inicia uma longa viagem numa cápsula espacial. Atinge velocidades vizinhas da da luz, chega a Sírio e volta à Terra. Os seus trinetos fazem-lhe uma grande ovação. Ele, pouco mudou. No seu relógio de bordo passaram-se três meses...

Eis duas fábulas que ilustram a influência da velocidade sobre a passagem do tempo. A que título se poderá afirmar que, se um dia a experiência dos gémeos de Langevin fosse tecnicamente realizável, se obteria o resultado aqui descrito? É que ela depende da teoria da relatividade. Ora as predições desta teoria foram verificadas cada vez que foi possível fazer uma experiência. Estes êxitos continuados são, para nós, garantia do seu valor.

A matéria atrasa o tempo e deforma o espaço

Premindo o acelerador, o piloto dum engenho espacial transforma o tempo e o espaço. Pode-se conseguir isso de outra maneira. Basta concentrar a matéria. O campo de gravidade que a matéria cria atrasa o curso do tempo daquele que se encontra ali, em relação ao tempo do que não se encontra lá. O tempo passa mais lentamente no fundo do vale do que no cimo da montanha (o cimo encontra-se um pouco mais longe da massa terrestre). Tomemos ainda o caso de dois gémeos idênticos, cuja duração de vida (medida, por exemplo, pelo número de pulsações do coração) seria muito exactamente a mesma. Imaginemos que o primeiro escolhesse viver à beiramar, enquanto o segundo tivesse preferido acampar no cimo do monte Evereste. O coração do segundo parará cerca de um milionésimo de segundo antes do do primeiro... O tempo passa mais lentamente à superfície do Sol que na superfície da Terra. Este afrouxamento do tempo tem por efeito uma alteração da cor dos raios luminosos emitidos pela sua superfície. Parecem-nos todos um pouco mais vermelhos que na Terra. A diferença é mínima mas mensurável e já foi medida.

Como sabemos nós que a matéria influencia o espaço e o tempo? Voltemos por um instante a Newton, deitado à sombra da sua macieira. «Porque é que a maçã cai?» Porque a Terra a atrai. A partir desta ideia, ele inventou a teoria da gravitação. Nesta teoria, o tempo e o espaço são "continentes inertes". As coisas passam-se lá como na peça de teatro descrita precedentemente. Esta teoria tem um êxito enorme, dá conta do movimento dos planetas com uma muito grande precisão. Apesar disso, escapa-lhe um pormenor. Não consegue explicar perfeitamente o comportamento de Mercúrio. O eixo da órbita deste planeta não está fixo no espaço, gira à volta do Sol de um modo não previsto pela teoria.

Einstein retoma o problema de Newton e estuda-o mais a fundo. «Mas porquê a Terra atrai a maçã?» E Einstein dá uma resposta nova: «Porque a Terra deforma o espaço em que se encontra.» E formula a relação entre a Terra e a Lua. O que quer dizer: A Lua caminha a direito, como um comboio nos carris. Mas, devido à Terra, os carris são curvos. Desenham à volta da Terra uma elipse que a Lua percorre cegamente. Dir-me-ão: O senhor joga com as palavras. Qual é a diferença entre a proposta de Newton: «A Terra atrai a Lua», e a proposta de Einstein: «A Lua circula num espaço deformado pela Terra?» Para o percebermos seria preciso transcrever estas duas propostas em linguagem matemática. As propostas predizem órbitas levemente diferentes. E ao contrário da proposta de Newton, a de Einstein prevê correctamente o comportamento de Mercúrio. É neste sentido que ela é mais verdade.

A adaptação ao real, a capacidade de dar contas com maior precisão das observações, é o critério último da verdade científica. O quantitativo tem aqui um papel fundamental. Na vizinhança do Sol, os carris tortos do espaço alteram o curso dos raios luminosos. É por isso que nos eclipses se podem ver as estrelas que o disco solar deveria normalmente esconder. Desviada pela massa do Sol, a sua luz consegue chegar até nós. Este facto, previsto por Einstein, foi verificado quando do eclipse de 1919. Os vaticínios realizados são a pedra de toque da excelência da teoria. «Não compreendo. Como é possível?», dirá o homem de bom senso. A resposta é que não há nada para compreender. Negar o que se vê porque não acerta com o que se pensa é política de avestruz. A natureza não tem de se adaptar à nossa maneira de pensar. É a nós que cabe mudar a maneira de pensar para que ela se adapte à natureza. As boas ideias, as boas imagens são aquelas que sabem seguir as curvas da natureza, como o bom motorista segue as sinuosidades duma estrada de montanha...

O tempo cósmico, o espaço cósmico

O tempo absoluto dissipou-se sob o olhar inquiridor de Einstein. O tempo, foi verificado experimentalmente, não se escoa no mesmo ritmo para todo o mundo. Como é que se pode falar, neste contexto, duma história do mundo?

Que sentido dar ao termo idade do universo? É a matéria que vai permitir-nos falar, de maneira coerente, dum "tempo cósmico".

Imaginemo-nos a bordo duma nave espacial, navegando a noventa por cento da velocidade da luz em relação à Terra. O universo, aos nossos olhos, seria um vasto arco-íris. Azul na direcção do nosso movimento, torna-se progressivamente verde e amarelo nos lados, depois vermelho profundo na parte de trás. Porquê? Em virtude do movimento das galáxias no espaço. Levados pelo nosso movimento, aproximamo-nos a grande velocidade das galáxias situadas diante de nós. Este movimento influencia a nossa percepção das cores, azula-as quando nos aproximamos e avermelha-as quando nos distanciamos. Diminuamos a velocidade da nossa nave. Progressivamente, o arco-íris dilui-se. Quando voltamos à base terrestre, encontramo-nos na situação familiar onde todas as galáxias se afastam de nós e o fundo do céu se torna uniformemente vermelho.

[Não rigorosamente. A Terra move-se a trinta quilómetros por segundo à volta do Sol; o Sol, a duzentos quilómetros por segundo à volta do eixo da nossa galáxia; a nossa galáxia, a uma velocidade (mal conhecida) de algumas centenas de quilómetros por segundo no seio do enxame e do superenxame. Todas estas velocidades são fracas (menos de um por cento da velocidade da luz), mas dão, apesar de tudo, à nossa base terrestre uma velocidade "própria" que faz com que a cor do nosso céu não seja perfeitamente uniforme. Apesar de mínimas, estas diferenças de cor foram já postas em evidência.] Chamaremos "tempo cósmico" ao tempo dos observadores para os quais o fundo do céu é uniformemente vermelho. Este tempo não é "melhor" que o do primeiro viajante espacial que apareça. Todos os tempos "são iguais". Mas tem a vantagem de ser, simultaneamente, o da Terra, do Sol e das estrelas. É o do maior número de átomos. É o da maioria da matéria. É utilizando-o como referência que medimos a idade do universo e as suas dimensões.

2. Energias, forças e o resto

Apresentação do "Grande Alhures"

Gostaria de vos apresentar agora uma das personagens mais importantes, se bem que muito discreta, da nossa história. Chamemos-lhe o "Grande Alhures". É o vasto espaço em expansão entre as galáxias. Sem ele nenhuma organização da matéria seria possível. Sem ele, o universo não teria vencido as fases da complexidade e nós não estaríamos aqui para falar desse assunto. Para compreender o seu papel é necessário voltar, de maneira mais quantitativa, às forças da natureza. Nas páginas que se seguem apresentarei a noção da energia de ligação. Depois, por meio de experiências fictícias, aplicarei o resultado a cada uma daquelas forças. Veremos que um sistema não pode formar-se sem emitir energia e que nenhuma energia pode ser emitida se não existir um "alhures" para a receber.

A moeda-energia

Por detrás do que muda há qualquer coisa que não muda.

No mundo existe a mudança. O quente torna-se morno. Os corpos caem. O fogo arde e as achas consomem-se. Estas transformações não se fazem arbitrariamente. São ligadas entre si por uma espécie de troca monetária. A moeda, neste caso, é a energia, que permite ao físico manter a contabilidade dos fenómenos que estuda.

Num canhão, uma carga de pólvora explode. A energia química (de origem electromagnética) é transformada parcialmente em energia térmica (o canhão aqueceu).

A soma das energias, cinética e térmica, é igual à energia química libertada.

Temos necessidade de uma unidade de troca. Nos bancos utilizam o franco ou o dólar. Em física existem várias outras unidades. Para nós, a mais útil será o electrão-vóltio. O nome desta unidade poderia levar-nos a pensar que seria aplicável só aos electrões. Não é nada disso. Tal como o valor-ouro não está restrito ao comércio das jóias, também esta unidade tem aplicação geral. Eis alguns exemplos. Um protão que se desloca a quinze quilómetros por segundo possui a energia cinética de um electrão-vóltio. Um electrão, mais leve, dotado da mesma energia cinética, desloca-se a seiscentos quilómetros por segundo. A energia dos fotões luminosos cifra-se igualmente em electrões-vóltios. Os fotões azuis têm três, os vermelhos, um. O arco-íris desenvolve-se entre um e quatro electrões-vóltios. Os raios X têm milhares e os raios gama alguns milhões. Na outra extremidade, a radiação fóssil é constituída por fotões com um milésimo de electrão-vóltio. Enquanto a RTP envia para o espaço fotões com um milimilionésimo de electrão-vóltio. Se o relacionarmos com os acontecimentos da nossa vida quotidiana, o electrão-vóltio é uma quantidade de energia minúscula.

Uma caloria equivale a vinte e seis milhões de biliões, enquanto que um litro de gasolina desenvolve um milhão de biliões de biliões.

A expressão lei de conservação da energia significa que a quantidade de energia antes dum acontecimento deve ser igual à quantidade depois. Esta lei é absoluta? Cerca dos anos trinta, os físicos descobriram a existência de neutrões, partícula instável (vida média de aproximadamente quinze minutos) que se transforma num protão e num electrão (A 3). O balanço revelava menos energia depois da desintegração que antes. Confiante, mesmo assim, no valor da lei, o físico Fermi imaginou a existência duma nova partícula, invisível, emitida no momento da reacção. Esta partícula, chamada neutrino (pequeno neutrão) devia, por definição, possuir exactamente essa diferença de energia que faltava e equilibrar, assim, o balanço energético da reacção. E a verdade é que alguns anos mais tarde esta partícula foi efectivamente encontrada em experiências de laboratório. A partícula tomou, progressivamente, uma grande importância em física e na cosmologia (A 2). Este acontecimento é significativo. Mostrou que a noção de energia é fecunda e bem adaptada à realidade.

Apesar disso, a lei de conservação não é "absoluta". As suas exigências estão condicionadas pela duração do fenómeno observado. A importância da transgressão tolerada é inversamente proporcional à sua duração. [Mais correctamente, seria necessário dizer que estas "transgressões" resultam de, se as durações são curtas, as energias serem mal definidas.] Tudo se passa como se a energia não fosse rigorosamente conservada. Estes desvios desempenham um papel fundamental no comportamento das partículas individuais. Ao nível da nossa realidade quotidiana, que implica miríades de partículas, compensam-se e tornam-se praticamente desprezáveis. A lei da conservação da energia retoma então as suas exigências de precisão.

As ligações electromagnéticas

O peso da liberdade: a ligação torna mais leve.

Por meio duma balança de grande precisão vamos entregar-nos a algumas experiências instrutivas. Primeiramente, pesemos em separado um protão e um electrão, somando depois as duas massas. Em seguida coloquemos o electrão numa órbita à volta do protão, para dele fazer um átomo de hidrogénio, e coloquemos tudo numa balança.

Surpresa: o átomo é mais leve do que a soma dos seus componentes. A diferença é fraca: uma parte para cem milhões, mas é real e é o que aqui interessa.

Para compreender este acontecimento é necessário introduzir uma nova espécie de energia: a energia de massa.

Pode-se transformar a massa em energia térmica ou em energia cinética. E, inversamente, podese transformar a energia luminosa, por exemplo, em massa. (É o que exprime a famosa relação de Einstein E = mc/2. Um grama de matéria pode dar 6 x 10/32 electrões-vóltios.) Isso acontece todos os dias num laboratório de física nuclear.

Retomemos a nossa experiência. Juntemos o protão e o electrão para formar um átomo de hidrogénio. Sob a influência da força magnética que se exerce entre ele e o protão, o electrão entra em órbita. Este acontecimento é acompanhado pela emissão dum fotão luminoso ultravioleta, cuja energia corresponde exactamente à diferença de massa entre o átomo de hidrogénio e as duas partículas livres. A massa do protão equivale a novecentos e trinta e oito milhões de electrões-vóltios; a massa do electrão é de quinhentos e onze mil electrões-vóltios. A diferença entre a soma das massas do protão e do electrão e a massa do átomo de hidrogénio é de 13,6 electrões-vóltio, ou seja, cerca de um centimilionésimo da soma das massas das duas partículas, tomadas separadamente. É a energia do fotão emitido. Por outras palavras, no momento da captura, uma fracção da massa foi transformada em energia do fotão. O qual deixa o átomo, levando assim para longe o equivalente energético desta massa que falta. Os sublinhados são muito importantes. Voltaremos a falar neles para lhes descobrir uma dimensão espantosa.

Dirijamos agora para um átomo de hidrogénio um feixe de luz ultravioleta. Se os fotões tiverem a energia requerida, um de entre eles poderá ser absorvido pelo sistema. O electrão será então arrancado ao protão e libertado no espaço. Diz-se que o átomo de hidrogénio está dissociado. As partículas retomaram a sua massa inicial e a sua liberdade. Todos os átomos, todas as moléculas, mesmo as mais complexas, têm um comportamento análogo. Dissociados, separados nos seus constituintes, ficam sempre mais pesados. Combinando-se sob o efeito da força electromagnética, emitem a energia correspondente à massa que falta. Esta energia não vai necessariamente transformar-se em luz, pode transformar-se em energia mecânica, eléctrica, etc.

Uma pilha descarregada é mais leve que uma pilha carregada. A massa que falta transformou-se em electricidade e depois em luz. A gasolina arde no ar. Reacções químicas formam novas moléculas. A massa total destas novas moléculas é um pouco inferior à massa da gasolina e do oxigénio combinados. A diferença é transformada em Uma ligação electromagnética. O electrão e o protão isolados, são mais pesados que o sistema ligado formado pelas duas partículas (átomo de hidrogénio). A diferença de massa é transformada em energia e emitida na forma dum fotão ultravioleta no momento da combinação. Esta diferença de massa, vizinha dum centimilionésimo, caracteriza a força electromagnética ao nível das estruturas atómicas e moleculares.

Tomemos o calor. Por meio de pistões e de bielas, transformo-o em movimento mecânico. O meu carro anda. Paralelamente, transformo as moléculas muito instáveis (a gasolina) em moléculas muito mais estáveis (o gás carbónico e a água).

Foi a energia ganha no momento da ligação destas moléculas estáveis que utilizei para fazer andar o carro. Vós comeis um bife temperado com pimenta e ervas aromáticas. As reacções químicas que se seguem são extraordinariamente numerosas e complexas. Se, por uma contabilidade minuciosa, conseguirdes fazer a soma das massas de moléculas depois da digestão, encontrá-las-eis, uma vez mais, inferiores à massa total dos participantes iniciais.

A massa perdida, depois de ter encantado as vossas papilas, conserva-vos o calor e liberta a energia de que precisais para voltar as páginas deste livro. Quando aquecemos um bloco de ferro, fazemos a experiência inversa. Na rede cristalina, os átomos de ferro estão ligados. Para os libertar é necessária energia. Calor, ou energia térmica, vai transformar-se em energia de massa para preencher a falta. O conjunto dos átomos de ferro é mais pesado que o bloco de ferro. Todas as reacções químicas implicam uma variação de massa, em escala bem definida. As fracções de massa, ganhas ou perdidas, vão de uma parte para mil milhões a uma parte para cem milhões, mais ou menos. As reacções químicas fazem-se por troca de cargas eléctricas. Esta escala de fracção de massa caracteriza as energias electromagnéticas no domínio dos átomos e das moléculas. [Alguns fenómenos electromagnéticos estão nitidamente fora deste intervalo. Mas eles nunca intervêm no desenvolvimento dos acontecimentos de que quero falar aqui.]

As ligações nucleares

No prato da esquerda da nossa balança coloquemos um protão e um neutrão livres. No prato da direita, um deuterão. O deuterão é um núcleo composto por um protão e um neutrão, em órbita um à volta do outro (é o núcleo de hidrogénio pesado). As duas partículas encontram-se muito próximas uma da outra. A sua distância média é vinte mil vezes mais fraca que a distância entre o protão e o electrão de um átomo de hidrogénio (Esquema 11). Uma vez mais se verifica que o sistema ligado (o deuterão) é mais leve que os seus constituintes. Mas, desta vez, a diferença é de cerca de um para mil, portanto cem mil vezes maior do que no caso do átomo de hidrogénio. Estes números ilustram a potência da ligação nuclear e explicam ao mesmo tempo o interesse económico da energia nuclear e os esforços despendidos para a dominar. Uma tonelada de urânio dá tanto calor como centenas de milhares de toneladas de petróleo.

Quando aproximamos um protão e um neutrão, é emitido um fotão energético, que leva para longe a diferença de massa. Inversamente, se bombardearmos um deuterão com um fotão apropriado, pode-se dissociá-lo e libertar os dois núcleos que o compõem. Este fotão é um raio gama cuja energia vale dois milhões e duzentos mil electrões-vóltios. Sendo as massas do protão e do neutrão vizinhas ambas de mil milhões de electrões-vóltios, encontra-se facilmente a fracção de um milésimo mencionada mais acima.

Observamos no domínio nuclear o mesmo comportamento que no domínio electromagnético. O Sol saca a sua energia das reacções nucleares. Opera a fusão dos núcleos de hidrogénio em núcleos de hélio (quatro hidrogénios dão um hélio) (A 4). A soma das massas de quatro núcleos de hidrogénio é cerca de um por cento maior do que a do núcleo de hélio. No momento da fusão, esta energia de ligação é transformada em raios gama. Absorvida e depois reemitida numerosas vezes pela matéria solar, a luz chega à superfície sob a forma de fotões amarelos. O Sol brilha. Três núcleos de hélio fundem-se num núcleo de carbono no coração das gigantes vermelhas (A 4). Desta vez, o excedente da massa libertada é cerca de um milésimo de massa inicial. Para os núcleos mais pesados é o fenómeno inverso que se produz. Em vez de se fundirem, os núcleos separam-se porque têm mais massa do que os seus componentes. O urânio, por exemplo, liberta um milésimo da sua massa quando explode. Num reactor, esta energia aquece a água e depois vai accionar as turbinas. O ferro é o núcleo mais estável — requer-se muita energia para arrancar um a um os cinquenta e seis nucleões que compõem a sua massa. São necessários muitos milhões de graus de temperatura para o decompor em nucleões.

As ligações quarkianas

A física contemporânea orienta-se para um esquema semelhante, num nível mais fundamental (A 3). Os nucleões são sistemas ligados, constituídos por três quarks. As energias de ligação são ainda superiores às dos sistemas nucleares. São comparáveis às massas dos núcleos que lhes devem a existência. Este fenómeno esclarece-se no contexto duma física demasiado complexa para que me ocupe dela mais tempo. De qualquer maneira, estamos no início da pesquisa e nada foi ainda solidamente estabelecido.

As ligações gravíticas

Causar-vos-ei admiração dizendo-vos que a massa do sistema Terra-Lua é inferior à da Terra e à da Lua, tomadas em separado? A diferença é de mil milhões de toneladas! Isto parece enorme mas não representa, de facto, mais do que uma parte para trinta biliões das massas combinadas dos dois planetas. É, por conseguinte uma fracção muito mais fraca do que aquelas que encontrámos até agora. Mesmo no domínio eléctrico as fracções de massa em falta são, pelo menos, cem a mil vezes maiores.

Tomemos agora dois buracos negros (A 6) girando um à volta do outro, numa órbita muito próxima. Desta vez, a fracção de massa em falta será vizinha da unidade. Quer dizer, superior às fracções de massa características das forças nucleares e electromagnéticas. Abordamos aqui um ponto muito importante. Enquanto, para estas duas últimas forças, as fracções de massa pertencem a níveis bem definidos, para a gravitação desta grandeza pode variar muito mais largamente este facto que permite à gravidade desempenhar um papel tão fundamental na elaboração da complexidade. Ver-se-á isso nas páginas que se vão seguir.

Os jogos do calor e da gravidade

Dois agentes cúmplices que se

divertem a saltar de um domínio de forças para outro.

O nosso Sol é composto por cerca de 10/57 partículas (um com cinquenta e sete zeros...) Estas partículas (núcleos e electrões) são mantidas juntas pela força de gravidade. Cada partícula é atraída por todas as outras e também atrai todas. A diferença entre a massa do Sol e a soma das massas de todas estas partículas é pouco mais ou menos igual à massa da Terra. Ou seja, cerca de um milionésimo da massa solar.

O Sol é quente. Contém muita energia térmica. A temperatura central eleva-se a dezasseis milhões de graus. Porquê? Para compreender isto, voltemos atrás, ao momento do nascimento do Sol. Então as partículas que constituíram a matéria solar estão ainda dispersas no espaço, no seio duma vasta nuvem interestelar. Estas partículas atraem-se e aproximam-se. A nuvem inteira contrai-se mas lentamente. Ei-lo assim confinado a um volume mais pequeno.

Pode-se fazer a contabilidade desta operação. Pode-se demonstrar que a energia de ligação libertada por esta contracção se transformou em calor e em emissão de luz. O "calor", neste caso, é o que resta na cintura da nuvem; é a energia térmica que agita as partículas e as leva a uma temperatura crescente. A emissão luminosa, pelo contrário, é o que "se vai" o que atravessa a superfície e se encontra "algures". No nascimento do Sol tratava-se de radiação infravermelha; actualmente, de luz visível (A 1). À medida que a nuvem se contrai, emite cada vez mais luz, enquanto a sua temperatura interna cresce continuamente. Quando a temperatura da nuvem atinge algumas centenas de graus, as forças electromagnéticas dominam a cena. Quando atinge alguns milhões de graus, as forças nucleares entram em acção.

A gravidade serve, de qualquer maneira, de ascensor entre estes domínios de forças. Segundo o seu estado de contracção (ou de expansão), uma massa de matéria verá estabelecer-se no seu seio um nível de temperatura que favorecerá diferentes tipos de interacção. Como um forno cuja temperatura se pode regular, para cozer um frango ou um bolo. É a gravidade que governa esses fornos da cozedura cósmica.

O alhures, condição indispensável das ligações

Os sistemas ligados (nucleões formados por quarks, núcleos formados por nucleões, moléculas por átomos, galáxias por estrelas) devem forçosamente, no momento da sua formação, "emitir" o excedente de energia. Esta energia vai para "alhures". Nenhuma estrutura, nenhuma organização da matéria pode vir ao mundo se não houver este "alhures" para absorver a radiação que se escapa.

Onde se encontra este "alhures"? Num universo estacionário (sem expansão) ele não existiria: toda a radiação emitida na criação de um sistema seria um dia absorvida, causando assim a dissociação de outro sistema. Em cada instante, o número de átomos formados seria igual ao de átomos destruídos. O balanço da estruturação, na escala do universo, seria sempre nulo. Por outras palavras, o "alhures" de um seria o "aqui" de outro. Nenhuma rocha emergiria definitivamente do oceano de calor.

Ora é a expansão que, de qualquer maneira, gera o "alhures", quer dizer, a possibilidade de a grande maioria das radiações nunca serem absorvidas. Os fotões emitidos ganham o espaço entre as galáxias. Ali, avançam num universo cada vez mais diluído, cada vez mais vazio. Quanto mais o tempo passa, mais fracas são as possibilidades de serem reabsorvidos. O tempo joga a seu favor. O universo é transparente em direcção ao futuro. A sua transparência é a garantia da longevidade das estruturas.

Kepler perguntava porque é que a noite é negra. Segundo ele, num universo infinito, a abóbada celeste deveria ter por toda a parte o brilho do Sol. Nós vimos que a obscuridade da noite estava ligada à juventude do universo. Agora vamos muito mais longe. Sem a expansão, nenhuma estrela poderia contrair-se e formar-se. A existência de núcleos de hélio, ao mesmo título que a obscuridade da noite, testemunha a expansão universal. [Não se trata aqui de provas, mas antes de argumentos de coerência. O que se pode dizer, estritamente, é que os núcleos de hélio não estão em equilíbrio com os fotões gama emitidos no momento da sua formação.]

O "alhures", condição indispensável da organização

Nas páginas precedentes vimos como as forças da natureza criam as ligações entre as partículas elementares da matéria. Partículas e ligações, como tijolos e cimento, são os elementos essenciais de todas as arquitecturas. Graças a eles a matéria ordena-se e organiza-se em sistemas complexos.

Para descrever o arranjo da matéria, é necessário introduzir aqui as noções de informação e de entropia. A Catedral de Chartres é constituída por um grande número de pedras, postas no local por operários especialistas, segundo instruções bem definidas. Dir-se-á que a catedral contém mais informações que o conjunto das pedras iniciais. Este acréscimo de informação é proporcional ao número de instruções dadas pelo arquitecto. Chartres contém mais que uma sóbria igreja do campo. A entropia é, de certa maneira, o inverso da informação. É uma medida da desordem num dado objecto. A catedral, uma vez terminada, tem tendência para se deteriorar. A erosão do vento e da chuva, os invernos rigorosos, a poluição urbana, os tremores de terra, não lhe fazem bem. Na ausência de cuidados, a sua entropia irá aumentando e atingirá um dia a do conjunto de pedras de que foi formada.

Num copo de uísque morno, nadam pedaços de gelo fundente e o uísque arrefece. O primeiro estado contém duas fases: líquido e sólidos à superfície. O segundo estado não contém mais que uma: líquido em toda a parte. O primeiro estado é mais ordenado, mais informado: necessito de maior número de informações para o descrever. A entropia do segundo estado é maior do que a do primeiro. A experiência de todos os dias ensina-nos que, quando são abandonadas, as coisas têm tendência para se desorganizarem. As catedrais caem em ruínas e os pedaços de gelo fundem-se na água morna. Existe em termodinâmica um princípio (o segundo) que sanciona esta sabedoria tradicional. Tal princípio afirma que, durante a evolução dos acontecimentos, a entropia aumenta (ou, antes, não pode diminuir).

Apesar disso, a história do universo parece mostrar-nos o contrário. Assistimos à inexorável progressão da matéria para os altos cimos da organização, de que os nucleões, núcleos, átomos, moléculas, células e organismos constituem os graus. Neste sentido, o aparecimento da vida parece ir contra a tendência natural dos acontecimentos.

Um exemplo familiar vai ajudar-nos a resolver o paradoxo. Quando vem o Inverno, os lagos gelam. Apesar disso, o gelo é uma estrutura muito mais ordenada que a água líquida. As moléculas do gelo são ordenadas segundo uma geometria rigorosamente determinada. No líquido, as moléculas são livres, movem-se ao acaso e mudam continuamente de posição. A entropia da água líquida é muito mais elevada do que a do gelo. Como é que um lago pode adquirir a organização requerida para que as moléculas se liguem em cristais de gelo? A chave do paradoxo é que o lago solta, quando gela, uma grande quantidade de calor, o qual, na forma de raios infravermelhos, que possuem a sua própria entropia, deixa a Terra e se dirige para o espaço intergaláctico. Pode calcular-se a quantidade de entropia que foi assim evacuada e mostrar que a soma das entropias do gelo e da radiação é superior à que o lago tinha antes de gelar. Graças à força electromagnética que liga as moléculas entre si, o lago adquiriu ordem no seu próprio meio, mas, ao mesmo tempo, rejeitou radiação de entropia elevada. O seu ganho de organização foi pago com acréscimo de desordem do universo.

Da mesma maneira, os núcleos de hélio nasceram nos primeiros segundos do universo. Foram produzidos pela unção de quatro nucleões num único. Já vimos que a massa do núcleo de hélio-4 é inferior, perto de um por cento, à massa de quatro núcleos tomados individualmente. Esta massa residual foi transformada em energia e esta energia foi "emitida" sob a forma de radiação luminosa. "Emitida", quer dizer, atirada para longe do sistema onde teve origem. Para onde? Para algures. De facto, ela juntou-se à radiação universal. Aquece um pouco o universo. Mais exactamente, ela atrasa, se bem que quase imperceptivelmente, o seu arrefecimento... Este núcleo de hélio possui uma estrutura interna; os núcleos confinados no seu seio gravitam em órbitas estáveis, com propriedades bem definidas. Este núcleo está mais "organizado" do que a soma dos quatro nucleões de que é constituído. Esta organização apareceu espontaneamente no caldo universal. Além de transportarem para longe os excedentes de massa, os fotões emitidos quando da fusão nuclear levam consigo a entropia que o hélio teve de desembolsar para obter licença para se estruturar sem transgredir o princípio do acréscimo da desordem global. Estes núcleos de hélio são como arquipélagos de organização num oceano mais desordenado que nunca.

Este comportamento é geral. Encontramo-lo em cada estágio da organização. Na grande desordem universal aparecem espontaneamente arquipélagos de ordem. A aquisição da organização é cara, sendo acompanhada dum acréscimo da entropia cósmica. Esta entropia é depositada no "Grande Alhures" extragaláctico. Assim, ao longo das eras, uma fracção cada vez mais reduzida da massa cósmica, disseminada numa multiplicidade de ilhotas favorecidas, deterá uma organização cada vez mais elevada, em detrimento dum universo cada vez mais desorganizado. Na secção precedente vimos que, sem a expansão, nenhuma ligação estável se poderia formar. O "alhures" é requerido pelo princípio da conservação da energia (chamado também "primeiro princípio" da termodinâmica). Nisto fomos mais longe. Sem o "alhures" nenhuma organização poderia ser adquirida pela matéria. Este "alhures" constitui uma condição indispensável para a formação de ilhotas de matéria organizada, tanto no plano da conservação da energia como no da sua inexorável degradação (segundo princípio da termodinâmica).

Chegámos assim ao termo de longa caminhada. À pergunta «Por que é que a noite é negra?", pergunta posta no princípio deste livro, vimos que o fenómeno da recessão das galáxias e da expansão poderia oferecer uma resposta. Em termos lapidares, acrescentaremos: «Se a noite não fosse negra, não haveria ninguém para disso se dar conta...»

3. O acaso

Ao longo de toda a nossa epopeia, o acaso desempenhou um papel fundamental de primeira importância. Apesar disso, entre as nossas personagens, é certamente o mais misterioso e o mais ambíguo. Existirá ele verdadeiramente? Ou será uma simples cobertura para a nossa ignorância? Antes de abordar este assunto, é preciso que distingamos cuidadosamente duas "espécies de acaso". O das nossas vidas quotidianas «o senhor aqui, que coincidência!» e aquele, ainda mais fundamental, da vida privada dos átomos. Numa anedota fictícia que referirei mais adiante, iremos encontrá-los a ambos na Torre de Londres. A física moderna ensina-nos que as duas espécies de acaso existem de pleno direito e que nenhum conhecimento os pode eliminar. Veremos como coexistem pacificamente com as leis e formam em conjunto a trama na qual se elabora a tapeçaria da complexidade.

A causa e o acaso Porquê? Porque. O efeito e a causa. Eis um par que tem dado as suas provas. Desde a Grécia antiga (e talvez muito antes...) que serve de assento à filosofia e à ciência. Observam-se os fenómenos, supõe-se que deve haver uma causa. E procuramos identificá-la.

A ideia de causalidade impõe-se pela sua riqueza e utilidade. Verifica-se com o uso. Mas a que é que corresponde exactamente a causalidade? Que é que ela nos ensina acerca da realidade profunda? Ensina-nos que a realidade não é o caos completo. Nem tudo é deixado ao acaso. Existe uma certa determinação das coisas. Até onde vai esta determinação? O progresso da ciência revela-nos cada ano novas relações causais entre acontecimentos que pareciam não ter relações entre si. O acaso poderá ser, um dia, eliminado? O universo revelar-se-á completamente determinado até aos mais ínfimos pormenores?

Os físicos do princípio do século XX teriam respondido «sim» a estas perguntas, se se acreditar no célebre texto de Laplace: «Nós devemos encarar o estado presente do universo como o efeito do seu estado anterior e como a causa daquele que vai seguir-se. Uma inteligência que, num dado momento, conhecesse todas as forças de que a natureza está animada, e a situação respectiva dos seres que a compõem, se tivesse, além disto, a capacidade suficiente para submeter esses dados à análise, abarcaria na mesma fórmula os movimentos dos maiores corpos do universo e os do mais leve átomo: nada seria incerto para ela e tanto o futuro como o passado estariam presentes aos seus olhos. O espírito humano oferece, na perfeição que ele soube dar à astronomia, um leve bosquejo dessa inteligência. As suas descobertas em mecânica e em geometria, juntas à da gravidade universal, deram-lhe a possibilidade de compreender nas mesmas expressões analíticas os estados presentes e futuros do sistema do mundo». Este sonho de Laplace, sabemo-lo hoje, nunca será realidade. E tanto melhor... Que aborrecido seria este mundo morno sem fantasia... Em dois níveis distintos, a realidade é refractária às expressões analíticas de Laplace. Vamos estudá-las, cada uma por sua vez.

O acaso dos agentes de seguros

O leitor quer segurar a sua granja contra a trovoada. «Isso custar-lhe-á tanto», diz o seu agente de seguros. Partindo de dados estatísticos, a companhia prevê com bastante exactidão o número de granjas atacadas pela fúria dos elementos nos anos que se aproximam. Tendo em atenção que os raios atacam ao "acaso, calculará a probabilidade de que isso lhe possa acontecer. Mas é incapaz de prever que granjas serão atingidas.

O acaso parece servir de álibi para essa ignorância ou, mais exactamente, para a falta de interesse pelas granjas individuais dos seus segurados. De facto a companhia teria podido, por exemplo, consultar um físico. Ele ensinar-lhe-ia que a trovoada e o raio são constituídos por miríades de cargas eléctricas acumuladas numa nuvem. Cada uma destas cargas tem uma história pessoal que faz intervir um jogo de forças físicas. Recuando sobre a filiação das causas e dos efeitos, poderse-ia, em princípio, prever o local da queda dos raios. Na prática, no entanto, esta tarefa é irrealizável. Para a levar a bom termo seria necessário possuir informações extremamente precisas não apenas sobre a posição de todas as cargas eléctricas implicadas nestas trovoadas, mas também sobre todas as forças exteriores que agiriam sobre as cargas. A companhia poderia saber qual a granja que ia ser queimada, mas seria necessário, para isso, contratar um número infinito de geo-físicos e de informaticistas. Vale mais, para as suas contas, contentar-se com a ignorância.

As fórmulas concebidas por Laplace para descrever o conjunto do mundo encontram uma dificuldade análoga. Não têm nenhuma possibilidade de prever correctamente o futuro se não incorporarem um número infinito de dados infinitamente precisos. Todo o desvio a esta regra traduzir-se-ia fatalmente por uma deterioração progressiva da capacidade de prever. Ora esta exigência de medidas infinitamente precisas é não apenas irrealizável na prática, como está também em conflito com a própria física. É o que iremos ver nas páginas seguintes.

O acaso e a vida privada dos átomos

A física dos átomos (a que se chama "mecânica quântica") revelou-nos que o acaso está inscrito no nível mais profundo da natureza. Um nível onde existe de pleno direito e de onde, nem na prática nem por princípio, não pode (até nova ordem) ser desalojado pelo conhecimento.

O urânio-235 é um núcleo instável cuja vida média é de mil milhões de anos. Qual é a causa desta instabilidade? A física ensina-nos que este núcleo se divide porque está muito carregado electricamente. Noventa e dois protões estão confinados no seu ínfimo volume. Estas partículas empurram-se violentamente. Esta repulsão gera uma tensão. Esta tensão acaba por fazer estalar o núcleo! Qual é o sentido das palavras acaba por fazer estalar? É à volta destas palavras que a discussão vai prosseguir agora.

Coloquemos mil núcleos de urânio-235 num prato e esperemos. Depois de mil milhões de anos restarão quinhentos, depois de dois mil milhões de anos restarão duzentos e cinquenta, etc. Eis um efeito da estatística que lembra o domínio dos seguros. A diferença é que, segundo a física moderna, não se pode saber com antecedência quais os átomos que serão desintegrados. No começo são todos idênticos. Apesar da sua hereditariedade pesadamente "carregada", não têm história pessoal que nos permita adivinhar o seu futuro individual. Aqui, chegámos aos limites da causalidade (no sentido tradicional do termo, quer dizer, do determinismo).

A causalidade não descreve mais que uma parcela da realidade. Serve-me para saber que, por causa da sobrecarga eléctrica, o núcleo deve rebentar. Do urânio-235 ensina-me que, em mil núcleos, depois de um milhão de anos, um de entre eles, em média, deve ter rebentado. Mas não me devo admirar se esta explosão ocorrer depois de cinco minutos ou depois de dez milhões de anos. Este aspecto escapa à causalidade tradicional.

É normal supor que a teoria é simplesmente incompleta. E que nós tomamos por um aspecto da realidade o que não é, afinal, senão uma prova da nossa ignorância. Ora, olhando de mais perto, verifica-se que esta "indeterminação" não é uma simples vicissitude acessória da teoria, vicissitude que se poderia eventualmente eliminar. Constitui sim um dos seus pilares. Como Dante entrando nos infernos, o físico vê inscrito no frontão do templo da mecânica quântica as palavras: «Renuncia para sempre à história individual dos átomos.» Pode querer-se repudiar a teoria por causa da sua arrogância. Pode procurar-se uma outra que seja menos exigente e que permita a restauração do reino da causalidade absoluta. Mas a dificuldade está em que a mecânica quântica faz maravilhas. Os seus êxitos prodigiosos conferiram-lhe universalmente o direito de cidadania. É, indiscutivelmente, uma boa teoria. Vários físicos procuraram substituí-la por uma teoria tão satisfatória mas menos exigente.

Tempo perdido. Nesta data continua sem rival. Além disso, demonstrou desde há anos a justificação da sua arrogância. As teorias que querem restabelecer a história individual dos átomos estão em contradição com os resultados experimentais. Outras teorias conseguem concordar com os resultados experimentais mas ao preço de hipóteses que são equivalentes às da mecânica quântica.

Einstein, em particular, nunca aceitou este estado de coisas, que quadrava mal com a sua visão da inteligibilidade do mundo. Para ele "Deus não joga aos dados". E passou numerosos anos em vãs tentativas para eliminar este elemento de indeterminação.

Como consegue a causalidade coexistir com o acaso das vias atómicas individuais? Ela põe água no seu vinho. Tudo se passa como se as leis não fossem absolutas; toleram infracções. Tomemos como exemplo o comportamento das cargas eléctricas do mesmo sinal. A lei exige que elas se repilam. Fixemos uma carga (+) e lancemos uma segunda carga (+) contra ela. A lei dirá que ela deve aproximar-se até certa distância da primeira. Depois, sob o efeito da repulsão, deverá parar e distanciar-se novamente. E é o que se passa geralmente, mas nem sempre. Algumas vezes a carga continuará o seu movimento ignorando totalmente a presença da sua coirmã. Outras vezes, a distância atingida não será aquela que a lei prevê. O mecanismo quântico autoriza todas estas possibilidades, concede-lhe uma probabilidade, mas não vai mais longe... Recusa responder às perguntas que não pertencem ao seu domínio.

E a Terra na sua órbita? Não haverá o risco de ser, ela também, abrangida por tal tolerância? Se ela pensasse um dia atravessar o Sol em vez de o rodear? O acontecimento não é impossível! Existe uma certa probabilidade de que isso aconteça. Pode-se calculá-la. Ela é, felizmente, bastante fraca. Mas não é nula... Este exemplo ilustra um ponto crucial. A tolerância em face das leis é importante ao nível dos átomos individuais. Diminui progressivamente quando se estudam grupos de átomos cada vez mais numerosos. À nossa escala, ela é quase nula. É precisamente esta a razão pela qual passou tanto tempo despercebida.

O diamante da Torre de Londres

O turista que desce o Tamisa numa embarcação avista à borda da água a sinistra Torre de Londres. Esta torre serviu durante muitos anos de prisão. Actualmente serve de repositório das jóias da Coroa. As jóias encontram-se fechadas em mostruários de vidro.

Entre as pedras preciosas existe um diamante particularmente magnífico, grande como um ovo de galinha. Bem protegido pelas paredes de vidro, parece estar fora de alcance. Todavia, com um pouco de paciência, ele pode entrar na sua algibeira. Mais ainda, pode chegar à algibeira de duas maneiras diferentes. Em primeiro lugar pelos movimentos do ar. Na sua prisão, as moléculas agitam-se em todos os sentidos e batem no diamante em todas as faces. Poderia acontecer que num dado momento, por acaso, as moléculas atingissem todas a mesma face. Levantado por uma potente corrente de ar, o diamante erguer-se-ia no espaço, partiria o vidro e iria parar à sua mão. Este por acaso é o acaso dos agentes de seguros. A segunda maneira de obter o diamante faz apelo à indeterminação das leis da física. Nenhum objecto está definitiva e inexoravelmente confinado a um local. Quase sempre encontramo-lo no local onde foi posto; mas pode acontecer que apareça noutro sítio. É ainda uma questão de probabilidade. Existe certa probabilidade de que o diamante colocado na sua gaiola venha a encontrar-se na sua algibeira. E desta vez sem ter partido a parede de vidro...

Os riscos, num e noutro caso, são mínimos. Não creio que a Coroa inglesa tenha feito seguro contra eles. Mas não são nulos. E é isso o importante...

Observar é perturbar

Ninguém sabe como são exactamente as coisas quando não as olhamos.

Qualquer pessoa que tenha visto surgir um carro de turistas numa aldeia de índios da América Central reconhecerá sem custo a justeza deste título. Com um pouco de discrição, a perturbação poderá diminuir. Mas só até certo ponto.

Esta dificuldade de observar sem perturbar existe também ao nível dos objectos. Para combater os excessos de velocidade, a polícia instala postos de radar que projectam sobre as viaturas pacotes de fotões de comprimento de onda bem determinado. Os fotões atingem a viatura e voltam como um eco ao posto de radar. O comprimento de onda dos fotões reflectidos será levemente diferente do que tinham à partida. Esta diferença permite aos guardas conhecer a velocidade e saber se houve infracção. O que o guarda ignora, sem dúvida, é que, quando lança as suas ondas-radar, altera a velocidade da viatura! As ondas possuem energia. Reflectindo sobre a traseira da viatura, as ondas dão-lhe um impulso suplementar. A diferença, certamente, é fraca, e ninguém sente o impacte dos fotões. O automobilista terá dificuldade em fazer valer esta perturbação para justificar o excesso de velocidade.

Mas, se se trata de observar não viaturas mas átomos, o problema da perturbação não poderá ser ignorado com tanta facilidade. Consideremos, por exemplo, um átomo de que eu gostaria de prever o futuro. Teria necessidade de saber, com a maior precisão, onde ele está e para onde ele vai. Para não o perturbar, optarei por o observar com radiação de muito baixa energia. Ora, segundo a teoria, quanto mais a energia é baixa, tanto mais o comprimento de onda é grande. Mas, e é aqui que as coisas se complicam, é impossível localizar o átomo com uma precisão superior a um comprimento de onda. Por exemplo, se escolho iluminar o objecto com uma onda do tipo radiofónico, impor-me-ei uma margem de incerteza de várias centenas de metros sobre a sua posição. Voltamos a encontrar aqui a situação notada a propósito do diamante da Torre de Londres. A posição dos objectos é incerta devido ao carácter ondulatório que a natureza lhe impõe. Para obter uma medida muito precisa da posição de um átomo, sou forçado a utilizar uma radiação de onda muito curta. Por exemplo, raios X ou gama. Em virtude da grande energia destas ondas, o choque será violento e a perturbação importante. De facto, seja qual for a onda utilizada, é impossível medir simultaneamente e com precisão absoluta a velocidade e a posição da partícula. Tudo o que eu ganhar de um lado perco do outro. Chegarei, quando muito, a um compromisso que tornará toda a descrição aproximativa.

O elemento de "incerteza" que a natureza mantém ao nível dos átomos vai influenciar a possibilidade de conhecer o futuro. Esta incerteza vai degradar a descrição do amanhã, descrição de que temos necessidade para a descrição do depois-de-amanhã. Com a distância no futuro, os contornos esvaem-se. Para encarar o futuro dos átomos, a natureza deu-nos olhos míopes. Lembremos entretanto que estes efeitos não jogam ao nível das grandes massas da matéria. A indeterminação das leis atómicas não nos impede de prever o futuro das estrelas ou das galáxias. Os comportamentos individuais compensam-se. Não será amanhã que a Terra irá mudar espontaneamente de órbita...

As "leis da física" e o seu enquadramento

A explicação dos acontecimentos mais simples faz intervir toda a história do universo. A Lua gira à volta da Terra. A Terra e os outros planetas giram à volta do Sol. Todos os corpos do sistema solar obedecem à lei da gravidade universal. Tudo aqui respira ordem, estabilidade e

eternidade. Não existe, na aparência, nada de histórico e fortuito.

E, apesar disso... A lei de Newton exige que a órbita da Terra seja uma elipse. Nada mais. Ela não exige que esta órbita seja descrita num sentido e não no outro. Não exige que a órbita seja orientada num certo plano mais do que em outro. Que é que fixa o sentido do movimento da Terra à volta do Sol? Por que estão as órbitas dos planetas e satélites, todas elas, aproximadamente no mesmo plano? Isto escapa à lei de Newton. Temos de procurar noutro lado...

Tomei o exemplo particular do sistema solar para ilustrar uma situação geral na física. As leis da física explicam só uma parte da realidade. Descrevem como os acontecimentos se passam quando se concretizam algumas condições. Não têm qualquer domínio sobre estas condições, que os físicos chamam "condições iniciais" ou "anos limites".

Voltemos ao nosso exemplo da Terra. Para encontrar a explicação aprofundada do seu movimento, devemos recuar até ao seu nascimento. O movimento actual guarda a lembrança do seu "lançamento" (como se lança um satélite). Foi da nebulosa gasosa de que nasceu, que a Terra herdou o sentido e a orientação do seu curso. Esta nebulosa, em forma de disco achatado, girava sobre si própria e comunicou esse movimento de rotação a todos os corpos que se foram formando no seu seio: Sol, planetas, satélites, asteróides. Eis porque os planos das suas órbitas coincidem uns com os outros. Estavam primitivamente inscritos no disco da nebulosa. [Isso explica também porque, vistos da Terra, não deixam a faixa do Zodíaco.] Essa nebulosa obedecia igualmente a um conjunto de leis físicas. Neste caso a situação é muito mais complexa. Conhecemos mal os agentes que deram às nuvens interestelares a sua orientação e a sua rotação. Existe um movimento geral das galáxias, mas há também turbulências locais e, dentro de tudo isto, potentes ligações magnéticas que unem as nebulosas como num fio de pérolas.

Estes factores poderiam, em princípio, compreender-se e apreciar-se fazendo a história de todos os elementos da matéria na nossa galáxia, bem como todas as interacções às quais eles estão submetidos. Na prática, esta tarefa seria ainda menos realizável que a do nosso agente de seguros. Mas suponhamos que, apesar de tudo, conseguiríamos isso. Nem mesmo assim teríamos ainda chegado ao fim das dificuldades... Eis que nos veríamos confrontados com o problema temível da origem das galáxias, da sua turbulência e do seu campo magnético. A única coisa que os cosmólogos se aventuram a afirmar é que estes fenómenos encontram, certamente, a sua génese em algumas propriedades da matéria preexistente à aparição das galáxias. Em termos caricaturais: as coisas são o que são porque eram o que eram... Para explicar um facto tão banal como o sentido da rotação da Terra teremos necessidade de voltar ao começo do universo, um passado onde, de qualquer maneira, as nossas pistas se perdem na "noite dos tempos" (a expressão, evidentemente, é mal escolhida: esses tempos continuam na luz estonteante da radiação original...).

Em resumo, para compreender um facto ou um acontecimento, devem-se conhecer ao mesmo tempo as leis físicas que os regulam e os enquadramentos em que se situam. Estes enquadramentos implicam o jogo de outras leis dentro de outros enquadramentos. Pouco a pouco acabamos por fazer intervir todo o universo, no tempo, no espaço. É nesta teia que se insere o acaso.

O acaso, elemento essencial da fertilidade cósmica

Ao longo de toda a nossa epopeia vimos o acaso em acção. Os núcleos erram no coração ardente das estrelas. Dá-se uma colisão e nasce um núcleo mais pesado. Duas moléculas entram em contacto no oceano primitivo. Combinam-se e dão origem a um sistema mais complexo. No seio duma célula, um raio cósmico provoca uma mutação. Uma proteína adquire novas propriedades.

É certo que cada uma destas partículas já possuía a capacidade de se combinar ou de se transformar, mas foi necessário um acontecimento fortuito para que esta possibilidade se materializasse. A organização do mundo exige que a matéria se abandone aos jogos do acaso.

4. Três enigmas

Neste capítulo vamos procurar meditar em três factos enigmáticos, mais ricos de ensinamentos. Pertencem a domínios diferentes. O primeiro é à nossa escala: o pêndulo de Foucault. O segundo é de natureza astronómica: leva à observação dos objectos mais distantes do nosso universo. O terceiro respeita ao mundo dos átomos: trata-se duma experiência levada a cabo num laboratório de física nuclear.

Têm em comum o não haver, para nenhum deles, uma explicação completa ou satisfatória. Sentimos confusamente que eles nos abrem, talvez, janelas novas sobre a realidade das coisas. Por agora e para começo deixam-nos vislumbrar relações insuspeitadas entre as misteriosas personagens da história que vimos contando.

O pêndulo de Foucault e o princípio de Mach

O universo inteiro está presente na grande sala do Panteão. É ele que orienta o pêndulo fixado na abóbada.

Trata-se dum pêndulo vulgar, salvo no que se refere à sua corda, que é muito longa, e ao objecto suspenso, que é muito pesado. Uma vez posto em movimento, continua a oscilar durante muitas horas. No solo, dispôs-se à volta do eixo do pêndulo um montículo de saibro em forma de anel. Uma ponta metálica, fixada na base do pêndulo, vem cavar um sulco no anel de saibro, nas duas extremidades do seu curso.

Chamo a vossa atenção para o comportamento surpreendente do pêndulo. No decorrer das horas, o plano em que ele se desloca — o plano de oscilação — gira à volta do eixo vertical. Lançado, por exemplo, no plano este-oeste, o pêndulo orienta-se progressivamente para o plano norte-sul, continuando em seguida até regressar ao plano inicial. O montículo de saibro, varrido pela ponta acerada, testemunhará esse movimento. Porquê este movimento do pêndulo? Qual é a força que o leva a mudar o plano de oscilação? É-se tentado a responder que é a Terra que gira, e não o plano de oscilação. O plano fica fixo; parece girar em virtude do movimento da Terra. Mas isto não resolve o problema. Não há movimento absoluto. Gira-se relativamente a qualquer coisa que, por definição, não gira. Neste caso, a Terra ou o plano de oscilação, qual é que gira? E em relação a quê?

Retomemos a nossa experiência num quadro fictício. Imaginemos que a superfície da Terra se apresenta permanentemente coberta por uma camada de nuvens opaca (como acontece com a superfície de Vénus). Ninguém conhece a existência do Sol. Apesar disso, a humanidade apareceu; a ciência desenvolveu-se e um novo Foucault afadiga-se com um pêndulo. [Para facilidade da discussão, vou ainda supor que ele instalou o seu pêndulo no pólo norte. A vantagem é que ali o plano de oscilação faz num dia uma volta completa em torno do eixo vertical. Em Lisboa, por causa de um complicado efeito de latitude, ele não vai além duma fracção.) O nosso novo Foucault não sabe que a Terra gira e pergunta porque é que o plano do pêndulo gira. E ninguém sabe responder-lhe. Pergunta ainda porque é que o período de rotação é de vinte e quatro horas, em vez de trinta e seis ou de setenta e uma.

Na nossa fábula imaginemos agora que aparece uma manhã radiosa. Todas as nuvens se dissipam como por encanto. Os homens descobrem o Sol e as estrelas. Estas luzes não estão fixas na abóbada celeste. Percorrem-na periodicamente. E Foucault repara então que o período do seu giro coincide bem com o do plano do seu pêndulo. Diverte-se pondo o pêndulo a arrancar de tal maneira que o Sol esteja no plano de oscilação. Enquanto o Sol se desloca no céu, o plano de oscilação gira como se quisesse orientar-se para ele. Será que o Sol atrai o pêndulo e fixa o plano de oscilação na sua direcção?

Foucault melhora a suspensão e prolonga assim a duração da experiência. Repara então que o Sol se desvia lentamente para fora do plano pendular. Um mês depois encontra-se desviado quinze graus. Tudo se passa como se o plano de oscilação girasse um pouco mais depressa que o Sol... Imaginemos agora que os astrónomos catalogaram as estrelas do céu nocturno. Foucault, depois de algumas experiências, decide orientar o pêndulo, não para o Sol, mas para uma estrela brilhante, Sírio, por exemplo. O resultado é nitidamente melhor. Sírio mantém-se na direcção do plano desde há vários meses. Vega ou Arcturo, de resto, teriam também servido para isto. Será o conjunto das estrelas brilhantes que fixa a orientação do plano de oscilação? No curso dos anos que seguem, Foucault nota que mesmo as estrelas brilhantes não lhe são fiéis. Lenta, mas inexoravelmente, elas deixam o plano pendular. Mas isso não lhe causa admiração. Os astrónomos ensinaram-lhe que as estrelas não estão fixas no céu, giram à volta do centro da galáxia. Deve-se escolher o centro da galáxia? Ir ainda mais longe? Tomar como ponto de partida as Nuvens de Magalhães? A galáxia de Andrómeda? Tempo perdido. Acabam todos, é verdade que depois de tempo muito longo, por derivar para fora do plano de oscilação. Foucault nota entretanto que, quanto mais longe está a galáxia em causa, mais longo é o período de fidelidade. Descobre assim que escolhendo como última referência um conjunto de galáxias situadas a muitos milhões de anos-luz, consegue por fim um alinhamento estável (desprezo aqui uma fraca correcção exigida pela relatividade geral).

Por outros termos, o pêndulo de Foucault, consciente da hierarquia das massas cósmicas, "ignora" a presença do nosso pequeno planeta, apesar de ele estar muito perto, para alinhar o seu comportamento pela confraria das galáxias que contêm a maioria da matéria universal. Ora estas galáxias representam a quase totalidade do universo observável. Tudo se passa como se o plano de oscilação fosse obrigado a ficar imóvel em relação ao universo no seu conjunto. [Em termos técnicos, trataríamos o problema da seguinte maneira: entre todos os sistemas em rotação relativa, existe um no qual os projécteis em curso livre se deslocam em linha recta. É o que se chama um sistema "inercial". Pode-se definir um segundo sistema, exigindo que ele se mantenha fixo (quer dizer, que não tenha movimento de rotação) em relação a um conjunto de galáxias longínquas.

Verifica-se experimentalmente que estes dois sistemas coincidem. Porquê?] A descoberta da radiação fóssil corroborou magnificamente o que acabámos de dizer. Esta radiação foi emitida há quinze mil milhões de anos, quando o universo era mil vezes mais quente que hoje e ainda não existia nenhuma estrela nem galáxia. Podemos medir a rotação, em relação a nós, da camada de matéria que então emitiu as radiações fósseis que captamos hoje na Terra. Esta origem é imóvel em relação ao plano de oscilação. [A radiação fóssil não é absolutamente a mesma em todas as direcções. Mas este desvio varia com o ângulo de observação. Esta variação mostra que provém do movimento próprio da Terra e não duma rotação da origem em relação ao plano de oscilação.] Como explicar o comportamento do pêndulo? No fim do século passado, o físico alemão Mach (o das velocidades supersónicas) julgava ver nisso a presença duma influência misteriosa que emana da massa do universo do seu conjunto. Nunca foi possível ir muito longe nesta direcção. Fez-se desta hipótese o "princípio de Mach". Outros físicos criticaram, e com alguma razão, parece-me, que se lhe chamasse "princípio". Prefiro ver nisso uma intuição sedutora, mas difícil de continuar e utilizar.

De onde vêm as leis da física? A sua própria existência é profundamente misteriosa. Que potência oculta ordena às cargas eléctricas que se atraiam ou se repilam? Em que tábuas estão gravadas as modalidades de interacção das partículas elementares? Mach talvez tivesse levantado uma ponta do véu. A força que orienta o plano de oscilação nasce de uma acção do "global" do universo sobre o "local" do pêndulo. O mesmo esquema aplica-se talvez a todas as forças da física. A intuição de Mach tornou-se um programa, uma nova tarefa a prosseguir... [A evolução recente das investigações em física das partículas elementares parece caminhar neste sentido. Conseguem-se reagrupar diferentes forças da natureza num único quadro. Invoca-se então o comportamento do universo no seu conjunto, e nomeadamente a sua expansão, para explicar como elas se diferenciaram.] De Mach reteremos isto: todo o universo está misteriosamente presente em cada local e a cada instante do mundo. Isto leva-nos para bastante longe das nossas concepções tradicionais da matéria, do tempo e do espaço...

A lei é a mesma em toda a parte.

O pêndulo de Foucault sugeriu-nos uma espécie de omnipresença da matéria ou, mais acertadamente, da sua influência. Se bem que situada em média a milhares de milhões de anosluz, ela obriga o plano pendular a manter-se fixo no espaço, apesar da rotação da Terra. Vamos agora considerar duas observações de outro tipo mas que não deixam de estar em relação com a situação precedente.

Quando o leitor, no Inverno, vai para uma casa de campo, a primeira coisa que faz é ligar o aquecimento. E sabe, por experiência própria, que é necessário esperar vários minutos antes que a sala atinja a temperatura uniformemente confortável. É necessário que as moléculas do ar tenham recebido uma parte do calor espalhado pelo sistema de aquecimento. As "causas", seja qual for a sua natureza, levam sempre um certo tempo para produzir os seus eefeitos. No exemplo que aqui damos, esta transmissão é particularmente lenta. Noutros casos, ela poderá ser muito mais rápida. A voz (quando chamo alguém) espalha-se a cerca de mil quilómetros por hora. Mas a física moderna impõe-nos um limite: nenhum efeito pode propagar-se mais depressa que a luz. Desde há muitos anos, os radioastrónomos enviam mensagens para o espaço. Eles esperam que essas mensagens sejam recebidas e que receberão as respostas. Mas eles também sabem que lhes vai ser precisa muita paciência... Nenhum sinal pode atingir a estrela mais próxima antes de quatro anos e a galáxia de Andrómeda em menos de dois milhões de anos. Énos fisicamente impossível comunicar hoje com os habitantes de Andrómeda.

Para descrever esta situação, os físicos empregam a expressão "estar causalmente ligado". Nós não estamos causalmente ligados a Andrómeda hoje (quer dizer que Andrómeda não pode receber hoje o efeito de uma causa ocorrida hoje na Terra), mas estamos causalmente ligados a Andrómeda dentro de dois milhões de anos. [A utilização do presente "estamos" não é um erro: nós estamos hoje causalmente ligados a Andrómeda, tal como ela era há dois milhões de anos e tal como ela será nos próximos dois milhões de anos. Este ponto é fundamental.] Munidos desta noção, voltemos às observações da luz fóssiL. Uma característica muito importante desta luz é a sua homogeneidade. Com muito grande precisão, menos do milionésimo, a sua temperatura é a mesma em todas as direcções. Esta luz, lembremo-lo, foi emitida um milhão de anos depois do começo do universo por um conjunto de átomos situados agora a cerca de quinze mil milhões de anos-luz de nós.

Diríjamos o nosso telescópio para este e para oeste. Pode-se mostrar que os átomos que emitiram a luz fóssil vindos de leste não eram (e nunca foram) causalmente ligados aos átomos emissores de oeste. Donde a pergunta que preocupa hoje os astrofísicos: como é que algumas regiões do céu, que, desde o começo do universo, nunca tinham estado causalmente ligadas, têm a mesma temperatura? Como é que a palavra de ordem foi transmitida?

Eis outra observação, talvez mais misteriosa ainda. A experiência de laboratório ensina-nos que os átomos emitem radiações de comprimentos de onda bem determinados. Os átomos de hidrogénio, por exemplo, podem emitir, entre outras, radiações do tipo rádio, cujo comprimento de onda é de vinte e um centímetros. A análise das radiações emitidas pelas estrelas permite-nos identificar os átomos da sua superfície e também conhecer a sua composição química. A física ensina-nos porque é que um átomo emite uma determinada radiação em vez de outra. Sem entrar em minúcias, digamos que estas radiações reflectem a acção da força electromagnética sobre as partículas que constituem o átomo. É, em definitivo, a intensidade desta força que, para um átomo, permite a emissão de determinado comprimento de onda e interdita outro comprimento. Foram observadas radiações emitidas por quasares situados a milhares de milhões de anos-luz uns dos outros. Comparando essas radiações, demonstrou-se que a força electromagnética que governa a emissão da luz era muito exactamente a mesma em todas as origens. Uma diferença de intensidade, mesmo mínima, teria efeitos observáveis sobre os comprimentos de onda recebidos na Terra. Ora, temos todas as razões para acreditar que no momento em que estes quasares emitiam os fotões, eles não se encontravam ligados causalmente entre si. [Aqui, a prudência impõe-se. É possível que venha a ser proposta uma explicação que resolva com simplicidade este mistério. Mas, de momento, isso ainda não aconteceu.] Em resumo, eis alguns objectos que obedecem às mesmas leis da física sem que a sua matéria respectiva tenha alguma vez tido comunicação no passado. Tal como já fizemos para a temperatura da radiação fóssil, voltamos a perguntar como foi possível a "palavra de ordem" transmitir-se além das barreiras da causalidade.

Estas perguntas terão sentido? Haverá mesmo qualquer interesse em fazê-las? Alguns dos meus colegas pensam que não. Para eles é "metafísica". Aceitam a existência das leis e a sua omnipresença como dados de observação. Não posso segui-los. Tenho a impressão de que a física chegou a um ponto da sua evolução onde estas perguntas vão legitimamente entrar no seu domínio.

Átomos que mantêm o contacto

Eis um assunto particularmente difícil. Um assunto que trará à liça noções muito pouco habituais. O leitor que se sinta perdido encontrará um resumo muito sucinto um pouco mais adiante.

Considere-se, num laboratório de física, uma partícula instável, de carga eléctrica nula, a que chamaremos O. Depressa ela desintegra-se e divide-se em duas partículas de cargas opostas: chamemos-lhes (mais) e (menos). Estas duas partículas distanciam-se de seguida a grande velocidade em direcções opostas. [Para simplificar a exposição, descrevi um acontecimento fictício, mas,há reacções apenas um pouco mais complexas que contêm todos os elementos do exemplo.] Nada, à partida, especifica as suas direcções. Poderiam ser norte-sul, este-oeste, altobaixo. Todas estas orientações são, a priori, igualmente prováveis. Alguns metros depois, digamos para leste do lugar de desintegração, colocamos um detector. A partícula (+) é registada. Deduzse disto que no momento da desintegração esta partícula foi acelerada na direcção leste. Por consequência, fica-se autorizado a pensar que a partícula (menos) foi acelerada para oeste. Verifica-se e tudo se passa, de facto, como foi previsto.

O problema é que utilizámos nisto argumentos que não têm valor no domínio dos átomos. Supusemos que as partículas emergentes possuíam, desde a partida, uma direcção bem determinada. Mas a mecânica quântica afirma, ao contrário, que entre o momento da desintegração e o momento da detecção nenhuma direcção fora consignada a estas duas partículas. É o próprio acto de detecção que fixa esta propriedade.

Pode-se tentar ignorar esta afirmação. Pode-se formular uma teoria mais "razoável" baseada na ideia de que as partículas possuem uma direcção bem definida desde o momento da desintegração. Ora, foram efectuadas experiências de laboratório para decidir entre a mecânica quântica e as teorias "mais razoáveis" e essas experiências deram razão à mecânica quântica. Por outras palavras: se recusarmos a ideia de que a escolha se faz pela detecção, a experiência contraria os resultados previstos, enquanto se se aceitar essa ideia, os resultados previstos são confirmados pela experiência. Pode-se dramatizar a situação imaginando colocar um dos detectores em Andrómeda. Vários milhões de anos-luz separam a desintegração (na Terra) e a detecção. Apesar disso, temos todas as razões para acreditar que a segunda partícula conhecerá instantaneamente as propriedades que lhe pertencem. Claro que tal experiência não foi realizada, mas a mecânica quântica não deixa nenhuma ambiguidade a este respeito. Donde a pergunta fundamental: como é que a partícula (-) não detectada, e que não conhecia a sua direcção antes de a partícula (+) ter sido detectada a leste, sabe que "deve" agora propagar-se para oeste? Este enigma tem, na literatura especializada, o nome de "paradoxo EPR" (ou de Einstein-PodolskyRosen). Estes autores formularam-no para tentar (sem êxito) apanhar em falta a mecânica quântica, à qual a experiência até agora tem dado sempre razão. O enigma permanece...

Retomo o enunciado com uma comparação que tornará a questão mais clara para o leitor menos familiarizado com a física dos átomos. A dois mensageiros foi dada a ordem seguinte: devem responder a uma pergunta por sim ou não. Se o primeiro responder sim, o segundo deverá responder não e vice-versa. E as coisas passam-se exactamente assim. Seria razoável supor que eles falaram antes da partida e que em cada instante do trajecto cada um sabia o que o outro ia responder. Mas prova-se que não é esse o caso. Nenhum dos dois escolheu antes da chegada qual a resposta que iria dar. Como explicar então que o segundo conhecesse a resposta correcta?

Segundo grande número de físicos (mas não todos), a situação pode esclarecer-se da seguinte maneira. As duas partículas (ou os dois mensageiros do nosso exemplo) formam um sistema que deve ser considerado em conjunto, sejam quais forem as suas dimensões. A solução de muitos paradoxos da física (ou da ciência em geral) implica a rejeição de preconceitos unanimemente aceites e considerados como "evidentes" por todos os estudiosos. Aqui, o "preconceito" é crer que as propriedades das partículas estão localizadas no interior do sistema. A situação paradoxal resulta do facto de se supor a informação localizada nas partículas, pelo que, por consequência, ela tem de propagar-se para ir de uma a outra partícula. Para a mecânica quântica, pelo contrário, as duas partículas ficam em contacto permanente, seja qual for a distância a que se encontrem, mesmo que não estejam ligadas causalmente. Disto resulta que nenhuma informação se encontra obrigada a viajar entre as partículas.

Podemos perguntar se existe uma relação entre o problema da temperatura da luz fóssil e o problema posto pelo paradoxo EPR. No segundo caso trata-se de duas partículas, no primeiro de todas as partículas do universo observável (no instante, "um milhão de anos", no relógio cósmico) - se tentado a explicar a homogeneidade da temperatura neste instante, apelando para o contacto permanente entre as partículas, além das exigências da causalidade. A uniformidade das leis da física decorreria também desta mesma propriedade da matéria. Neste sentido, o universo estaria, sempre e em toda a parte, "presente" a si mesmo.

Nos três casos (pêndulo de Foucault, observação de objectos distantes, detecção de partículas) fomos levados a consignar à matéria influências que ultrapassam largamente aquelas a que estamos habituados. Haverá, de qualquer maneira, dois níveis de contacto entre as coisas. Em primeiro lugar o da causalidade tradicional. Depois, um nível que não implica a força dum corpo sobre outro, nenhuma troca de energia. Tratar-se-á simplesmente duma influência imanente e omnipresente, difícil de caracterizar com precisão. O que eu gostaria muito de saber era quais as relações entre esta influência e a evolução cósmica.

APÊNDICES A1. A luz

Não é fácil falar da luz de maneira simples e ao mesmo tempo correcta. Apresentarei aqui aquilo que é necessário saber acerca da luz para se poderem compreender as páginas precedentes, sem me preocupar com o rigor.

Na água de um lago tranquilo, um insecto agita-se.

À sua volta, ondas circulares afastam-se e propagam-se às margens. A distância entre duas cristas de vagas é o "comprimento de onda". O número de cristas que chegam aos bordos por segundo é a frequência da onda. Quanto mais elevada for a frequência, tanto mais curto será o comprimento de onda.

Também os sons que emergem dum altifalante são igualmente ondas. É o ar que vibra. Não são círculos concêntricos, mas esferas concêntricas que se propagam em todas as direcções. A sua velocidade é de cerca de trezentos metros por segundo. Os comprimentos de onda vão de muitos metros, para os sons mais graves, a alguns centímetros, para os sons agudos. As frequências, de algumas dezenas a alguns milhares de ciclos por segundo.

Duma vela que arde de noite partem ondas de luz.

Como as ondas sonoras, as ondas de luz são esferas concêntricas. A luz amarela da vela tem o comprimento de onda de cerca de meio milésimo de milímetro, a espessura duma bola de sabão. As cristas chegam ao fundo do nosso olho à velocidade da luz, com a frequência de cerca de seiscentos biliões por segundo. Pode-se descrever bem este fenómeno dizendo que a vela emite partículas de luz (fotões) em todas as direcções. Estes fotões percorrem, à velocidade da luz, a distância entre a vela e o nosso olho.

Como conciliar estas duas representações?

A energia dos fotões é proporcional à frequência da onda. Às ondas luminosas amarelas serão associados os fotões, que terão cada um a energia de dois electrões-vóltios (aproximadamente). Às ondas violetas corresponderão os fotões de quatro electrões-vóltios. Fazendo variar o comprimento de onda (ou a energia dos fotões) cobre-se toda a gama das ondas electromagnéticas. Do quilómetro ao centímetro, estamos no domínio da rádio. Com comprimentos de onda mais curtos passa-se ao milímetro (utilizado pelos radares), depois ao infravermelho, que se estende até ao mícron. A luz visível ocupa uma fraca banda entre sete décimos e quatro décimos de mícron. Em seguida, vêm sucessivamente o ultravioleta, os raios X

e os raios gama.

Como definir a temperatura duma radiação luminosa? Aqueçamos um forno à temperatura de mil graus centígrados. As paredes começam por ficar vermelhas. O recinto vai encher-se de radiação vermelha, que se chamará "a mil graus". Na superfície do Sol reina uma luz amarela, dita luz a seis mil graus. Na Vega existe uma radiação azul a doze mil graus. O centro do Sol, a dezasseis milhões de graus, é o centro de intensa radiação gama. A radiação a três graus (radiação fóssil) é a que se espalharia num recinto arrefecido a esta temperatura. É invisível a olho nu, mas pode ser detectada por meio de radiotelescópios. Tem o comprimento de onda médio de três milímetros e energia média de dez milésimos de um electrão-vóltio.

Graças à mecânica quântica o comportamento misterioso da luz já está elucidado. Infelizmente, não é possível explicá-lo com mais profundidade nesta obra. (Seria necessário começar por fazer muitos cálculos matemáticos.) Verifica-se que as noções de onda e de partícula, bem adaptadas à realidade da nossa escala, são muito mais fracas ao nível atómico. Pode-se mesmo assim dizer de modo aproximadamente correcto que a luz se comporta por vezes como um trem de ondas, e outras vezes como um jacto de partículas.

A 2. Os neutrinos

Dia e noite recebemos do Sol cerca de dez mil milhões de neutrinos por centímetro quadrado por segundo. Tal como o electrão e o fotão, o neutrino é uma partícula elementar. Não tem carga eléctrica e a sua massa, se não for nula, como a do fotão, é pelo menos dez mil vezes mais fraca do que a do electrão (menos de cinquenta electrões-vóltios).

Na terminologia da física moderna, o electrão e o neutrino pertencem à mesma família, a dos leptões (ou partículas leves). No nosso contexto a propriedade mais importante dos neutrinos é a fraqueza da sua interacção com o resto do universo. Uma delgada folha de papel basta para interceptar os fotões da luz visível. Um alvo de chumbo capaz de interceptar os neutrinos teria de ter vários anos-luz de espessura... O sol envia-nos neutrinos mesmo durante a noite, pois eles atravessam o volume do nosso planeta sem qualquer dificuldade... Seriam necessárias centenas de toneladas de detectores sensíveis para prender alguns. Foi por esta razão que só em 1954 se conseguiu detectá-los.

Mas já eram conhecidos. Para explicar algumas particularidades da desintegração dos neutrões, Fermi tinha já postulado a sua existência em 1936. A energia, como outras grandezas, parecia não se conservar, quando desta desintegração. A nova partícula tinha talvez o papel de restabelecer a situação. Depois desta entrada em cena, bastante tímida, os neutrinos tomaram cada vez mais um lugar em física e em cosmologia. Presentemente desempenham um papel fundamental ao nível da estrutura da matéria. Dominam o comportamento das últimas idades estelares. E também não é impossível que eles governem a expansão do universo...

Além da luz fóssil, a teoria prevê com efeito a existência duma população universal de neutrinos. Julgávamo-los, como os fotões, sem massa, mas experiências recentes puseram esta tese em dúvida: os neutrinos têm talvez uma massa muito fraca. Massa que poderia, apesar de tudo, bastar para elevar a densidade média acima da densidade crítica e assim fechar o universo.

E aqui o problema é enfrentar uma física difícil, a das muito altas energias. As respostas serão obtidas com experiências de laboratório, utilizando aceleradores gigantes, como o do CERN, em Genebra. Mas já aprendemos muitas coisas acerca da física dos neutrinos. Conhecem-se três espécies diferentes. Cada espécie desempenha um papel particular no comportamento do universo desde os seus começos. Quantas outras espécies existem ainda? Qual a sua influência cósmica? Actualmente a cosmologia estuda-se tanto em salas de irradiação de aceleradores como em observatórios astronómicos.

Esta enumeração poderá parecer fastidiosa. Mas merece a nossa atenção., em certo sentido, é da nossa árvore genealógica que se trata...

A 3. Inventário dos elementos da complexidade

A nossa primeira árvore genealógica.

Desejaria apresentar-vos, de novo, mas de modo sistemático, os diferentes elementos ou "partículas" que desempenham um papel no nosso universo. Estes elementos agrupam-se naturalmente em famílias, que se encaixam umas nas outras. As combinações dos membros duma família formam os elementos de nova família; cada família corresponde a um nível de complexidade cósmica.

Com a sua prodigalidade habitual, a natureza criou muito mais partículas do que as que verdadeiramente utiliza. Pelo menos, é o que nos parece. Alguns papéis ainda nos escapam. Para a concisão da nossa exposição, limitar-me-ei àquelas que parecem ter algum papel...

A duração da vida é um factor importante quanto ao papel que pode desempenhar uma partícula. O fotão (um grão de luz) é verosimilmente eterno. Apresenta-se em todos os níveis da realidade, tanto no momento da formação dos núcleos como no momento do ocaso do Sol, quando ele aquece a nossa alma.

Os quarks, julga-se actualmente, têm uma vida limitada se bem que muito longa (10/32 anos). Asseguram ao universo uma estabilidade mais que suficiente para a elaboração da complexidade cósmica. Pelo contrário, outras partículas, cuja duração é medida em milionésimos ou em bilionésimos de segundo, não aparentam representar mais que elementos de transição para situações mais estáveis.

Vamos então subir, nível por nível, os planos da estrutura material. Faremos o inventário das constituintes e discutiremos a sua demografia à escala cósmica.

Nível dos "quarks" e "leptões"

Nos níveis mais elementares da realidade, cinco grandes actores dominam a cena: dois quarks chamados U (carga eléctrica: +2/3) e D (carga eléctrica: -1/3), o electrão e o neutrino (chamados conjuntamente leptões) e o fotão. Toda a matéria visível, do nosso planeta até ao último quasar, é constituída por uma combinação de quarks U e D e electrões. As trocas de energia são asseguradas na maior parte pelos fotões e, em menor grau, pelos neutrinos.

Segundo a física contemporânea, a situação é um pouco diferente. A "matéria" é constituída por quarks, electrões e neutrinos, enquanto as "forças" serão transportadas por uma colecção de partículas: fotões (para o electromagnetismo), bosões intermediários (para as forças fracas), gluões (para o nuclear) e gravitões (para a gravidade). De todas estas partículas só o fotão foi verdadeiramente detectado.

Os fotões são os mais abundantes. Existem cerca de quatrocentos por centímetro cúbico. A maior parte pertence à luz fóssil. A população dos neutrinos não é ainda bem conhecida. Esperase que ela seja pouco mais ou menos igual à dos fotões. Neste caso ainda, a grande maioria pertence a uma radiação de neutrinos fósseis, nascida nos primeiros segundos do universo.

As populações de quarks e de electrões são praticamente iguais: um pouco menos de uma unidade por metro cúbico, quer dizer, mil milhões de vezes menos que a dos fotões e dos neutrinos.

Um cálculo mais exacto dá 1,7 quark U e 0,8 quark D por cada electrão.

Nível dos nucleões

Passemos ao nível superior. Aqui os quarks combinam-se três a três. Engendram assim vastas famílias que se chamam os "adrões" (ou partículas de interacções fortes).

A sua duração de vida mede-se geralmente em bilionésimos de segundo. Desintegram-se em protões ou neutrões. O neutrão, isolado desintegra-se em protão em cerca de quinze minutos. Incorporado no núcleo, pode tornar-se tão estável como o seu colega protão.

O protão é formado por dois quarks D e um quark U (carga total: + 1), enquanto o neutrão é formado por dois quarks D e um quark U (carga total: 0). Um inventário da natureza mostra que existem tantos protões como electrões, e cinco vezes mais protões do que neutrões. A grande maioria dos neutrões que existem actualmente estão incorporados no hélio. Os nucleões agrupam-se em núcleos. Depois, os electrões colocam-se em órbita à volta do núcleo para formar o átomo. O número de elctrões (ou número atómico) é igual ao número de protões. Este número define a natureza química do átomo: 1 Apresenta o hidrogénio, 2 o hélio, 3 o lítio etc. Os átomos cujo número atómico ultrapassa 83 são instáveis. Os átomos dum elemento são muitas vezes representados por vários isótopos. Falou-se do carbono-14. O número 14 indica que o núcleo deste átomo compreende seis protões e oito neutrões, portanto 14 constituintes nucleares ou "nucleões". O carbono é definido pela presença de seis protões, independentemente do número de neutrões. Existem na natureza duas outras variedades de "isótopos" de carbono. O carbono 12 (seis protões e seis neutrões) e o carbono 13 (seis protões e sete neutrões). Ambos ao contrário do carbono 14, são estáveis. Existem no nosso corpo como no sitema solar em geral, cerca de noventa e nove por cento de carbono 12 e um por cento de carbono 13. Cada elemento, do hidrogénio ao urânio, emite, quando é submetido a uma excitação apropriada (por exemplo num tubo fluorescente), uma luz composta pela sobreposição dum conjunto de riscas luminosas de cores bem definidas, chamada "espectro". Por meio dum prisma (ou espectroscópio), o físico decompõe esta luz e identifica o elemento pelo seu espectro, como se identifica uma pessoa pela sua assinatura. Analisando a luz duma estrela num espectroscópio, o astrónomo consegue reconhecer os elementos químicos que a compõem e mesmo calcular a abundância relativa dos elementos na superfície da estrela. Graças a este método, presentemente muito sofisticado, tem-se uma boa ideia da composição química das estrelas e das galáxias.

Abundância dos elementos no universo

A gestação estelar e interestelar dos elementos químicos prossegue desde há quinze mil milhões de anos. No Quadro 3 apresento os resultados dessa gestação sob a forma das taxas relativas dos elementos. Este quadro dá uma boa média, válida tanto para o universo no seu conjunto como para o nosso Sol, as estrelas que nos rodeiam ou as galáxias exteriores. Entre estes objectos existem algumas diferenças, relativamente pequenas. Pelo contrário, o quadro não é aplicável aos planetas ou outros corpos de pequenas dimensões. Neste quadro fixou-se arbitrariamente a quantidade de hidrogénio em um bilião (10 elevado a 11) (dados compilados por J. P. Meyer e A. G. W. Cameron). Os elementos 43, 61, 84 a 89, 91, 93 e seguintes só têm isótopos instáveis, de duração relativamente curta. As suas quantidades naturais são demasiado fracas para poderem ser medidas. Notar-se-á que o hidrogénio continua predominante. Noventa por cento dos átomos do universo são de hidrogénio. Menos de um átomo em mil não é nem de hidrogénio nem de hélio. Quantitativamente, as estrelas não fabricaram grande coisa ... Mas, qualitativamente, esta contribuição bastou para lançar o universo nas elevadas vias da complexidade. A evolução cósmica continua em ambientes cada vez mais especializados. É interessante ver como a composição destes ambientes difere do valor universal médio. No Quadro 4 apresentam-se os elementos mais abundantes (em percentagem) no universo, na crusta terrestre, na água do mar e no corpo humano. Note-se que a ordem não é a mesma nas diferentes listas. O hidrogénio, o carbono e o nitrogénio, por exemplo, estão muito pobremente representados na crusta terrestre. o facto de H e O estarem em primeiro lugar no corpo humano lembra-nos a importância da água (H-O) para a edificação das grandes estruturas. O cloro, o sódio, o magnésio e o potássio aparecem nas duas últimas listas, lembrando-nos assim que a vida se desenvolveu inicialmente nos oceanos. As diferenças entre as duas listas são particularmente importantes para o carbono e o nitrogénio, elementos privilegiados, juntamente com o hidrogénio e o oxigénio, dos grandes edifícios moleculares.

Alguns frutos da evolução química

A actividade química que continua nas nuvens de matéria interestelar tem por resultado a elaboração de certo número de «moléculas interestelares». O Quadro 5 dá-nos a lista daquelas que foram identificadas antes de 1980. Estão agrupadas segundo o número de átomos que contêm.

Os grandes actores da evolução biológica

Entre a muito grande diversidade das moléculas que foram elaboradas no oceano primitivo, dois grupos vão reter a nossa atenção: os ácidos aminados, cuja sequência forma as proteínas, e as bases nucleicas, que formam o DNA. O Quadro 6 dá a lista dos vinte ácidos aminados utilizados na transmissão do código genético, bem como a disposição dos átomos que os constituem.

Alguns pontos sobre a tipografia do código genético: as letras A, C, G, T designam quatro bases nucleicas, respectivamente a adenina, a citosina, a guanina e a timina. Os genes são longas cadeias moleculares de que as quatro bases formam os elos. A cadeia inteira chama-se DNA (ácido desoxirribonucleico). Dispõe-se em forma de hélice dupla. Nos museus de ciência naturais há, em geral, modelos em três dimensões deste ácido. Existe uma convenção natural segundo a qual a cada tripleto de bases corresponde um certo ácido aminado. Por exemplo, ao tripleto AGT corresponde a valina, ao tripleto WC a aspartina. Nos ribossomas da célula as proteínas das funções vitais são compostas a partir dos ácidos aminados. A escolha destes ácidos é fixada pela sequência das bases na molécula do DNA. Cada animal, cada indivíduo possui a sua própria sequência, graças à qual a alimentação não o deforma e os seus filhos se parecem com ele.

A arquitectura duma proteína

A ordem e a disposição espacial dos ácidos aminados numa proteína determinam a natureza precisa de cada uma das inumeráveis operações exigidas pela vida vegetal e animal. Extraída do coração dum cavalo, eis a molécula chamada «citocrómio-C». O seu papel é captar e introduzir na circulação sanguínea as moléculas de oxigénio trazidas pela respiração pulmonar. Composta por vinte ácidos aminados descritos precedentemente, ilustra a complexidade da disposição espacial das proteínas. O código das abreviaturas é dado no final do esquema. Os números especificam os locais onde, quando da reunião, cada um dos ácidos deve obrigatoriamente colocar-se.

A 4 A evolução nuclear ilustrada

Para ilustrar as grandes fases da evolução nuclear, basta colocar como num grande tabuleiro de jogo de damas os núcleos atómicos segundo o seu número de protões (verticalmente) e o de neutrões (horizontalmente). Assim dispusemos todos os isótopos estáveis até ao silício (mais dois instáveis, o neutrão e o carbono-14). Os estáveis dispõem-se pouco mais ou menos numa diagonal (número de protões quase igual ao número de neutrões). Para os números atómicos mais elevados, a zona dos núcleos estáveis distancia-se lentamente da diagonal para uma região onde existem mais neutrões que protões. Os isótopos dum mesmo elemento químico situam-se numa linha horizontal (mesmo número de protões, número diferente de neutrões). Cada fase traz a transformação de certos núcleos em outros núcleos

A 5. A evolução estelar ilustrada

O jogo desenvolve-se de duas maneiras. Primeiramente, colocam-se todas as estrelas do céu num grande tabuleiro de damas (chamado diagrama de Hertzsprung-Russell) segundo a sua cor (horizontalmente) e segundo a intensidade luminosa que elas emitem (verticalmente). As estrelas não se repartem uniformemente no tabuleiro. Juntam-se em certas regiões privilegiadas. A região mais povoada - «a série principal» - ocupa toda uma diagonal. Ali encontram-se as estrelas que queimam o hidrogénio em hélio, numa taxa que varia com a posição na diagonal: as estrelas pequenas e vermelhas em baixo, à direita - levam milhares de milhões de anos. O Sol, no centro, dez mil milhões de anos; Sírio, mais acima, dois mil milhões; e Rigel, ao alto, à esquerda – o domínio das gigantes azuis - alguns milhões de anos. A segunda região do diagrama, no alto, à direita, é ocupada pelas gigantes vermelhas e as supergigantes vermelhas, que, no seu coração, transformam o hélio em carbono e oxigénio. Vindo para a esquerda, encontra-se o «ramo horizontal» onde se situam as estrelas ainda mais avançadas na sua evolução nuclear: fusão do carbono, do oxigénio e do silício. No prolongamento deste ramo existe a região das nebulosas planetárias, depois, virando bruscamente à esquerda, o ramo das anãs brancas. Num segundo tempo, coloca-se no «tabuleiro» uma única estrela e seguimos o seu percurso ao longo de toda a sua vida O percurso, chamado trajectória H-R, e a velocidade de deslocação ao longo do percurso dependem da massa da estrela. Em seguida à sua criação, na derrocada duma grande nuvem estelar as estrelas vermelhas e muito luminosas — chamadas também estrelas do tipo T Tauri — dirigem-se rapidamente para a esquerda, atingindo a série principal. Ficam aí até ao esgotamento do seu hidrogénio central. Desse ponto voltam a partir para o lado direito, esgotando o hélio na zona das gigantes vermelhas e encaixam-se no ramo horizontal evoluindo para fases mais avançadas de fusão nuclear. As estrelas mais maciças atingirão, próximo deste estado, as temperaturas fatídicas - quatro ou cinco mil milhões de graus - que levam à explosão da estrela em supernova. As estrelas com massa igual ou inferior à massa solar percorrem todo o ramo horizontal, atingindo o estágio das nebulosas planetárias, fazem meia volta por detrás da série principal e, deslizando na rampa das anãs brancas em direcção à via sem saída das estrelas privadas de fontes de energia nuclear, agonizam em anãs negras.

A 6. Os buracos negros

Se bem que invisíveis, pode-se, mesmo assim detectá-los. Existem talvez alguns milhões. Foi o marquês de Laplace quem, em primeiro lugar, previu a existência dos buracos negros. O seu argumento era o seguinte: para escapar da superfície de um planeta ou de uma estrela, um projéctil deve ter uma velocidade suficiente. É a velocidade da libertação. Os foguetes que deixam a superfície da Terra elevam-se a mais de onze quilómetros por segundo. Para deixar a Lua são precisos dois quilómetros por segundo (ou mais). Para se libertar da superfície do Sol, são precisos seiscentos quilómetros por segundo. Imaginem agora um corpo celeste no qual a velocidade de escape fosse superior a trezentos mil quilómetros por segundo. Neste caso a luz não poderia escapar-se. Não seria visto portanto. Seria um buraco negro. A natureza dos buracos negros só se pode compreender verdadeiramente a partir da teoria da relatividade generalizada de Albert Einstein. Pode-se descrever o que se passa lembrando que a matéria retarda a passagem do tempo. Mais precisamente, para um observador situado ao longe, o tempo na superfície de um corpo muito denso parece ser muito lento. O fenômeno acentua-se se a densidade aumenta. O efeito deste afrouxamento de velocidade será aumentar o comprimento de onda da luz emitida por este corpo, tal como ela será recebida pelo observador exterior. Passado um certo limite, o tempo pára, o comprimento de onda torna-se infinito. A onda deixa de existir. A luz extingue-se. Qual é a massa dum buraco negro? Pode ser qualquer. Um grama, um milhar de toneladas ou um bilião de vezes a massa do Sol. Basta que esta massa esteja concentrada num volume muito pequeno. Um buraco negro com a massa do monte Branco Poderia caber no interior do volume de um átomo de hidrogénio. Um buraco negro tão «volumoso» como o monte Branco poderia ter a massa do Sol...

Ainda que a física teórica consinta na sua existência, nada prova que existam buracos negros na natureza. Ainda é preciso «fabricá-los». Que mecanismo poderia gerar tais condensações? Conhece-se pelo menos um: a morte das estrelas maciças. Nesse momento, a matéria estelar sofre uma explosão nas suas camadas exteriores (supernova) e uma implosão na sua parte central, a qual poderia dar origem a um buraco negro. Outros buracos negros teriam podido formar-se no seio das densidades extremas que reinavam no começo do universo... Como é que se pode detectar um buraco negro? A ausência de radiação certamente não facilita as coisas. Tem de se contar com o possante campo de gravidade que o rodeia. Imaginemos que mãos gigantes reduziam o Sol a um raio inferior a um quilómetro. A gravidade na superfície tornar-se-ia tão intensa que nenhuma luz a deixaria. O Sol deixava de nos aparecer. Mas nada mudaria quanto à atracção que ele exerce nos planetas. Nada se alteraria nos seus movimentos. A Terra continuaria na sua revolução anual. O movimento das constelações no céu bastaria para no-lo provar. Existem no céu muitas estrelas duplas. Trata-se dum par de estrelas muito próximas que giram uma à volta da outra. Descrevem uma espécie de círculo centrado num ponto situado entre elas. Se uma destas estrelas for um buraco negro, só se verá a sua companheira descrevendo um círculo sozinha. Conhecem-se já alguns casos análogos, que poderiam ser buracos negros. Entre as galáxias, os quasares são os mais potentes emissores de radiações. Mil vezes mais que uma galáxia normal, quer dizer, tanto como cem biliões de sóis. A origem desta radiação está concentrada numa região minúscula (não maior que o sistema solar) no centro da galáxia. Que mecanismo extravagante pode emitir uma tal quantidade de energia a partir de um volume tão pequeno? Poderia encontrar-se neste ponto um buraco negro, composto por vários milhões de massas solares... Parecerá paradoxal invocar o efeito de um buraco negro (de onde nada pode emergir) para explicar tal radiação. Mas este buraco negro atrai e devora tudo que se encontra perto dele: nuvens interestelares, planetas, estrelas inteiras. Estes corpos, violentamente acelerados, caem nele a velocidade prodigiosa. Empurrados na queda, aquecem e brilham intensamente. O seu «canto do cisne» pára bruscamente quando a grande garganta do buraco negro os engole irremediavelmente. O mesmo mecanismo explicaria a emissão de energia das galáxias «canibais» que ocupam a parte central dos superenxames de galáxias. Se for assim, os buracos negros, longe de serem raros, seriam muito numerosos. Formariam um elemento comum do universo, como as estrelas ou as galáxias. O estudo das propriedades dos buracos não deixa de nos causar admiração. O astrofísico inglês Hawking demonstrou há pouco que os buracos negros se evaporam lentamente. Novo paradoxo, visto que nada se pode escapar do buraco negro. É ainda uma prestidigitação da mecânica quântica. As leis não são absolutas. Produzem-se transgressões, responsáveis por esta evaporação. A evaporação do buraco negro acarreta uma diminuição da sua massa, diminuição esta que acarretará, por sua vez, uma evaporação mais rápida ainda. De tal maneira que no fim ele explode num relâmpago fulgurante visível a milhares de milhões de anos-luz...

A 7. O segundo horizonte

O começo do universo, como o coração do Sol, está vedado aos nossos olhos. Falei do horizonte cosmológico. Está ligado ao movimento das galáxias. Resulta do facto de as mais longínquas se deslocarem quase tão depressa como a luz. Este horizonte existiria mesmo que o universo fosse eterno, no caso das cosmologias do tipo criação contínua, por exemplo. Não está directamente ligado à existência duma explosão inicial, mas apenas à expansão, seja qual for a sua causa. A esta barreira inultrapassável junta-se uma segunda, que provém do facto de, na sua origem, o universo ter sido opaco. É esta opacidade dos primeiros tempos que limita, de facto, a nossa visão do mundo. Para ilustrar a natureza desta fronteira, vou traçar uma analogia entre o Sol e o universo. Nesta analogia, o centro do Sol será comparado ao começo do universo, e a radiação da superfície solar à radiação fóssil. Não se pode ver o centro do Sol porque a matéria do Sol é opaca. Pode-se ver a sua superfície porque a matéria situada entre nós e esta superfície é transparente. O coração do Sol é o ponto mais denso e mais quente. Dezasseis milhões de graus. A energia é engendrada nesse ponto e emitida sob a forma de fotões energéticos, chamados raios gama. A matéria solar é muito opaca às suas radiações. Cada fotão é emitido, depois absorvido, em seguida remetido e reabsorvido, um grande número de vezes, antes de atingir a superfície. Mas, à medida que se progride do centro para o exterior, a matéria solar torna-se cada vez menos densa, cada vez menos opaca. Aumenta o trajecto entre absorções. Um fotão leva centenas de milhares de anos para chegar à superfície. Mas da superfície, ele precisa apenas de oito minutos para chegar à Terra.

[A linguagem imaginada que utilizo aqui desconhece o facto de os fotões não terem identidade própria. Além disso, a degradação em energia acarreta uma proliferação de fotões.] Nesta óptica, a superfície solar é o local de onde os fotões tomaram o último impulso para chegarem até nós. Imaginemos agora uma viagem para o Sol numa cápsula fictícia composta de materiais perfeitamente refractários. Começamos por ver a superfície aparente do Sol crescer progressivamente até cobrir metade do céu. Neste momento a cápsula atinge a superfície e penetra no Sol. Passa dum ambiente transparente para um ambiente opaco. Avançando, progride numa matéria cada vez mais densa e cada vez mais quente. Na nossa analogia, a matéria do Sol torna-se a matéria do universo quando, no começo, ele era muito denso. Uma e outra são opacas. Este período, para o universo, durou um milhão de anos, até à emissão da luz agora fóssil. O espaço entre o Sol e a Terra representa a matéria do universo a partir do primeiro milhão de anos. Uma e outra são transparentes. A viagem para o Sol representa uma viagem para o passado. A passagem na superfície do Sol torna-se como que o momento em que o universo passa da transparência à opacidade. A radiação fóssil é análoga à luz visível do Sol. É constituída por todos os fotões que foram emitidos no momento da transição opacidade-transparência e que depois se propagaram livremente. São os mais velhos do universo, têm a sua idade menos um milhão de anos.

Para evitar toda a confusão, assinalo que entre os dois elementos da analogia, começo do universo e centro do Sol, existe uma diferença importante. Esta diferença relaciona-se com a geometria dos locais. O centro do Sol é um ponto; o começo do universo está em toda a parte. Por consequência, os fotões da radiação fóssil chegam-nos de todas as direcções, enquanto os fotões solares nos chegam de uma direcção bem definida. Por outras palavras, a matéria que emitiu a radiação fóssil tem a forma duma concha esférica que nos rodeia há quinze mil milhões de anos-luz, enquanto a matéria que emite a radiação solar (igualmente disposta em concha esférica) não nos rodeia. A expansão transformou, em seguida, os fotões vermelhos em ondas de rádio. Foi nesta forma que Penzias e Wilson os detectaram.

Depararam-se-nos portanto dois horizontes para a nossa exploração. O primeiro devido à recessão das galáxias. Este horizonte é independente da história do mundo. O segundo é estritamente de natureza histórica. É causado pela opacidade dos primeiros instantes. Os dois encontram-se, mais ou menos, à mesma distância. Não foi um acaso. É a distância percorrida, durante a vida do universo, por uma galáxia que se move à velocidade da luz em relação a nós.

A 8. O último horizonte

Para o leitor iniciado, eis a tremenda situação que se depara ao explorador-astrofísico quando quer recuar no tempo até à sua origem. Por um lado, a esfera da causalidade contrai-se. Muito simplesmente porque, quanto mais nos aproximamos do tempo zero (em escala linear, portanto, do tempo «menos infinito» em escala logarítmica), mais breve é o período de propagação dos sinais. Paralelamente, aparece um outro efeito. Segundo a mecânica quântica, um objecto não tem uma posição perfeitamente definida. Possui o que se poderia chamar uma «esfera de imprecisão da localização». E que é o domínio onde temos alta probabilidade de o encontrar. Já falámos disto a propósito do diamante da Torre de Londres. Ora, acontece que antes do instante 10 elevado a (-43) do segundo, a esfera de causalidade é mais pequena que a esfera de imprecisão da localização. Em palavras simples, isto significa que uma amostra de matéria pode encontrar-se num ponto com o qual nos é impossível comunicar... O conhecimento encontra aqui o seu último horizonte, o físico encolhe os ombros e desabafa: «Porque não escolhi ser soldador?» Este drama revela, com efeito, uma profunda lacuna da física contemporânea. Ninguém até agora soube estabelecer uma teoria coerente que incorpore simultaneamente a teoria da relatividade geral de Einstein e a mecânica quântica. Nem sequer alguém sabe se tal teoria é possível. Para disfarçar a sua ignorância, o astrofísico decreta, então, que no instante

10 elevado a (-43) do segundo o universo nasceu...

Alguns números para reter

Um ano-luz: dez biliões de quilómetros.

Idade do universo: aproximadamente quinze mil milhões de anos. Idade do Sol. quatro mil e seiscentos milhões de anos

Número de estrelas numa galáxia: cerca de cem mil milhões Velocidade da luz: trezentos mil quilómetros por segundo

Bibliografia

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Cassé, M., Paul, J. e Broornhead, L. Explosion Créatrice des Étoiles, Paris, Hachette.

Data da Digitalização: Amadora, Junho de 2002

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6 Este livro foi digitalizado e distribuído GRATUITAMENTE pela equipe Digital Source com a intenção de facilitar o acesso ao conhecimento a quem não pode pagar e também proporcionar aos Deficientes Visuais a oportunidade de conhecerem novas obras.Se quiser outros títulos nos procure http://groups.google.com/group/Viciados_em_Livros, será um prazer recebê-lo em nosso grupo.

Índice

meio da confusão.1Na terceira secção tratarei de algumas questões ligadas ao tempo cósmico, às

2, poderemos sinceramente dizer que a natureza é a família do homem. Os

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4; se faz muito

o nome simpático de overkill power5. Já muitas vezes passámos a dois dedos do holocausto.

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