A arquitectura do universo 
robert jastrow
(Director do Instituto Goddard                    
de Estudos Espaciais da NASA e professor de Geofsica  
na Universidade de Colmbia)  

a arquitectura do universo

(dos astros, da vida, dos homens)

Traduo portuguesa revista por    
jorge branco
(do Centro de Clculo Cientfico da Fundao Calouste
Gulbenkian)

edies 70

Traduo de Vernica Ferreira e Margarida Cabrita
Capa de Arcngela Marques

c 1967, 1971 by Robert Jastrow
Todos os direitos reservados para a lingua portuguesa
por Edies 70, Lda.,Lisboa - PORTUGAL

edies 70. lda,
Av. Elias Garcia, 81 r/c - 1000 LISBOA
Telef. 762720, 762792, 762854
Telegramas: SETENTA
Telex: 64489 TEXTOS P
                         


universo da cincia

a nova fsica. a biologia. a cosmologia. a gentica. as novas
tecnologias. o mundo quntico. a geologia e a geografia.
textos rigorosos, mas acessveis. a divulgao cientfica de
elevada qualidade.






"somos irmos das rochas e primos das nuvens"
harlow shapley

uma nuvem de gsno interior da qual esto a nascer estrelas
(a)

\\\\\
   (a) Esta edio no reproduz as figuras insertas
nesta obra, todavia, transcrever-se-o as legendas que as
acompanham.



prefcio  edio revista

   Os principais acontecimentos cientficos dos ltimos anos
exigiram grandes revises nos captulos de Red Giants and
White Dwarfs que tratam de astronomia e de cincia espacial.
Os astronautas desceram na Lua em 1969 e recolheram 36 quilos
de rocha lunar que, depois de analisados em laboratrios na
Terra, se descobriu inclurem as matrias mais antigas
encontradas at hoje no sistema solar. Estas descobertas
confirmaram aquilo que alguns cientistas suspeitavam havia
muito tempo: que a Lua conservou vestgios do seu passado
muito melhor do que a Terra e que possui indicaes dos
primeiros anos do sistema solar, indicaes essas que no se
podem obter no nosso prprio planeta. Marte e Vnus foram
explorados por naves espaciais no tripuladas, americanas e
russas, em
vrios voos extraordinrios, entre 1967 e 1969, que
preencheram lacunas no nosso conhecimento das condies de
superfcie nestes planetas e forneceram uma base melhor para
calcular as possibilidades de encontrar vida em
qualquer outra parte do sistema solar. Descobriram-se
"pulsares" em 1968 que foram identificados, pouco tempo
depois, como sendo estrelas de neutres - os objectos mais
densos conhecidos no Universo. A descoberta posterior de um
"pulsar" na Nebulosa do Caranguejo relacionou "pulsares" com
exploses de supernovas e adicionou um elemento, importante e
anteriormente insuspeito,  histria da vida das estrelas.
   Foram escritos captulos completamente novos sobre a Lua,
Marte e Vnus para incluir estes resultados fascinantes e foi
acrescentado um pargrafo novo sobre "pulsares" e estrelas de
neutres ao captulo sobre a evoluo 
estelar. Procedeu-se a outras modificaes ao longo do texto
para apresentar sugestes de leitores e colegas. Foi agradvel
receber ininterruptamente um grande nmero de correspondncia
de leitores do mundo inteiro, nos ltimos
trs anos, exprimindo o seu contentamento por poderem
compreender, pela primeira vez, muitos dos mistrios da
cincia, atravs da leitura deste livro. 
   Estou profundamente reconhecido ao Professor Paul W. Gast
do Observatrio geolgico Lamont-Doherty da Universidade de
Colmbia e do Centro de Naves Espaciais Tripuladas, em
Houston, pela orientao inestimvel na interpretao das
descobertas resultantes das experincias das naves Apolo 11 e
Apolo 12 e por muitos debates agradveis sobre as
complexidades da geologia lunar. gostaria de agradecer tambm
ao Professor s. Ichtiaque Rasool do Instituto de Estudos
Espaciais Goddard pelas vrias discusses valiosas sobre os
resultados das misses Mariner a Marte.








prefcio

   Este livro teve origem numa srie de cinquenta e sete
programas de meia hora na televiso, intitulada "Semestre do
Vero", que fiz para a rede da CBS em 1964, como lies da
parte da manh sobre cincia espacial. Decidi explicar nestes
programas todos os campos da cincia moderna, porque as
experincias levadas a cabo no programa espacial envolvem
quase todos os problemas cientficos importantes, e eu queria
que o pblico compreendesse por que  que estas experincias
so necessrias. Foquei a maior parte do espectro cientfico -
Fsica, Astronomia, Geologia e Biologia.
   Para o fim da srie de programas, tive uma revelao que
nunca at ali, em quinze anos de cientista, me tinha ocorrido.
Compreendi que os ltimos progressos nos diferentes campos da
cincia, fascinantes em si prprios, so os fragmentos
vivamente coloridos de um mosaico que, quando visto 
distncia, forma uma imagem do prprio observador humano e das
suas origens. A cincia tem vindo a revelar provas que sugerem
que devemos a nossa existncia a acontecimentos que tiveram
lugar, h milhares de milhes de anos, nas estrelas que
viveram e morreram muito antes de o nosso sistema solar se ter
formado. A histria cientfica da criao toca nos problemas
centrais da existncia do Homem: Que sou eu? Como cheguei
aqui? Qual  a minha relao com o resto do Universo? As
ideias so simples e encantadoras; podem ser expressas em
linguagem clara, sem o uso de gria ou matemtica. A histria
das origens do Homem vai muito para alm das teorias de
Darwin; comea antes do tempo dos nossos antepassados que
viviam nas rvores, e muito antes do perodo, h alguns
milhares de milhes de anos, em que as formas mais elementares
de vida apareceram pela primeira vez sobre a face da Terra;
atravessa o limite entre o mundo animado e o inanimado e
remonta ao tempo da nuvem-me de hidrognio de que provm
todas as coisas que existem.
   Levado por estas ideias fascinantes, pus de lado os
aspectos sobre foguetes e satlites dos meus primeiros
programas de televiso, deixando-os  para outro volume, e
concentrei-me num livro que trataria da evoluo das estrelas,
dos planetas e da vida.
   Muitos colegas ajudaram-me na preparao deste volume.
Estou especialmente reconhecido a vrias pessoas que se
dignaram dispor do tempo necessrio para uma leitura cuidadosa
e para a preparao de crticas detalhadas de captulos
particulares. Nestes esto includos os Professores Bengt
Stromgren e A.G.W. Cameron e o Dr. Richard Stothers nos
captulos sobre o nascimento e a morte de estrelas e sobre
cosmelogia; os Professores Harold Urey, Gordon J. F. MacDonald
e Paul W. Gast nos captulos sobre a origem do sistema solar e
da Lua e sobre a histria da Terra; o Dr. Gordon M. Tomkins e
os Professores Joshua Lederberg e Stanley L. Miller no
captulo sobre a origem da vida e os Professores Edwin
Colbert, John Imbrie, Armand V. Oppenheimer, Colin Pittendrigh
e G. G. Simpson nos captulos sobre a evoluo.
   Gostaria de expressar a minha especial gratido a um grupo
de amigos e associados, trabalhadores e dedicados. Entre eles
destacam-se principalmente Kate Oliver e Ruth McCarthy, ambas
dotadas de esprito aberto e de um excelente sentido para a
linguagem; o livro deve-lhes muitssimo pelas suas inmeras
sugestes quanto  exposio de ideias cientficas difceis. A
minha me, Marie Jastrow, leu o manuscrito cuidadosamente e
indicou as passagens que podiam ser difceis para o leigo. As
suas sugestes aparecem por todo o livro. Agradeo a Nicholas
Panagakos pelo seu excelente conselho quanto a problemas de
substncia e exposio em todos os captulos. Nancy Stepan,
DeLorah Kaplan, Nancy Martin, Joseph Goldstein, Bonnie
Neustadter e Alice Turner forneceram valiosos conselhos no que
respeita a passagens obscuras. Gostaria de agradecer a George
Goodstadt e a Barrett Gallagher e  esposa Timmy pela
orientao na seleco e classificao das ilustraes.
Barrett e a esposa Timmy tambm deram sugestes teis que
melhoraram o manuscrito, especialmente nos primeiros captulos
sobre matria e foras. Philip Paris e Barbara Rusciolleli
Stewart transcreveram as fitas gravadas dos programas de
televiso para uma primeira redaco do manuscrito, e
contriburam com muitas correces editoriais nesse processo.
Estou agradecido a Inman King e a Kay Roman pela sua ajuda na
preparao do manuscrito.




prlogo


   Aos trinta anos, comecei a sentir-me cada vez mais
insatisfeito com o meu trabalho. Tinha dado aulas tericas de
Fsica em Yale e em Colmbia; trabalhado no Laboratrio de
Fsica Nuclear da Universidade da Califrnia, em Berkeley, e
tinha estado, durante algum tempo, no Instituto de     Altos
Estudos, em Princeton. Agora continuo ainda a dedicar-me aos
problemas tericos de estrutura nuclear, desta vez no
Laboratrio de Pesquisa Naval em Washington. As minhas
investigaes tinham-se restringido aos campos da Fsica
Atmica e Nuclear, no sentindo ento qualquer atraco pelos
aspectos cientficos que envolviam acontecimentos
fora do laboratrio. Mas no era por isso que eu deixava de
estar interessado nas actividades de um grupo de cientistas
que estava absorvido por um objectivo completamente diferente,
numa outra parte do Laboratrio de Pesquisa Naval. Refiro-me
s pessoas que trabalhavam no 
Projecto Vanguarda, o primeiro programa americano de
lanamento de um satlite artificial.
   O Projecto Vanguarda captou a minha ateno, e decidi
trabalhar nele se, por acaso, houvesse alguma possibilidade.
Com este fim em vista, apresentei-me um dia, no Outono de
1956, a J. W. Siry, o principal responsvel terico pelo
Projecto. O Dr. Siry falou-me de um problema que considerava
importante mas de que ele prprio no se podia ocupar por
causa do trabalho que tinha em mos, referente aos
preparativos para o primeiro lanamento do Projecto. O
problema que props foi calcular a diminuio de velocidade de
um satlite em rbita resultante das suas colises com as
molculas de ar. Fiz os clculos com a colaborao do Dr. C.
A. Pearse. Os resultados a que chegmos sugeriram efeitos
elctricos estranhos no movimento do satlite. Estas
investigaes introduziram-me noutro campo da Fsica - o das
trajectrias de satlites artificiais.
   Em Outubro de 1957, os Russos, e no os Americanos,
lanaram para o espao o primeiro satlite feito pelo Homem.
Animado por este acontecimento  extraordinrio, entrei pela
primeira vez na sala de controlo do Projecto Vanguarda e
depararam-se-me as redes de rastreio do Projecto a seguirem o
Sputnik,  medida que ele descrevia a sua rbita  volta da
Terra. Ainda no havia mtodos de avaliao rigorosos,
destinados a seguir os satlites, visto que o programa
americano estava empenhado no lanamento do satlite
Vanguarda, previsto para ir para o ar alguns meses mais tarde.
   A equipa do Vanguarda tinha de fornecer informaes acerca
da posio do Sputnik. Perguntei, ento, se poderia dar uma
ajuda, fazendo os clculos preliminares da rbita. Um oficial
da Marinha e um outro colaborador, formado em Matemticas e
sado recentemente do Instituto Superior Middlebury, estavam a
trabalhar em secretrias, numa sala grande. Aparelhos de
teltipo emitiam os resultados das posies rdio do Sputnik,
recolhidas nas estaes dos Estados Unidos encarregadas de
seguir os satlites, espalhadas por toda a Amrica do Norte e
do Sul. No decurso de clculos muito rudimentares, cheguei 
concluso que esperava, isto , que o Sputnik estava a perder
energia constantemente, por efeito do atrito da atmosfera.
Partindo-se do clculo da perda de energia, poder-se-ia
calcular a densidade da atmosfera superior da Terra. Atravs
de tal circunstncia travei conhecimento pela primeira vez com
a Fsica Atmosfrica.
   Os trabalhos sobre as trajectrias dos satlites
artificiais levaram a um convite para participar numa
Conferncia Internacional de Foguetes e Satlites, marcada
para Julho de 1958, em Moscovo. Na mesma altura fui nomeado
para outro cargo. Tinham-se recebido notcias de um objecto
brilhante que sobrevoava o Alasca e a parte Ocidental dos
Estados Unidos, por volta da mesma altura em que o atrito da
atmosfera teria feito regressar  Terra o fogueto que havia
posto o Sputnik em rbita. Os russos declararam que o fogueto
descera sobre territrio americano, e que o queriam recuperar.
O primeiro-ministro Khruchtchev pediu-o pessoalmente. Sem
dvida que o governo dos Estados Unidos teria ficado encantado
em aceder a este pedido, mas no tinha o fogueto e no o
conseguiram encontrar.
   Examinei os relatrios e as observaes de radar que
possua das trajectrias finais do fogueto e cheguei 
concluso de que ele tinha permanecido em rbita durante ainda
seis ou oito horas depois da sua ltima passagem sobre os
Estados Unidos, e que o mais provvel seria que ele tivesse
descido em qualquer parte ao longo de um arco de 3000
quilmetros, traado entre a parte Oriental da Unio Sovitica
e a China.
   Durante a conferncia de Moscovo, em Julho, apresentei as
minhas concluses acerca do destino do fogueto. Poder-se-ia
ter ouvido um alfinete cair no salo enquanto eu expunha o
resumo frio dos meus clculos. Das vrias centenas de
cientistas russos que estavam presentes ningum me fez
qualquer pergunta, e, quando os correspondentes dos jornais
estrangeiros registaram os seus artigos, a censura sovitica
deteve-os, embora a sua publicao fosse permitida no dia
seguinte. Ainda hoje no sei se os  cientistas soviticos
acharam a anlise convincente, ou se simplesmente
supuseram que eu tinha sido encarregado pelo governo americano
de elaborar os resultados.
   Depois da conferncia de Moscovo seguiu-se a segunda
Conferncia dos Estados Unidos sobre a Utilizao Pacfica da
Energia Atmica, cumprindo, assim, o que veio a ser o meu
ltimo cargo como fsico nuclear. Ao regressar aos Estados
Unidos no Outono, pediram-me que entrasse para a NASA, a
recm-criada Administrao da Aeronutica Nacional e do Espao
que tinha acabado de ser instituda pelo governo em resposta
ao desafio da Unio Sovitica. Estava encarregado de criar uma
Diviso Terica da NASA, a qual deveria ser dedicada 
investigao   bsica em Astronomia e Cincias Planetrias.
   De maneira geral, a rea de investigao da nova diviso
era bvia. Incluiria todos os problemas cientficos que podiam
ser estudados por instrumentos transportados em satlites e
foguetes interplanetrios. Mas esta definio da tarefa podia
ter abrangido a maior parte da Cincia. O problema estava em
escolher alguns problemas importantes e concentrarmo-nos
neles. Quais eram os problemas importantes?
   Tomei posse a 10 de Novembro de 1958 e, trs semanas
depois, atravessei os Estados Unidos para me dirigir ao
laboratrio em La Jolla, na Califrnia, e l me encontrar com
um homem que me tinham dito ser capaz de me dar alguns
conselhos. O Professor Harold Clayton Urey   escrevera um
livro acerca da Lua e doutros planetas, e era bem conhecido
pelo seu grande interesse pelo estudo Cientfico destas
matrias. Quando cheguei, apresentei-me e pedi-lhe que
sugerisse alguns problemas para a Diviso Terica da NASA
procurar resolver, os quais nos dariam experincia num campo
to desconhecido para ns.
   O Professor Urey pareceu ficar contente por ser procurado
por um fsico a trabalhar para uma nova agncia espacial.
Pediu que me sentasse, passou-me para as mos um livro sobre
planetas aberto no captulo relativo  Lua e comeou a falar
da nica importncia que este corpo rido e sem vida tem para
algum que deseje compreender a origem da Terra e dos outros
planetas. Fiquei fascinado com o relato dele, relato que nunca
ningum me fizera antes, em catorze anos de estudo e
investigao em Fsica. Harold Urey tem a maravilhosa
qualidade de possuir uma curiosidade intensa e quase infantil
no que respeita aos aspectos do mundo
natural. Tal espcie de curiosidade  uma qualidade rara.
Atravs dos olhos de Harold Urey e de outros, que eu conheci
depois, familiarizei-me pela primeira vez com problemas da
cincia que eram desconhecidos para mim e completamente
diferentes da Fsica laboratorial que tinha dominado a minha
experincia anterior. Como licenciado, a minha vida girara 
volta do tomo e de ncleo. No meu mundo, as leis da Fsica
aplicada e todos os acontecimentos eram governados pela
aco das foras fundamentais da Natureza - gravidade,
electromagnetismo e foras nucleares. A Astronomia e a
Geologia - o estudo do impacte destas foras numa escala
imponente - eram um livro fechado  para mim, e a Biologia
constitua um assunto a que era completamente 
alheio.
   Aprendi ento pela primeira vez como as estrelas e os
planetas nasciam, como o sistema solar foi formado, quais as
condies que podero ter prevalecido sobre a Terra primitiva,
e como  que a vida se pode ter desenvolvido sobre o nosso
planeta. O meu trabalho anterior na Fsica nunca me levara a
considerar estes pontos. Contudo, o facto  que um nico fio
de evidncia parte do tomo e do ncleo, passando pela
formao de estrelas e planetas, para as complexidades do
organismo vivo. Descobertas das ltimas dcadas estabelecem
uma relao entre o mundo do ncleo e o mundo da vida numa
cadeia de causa e efeito que se estende por muitos milhes de
anos, comeando com a formao das estrelas na nossa galxia e
terminando com o aparecimento do Homem sobre a Terra. No
princpio desta histria existiam apenas tomos do elemento
primitivo, hidrognio, que redemoinhava no espao exterior em
nuvens enormes. Estas nuvens foram a matria-prima a partir da
qual as estrelas, os planetas e os homens foram criados.
Ocasionalmente, os tomos de uma nuvem eram atrados uns para
os outros pela fora da gravidade; com o passar do tempo, a
enorme nuvem contraiu-se numa esfera pequena e densa de gs;
aquecida por autocompresso, a sua temperatura elevou-se at
que, a um nvel de alguns milhes de graus, o centro irrompeu
em fogo nuclear. De tais acontecimentos nasceram as estrelas.
   No interior da estrela recm-nascida estabeleceu-se uma
srie de reaces nucleares, nas quais todos os outros
elementos do Universo foram produzidos a partir do ingrediente
bsico, o hidrognio. Finalmente, estas reaces nucleares
cessaram, e a vida da estrela terminou. Privada dos seus
recursos de energia nuclear, ela contraiu-se em virtude do seu
prprio peso e, em consequncia da contraco, deu-se uma
exploso, pulverizando para o espao todos os materiais que
tinham vindo a ser criados no interior da estrela durante a
sua vida.
   Com o decorrer do tempo, novas estrelas, algumas com
planetas  sua volta, condensaram-se a partir destas matrias.
Tanto o Sol como a Terra foram formados desta maneira, h
quatro mil milhes e meio de anos, a partir das matrias
fabricadas no interior de outras estrelas, nos primeiros
tempos da vida da Galxia, e dispersaram-se, depois, para o
espao quando aquelas estrelas explodiram.
   Logo aps a sua formao a Terra deve ter permanecido
estril, mas num espao de tempo de mil milhes de anos
aproximadamente surgiu vida   na sua superfcie. Como  que
podemos explicar este facto? Quais foram as condies que
prevaleceram sobre a Terra durante esse primeiro milhar
de milhes de anos? Descobertas recentes forneceram indicaes
para a resposta. Os biologistas descobriram que certas
molculas so as unidades constituintes de todos os seres
vivos; criaram estas molculas no laboratrio, a partir das
espcies de produtos qumicos que existiram na 
atmosfera e nos oceanos da Terra primitiva e afirmam que
provavelmente a  vida se desenvolveu sobre a Terra a partir de
tais molculas, muitos milhes de anos atrs.
   Fsseis conservados nas rochas da crosta da Terra mostram
que, durante os trs mil milhes de anos seguintes, um milho
de variedades de plantas e de animais evoluram a partir
daqueles primeiros organismos vivos. Por que razo surgiram
aquelas plantas e animais especficos e no outros? Quais as
foras que obrigaram a vida a tomar as formas que agora
possui? A teoria da evoluo de Darwin fornece uma resposta:
ao longo da histria da Terra, as presses da luta pela
existncia tm agido constantemente sobre todas as criaturas,
formando e moldando as formas de vida, at que cada espcie
adquira a melhor probabilidade possvel de sobreviver no seu
meio ambiente. O testemunho de fsseis revela os resultados
deste processo; mostra a proliferao gradual de muitas
variedades de vida, cada uma adaptada especialmente a um
conjunto de condies. Com o passar do tempo, e sucessivas
mudanas de clima, novas formas de vida surgiram, e as antigas
extinguiram-se. No fim da longa cadeia de desenvolvimento
aparece o Homem, como um produto de uma linha de evoluo que
remonta muito para alm dos seus antepassados que habitavam as
rvores, e mesmo para alm das primeiras formas de vida sobre
a Terra. A histria do Homem comeou muitos milhes de anos
antes de o prprio sistema solar se ter formado; iniciou-se
numa nuvem de hidrognio em redemoinho, na qual tudo teve
origem. Essa  
a histria que irei contar no presente livro.







1. a dimenso das coisas


   Tive, certa vez, oportunidade de fazer um depoimento
perante o Senado Espacial e a Junta da Aeronutica dos Estados
Unidos, relativamente aos aspectos cientficos do programa
espacial. O meu discurso tratou da maneira segundo a qual
todas as matrias no Universo so formadas a partir da unio
de neutres, protes e electres, como as unidades
constituintes fundamentais. Depois de eu ter abandonado a
sala, um funcionrio superior da NASA continuou com um resumo
dos maiores empreendimentos da cincia do espao, levados a
bom termo durante o ano anterior. Aparentemente, a minha
exposio tinha deixado os Senadores confusos, embora estes
estivessem ansiosos por compreender os conceitos que eu havia
apresentado. No entanto, o -vontade do funcionrio da NASA
restituiu-lhes a confiana, e um de entre eles perguntou
quele: "De que tamanho  o electro? Quantas vezes  mais
pequeno do que um gro de poeira?" O funcionrio da NASA
respondeu-lhe correctamente que o tamanho de um electro est
para um gro de poeira assim como este est para a Terra
inteira.
   O electro , na verdade, muito pequeno. O seu dimetro
mede um milionsimo de bilionsimo de milmetro, um milho de
vezes mais pequeno do que o que pode ser visto com o melhor
microscpio electrnico. O seu peso  correspondentemente
pequeno: 10000 bilies de bilies de electres pesam pouco
menos de 30 gramas. Como  que podemos ter a certeza de que um
objecto to pequeno exista? Nunca ningum apanhou um electro
com uma pina e disse: "Aqui est um." As provas da sua
existncia so todas indirectas. Durante os 150 anos
decorridos desde a segunda metade do sculo dezoito at ao
comeo do sculo vinte, foi levada a cabo uma grande variedade
de experincias sobre a passagem da corrente elctrica atravs
de lquidos e gases. A existncia do electro no ficou
concludentemente provada por nenhuma destas experincias.
Contudo, a maior parte destas podia ser mais facilmente
explicada se o 
fsico pressupusesse que a electricidade era transportada por
uma corrente de pequenas partculas, cada uma das quais
carregando a sua prpria carga elctrica. Gradualmente os
fsicos pressentiram, chegando quase  convico, que o
electro existe realmente.
   O problema era agora saber de que tamanho  o electro, e
que quantidade de carga elctrica cada um deles transporta. A
resposta mais precisa a esta questo foi dada por um fsico
americano, Robert Millikan, que estudou o problema na
Universidade de Chicago, nas primeiras dcadas do sculo
vinte. Millikan concebeu um esquema, brilhante pela sua
simplicidade, em que um atomizador produzia um vapor de
gotinhas de leo muito pequenas, mesmo por cima de um pequeno
orifcio na extremidade superior de um recipiente Algumas das
gotas passavam atravs do orifcio e iam-se depositando
lentamente no fundo do recipiente. Millikan podia ver muito
claramente os movimentos daquelas gotinhas, pois iluminava-as
de lado com uma luz forte de modo a que aparecessem como
pontos brilhantes, em contraste com um fundo escuro. Millikan
descobriu que algumas destas gotinhas transportavam alguns
electres extra, que tinham sido recolhidos no processo de
atomizao. Pela aplicao de uma fora elctrica s gotinhas,
e estudando depois os seus movimentos em resposta a esta
fora, ele pde deduzir a quantidade de carga elctrica
transportada pelos electres em cada gotinha. Chegou-se 
concluso de que esta carga  excessivamente diminuta. A
demonstrao da sua pequenez  simples -  necessria uma
corrente elctrica equivalente ao fluxo de um milho de
bilies de electres por segundo, para acender uma lmpada de
10 "watts" Tudo isto teve lugar muito recentemente na histria
da cincia. As primeiras medies precisas de Millikan foram
concludas em 1914.
   O pequenssimo electro, e duas partculas da mesma
espcie, so as unidades constituintes a partir das quais toda
a matria no mundo  construda. As duas partculas da mesma
espcie do electro so o proto e o neutro. Estes foram
descobertos ainda mais recentemente do que o electro; o
proto foi identificado em 1920 e o neutro foi descoberto em
1932. A massa de quaisquer destas duas partculas  enorme,
comparada com a do electro - 1840 vezes superior -, mas 
ainda de uma leveza inconcebvel, se forem adoptados padres
vulgares. As trs partculas combinam-se de uma maneira
surpreendentemente simples para formar os objectos que todos
ns vemos e sentimos. Um forte poder de atraco une os
neutres e protes uns aos outros, formando um corpo denso e
compacto, chamado ncleo, cujo tamanho  um pouco inferior a
um milionsimo de milionsimo de um centmetro. Os electres
so atrados para o ncleo e giram  sua volta do mesmo modo
que os planetas giram em redor do Sol, formando assim um
sistema solar em miniatura. Os electres, juntamente com o
ncleo, formam o tomo.
   O tamanho de um tomo-tipo  de cinquenta milionsimos de
centmetro. Para ter a ideia da pequenez do tomo comparado
com um objecto macroscpico, imaginemos que podemos ver os
tomos numa mesa de  cozinha, e que cada tomo  do tamanho de
um gro de areia Nesta escala de ampliao, a mesa ter ento
3500 quilmetros de comprimento.
   A comparao de um tomo com um gro de areia implica que o
tomo seja um objecto slido. Na realidade, o tomo consiste,
em grande parte, em espao vazio. Cada um dos tomos que
formam a superfcie de uma mesa consiste num nmero de
electres descrevendo rbitas  volta de um ncleo. Os
electres formam um invlucro difuso  volta do ncleo,
marcando o limite exterior do tomo. O tamanho do tomo 
10.000 vezes maior do que o tamanho do ncleo que est no
centro. Se o invlucro exterior de electres no tomo fosse do
tamanho da cpula que cobre o estdio de basebol de Houston, o
ncleo seria uma bola de pingue-pongue no centro do estdio.
Esta , pois, a vacuidade do tomo.
   Se a maior parte do tomo  espao vazio, por que ser que
o tampo da mesa oferece resistncia quando fazemos presso
sobre ele com o dedo? A razo  que a superfcie da mesa 
constituda por uma barreira de electres, electres esses
pertencentes  camada mais exterior de tomos no tampo da
mesa; a superfcie do nosso dedo  tambm constituda por uma
barreira de electres; ao seu contacto, forcas potentes de
repulso elctrica impedem os electres na ponta do nosso dedo
de penetrar atravs dos electres exteriores no tampo da mesa
e de atingir o espao vazio existente dentro de todos os
tomos. Um projctil atmico como, por exemplo, um proto,
acelerado a alta velocidade num ciclotro, poderia passar
facilmente atravs destes electres, que so, apesar de tudo,
bastante leves e incapazes de repelir um objecto movendo-se
rapidamente. Mas seria necessrio empregar mais fora do que a
presso do dedo pode produzir para afast-los para o lado e
penetrar no espao interior do tomo.
   A descoberta da vacuidade do tomo  recente. Isaac Newton
descreveu os tomos como "partculas slidas, macias, duras,
impenetrveis e mveis". Durante o sculo dezanove, os fsicos
continuaram a consider-los pequenos objectos slidos. Lord
Rutherford, o mais notvel fsico experimental do seu tempo,
disse, em certa ocasio: "Ensinaram-me a considerar o tomo
como um companheiro simptico e duro ao mesmo tempo, de cor
vermelha ou cinzenta, conforme o gosto." No comeo do sculo
vinte, J. J. Thomson, um fsico ingls e um dos pioneiros da
investigao da estrutura da matria, acreditava que o tomo
fosse um pudim de ameixa esfrico, de carga elctrica
positiva, no qual os electres carregados negativamente eram
embebidos como passas. Ningum sabia que a massa do tomo, tal
como a sua carga positiva, estavam concentradas num pequeno
ncleo denso, situado no centro, e que os electres giravam 
volta deste ncleo, a uma distncia considervel. Mas, em
1911, Rutherford, levado por uma suspeita, deu instrues ao
seu ajudante Hans Geiger e a um estudante graduado de nome
Marsden para dispararem um raio de partculas alfa contra uma
folha delgada de ouro. Estas partculas alfa so projcteis
atmicos que se movem extremamente depressa, e que, portanto,
deveriam ter penetrado na folha de ouro e sado pelo outro
lado. Foi precisamente isto o que aconteceu com a maior  parte
delas, mas, no entanto, Geiger e Marsden descobriram que, em
pouqussimos casos, as partculas alfa saram da folha pelo
mesmo lado por que tinham entrado. Rutherford disse mais
tarde: "Foi o acontecimento mais inacreditvel que j alguma
vez me sucedeu na vida. Foi quase to inacreditvel como se
algum lanasse uma granada contra um leno de papel e ela
voltasse para trs e atingisse a pessoa que a tinha lanado."
Mais tarde, Geiger contou do seguinte modo o que se tinha
passado: "Um dia (em 1911), Rutherford, obviamente
satisfeitssimo, entrou no meu quarto e disse-me que j sabia
de que forma era constitudo o tomo e tambm como explicar os
grandes desvios das partculas alfa." Rutherford chegara 
concluso de que o que tinha acontecido era que de vez em
quando uma partcula alfa batia num objecto macio na folha, o
qual a repelia imediatamente para trs. Compreendeu que os
objectos macios deviam ser muito pequenos, visto que as
partculas alfa s muito raramente batiam neles. Concluiu
ainda que a massa do tomo se concentra num corpo compacto que
est no centro, ao qual deu o nome de ncleo. A descoberta de
Rutherford abriu a porta para a era nuclear.
   Vamos, pois, continuar com a descrio da maneira segundo a
qual o Universo se encontra constitudo a partir das suas
partculas bsicas. Os tomos juntam-se em grupos para formar
molculas, como  o caso da gua, que consiste em dois tomos
de hidrognio juntos a um tomo de oxignio. Grande nmero de
tomos ou de molculas cimentados formam matria slida. H um
bilio de bilies de tomos em 20 centmetros cbicos de uma
substncia slida vulgar, o que perfaz, mais ou menos, o
nmero dos gros de areia em todos os oceanos da Terra.
   A Terra, por si s,  uma coleco particularmente grande
de tomos unidos em conjunto, formando uma bola de rocha e de
ferro com 12.700 quilmetros de dimetro, pesando 6 milhes de
trilies de toneladas. Ela  um dos nove planetas que esto
ligados ao Sol pela fora da gravidade. O conjunto do Sol e
dos planetas forma o sistema solar. O maior dos planetas 
Jpiter, cujo dimetro mede 140.000 quilmetros; Mercrio, o
mais pequeno, tem de dimetro 5000 quilmetros,  trs vezes
mais pequeno do que a Terra, e pouco maior do que a Lua. Todos
os planetas parecem anes, comparados com o Sol, que tem
1.600.000 quilmetros de dimetro. O seu peso  700 vezes
maior do que o peso junto dos nove planetas. Tal como o tomo,
o sistema solar consiste num corpo central de enorme massa - o
Sol - rodeado por corpos pequenos e leves - os planetas - que
giram  sua volta a grandes distncias.
   O Sol  apenas uma entre 100 mil milhes de estrelas que
esto unidas em conjunto pela fora da gravidade, formando um
numeroso enxame de estrelas chamado Galxia. As estrelas giram
 volta do centro da Galxia, tal como os planetas giram 
volta do Sol. O prprio Sol participa neste movimento de
rotao, completando um circuito em redor da Galxia em 200
milhes de anos. Em virtude do seu movimento de rotao, a
Galxia toma a forma achatada de um disco, cuja espessura 
mais ou menos um quinto do seu dimetro. A maior parte das
estrelas da Galxia esto neste
disco,  embora algumas se encontrem fora dele. Um aglomerado
esfrico de estrelas, relativamente pequeno, chamado o ncleo
da Galxia, est situado na zona central. Toda a estrutura se
assemelha a um chapu mexicano duplo, com o ncleo galctico
por copa e o disco por aba. O Sol est situado na aba do
chapu, a cerca de trs quintos da distncia que vai do centro
 orla. Quando olhamos para o cu na direco do disco, vemos
tantas estrelas que se torna impossvel observ-las como
pontos distintos de luz, mas sim fundidas numa faixa luminosa
que se estende pelo cu. Tal faixa  denominada a Via Lctea.
As estrelas que fazem parte da Galxia esto separadas umas
das outras por uma distncia de 50 bilies de quilmetros.
Para se evitar a repetio frequente de nmeros to
extravagantemente grandes, as distncias astronmicas so
expressas geralmente em unidades de anos-luz. Um ano-luz 
definido como a distncia percorrida num ano por um raio de
luz, o qual se desloca a 300.000 quilmetros por segundo. Esta
distncia , na verdade, de 10 bilies de quilmetros: por
conseguinte, a distncia em mdia entre estrelas na Galxia 
de cinco anos-luz, e o dimetro da Galxia mede 100.000
anos-luz.
   Apesar do tamanho enorme da nossa galxia, os seus extremos
no marcam o limite do universo observvel. O telescpio de 5
metros instalado no Monte Palomar tem ao seu alcance nada
menos do que 10 mil milhes de outras galxias, cada uma delas
comparvel  nossa em tamanho e contendo um nmero aproximado
de estrelas. A distncia mdia entre estas galxias  de um
milho de anos-luz. A extenso do universo visvel, tal como
pode ser observado pelo telescpio de 5 metros,  de 10 mil
milhes de anos-luz. Uma analogia ajudar a esclarecer o
significado destas distncias enormes. Imaginemos o Sol do
tamanho de uma la anja; nesta escala de valores a Terra ser
um gro de areia circulando em rbita  volta do Sol a uma
distncia de 9 metros; o planeta gigante Jpiter, 11 vezes
maior do que a Terra, ser um caroo de cereja girando  volta
daquele a uma distncia de 60 metros ou de um quarteiro de
edifcios; Saturno ser outro caroo de cereja a dois
quarteires do Sol; e Pluto, o planeta mais afastado, ser
ainda outro gro de areia a uma distncia de dez quarteires
do Sol.
   Na mesma escala, a distncia mdia entre as estrelas  3500
quilmetros. O vizinho mais prximo do Sol, a estrela Alfa de
Centauro, est a 2000 quilmetros de distncia. No espao
compreendido entre o Sol e os seus vizinhos nada mais h do
que uma escassa distribuio de tomos de hidrognio,
formando, assim, um vcuo muito melhor do que qualquer jamais
conseguido na Terra. Ainda segundo a mesma escala, a Galxia 
um monte de laranjas separadas por uma distncia mdia de 3500
quilmetros, tendo o monte inteiro 35 milhes de quilmetros
de dimetro.
   Uma laranja, alguns gros de areia a umas poucas de dezenas
de centmetros de distncia, e depois alguns caroos de cereja
circulando lentamente  volta da laranja a uma distncia de um
quarteiro de edifcios. A 3500 quilmetros est outra
laranja, talvez com alguns pontinhos de matria planetria
circulando  roda dela. Este  o vcuo do espao. 


electres - neutres e protes

   o ncleo e o tomo. A matria  constituda de trs
componentes fundamentais: uma partcula leve - o electro - e
duas partculas relativamente pesadas - o neutro e o proto
-, ambos 1840 vezes mais macios do que o electro.
Estreitamente unidos uns aos outros, os neutres e os protes
formam uma massa compacta que se denomina ncleo.
   Os electres so atrados em direco ao ncleo pela carga
positiva dos protes e giram em torno do ncleo sob a
influncia desta atraco. Ao conjunto do ncleo e dos seus
electres satlites d-se o nome de tomo. Um tomo de carbono
(figura de cima)  composto de seis electres que gravitam em
torno de um ncleo formado por seis protes e seis neutres. O
dimetro de um tomo-tipo  2,54 centi-milionsimos de um
centmetro. 

   molculas e matria slida. Os tomos agregam-se de modo a
formar molculas. Uma molcula de gua consiste em dois tomos
de hidrognio ligados a um tomo de oxignio. Outros compostos
de hidrognio com elementos comuns so, por exemplo, o metano
(um tomo de carbono ligado a quatro tomos de hidrognio) e a
amnia (um tomo de nitrognio ligado a trs tomos de
hidrognio). A matria slida resulta da agregao de grandes
quantidades de tomos ou molculas. Os cristais de sal comum
(figura da esquerda) compem-se de tomos de sdio (Na) e
cloro (Cl), dispostos em grade (figura do centro). Um gro de
sal contm um milho de bilies de tomos. Na representao
desta grade, os tomos ficam muito distanciados entre si por
uma questo de clareza; na realidade, porm, tm a disposio
de um cacho (figura da direita). 


   A TERRA. A Terra  uma imensa formao de tomos unidos
numa bola rochosa de cerca de 12.800km de dimetro e de seis
milhes de trilies de toneladas de peso. No seu centro
encontra-se um "ncleo" constitudo por nquel e ferro
fundidos, com um dimetro de aproximadamente 2900 km. Este
"ncleo" de metais fundidos  revestido por uma camada de
rochas solidas com uma espessura de cerca de 3500km. Esta
camada  por sua vez revestida por uma crosta de rochas menos
densas cuja espessura mdia ora os 24km. 
O SISTEMA SOLAR. A Terra  um dos nove planetas que giram em
torno do Sol e a ele se ligam pela fora da gravidade. O peso
do Sol  700 vezes maior do que o peso combinado dos nove
planetas. O Sol, os planetas, os seus trinta e dois satlites
e um elevado nmero de outros corpos secundrios, que incluem
os asterides e os cometas, formam o Sistema Solar.
   As orbitas de todos os planetas,  excepo de Mercrio e
Pluto, situam-se, apenas com uma pequena diferena de graus,
dentro de um mesmo plano. Todas as orbitas se aproximam de
crculos perfeitos,  excepo de novo das orbitas de Mercrio
e de Pluto. Este revolve em torno do Sol a uma distncia que
varia entre os 5 e os 6,5 miares de milhes de quilmetros. A
rbita de Pluto constitui o limite exterior do Sistema Solar.
   No espao interplanetrio, assim como para alm do 
limite exterior do Sistema Solar, existe uma tnue nuvem de
gases de hidrognio com uma densidade que varia entre 1 e 10
tomos de hidrognio por cm3. A distncia que vai do Sol e
dos planetas do seu sistema  mais prxima das estrelas que se
conhecem, a Alfa, na constelao do Centauro,  de
aproximadamente 40 bilies de quilmetros, ou 5000 vezes a
envergadura do Sistema Solar. O espao exterior,  semelhana
do espao interior do tomo, apresenta-se quase vazio. 

o sistema solar:
-- sol
-- mercrio
-- vnus
-- terra
-- cintura de asterides
-- marte
-- jpiter
-- saturno
-- urano
-- neptuno
-- pluto 

a nossa galxia. O Sol  uma dos 100 mil milhes de estrelas
ligadas entre si pela fora da gravidade, formando um vasto
agregado denominado galxia. Somente alguns escassos milhares
destas estrelas so visveis a olho nu; no entanto, muitas
mais foram j fotografadas com o auxlio de grandes
telescpios. Na fotografia da direita so visveis cerca de
10.000 estrelas, ainda que esta fotografia represente apenas a
milsima parte da rea do cu nocturno. Esta fotografia foi
obtida com um telescpio de 10 polegadas (25,4 cm) e uma
exposio de diversas horas.
   A Galxia vai adquirindo a forma de um disco devido ao seu
movimento de rotao. O diagrama (abaixo) mostra a estrutura
da Galxia, vista de perfil, com o Sol situado sensivelmente a
meia distncia entre o centro do disco e uma das extremidades.
   As distncias entre as estrelas so normalmente expressas
em anos-luz, sendo o ano-luz a distncia percorrida no espao
de um ano por um raio de luz  velocidade de 300.000km por
segundo. Um ano-luz corresponde  distncia de 9 bilies e 654
mil milhes de quilmetros. O dimetro da Galxia  de 100.000
anos-luz e o disco central tem uma espessura aproximada de
2000 anos-luz.
   A concentrao de estrelas no disco central da Galxia
confere-lhe uma luminosidade particularmente intensa quando
vista de perfil. Numa noite clara, quando nos encontramos
longe das luzes citadinas, podemos ver esta faixa luminosa que
se estende pelo cu e a que se d vulgarmente o nome de Via
Lctea. 
   Nas pginas seguintes insere-se uma montagem fotogrfica
que representa a Via Lctea. 

:a via lctea. A nossa galxia vista de perfil. esta montagem
de fotografias representa a galxia vista de perfil, como se
apresentaria a um observador situado no nosso sistema solar.
as 7000 estrelas de maior brilho foram representadas em
separado. as nuvens brilhantes e luminosas so  formadas por
milhares de milhes de estrelas individuais, enquanto as
regies sombrias que se estendem irregularmente pela parte
central da via lctea so nuvens de poeiras que absorvem a luz
que chega ao nosso sistema solar vinda de estrelas distantes
da galxia. 


galxias vizinhas. Os nossos vizinhos extragalcticos mais
prximos so duas pequenas galxias, satlites da nossa, que
as atrai com a fora gravitacional dos seus 100 mil milhes de
estrelas. Cada uma destas galxias satlites contm alguns
milhares de milhes de estrelas. Estas galxias, denominadas
Nuvens de Magalhes, so visveis a olho nu e assemelham-se a
tnues halos luminosos.
   Dentro de um raio de 3 milhes de anos-luz da nossa galxia
existem cerca de doze galxias, cujas designaes que lhes so
atribudas nos catlogos de astronomia e posies relativas
figuram no quadro abaixo.
   A galxia mais prxima e cuja envergadura se compara  da
nossa  a Grande Nebulosa de Andrmeda, situada a
aproximadamente 2 milhes de anos-luz de ns. Quer pelo
tamanho, forma e nmero de estrelas, a galxia de Andrmeda
assemelha-se muito  nossa. A fotografia da direita, obtida
com o telescpio de 200 polegadas (5,08m) de Monte Palomar,
mostra-nos a galxia de Andrmeda. Os pequenos pontos
luminosos so estrelas isoladas pertencentes  nossa prpria
galxia, mas visveis para o observador da galxia de
Andrmeda. As duas zonas luminosas situadas acima e abaixo da
galxia de Andrmeda so galxias satlites, anlogas s
Nuvens de Magalhes. 


as formas das galxias. A srie de fotografias da pgina
seguinte ilustra perfeitamente a forma da nossa galxia.
Podemos ver quatro galxias diferentes, em forma de disco, que
se assemelham  nossa, ainda que se apresentem com diversas
inclinaes em relao ao plano dos nossos olhos. As galxias
so identificadas pelo nmero de catlogo atribudo a cada uma
delas pelos astrnomos. O Sol encontra-se situado
sensivelmente, numa galxia anloga a estas, a meia distncia
entre o centro e uma das extremidades.

   Na quarta fotografia podemos ver os braos em espiral, que
so caractersticos do tipo de galxia a que pertence o Sol.
Estes braos em espiral so concentraes de gases e poeiras
nas quais nascem as estrelas.
   Nem todas as galxias tm esta forma. Umas so esfricas,
outras elpticas e ainda outras irregulares. A fotografia de
baixo representa uma galxia de um tipo especial, a M 82, que
se situa a dez milhes de anos-luz da nossa galxia. Pelo
estudo das radiaes emitidas por esta galxia verificmos que
brotam do seu centro jactos de hidrognio a temperaturas muito
elevadas.  A M 82  um exemplo das chamadas galxias
explosivas. Tambm h indcios de que ocorrem exploses
idnticas no centro da nossa prpria galxia, cujas causas se
desconhecem.  

NGC (New General Catalogue) 4565 Galxia vista de perfil

NGC 4216 Galxia com uma inclinao de 15 graus.

NGC 7331 Galxia com uma inclinao de 30 graus.
NGC  628 Galxia vista de frente. 


grupos de galxias. Totalizam dez mil milhes as restantes
galxias que se encontram ao alcance do telescpio de 200
polegadas (5,08 m) de Monte Palomar. Na sua maioria, estas
galxias apresentam-se em grupos que renem entre trs e dez
mil galxias. A distncia mdia que separa as galxias  de um
milho de anos-luz. A nossa galxia faz parte de um pequeno
grupo denominado Grupo Local, que inclui a grande galxia de
Andrmeda e aproximadamente doze outras. No diagrama da pg.
36 podemos ver vrias galxias pertencentes ao Grupo Local. A
fotografia da pgina seguinte apresenta um conjunto de cerca
de cinquenta galxias situadas no centro do gigantesco grupo
galctico da constelao de Hrcules, a uma distncia de
aproximadamente 300 milhes de anos-luz. Este grupo de
Hrcules, que se compe de mais de dez mil galxias,  um dos
mais importantes sistemas de matria organizada no Universo.
Na mesma fotografia, os corpos pontiagudos e algumas das
manchas perfeitamente circulares so estrelas individuais
pertencentes  nossa galxia; todos os outros agregados so
galxias que fazem parte do grupo de Hrcules.
   Os grupos de galxias constituem os mais vastos sistemas de
matria organizada que conhecemos, ocupando o topo da
estrutura hierrquica do Universo.


4. gigantes vermelhas, ans brancas
e pulsares


   As estrelas parecem imutveis, mas no o so. Elas nascem,
evoluem e morrem tal como os organismos vivos. A histria da
vida de uma estrela comea com o elemento mais abundante e
mais simples na Natureza, que  o hidrognio. O Universo est
cheio de tnues nuvens de hidrognio, as quais redemoinham no
espao entre as estrelas. Nos movimentos em torvelinho destas
tnues nuvens, os tomos, por vezes, juntam-se e formam
pequenas bolsas de gs. Estas bolsas so condensaes
temporrias num outro ambiente diferente altamente rarefeito.
Normalmente os tomos movimentam-se separados de novo, por um
curto espao de tempo, como consequncia dos seus movimentos
desordenados, e a bolsa de gs dissipa-se rapidamente no
espao. Contudo, cada tomo exerce uma pequena atraco
gravitacional sobre o que lhe est mais prximo, atraco essa
que se ope  tendncia dos tomos de voarem separados. Se o
nmero de tomos na bolsa de gs for suficientemente grande, a
acumulao de todas estas foras isoladas mant-la- unida
indefinidamente. Ser ento uma nuvem de gs independente,
preservada pela atraco de cada tomo da nuvem sobre o que
lhe est mais prximo.
   Com o decorrer do tempo, a influncia ininterrupta da
gravidade, atraindo os tomos uns para os outros, faz com que
a nuvem se contraia. Os tomos individuais caem para o centro
da nuvem, devido  fora da gravidade;  medida que eles caem,
ganham velocidade e a sua energia aumenta. O aumento de
energia aquece o gs e eleva a sua temperatura. Tal bola de
gs, que se vai contraindo e aquecendo a si prpria,  uma
estrela em embrio.
   Ao mesmo tempo que a nuvem de gs se contrai devido 
presso do seu prprio peso, a temperatura no centro eleva-se
constantemente Quando atinge 55.00ograus centgrados, os
tomos de hidrognio existentes no gs colidem com suficiente
violncia para desalojar todos os  electres das suas rbitas
em torno dos protes. O gs original de tomos de hidrognio,
consistindo cada um deles num electro girando  volta de um
proto, torna-se numa mistura de dois gases, um composto de
electres e o outro de protes.
   Nesta fase, o globo de gs j se contraiu do seu tamanho
original, com 15 mil milhes de quilmetros de dimetro, para
um dimetro de 15omilhes de quilmetros. Para compreendermos
melhor a amplitude da contraco, imaginemos o dirigvel de
Hindenburg contraindo-se para o tamanho de um gro de areia.
   A enorme bola de gs - composta agora de protes e de
electres separados - continua a contrair-se devido  fora do
seu prprio peso, e a temperatura no centro continua tambm a
aumentar. Depois de 1omilhes de anos, a temperatura atingiu o
valor crtico de 12 milhes de graus centgrados (1). Por esta
altura, o dimetro da bola j se contraiu para
1.500.00oquilmetros, que  o tamanho do nosso Sol e de outras
estrelas tpicas.
   Porque  que 12 milhes de graus  uma temperatura crtica?
A explicao est relacionada com as foras entre os protes
na nuvem que se vai contraindo. Quando dois protes se
encontram separados por grandes distncias, repelem-se
electricamente porque cada um conduz uma carga elctrica
positiva. Mas, se os protes se aproximam a distncia bastante
pequena um do outro, a repulso elctrica d lugar  fora
ainda mais potente da atraco nuclear. Os protes tm de
estar mais prximos uns dos outros do que um bilionsimo de
centmetro para a fora nuclear produzir efeito. Em
circunstncias normais, a repulso elctrica actua como um
obstculo que impede uma aproximao to curta como esta. Numa
coliso de extrema violncia, contudo, os protes podem
atravessar a barreira elctrica que os separa e penetrar no
raio de alcance da atraco nuclear por eles exercida As
colises do grau de violncia necessrio comeam a ocorrer
quando a temperatura do gs atinge os 12 milhes de graus.
   Logo que a barreira entre dois protes  atravessada quando
se d uma coliso, eles ganham velocidade, como resultado da
sua atraco nuclear, e precipitam-se um para o outro. No
momento final da coliso a fora da atraco nuclear  to
grande que funde os protes um com o outro, formando um nico
ncleo. Ao mesmo tempo, a energia da coliso de ambos 
libertada sob a forma de calor e luz. Este desprendimento de
energia marca o nascimento da estrela.
   A energia passa para a superfcie e  irradiada sob a forma
de luz, em virtude da qual nos vemos a estrela no cu. O
desprendimento de energia, que  um milho de vezes maior do
que a libertada pela exploso de 15ogramas de TNT, detm de
vez a contraco da estrela, que passar o resto da sua vida
num equilbrio entre as presses exteriores produzidas pelo
desprendimento de energia nuclear no seu centro e as presses
interiores criadas pela fora da 
gravidade.  
   A fuso de dois protes num nico ncleo  apenas o
primeiro passo numa srie de reaces pelas quais 
desprendida energia nuclear durante a vida da estrela. Em
colises subsequentes, mais dois protes se unem aos dois
primeiros, formando um ncleo com quatro partculas. Dois dos
protes perdem as suas cargas positivas, tornando-se neutres
no decurso do processo. Da resulta um ncleo com dois protes
e dois neutres. Este  o ncleo do tomo de hlio. Assim, a
continuao das reaces transforma protes, ou ncleos de
hidrognio, em hlio. (2).
   A transformao de hidrognio em hlio  a primeira e a
mais longa fase da histria de uma estrela, ocupando cerca de
99 por cento da durao da sua vida. Atravs deste longo
perodo, o aspecto da estrela muda muito pouco, mas para o fim
da fase em que o hidrognio vai ardendo, e quando a maior
parte j se transformou em hlio, a estrela comea a
evidenciar os primeiros sinais de velhice. Os sintomas so uma
dilatao e avermelhamento das camadas exteriores,
iniciando-se imperceptivelmente e progredindo at que a
estrela se tenha convertido numa enorme bola vermelha 10ovezes
maior do que o seu tamanho inicial. O Sol atingira esta fase
dentro de outros 5 mil milhes de anos, altura pela qual se
ter dilatado, formando uma vasta esfera de gs, engolfando os
planetas Mercrio e Vnus e estendendo-se at quase  rbita
da Terra. Este globo vermelho cobrir a maior parte do cu
quando visto do nosso planeta. Infelizmente ns no poderemos
deter-nos a observar a vista magnfica, pois os raios do Sol
dilatado aquecero a superfcie da Terra a 200ograus
centgrados e, consequentemente, evaporaro a sua matria.
Talvez que, por essa altura, Jpiter constitua um habitat
conveniente para ns Mais provavelmente, j teremos fugido
para outra parte da Galxia.
   A tais estrelas dilatadas e avermelhadas do os astrnomos
o nome de Gigantes Vermelhas. Exemplo de uma gigante vermelha
 a Betelgeuse, estrela bastante brilhante da constelao de
Orionte que, observada a olho nu,  nitidamente vermelha.
   Uma estrela continua a viver como gigante vermelha at que
as suas reservas de combustvel de hidrognio se extingam.
Gasto o seu combustvel, a gigante vermelha j no pode
produzir as presses necessrias para se defender da
aniquiladora fora interior da sua prpria gravidade e as
camadas exteriores comeam a ceder para o centro. A gigante
vermelha sucumbe.
   No centro da estrela que se vai contraindo h um ncleo de
hlio puro, produzido por transmutao de hidrognio ao longo
dos primeiros tempos da existncia da estrela. O hlio no
produz ncleos mais pesados  temperatura estelar ordinria de
12 milhes de graus, porque o seu ncleo, com dois protes,
possui uma carga dupla de electricidade positiva e, em
consequncia disso, a repulso elctrica entre dois ncleos de
hlio  mais forte do que a repulso entre dois protes. 
necessria uma temperatura de 12omilhes de graus para
produzir colises suficientemente violentas para atravessar a
barreira elctrica entre dois ncleos de hlio. 
   Contudo,  medida que a estrela se contrai,  libertado
calor e a sua temperatura eleva-se. Consequentemente, a
temperatura no centro atinge o valor crtico de 12omilhes de
graus centgrados. Nesta altura, os ncleos de hlio comeam a
unir-se em grupos de trs para formar ncleos de carbono,
libertando energia nuclear no processo e reacendendo o fogo no
centro da estrela. O desprendimento suplementar de energia
detm o colapso gravitacional da estrela. Ardendo ncleos de
hlio para produzir carbono, ela obteve um recomeo de vida.
   Em estrelas do tamanho do Sol, a fase em que o hlio vai
ardendo dura cerca de cem milhes de anos. No fim deste tempo,
as reservas de combustvel, compostas agora por mais hlio do
que hidrognio, esto de novo extintas e o centro da estrela
est ocupado por um resduo de ncleos de carbono. Estes
ncleos, possuindo seis cargas elctricas positivas,
encontram-se separados por uma barreira ainda mais forte do
que a dos ncleos de hlio, e so necessrias colises de
violncia ainda maior para penetrar nela. A temperatura de
12omilhes de graus que funde os ncleos de hlio no 
suficiente para a fuso de ncleos de carbono; so necessrios
nada menos do que 30omilhes de graus.
   Visto que as temperaturas existentes no interior da gigante
vermelha no chegam a 30omilhes de graus, os fogos nucleares
cessam  medida que o carbono se vai acumulando e a estrela,
carecendo mais uma vez dos recursos necessrios para se
defender do peso das camadas exteriores, comea a contrair-se
pela segunda vez sob a fora da gravidade.
   Todas as estrelas tm uma vida semelhante at este ponto,
mas a sua evoluo subsequente e a maneira como morrem
dependem do seu tamanho e massa As estrelas pequenas tornam-se
enrugadas e ressequidas e extinguem-se, enquanto as maiores
desaparecem numa exploso gigantesca. O Sol, por acaso, est
mesmo por baixo da linha divisria; no temos a certeza do que
Ihe suceder no fim da sua vida, mas suspeitamos que se
extinguir.
   Os caminhos seguidos pelas estrelas pequenas e pelas
grandes divergem em virtude de diferenas na quantidade de
calor produzido durante o segundo colapso, no final da fase de
gigante vermelha. Numa estrela pequena o colapso produz uma
quantidade modesta de calor e a temperatura no centro no
consegue atingir os 30omilhes de graus requeridos para a
ignio de ncleos de carbono. Assim, o fogo nuclear nunca
chega a ser reacendido. Em contrapartida, a estrela continua a
aluir at que, por fim, a matria dentro dela est to
comprimida que impede qualquer outra reduo de tamanho. A
estrela permanece, ento, neste estado altamente comprimido,
para sempre. Aproximadamente do tamanho da Terra, ela foi
comprimida pela fora do seu prprio peso, ocupando agora um
espao que  apenas um milionsimo do volume que inicialmente
ocupava. Uma colher de ch de matria do centro deste corpo
compacto pesaria 1otoneladas Se alguma vez encontrssemos uma
estrela assim, mesmo que a sua temperatura de superfcie
tivesse baixado para um nvel confortvel, ser-nos-ia
impossvel aterrar neste mundo estranho, porque a  sua
gravidade atrairia, e esmagaria, um visitante com uma fora de
50.00otoneladas
   Apesar de o centro da estrela nunca chegar a ficar bastante
quente para arder o carbono, a temperatura da superfcie
eleva-se o suficiente para a estrela parecer branca em virtude
do calor. Estas estrelas contradas e brancas devido ao calor
so chamadas ans brancas A an branca irradia lentamente o
resto do seu calor para o Espao. No fim a temperatura baixa e
a estrela extingue-se, tornando-se um corpo morto enegrecido.
   Um destino muito diferente espera uma estrela grande e
macia. Porque o peso da estrela  to grande, o seu colapso
produz uma enorme quantidade de calor, maior do que o calor
produzido na criao da an branca. Depressa a temperatura
atinge o nvel crtico de 30omilhes de graus,  qual os
ncleos de carbono se fundem. A fuso dos ncleos de carbono
forma elementos ainda mais pesados, indo desde o oxignio at
ao sdio.
   Consequentemente, as reservas do combustvel de carbono
tambm se extinguem; a sua extino  seguida, uma vez mais,
de fases subsequentes de contraco, de elevao de
temperatura e de nova ignio nuclear, conduzindo ainda 
produo de outros elementos.
   Neste processo, devido  alternncia de contraco e
ignio nuclear, uma estrela macia produz sucessivamente
todos os elementos at ao ferro. Mas o ferro  um elemento
muito especial. Este metal, que se situa a meia distncia
entre os elementos mais leves e os mais pesados, tem um ncleo
excepcionalmente compacto, cujos neutres e protes esto
unidos to firmemente que nenhuma energia pode ser obtida
dele, qualquer que seja a reaco nuclear De facto, as
reaces nucleares do ferro absorvem energia; tm o mesmo
efeito que a gua lanada sobre carvo em brasa Quando uma
grande quantidade de ferro se acumula no centro da estrela, o
fogo no pode ser reacendido; apaga-se pela ltima vez e a
estrela inicia uma contraco final sob a fora do prprio
peso.
   A contraco final  um acontecimento catastrfico. Os
ncleos de ferro no centro absorvem a energia da estrela ao
mesmo tempo que ela vai sendo produzida, e as matrias que se
vo contraindo, no encontrando quase nenhuma resistncia,
desabam para o centro a velocidades enormes, cobrem um milho
de quilmetros em menos de um minuto e acumulam-se no centro,
num amontoado denso, criando presses elevadssimas. Quando a
presso no centro  suficientemente grande, a contraco pra.
A estrela, contrada e apertada como uma mola, acalma
momentaneamente - depois ressalta com uma exploso violenta.
   Temperaturas que oscilam at milhares de milhes de graus
so geradas durante a contraco e a exploso subsequente. A
estas temperaturas, alguns dos ncleos na estrela em exploso
so desintegrados e muitos neutres libertados. Os neutres
so capturados por outros ncleos, constituindo os elementos
mais pesados, tais como a prata, o ouro e o urnio. Desta
maneira, os elementos restantes da tabela peridica de
Mendeleiev que se estendem para alm do ferro so produzidos
nos momentos finais da vida da estrela. 
   A exploso lana para o Espao todos os elementos que a
estrela tem vindo a produzir durante a sua vida, retendo
apenas o pequeno centro a arder debilmente. O episdio
completo dura alguns minutos, desde o incio da contraco at
 exploso final.  um intervalo curto para a morte de um
corpo que pode ter vivido durante um milho de anos.
A estrela que explode chamamos uma supernova. As supernovas
irrompem em chamas com um brilho muitos milhares de milhes de
vezes maior do que o brilho do Sol; se, por acaso, a supernova
estiver perto, na nossa Galxia, ela aparece subitamente como
uma estrela nova no cu, mais brilhante do que qualquer outra,
e facilmente visvel a olho nu durante o dia. A ltima
supernova observada na Europa explodiu em 1572 e causou
sensao. Uma das primeiras supernovas de que temos noticia
foi uma exploso brilhante registada por astrnomos chineses
no ano de 1054 No lugar desta supernova existe hoje uma grande
nuvem de gs, conhecida como nebulosa do Caranguejo, que se
expande a uma velocidade de 150oquilmetros por segundo, e que
contm os restos da estrela que explodiu h nove sculos
   Que  que acontece ao ncleo comprimido, depois de as
camadas exteriores terem explodido para o Espao?
Desconheceu-se a resposta a esta pergunta at 1967. Nesse ano
descobriram-se os pulsares - os corpos mais interessantes
descobertos no cu num largo perodo de anos.
   A descoberta surgiu por mero acaso. Foi atribuda a Jocelyn
Bell, uma estudante de Astronomia da Universidade de
Cambridge, a tarefa de investigar flutuaes no comprimento de
ondas de rdio de galxias distantes. Inesperadamente,
descobriu que certos lugares nos cus emitiam ondas de rdio,
curtas e rpidas, a intervalos regulares. Cada emisso no
durava mais do que um centsimo de segundo. A rpida sucesso
de emisses assemelhava-se a um acelerado cdigo Morse
celestial.
   O intervalo entre emisses sucessivas era extremamente
constante. De facto, no se alterava em mais do que uma
fraco em 1omilhes. Um relgio com esta preciso no se
atrasaria nem se adiantaria mais do que um segundo por ano.
   Nunca at ali se tinha tido conhecimento de uma estrela ou
galxia que emitisse sinais to bizarros como estes. A
princpio, alguns astrnomos pensaram que seres inteligentes
pudessem estar a emitir uma mensagem de outras estrelas para a
Terra e referiam-se s estrelas donde provinha o cdigo Morse
como as estrelas dos L.G.M., iniciais que significavam
Pequenos Homens Verdes (Little Green Men). Mas em breve se
tornou evidente que as ondas de rdio tinham uma origem
natural e no artificial. Uma das razes principais para esta
concluso foi o facto de os sinais serem difundidos numa banda
larga de frequncias. Se uma comunidade extraterrestre
estivesse a tentar transmitir uma mensagem para outros
sistemas solares, os seus transmissores interestelares
necessitariam de um poder enorme para que os sinais
atravessassem os bilies de quilmetros que separam cada
estrela das que lhe esto mais prximas. A nica 
maneira  possvel de conseguir isto seria concentrar toda a
energia disponvel numa frequncia, como ns fazemos quando
radiodifundimos programas de rdio e de televiso. Seria um
desperdcio, alm de pouco inteligente, difundir a energia do
transmissor numa banda larga de frequncias.
   Este raciocnio frio destruiu as esperanas de romnticos
que acreditaram, por um curto espao de tempo, que o Homem
pudesse estar a receber a sua primeira mensagem do Espao
exterior. "As estrelas dos L.G.M." desapareceram da gria
cientfica, tomando o nome de "pulsares" o seu lugar, e os
cientistas comearam a procurar uma explicao natural para
aqueles sinais estranhos.
   A primeira pista para uma resposta foi a exactido das
ondas. Partindo do facto de que cada onda durava um centsimo
de segundo ou menos, os astrnomos concluram que um "pulsar"
era uma estrela incrivelmente pequena, muito mais pequena do
que uma an branca. Esta concluso baseava-se no facto de que
quando um objecto emite ondas de rdio, as ondas provenientes
de diferentes partes do objecto chegam  Terra em momentos
diferentes, tornando imprecisa a exactido da onda original.
Quanto mais pequeno  o objecto, mais exacta  a onda.
Seguindo esta linha de raciocnio, os astrnomos calcularam
que os objectos no tinham mais do que 15 quilmetros de raio.
   Esta concluso  sensacional. At ento a an branca - com
cerca de 15.00oquilmetros de raio - era tida como a estrela
mais pequena e mais densa do Universo. Como  que uma estrela
podia ser mil vezes mais pequena do que uma an branca? A
matria de tal estrela seria mil milhes de vezes mais densa
do que a matria de uma an branca. Se a Terra inteira fosse
comprimida na mesma proporo de um "pulsar", caberia dentro
do Pentgono. Se o Pentgono fosse comprimido ao mesmo ponto,
seria do tamanho da cabea de um alfinete.
   A resposta remonta a uma conjectura feita h algumas
dcadas atrs. Nessa altura, vrios astrnomos tericos
chamaram a ateno para o facto de que quando uma estrela
grande se contrai no fim da sua vida, imediatamente antes de
explodir na qualidade de supernova, as matrias da estrela em
desmoronamento acumulam-se no centro e produzem presses
enormes, ainda maiores do que a presso interior gerada pelo
prprio peso da estrela. Sob este fardo aniquilador, os
electres e protes que se encontram separados no interior da
estrela so obrigados a fundirem-se em neutres. Uma autntica
bola de neutres forma-se, assim, no centro da estrela, com
apenas 15 quilmetros de raio, mas com a maior parte da massa
original da estrela amontoada nela. A hipottica bola de
neutres foi apelidada de "estrela de neutres". 
   A partir de 1965, os astrnomos procuraram assiduamente
estrelas de neutres, investigando com cuidado especial a
regio do centro da nebulosa do Caranguejo, onde o ncleo
comprimido da exploso da supernova de 1054 se deveria ter
localizado Mas no foram descobertas quaisquer estrelas de
neutres e o interesse por elas diminuiu. 
   Em 1968, uma onda de entusiasmo espalhou-se pela comunidade
astronmica quando foi descoberto um "pulsar" no centro da
nebulosa do Caranguejo, precisamente no lugar onde se tinha
procurado anteriormente uma estrela de neutres. De sbito,
vrias evidncias se adaptaram umas s outras como as peas de
um jogo de pacincia: tinha-se vaticinado que uma estrela de
neutres devia existir no centro da nebulosa do Caranguejo;
foi descoberto um "pulsar" no centro daquela nebulosa; e a
estrela e o "pulsar" so os nicos corpos conhecidos que tm a
massa de uma estrela aglomerada numa esfera com 15 quilmetros
de raio. Sem sombra de dvida, estrela de neutres e "pulsar"
eram dois nomes para a mesma coisa: uma bola de matria,
extremamente comprimida e densa, criada quando uma estrela
macia se contrai no fim da sua vida.
    Restava ainda um mistrio para ser explicado. Que  que
produz as emisses de radiao, exacta e regularmente 
repetidas, donde provm o nome "pulsar"? Pensa-se que a
resposta seja que um "pulsar", tal como o Sol e a maior parte
das outras estrelas, est sujeito a tempestades violentas que
se podem prolongar durante anos, emitindo partculas e
radiao para o Espao. Cada uma das tempestades surge numa
determinada rea da superfcie do "pulsar" e emite a radiao
para o Espao numa direco rigorosamente definida. Quando a
Terra se encontra no trajecto de um destes fluxos de radiao,
os nossos radiotelescpios captam os sinais, que nos revelam a
presena do "pulsar".
   Mas, se o fluxo de radiao  emitido do "pulsar"
constantemente, porque  que o captamos como uma sucesso de
emisses exactas e isoladas? A razo  provavelmente porque os
"pulsares", como a maior parte das estrelas, giram sobre os
seus eixos. Na verdade, sendo mais pequenos do que as estrelas
normais, os "pulsares" podem girar muito rapidamente,
completando vrias rotaes por segundo.  medida que o
"pulsar" gira, o fluxo de radiao proveniente da sua
superfcie atravessa velozmente o Espao, como a luz de um
farol giratrio. Se, por acaso, a Terra se encontra na
trajectria do raio rotativo, ela ser alvo de uma emisso
exacta de radiao uma vez em cada volta do "pulsar".
   Esta teoria pode ser comprovada, porque todos os objectos
que giram diminuem constantemente de velocidade com o decorrer
do tempo, devido ao atrito Assim, o espao de tempo entre
emisses sucessivas de radiao de um "pulsar" tem de
aumentar. Em 1969 esta previso foi confirmada com a
descoberta de que o tempo entre ondas sucessivas emitidas do
"pulsar" da nebulosa do Caranguejo estava a aumentar ao ritmo,
diminuto mas mensurvel, de um milimilionsimo de segundo por
dia.
   Conscientes da relao que existe entre estrelas de
neutres, "pulsares" e supernovas, muitos astrnomos tm a
impresso de que as ltimas pginas da histria da vida das
estrelas j podem estar concludas. No entanto, h outros que
suspeitam que ainda, pelo menos, uma surpresa nos aguarda,
visto haver razes para crer que a estrela de neutres, ou
"pulsar", no  o estdio derradeiro de compresso da matria
estelar. 
Sob certas condies, uma estrela pode continuar a diminuir de
volume para alm do limite de 3oquilmetros da estrela de
neutres desabando sobre si mesma cada vez mais depressa, at
se ter contrado para um raio de 3 quilmetros. Nesta
situao, a teoria da relatividade prev a ocorrncia de um
fenmeno extraordinrio.
   De acordo com a teoria de Einstein, a energia e a massa so
equivalentes. A equivalncia  expressa na famosa equao

E = mc2

em que E representa a energia, m, a massa, e c, a velocidade
de propagao da luz.  frequente recorrer-se a esta equao
para calcular a energia E produzida pela aniquilao de uma
quantidade m de urnio na exploso de uma bomba nuclear. Que 
que isto tem a ver com a estrela em contraco? Se a energia 
equivalente  massa, um raio de luz que possua energia
electromagntica tem de possuir, de igual modo, uma massa,
precisamente como se fosse uma partcula de matria. Por
conseguinte, um raio de luz emitido de uma estrela ser
atrado para trs pela fora de gravidade da estrela, tal como
uma bola atirada para o ar  atrada para baixo pela fora de
gravidade da Terra. Quando a estrela tem um tamanho normal -
com um dimetro da ordem do milho de quilmetros - a fora de
gravidade na sua superfcie no  suficientemente potente,
para impedir os raios de luz de se libertarem, e eles
abandonam a estrela, embora com um pouco menos de energia.
Mas,  medida que a estrela se contrai, a fora de gravidade
aumenta rapidamente e, quando o dimetro da estrela j
diminuiu para 6 quilmetros, a gravidade  sua superfcie 
milhares de milhes de vezes mais forte do que a fora de
gravidade  superfcie do Sol. A potncia desta fora enorme
impede os raios de luz de abandonarem a superfcie da estrela:
tal como a bola lanada para o ar, eles so atrados no
sentido contrrio e no podem libertar-se para o Espao. A
partir deste momento a estrela  invisvel.  um buraco negro
no espao.
   No interior do buraco negro, a contraco prossegue,
acumulando matria no centro, numa aglomerao pequenssima
mas incrivelmente densa. De acordo com o conhecimento geral da
Fsica terica, isto  o fim da vida da estrela. O volume da
estrela vai-se tornando cada vez mais pequeno; de uma esfera
com 3 quilmetros de raio, ela contrai-se para o tamanho de
uma cabea de alfinete, depois para o tamanho de um micrbio
e, continuando sempre a contrair-se, passa para o domnio das
distncias  menores do que o que j alguma vez foi dado ao
Homem examinar. Por outro lado, a massa de mil bilies de
bilies de toneladas de uma estrela permanece sempre acumulada
no volume contrado. Mas a intuio diz-nos que tal objecto
no pode existir. O aluimento deve cessar em alguma altura.
Contudo, de acordo com as leis da Fsica do sculo vinte,
nenhuma fora, por mais potente que seja, pode deter a
contraco. O que est implcito  que as leis da fsica tm
de ser modificadas, quando  se trata de distncias
extremamente pequenas, de maneira que impeam as partculas de
se aproximarem infinitamente umas das outras. Eis a sugesto
da descoberta iminente de uma lei nova ou de um agente novo na
natureza, algo que possa levar, algum dia,  libertao de
energias ainda maiores do que a energia do ncleo. Uma tal
descoberta transformaria o mundo do futuro, como a descoberta
da fora nuclear transformou o mundo do sculo vinte. O estudo
das estrelas pode ainda dominar as preocupaes dos homens.
   A histria da vida das estrelas tem um epilogo. Quando se
d a exploso de uma supernova e as camadas exteriores das
estrelas so pulverizadas para o Espao, elas ligam-se com
novo hidrognio para formar uma mistura gasosa, que contm
todos os 92 elementos. Mais tarde, na histria da galxia,
outras estrelas so formadas a partir de nuvens de hidrognio
que veio sendo enriquecido com os produtos destas exploses. O
Sol  uma destas estrelas; contm os detritos de inmeras
exploses de supernovas que remontam aos primeiros anos da
Galxia. Os planetas tambm contm detritos; e a Terra, em
especial,  composta, quase inteiramente, por eles. Devemos a
nossa existncia corporal a acontecimentos que tiveram lugar,
h milhares de milhes de anos atrs, nas estrelas que viveram
e morreram muito antes de o sistema solar se ter formado.

\\\
   (1) Doze milhes de graus e uma temperatura muito alta.
Comparemo-la com a temperatura da chama do bico de gs do
fogo de cozinha, que  de 50ograus, e com a temperatura da
fornalha de ao mais quente, que  da ordem dos 600ograus.
   (2) A transmutao de hidrognio pesado para hlio e
elementos mais pesados foi reproduzida na Terra, por breves
momentos, na exploso da bomba de hidrognio. No entanto,
ainda no conseguimos fundir ncleos de hidrognio sob
condies controladas de tal maneira que a energia libertada
possa ser aproveitada para fins construtivos. Os Estados
Unidos, a Unio Sovitica e outros pases tm investido somas
prodigiosas de dinheiro e energia para esse efeito, em virtude
de serem elevados os lucros que da poderiam advir, mas a
Fsica ainda no est  altura de tal empresa. A dificuldade
reside no facto de que ainda no se construiu nenhuma fornalha
na Terra que possa conter uma chama  temperatura dos milhes
de graus necessrios para produzir a fuso nuclear. A nica
fornalha capaz para o efeito  fornecida pela Natureza, no
centro de uma estrela.


iiiii

uma nuvem congregada pela fora da GRAVIDADE. Supe-se que as
estrelas nascem no seio das nuvens rodopiantes de hidrognio
que enchem a totalidade do Espao. Se os tomos situados numa
dada regio duma destas nuvens se congregam acidentalmente ou
sob a presso das nuvens circundantes, a fora da gravidade
leva-os a juntarem-se ainda mais, formando uma bolsa de gs
sob presso (em baixo,  esquerda). Pela prolongada aco da
fora da gravidade, a bolsa de gs fica sujeita a uma presso
ainda maior (em baixo,  direita). Em consequncia desta
compresso, a temperatura do centro da bolsa aumenta; quando,
ao fim de aproximadamente 1omilhes de anos, a temperatura
tiver atingido o valor crtico de 12 milhes de graus
centgrados, desencadeiam-se reaces nucleares, durante as
quais se libertam enormes quantidades de energia. O inicio
destas reaces assinala o nascimento de uma estrela. A
libertao de energia nuclear detm o processo de decomposio
das estrelas. A energia propaga-se at  superfcie e irradia
para o Espao sob a forma de luz e calor.

   A fotografia da pgina seguinte representa uma densa nuvem
de gs e poeira no seio da qual se esto a formar estrelas
situada a cerca de 400oanos-luz do Sol, na constelao de
Sagitrio. As regies luminosas correspondem a nuvens de
hidrognio, visveis graas s radiaes ultravioletas
emitidas por estrelas prximas. As reas escuras correspondem
a nuvens de poeira opacas. 


   fabricao de elementos no seio das estrelas. Durante a
maior parte da vida de uma estrela, a sua energia resulta da
fuso de ncleos de hidrognio, ou protes, em ncleos de
hlio. Nesta reaco, quatro protes fundem-se para formar um
ncleo de hlio, libertando ao mesmo tempo duas unidades de
carga elctrica positiva sob a forma de positres acompanhados
de neutrinos (abaixo ).
   A transformao do hidrognio em hlio continua durante 99
% da vida de uma estrela. Quando o hidrognio se encontra
quase esgotado, a estrela volta a deteriorar-se at que o seu
centro atinge uma temperatura de 12omilhes de graus
centgrados. A tal temperatura, produz-se a fuso dos ncleos
de hlio, que se transformam em ncleos de carbono (em baixo).
A formao do oxignio e de elementos ainda mais pesados d-se
aps a do carbono. Assim se processa, gradualmente, a sntese
dos elementos do Universo, a partir desse material fundamental
que  o hidrognio. 


   morte de uma estrela. Aps haver consumido, no fim da sua
vida, toda a sua energia nuclear, a estrela abate-se sob o
prprio peso. Quando se trata de uma estrela de pequena
envergadura, esse declnio continua a processar-se at que
toda a sua massa fica reduzida ao tamanho da Terra. Estas
estrelas extremamente comprimidas, denominadas ans brancas,
tm uma densidade de dez toneladas por polegada cbica (16,39
cm3). A an branca irradia lentamente o resto do seu calor
para o Espao e acaba ,por mergulhar na escurido.
   Uma estrela de grande envergadura tem um destino diferente.
A sua destruio final constitui uma catstrofe durante a qual
se produzem temperaturas de vrios milhes de graus e se
consomem os ltimos resduos de carburante espalhados pela
estrela, libertando um tal surto de energia que faz desagregar
a estrela. A esta estrela que sofre uma autntica exploso
d-se o nome de supernova. O brilho das supernovas pode ser
dez mil milhes de vezes mais inteno do que o do Sol. Se a
supernova se situa num ponto prximo de ns e dentro da nossa
galxia, torna-se subitamente visvel como um astro de brilho
fulgurante, mesmo durante o dia.
   Uma das primeiras supernovas detectadas foi observada por
astrnomos chineses em 1054 d.C. Actualmente, a posio desta
supernova  ocupada por uma vasta nuvem de gs, conhecida pelo
nome de nebulosa do Caranguejo. Esta nebulosa, visvel na
fotografia acima, expande-se a uma velocidade de
160oquilmetros por segundo.
   A exploso de uma supernova projecta fragmentos estelares
para o Espao, onde se fundem com hidrognio para dar origem a
uma mistura que contm todos os 92 elementos. Numa fase
posterior da histria da galxia, novas estrelas surgem a
partir de nuvens de hidrognio enriquecidas com os fragmentos
provenientes daquelas exploses. O Sol, a Terra e todos os
seres que povoam a sua superfcie formaram-se a partir de
nuvens que contm os restos provenientes de exploses de
supernovas que se deram milhes de anos antes do comeo da
Galxia. 


   astrnomos discutindo problemas por SOLUCIONAR. No
obstante os progressos conseguidos no estudo da evoluo das
estrelas durante os dez ltimos anos, subsistem ainda algumas
incertezas. Realizou-se em Janeiro de 1965 uma conferncia
sobre a evoluo estelar no Goddard Institute for Space
Studies, durante a qual Chushiro Hayashi, da Universidade de
Tquio, fez uma exposio dos resultados de clculos relativos
ao primeiro estdio da vida das estrelas. Durante este
perodo, a estrela contrai-se sob a fora da gravidade sem
ainda ter atingido aquela temperatura em que o hidrognio se
inflama. O Dr. Hayashi descobriu que a estrela embrionria,
contrariamente a hipteses precedentes, tem um brilho centenas
de vezes mais intenso durante o seu perodo de contraco do
que  aps o inicio da reaco nuclear. A fonte desta vasta
produo de energia encontra-se nas prprias foras
gravitacionais da estrela. Os clculos do Dr. Hayashi,
posteriormente confirmados por outros astrofsicos,
revestem-se de importantes consequncias para certas teorias
sobre os primrdios do Sistema Solar.
Na fotografia abaixo,  direita do Dr. Hayashi, encontra-se
Geoffrey Burbidge, presidente desta sesso da conferncia. 
direita deste, sentado, vemos Bengt Stromgren, laureado com a
Gold Medal da Royal Astronomical Society, pelas suas
investigaes no campo da evoluo estelar e da natureza do
gs e poeiras interestelares.





5. O princpio e o fim



   Uma estrela nasce da condensao de nuvens de hidrognio
gasoso no Espao exterior.  medida que a gravidade atrai os
tomos da nuvem uns para outros, a temperatura eleva-se at
que os ncleos de hidrognio no seu interior se comeam a
fundir e a arder numa srie de reaces, formando primeiro
hlio, e depois todas as restantes substncias do Universo. Os
elementos dos quais os nossos corpos se compem foram
produzidos desta maneira, no interior de estrelas
presentemente mortas, e depois espalhados pelo Espao quando
estas estrelas explodiram. Subsequentemente, estes elementos
reuniram-se de novo na nuvem de gs da qual o Sol e a Terra se
condensaram. Se o Sol explodir no termo da sua vida, os
planetas sero consumidos, e a sua matria uma vez mais
espalhada pelo Espao, para ser "reencarnada" em outro sistema
solar ainda por nascer.
   Esta magnfica teoria permitiria ao Universo continuar num
ciclo eterno de morte e renascimento, para sempre, se no
fosse a existncia de um facto perturbador. O hidrognio puro
 o ingrediente essencial no plano, mas, com o passar do
tempo, a reserva de hidrognio puro diminui;  medida que as
estrelas velhas se extinguem, uma por uma, vo-se formando
cada vez menos estrelas para as substituir. As estrelas so a
fonte da energia pela qual todos os seres vivem. Quando a luz
da ltima estrela se extinguir, a vida tem de acabar por todo
o Universo.
   Outra evidncia sugere que o Universo se est a transformar
de maneira irreversvel. Todas as galxias parecem estar a
afastar-se umas das outras a grandes velocidades. As que esto
mais distantes de ns afastam-se  extraordinria velocidade
de 230.00oquilmetros por segundo, que  quase a velocidade da
luz. O Universo parece estar a espalhar-se ante os nossos
olhos, como se estivssemos a presenciar o resultado de uma
exploso gigantesca. Ao mesmo tempo que as galxias se afastam
e as distncias  entre elas aumentam, o Espao vai-se
esvaziando, e a densidade  da matria diminuindo at chegar a
nada. Parece que, embora lentamente, o Universo se aproxima do
fim.
   H alguns anos, Thomas Gold, ento assistente na
Universidade de Cambridge, fez uma proposta que invalida estas
previses mrbidas, sugerindo que o hidrognio puro  criado
constantemente por todo o Espao a partir do nada. O
hidrognio criado de novo forneceria os ingredientes para a
formao de novas estrelas que substituiriam as velhas.
Preencheria, ao mesmo tempo, os espaos abandonados pelo
movimento das galxias ao afastarem-se umas das outras. Deste
modo, a criao de matria a partir do nada, tal como foi
proposta por Gold, poderia restituir o Universo a um estado
perptuo de equilbrio, sem princpio e sem fim.
   Gold mencionou a sua ideia a Herman Bondi e a Fred Hoyle,
dois astrnomos ingleses, que se lhe juntaram para estudar as
consequncias daquela. Perguntaram a si prprios que
quantidade de hidrognio teria de ser criada por ano para
manter a densidade da matria constante em toda a parte, 
medida que o universo se expande. De acordo com os seus
clculos, o Universo em expanso permanece num estado fixo,
com uma densidade constante de matria, se um tomo de
hidrognio for criado por ano num volume igual ao do Empire
State Building.
   Isto  um ritmo de criao muito modesto, mas viola, mesmo
assim, um conceito muito estimado na Cincia - o princpio da
conservao da matria -, que determina que a matria no pode
ser nem criada, nem destruda. Parece difcil aceitar uma
teoria que no reconhece um facto de experincia terrestre to
firmemente estabelecido. No entanto. a proposta da criao de
matria a partir do nada possui uma atraco forte, pois
permite-nos contemplar um Universo que se estende sem limite
para o passado e para o futuro, um Universo que se renova por
si prprio in perpetuum.
   Uma outra cosmologia, que oferece forte competio  teoria
do estado fixo, no faz qualquer tentativa de iludir as
implicaes do Universo em expanso. Tal cosmologia,
apropriadamente chamada teoria do "big-bang", sugere que a
expanso , de facto, a consequncia de uma verdadeira
exploso que teve lugar h muito tempo. O padre Lematre, um
padre jesuta e astrnomo belga, e George Gamow, um fsico
nascido na Rssia que emigrou para os Estados Unidos em 1936,
so os cientistas mais preeminentemente associados a esta
teoria. Em 1931 Lematre props a hiptese de o Universo ter
iniciado a sua existncia numa gotinha de matria condensada,
a uma densidade e temperatura extremamente altas. Mais tarde
Gamow ps a este ovo original o nome de "ylem" - a denominao
que Aristteles deu  substncia bsica, a partir da qual os
antigos acreditavam ter derivado toda a matria. Presses
internas dentro desta gotinha quente e densa, contendo toda a
matria e radiao do Universo, fizeram com que ela se
expandisse rapidamente.  medida que se expandia, a
temperatura e a presso foram diminuindo. Nos primeiros
minutos de existncia, a temperatura era de muitos milhes de
graus, e toda a matria  no interior da gotinha era
constituda pelas partculas fundamentais - electres,
neutres e protes. Qualquer combinao destas partculas para
formar ncleos ou tomos seria rapidamente desintegrada, em
virtude do impacte enorme das violentas colises que ocorrem a
to altas temperaturas. No entanto, ao mesmo tempo que o
Universo continuava a sua expanso. e a temperatura do "ylem"
continuava a descer, os protes e os neutres comearam a
fundir-se. formando ncleos, e permaneceram fundidos por
perodos de tempo sempre maiores. Formaram, em primeiro lugar,
deutrio, depois hlio, e depois elementos ainda mais pesados.
De acordo com a teoria de "big-bang" de Lematre e Gamow,
todos os 92 elementos foram formados desta maneira, na
primeira meia hora de existncia do Universo.
   Com o decorrer do tempo, a matria do Universo foi
arrefecendo e condensando-se formando assim galxias e, dentro
das galxias, estrelas. Depois de alguns milhares de milhes
de anos de expanso contnua, o Universo atingiu o estado
actual. Sabendo a distncia que separa agora as galxias e a
rapidez a que se afastam umas das outras, podemos calcular
quanto teremos de recuar no tempo at ao momento em que a
expanso se iniciou. Deste modo, os defensores da cosmologia
do "big-bang" chegaram  concluso de que o Universo comeou a
existir h 1omil milhes de anos. No momento presente, nas
palavras de Lematre, "a evoluo do Mundo pode ser comparada
a um espectculo de fogo de artifcio ao terminar: algumas
canas vermelhas, cinzas e fumo. Colocados sobre uma cinza
fria, observamos a lenta extino dos sis, e tentamos
recordar o brilho desaparecido da origem dos mundos".
   Qual das cosmologias est correcta? Houve um princpio?
Haver um fim? Em 1965 fez-se uma descoberta que lanou alguma
luz sobre o assunto. Nesse ano o Professor Robert Dicke
salientou um aspecto da teoria que parecia ter escapado 
ateno. Segundo a teoria do "big-bang", o Universo comeou na
forma de uma gotinha de matria densa e quente. Este Universo
primitivo deve ter sido uma bola de fogo cheia de radiao
intensa e brilhante. A medida que o Universo se expandiu, a
intensidade da radiao diminuiu. Mas os clculos de Dicke
indicam que devia existir hoje um resto da radiao da bola de
fogo, e que esta devia poder ser captada por uma antena de
rdio sensvel (1).
   Dicke tratou de construir um aparelho para procurar o resto
da radiao da bola de fogo primitiva, desconhecendo que dois
cientistas do laboratrio Bell - os Drs. Arno Penzias e Robert
Wilson - j o tinham encontrado. Tambm eles no sabiam que
haviam feito a descoberta, pois no estavam  procura de
radiao de bolas de fogo; estavam, sim, a medir a intensidade
de rudo de rdio recebido numa grande antena, que tinha sido
posta, havia algum tempo, em ligao com as comunicaes do
programa de satlites. As suas medies revelaram uma radiao
confusa, que chegava quela antena de todas as partes do cu.
Penzias e Wilson no conseguiram encontrar uma explicao para
a fonte desta  radiao, at que um amigo lhes falou do
trabalho de Dicke. O resto  histria cientfica.
   Subsequentemente, outros fsicos e astrnomos confirmaram a
existncia da radiao primitiva da bola de fogo. As suas
medies constituem um testemunho forte a favor da cosmologia
do "big-bang" Nenhuma outra explicao desta radiao foi
apresentada at aqui pelos cosmologistas do "estado fixo"
   Deste modo, os factos parecem favorecer a cosmologia do
"big-bang". Se esta teoria estiver correcta, o Universo teve
subitamente incio h perto de 1omil milhes de anos. Mas que
concluso devemos ns tirar de tal teoria? O Universo  a
totalidade da matria; se houve um princpio, que  que havia
antes? Quando todas as estrelas se extinguirem, que haver
depois? Num esforo desesperado para assegurar um tempo de
vida infinito para o Universo, alguns cosmologistas dizem que
ns podemos estar a oscilar para trs e para a frente, para
sempre, entre o nosso estado condensado e o de expanso.
Contudo, h uma prova contra esta teoria da oscilao.
   Por agora, o assunto fica neste ponto. Os cientistas
revelaram aspectos muito interessantes do Grande Plano - o
nascimento das estrelas, a formao dos elementos dentro das
estrelas a partir das trs partculas fundamentais, e a sua
disperso para o espao em exploses de supernovas; mas a
Cincia no oferece qualquer resposta satisfatria a uma das
questes mais profundas que jamais ocuparam o esprito do
Homem - a questo do princpio e do fim.

\\\
(1) A mesma ideia ocorreu a Gamow dez anos antes, e este
apresentou-a num artigo publicado no ano de 1956, mas a sua
sugesto no provocou qualquer reaco naquela altura.



iiiii
   O universo em expanso. As observaes astronmicas revelam
que todas as galxias do Universo se afastam umas das outras a
velocidades muito elevadas, como  se se situassem na
superfcie de um balo que aumentasse rapidamente de volume
(acima).  mais difcil conceber a natureza de tal expanso no
nosso mundo tridimensional do que na superfcie bidimensional
de um balo, mas o princpio continua a ser o mesmo. 


   a cosmologia "big-bang". A fim de tentar dar uma explicao
para a aparente expanso do Universo George Gamow adiantou a
seguinte hiptese: h dez mil milhes de anos o Universo
consistiria numa nuvem escaldante e densa no seio da qual as
partculas bsicas da matria - electres, neutres e protes
- se encontravam comprimidas umas contra as outras e a uma
temperatura muito elevada. Este Universo extremamente
comprimido dilatou-se com violncia explosiva. A primeira
figura mostra-nos o Universo poucos minutos aps a exploso
inicial, quando a temperatura era da ordem dos milhes de
graus. Na segunda gravura, uma hora mais tarde, o Universo
continua a dilatar-se, mas a temperatura baixou, permitindo
que se formassem ncleos a partir da combinao de neutres e
protes. Na terceira imagem, dez milhes de anos mais tarde, a
temperatura desceu para 55ograus e formaram-se tomos que
comearam a condensar-se em galxias, e em estrelas no seio
das galxias. Na ltima imagem vemos uma dessas galxias, que
d a impresso de se situar no centro da irradiao, dado que
todas as galxias vizinhas se afastam dela. 


   os cosmlogos que defendem uma teoria de Perenidade. Os
cosmlogos ingleses Herman Bondi, Tom Gold e Fred Hoyle
tentaram encontrar uma nova explicao para a dilatao do
Universo. Com a sua teoria, denominada cosmologia
"steady-state", procuram tornear as objeces de ordem
filosfica que se levantam a uma teoria segundo a qual o
Universo teve um ponto de partida num dado momento, adiantando
que se cria ininterruptamente, em todo o Universo, hidrognio
a partir do nada. Segundo eles, o hidrognio que assim se vai
formando vem ocupar o espao 
vazio deixado pela dilatao do Universo e, simultaneamente,
fornecer matria-prima para a formao de estrelas. Deste
modo, o Universo renova-se indefinidamente, sem comeo nem
fim.
   Vemos, na fotografia de cima, Hoyle ( esquerda) e Gold (ao
centro) em conversa com Freeman Dyson, do Institute for
Advanced Study, de Princeton, durante uma conferncia
realizada no Goddard Institute for Space Studies em 1961. 


   a bola de fogo original. A cosmologia "big-bang" foi
substancialmente corroborada em 1965, ano em que Robert Dicke,
da universidade de Princeton, ps em evidncia o facto de que,
segundo esta teoria cosmolgica, o Universo ter comeado por
ser uma bola de fogo, densa e incandescente, que emitia uma
intensa radiao. Em sua opinio, deveria ser hoje possvel
detectar um resduo dessa radiao por meio de antenas de
rdio muito sensveis. Numa altura em que R. Dicke havia j
iniciado a construo de um aparelho destinado a essa
deteco, dois fsicos do Bell Laboratory, Arno Penzias e
Robert Wilson, descobriram por puro acaso vestgios dessa
radiao quando procediam  medio de sinais rdio captados
por uma grande antena erigida por A.T.  T. com vista ao
programa de comunicaes por satlite. 




6. a origem do sistema solar


   A origem do sistema solar no est envolvida num mistrio
to grande como o da origem do Universo, mas ainda no
constitui um acontecimento compreendido com clareza. Quando eu
andava no liceu ensinaram-me a teoria de que os planetas
surgiram como derivados de um acontecimento catastrfico, no
qual o Sol colidiu com uma estrela que por ele passava. A
fora da gravidade rasgou enormes flmulas de gs chamejante
dos corpos das duas estrelas durante o encontro. Enquanto a
estrela que tinha provocado o choque se perdia na distncia,
algumas destas flmulas de material gasoso foram atradas pela
gravidade do Sol e foradas a girar em rbita ao seu redor. A
Terra condensou-se a partir de uma destas flmulas de gs
quente, formando uma massa em fuso, sobre cuja superfcie
nasceu uma crosta que foi endurecendo gradualmente com o
decorrer do tempo.
    fcil calcular a probabilidade de o sistema solar se ter
originado desta maneira. A possibilidade de uma coliso entre
o Sol e uma outra estrela depende do tamanho do Sol, e da
distncia entre ele e as estrelas vizinhas. As estrelas,
apesar de serem grandes, so bastante pequenas em comparao
com as distncias  mdias que as separam. O Sol, por exemplo,
tem um milho e meio de quilmetros de dimetro, e est a
3obilies de quilmetros da sua vizinha mais prxima. Por esta
razo, a probabilidade de coliso entre duas estrelas  muito
pequena; de facto, um clculo mostra que uma ou, no mximo,
algumas colises podem ter ocorrido durante a histria da
nossa galxia. Na verdade, os planetas do nosso sistema solar
podem ser os nicos existentes, de acordo com a teoria da
coliso.  quase impossvel que dois destes raros corpos - os
planetas - estivessem localizados muito perto uns dos outros
em estrelas vizinhas.
   No entanto, alguns anos atrs foi descoberto um planeta
girando em rbita  volta de uma das nossas vizinhas mais
prximas no cu, chamada a estrela de Barnard (1). O planeta
recentemente descoberto foi  detectado pela sua influncia no
movimento da estrela-me. Ao mesmo tempo que um planeta gira 
volta de uma estrela, a atraco da gravidade faz com que a
estrela siga at certo ponto o movimento do planeta na sua
rbita. Quando a estrela  observada da Terra atravs de um
telescpio, podemos v-la a mover-se para trs e para a
frente,  medida que o planeta gira em seu redor. Como o
planeta  muito mais leve que a estrela, a sua atraco sobre
ela  bastante fraca, e a alterao da posio da estrela 
correspondentemente ligeira, podendo porm, ser detectada se a
estrela estiver suficientemente perto de ns. No caso da
estrela de Barnard, a alterao era excessivamente pequena,
sendo equivalente a uma deslocao da largura de um cabelo
observada de uma distncia de uns quilmetros, e seria
necessria uma observao durante vinte e cinco anos para
confirmar a sua existncia.
   A estrela de Barnard encontra-se apenas a seis anos-luz do
Sol, o que  muito pouco na escala das distncias  estelares.
A descoberta do planeta girando  volta da estrela de Barnard
cria dvidas na validade da teoria da coliso, visto
contradizer a previso da teoria de que as estrelas com
planetas circulando ao seu redor deviam ser um fenmeno raro,
e situadas a grandes distncias  entre elas na Galxia.
   A teoria da coliso sofre de um outro ponto fraco. No pode
dar uma explicao para o facto de as rbitas da maior parte
dos planetas serem crculos quase perfeitos. A rbita da
Terra, por exemplo, afasta-se de um crculo perfeito em apenas
2 por cento, e a rbita de Vnus, em apenas sete dcimos por
cento. De acordo com a teoria da coliso, as rbitas dos
planetas deviam ser alongadas e estreitas, em virtude de os
planetas terem sido formados de filamentos de gs longos e
estreitos estendendo-se em direco  estrela que se afastava.
 possvel que as rbitas estreitas previstas pela teoria da
coliso pudessem ter sido alteradas ou transformadas em
crculos perfeitos atravs do decurso de milhes de anos, mas
ningum ainda conseguiu pensar num processo natural em que
esta alterao se pudesse ter dado.
   Tais discrepncias obrigam-nos a procurar outra teoria para
a origem do sistema solar. Felizmente, existe uma teoria rival
ao nosso alcance. Os proponentes da segunda teoria sugerem que
os planetas se formaram de maneira semelhante  do prprio
Sol, em pequenas condensaes na nuvem de gs parcialmente
comprimido que rodeava o Sol por altura do seu nascimento. 
medida que a nuvem de gs do futuro Sol se contrai sob a fora
interna da sua prpria gravidade, ela abandona na sua orla
exterior todos aqueles tomos de gs que se movem
suficientemente depressa de modo a que o seu movimento para
diante, combinado com o movimento para o interior na direco
do centro da nuvem, em virtude da atraco da gravidade, curve
as trajectrias em rbitas circulares ou quase. Cada um destes
tomos est ligado  nuvem de gs central pela gravidade e
gira a volta dela como um planeta em miniatura. A nuvem
central continua a contrair-se at que a sua temperatura
atinge o nvel crtico de 12 milhes de graus necessrios 
para o desencadear de reaces termonucleares. Este ponto da
contraco assinala o nascimento do Sol. Ao mesmo tempo, os
tomos de gs circundantes, girando em rbita  volta do Sol,
condensam-se sob a influncia da gravidade para formar os
planetas. Provavelmente a Lua e os outros satlites naturais
dos planetas foram formados da mesma maneira, em condensaes
ainda mais pequenas  volta dos seus planetas-pais.
   Se as estrelas e os planetas so ambos formados pela
condensao de uma nuvem de gs sob a influncia da gravidade,
qual  a diferena entre eles? A resposta est relacionada com
as suas massas.  medida que a nuvem "estelar", ou a nuvem 
"planetria", se contrai, a sua temperatura eleva-se. Se a
nuvem  muito macia, a temperatura atinge o valor de 12
milhes de graus, temperatura a que a ignio nuclear se
inicia, e nasce uma estrela. Se a nuvem  pequena, a
temperatura no chega a atingir o nvel crtico e a nuvem
condensada permanece um corpo inerte sem fontes internas de
energia nuclear; isto , torna-se um planeta.
   A nuvem de gs mais pequena que criar uma estrela tem
aproximadamente um dcimo da massa do nosso Sol. Jpiter  um
planeta muito grande, com 318 vezes mais massa do que a Terra,
mas est muito aqum, por um factor de cerca de 100, de
possuir a massa necessria para formar uma segunda estrela no
nosso sistema solar.
    possvel que algumas das nuvens de gs que se condensam
no espao exterior sejam demasiado pequenas para produzir as
temperaturas necessrias para a ignio nuclear e, portanto,
no podem vir a ser estrelas; contudo, no podem ser chamadas
propriamente planetas, visto que um planeta  um corpo ligado
a uma estrela pela fora da gravidade e circula em rbita em
torno dela. Tais corpos relativamente frios, do tamanho de
planetas, livres da influncia da gravidade de qualquer
estrela, podem existir  nossa volta em nmero considervel.
Uma vez que eles no brilham com luz prpria, e esto
demasiado afastados de qualquer estrela para serem visveis
aos nossos olhos  luz reflectida daquela, no possumos de
momento qualquer processo para detectar estes "planetas
livres". Podemos encontrar um deles por acaso quando
comearmos a explorar com veculos espaciais as regies que
esto para alm dos limites do sistema solar.
   Estas consideraes provm da teoria da condensao da
origem do sistema solar, a favor da qual ainda no foi
fornecida qualquer prova definida. Contudo, existem boas
razes para acreditarmos nesta teoria. Primeiro, ela adapta-se
naturalmente s ideias mais recentes sobre o nascimento das
estrelas. Segundo, prediz que os planetas so um acessrio
natural do nascimento das estrelas, e a conjectura partiu da
deteco de planetas girando em redor de estrelas nas
proximidades do Sol. Terceiro, oferece uma explicao natural
para as rbitas circulares dos planetas no nosso sistema
solar.
   Todavia, a teoria apresenta algumas dificuldades. Entre
estas est em primeiro lugar o problema da rotao do Sol. O
Sol gira sobre o seu prprio eixo uma vez em cada 27 dias,
precisamente como a Terra completa  uma rotao em cada 24
horas.  fcil compreender porque  que o Sol deve girar deste
modo se nos lembrarmos de que ele foi formado originalmente a
partir de massas em redemoinho de hidrognio interestelar. Uma
parte desse movimento em redemoinho deve ter-se conservado na
nuvem a partir da qual o Sol se formou. Quando a nuvem "solar"
estava formada havia pouco tempo, e as suas dimenses eram
grandes, ela girava provavelmente muito devagar. Mas,  medida
que se contraa, deve ter girado cada vez mais depressa, tal
como um patinador rodopia com mais velocidade quando junta os
braos ao corpo e aproxima os patins, na contraco de uma
volta larga para um crculo pequeno. Em consequncia deste
efeito, o Sol devia estar presentemente a girar sobre o seu
eixo  razo de uma vez em poucas horas. Na realidade, gira a
uma velocidade muito menor, 10ovezes mais devagar. Que  que
diminuiu a velocidade do Sol? Nunca foi apresentada uma
resposta perfeitamente satisfatria.
   Um outro problema se levanta do facto de os planetas
deverem conter, de acordo com a teoria, uma larga fraco da
massa da nuvem "solar" de gs original. Um clculo efectuado
por James Jeans leva  concluso de que um tero da massa do
Sol deveria ter sido posta de parte para a formao dos
planetas. Na verdade, os planetas possuem pouco mais de um
milsimo da massa do Sol. Que aconteceu  matria que falta?
Talvez que correntes de partculas da superfcie do Sol a
varressem, ou se pudesse ter evaporada das regies exteriores
do sistema solar. No se conhece a resposta.
   Estas dificuldades da teoria da condensao no so
facilmente resolvidas. Pode apenas dizer-se que temos uma
suspeita de que a Terra foi formada por condensao,
juntamente com o Sol, h 4,5 mil milhes de anos, mas ningum
tem ainda uma compreenso clara do emaranhado complexo de
acontecimentos que envolveram a gnese dos planetas. 
possvel que estejamos para ter uma grande surpresa quando
levarmos a cabo as nossas primeiras exploraes in situ da Lua
e dos planetas, nas prximas dcadas. 

\\\
   (1) Muito recentemente, em relao  mesma estrela, um
grupo de investigadores revelou que acredita que este sistema
possua pelo menos dois planetas. (N. T.) 




   a formao do sol e dos planetas. Julga-se que o Sistema
Solar ter tido inicialmente a forma de uma difusa nuvem de
gs cuja coeso se devia  sua prpria fora gravitacional
(1). O raio original dessa nuvem era aproximadamente de 16
bilies de quilmetros.
   Com o decorrer do tempo, a atraco da gravidade fez
aproximar os tomos uns dos outros, pelo que a nuvem se
contraiu (2).
   Durante um perodo difcil de estimar mas que ter
correspondido provavelmente a um total entre dez e vinte
milhes de anos, o denso ncleo da nuvem foi-se reduzindo
gradualmente at atingir aproximadamente a envergadura do
actual Sol (3). Neste estdio, a temperatura dessa regio
central atingiu valores suficientemente elevados para
desencadear reaces nucleares, no decurso das quais se deu a
passagem do hidrognio a hlio e a libertao de energia, o
que assinala o nascimento do Sol.
   Nas regies menos quentes e menos densas em torno do
primitivo Sol, produziram-se condensaes de menor importncia
sob a influncia da gravidade, as quais deram origem aos
planetas (4).


   Os meteorolitos e a origem do sistema solar. A teoria que
explica a origem do Sistema Solar por uma condensao, se bem
que largamente aceite, no deixa por isso de apresentar
diversas inconsistncias graves. Realizou-se em 1961 uma
conferncia no Goddard Institute for Space Studies, em Nova
Iorque, na qual se reuniram diversos astrnomos, fsicos e
geodsicos a fim de debateram as dificuldades apresentadas
pela teoria. Vemos, na gravura de cima, John Wood, da
Universidade de Chicago, quando proferia uma exposio perante
os participantes da conferncia, na qual debatia a natureza
dos meteoritos e a sua importncia para a compreenso da
origem dos planetas. Os meteoritos so fragmentos de rochas
extraterrestres que,  semelhana de planetas em miniatura,
cruzam o Sistema
82

Solar a velocidades muito elevadas, colidindo por vezes com a
Terra. A rpida passagem de um meteorito pela atmosfera
terrestre faz que a temperatura da sua superfcie atinja a
incandescncia; o rasto de um meteorito incandescente 
facilmente visvel  noite, razo por que se designa
comummente por "estrela cadente". A maior pane dos meteoritos
so de pequena envergadura e consomem-se durante a sua
passagem pela atmosfera. Um reduzido nmero consegue, pelas
suas dimenses, atingir o solo; de longe em longe, quando se
descobre um destes meteoritos, procede-se ao seu estudo
laboratorial. Os meteoritos revestem-se de um interesse
excepcional, uma vez que representam provavelmente o estado
original da matria de que se formaram os planetas; por esta
razo, so sempre includos nos debates sobre a origem do
Sistema Solar. 



   7. a lua: a pedra da roseta dos planetas


   Calculamos que a Terra e a Lua, juntamente com o resto do
sistema solar, foram formadas h 4 mil e 500 milhes de anos.
Em dada altura no primeiro milhar de milhes de anos, a vida
surgiu sobre a superfcie da Terra. Lentamente, como nos
indica o testemunho de fosseis, os organismos vivos subiram na
escala, de formas simples para mais avanadas, at que - h
talvez um milho de anos - o limiar da inteligncia foi
atravessado.
   Os seres terrestres nunca ficaro a saber como isso
aconteceu, ou que condies levaram ao aparecimento de vida,
pois o registo dos primeiros anos da Terra foi destrudo. O ar
e a gua, que tornam o nosso planeta habitvel, desgastaram as
rochas mais velhas e arrastaram os seus resduos para os
oceanos, enquanto a actividade de formao de montanhas e as
erupes vulcnicas tm vindo a agitar e a inundar repetidas
vezes a superfcie com lava nova, fazendo desaparecer as
restantes provas. Estas foras naturais removeram
completamente as matrias primitivas que existiam sobre a
superfcie da Terra logo quando ela foi formada. Nunca foram
encontradas rochas sobre a Terra que tivessem mais de 3 mil e
500 milhes de anos. No sabemos nada do que aconteceu no
nosso planeta desde a altura da sua formao, at estas rochas
mais antigas terem sido depositadas. O primeiro perodo
crtico, durante o qual a vida comeou, constitui uma pgina
em branco na histria da Terra.
   Mas na Lua no existem oceanos, nem atmosfera que destrua a
superfcie, e h relativamente pouca actividade de formao de
montanhas, que transforma rapidamente a face da Terra. As
matrias da superfcie da Lua esto, em grandes reas, em to
bom estado de conservao como se tivessem permanecido
guardadas em frigorficos. A Lua oferece a melhor
possibilidade de recapturar o registo do passado da Terra.
   Um exame fortuito de fotografias da Lua confirma
imediatamente que este pequeno planeta reteve o registo dos
primeiros acontecimentos  da sua histria com excepcional
fidelidade. As fotografias revelam inmeras crateras. tendo
sido a maior parte delas produzida pelo impacte de meteoritos
ciados em profuso sobre a Lua durante milhes de anos. Muitas
crateras encontram-se rodeadas por formaes alcantiladas que
chegam a alcanar 300ometros de altura. Algumas destas
formaes devem ter mil milhes de anos ou mais de idade, no
entanto, fotografias obtidas com um telescpio indicam
claramente que se conservaram quase inalterveis, com pouca da
matria original desgastada. Com a Terra, atravs da sua
histria, colidiram meteoritos, da mesma forma que colidiram
com a Lua, e produziram crateras semelhantes; porm, todos os
vestgios das crateras mais velhas desapareceram, uma vez que
na Terra os vrios agentes de eroso, dos quais o mais
importante  a gua corrente, deslocam os materiais de um lado
para outro, nivelando as paredes da cratera e preenchendo as
covas e buracos. Apenas as marcas das mais recentes colises,
como  o caso das crateras do Arizona provocadas por
meteoritos, so ainda visveis sobre a Terra.
   Fotografias da Lua tiradas pelas primeiras naves espaciais
da NASA fornecem a prova de que a eroso na Lua tem sido, na
verdade, muito pequena. Mostravam formaes lunares com apenas
algumas dezenas de centmetros de dimetro. A clareza das
fotografias conseguidas pelas naves espaciais causou jbilo
entre os astrnomos, que se tinham esforado por perscrutar a
atmosfera da Terra como automobilistas examinando a estrada
atravs de um pra-brisas salpicado de chuva. Muitas crateras
que no tinham sido vistas at ento em fotografias ti radas
atravs de telescpios da Terra eram visveis, com dimetros
oscilando entre algumas dezenas de centmetros e alguns
metros. Estas pequenas crateras devem tambm ter existido na
Terra, mas foram destrudas quase imediatamente pelo efeito
erosivo de ventos e gua corrente; mesmo uma cratera de
sessenta metros dura no nosso planeta apenas um milho de
anos, ou coisa assim, que  um piscar de olhos na escala de
tempo geolgico. Na Lua uma tal cratera dura mil milhes de
anos, e mesmo as pegadas pouco fundas dos astronautas da
Apolo, com apenas 6 a 8 centmetros de profundidade,
persistiro por um milho de anos, ou mais.
   Por que  que a Lua no possui uma atmosfera? A resposta
est relacionada com a pequenez deste satlite e com a sua
fraca gravitao A atmosfera de qualquer lua ou planeta 
rapidamente arrastada para o Espao se no for mantida na
superfcie pela gravidade. Mesmo com a gravidade, h um
constante escape de gs da atmosfera para o Espao. Quanto
menor o planeta for, tanto menor  a forca de gravidade e
maior a proporo do escape. A Lua  to pequena que todos os
gases que originalmente entravam na constituio da sua
atmosfera se libertaram rapidamente quando ela era ainda muito
jovem.
   Porque  que a Lua no possui gua, que  to abundante na
Terra? A explicao est de novo relacionada com a fraca
gravitao da Lua. As matrias da Lua, tal como as matrias da
Terra, continham provavelmente  alguma gua quando estes
astros se condensaram a partir dos gases da nebulosa solar. As
molculas de gua, retidas inicialmente no interior da Lua,
dever-se-iam ter difundido do interior para a superfcie com o
decorrer do tempo. Quando chegaram  superfcie deveriam ter
desaparecido, em virtude de a gravitao da Lua ser demasiado
fraca para as reter. Mil milhes de anos, ou talvez menos,
bastaram para que as camadas exteriores da Lua se
desidratassem completamente.
   Quando Galileu, o primeiro homem a observar a Lua atravs
de um telescpio. voltou o seu primitivo aparelho para aquele
astro em 1609, viu grandes reas negras semelhantes a oceanos,
a que chamou maria, ou mares. A designao permaneceu, mas
sabemos que a semelhana com extenses de gua  ilusria. Os
mares lunares no contm gua; no h tempestades assolando as
plancies; no existem rios que corram das terras altas. A Lua
 um planeta seco.
   A aridez da Lua leva-nos a fazer uma predio segura: no
existem quaisquer percevejos escondidos em fendas ou debaixo
de rochas, aguardando ser descobertos por futuros grupos que
desam naquele planeta. De facto,  pouco provvel que exista
qualquer forma de vida sobre a Lua. A gua  essencial para o
desenvolvimento das formas de vida que conhecemos, pois
fornece um ambiente fluido, onde as complexas molculas da
clula se podem movimentar livremente. Este movimento livre
conduz a colises frequentes entre molculas vizinhas e, como
consequncia destas colises, a reaces qumicas que
asseguram o processo continuo de vida.
   Mesmo que todos os produtos qumicos bsicos da clula viva
existissem em abundncia na Lua e fossem espalhados pela sua
superfcie rida, eles nunca se uniriam para formar o
organismo vivo mais simples, pois seriam incapazes de se 
movimentar.
   A gua pode no ser o nico lquido com possibilidades para
este efeito. Amonaco, por exemplo, podia ser suficiente.
Contudo, este alargamento das possibilidades de
desenvolvimento de vida no leva a um optimismo maior no que
respeita s probabilidades de encontrar vida na Lua. Se o
amonaco entrasse na constituio da Lua, libertar-se-ia to
rapidamente como a gua, porque os raios ultravioleta do Sol
decompem as molculas de amonaco nos seus tomos componentes
de hidrognio e nitrognio, e os tomos leves de hidrognio
escapam-se para o Espao. Isto  autntico para qualquer
lquido que possamos imaginar que existisse em abundncia na
Lua.  quase certo, assim, que a superfcie lunar se encontra
hoje desprovida de todas as formas de vida.
   No entanto, a Lua rida e sem vida pode revelar pistas para
a origem da vida sobre a Terra. A explicao deste paradoxo
est no facto de que, embora a Lua seja seca actualmente, ela
pode ter possudo alguma humidade na sua superfcie por um
curto espao de tempo na sua juventude. Temos a certeza de que
todas as molculas de gua que atingiram a superfcie da Lua
provenientes do seu interior se escaparam para o Espao  com
relativa rapidez, mas  possvel que tenham permanecido apenas
o tempo suficiente para que se formassem pequenos lagos de
gua. No breve intervalo durante o qual existiu humidade na
Lua, pode tambm ter existido, tal como na Terra, uma grande
quantidade das unidades moleculares constituintes fundamentais
a partir das quais se constroem todas as formas de vida
conhecidas. Estas molculas - aminocidos e 
nucletidos -, imersas em lagos dispersos com pouca
profundidade, teriam colidido incessantemente; de vez em
quando as colises t-las-iam unido, formando as molculas
grandes - protenas, ADN e NAR - que so a essncia dos
organismos vivos. A unio de molculas pequenas para formar
molculas grandes teria marcado o primeiro passo ao longo do
caminho que vai da no existncia de vida a vida.
   A evoluo qumica podia ter comeado nessa altura, num
breve perodo de gua no inicio da existncia da Lua, e ter
sido cortada a meio caminho quando atravessava o limiar, 
medida que a gua desaparecia. Se tal aconteceu, algumas
daquelas molculas complexas sero eventualmente encontradas
em amostras de rocha lunar. A descoberta destas molculas - a
meio caminho entre a no existncia de vida e a vida - seria
quase to importante como a descoberta da prpria vida
extraterrestre, porque revelariam uma das maneiras como a vida
pode aparecer num planeta recentemente criado.
   Qual  o melhor lugar para procurar estas molculas
preciosas? No nos mares lunares, pois ns sabemos agora, da
anlise das amostras recolhidas nas aterragens da Apolo, que
os mares lunares so lagos de lava congelada - rochas que
outrora foram fundidas e elevadas  temperatura de 1200 graus
centgrados pelo menos. A temperaturas to altas, as frgeis
molculas de vida ter-se-iam desintegrado completamente. Se se
tem de encontrar vestgios dos princpios da vida em qualquer
lugar da Lua, eles no sero encontrados nos mares.
   As terras altas lunares, uma regio agreste e com inmeras
crateras que confina com o Mar da Tranquilidade, constituem um
lugar mais prometedor para a sua procura. As terras altas no
se assemelham a grandes lagos planos de lava congelada.
Parecem-se com a superfcie original da Lua logo aps ter
nascido - um ermo de blocos amontoados em desordem e de
buracos provocados por exploses, nunca derretidos desde essa
altura. Se alguma vez existiram molculas interessantes do
ponto de vista biolgico nas terras altas, elas podem
provavelmente ser ainda l encontradas. Para as obter teremos
de cavar, uma vez que uma molcula frgil que se encontrasse
na superfcie seria destruda em pouco tempo pela radiao
ultravioleta solar e por raios csmicos, mas a algumas dezenas
de centmetros abaixo da superfcie tais molculas podem ainda
estar conservadas.
As terras altas so mais interessantes do que os mares, por
outra razo ainda. Por muito velhos que sejam os mares, as
terras altas parecem ser ainda mais velhas, em virtude de as
fotografias mostrarem claramente que as matrias de cada um
dos mares lunares ocupam uma bacia no  terreno rochoso a
partir da qual se formam as terras altas. Portanto, as terras
altas devem ter existido antes dos mares. Alm disso, os mares
lunares tm menos crateras do que as terras altas, o que
sugere que surgiram depois do intenso bombardeamento ocorrido
no princpio da vida da Lua. Apenas as terras altas oferecem
aos exploradores lunares a possibilidade de recuar mesmo aos
primeiros anos da existncia do nosso satlite.
As terras altas lunares no estavam no cimo da lista de alvos
para as aterragens da Apolo porque so um terreno rochoso
traioeiro no qual o radar de aterragem do LEM pode ser
confundido por mltiplos ecos, ou pode acontecer que a nave
fique numa posio perigosamente inclinada. Teria sido
insensato tentar uma descida nas terras altas no inicio do
programa de explorao lunar, antes de se ter adquirido vasta
experincia em matria de capacidade tcnica de aterragem.
   Contudo, um sitio de terras altas foi o alvo da Apolo 14, e
esto previstas mais aterragens nas terras altas para voos
Apolo posteriores. Se as terras altas forem ricas em
ingredientes moleculares de vida, estes aparecero nas
amostras recolhidas num desses voos. Se tais molculas forem
raras, podemos no as encontrar durante anos, mas a busca
continuar, pois no pode haver recompensa maior na explorao
lunar do que a descoberta de precursores moleculares de
evoluo.
   Estes resultados ilustram o valor cientfico da explorao
lunar. As rochas que juncam a superfcie da Lua certamente que
no contm quaisquer organismos vivos; sabemos que contm
muito pouco ouro ou prata; mas, no entanto, so de valor
cientificamente inestimvel em virtude das revelaes que
podem oferecer no que respeita aos primeiros anos do sistema
solar.
   De maneira alguma todos os cientistas tm sido optimistas
acerca das possibilidades de descobrir tais tesouros
cientficos na Lua. A escola da "Lua quente" orientada por um
nmero de cientistas eminentes, acredita que a Lua 
semelhante  Terra, com um interior em fuso ou parcialmente
fundido, e que a sua superfcie tem sido marcada pelas mesmas
erupes vulcnicas e repetida, inundaes de lava que
cobriram a superfcie original da Terra (1). Os cientistas da
"Lua quente" apontam para cumes vulcnicos no Oceano das
Tempestades semelhantes a ilhas vulcnicas, como as Havai.
Sublinham os resultados de uma anlise qumica controlada a
distancia e executada em 1968 pela nave espacial Surveyor, que
indicaram que as rochas lunares so feitas das mesmas
matrias, e aproximadamente nas mesmas percentagens, que
certas rochas da Terra que se sabe serem de origem vulcnica.
   Os cientistas da "Lua quente" esperariam que a maior parte
das rochas da superfcie da Lua, tal como as da superfcie da
Terra, tivessem menos de mil milhes de anos de idade (2).
Ficariam surpreendidos por encontrar na Lua indicaes para o
princpio da vida ou para o princpio do sistema solar. Eles
argumentam que o registo do primeiro milhar de  milhes de
anos do sistema solar, se  que existe na Lua, estar
enterrado a grande profundidade e ser difcil de ler.
   A escola da "Lua fria", orientada por Harold Urey, possui
uma opinio completamente diferente. Os cientistas da "Lua
fria" consideram a Lua um planeta de um tipo muito diferente
do da Terra, no contendo nem um centro em fuso, nem poos de
rocha derretida no seu interior. Afirmam que a Lua foi formada
a frio, ou arrefecida depois do seu nas cimento, e que de
ento para c  rocha slida at ao centro. Como suporte do
seu ponto de vista, evidenciam a face devastada da Lua,
apresentando ainda as marcas de colises de meteoritos que
devem ter ocorrido h milhes de anos. Se a superfcie da Lua
fosse continuamente renovada com lava recente do interior,
estas crateras teriam desaparecido h muito.
   Os cientistas da "Lua fria" realam a importncia do
aspecto deformado da Lua. Se a Lua fosse quente, ou mesmo
tpida, as rochas do interior seriam relativamente moldveis e
moles. Consequentemente a Lua teria assumido uma forma muito
prxima da de uma esfera perfeita, visto que a fora de
gravidade teria atrado todas as partes do corpo moldvel do
planeta para o centro. Observaes revelam, porm, que a forma
da Lua est muito longe de ser uma esfera perfeita. Tem uma
convexidade equatorial - uma espcie de pneu sobresselente -
com dois ou trs quilmetros de altura, e uma elevao
apontada para a Terra - uma espcie de nariz lunar - tambm
com um ou dois quilmetros de altura.
   Os cientistas da "Lua fria" apontam para o significado das
bolsadas recentemente descobertas - enormes concentraes, de
grande densidade de massa, de origem inexplicvel, localizadas
no centro de vrios dos grandes mares lunares. Estas
salincias e concentraes de massa no poderiam existir na
superfcie se o interior da Lua fosse quente e moldvel: o
interior da Lua teria ento cedido ao seu peso extra, e elas
teriam mergulhado no interior e desaparecido. O facto de isto
no ter acontecido sugere que o interior da Lua  forte,
rgido e frio.
   De acordo com a escola da "Lua fria", a superfcie da Lua
no foi inundada por lava desde os primeiros anos da sua
existncia. As matrias da superfcie foram alteradas por
bombardeamentos de meteoritos, mas fora disso so as mesmas
que foram formadas no princpio: bocados de rocha primitiva,
com os segredos do sistema solar encerrados neles Os
cientistas da "Lua fria" esperariam encontrar na Lua muitas
rochas que fossem mais antigas que as rochas mais velhas da
Terra, e esperariam mesmo encontrar alguns fragmentos de rocha
que remontassem, 4 mil e 500 milhes de anos atrs, ao
princpio do sistema solar.
   Anteriormente  descida da Apolo 11, as evidncias eram
fortes de ambos os lados, e contraditrias. Os cientistas da
"Lua quente" viam muitos vulces - tanto extintos como activos
- em fotografias da Lua. Os cientistas da "Lua fria" viam
poucos indcios de actividade vulcnica   nas mesmas
fotografias. Os cientistas da "Lua quente" apresentavam a
prova de que os mares lunares - as grandes regies escuras da
Lua - so camadas de lava relativamente recente, com menos de
500 milhes de anos de idade; os cientistas da "Lua fria"
apresentavam a prova de que os mares lunares so antigos,
possivelmente com 4,5 milhares de milhes de anos.
   As atitudes firmaram-se  medida que a descida lunar se
aproximava, mas os partidrios de ambos os pontos de vista
acreditavam que a Apolo 11 decidiria a controvrsia. Uma
sensao de intensa excitao apoderou-se de todos ns, 
medida que aguardvamos o regresso das rochas de valor
incalculvel. Finalmente chegou o dia em que estava previsto
ser aberta a primeira caixa de rochas. A tenso subiu na sala
de exame do Laboratrio de Recolha Lunar  medida que
cientistas e reprteres observavam o pessoal do laboratrio a
dirigir um elaborado ritual imaginado por terrestres
desconfiados para se protegerem a si prprios e ao seu
ambiente do primeiro contacto com um planeta alheio. Havia
apenas uma probabilidade diminuta de que as rochas lunares
contivessem um microrganismo mortal contra o qual a vida no
teria qualquer defesa, mas o perigo latente era grande; por
esse motivo foram tomadas cuidadosas precaues. Estavam
presentes cientistas da "Lua quente" e da "Lua fria". Sabamos
que se passariam semanas ou meses antes que as experincias
que determinariam as idades das rochas pudessem estar
concludas, mas sabamos tambm que o momento da verdade
estava perto.
   Os resultados dos clculos da idade foram revelados numa
conferncia nica de cientistas lunares em Houston em 1970.
Cento e quarenta e duas equipas de investigao apresentaram
os seus relatrios a mais de mil colegas e jornalistas que
tinham vindo a Houston de todas as partes do mundo.
Trabalhando com pequenas quantidades do precioso material,
contendo em mdia no mais do que o contedo de um dedal, eles
tinham submetido as rochas s mais variadas investigaes
possveis, indo desde operaes disparatada mente simples -
equivalentes a dar um pontap num pneu -a anlises de
laboratrio complexas e delicadas; tinham comprimido as rochas
a alta presso, tinham-nas aquecido at ao ponto de fuso,
tinham-nas examinado a microscpios com luz polarizada,
bombardeado com raios X, e finalmente tinham-nas separado,
tomo por tomo.

   As  sesses da conferncia foram enfadonhas, como as
reunies cientficas excessivamente grandes geralmente so. 
Centenas de pessoas sentadas no salo escurecido, entorpecidas
pela exposio de uma rpida sucesso de grficos e mapas. A
grande quantidade de factos e nmeros paralisava o esprito;
no entanto um fundo de excitao tomava posse de ns, pois
ramos testemunhas de uma ocasio histrica - a primeira
discusso realizada por terrestres sobre os materiais de
natureza diferente trazidos de um outro planeta. 
   O ponto culminante da conferncia chegou durante a sesso
de abertura: descobriu-se que todas as rochas da Base da
Tranquilidade tinham muitos milhes de anos, e alguns bocados
de p lunar tinham 4,5 milhares de milhes de anos - a mesma
idade que o sistema solar.
   O significado daquele resultado nico no pode ser
exagerado. Isso queria dizer que alguns dos fragmentos de p
da Base da Tranquilidade tinham permanecido na Lua desde os
anos mais remotos do sistema solar, e que atravs deles
podamos recuar no tempo at ao momento em que os planetas
tinham acabado de se condensar a partir das nuvens em
redemoinho da nebulosa solar. Quais os elementos que entraram
na Terra quando no princpio ela se criou? A que temperatura
estava a sua superfcie? Que densidade tinha a sua primitiva
atmosfera? Havia molculas da espcie que poderia levar ao
desenvolvimento de vida? Nem um nico fragmento da Terra
primitiva se pode encontrar hoje para responder a estas
perguntas; contudo, existem bocados de Lua antiga disponveis
e, de facto, a julgar pelas amostras da Apolo 11, em
abundncia.
   Isto causou alegria entre os cientistas partidrios da
teoria da "Lua fria". Estavam dispostos a procurar longa e
pacientemente tais objectos raros, as rochas mais antigas do
sistema solar, e agora encontravam estas preciosas
antiguidades espalhadas pela Lua,  espera de ser apanhadas
precisamente na primeira recolha feita ao acaso. Sentiam-se
como garimpeiros que, esperando encontrar algum p de ouro,
tivessem topado com um campo atapetado de pepitas.
   Porm, a confiana dos cientistas da "Lua fria" foi abalada
por uma outra revelao feita no mesmo encontro. os
experimentadores da Apolo 11 tinham dividido as amostras da
Lua em duas categorias: gros finos de rocha e partculas de
poeira de rocha, pulverizada por bombardeamento de meteoritos,
e grandes pedaos de matria rochosa que aparentemente se
tinham solidificado a partir de rocha fundida a dada altura do
passado da Lua. Quando as idades das diversas amostras foram
calculadas, descobriu-se que os gros finos de rocha tinham 4
mil e quinhentos milhes de anos, como j observmos, mas os
pedaos grandes de lava tinham todos por igual 3 mil e
quinhentos milhes de anos - mil milhes de anos mais novos
(3).
   Houve muito coar de cabea em relao a este resultado
singular, e ainda hoje h. Por que  que as partculas de
rocha finamente divididas haveriam de ter uma idade, enquanto
as rochas slidas tinham outra?
   H quase tantas opinies sobre a causa da diferena de
idades quantos os cientistas lunares, mas regista-se um acordo
geral sobre o seu significado amplo. Os gros finos de rocha
da Base da Tranquilidade devem ser restos fragmentados da
superfcie lunar original, constituda quando  a Lua foi
formada. Estes gros de rocha, embora fragmentados por
contnuos bombardeamentos de meteoritos, aparentemente no
foram fundidos ou alterados quimicamente de qualquer forma
desde essa altura. So bocados da Lua original.
   As rochas com 3,5 milhares de milhes de anos, por outro
lado, devem ser um produto de um acontecimento violento
ocorrido nessa ocasio. Talvez a Lua fosse suficientemente
quente nesse tempo para originar uma grande erupo vulcnica
que espalhou rocha derretida pela superfcie. Por outro lado,
se a Lua fosse fria por essa altura, e slida por dentro, as
rochas podiam ter sido derretidas por uma fora externa, como
a coliso de um meteorito gigante com a superfcie da Lua.
   Qualquer que fosse a causa da fuso, depois de a camada
derretida ter solidificado, a mesma foi quebrada por colises
subsequentes com meteoritos mais pequenos, e espalharam-se
bocados por uma grande rea. Os pedaos grandes de lava
espalhados sobre a superfcie da Base da Tranquilidade seriam
ento destes bocados.
   Os cientistas da "Lua fria" insistem em que a segunda
teoria - fuso devido  coliso de um meteorito -  a nica
explicao para a rocha derretida que se adapta a todas as
evidncias. Se eles tm razo, e as rochas de 3 mil e 500
milhes de anos foram fundidas por um meteorito, ento estas
rochas tm algo importante para nos dizer no que respeita 
histria da Terra. Por uma coincidncia impressionante, as
rochas mais antigas da Terra tm a mesma idade das rochas
encontradas na Base da Tranquilidade. Aparentemente, tambm
elas foram fundidas na mesma poca.  possvel que a mesma
catstrofe atingisse a Terra e a Lua ao mesmo tempo? Se a Lua
esbarrou com uma saraivada de meteoritos gigantes que
derreteram partes dela, ento a Terra deve ter sido
bombardeada ainda com mais violncia, porque a sua potente
fora de gravitao atrairia estes meteoritos para ela mais
depressa e estes atingiriam a Terra a uma velocidade ainda
maior do que atingiram a Lua.  provvel que toda a vida tenha
desaparecido da Terra em consequncia do pesado
bombardeamento, para surgir de novo, semelhante a uma fnix,
do ingrediente molecular original quando a superfcie do nosso
planeta tivesse arrefecido suficientemente.
Duas gneses num planeta? Isso seria na verdade um tributo
notvel  fora do processo evolucionrio. Alm disso, visto
que os fsseis mais antigos encontrados na Terra tambm
remontam quase a 3 mil e 500 milhes de anos, a segunda
gnese, se se deu, forar-nos-ia a uma reviso drstica do
nosso clculo do perodo de tempo requerido para a evoluo da
vida a partir de produtos qumicos sem vida.
   Estas ideias, sugeridas pelos resultados das primeiras
descidas lunares, ilustram como a histria da Terra pode ser
esclarecida atravs do estudo da Lua. Descidas posteriores
podem invalidar as concluses tiradas dos primeiros voos
lunares, ou conduzir a possibilidades ainda mais
interessantes. O que quer que nos esteja reservado na futura
explorao da Lua, as amostras trazidas pela Apolo forneceram
j o resultado mais extraordinrio que se podia esperar. Temos
agora a certeza que alguns materiais da Lua permaneceram l
desde  poca em que a Lua e a Terra tinham sido condensadas
havia pouco a partir da nuvem-me do sistema solar. J no h
qualquer dvida de que o registo do passado, no se podendo
encontrar na Terra, pode ser decifrado na Lua, que no possui
nem gua, nem ar. A Lua  a pedra da Roseta dos planetas.
\\\
    (1)  A Terra possui um centro de rocha e ferro em fuso a
uma temperatura da ordem dos 6.000 graus centgrados e muitos
poos mais pequenos de rocha fundida espalhados por todos os
seus estratos exteriores slidos. Quando um destes poos est
ligado  superfcie da Terra por uma fenda na crosta slida,
tm lugar erupes vulcnicas, acompanhadas por grandes
inundaes de rocha lquida e quente. Atravs de toda a
histria da Terra, a sua superfcie tem sido refeita por estas
convulses internas, que continuamente lanam para o exterior
novos materiais que se espalham pela superfcie como lava e se
congelam para formar nova rocha. Por conseguinte, a idade
mdia das rochas na superfcie da Terra  de menos de mil
milhes de anos.
   Encontram-se rochas mais velhas aqui e ali na Terra, mas
constituem mais a excepo do que a regra. As rochas mais
velhas - depositadas como lava recentemente congelada h 3 mil
e 500 milhes de anos - encontram-se apenas em dois ou trs
locais muito espalhados e so achados muito raros No so tipi
as da pouca idade da superfcie da Terra.
   (2) Isto , h menos de mil milhes de anos elas vieram 
superfcie como lava e congelaram em rochas slidas. E claro
que os tomos individuais nessas rochas so muito mais velhos.
Existiam como gases no Espao muito antes de se condensarem
para formar as matrias do sistema solar.
   (3) Com uma excepo, um aberrante fragmento com 4 mil e
400 milhes de anos, alcunhado Rocha Luny pelos
experimentadores da Apolo 11.

iiiii
   a antiga superfcie da lua. A corroda paisagem lunar, que
ostenta as marcas de dezenas de milhares de colises com
meteoritos, testemunha o excelente estado de conservao da
superfcie da Lua. Na fotografia da esquerda, composta a
partir da justaposio de duas fotografias das duas metades da
Lua, podem ver-se as maiores crateras da superfcie lunar. A
rea demarcada a branco encontra-se ampliada na fotografia da
direita, obtida por meio do telescpio de 100 polegadas (2,54
m) de Mount Wilson.
   Tambm ao longo da histria da Terra a coliso de
meteoritos com a sua superfcie produziu crateras idnticas,
as quais foram, na sua maioria, desfeitas pela aco erosiva
do vento e das guas correntes. Apenas encontramos crateras de
formao muito recente, tais como a Arizona Meteorite Crater
(em baixo). Esta cratera, com um dimetro aproximado de mil e
seiscentos metros, assemelha-se s crateras lunares das mesmas
dimenses. Trata-se de uma cratera de formao recente, com
aproximadamente trinta mil anos, que ter desaparecido dentro
de dez milhes de anos. As crateras lunares resultantes da
coliso de meteoritos tm uma durao de muitos milhes de
anos, uma vez que na Lua no existem gua nem ar, e a eroso 
portanto nfima. 


   grande plano da lua: crateras lunares antigas e recentes. A
fotografia da pgina seguinte, obtida graas ao "Ranger 9",
reproduz uma rea de cerca de 13 quilmetros quadrados da
superfcie lunar, na qual podemos ver um grande nmero de
crateras pequenas mas de contornos bem delineados, formadas
numa fase relativamente recente da histria da Lua. 
   A fotografia revela ainda outras crateras do mesmo dimetro
, mas que se encontram parcial ou quase inteiramente atulhadas
e apresentam rebordos arredondados. Estas crateras
parcialmente desfeitas formaram-se numa fase recuada da
histria da Lua. Os seus rebordos tm sido desfeitos pelo
incessante bombardeamento de pequenos meteoritos ao longo de
um perodo de mil milhes de anos.
   Clculos efectuados com base em fotografias revelaram que
os materiais que compem a superfcie lunar at uma
profundidade de cerca de dezasseis metros, sofreram uma
redistribuio em consequncia dos bombardeamentos de
meteoritos durante a histria da Lua. Esta taxa de eroso 
dez mil vezes menor do que a da eroso produzida na Terra pelo
vento e pela gua corrente, e com isto se refora a tese
segundo a qual a superfcie da Lua se modifica muito
lentamente.
   A rea demarcada pelo rectngulo branco aparece ampliada
mais abaixo (pgina seguinte). A cratera que se v na parte
inferior esquerda do pormenor tem uma largura de 46 metros e
uma profundidade de 9 metros. Esta fotografia foi tirada um
segundo e meio antes de o engenho espacial Ranger se haver
esmagado contra o solo lunar. A seta assinala o ponto onde se
deu a coliso.
   A segunda fase da explorao lunar iniciou-se com os voos
da Surveyor, a qual, ao contrrio do engenho Ranger, estava
equipada com retrofoguetes destinados a afrouxar a sua
descida para a Lua. Deste modo, puderam depositar-se no solo
lunar cmaras e outros instrumentos, que comearam a operar
sob controlo rdio. As ulteriores sondas Surveyor
transportaram instrumentos destinados a efectuar uma anlise
qumica do solo lunar, assim como a anlise da sua resistncia
e composio, como parte dos preparativos para a alunagem de
naves tripuladas.

   A rocha lunar que vemos em baixo foi fotografada de muito
perto por uma cmara instalada numa sonda Surveyor. A rocha,
que tem 38 centmetros de comprimento, encontra-se
parcialmente encoberta por uma fina camada de escombros
pulverizados resultantes das colises de meteoritos ocorridos
ao longo de milhes de anos. 
     


   a primeira alunagem. O "Eagle" pousou no mar da
Tranquilidade s 21 h 18 m do dia 20 de Julho de 1969. As
fotografias da pgina anterior, tiradas por Armstrong, mostram
Aldrin saindo da nave espacial trinta minutos aps a alunagem.
Aldrin parece descer a escada planando, dado que a fora da
gravidade na Lua  seis vezes menor do que na Terra.
   A reduzida fora da gravidade lunar explica igualmente a
surpreendente inclinao dos astronautas quando se deslocam no
solo lunar. O seu reduzido peso faz que seja menor a frico
entre as suas botas e o solo. A fim de conseguirem a frico
necessria a uma mudana de direco, vem-se obrigados a
inclinar-se na direco em que pretendem avanar e a fincar as
botas no solo num ngulo exagerado.

   "A Superfcie apresenta-se coberta de um p fino", observou
Armstrong. "Posso apanh-la sem esforo com a ponta da bota.
Adere em finas camadas  sola e aos bordos das minhas botas,
como p de carvo. As marcas das minhas botas tero apenas um
ou dois centmetros de profundidade, mas posso perfeitamente
ver as minhas pegadas como se as imprimisse em areia fina." As
botas de Armstrong penetraram no solo lunar at profundidades
de dezoito centmetros em alguns pontos. A pegada deixada por
Armstrong (fotografia de baixo) manter-se- perfeitamente
visvel durante um milho de anos. 

   A POEIRA LUNAR. Uma das surpresas da alunagem proveio da
anlise microscpica da poeira lunar. Parte substancial das
partculas de poeira consistia em minsculas esferas de vidro,
cuja formao, segundo se presume, resultou do impacte de
meteoritos que provocaram a fuso de uma parte do solo lunar e
disseminaram um cacho de pequenas gotas fundidas. Dado o seu
minsculo tamanho - o dimetro no vai alm de algumas
milsimas de centmetro -, essas partculas arrefeceram
rapidamente e tomaram a forma de esferas vitrificadas. A
fotografia de uma amostra de poeira lunar (em baixo), ampliada
cem vezes, revela diversas esferas de vidro misturadas com
fragmentos irregulares da rocha lunar.
   A existncia destes "berlindes" justifica o comentrio de
Armstrong, recebido da base da Tranquilidade: "Estas rochas
so bastante escorregadias." Sem o saber, Armstrong patinava
sobre rolamentos de esferas. 


   MINICRATERAS. A maior parte das rochas que compem a base
da Tranquilidade encontram-se crivadas de pequenas crateras,
cujo dimetro varia entre 2 milmetros e 2 decimilmetros. Na
fotografia acima vemos uma destas crateras ampliada mil vezes;
estas crateras resultam da coliso de minsculos meteoritos,
mais pequenos do que cabeas de alfinetes. Estas partculas
colidem com a superfcie da Lua a velocidades que atingem os
160.000 quilmetros por hora, libertando mais energia do que
uma exploso da mesma massa de TNT. So bilies as partculas
desta envergadura que penetram diariamente na atmosfera da
Terra; no entanto, consomem-se devido 3 frico antes de
atingirem o solo. Quando se desintegram na atmosfera, deixam
atrs de si rastos incandescentes de rocha vaporizada
conhecidos pelo nome de "estrelas cadentes".  




102
   uma paisagem tpica dos mares lunares.
a maior parte da superfcie lunar apresenta o mesmo aspecto
que esta extenso montona, crivada de pequenas crateras e
pejada de fragmentos de rochas. a fina camada de p que cobre
o solo lunar apresenta os efeitos de duas horas de
exploraes. a paisagem lunar  acrmica: os astronautas
comentaram de uma maneira geral que o tom uniforme era um
cinzento-escuro, vagamente aligeirado por uma tonalidade mais
quente. mas os astronautas ficaram fascinados com os
contrastes de luz e sombra que a ausncia de atmosfera permite
admirar em toda a sua crueza. "tudo tem uma beleza agreste,
muito prpria. faz-nos lembrar as regies desrticas dos
estados unidos", comentou armstrong.
   aldrin, que vemos na fotografia, ocupa-se da instalao do
dispositivo destinado a captar partculas do vento solar: a
folha de alumnio que est a instalar destina-se a reter
partculas que, em deslocao muito rpida, so emitidas da
superfcie solar. devido  sua grande velocidade, penetram nas
camadas superficiais da folha e a ficam retidas. a folha 
depois enrolada como um estore, transportada para a terra e
aquecida num  laboratrio, a fim de se libertarem as
partculas alojadas. esta experincia forneceu informaes
directas acerca dos elementos qumicos do sol. 

 

104
   provas a favor de uma lua quente. Os resultados obtidos com
a explorao da Apollo 11 vieram, segundo tudo leva a crer,
confirmar os indcios de actividade vulcnica observados em
fotografias da superfcie lunar. Verificou-se que certas
rochas lunares se assemelham, pela sua estrutura porosa e
composio qumica,  lava terrestre. A fotografia de baixo
exibe uma dessas rochas lunares, porosas e semelhantes  lava,
recolhidas na base da Tranquilidade.
   Estas provas de actividade vulcnica na Lua vieram
corroborar os cientistas que defendem a teoria de uma "Lua
quente", segundo a qual o estado de fuso em que se encontrava
o interior da Lua num dado momento passado desencadeou vastas
erupes vulcnicas que inundaram a superfcie lunar com
sucessivas camadas de lava fresca, apagando deste modo os
vestgios do seu passado.


   a existncia de vulcanismo lunar  igualmente sugerida pela
falha de Hyginus, gigantesca fenda cavada na superfcie lunar
( direita), com a largura aproximada de 3 quilmetros e o
comprimento de cerca de 160 quilmetros. A rea demarcada a
branco, reproduzida (em baixo,  direita) numa perspectiva
frontal, revela a existncia de uma srie de crateras no
interior da fenda, distribudas por quase todo o seu
comprimento. Estas crateras no podem ser resultantes de
colises de meteoritos, os quais teriam originado uma
distribuio irregular de crateras por toda a rea. As
crateras da falha de Hyginus devero ser de origem vulcnica e
 possvel que toda esta fenda seja a manifestao superficial
de uma ruptura verificada no interior do corpo da Lua. 

p106

provas a favor de uma lua fria. os astronautas da apollo 12
instalaram uma estao cientfica que funcionou, comandada a
distncia, durante mais de um ano. desta estao lunar fazia
parte um sismgrafo destinado a medir a actividade ssmica da
lua e que revelou que os sismos que a se verificam so em
frequncia muito menor do que na terra. conclui-se deste facto
que a maior parte da lua se encontra actualmente fria e
estvel.
   Um segundo instrumento, destinado a medir o magnetismo
lunar, veio igualmente corroborar a teoria da "lua fria".
Observaram-se variaes magnticas quando a superfcie lunar
era varrida por partculas provenientes do Sol. Estas
variaes dependem da resistncia elctrica das rochas
lunares, a qual depende, por sua vez, da temperatura que reina
no interior da Lua. Os dados denotam uma resistncia elctrica
elevada e, por conseguinte, uma Lua fria. Deste modo, a
contradio com os dados em favor de uma Lua quente no foi
ainda resolvida. Adianta-se, entretanto, a explicao de que a
Lua foi quente durante um breve lapso na sua juventude, vindo
depois a arrefecer rapidamente, o que fez que se transformasse
a partir de ento num planeta geologicamente inerte. 

108
   as terras altas lunares, que constituem uma regio
irregular e abundantemente cravejada de crateras (em cima),
so mais antigas do que os mares lunares. Apresentam o aspecto
da superfcie original da Lua logo aps a sua formao - uma
"terra de ningum" pejada de blocos rochosos e de crateras,
que nunca entrou em fuso desde o comeo do tempo no Sistema
solar. Estas elevaes, que constituram o objectivo das
Apollo 15 e 16, no foram includas nos locais de alunagem das
primeiras exploraes, dado que constituem um terreno muito
acidentado.
   A fotografia da "linha da costa" do oceano das Tempestades
( direita) pe em evidncia uma das razes por que se
consideram mais antigas as terras altas. A superfcie nivelada
do oceano das Tempestades bordeja as montanhas adjacentes e d
a impresso de encher uma bacia situada no terreno rochoso de
que se formaram as montanhas. Segundo se presume, estas j
existiam quando o impacte provocado pela queda de um meteorito
gigante deu origem  bacia. Posteriormente, acumulou-se lava
na bacia, exactamente como as guas ocuparam as bacias
naturais da crosta terrestre. esta concluso  reforada pelo
facto de as terras altas terem uma maior densidade de  
crateras do que os mares, o que indica terem sido bombardeadas
por meteorlitos durante um perodo mais longo. 









8. Vnus, Marte e Jpiter


   Nove planetas giram  volta do Sol. Seis destes - Mercrio,
Vnus, Terra, Marte, Jpiter e Saturno - eram conhecidos pelos
Antigos, enquanto trs - Urano, Neptuno e Pluto - foram
descobertos nos tempos modernos. Dos nove planetas, Mercrio 
o que se encontra mais prximo do Sol.  um planeta pequeno,
menos de metade do tamanho da Terra e ligeiramente maior do
que a Lua. A superfcie rochosa e estril, alternadamente
queimada no lado virado para o Sol e gelada no lado distante
deste,  extremamente inspita para a criao de vida (1). 
um planeta difcil de ser alcanado por um fogueto lanado da
Terra devido  sua proximidade do Sol, e nos muitos anos que
se seguiro  pouco provvel que aprendamos mais sobre ele do
que aquilo que sabemos.
   Afastando-nos do Sol, para alm de Mercrio, chegamos a
Vnus. Vnus  o vizinho planetrio mais prximo da Terra. 
tambm o nosso planeta-irmo extremamente semelhante  Terra
quanto ao tamanho e ao peso, e a distncia a que se encontra
do Sol no  muito diferente A superfcie de Vnus est
completamente coberta de nuvens, e as condies neste planeta
tm constitudo sempre um enigma, se bem que tivesse brilhado
uma esperana romntica de que sob estas nuvens existissem
abundantes manifestaes de flora e fauna. Em 1686 De
Fontenelle, no seu livro Debate sobre a Pluralidade dos
Mundos, descreveu as caractersticas que esperava encontrar
nos habitantes de Vnus:
   "Posso dizer daqui... como so os habitantes de Vnus:
assemelham-se aos Mouros de Granada, pequeno povo negro,
queimado pelo sol, cheio de ardor e vivacidade de esprito,
sempre apaixonado, dedicado  poesia, amante de msica,
preparando todos os dias festas, danas e competies."
   Na verdade, Vnus deveria proporcionar um clima ainda mais
agradvel para os seres vivos do que a Terra. O planeta est a
108 milhes de quilmetros do Sol, enquanto a distncia da
Terra  de 149 milhes  de quilmetros. Como est mais perto,
Vnus, em relao  Terra, recebe o dobro da intensidade da
luz solar; e, embora o manto carregado de nuvens afaste alguma
desta energia solar, podemos fazer ainda a estimativa de que
em Vnus a temperatura mdia,  latitude de Londres, seria de
uns agradveis 26,7 graus centgrados, ou aproximadamente o
mesmo que as temperaturas amenas das ilhas do mar das
Carabas.
   Mas h doze anos atrs descobriu-se que de maneira nenhuma
isto  assim. O clima de Vnus, longe de ser ameno, parece ser
muito desagradvel e de uma maneira tal que desanima qualquer
possvel esperana de encontrar vida na superfcie do planeta.
A partir de medies da intensidade da radiao emitida por
Vnus deduziu-se que a temperatura da superfcie  de
autntica fornalha: 425 graus centgrados, muito acima do
ponto de fuso do chumbo.  certo que nenhum ser, ainda que
remotamente com caractersticas semelhantes s da vida
terrestre, poderia sobreviver a tal calor.
   Contudo, ainda se alimentou a esperana de descobrir um
mundo verdejante em Vnus. Alguns astrnomos argumentaram que
a intensa radiao poderia provir da atmosfera de Vnus e no
da sua superfcie. Outros sugeriram que a vida poderia vingar
nos plos norte e sul, os quais deveriam ser mais frios.
   Em 1967, naves espaciais russa e americana chegaram ao
planeta e procederam a medies que desvaneceram o ltimo
rasto de dvida em relao  elevada temperatura da
superfcie. Lanadas em Junho de 1967, com dois dias de
intervalo uma da outra, a nave espacial russa Vnus 4 e a nave
espacial americana Mariner 5 fizeram rbitas elpticas de
cerca de 300 milhes de quilmetros e chegaram s proximidades
do planeta quatro meses depois. As histrias das naves
espaciais divergiam  medida que se aproximavam de Vnus.
   A sonda Mariner 5, nas proximidades de Vnus, devido 
gravitao do planeta, descreveu uma trajectria curvilnea,
sobrevoando parte do hemisfrio obscuro, passando depois a
parte iluminada, e afastando-se em seguida para o Espao.
Vnus 4, dirigindo-se directamente para o planeta num rumo de
coliso, ejectou uma cpsula que desceu em pra-quedas perto
do equador, radiocomunicando informaes  medida que descia,
numa proeza extraordinria de explorao planetria.
   As duas naves espaciais mediram a temperatura segundo
diferentes processos, mas os dados conduziram  mesma
concluso. Dois voos seguintes realizados em 1969 por naves
semelhantes - Venera 5 e 6 - forneceram confirmao adicional.
Vnus , na verdade, suficientemente quente para derreter
chumbo, e no h qualquer probabilidade racional de encontrar
vida na sua superfcie.
   Por que razo  Vnus to quente? As naves espaciais russa
e americana procederam a outras medies que revelaram a
resposta  pergunta. De acordo com as informaes
radiotransmitidas das naves para a Terra, a atmosfera de Vnus
 constituda essencialmente por uma camada pesada de gs
carbnico, cerca de 10.000 vezes superior  quantidade 
existente na atmosfera terrestre. A atmosfera densa de gs
carbnico actua como um revestimento isolador que veda o calor
do planeta, evitando que aquele se escape para o Espao. O
calor encerrado nesta armadilha provoca na superfcie uma
elevao de temperatura muitssimo grande que, de outro modo,
no existiria. Clculos baseados nas propriedades isoladoras
do gs carbnico mostram que a temperatura de Vnus poderia
facilmente atingir os 425 graus, como resultado deste efeito
(2).
   Para alm dos aparelhos para medir a temperatura, a nave
espacial Vnus 4 transportava tambm instrumentos concebidos
para detectar gua. Estes indicaram a presena de uma razovel
quantidade de vapor de gua na atmosfera - suficiente, se
liquefeito, para cobrir a superfcie de Vnus com uma
espessura de 30 centmetros.
   Constitui um grande quebra-cabeas para os estudiosos dos
planetas o facto de no se ter encontrado mais gua. De acordo
com opinies correntes sobre a origem dos planetas, Vnus e a
Terra foram condensados a partir das mesmas matrias, contendo
quantidades semelhantes de gua. Durante a condensao ficou
encerrada gua, como que numa armadilha, no interior da Terra.
Mais tarde, esta gua encerrada veio  superfcie, escapou-se
pelas fendas da crosta e foi encher os oceanos. A gua dos
oceanos da Terra, se se espalhasse uniformemente pela
superfcie do planeta, formaria uma camada de cerca de 2500
metros de profundidade Uma camada de gua com aproximadamente
a mesma altura deveria tambm existir em Vnus. Devido 
elevada temperatura na superfcie de Vnus, a gua deveria
existir na atmosfera, no sob a forma liquida mas sob a forma
de vapor. Vnus 4 mostrou que a maior parte desta gua no
existe.
   Deste modo, segundo padres terrestres, Vnus  um planeta
seco, quente e com um meio ambiente no muito adequado ao
desenvolvimento de vida.
   Por que razo dois planetas, provavelmente formados a
partir de matrias semelhantes, situados relativamente  mesma
distncia do Sol, evoluram por caminhos diferentes? Por que
razo  a superfcie de Vnus queimada por um calor custico,
enquanto a Terra viceja com um clima favorvel a todas as
formas conhecidas de vida?
   A elevada temperatura de Vnus  explicada pela abundncia
de dixido de carbono na sua atmosfera, mas este gs deveria
ser igualmente abundante na atmosfera terrestre. Quando
compreendermos por que existe menos gs carbnico na Terra do
que em Vnus, tambm compreenderemos as diferenas de clima.
At certo ponto, a explicao deve estar relacionada com a
presena de vida na Terra. Presentemente, muito do gs
carbnico da atmosfera terrestre  removido por animais
marinhos que o absorvem na gua do mar e cujos organismos o
transformam em substncias slidas conhecidas por carbonatos.
As conchas do mar, por exemplo, so carbonato de clcio quase
puro. Hoje as zonas superiores da crusta terrestre contm uma
espessa camada de carbonato, formada por conchas comprimidas
de um sem-nmero de moluscos e  crustceos que morreram h
muito tempo; e encerrado nestes carbonatos encontra-se uma
grande parte do dixido de carbono que, de outro modo,
tornaria abrasadora a nossa atmosfera, como cresta a atmosfera
do nosso planeta vizinho menos afortunado.
   Quando a Terra era nova, a vida ou no existia, ou
escasseava, e o gs carbnico no pde ter sido removido por
este processo. Mas o gs, todavia, poderia Ter sido absorvido
da atmosfera da jovem Terra por outras transformaes qumicas
que no envolvessem seres vivos. Nestas reaces, o gs
carbnico atmosfrico combina-se com rochas, formando
carbonatos, um tanto  semelhana do oxignio da atmosfera,
que, combinado com o ferro, forma ferrugem. Contudo, tais
reaces no se efectuam a um ritmo aprecivel se as rochas 
superfcie do planeta estiverem quentes e secas. Portanto
estas no podem ocorrer em Vnus.
   Por outras palavras, o gs carbnico  removido da
atmosfera terrestre segundo vrios processos, mas no pode ser
removido, de modo algum, da atmosfera de Vnus. 
compreensvel que agora Vnus tenha uma grande abundncia
deste gs na atmosfera.
   A actual concentrao de gs carbnico em Vnus deve ter-se
processado lentamente na atmosfera durante centenas de milhes
de anos. Porque  que a vida no se desenvolveu neste perodo
inicial, antes de se ter acumulado demasiado gs nocivo e
isolador trmico? Se alguma vez a vida se tivesse espalhado em
Vnus, a sua capacidade para absorver gs carbnico permitiria
depois manter este planeta confortvel para sempre. A resposta
deve estar relacionada com o facto de Vnus se encontrar mais
perto do Sol e de ter sido mais quente do que a Terra no
princpio. Devido s temperaturas mais elevadas na superfcie,
as rochas em Vnus no absorveram to rapidamente como as
rochas da Terra o gs carbnico que se acumulava lentamente. A
concentrao de gs aumentou, retendo o calor do planeta e
tornando a superfcie ainda mais quente, at que finalmente as
condies necessrias para o desenvolvimento da vida foram
definitivamente destrudas. Com a ausncia de vida, necessria
para o absorver, o gs continuou a acumular-se
irreprimivelmente na atmosfera. Assim foi iniciada uma cadeia
de acontecimentos que conduziu s actuais condies
semelhantes a uma fornalha.
    A que distncia do Sol deve estar um planeta a fim de
manter uma temperatura agradvel? Por enquanto, ainda no
sabemos; os resultados das naves espaciais somente nos dizem
que Vnus se encontrava demasiado perto, e isso foi a sua
desgraa. S que, se estivesse uns quantos milhes de
quilmetros mais longe, a temperatura da superfcie poderia
ter subido lentamente, o suficiente para permitir um pequeno
ponto de apoio  vida; e, desde que a vida comeasse, esta
teria evitado a abundncia de gs carbnico e,
subsequentemente, impedido a temperatura de subir sem freio.
Tendo perdido a oportunidade de albergar a vida na altura em
que o sistema solar se formou, Vnus nunca mais pde
reencontr-la. 
   Para alm de Vnus e da Terra situa-se o planeta Marte.
Marte gira  volta do Sol a uma distncia mdia de 228 milhes
de quilmetros, uma vez e meia mais distante do que a Terra. A
densidade de Marte, como a de Vnus,  aproximadamente a mesma
da densidade das rochas que esto na superfcie da Terra; por
esta razo cr-se que Marte  composto de matrias rochosas
semelhantes s do nosso planeta. A atmosfera de Marte 
bastante rarefeita, talvez um centsimo da densidade da
atmosfera da Terra. Em Marte, ao contrrio de Vnus, s
existem vestgios de nuvens, e os caracteres da superfcie
marciana no so consideravelmente obscurecidos por estas.
Notam-se, ocasionalmente, tempestades de poeira e nevoeiro,
mas a maior parte do tempo a superfcie do planeta permite a
observao fotogrfica.
   Apesar da rarefaco do ar de Marte,  impossvel obter
boas fotografias deste planeta tiradas da Terra com
telescpios devido  agitao constante que a atmosfera
terrestre provoca nos raios de luz que chegam at ns. Os mais
pequenos pormenores visveis  superfcie de Marte atravs dos
melhores telescpios tm ainda dimenses da ordem dos 80
quilmetros de dimetro (3).  impossvel sabermos da Terra se
Marte tem montanhas, fundos ocenicos ou quaisquer
caractersticas que possam indicar a presena de vida.
   Mariner 6 e 7 tiraram muito melhores fotografias de Marte,
em 1969, quando estas naves espaciais passaram velozmente pelo
planeta a uma distncia de alguns milhares de quilmetros. As
fotografias mais ntidas das Mariner revelaram pequenos
pormenores de 30 metros de largura. Mostram-nos que a
superfcie de Marte  assinalada por um grande nmero de
crateras, provavelmente formadas por colises de meteoritos.
H relativamente menos crateras do que na Lua, mas muitas mais
do que na Terra.
   As fotografias das Mariner sugerem que Marte, como corpo
planetrio, se situa num ponto intermedirio entre a Lua e a
Terra, sendo a superfcie mais velha e mais bem preservada do
que a superfcie da Terra, mas no to bem preservada como a
superfcie da Lua. Os factores que tornam Marte mais
prometedor do que a Lua como habitat para a vida e para o
Homem - a atmosfera pouco densa mas aprecivel e vestgios de
humidade - diminuram de valor como uma fonte de indcios para
a histria primitiva do sistema solar (4).  
   Encontrar-se- vida em Marte?  possvel. Experincias
laboratoriais mostraram-nos que as plantas podem existir no
clima seco, frio e escasso em oxignio de Marte. Nestas
experincias, algumas plantas expostas a um clima marciano
simulado definharam depois de um ms, mas em seu lugar
nasceram novos rebentos. Outras plantas foram lesadas mas
sobreviveram.
   Uma vez que as plantas da Terra sobrevivem mal num ambiente
marciano mas no florescem l, parece que o povoamento vegetal
em  Marte, se por acaso existir, deve ser atrofiado e
insuficiente. Contudo, temos de contar com o facto de que, se
existe vida em Marte, esta deve ter evoludo durante um tempo
em que houve uma abundncia de gua na superfcie (5). Os
seres vivos podem evoluir de partculas moleculares sem vida
s no caso em que tais partculas sejam dissolvidas num
fornecimento vasto de gua, no qual se possam mover livremente
e colidir muitas vezes umas com as outras. As colises
repetidas entre molculas vizinhas so essenciais para a
reunio de grandes molculas de vida - protenas e ADN - a
partir de outras mais pequenas. Marte pode ser inanimado; mas
se a vida existir l  provvel que provenha de uma idade de
ouro do planeta em que o seu clima rivalizou com o da Terra.
   Se a transio para o clima seco actual tivesse ocorrido
lentamente, durante um perodo de milhes de anos e de igual
nmero de geraes, a vida em Marte poder-se-ia ter adaptado
progressivamente ao gradual comeo de condies severas.
Durante este extenso perodo, os seres mais fracos em cada
gerao seriam eliminados e os mais fortes permaneceriam,
propagando as qualidades de fora aos descendentes. Parece no
haver qualquer razo para duvidar de que hoje poderiam existir
em Marte formas variadas e interessantes como um resultado
deste longo e continuado processo de seleco natural, se no
planeta j alguma vez tivesse existido gua.
   Os organismos marcianos, altamente adaptados para
sobreviverem num planeta quase desprovido de gua e de ar,
apresentariam sem dvida uma aparncia invulgar; as suas
formas, disposies interiores e mtodos de reproduo
poderiam parecer bizarros; as diferenas fundamentais entre
plantas e animais, como ns os conhecemos, podiam ser
confusas. Porm, esta vida extraterrestre ensinar-nos-ia muito
quanto  natureza da vida na Terra, pois a qumica bsica da
vida marciana - produto de uma linha diferente de evoluo, e
adaptada a condies marcadamente diferentes - no seria,
provavelmente, idntica  qumica da vida terrestre. Da
comparao entre as duas estruturas de vida, paralelas mas
distintas, adquiriramos conhecimentos quanto ao metabolismo
de todos os seres vivos, inclusive do Homem, que seriam
impossveis de adquirir durante dcadas de investigao
laboratorial na Terra. Nos campos da Medicina e da Biologia
esta perspectiva sobressai como a maior contribuio potencial
da explorao planetria.
   H um significado mais vasto no que se relaciona com a
procura de vida em Marte. O Sol  uma dos 100 mil milhes de
estrelas pertencentes ao aglomerado a que chamamos a nossa
Galxia. De acordo com a melhor prova, muitas seno quase a
totalidade destas estrelas esto rodeadas por famlias de
planetas. Esto hoje ao alcance de grandes telescpios dez mil
milhes de outras galxias, cada uma com cem mil milhes de
estrelas - e provavelmente de planetas. Talvez somente uma
pequena fraco destes sejam planetas semelhantes  Terra, mas
isto poderia significar, s na nossa Galxia, milhes de
planetas semelhantes  Terra.  possvel que todos  os
planetas semelhantes  Terra, excepto a prpria Terra, sejam
corpos de rocha estreis. Contudo, se a vida surgiu
espontaneamente na Terra, ela poderia aparecer noutra parte.
Qual  a probabilidade deste acontecimento? Se for to baixa
como uma num bilio ns estamos sozinhos neste canto do
universo. Se for to elevada como uma em dez, ou uma em cem,
os planetas habitados devem existir em toda a parte, e as
experincias mais extraordinrias do Homo sapiens ainda se
encontram distantes.
   Marte oferece a melhor esperana de responder a esta
pergunta. No sistema solar ele  um dos dois planetas
semelhantes  Terra que podem, de maneira concebvel, manter a
vida. Sabemos que num destes - na Terra - a vida, de facto, se
desenvolveu. Talvez seja um acidente nico, mas  improvvel
que dois acidentes deste gnero tenham ocorrido num sistema
solar. Se a vida - ou restos de vida -forem descobertos em
Marte, seremos forados a concluir que o desenvolvimento da
vida a partir do inanimado  um acidente no raro mas um
acontecimento relativamente provvel. No se pode imaginar uma
descoberta cientifica mais significativa para a Humanidade.
   A procura de vida em Marte j comeou. Os seres vivos traem
a sua existncia devido a transformaes qumicas que produzem
no ambiente, que podem ser detectadas por meio de aparelhos
comandados  distncia. Em 1969 as duas naves espaciais
Mariner voaram a uma distncia de alguns milhares de
quilmetros do planeta, munidas de aparelhos capazes de
detectar alguns dos produtos qumicos associados com a vida.
Um destes instrumentos mediu a radiao infravermelha numa
zona de comprimento de ondas onde o gs metano tem faixas de
absoro que o caracterizam. O metano liberta-se de vegetao
em decomposio, mas, sendo relativamente instvel, no
permanece muito tempo na atmosfera a no ser que existam
plantas para renovarem continuamente o seu fornecimento.
   No foi detectado metano, resultado negativo que parece
apagar as esperanas de encontrarmos vida em Marte. Porm,
esta concluso seria prematura, uma vez que os aparelhos, no
se aproximando mais da superfcie de Marte do que 2800
quilmetros, no poderiam detectar estes gases caso existissem
em quantidades extremamente pequenas. O limite da
sensibilidade dos aparelhos correspondeu  concentrao de uma
fraco por milho de metano, que  aproximadamente a mesma
que a concentrao do metano na atmosfera da Terra. Deste
modo, poderia existir uma flora em Marte e ser quase to
abundante como a vegetao na superfcie da Terra, e ter,
mesmo assim, escapado  deteco nesta experincia.
   Um outro aparelho da Mariner, concebido para a deteco do
nitrognio, forneceu um segundo teste para a vida em Marte. O
nitrognio, tal  como o metano,  um produto do ciclo de
crescimento e decomposio dos organismos vivos. O aparelho
no conseguiu indicar a presena do gs em causa. Contudo, a
menor quantidade de nitrognio que os aparelhos da Mariner
conseguiram detectar  aproximadamente igual  quantidade de
nitrognio de origem biolgica da atmosfera terrestre (6).
Como no caso da experincia do metano, tambm esta no exclui
a presena de vida em Marte. Simplesmente indica que a vida
no pode ser to abundante como, ou mais abundante do que, a
vida na Terra.
   Para alm de Marte, h uma grande lacuna na distribuio
dos planetas. Podamos esperar encontrar um corpo planetrio
localizado fora da rbita de Marte, a uma distncia trs vezes
maior do que a distncia da Terra ao Sol; mas em seu lugar
encontramos apenas um grande nmero de corpos pequenos -
planetides - girando em anel. So os chamados asterides.
Ocasionalmente, as colises entre estes corpos, ou talvez a
gravitao de Jpiter, o planeta a seguir a Marte, atrair um
deles para fora da sua rbita e para um rumo que conduzir 
coliso com a Terra. Cr-se que muitos, seno todos, os
meteoritos que atingem a Terra tm esta origem. Observaes
feitas em meteoritos que sobreviveram  passagem abrasadora
atravs da atmosfera terrestre revelam que so bocados de
rocha e ferro com uma histria qumica e fsica bastante
complexa. Muitos deles parece terem sido desintegrados numa
certa altura da sua histria primitiva e novamente tornados
compactos na sua actual forma. Todos estes testemunhos sugerem
que poderia ter existido em tempos um grupo de planetides de
tamanho considervel em rbita entre Marte e Jpiter. Por
qualquer razo, estes planetides no alcanaram a fase
definitiva de acumulao para formar um corpo planetrio, como
fizeram os outros corpos no sistema solar; ou, se o fizeram,
foram novamente desintegrados numa catstrofe posterior.
   Cinco planetas situam-se fora da rbita dos asterides. So
os planetas gigantes - Jpiter, Saturno, Urano e Neptuno - e o
planeta pequeno - Pluto.
   Pluto foi descoberto em 1930, o nono e ltimo planeta do
sistema solar a ser descoberto. A rbita est mais afastada do
Sol do que a de qualquer outro planeta e provavelmente marca a
fronteira externa do sistema solar. Devido  grande distncia
a que se encontra Pluto, pouco sabemos dele, a no ser que
parece ser um corpo semelhante  Terra em tamanho e
composio. Deve ser um mundo gelado e silencioso, demasiado
frio para favorecer qualquer forma de vida.
   Sabemos mais sobre os planetas gigantes, So
aproximadamente dez vezes maiores do que a Terra e de massa
cem vezes maior, mas de densidade consideravelmente mais
baixa. Em geral, a sua densidade  mais ou menos a mesma que a
da gua; de facto, Saturno  menos denso do que a gua;
flutuaria numa banheira se o pudssemos introduzir nela. 
   Os planetas gigantes so menos densos do que a Terra e do
que os planetas vizinhos, pois em grande parte so formados
por elementos mais leves, hidrognio e hlio. Estes elementos
perfazem a maior parte da matria do Universo; tambm
constituem a maior parte da matria do Sol e dos planetas
gigantes; mas, por qualquer razo que no se compreende bem,
estes elementos no se encontram na Terra nem nos planetas
interiores. Talvez as partculas e a radiao emitidas do Sol
nos anos primitivos tenham expelido o hidrognio e o hlio das
zonas internas do sistema solar, a partir das quais a Terra
foi formada, enquanto as regies externas, das quais se
formaram os planetas gigantes, estavam demasiadamente longe
para serem afectadas por esta aco explosiva.
   Jpiter  o maior dos planetas gigantes e o de maior massa
do sistema solar.  11 vezes maior do que a Terra e 318 vezes
mais pesado. Num planeta to grande (7) como Jpiter, a fora
da gravidade  tal que a maioria dos gases da atmosfera
primitiva do planeta permanecero nela durante a sua vida. Nem
sequer os gases mais leves, hidrognio e hlio, podem escapar.
A atmosfera de Jpiter contm destes gases em abundncia, e
tambm contm os gases que so compostos vulgares de
hidrognio. Estes compostos - amonaco, metano e vapor de gua
- existiam em grande quantidade na primitiva atmosfera da
Terra, e cr-se que desempenharam um papel primordial nos
acontecimentos que levaram ao desenvolvimento da vida no nosso
planeta. A sua importncia na evoluo da Terra terminou, e h
muito que se escoaram, mas a sua presena constante em Jpiter
leva-nos a sentir curiosidade de saber se no teriam ocorrido
pelo menos os primeiros passos do caminho para a vida naquele
planeta. A princpio isto parece pouco provvel, porque
Jpiter est a cerca de 780 milhes de quilmetros do Sol e 5
vezes to distante como a Terra, e recebe muito pouco calor
solar. A temperatura devia ser bastante baixa, provavelmente
demasiado baixa para permitir as reaces qumicas necessrias
 vida.
   H, porm, um raio de esperana nesta situao. A
temperatura de Jpiter  de uns frgidos - 140 graus
centgrados, mas esta  a temperatura ao nvel das nuvens que
cobrem a superfcie do planeta. As condies abaixo das nuvens
esto ocultas  nossa vista. Mas por baixo das nuvens, e
aproximando-se da superfcie do planeta, a temperatura deve
ser consideravelmente mais elevada. Isto acontece na Terra,
onde a temperatura do ar junto ao solo foi elevada por meio da
absoro da energia proveniente do Sol. Por exemplo, a
temperatura mnima  altitude de um jacto voando acima das
nuvens, a 10.000 metros,  normalmente de - 50 graus
centgrados. No sabemos se Jpiter tem uma superfcie bem
definida ou uma atmosfera que se torna constantemente mais
densa at que passa imperceptivelmente ao estado lquido; com
ou sem superfcie, porm, com certeza que Jpiter tem uma
regio, a alguma profundidade abaixo das nuvens, na qual a
temperatura passe por uma variao agradvel prpria para o
desenvolvimento e manuteno da  vida. Nesta regio existiro
gases a partir dos quais se acredita que a vida, nos seus
primeiros anos, tenha evoludo na Terra. Talvez se tenha
tambm desenvolvido um gnero de vida em Jpiter. No poderia
ser a vida em que se respira oxignio a que estamos
acostumados: supomos que seria muito diferente; s teremos
conhecimento quando - talvez ao virar do sculo - naves
espaciais, complexamente aparelhadas, fizerem a viagem
inaugural ao planeta gigante e completarem a longa viagem de
regresso  Terra.

\\
   (1) Parece que se torna evidente que  impossvel, a quem
quer que seja, fazer previses mesmo a mdio prazo, em
qualquer campo de cincia.
   Que pensar o autor observando as maravilhosas fotografias
de Mercrio tiradas este ano pela Mariner 10? As imagens
transmitidas para a Terra mostram a superfcie de Mercrio
crivada de crateras,  semelhana da nossa Lua; os mais
pequenos pormenores dessas imagens representam no terreno
somente algumas centenas de metros.
   Por outro lado, a descrio do texto j no corresponde ao
que na realidade acontece. Mercrio no apresenta sempre a
mesma face virada ao Sol, o seu perodo de rotao  de cerca
de 59 dias, ou seja 2/3 do perodo de translao, todavia as
temperaturas no deixam de ser muito elevadas pela vizinhana
em que se encontra do Sol. (N.T.)
   (2) A temperatura da Terra tambm seria insuportvel se
este planeta fosse coberto por um revestimento de gs
carbnico to denso como o existente em Vnus.
   (3) Uma nova srie de sondas russas e americanas chegaram a
Vnus nos ltimos tempos, pelo que estes dados j esto
incompletos. (N.T.)
   (4) Os resultados obtidos pela Mariner 9 alteraram estes
primeiros conhecimentos. (N.T.)
   (5) No h nenhuma prova que exclua a possibilidade de
Marte ter tido dias mais hmidos em tempos passados. As
fotografias das Mariner tiradas em 1969 no so
suficientemente pormenorizadas ao ponto de revelarem vestgios
subtis de um perodo anterior de vasta eroso motivada pela
chuva e pela gua corrente.
   (6) S uma pequena parte do nitrognio da atmosfera
terrestre se encontra associado com a vida; 99,99 por cento
provem do interior do planeta sob a forma de gases vulcnicos,
e existiria na atmosfera ainda que a Terra fosse inanimada.
   (7) Um homem de tamanho mdio pesaria cerca de 200 kg em
Jpiter.




iiiii
   o sol e os planetas: tamanhos comparados.
O sol e os planetas, dispostos segundo as respectivas
distncias em relao ao centro do sistema solar, esto aqui
representados em proporo aos seus tamanhos reais. o sol, com
um dimetro aproximado de um milho e meio de quilmetros, 
13 vezes maior do que jpiter, o planeta de maior envergadura
do sistema solar. na escala deste desenho, somente uma pequena
parte da orla do sol se pode representar.    os planetas
interiores -- mercrio, vnus, terra e marte - so denominados
planetas terrestres, porquanto se cr que so formados da
mesma mistura de materiais  rochosos e metlicos (nquel e
ferro) que compem o corpo da terra. a lua, pouco mais pequena
do que o planeta mercrio,  muitas vezes agrupada com os
planetas terrestres.
   jpiter, saturno, urano e neptuno recebem a designao de
planetas gigantes, dado que a sua massa  aproximadamente 100
a 300 vezes maior e o seu dimetro 5 a 10 vezes maior do que o
dos planetas terrestres. na constituio dos planetas gigantes
predominam os elementos mais leves: hidrognio e hlio, com
uma escassa percentagem dos materiais rochosos e ferrosos que
compem a maior parte da massa da terra e dos restantes
planetas terrestres.
   pluto, o planeta mais afastado do centro do sistema solar,
tem provavelmente uma envergadura e composio semelhantes s
dos planetas terrestres. trata-se de um mundo gelado,
certamente inerte, que gira em volta do sol a uma distncia de
cerca de 6 mil e 500 milhes de quilmetros. 
   



vnus, planeta-irmo da terra. Vnus quase se equipara  Terra
em tamanho e peso. Descreve a sua rbita em torno do Sol no
interior da rbita da Terra (esquerda), completando uma
revoluo em 226 dias terrestres. At h pouco tempo
pensava-se que Vnus oferecia um clima ameno e agradvel 
vida.
    medida que Vnus gira em torno do Sol, passa por fases
idnticas s da Lua, como podemos ver na fotografia de cima,
tirada com o telescpio de 36 polegadas (91,44 cm) do Lowell
Observatory. Na fase da "Vnus cheia" (1), o planeta
encontra-se em relao  Terra no lado oposto do Sistema Solar
e apresenta-se ao nosso planeta perfeitamente iluminado pelo
Sol. Na fase da "meia Vnus" (2), o planeta completou um
quarto da sua rbita em direco  Terra. A "Vnus nova" (3)
encontra-se do mesmo lado do Sol que a Terra; dado que se
situa directamente entre esta e o Sol, torna-se quase
invisvel, se bem que seja este o momento em que se encontra 
menor distncia da Terra e o seu dimetro aparente atinge o
valor mximo.
   Vnus encontra-se permanentemente envolta por uma densa
camada de nuvens. Ainda que se possam verificar brechas neste
invlucro, os nossos telescpios no conseguem avist-las em
consequncia da atmosfera terrestre, que turva e obscurece
todos os objectos ou reas que tenham uma largura inferior a
80 quilmetros. Os pormenores da superfcie de Vnus
continuaro envoltos em mistrio enquanto o planeta no for
fotografado por um engenho espacial que passe perto dele. 


    explorao de vnus por meio de naves espaciais. A nave
espacial russa Vnus 4 (em baixo) e o engenho americano
Mariner 5 ( direita) foram lanados em direco a Vnus, com
um intervalo de dois dias, em Junho de 1967, tendo chegado s
proximidades do planeta quatro meses mais tarde, aps viagens
de cerca de 350 milhes de quilmetros. A Mariner 5 descreveu
vrias rbitas em volta de Vnus antes de prosseguir a sua
rota em torno do Sol. Precisamente nos momentos que
antecederam o desaparecimento da Mariner 5 por detrs de Vnus
e logo aps a sua sada da sombra projectada pelo planeta, os
sinais rdio emitidos pela nave espacial exploraram a
atmosfera de Vnus, antes de atingirem a Terra. Os cientistas
puderam ento, a partir da Terra, determinar a presso
atmosfrica e a temperatura junto da superfcie do planeta.
   A Vnus 4, por sua vez, dirigiu-se para o lado no
iluminado do planeta e esmagou-se contra a sua superfcie, num
ponto perto do equador. Quando a Vnus 4 penetrou na
atmosfera, uma sonda separou-se da nave principal e pousou
suavemente na superfcie de Vnus depois de uma descida em
pra-quedas, durante a qual emitiu informaes sobre as
condies atmosfricas do planeta. A fotografia do fundo da
pgina mostra-nos esta sonda, algures no territrio da URRS,
depois de um ensaio dos seus pra-quedas.
   Desconhecem-se os pormenores de construo da nave espacial
russa; em contrapartida, podemos observar a nave Mariner na
fotografia da direita. Os instrumentos cientficos
encontram-se alojados em oito compartimentos que constituem o
corpo da nave espacial (1). Uma antena em forma de calota (2)
envia para a Terra o principal sinal rdio. A calota, que 
giratria, pode ser orientada na direco da Terra por meio de
um comando rdio. As quatro ps (3), que conferem  nave um
aspecto de moinho de vento, constituem painis solares
providos de clulas fotoelctricas, as quais transformam a luz
solar em electricidade, fornecendo uma potncia de 550 watts.
A nave tem 2,50 m de comprimento.
Os resultados obtidos tanto pelos cientistas russos como pelos
americanos confirmam que a temperatura da superfcie de Vnus
atinge os 426 graus centgrados. A esta temperatura, o chumbo
funde-se e tornam-se impossveis todas as formas de vida que
podemos conceber. Estes resultados indicam ainda que a
atmosfera de Vnus consiste sobretudo de dixido de carbono,
gs que  responsvel pela fornalha que envolve o planeta, uma
vez que retm o calor junto ao solo de Vnus. A Terra possua
uma quantidade idntica de dixido de carbono, mas este gs
foi entretanto absorvido quimicamente pelas rochas e
organismos vivos. Se a Terra tivesse estado alguns milhes de
quilmetros mais perto do Sol e, por conseguinte, submetida a
temperaturas mais elevadas nos primrdios da sua existncia,
estas reaces qumicas no teriam tido a mesma eficcia e o
nosso planeta ter-se-ia talvez transformado,  semelhana de
Vnus, num inferno inerte. As experincias conduzidas sobre
Vnus levam-nos a crer que os planetas com condies
semelhantes s da Terra e dotados de um clima favorvel  vida
so mais raros do que se supunha. 

      fotografias de marte tiradas da terra e a mudana de
estaes. As fotografias da pgina seguinte revelam mudanas
flagrantes, ocorridas durante o ano marciano, que se
assemelham s estaes do ano da Terra. As fotografias foram
tiradas com um intervalo de quatro meses, em momentos
correspondentes ao Outono (em cima,  direita) e ao Inverno
(em baixo,  direita), no hemisfrio meridional de Marte. O
que mais nos Prende a ateno nestas fotografias  a
existncia de uma a calota polar", que se assemelha  camada
de gelo e neve que recobre os plos terrestres. O dimetro
daquela calota polar oscila entre os 300 quilmetros
(fotografia de cima) e os 3000 quilmetros (fotografia de
baixo). Em consequncia das medidas obtidas atravs da sonda
Mariner, admite-se de um modo geral que estas calotas polares
so constitudas mais por dixido de carbono gelado, isto ,
gelo seco, do que por gua gelada.
   Certas reas da superfcie do planeta sofrem, segundo as
estaes, mudanas de cor - desde um castanho-amarelado a um
verde-azulado -, fenmeno este que sugere a florescncia de um
revestimento vegetal durante a Primavera marciana. As manchas
escuras, por sua vez, desvanecem-se durante o Vero marciano.
Estas variaes, claramente visveis nas fotografias da pgina
seguinte, suscitam no entanto controvrsias quanto ao seu
significado. Alguns observadores pensam que essas variaes
provam a existncia de vida vegetal em Marte, enquanto outros
afirmam que se trata de um cicio inanimado de reaces
qumicas.


   canais em marte. O astrnomo italiano Giovanni Schiaparelli
declarou, em 1877, haver avistado uma rede de canais em Marte,
o que foi posteriormente confirmado por outros astrnomos.
Percival Lowell referiu-se a estes canais como se visse "fios
estendidos por mares alaranjados". Todavia, nem todos os
astrnomos viram esses canais. O desenho que se encontra em
baixo  esquerda foi feito por Schiaparelli a partir de
observaes telescpicas e representa com grande nitidez um
elevado nmero de canais. O desenho da direita representa a
mesma regio de Marte, tal como foi observada por E. M.
Antoniadi; no entanto, apesar de certas semelhanas, no
contm qualquer vestgio de canais.
   Mesmo que esses canais tenham sido vistos atravs de
telescpios, nunca foram fotografados da Terra. Do mesmo modo,
as fotografias obtidas recentemente a partir das naves que se
aproximaram do planeta no revelaram qualquer vestgio desses
canais. Tudo leva a crer hoje em dia que foram fruto da
imaginao prodigiosa de astrnomos que procuraram ultrapassar
os limites da sua capacidade visual. 


as fotografias de marte tiradas das naves espaciais mariner
revelaram uma superfcie relativamente bem conservada. As
fotografias de Marte tiradas pelas naves espaciais Mariner
quando sobrevoavam o planeta a uma distncia de cerca de 3000
quilmetros revelaram uma superfcie crivada de crateras
resultantes de meteoritos e semelhantes s crateras lunares.
Na montagem de fotografias da superfcie do planeta (em cima)
podemos ver centenas de crateras distribudas por uma rea de
aproximadamente 600 por 2000 quilmetros. A maior destas.
crateras tem um dimetro de aproximadamente 250 quilmetros.
   As crateras lunares que se assemelham s que figuram nas
fotografias so rodeadas de paredes circulares que podem
atingir 4500 metros de altura; por outro lado, no interior das
crateras projectam-se picos que se elevam a milhares de metros
acima do fundo das crateras. Estas paredes e picos centrais
no existem, no entanto, em muitas das crateras de Marte, o
que significa que actuem neste planeta foras erosivas mais
intensas do que na Lua. Uma vez que  um planeta mais sujeito
 influncia dos agentes erosivos do que a Lua, Marte
revela-se, como fonte de indicaes sobre os primrdios do
Sistema Solar, menos prometedor do que o nosso satlite.
Todavia, rene mais condies para que nele exista vida.
Plantas simples e robustas poderiam sobreviver em Marte
actualmente e podero ter existido j neste planeta muitos
organismos vivos se em algum momento da sua existncia teve
gua em abundncia.
   A busca de vida, ou de vestgios de vida, em Marte, que
constituir o principal objectivo da explorao planetria
deste sculo, tem o seu incio em forma previsto para o ano
corrente com a colocao no planeta de um. pequeno laboratrio
automtico, destinado a detectar a presena de micrbios e dos
constituintes qumicos fundamentais da matria viva. 


   o mistrio de hellas. Em 1969 as fotografias obtidas por
meio das naves espaciais Mariner revelaram algo de
extraordinrio na regio de Marte denominada Hellas, regio
circular de aproximadamente dois milhes e meio de quilmetros
quadrados, situada no hemisfrio Sul, conforme se assinala no
globo de Marte (pgina anterior). Ao contrrio de todas as
outras regies deste planeta que foram fotografadas, Hellas
apresenta-se desprovida de crateras. A montagem das duas
fotografias de baixo, que cobrem uma extenso com cerca de
1200 quilmetros de comprimento, mostra-nos a transio do
terreno habitual de Marte para Hellas. A primeira fotografia
representa uma regio denominada Noachis, crivada de crateras
em nmero que podemos considerar normal; a segunda representa
Hellespontus, na fronteira entre Noachis e Hellas. Em baixo 
direita, apresentamos um pormenor ampliado de uma pequena rea
desta zona fronteiria, cujas dimenses so 70 por 100
quilmetros. Neste pormenor apenas so visveis algumas
crateras, no canto inferior esquerdo. A regio que se estende
para a direita, para l de Hellespontus, no interior de
Hellas, no apresenta qualquer cratera.
   Dado que Hellas foi certamente bombardeada por meteoritos
com a mesma intensidade que outras partes da superfcie
marciana, a ausncia de crateras resulta da aco, nesta rea
do planeta, de uma inslita fora niveladora, fora esta que
poder estar ligada a uma invulgar concentrao de calor e
humidade nessa rea, condies que so favorveis  evoluo
da vida.
   Hellas distingue-se igualmente por um outro aspecto, pois 
uma das reas que passam por mudanas de cor conforme as
estaes, escurecendo por altura da Primavera marciana e
tornando-se de novo mais clara no Outono. Estar este
escurecimento relacionado com a referida fora niveladora ? Ou
poderemos supor que as duas circunstncias sugerem antes um
surto peridico de vegetao em Hellas? Estas interrogaes
constituiro objecto de especulaes enquanto decorrerem as
ulteriores viagens de reconhecimento no tripuladas. Continua,
de resto, a ser perfeitamente possvel que o mistrio de
Hellas s venha a desvendar-se quando o homem desembarcar em
Marte. 

Jpiter, o planeta gigante. Jpiter, o maior planeta do
Sistema Solar, completa uma translao  volta do Sol em cinco
anos. Jpiter encontra-se a uma distncia de aproximadamente
720 milhes de quilmetros do Sol, o que o situa muito para
alm das rbitas da Terra e de Marte, e faz que incidam sobre
ele apenas 4 por cento da luz recebida pela Terra.
   Tal como Vnus, Jpiter encontra-se envolto por uma fina
camada de nuvens ( direita). As nuvens dividem-se em faixas
de diversas cores e brilhos, paralelas ao equador.
Desconhecem-se as causas desta policromia. A temperatura que
reina no topo da camada de nuvens  da ordem dos 130 graus
centgrados negativos. A temperatura dever ser mais elevada
sob as nuvens, atingindo sem dvida, a determinada altitude
intermdia, valores favorveis ao aparecimento da vida.
   A regio escura, de forma oval, que se v na fotografia
constitui a misteriosa Mancha Vermelha, cujo comprimento ora
os 60.000 quilmetros e para a qual no existe qualquer
explicao satisfatria. A Mancha Vermelha desloca-se em
relao  superfcie do planeta, o que prova no se tratar de
qualquer particularidade da rea em que se situa.
   Podemos ver uma das luas de Jpiter perto do planeta (
direita, por cima do planeta), assim como a sua sombra,
projectada como um crculo escuro acima da Mancha Vermelha.
   A atmosfera de Jpiter compe-se de amonaco, metano,
hidrognio e hlio, bem como provavelmente de uma grande
quantidade de vapor de gua. Certas experincias conduzidas em
laboratrio demonstraram j que os componentes moleculares
fundamentais da vida - os aminocidos e os nucletidos - se
formam facilmente nesta mistura de gases.  provvel que estes
gases existissem abundantemente na atmosfera da Terra quando
esta era ainda um planeta jovem, constituindo ento o ponto de
partida da evoluo da vida no nosso planeta.  portanto
possvel que se tenham tambm desenvolvido organismos vivos em
Jpiter.


   A GRANDE VOLTA. A disposio dos planetas em 1977 ser
favorvel a uma "grande volta" pela parte exterior do Sistema
Solar. Uma nave espacial enviada da Terra para Jpiter
sofrer, graas  enorme atraco gravitacional exercida pelo
Planeta Gigante, um aumento de velocidade tal que ser
impulsionada na direco de Saturno e, depois de tornear este
planeta, de Pluto. Esta volta demorar treze anos. Uma
oportunidade como esta, que permita explorar por baixo custo
as regies mais rematas do Sistema Solar, s ocorre de 179 em
179 anos.




9. a idade da terra


   Em 1648 James Ussher, arcebispo de Armagh, afirmou que a
criao da Terra ocorrera em 4004 a. C. At ao incio do
sculo XIX foi aceite por quase toda a gente um espao de
tempo de cerca de 6000 anos para a idade da Terra, baseado na
genealogia bblica: nessa altura gelogos e naturalistas
comearam a suspeitar de que a Terra devia existir havia muito
mais tempo.
   No decurso do sculo XIX, os gelogos observaram que a
terra dos continentes se desgasta devido  eroso da gua; os
regatos e os rios desgastam as margens, transportando todos os
anos uma pequena quantidade de terra dos pontos altos para os
mares. Embora s uma fraco mnima de terra seja removida por
ano por tal processo, aparentemente esta aco tem vindo a
efectuar-se h j muito tempo, pois h lugares em que se pode
ver que uma completa cadeia de montanhas foi reduzida at aos
sops. Normalmente  difcil detectar estas alteraes, mas em
alguns locais especiais pode observar-se muitssimo bem o seu
efeito. O Grand Canyon  o exemplo mais flagrante. Aqui, o rio
Colorado cortou pela crosta terrestre como um escalpelo
rasgando tecido, tendo exposto um ntido registo do passado. A
histria daquela parte da Terra foi desnudada para todos a
observarem.
   Os penhascos do Grand Canyon mostram que, em pelo menos
trs ocasies sucessivas, as montanhas foram elevadas a
grandes alturas pela deslocao de terras e aco deformadora
da crosta terrestre, corrodas pela gua corrente, e formadas
novamente por altura de posteriores modificaes da crosta
terrestre. Noutros lugares, tais como na Sheep Mountain, na
bacia hidrogrfica do Big Horn situada em Wyoming, a base de
uma montanha isolada encontra-se exposta de maneira muito
ntida. Os sinais de eroso podem ser observados por toda a
superfcie da Terra. A gua corrente  o agente mais eficaz,
mas os glaciares e a aco de rajadas de areia e de ventos
carregados de poeira tambm contribuem  para o desgaste. A
sensao de um nunca acabar de transformaes na Terra foi
intensamente apercebida por James Hutton, o pai da Geologia
moderna, que escreveu em 1795:
   "... desde o cimo da montanha at  costa martima... tudo
se encontra em estado de transformao; as rochas e os
estratos slidos desfazem-se, quebram-se e decompem-se... a
terra deslocando-se pela superfcie terrestre em direco 
costa; e a prpria costa  desgastada e assolada pela agitao
do mar."
   H quanto tempo tem estado a Terra a desgastar-se por este
processo? Podemos medir a quantidade de matrias que 
removida todos os anos do continente americano, por exemplo,
pelos rios maiores, tais como o Mississipi. Est calculado que
so varridos pela gua 800 milhes de toneladas de terra por
ano, da parte continental dos Estados Unidos para o mar. A
este ritmo, o nvel da terra baixa cerca de 30 centmetros em
cada 10.000 anos. Um planalto com 3500 metros de altura 
removido em 100 milhes de anos. Devido a esta quantidade de
matria ter sido desgastada e colocada de novo, por vrias
vezes, em algumas partes do Globo, segue-se que a Terra deve
ter, pelo menos, vrias centenas de milhes de anos. Alm
disso, o ciclo de eroso e o levantamento de terrenos, tanto
quanto podemos saber, quer recuemos o mais possvel na
Histria ou penetremos o mais profundamente possvel na crosta
terrestre, tm continuado a efectuar-se. No h nenhuma pista
que nos diga onde e quando devemos parar. Tanto quanto os
gelogos podem dizer, a Terra deve ter existido desde sempre.
Hutton disse: "No encontramos nenhum vestgio de um
princpio."
   Algumas geraes mais tarde, Charles Darwin empreendeu um
estudo sobre os seres vivos e a sua relao com os fsseis de
animais antigos conservados em rochas. Presentemente, h
aproximadamente um milho de espcies de animais na Terra.
Darwin observou que as formas de vida existentes hoje na Terra
evoluram gradualmente de seres a princpio mais primitivos e
mais simples, que sofreram uma sucesso de transformaes
muito pequenas. Da observao de grande nmero de esqueletos
fsseis pode ver-se que, durante um perodo de mais de 60
milhes de anos, o cavalo moderno, por exemplo, evoluiu de um
animal pequeno e com cinco dedos do tamanho de um fox-terrier,
como resultado de longa srie de mutaes mnimas. Darwin
notou que em animais modernos as modificaes de uma gerao
para outra so imperceptivelmente mnimas, demasiado pequenas
para permitirem ser detectadas dentro do espao de tempo de
vida de uma pessoa, ou mesmo pela memria da raa humana.
Concluiu que uma mutao substancial na forma de um animal
deve ter levado milhares, seno milhes, de geraes, e que
deve ter decorrido uma enorme quantidade de tempo desde o
comeo do registo de fsseis at aos nossos dias. Sugeriu
ainda que deve ter decorrido um grande intervalo antes do
aparecimento de fsseis, durante o qual animais de corpos
maleveis povoaram os mares primitivos sem terem deixado
qualquer vestgio da sua existncia. H exactamente quanto
tempo  se tm vindo a dar transformaes nas formas dos seres
vivos? Darwin no pde responder a esta pergunta; contudo
tambm ele sentiu intuitivamente que a terra deve existir h
muitas centenas de milhes de anos. 
   os pontos de vista de Darwin quanto  idade da Terra
estavam em desacordo com as opinies de Lord Kelvin, fsico e
matemtico britnico. Medies geofsicas revelaram que se
dimana constantemente uma pequena quantidade de calor do
interior da Terra para a superfcie. de acordo com Kelvin,
este fluxo de calor resulta do facto de a Terra ter sido
uma massa fundida logo quando se formou. No decurso de milhes
de anos,  medida que ia perdendo o calor da superfcie, ia
arrefecendo e petrificando-se gradualmente. Kelvin calculou
quanto tempo levaria a Terra a arrefecer at  temperatura
actual, supondo que o calor, durante
a histria passada, se libertava do interior do planeta ao
mesmo ritmo que se liberta hoje. Os clculos indicaram que a
Terra tinha vindo a arrefecer havia 40 milhes de anos. Kelvin
anunciou que esta era a idade da Terra. Pensava que 40 milhes
de anos era uma estimativa generosa, pois quando
planeta mais novo e mais quente, a Terra perdia provavelmente
o calor  superfcie mais rapidamente do que hoje.
   De acordo com Darwin, porm, era necessrio um espao de
tempo de longe muito mais extenso do que 40 milhes de anos
para que as espcies de vida vegetal e animal se tivessem
desenvolvido segundo o processo lento de seleco natural. Se
os clculos de Kelvin estivessem correctos, a teoria da
evoluo de Darwin tinha de estar errada.
   Darwin ficou muito transtornado com esta revelao. Em
1869, escreveu o seguinte:
   "... Estou muito preocupado com a curta durao da Terra de
acordo com a superfcie porque, por razes tericas, preciso
de um perodo muito longo antes da formao cmbrica."
   A tenso deve ter sido penosa, pois parece que tomou uma
antipatia pessoal por Kelvin, referindo-se a este, numa carta
a Alfred Wallace, como "o espectro abominvel". Mas Kelvin
estava confiante; afirmou em 1873:
   "Em cada momento encontramos alguma coisa para mostrar... a
completa futilidade da filosofia (de Darwin)."
   Por volta de 1893 reduziu a estimativa da idade da Terra
para 24 milhes de anos, oprimindo implacavelmente Darwin.
   No conflito entre a intuio de Darwin e a Fsica
matemtica de Kelvin, triunfou a intuio, uma vez que Kelvin
omitira dos seus clculos, nos anos 70, um factor assaz
importante. O factor omisso no foi descoberto at 1904, vinte
e cinco anos depois do falecimento de Darwin. Nesse ano,
Rutherford descobriu que a radioactividade liberta quantidades
apreciveis de calor. A Terra contm substncias radioactivas
- trio, urnio e potssio - no interior. Kelvin no tinha
conhecimento da existncia destas substncias. De acordo com
as medies de Rutherford, estas libertaram calor suficiente
para prolongar o espao de tempo de arrefecimento da Terra
muito para alm do que Kelvin previa. 
   Rutherford discutiu as implicaes desta experincia numa
conferncia realizada em 1904, a que Kelvin tambm assistiu.
Rutherford disse depois:
   "Entrei na sala, que se encontrava pouco iluminada,
localizei imediatamente Lord Kelvin na audincia e compreendi
que me encontrava em apuros com a ltima parte do meu trabalho
que se relacionava com a idade da Terra, em que as minhas
opinies colidiam com as dele. Para meu alvio, Kelvin
adormeceu, mas, quando cheguei  parte importante, vi que o
velho pssaro se endireitou, abriu um olho e me fitou
sinistramente! Ento tive uma inspirao sbita, e disse que
Lord Kelvin determinara a idade da Terra caso no se
descobrisse nenhuma nova fonte de calor. Aquela afirmao
proftica refere-se ao que estamos a considerar esta noite, o
rdio! O velho sorriu-se para mim."
   A descoberta da radioactividade libertou os naturalistas
dos clculos estreitos de Kelvin e deu-lhes o tempo de que
precisavam.  curioso que a mesma descoberta tambm concedeu a
primeira indicao da verdadeira idade da Terra. A medio foi
concebida, mais uma vez, por Lord Rutherford, e realizada em
pormenor por B.B. Boltwood, da Universidade de Yale. Boltwood
decidira repetir o trabalho de Pierre e Marie Curie sobre a
separao do rdio e do urnio. Num trabalho sobre as rochas
contendo urnio, isolou e mediu sem demora a concentrao de
urnio em qualquer substancia analisvel, nas suas rochas de
ensaio. Descobriu que, sempre que existia urnio nas rochas, o
chumbo tambm aparecia e, ainda mais, que a proporo de
chumbo para urnio se mantinha quase sempre constante.
   Os Curie mostraram que, quando o urnio enfraquece,
liberta-se uma srie de partculas, at que finalmente o
chumbo surge, como resultado final.  medida que os tomos de
urnio enfraquecem um por um, a concentrao de chumbo na
rocha tem de aumentar constantemente. A quantidade de chumbo
existente, concluiu Rutherford, revelar o tempo durante o
qual ocorreu a transformao de urnio em chumbo.
   Medies laboratoriais mostram que 50 % do urnio numa
rocha se transformar em chumbo no decorrer de A mil e 500
milhes de anos. Este perodo  conhecido como metade da vida
do urnio. Boltwood encontrou uma grande quantidade de chumbo
nas rochas que estudou, indicando que estas existiram durante
uma fraco aprecivel do perodo de vida do urnio, talvez
durante um milhar de milhes de anos. Em anos posteriores as
rochas mais velhas ainda foram datadas deste modo, atingindo
idades que iam at aos 3 mil e 300 milhes de anos.

   Os meteoritos, que so fragmentos de rochas extraterrestres
que colidem de vez em quando com a Terra, tambm tm sido
estudados segundo a mesma tcnica. Os resultados mostram que a
maioria dos meteoritos tm cerca de 4 mil e 500 milhes de
anos. Os meteoritos no foram submetidos  eroso nem a uma
srie de transformaes qumicas e fsicas, como acontece com
as rochas  superfcie da Terra. Por esta razo, cr-se que
estes do uma indicao melhor do estado primitivo da matria
no sistema solar do que as rochas terrestres. Por isso,
supe-se que 4 mil e 500 milhes de anos, a idade dos
meteoritos,  a idade do sistema solar e a da Terra. 


iiiii

   o grand canyon: uma inciso na crosta terrestre.
as grandes escarpas do grand canyon ostentam os vestgios de
trs cadeias de montanhas que foram elevadas e,
posteriormente, submetidas  contnua aco erosiva das guas
correntes. o rio colorado (correndo, na imagem, do meio da
pgina da esquerda para o fundo da pgina seguinte) tem vindo
a cavar na crosta terrestre um vale estreito de cerca de dois
mil metros de profundidade, ao longo  do qual se podem
observar estas modificaes geolgicas. o rio deixou a
descoberto camadas da crosta terrestre formadas h
aproximadamente mil milhes de anos. 

   charles Darwin (1809-1882), defensor de uma terra vetusta.
Esta fotografia foi tirada em 1854, quando Darwin tinha
quarenta e cinco anos. Por essa altura, Darwin j vinha a
debruar-se durante quase duas dcadas sobre os fsseis e as
suas relaes com os animais vivos. Havia entretanto chegado 
concluso que as formas de vida que existem modernamente na
Terra provinham de espcies desaparecidas atravs de uma
sucesso de mutaes inumerveis e graduais. Estas mutaes,
imperceptveis de uma gerao para a seguinte, devero ter-se
produzido durante um perodo extremamente longo. Darwin estava
convencido de que a terra era um planeta de formao muito
antiga. 


lord Kelvin (1824-1907), defensor de uma terra jovem. Lord
Kelvin, um dos mais eminentes fsicos britnicos, ps em causa
as ideias de Darwin sobre a idade da Terra. Segundo os seus
clculos, o nosso planeta teria constitudo um inabitvel
corpo rochoso em liquefaco, cuja idade no excederia os 40
milhes de anos. Este lapso de tempo era, por conseguinte,
insuficiente para que a vida tivesse evoludo at ao seu
actual estdio de variedade e complexidade atravs de uma
sucesso de mutaes quase imperceptveis, como Darwin
sustentava na sua teoria da evoluo. Darwin morreu em 1882,
profundamente perturbado pelas criticas que Kelvin Ihe
dirigira. Em 1907, vinte e cinco anos aps o falecimento de
Darwin, Rutherford descobriu que as substncias radioactivas
enterradas no interior da Terra libertavam uma quantidade de
calor suficiente para invalidar os clculos de Kelvin. 



10. os primeiros anos


   Os primeiros anos da histria da Terra esto envolvidos num
mistrio. A eroso provocada pelo vento e pela gua corrente,
e as elevaes da crosta terrestre que acompanham a formao
de grandes continentes e de cadeias montanhosas - tudo isto
contribuiu para destruir os vestgios do passado da Terra.
Sabe-se menos da histria do nosso planeta do que da histria
da vida das estrelas, uma vez que os cus contm estrelas de
muitas e variadas idades - umas a formar-se, outras numa fase
intermediria, e outras no estdio final de desagregao e
extino. Todas estas estrelas - novas e velhas - podem ser
examinadas pelos telescpios. Por meio destes tommos
conhecimento da histria das gigantes vermelhas e das ans
brancas. Mas os planetas de vrias idades no podem ser
observados. A explorao da Lua e de Marte ser realizada em
breve, e esta observao acrescentar informaes quanto 
histria dos planetas; mas, possivelmente, a Lua e Marte so
da mesma idade da Terra e a partir daqueles nunca chegaremos a
uma histria completa do nosso planeta; nunca poderemos saber
tanto como saberamos se assistssemos  formao de um
planeta semelhante  Terra, ou se observssemos um nos seus
primeiros anos de vida.
   Talvez um dia se descubra um planeta mais novo do que a
Terra, se porventura formos capazes de sair deste sistema
solar e viajar at outras estrelas; tais viagens, porm, no
esto  vista num futuro previsvel. Presentemente estamos
condenados  ignorncia das condies que existiram na Terra
durante os primeiros anos. Desconhecemos a temperatura da
superfcie da Terra quando esta era nova, os gases que
flutuavam na atmosfera e os produtos qumicos que se
dissolveram nos oceanos primitivos. Desconhecemos estes factos
que talvez nunca possamos conhecer, e contudo so do maior
interesse, em virtude de estarem relacionados com o problema
da origem da vida. Os vestgios mais remotos de organismos com
vida descobertos at agora-resduos de bactrias e plantas 
simples - encontram-se em rochas com cerca de 3 mil milhes de
anos de idade. Na altura em que estes organismos viveram, j a
Terra tinha mais de mil milhes de anos. Durante este perodo
de anos a vida desenvolveu-se aqui. Em que condies  que ela
surgiu?
   Pensamos que no princpio havia s uma nuvem de hidrognio,
misturada com pequenas pores de outras substncias. Desta
nuvem nasceram o Sol, os planetas e as criaturas que andam 
superfcie da Terra. Tratava-se da nuvem-me donde todos ns
provimos. No centro dela existia um ncleo denso e quente que
formou mais tarde o Sol. As regies mais  superfcie - mais
frias e menos densas -deram origem aos planetas.
   A partir de que matrias se formaram os planetas? A massa
da nuvem-me deve ter sido composta de gases leves, hidrognio
e hlio, pois estes so os elementos mais abundantes no
Universo. Outros elementos relativamente abundantes no
Universo, embora no tanto com o hidrognio e o hlio, so o
carbono, o nitrognio e o oxignio, metais como o ferro, o
magnsio e o alumnio, e o silcio. Estas substncias devem
ter entrado na composio da nuvem-me que deu origem aos
planetas em relativa abundncia. Sem dvida que os restantes
oitenta e tal elementos estavam tambm representados, mas em
quantidades mais pequenas.
Todos os compostos qumicos vulgares destas substncias
ter-se-iam formado na nuvem, em relativamente pouco tempo. O
hidrognio combina-se facilmente com o oxignio para formar
molculas de vapor de gua; o hidrognio tambm se combina com
o nitrognio para formar molculas de amonaco e combina-se
ainda com o carbono formando metano, tambm chamado gs dos
pntanos, que  hoje muito usado para cozinhar. O carbono e o
oxignio combinam-se formando o dixido de carbono. Devem
ter-se formado quantidades considerveis de cada um destes
compostos na nuvem-me, mas possivelmente no sob a forma de
gases, devido  baixa temperatura - cerca de 40 graus
centgrados abaixo de zero -que prevalecia na regio da nuvem
da qual a Terra se formou. A esta temperatura, congelam numa
mistura lamacenta de gua, amonaco e metano gelado, em estado
lquido e slido, mais dixido de carbono slido - gelo seco.
Os outros elementos contidos em abundncia - silcio,
alumnio, magnsio e ferro-combinam-se com o oxignio formando
gros de matrias rochosas e xidos metlicos.
Estas so, pois, as substncias das quais os planetas se
formaram um sorvete napolitano de gua gelada, amonaco e
metano, e ainda v rias espcies de matrias rochosas - tudo
imerso numa nuvem gasosa de hidrognio e hlio.  
   Quando, no princpio, os planetas se formaram a partir
desta mistura de gases e matrias slidas, o volume da sua
massa devia ter consistido em hidrognio e hlio. Os planetas
gigantes - Jpiter, Saturno, Urano e Neptuno - so de facto
compostos, na sua maior parte, por  estes gases leves, mas,
por qualquer razo, a Terra e os seus planetas vizinhos mais
prximos carecem deles. Porque  que eles so mais escassos na
Terra do que em Jpiter,  um mistrio. Alguns estudiosos do
assunto dizem que foram varridos pelos raios do Sol, que eram
muito mais brilhante do que hoje. Outros dizem o contrrio:
que todos os gases leves das regies interiores foram atrados
para o corpo do Sol primitivo,  medida que se contraa, e a
Terra formou-se das matrias rochosas que sobraram.
   Seja qual for a causa do afastamento do hidrognio e do
hlio,  evidente que, a partir da escassez destes gases na
Terra, desapareceram das proximidades da rbita terrestre para
uma vasta extenso na altura em que o nosso planeta se comeou
a condensar. A s ficaram partculas rochosas e pequenas
quantidades de gelo, que giravam em rbita em torno do Sol,
sendo cada uma delas um planeta em miniatura.
   De vez em quando ocorriam colises entre as partculas
vizinhas no curso dos seus movimentos rotatrios. Algumas
colises eram suaves, e as partculas ficavam coladas umas s
outras. Com o decorrer de milhes de anos, pequenos gros
rochosos aumentaram gradualmente para formaes maiores, por
este processo. Alguns fragmentos de rochas atingiram um
tamanho suficiente para exercerem uma atraco gravitacional
sobre os que lhes eram vizinhos. Estes foram os ncleos dos
planetas modernos. A partir do momento em que atingiram um
tamanho suficiente para atrair outras partculas pela aco da
gravidade, rapidamente reuniram todas as matrias do espao em
seu redor, e em pouco tempo evoluram para planetas de tamanho
pleno.
   O processo completo da formao planetria continuou talvez
por um perodo superior a 50 milhes de anos, prosseguindo
extremamente devagar a princpio, e depois com uma energia que
aumentou rapidamente nas fases finais. Por fim, toda a matria
do sistema solar se encontrava reunida nestes planetas
existentes, tendo s ficado alguns tomos de gs no espao
intermdio.  esta a situao no sistema solar de hoje.
    medida que a Terra aumentava para o tamanho definitivo
nas fases finais deste processo, a gravidade atraa para o
planeta, com fora crescente, todos os fragmentos de rocha que
ainda giravam  volta do Sol em rbitas vizinhas. Estes
ltimos restos da nuvem-me precipitaram-se para a Tema a
velocidade superior a 40.000 quilmetros por hora, libertando
grandes quantidades de energia quando atingiam a superfcie, e
elevando a temperatura das camadas mais superficiais da Terra.
    possvel que toda a Terra se tivesse fundido como
resultado do bombardeamento sofrido durante as fases finais da
sua formao. Ou pode ter-se derretido mais tarde como
resultado da energia nuclear libertada no interior devido 
carncia de urnio e de outras substncias radioactivas. H
uma disputa entre estudiosos da histria da Terra quanto a
este ponto, mas h um facto de que estamos certos: grandes
regies da  Terra derreteram-se, ou aproximaram-se de um
estado de quase fuso, em dada altura da sua histria.
Temos a certeza deste facto porque actualmente existe uma
enorme quantidade de ferro fundido no centra da Terra. O ferro
 um elemento abundante, e no nos surpreende que exista em
quantidade considervel no interior da Terra; contudo, quando
a Terra se acumulou a partir de pequenos fragmentos de rocha,
este ferro deve ter-se espalhado irregularmente por todo o
interior, como passas de uva num bolo de frutas. S se vastas
regies da Terra se tivessem fundido,  que teria sido
possvel a este ferro correr para o centro e formar um ncleo
fundido.
   A questo : quando se fundiu a Terra? O grupo pertencente
 escola "planeta jovem e frio" que estuda a histria da Terra
argumenta que a Terra era inicialmente um corpo frio, formado
de rocha slida, que se fundiu posteriormente, talvez mil
milhes de anos mais tarde, devido ao calor libertado por
substncias radioactivas distribudas por todo o seu interior.
O grupo pertencente  escola "planeta jovem e quente" afirma
que a Terra estava fundida no princpio da sua existncia, e
no formou uma crosta slida a no ser muito tempo depois.
   Quer de uma maneira quer de outra,  certo que se fundiram
grandes regies da Terra numa dada altura, mais ou menos
durante o primeiro milhar de milhes de anos. Gradualmente,
acumularam-se rochas leves na superfcie, formando os
continentes. As reas entre os continentes eram bacias
naturais nas quais a gua, chegando  superfcie, vinda do
interior do planeta atravs de vulces e fendas na crosta, se
juntou formando os oceanos. Lentamente a Terra foi adquirindo
o seu aspecto actual.



11. o despontar da vida


   A Terra comeou a sua existncia h 4 mil e 500 milhes de
anos, gravitando  volta do Sol, recentemente formado.
Constitudo a partir de tomos inertes de gs e de gros de
poeira, o nosso planeta no princpio era, sem dvida, um corpo
estril rochoso. As guas dos oceanos primitivos eram
desprovidas de vida; as ondas batiam em costas ridas, sem o
manto da vegetao. Hoje, porm, desenvolvem-se plantas por
toda a parte; os continentes esto cheios de um milho de
variedades da vida animal; 20.000 espcies de peixes habitam
os mares. Como e quando surgiu esta variedade rica em seres
vivos no nosso planeta?
   O progresso cientfico das ltimas dcadas desvendou factos
sobre a natureza dos organismos vivos que conduziram, pela
primeira vez, a uma explicao cientfica da origem da vida.
Parece provvel agora que as primeiras criaturas vivas da
Terra tivessem evoludo espontaneamente de produtos qumicos
inertes que enchiam a atmosfera e os oceanos do planeta nos
seus primeiros anos de existncia. Trs descobertas
levaram-nos a esta concluso.
   Primeira, os bilogos mostraram-nos que todos os organismos
vivos existentes  face da Terra dependem de dois tipos de
molculas - aminocidos e nucletidos, que so as unidades
constituintes fundamentais da vida , precisamente como os
fsicos tinham esclarecido que toda a matria do Universo 
formada de trs unidades constituintes - o neutro, o proto e
o electro.
   Segunda, os qumicos fabricaram estas unidades moleculares
constituintes de vida no laboratrio a partir de produtos
qumicos simples, sob condies semelhantes s que existiram
na Terra quando esta era um planeta novo.
   Terceira, descobriu-se um objecto que faz a ligao entre
os ncleos, tomos e molculas do universo fsico e os
organismos complexos do mundo vivo. Este corpo, chamado vrus,
fica na fronteira entre
 a matria inanimada e a vida. A sua existncia d crdito 
noo de que a vida evoluiu de produtos qumicos no vivos.
   As unidades constituintes fundamentais da vida so mais
complicadas do que as unidades de construo do mundo fsico.
Vinte espcies diferentes de aminocidos desempenham um papel
importante nas criaturas vivas, bem como cinco espcies
diferentes de nucletidos (1). Alm disso, cada aminocido ou
nucletido , em si mesmo, uma molcula bastante complexa
formada de cerca de trinta tomos de hidrognio, nitrognio,
oxignio e carbono, 1igados por foras elctricas de atraco.
So dados exemplos da estrutura de um aminocido e de um
nucletido tpicos nas gravuras da pgina 147.
   O aminocido e o nucletido tm funes muito diferentes na
qumica da vida. Dentro da clula os aminocidos renem-se em
molculas muito grandes denominadas protenas. Uma classe de
protenas, chamadas protenas estruturais, constituem os
elementos indispensveis ao organismo vivo - as paredes
celulares, o cabelo, os msculos e os ossos. As protenas
estruturais so como as armaes de ferro e as paredes de um
edifcio. A outra classe de protenas so as chamadas enzimas.
Existem muitas espcies de enzimas; cada espcie controla uma
das muitas reaces qumicas necessrias para manter a vida de
um organismo.
   Todas as protenas sob todas as formas de vida, vegetal e
animal, so constitudas a partir do mesmo grupo bsico de
vinte aminocidos. Uma protena s difere da outra no modo
como se ligam os aminocidos constituintes. Contudo, estas
diferenas so bem importantes. A distino entre um homem e
um rato, quer em aparncia, quer em personalidade depende
inteiramente das diferenas entre as protenas contidas nas
clulas dos seus corpos.
   As protenas encontram-se unidas num segundo grupo de
unidades constituintes - os nucletidos. Os nucletidos esto
reunidos dentro da clula, formando cadeias muito compridas,
chamadas cidos nucleicos. O tipo de cido nucleico mais
importante chama-se cido desoxiribonucleico, ou ADN (2). ADN
 a maior molcula que se conhece, contendo, em organismos
numa fase mais adiantada, como o do homem, 10 mil milhes de
tomos separados. O tamanho da molcula ADN  compreensvel se
tivermos em conta a complexidade e a importncia das suas
funes na clula viva. A molcula ADN  a molcula mais
importante em todos os organismos vivos, ainda mais importante
do que a protena, porque determina as protenas que iro ser
reunidas; a molcula ADN possui o plano principal para o
organismo.
   Como  que o ADN controla a reunio de protenas na clula?
As caractersticas gerais do processo comearam a surgir
durante a dcada dos anos 50, embora muitos dos pormenores no
estejam ainda definidos de maneira clara. Parece que os
aminocidos e os nucletidos isolados flutuam livremente no
fluido da clula. As molculas ADN que orientam a reunio de
protenas localizam-se no centro da clula. Na primeira fase,
os nucletidos no combinados so atrados para um segmento 
de uma das molculas ADN no centro. Alinham-se ao longo do
segmento ADN formando uma rplica deste. Numa segunda fase, a
rplica desliga-se da cadeia principal ADN, e afasta-se pouco
a pouco para dentro da clula; e um mensageiro que transmite
instrues do ADN ao corpo da clula para a reunio de um tipo
especial de protenas. Na terceira fase, surge uma outra
molcula. Esta molcula serve de trao de unio, trazendo os
aminocidos existentes no fluido da clula para os lugares
apropriados dispostos ao longo do mensageiro. L existem vinte
tipos de traos de unio, um por cada tipo de aminocido. Cada
trao de unio atrai um e s um dos vinte aminocidos. Adere
firmemente quando, no decorrer de colises fortuitas,
determinado tipo de aminocido entra em contacto com a
extremidade do trao de unio destinada para aquele aminocido
especfico. Na outra extremidade do trao de unio existe
outro grupo de molculas, constituindo uma superfcie de
recantos e fendas construdas de tal modo que s se ajusta aos
lugares apropriados ao longo do mensageiro. Quando o trao de
unio ocupa o seu lugar ao longo do mensageiro, adiciona o
aminocido  cadeia de aminocidos que j tinha sido
constituda. Quando esta cadeia estiver agrupada ao longo do
comprimento total do mensageiro, a reunio de aminocidos numa
protena estar completa. Depois, a cadeia desliga-se do
mensageiro e afasta-se pouco a pouco para o fluido da clula.
   As protenas essenciais so constitudas no interior de um
animal por meio deste processo bastante complicado de acordo
com a ordem dos  nucletidos nas molculas ADn. Os segmentos
da molcula ADN so "lidos" como as palavras de um livro. Cada
segmento ADN, controlando a reunio de uma protena,  uma
palavra; cada nucletido dentro de um segmento  uma letra; a
ordem das letras fornece o significado da palavra - ou seja, a
protena que vai ser reunida. O grupo completo de molculas
ADN contido no interior da clula  a biblioteca de informao
gentica para o organismo. As molculas ADN nas clulas de um
ser humano orientam a reunio de aminocidos no corpo humano
para formar protenas humanas; as molculas ADN nas clulas de
um rato orientam a reunio dos aminocidos que formam as
protenas do rato.
   Como  que o plano da espcie para a correcta reunio de
protenas passa de uma gerao para a seguinte? Como  que a
descendncia adquire por hereditariedade as caractersticas
dos seus pais? A resposta encontra-se na propriedade mais
extraordinria da molcula ADN - a capacidade de se
autoduplicar. O mecanismo pelo qual o ADN se autoduplica foi
descoberto em 1953 por uma equipa anglo-americana, James D.
Watson da Universidade de Harvard e Frances Crick da
Universidade de Cambridge. Esta descoberta  um dos mais
importantes acontecimentos cientficos isolados dignos de
registo do sculo vinte. Descrevi a molcula ADN como uma
cadeia de nucletidos; mas Watson e Crick acharam que no se
tratava de uma nica cadeia de nucletidos; consiste, antes,
em duas cadeias, reunidas com intervalos regulares por
molculas dispostas como degraus de um escadote. No meio de
cada degrau do escadote  existe uma zona fraca que se quebra
facilmente. Durante a histria dos primeiros tempos de uma
clula, os dois filamentos permanecem ligados, mas quando a
clula atinge o tamanho definitivo, e a diviso em duas
clulas-filhas est prestes a comear, as ligaes fracas no
meio do escadote quebram-se, e o filamento duplo divide-se em
dois filamentos simples. Ento, cada um dos filamentos simples
rene em si novos nucletidos a partir de um mar de
nucletidos flutuando na clula, e rene-os formando uma nova
molcula de filamentos bipartidos. Agora existem duas
molculas ADN idnticas, onde primeiramente s existia uma. As
duas molculas ADN dividem-se, e deslocam-se para as
extremidades opostas da clula; a clula, depois, divide-se em
duas clulas-filhas, contendo cada uma um grupo completo de
molculas ADN. Deste modo, cada clula-filha contm uma cpia
do volume de informao gentica que havia na clula-me. Este
 o processo pelo qual a forma e as caractersticas de uma
planta ou de um animal se transmitem de gerao em gerao.
   Em resumo, a molcula ADN controla a reunio de protenas,
e as protenas determinam a natureza da organismo. Cada
organismo vivo tem o seu grupo especial de molculas ADN; no
h dois organismos que possuam o mesmo grupo, a no ser que
sejam gmeos perfeitos. Contudo, os nucletidos e os
aminocidos bsicos so os mesmos em todos os seres vivos 
face da Terra, quer sejam bactrias, moluscos ou o homem.
   Tendo em mente esta propriedade fundamental dos seres
vivos, pode apreciar-se a importncia de uma experincia
crtica efectuada em 1952 por Stanley Miller que,
presentemente professor de Bioqumica na Universidade da
Califrnia, era ento um recm-formado trabalhando na tese de
doutoramento em Fsica sob a orientao de Harold Urey Por
sugesto de Urey, Miller juntou numa mistura os gases -
amonaco; metano, vapor de gua e hidrognio - que eram
abundantes na nuvem-me da Terra, e que, provavelmente, eram
abundantes na atmosfera primitiva da Terra. Pela mistura fez
passar uma descarga elctrica. Ao fim de uma semana, Miller
descobriu que a gua continha vrios tipos de aminocidos.
Subsequentemente, em 1962, criaram-se nucletidos no
laboratrio sob condies semelhantes. Fabricaram-se
aminocidos e nucletidos em experincias semelhantes a partir
de diversas misturas de gs, utilizando vrias fontes de
energia - bombardeamento por partculas alfa, irradiao com
luz ultravioleta e simples aquecimento dos ingredientes. Os
resultados de todas estas experincias, considerados
conjuntamente, demonstram que as unidades moleculares
constituintes da vida podiam ter sido criadas por um dos muito
variados processos, durante a histria primitiva da Terra.
   Os aminocidos e os nucletidos podiam ter-se formado na
Terra por este processo h 4 mil e 500 milhes de anos, pela
descarga de um raio durante as primeiras trovoadas, ou pela
aco dos raios ultravioleta provenientes do Sol. Podemos
calcular o que aconteceu tambm em sequncia. Gradualmente, as
molculas criticas escoadas da atmosfera para os oceanos
formaram um caldo nutritivo cuja concentrao aumentava
continuamente.  A concentrao de aminocidos e nucletidos
aumentou durante um longo perodo de tempo, at que,
eventualmente, uma combinao fortuita de unidades
constituintes produziu molculas ainda mais complexas - as
primeiras protenas e cidos nucleicos. Com a continuao do
tempo as clulas desenvolveram-se; surgiram organismos
multicelulares; e os organismos vivos iniciaram um longo
percurso em direco  complexidade das criaturas tal como
existe actualmente.
   Esta  a histria atraente que emergiu da unio da
Astronomia, da Biologia e da Qumica. Custa a acreditar,
porm, que as formas de vida existentes, em toda a sua
variedade e complexidade, possam ter tido origem em produtos
qumicos no combinados. Existe alguma prova directa para o
desenvolvimento de vida a partir de molculas no vivas?
   A resposta : sim, h uma entidade, muito vulgar no mundo
de hoje, que possui, simultaneamente, os atributos de uma
molcula no viva e os atributos de um organismo vivo. Esta
entidade  o vrus - o objecto mais pequeno e simples ao qual
se pode atribuir vida.
   A existncia de vrus foi verificada pela primeira vez no
final do sculo dezanove, durante uma srie de experincias
concebidas para revelar a causa de uma doena que afectava as
plantas do tabaco. Descobriu-se que o suco adquirido por
compresso das folhas de plantas infectadas podia contaminar
outras plantas. Aparentemente, a infeco era transmitida no
fluido. Mas quando eram comprimidas atravs de um filtro fino,
que filtrava todas as bactrias visveis, o fluido retinha
ainda o poder de contaminao. em 1898 um botnico holands,
Beijerinck, sugeriu que a doena no era causada por um germe,
mas por um produto qumico venenoso. Beijerinck denominou este
produto qumico virus, que  a palavra latina para veneno.
   Investigaes posteriores revelaram que os vrus so a
causa de muitas doenas, incluindo a varola, gripe, paralisia
infantil e constipaes vulgares. O interesse dos mdicos e
bilogos pelos vrus intensificou-se durante as primeiras
dcadas do sculo vinte. Gradualmente, foi aumentando a
suspeita de que o vrus no era nenhum produto qumico vulgar.
Vrias experincias sugeriram que o vrus, embora demasiado
pequeno para poder ser observado ao microscpio, possua a
caracterstica bsica dos organismos vivos - a capacidade de
se reproduzir.
   A demonstrao para o vrus vivo era, porm, indirecta:
ningum tinha ainda observado nenhum vrus no acto da
reproduo. Mas nos anos a seguir  Segunda Guerra Mundial
aperfeioou-se um instrumento novo que forneceu aos bilogos
um utenslio eficiente para o estudo de organismos pequenos.
Este instrumento foi o microscpio electrnico. Os
microscpios vulgares, nos quais o objecto a estudar 
iluminado por raios de luz, esto limitados a um poder de
amplificao de cerca de 2000 vezes. As bactrias mais
pequenas, cujo tamanho  algumas dcimas de mcron, mal podem
ser observadas nestes microscpios. Mas o microscpio
electrnico, que dirige para o objecto um feixe de electres
em vez de um feixe de luz, pode produzir ampliaes to
elevadas como vrias centenas
  de milhares de vezes.  possvel fotografar uma nica
molcula proteica com estes instrumentos; se se conseguir um
melhoramento posterior na amplificao da ordem de 50 vezes, o
microscpio electrnico estar apto a fotografar aminocidos e
nucletidos individuais.
   Com o microscpio electrnico, o vrus tornou-se finalmente
visvel, e todos os pormenores importantes da sua estrutura
foram revelados Descobriu-se que os vrus existem com vrias
formas - arredondada, cilndrica, polidrica e com caudas.
Tambm surgem com muitos tamanhos. O maior  do tamanho de uma
bactria pequena; o menor, que tem de dimetro um milionsimo
de centmetro,  mais pequeno do que muitas molculas
inanimadas. Os vrus preenchem a lacuna entre o mundo
inanimado e o mundo animado.
   Contudo, estas partculas minsculas esto
indiscutivelmente vivas. Estudos qumicos mostram que contm
ADN - para alm de as molculas estarem vivas, pois ficam
coradas de azul, tambm se caracterizam pelos processos
atravs dos quais toda a criatura viva se reproduz. Contm
igualmente uma quantidade substancial de protena, sob a forma
de uma pelcula protectora que envolve os filamentos preciosos
e delicados do ADN. Mas contm muito pouco mais. Em especial,
no contm nem glcidos nem lpidos que forneam energia para
as reaces qumicas noutros seres vivos. Nelas tambm esto
ausentes nucletidos no combinados e aminocidos, a partir
dos quais todos os outros organismos fabricam protenas e
formam autoduplicaces.
    Como  que, ento, vivem os vrus sem uma fonte de energia
e sem as matrias essenciais ao crescimento e  reproduo?
A resposta  claramente revelada por meio do microscpio
electrnico. Um vrus, em si prprio, no tem vida. Se uma
soluo de partculas de vrus for cuidadosamente seca, os
vrus aderem conjuntamente num padro simtrico, formando um
cristal to geomtrico - e to inanimado - como um cristal de
sal ou um diamante; se no for perturbado, o cristal ficar
inerte durante anos. Mas, se for novamente dissolvido na gua,
e colocado em contacto com clulas vivas, as molculas do
cristal irrompero para a vida. Fixam-se nas paredes
celulares, abrem um pequeno orifcio na parede da clula,
atravs do qual injectam ADN para o interior da clula. Uma
vez no interior da clula, o vrus ADN toma o comando,
afastando o ADN primitivo da clula, e proclama-se chefe de
toda a actividade qumica posterior. A totalidade de recursos
moleculares da clula invadida - os lpidos e os glcidos
produtores de energia, os aminocidos e os nucletidos-
recrutada e utilizada na unio, no das protenas necessrias
 clula invadida, mas das protenas necessrias ao vrus. Ao
mesmo tempo, o vrus rene os nucletidos no combinados que
flutuam no fluido celular e une-os, no formando duplicaes
do ADN da clula invadida, mas sim autoduplicaces. O vrus
segrega ainda uma enzima que separa o ADN existente no
interior da clula e a divide nos seus nucletidos
componentes, a  fim de possuir maior nmero destas unidades
preciosas prontas para se autoduplicarem.
   Quando vrias centenas de membranas proteicas e de vrus
estiverem unidos, a clula fica seca e cor de leite. As
membranas envolvem as molculas de vrus ADN, formando vrus
completos, enquanto o vrus original segrega uma enzima
adicional que dissolve as paredes celulares. Um exrcito de
partculas de vrus avana, cada qual procurando clulas novas
para invadir, deixando uma pelcula vazia e fragmentada do que
tinha sido, uma hora antes, uma clula viva saudvel. A
operao  simples, implacvel e eficaz.  executada por um
organismo que tem, nos vrus mais pequenos, apenas 200 tomos
de espessura. O vrus , na verdade, a ligao entre a vida e
a no-vida - a ponte entre a matria orgnica e a inorgnica.

\\\\
   (1)  mais correcto dizer-se que so cinco bases
nucletidas.
   (2) Apenas quatro dos cinco nucletidos importantes entram
na estrutura do ADN. O quinto nucletido pertence a outro tipo
de cido nucleico.



iiiii

os constituintes moleculares fundamentais da vida. Existem
vinte espcies diferentes de aminocidos e cinco espcies de
nucletidos indispensveis a todas as formas de vida na Terra.
So os constituintes moleculares da matria viva.
Os aminocidos congregam-se, no interior da clula, para
formar molculas maiores denominadas protenas, cada uma das
quais contm vrias centenas de aminocidos. A fotografia de
topo (pgina seguinte) representa um modelo constitudo por
trs aminocidos que formam um curto segmento de uma protena
tpica. A cada uma das bolas do modelo corresponde um tomo.
   As protenas dividem-se em duas categorias. Uma destas
abrange as protenas estruturais, que compem os elementos
estruturais dos organismos vivos, tais como as paredes das
clulas, os cabelos e os msculos. A outra categoria
compreende as enzimas, que aceleram os processos vitais
aumentando a velocidade com que se realizam, no seio da
clula, as unies de molculas pequenas para darem origem a
molculas maiores.
   Os nucletidos, que se encontram igualmente congregados no
interior da clula, formam os longos filamentos de uma
molcula gigante designada cido desoxiribonucleico e
conhecida pelo sigla ADN. (A ADN  composta por quatro
nucletidos; o quinto aparece numa molcula conexa.) A
fotografia de baixo representa um modelo de dois pares de
nucletidos, formando um curto segmento da molcula ADN A ADN
constitui o reservatrio molecular da informao gentica: a
ordem segundo a qual os diferentes nucletidos se dispem ao
longo da molcula ADN determina a espcie de protenas que
resultaro da fuso dos aminocidos fundamentais; deste modo,
a ADN controla a produo de protenas, as quais, por sua vez,
controlam a natureza do organismo. A ADN , por conseguinte, a
molcula mais importante da clula.
   A ADN e as protenas assumem aspectos diferentes de
organismo para organismo, mas os aminocidos e os nucletidos
bsicos so idnticos em todas as formas de vida existentes na
Terra. 



   A ESTRUTURA DA ADN. Watson e Crick descobriram a estrutura
da molcula ADN em 1952. Esta molcula assemelha-se a uma
escada (em cima,  esquerda); cada um dos degraus da escada 
composto por um par de nucletidos ligados entre si,
representados pelos smbolos:

|:o |: |: |::

   Na realidade, a escada tem a forma de uma espiral dupla (em
cima,  direita).
   O modelo representado  direita revela como se formou a
espiral dupla da ADN a partir de tomos individuais,
representados, no modelo, por bolas de plstico. Este curto
segmento da ADN contm aproximadamente mil tomos; nos animais
superiores, a molcula completa pode conter 10 mil milhes de
tomos. Na fotografia, o autor ( direita) interroga dr.
Gordon M. Tomkins, director da Diviso de Biologia Molecular
do National Institute of Health, acerca da estrutura da ADN. 


a molcula adn autoduplica-se. Quando Watson e Crick
descobriram a estrutura em forma de "escada espiral" da ADN,
compreendeu-se o processo segundo o qual as caractersticas de
um indivduo se transmitem de gerao em gerao.
   O repertrio de tais caractersticas encontra-se armazenado
nas molculas ADN (1), que fazem parte das clulas de todos os
organismos. Em todos os organismos mais evoludos do que o
modesto vrus os processos de crescimento e de reproduo
implicam a diviso destas clulas. No momento em que uma
clula est prestes a dividir-se, as suas molculas ADN
comeam a desagregar-se, a "escada" desenrola-se, os "degraus"
desta partem-se pelo meio e a ADN separa-se em dois filamentos
paralelos (2).
   Enquanto decorre este processo, flutuam  sua volta, no
seio do fluido celular, nucletidos livres. Na fase seguinte,
cada um dos filamentos da molcula ADN desagregada capta novos
nucletidos das molculas que a rodeiam no interior da clula,
formando assim uma nova "escada" completa (3).
   Resultam da duas "escadas", que constituem duplicaes da
ADN original (4). Cada uma destas rplicas dirige-se para uma
das clulas-filhas formadas durante o processo de diviso
celular. deste modo que o plano director do organismo se
transmite de clula em clula e de gerao em gerao. 


   uma experincia crucial: a criao em laboratrio dos
constituintes fundamentais da vida. Os constituintes
moleculares da vida foram j manufacturados por bioqumicos a
partir de ingredientes simples. A primeira experincia deste
tipo foi realizada por Stanley Miller em 1952. Miller misturou
diversos gases - amonaco, metano, vapor de gua e hidrognio
-, os quais entraram provavelmente na constituio da
atmosfera primitiva da Terra, e f-los circular atravs de um
recipiente de vidro, atravessado por uma descarga elctrica.
Uma semana mais tarde, o dr. Miller verificou que a gua
continha vrias espcies de aminocidos. Experincias
ulteriores permitiram igualmente criar em laboratrio outros
constituintes moleculares vitais a partir de diversas
substncias qumicas e em condies muito diferentes. A vida
poder ter surgido na Terra a partir de tais molculas h trs
ou quatro mil milhes de anos.
   O desenho esquemtico do aparelho do Dr. Miller (em baixo)
mostra o balo de vidro no qual se criaram aminocidos quando
se produziam descargas entre os dois elctrodos. Vemos o Dr.
Miller  direita, junto do aparelho original com que realizou
a sua crucial experincia. 


   o vrus: elo entre a vida e a no-vida. a existncia dos
vrus torna mais verosmil a noo de que a vida evoluiu a
partir de substncias qumicas inanimadas: o vrus situa-se na
fronteira entre a matria viva e as molculas inanimadas;
constitui a mais elementar e a mais pequena das partculas
vivas. Certos vrus tm um dimetro correspondente a menos de
um milionsimo do centmetro.
   Vemos na fotografia da esquerda, obtida com um microscpio
electrnico, partculas do vrus da gripe, ampliadas cem mil
vezes.
   Em baixo, uma soluo de partculas de vrus cuidadosamente
desidratada apresenta-se sob a forma de cristais completamente
inertes. Dissolvidos em gua e postos em contacto com clulas
vivas, os vrus que compem estes "cristais" animam-se e
atacam as clulas a que se juntaram.
   Na pgina oposta, um grande nmero de vrus ataca uma
bactria em forma de salsicha. Observemos a pequenez dos vrus
em relao  bactria. No angulo inferior esquerdo podemos ver
os restos de uma bactria atacada pelos vrus uma hora ardes.
Os vrus penetraram nesta bactria e devoraram as suas
substncias qumicas, ao mesmo tempo que davam origem a
duplicaes de si prprios, abandonando o invlucro ressequido
do que fora uma clula s.











12. UMA MENSAGEM


   A imaginao do cientista agarrou nestes fragmentos de
investigao acumulados em vrios campos diferentes da
cincia, e a partir deles moldou uma viso da origem da vida
na Terra. No existiu nenhuma forma de vida no nosso planeta
na sua infncia; a atmosfera estava cheia de uma mistura
txica de amonaco, metano, gua e hidrognio, troves
ribombavam pelo cu; relmpagos iluminavam de vez em quando a
superfcie mas ningum podia observ-los; formavam-se
quantidades mnimas de aminocidos e nucletidos em cada
relmpago, e estas molculas crticas foram-se acumulando
gradualmente nos oceanos da Terra; entre estas ocorreram
ocasionalmente colises, unindo pequenas molculas e formando
outras maiores. No decorrer de mil milhes de anos a
concentrao de molculas complexas aumentou; surgiu
eventualmente uma cadeia completa ADN. Foi deste modo que se
atravessou o limiar da matria inorgnica para o organismo
vivo.
   Do acordo com esta histria, a vida pode surgir
espontaneamente em qualquer ambiente planetrio favorvel, e
evoluir para seres complexos, desde que seja possvel dispor
de grandes quantidades de tempo.
   De quanto tempo se precisa? Os estudos dos fsseis sugerem
que a vida surgiu numa altura indefinida durante os primeiros
mil milhes de anos da histria da Terra. Aparentemente, a
extenso de tempo necessria  aproximadamente de um ou dois
milhares de milhes de anos.
   O nosso conhecimento do ciclo de vida de uma estrela indica
que o perodo necessrio estar  disposio para a evoluo
qumica da vida em qualquer planeta que gire  volta de uma
estrela semelhante ao Sol. As estrelas maiores do que o Sol
consomem-se demasiado rapidamente para poderem fornecer o
tempo necessrio. As estrelas mais pequenas do que o Sol so
favorveis, desde que tenham planetas suficientemente prximos
para elevar as temperaturas a um nvel agradvel. Todas as
estrelas do tamanho do Sol, rodeadas por um ou mais planetas
que esto aproximadamente   mesma distncia delas que a Terra
o est da sua estrela deviam, sem dvida, fornecer condies
favorveis para o desenvolvimento de organismos vivos.
   No grande nmero de planetas junto destas estrelas devem
existir alguns que se assemelhem intimamente  Terra. Sejam
tais planetas relativamente poucos em nmero, sejam to raros
como um num milho no importa, o nmero de planetas
semelhantes  Terra ser ainda 
100.000 s na nossa galxia.
   Em face destes nmeros, poderemos manter a nossa convico
de que a Terra  o nico planeta com vida? S o podemos
baseados na evidncia astronmica, pois todos os planetas
semelhantes  Terra, excepto o nosso, podiam ser corpos
rochosos mortos; mas as descobertas biolgicas descritas no
ultimo captulo sugerem que no  este o caso. Primeiro, toda
a vida na Terra depende de umas quantas molculas bsicas, e
estas molculas foram criadas no laboratrio a partir de
tomos simples; segundo, os tomos que constituem as molculas
bsicas da vida so iguais aos tomos que existem em qualquer
outra estrela e planeta do Universo; terceiro, h razes para
acreditar que as mesmas leis fsicas e qumicas se aplicam em
todas as partes do Cosmos. Por isso, a cadeia de reaces
fsicas e qumicas que levaram ao surgir da vida na Terra pode
tambm ter ocorrido noutros planetas.
   Esta corrente de pensamento leva-nos a concluir que formas
de vida semelhantes  nossa se podem ter desenvolvido na nossa
galxia, noutros planetas semelhantes  Terra, bem como em
planetas de outras galxias. Se houver vida, qual  a
probabilidade de ser vida inteligente? Existe uma
possibilidade de que seres extraterrestres tenham adquirido um
nvel de inteligncia igual ou superior ao nosso?
   Considerando esta questo, temos de pensar que se cr que a
nossa galxia tenha cerca de 10 mil milhes de anos. A Terra
tem aproximadamente 5 mil milhes de anos e, por isso, foi
formada quando a galxia j existia havia 5 mil milhes de
anos. Deste modo, devem existir muitas estrelas na Galxia que
so milhares de milhes de anos mais velhas do que o Sol. Em
torno de algumas destas estrelas mais velhas giram planetas
semelhantes  Terra nos quais se pode ter desenvolvido vida.
Se for assim, esta vida  mais velha muitos milhes de anos do
que a vida na Terra. Quando reflectimos sobre o progresso
cientfico do ltimo vintnio, compreendemos que o progresso
que se realizar em milhes de anos est para alm da nossa
imaginao. Consideremos a histria do Homem: existimos como
espcie humana h apenas dois milhes de anos; a cincia
moderna tem s 300 anos; a nossa capacidade para
radiocomunicar a grandes distancias data somente de h 60 anos
atrs; passou-se uma mera dcada desde que adquirimos os meios
de viajar no Espao. O perodo durante o qual o nosso
conhecimento cientfico se desenvolveu  uma parcela de tempo
extremamente pequena, inserida entre os milhes de anos de
evoluo que precederam o aparecimento do Homem e os milhes
de anos que esto  nossa frente no perodo de vida do sistema
solar. 
    muitissimo pouco provvel que qualquer sociedade noutro
planeta se tenha constitudo precisamente na mesma altura, e
se tenha desenvolvido ao mesmo ritmo, bem como que tenha
chegado precisamente ao mesmo nvel tecnolgico que
actualmente usufrumos na Terra. Uma diferena de 100 anos,
que no perodo de vida de uma estrela ou de um planeta
significa um piscar de olhos, produziu transformaes enormes
no conhecimento cientfico da nossa sociedade. Algumas destas
sociedades extraterrestres devem ser primitivas em relao 
nossa; outras, tendo comeado anteriormente, devem ter
ultrapassado h muito os nossos empreendimentos.
    para este ltimo grupo - as sociedades mais adiantadas -
que deviamos dirigir a nossa ateno, pois esperamos que
tenham dominado a tcnica da radiocomunicao e aproveitado o
poder necessrio para transmitir sinais a grandes distancias,
com uma percia superior  que ns podemos esperar adquirir
neste sculo. Pode bem suceder que estas sociedades mais
velhas e mais adiantadas venham at ns antes de as
descobrirmos.
   Onde esto todas estas pessoas? Porque  que no
apareceram? infelizmente, o contacto fsico e directo com as
sociedades de planetas que giram em torno de outras estrelas
parece uma perspectiva pouco provvel num futuro previsvel,
porque as estrelas esto muito escassamente dispersas no cu,
sendo a distncia mdia entre elas de 45 bilies de
quilmetros. Uma nave espacial, viajando  velocidade de um
fogueto da ordem dos 8 quilmetros por segundo, levaria 
100.000 anos para cobrir esta distancia. Actualmente no
possumos nenhum meio de acelerar a nave espacial at 
velocidade requerida para viagens interestelares.
   Contudo, a comunidade interestelar est dentro do reino da
possibilidade. O limiar da radiocomunicao, que ultrapassmos
h apenas 60 anos, foi, com certeza, atravessado noutros
planetas h milnios seno milhes, de anos atrs. Esperamos
que outros, que tm possibilidades para radiocomunicao de
longe mais adiantados do que ns, nos estejam j a ouvir ou
que nos ouam primeiro. S comeamos a emitir rdio e ruido de
televiso suficientes para atrair a ateno deles nas ltimas
dcadas. Em qualquer altura, talvez dentro em breve, podemos
esperar uma mensagem.




13. milhes de geraes


   Muitos planetas giram  volta de outras estrelas; podem ser
milhes na nossa Galxia, e talvez um nmero infinito no
Universo. Sem dvida, a maior parte so corpos de rochas sem
vida, banhados por mares estreis. Mas em alguns, situados a
distancias favorveis dos seus sis, o ambiente  adequado 
formao de nucletidos e de aminocidos - as unidades
constituintes da vida. Nestes planetas, a sucesso de
processos inanimados d lugar a um padro de evoluo qumica,
complexa e auto-reprodutora.
   A vida surgiu na Terra como o produto desta sequncia de
acontecimentos, a dada altura durante o primeiro milhar de
milhes de anos da sua existncia. Os organismos primitivos
eram muito simples, pouco mais do que molculas gigantes
imersas nas primevas guas do planeta. Durante os milhes de
anos que se seguiram, aquelas molculas orgnicas
desenvolveram-se, formando uma variedade rica de plantas e
animais que habitam actualmente a Terra. Que  que guiou o
curso evolutivo neste planeta desde os organismos primitivos
at s criaturas complexas de hoje? Se a vida surgiu em
qualquer outra parte, que  que orienta o curso evolutivo nos
outros planetas. Existir na Natureza uma lei que controla as
formas de vida?
   O registo dado pelos fsseis contm pistas para a soluo
desta questo. Milhares de esqueletos e de restos fsseis
indicam o caminho por onde a vida escalou desde os seus
comeos imperfeitos. Os passos iniciais ao longo do caminho
so desconhecidos; essas formas primeiras devem ter sido
frgeis, porque no temos qualquer vestgio delas. Os
primeiros sinais de vida que aparecem neste registo, numa fase
mais adiantada do que a molcula "viva", so os vestgios de
plantas unicelulares simples chamadas algas, e as conchas de
organismos em forma de vara semelhantes s bactrias.
Encontram-se em rochas formadas h 3 mil milhes de anos,
quando a Terra tinha j mais de mil milhes de anos. 
   Depois disso, muito pouco aconteceu durante alguns milhares
de milhes de anos; pelo menos, muito pouco que tenha sido
conservado no registo das rochas. Mas, de repente, h 600
milhes de anos, o passo da evoluo acelerou-se. Nas rochas
deste perodo surgem em grande nmero os primeiros animais de
corpo rijo - corais, estrelas-do-mar, caracis e trilobites.
Durante os 200 milhes de anos que se seguiram a vida
explodiu, constituindo uma profuso de formas variadas. Por
volta de 400 milhes de anos atrs tinham-se desenvolvido
todos os ramos principais do reino animal.
   Naquela altura, as formas mais adiantadas da vida animal
estavam ainda limitadas s guas do planeta, e a terra era
relativamente estril Mas h 350 milhes de anos atrs uma
classe de animais aquticos - os peixes - desenvolveu meios de
respirao area; alguns desses peixes, evoluram para
anfbios - os primeiros animais vertebrados (1) que se
aventuraram em terra - e a partir dos anfbios, 50 milhes de
anos mais tarde, surgiram os rpteis. Os rpteis foram os
primeiros vertebrados a ser completamente emancipados da gua.
Ramos dos rpteis deram origem  cobra, lagarto,
tartaruga-marinha e pssaro; outros ramos produziram os
dinossauros e seus descendentes, o crocodilo e o aligtor;
ainda outros ramos originaram os mamferos.
   Os dinossauros dominaram a Terra durante 100 milhes de
anos, e durante o reinado destes rpteis extremamente
prsperos os mamferos foram reprimidos e tiveram pouco
progresso evolutivo. Mas, subitamente, h 70 milhes de anos
atrs, os dinossauros desapareceram. Com o seu desaparecimento
a gerao dos mamferos floresceu sob variadas formas, at
que, por volta de 10 milhes de anos atrs, se tinham
desenvolvido os antepassados da maior parte dos animais que
habitam a Terra de hoje, desde o lagarto at s zebras. H
dois ou trs milhes de anos, tardiamente nesta evoluo,
entrou em cena um animal que se reconhece ser semelhante ao
Homem.
   O registo destas mutaes contm muitas lacunas, mas os
segmentos que conhecemos transmitem uma mensagem clara: o
Homem evoluiu lentamente, durante milhes de anos, a partir de
organismos inferiores e mais simples. E, embora falte a
primeira parte do registo,  provvel que estes organismos
inferiores, por sua vez, proviessem de molculas sem vida
formadas nas guas da Terra primitiva.
   Ao longo deste livro tenho mostrado como as foras bsicas
da Natureza - gravidade, electromagnetismo e energia nuclear
--, actuando sobre as unidades constituintes fundamentais da
matria, levaram, primeiramente,  sntese dos elementos no
interior das estrelas; mais tarde,  formao do Sol e dos
planetas a partir desses elementos; e, finalmente, na
superfcie de um destes planetas, conduziram  formao de
molculas orgnicas que se situam no limiar da vida. Mostrei
como esse limiar pode ter sido atravessado nos primeiros anos
da existncia da Terra. Durante esta longa historia, o meu
ponto de vista tem sido o do fsico procurando compreender a
essncia do mundo  sua volta em termos de alguns princpios
simples. Poder-se-lhes-ia chamar leis da Fsica. Estas leis
so a 
sntese de todas as observaes em relao ao mundo fsico que
foram adquiridas durante milhares de anos de experincia
humana.
   Agora chegmos  explicao do curso subsequente dos
acontecimentos na histria da vida, que procede dos primeiros
organismos simples at ao Homem. Aqui, pela primeira vez, os
princpios da Fsica j no so teis. As estrelas e os
planetas revelaram os segredos da sua histria aos fsicos; os
fundamentos moleculares dos organismos vivos comeam a ser
compreendidos; mas o organismo completo - mesmo da espcie
mais simples e primitiva -  incalculavelmente mais complexo
do que qualquer estrela, planeta ou molcula gigante. So
necessrios novos conhecimentos para a compreenso da sua
estrutura e evoluo. Tem de ser encontrada uma nova lei.
   A nova lei foi descoberta por Charles Darwin h mais de um
sculo Darwin mostrou que a evoluo  o resultado de um
mecanismo ou "fora" na Natureza, que se exerce vagarosamente
sobre  as plantas e os animais, no decurso de muitas geraes,
provocando mutaes nas suas formas. Esta "fora" no tem
qualquer descrio matemtica; no se pode encontrar em nenhum
compndio de Fsica, catalogada nas foras bsicas que
controlam o mundo da matria inorgnica. No obstante, ela
guia o curso da evoluo e modela as formas das criaturas
vivas - neste planeta e em todos os planetas onde tenha
surgido vida - to firme e seguramente como a gravidade
controla as estrelas e os planetas.
   Darwin chegou  sua descoberta atravs de observaes da
vida vegetal e animal efectuadas entre 1832 e 1836, durante
uma viagem  volta do Mundo no Beagle, um navio de guerra
britanico cedido para vigilancia e com uma misso de
cartografia no hemisfrio Sul. Viajou no Beagle como
naturalista, trabalhando sem remuneracao e coleccionando
espcimes durante a viagem que o levou a circundar a maior
parte do continente da Amrica do Sul, at  Austrlia, Nova
Zelndia. frica e muitas ilhas do Atlntico e do Pacfico.
   Darwin sofreu de enjoo durante os cinco anos de viagem,
desde o dia que ps o p a bordo do Beagle at ao dia em que
abandonou o convs. Pouco antes do fim da viagem, escreveu do
Brasil: "Detesto... o mar e todos os navios que o navegam." E
assim que chegou a Inglaterra no voltou a embarcar, nem a
abandonar o pas natal. Mas, durante o resto da vida, Darwin
serviu-se da abundancia de experincias acumuladas nesta nica
viagem. J quase no fim da vida escreveu: "A viagem no Beagle
foi, indiscutivelmente, o acontecimento mais importante da
minha vida..."
   De 1832 a 1835 o navio navegou para Norte e para Sul na
costa da Amrica do Sul, e, por vrias vezes. durante aquele
tempo, Darwin desembarcou para longas viagens de explorao
por via terrestre. Durante estas viagens em terra, Darwin
trouxe  luz a prova que, pela primeira vez, dirigiu os seus
pensamentos para a evoluo. Encontrou por acaso camadas de
fsseis contendo os esqueletos de animais que outrora
vaguearam  nas pampas argentinas mas que estavam extintos
havia dezenas de milhares de anos.
   Um deles era um toxodonte, "um dos animais mais estranhos
que se descobriu", do tamanho de um rinoceronte, mas com os
dentes da frente semelhantes aos de um roedor; um outro era um
"animal gigantesco semelhante ao tatu", parecido com o tatu
moderno da Amrica do Sul, mas dez vezes maior.
   Nenhuma destas criaturas extintas era igual a qualquer
animal que viva actualmente na Amrica do Sul; e, contudo,
alguns destes oferecem uma semelhana surpreendente com as
espcies existentes. Darwin meditou sobre esta "afinidade
maravilhosa... entre os mortos e os vivos"; seria possvel que
todos os animais que vivem na Terra descendessem directamente
de espcies desaparecidas? Seria que a passagem de um vasto
perodo de tempo tivesse, em alguma medida, provocado as
alteraes entre esses animais antigos e os seus descendentes
modernos?
   Mais tarde, na viagem, outros factos exerceram influncia
em Darwin. O Beagle parou por um ms nas ilhas do arquiplago
dos Galpagos, situado no equador a 800 quilmetros a Oeste da
costa da Amrica do Sul. Durante a visita, Darwin notou um
"trao muito notvel" nestas ilhas: embora estivessem muito
perto umas das outras, e o clima e o solo fosse o mesmo em
todas, nelas viviam plantas e animais de espcies diferentes.
Algumas ilhas at possuam plantas ou animais que s se podiam
encontrar naquelas ilhas. Na ilha Jaime, por exemplo, Darwin
encontrou trinta espcies de plantas que estavam
exclusivamente limitadas quela ilha, e que no se encontravam
em mais nenhuma parte do Arquiplago. Escreveu: "Nunca pensei
que ilhas, distanciadas de 75 a 80 quilmetros... formadas
precisamente das mesmas rochas, colocadas num clima bastante
semelhante... pudessem ser habitadas por locatrios
diferentes..."
   Darwin meditou profundamente sobre a natureza
"eminentemente curiosa" destas variaes de espcies; se todas
as formas de vida na Terra tivessem sido aqui colocadas por
meio de actos separados de criao, por que razo era a fora
criadora to prdiga em colocar espcies distintas em cada
ilha dos Galpagos?
   Uma outra observao levou Darwin  resposta. Observou
igualmente que a maior parte dos animais das ilhas eram
semelhantes a animais caracteristicos das proximidades do
continente da Amrica do Sul, e que no podiam ser encontrados
em mais nenhuma parte do mundo. O significado deste facto no
ocorreu a Darwin at voltar da viagem do Beagle, em 1836.
Depois formulou uma explicao: h muito tempo as plantas,
insectos, aves, rpteis e mamferos, levados pelas correntes
de ar e pelo vento, ou boiando em madeiras flutuantes, devem
ter chegado ao arquiplago vindos da costa adjacente. Isolados
do continente, evoluram atingindo formas que vieram a diferir
cada vez mais,  com o correr do tempo, das dos seus primos do
continente. Alm disso, quando as plantas e os animais
migradores chegaram pela primeira vez ao arquiplago e se
estabeleceram, eram idnticos em todas as ilhas; mas foram-se
desenvolvendo gradualmente linhas distintas de evoluo em
cada uma, devido a estarem as ilhas isoladas e raramente
ocorrerem cruzamentos de raas entre as ilhas. Deste modo as
ilhas separadas adquiriram a sua flora e a sua fauna
caractersticas.
   O raciocnio de Darwin implicava que as formas de vida
podiam mudar e evoluir com o decorrer de muitas geraes. Em
1838 estava convencido de que "factos como estes... s podiam
ser explicados com base na suposio de que as espcies se
modificam gradualmente". Estava convencido da veracidade da
evoluo.
   Estes pontos de vista eram contrrios s opinies de muitos
cientistas
e de quase todos os leigos, sendo a opinio geral que todas as
formas de vida tinham sido criadas especial e
independentemente. Eram tambm contrrios s opinies mantidas
pelo prprio Darwin quando entrou a bordo do Beagle em 1832.
Seis anos mais tarde, porm, Darwin entendeu que no podia
ignorar as provas que se lhe haviam deparado nas pampas, ao
desenterrar com as prprias mos esqueletos fsseis, alguns
profundamente semelhantes a formas vivas, do solo da
Argentina; nos Galpagos vira com os prprios olhos a
semelhana bsica da vida animal da ilha com a vida do
continente da Amrica do Sul; e observara as diferenas entre
espcies correspondentes em vrias ilhas do Arquiplago.
   Mas como podia Darwin convencer um mundo cptico de que
devia aceitar uma teoria que violava as convices bsicas?
Escreveu posteriormente na sua Autobiografia em relao  sua
crena na evoluo: "O assunto obcecou-me... Parecia-me quase
intil tentar provar por demonstrao indirecta..."
   Assim, procurou uma prova directa: procurou uma causa da
evoluo - um princpio da Natureza que tornasse a evoluo um
aspecto necessrio e inevitvel da vida e, simultaneamente,
explicasse as diferentes formas que as plantas e os animais
tinham adquirido.
   Durante os anos que se seguiram  viagem no Beagle, o
pensamento de Darwin virou-se para o problema de procurar uma
causa para a evoluo. As linhas gerais de uma teoria nova
foram surgindo gradualmente.  difcil de precisar quando 
que Darwin viu a luz pela primeira vez; sem duvida, comeou a
compreender a verdade aos poucos; mas por volta do final de
1838 a nova lei da Natureza foi claramente formulada nos seus
livros de apontamentos. No a anunciou, porm, imediatamente
ao mundo; sabia que a crena na evoluo podia torn-lo uma
figura impopular. " como confessar um assassnio", escreveu
ele mais tarde. De modo a consolidar a sua causa, coleccionou,
primeiramente, todos os fragmentos de testemunhos que podiam
apoiar a questo; em 1844 escreveu: "Li montes de... livros, e
nunca parei de coleccionar factos"; e em 1858: "Sou como
Creso, soterrado em riquezas e factos,". Finalmente,  em
Novembro de 1859 a teoria de Darwin surgiu impressa (2) com o
ttulo de

a origem das espcies
por meio de seleco natural
ou
a preservao de raas favorecidas
na base da luta pela vida

   Os receios de Darwin em relao  aceitao da sua teoria
foram imediatamente confirmados ao public-la. A primeira
edio da Origem despertou muito interesse; esgotou-se toda a
tiragem no dia em que surgiu, e o seu autor foi saudado com
uma onda de vituprio e ridculo como nunca tinha acontecido
com qualquer outra obra na histria da Cincia. Depois de
l-la, o seu professor de Geologia de Cambridge escreveu-lhe:
"Ri... a bandeiras despregadas... completamente falso e
atrozmente pernicioso... profundamente atolado na loucura."
Outros crticos foram menos gentis; um crtico annimo
escreveu na Edinburgh Quarterly Review sobre a "miservel
conjectura e especulao" de Darwin "...desonrosa para as
cincias naturais".
   Mas o argumento apresentado em A Origem das Espcies era
maravilhosamente simples e claro; a sua validade devia ter
sido evidente a qualquer pessoa. Darwin comeou com um
conjunto de observaes, quase evidente por si mesmas, sobre a
natureza da vida: todos os seres vivos se reproduzem; a
reproduo  a essncia da vida; mas o processo de reproduo
nunca  perfeito. A descendncia em cada gerao no  uma
cpia exacta dos pais; os irmos e as irms diferem uns dos
outros; no existem dois indivduos no mundo exactamente
iguais, a no ser os gmeos idnticos no momento do
nascimento.
   Normalmente, as variaes so pequenas; os irmos e as
irms assemelham-se uns aos outros, todos os seres humanos se
parecem mais ou menos uns com os outros, e todos os elefantes
se parecem mais ou menos com os outros elefantes.
   Darwin, porm, declarou que estas diferenas so
importantes criticamente; pois, na luta pela existncia, a
criatura que se distingue dos irmos por alguma caracterstica
especial que lhe d uma vantagem na competio pelo alimento,
ou na luta contra os rigores do clima, ou na luta contra os
inimigos naturais da sua espcie - essa criatura  a mais
susceptvel de sobreviver, de atingir a maturidade, e de
reproduzir a sua espcie. Alguns descendentes do indivduo
favorecido adquiriro por hereditariedade a caracterstica
vantajosa; alguns iro possu-la em maior grau do que os pais.
Estes indivduos so ainda mais susceptveis de sobreviver e
de gerar descendncia.
   Deste modo, ao longo de geraes sucessivas, a
caracterstica vantajosa surge nos descendentes do indivduo
com uma intensidade cada vez maior do que a que ele possua a
princpio. 
   Com o decorrer de geraes sucessivas, no s a
caracterstica se torna mais declarada, mas tambm aumenta o
nmero de indivduos que a possui. Assim, estes indivduos
favorecidos possuem uma famlia ligeiramente maior do que a
mdia, porque eles e a sua descendncia tm uma probabilidade
maior de sobrevivncia; em todas as geraes deixam um nmero
mais elevado de descendentes do que os seus semelhantes menos
favorecidos; os descendentes multiplicam-se mais rapidamente
do que o resto da populao, e, com o decurso de muitas
geraes, a sua progenitura substitui a progenitura dos seres
em que esta caracterstica, que seria
desejvel, estava ausente.
   Em A Origem das Espcies, Darwin deu a este processo o nome
por que  hoje conhecido: "A este princpio de preservao ou
de sobrevivncia do mais preparado resolvi dar o nome de
seleco natural."
   Por meio da aco da seleco natural, uma caracterstica
favorvel, que primeiramente surgiu como uma variao
acidental num nico individuo, com o decorrer de tempo
suficiente tornar-se- uma caracterstica declarada de toda a
espcie. Assim, o veado adquiriu ps ligeiros, uma vez que em
cada gerao, o veado que corresse mais velozmente escaparia,
normalmente, ao perseguidor e sobreviveria, oferecendo 
gerao seguinte uma progenitura mais numerosa. Deste modo, o
Homem tornou-se mais inteligente, pois a inteligncia superior
era de valor recompensador: o caador inteligente e
desembaraado era o que tinha mais probabilidades de obter
alimento. Foi deste modo que se desenvolveu o crebro humano;
e foi tambm deste modo que, em resposta a outras presses e
oportunidades existentes no ambiente, se desenvolveu a tromba
do elefante e o pescoo da girafa.
    claro que a incorporao de uma nova caracterstica no
cria um animal completamente novo. Mas, se contarmos todos os
nascimentos que ocorrem numa s espcie por toda a superfcie
do Globo no prazo de um ano, surgir um nmero enorme de
variaes nesta multido de criaturas novas. Em todas estas
variaes funciona constantemente o mesmo processo de
seleco, preservando para geraes futuras as novas
caractersticas que fortalecem as espcies, e eliminando as
que revelam fraqueza. As modificaes podem ser imperceptveis
de uma gerao para a outra, mas com o decorrer de muitas
geraes a acumulao de muitas variaes favorveis, cada
qual pequena em si prpria, transformar completamente o
animal. De acordo com Darwin, "a Seleco Natural verifica-se
diariamente e a toda a hora por todo o mundo, com variaes
mnimas, rejeitando os que so deficientes, preservando e
aumentando os que so positivos; trabalhando silenciosa e
imperceptivelmente no melhoramento de cada ser orgnico em
relao s... condies de vida".
   A seleco natural molda as formas de vida. Sob esta acao
contnua, as formas dos animais mudam com o tempo; as espcies
antigas desaparecem em resposta a condies mutveis e surgem
outras novas Algumas espcies de animais que vaguearam pela
superfcie da Terra h 10 milhes de anos ainda existem hoje,
e algumas das que existem  actualmente sobrevivero 10 milhes
de anos a partir desta altura. Fazendo mais uma vez uma
citao de A Origem das Espcies: "...Nenhuma das espcies
vivas transmitir a sua semelhana sem alteraes a uma
futuridade distante." Mas a seleco natural opera subtilmente
os seus efeitos. A influncia no  sentida num indivduo ou
nos seus descendentes imediatos. Pode passar um milhar de
geraes sem que se torne visvel qualquer alterao; no
Homem, isso equivale a 20.000 anos. Contudo, desde que
Rutherford mediu a idade da Terra, sabemos que existe tempo
suficiente para isso. O nosso planeta existe h milhes de
anos; esta  a fora secreta da teoria de Darwin. "Temos um
tempo quase ilimitado", escreveu ele em 1858, ao explicar como
 que podem aumentar as variaes mnimas na forma de um
animal, por meio do seu efeito na probabilidade de gerar
progenitura, at que, depois de "milhes sobre milhes de
geraes", se realizaram grandes modificaes. E na Origem:
   "O esprito humano no pode captar o pleno significado do
prazo de um milho de anos; no pode adicionar e compreender
os efeitos completos de muitas variaes minimas, acumuladas
durante um nmero quase infinito de geraes... No vemos
nenhuma destas modificaes em curso, at que o tempo tenha
decorrido, e ento... s vemos que as formas de vida so agora
diferentes do que eram anteriormente."
   Os crticos de Darwin no estavam habituados a pensar em
termos de milhes de geraes e em dezenas de milhes de anos;
acusaram-no de propor que a seleco natural podia converter
"uma ostra num orangotango" ou "girinos em filsofos";
censuraram-no pela incapacidade de fornecer um tipo hipottico
intermedirio entre duas espcies-o animal apanhado num ponto
intermdio da transio de uma espcie para outra. Uma revista
britanica escrevia em 1861: "Desafiamos qualquer um, desde
Darwin at aos nossos dias, a mostrar-nos o elo de ligao
entre o peixe e o homem. Eles que apanhem uma sereia..."
   O infortunado naturalista no podia obrig-los. Durante a
longa batalha para a aceitao dos seus pontos de vista,
Darwin foi constantemente importunado pela incapacidade de
comprimir a escala de tempo da Natureza e de demonstrar aos
crticos a transformao das espcies. Se ele soubesse que
havia um exemplo  mo que lhe podia ter fornecido a prova de
que precisava... O caso era um dos extremamente raros em que a
maior alterao evolutiva se deu num breve intervalo de
cinquenta anos.
   O animal que sofreu a transformao era um membro do mundo
dos insectos, a humilde Peppered Moth, que existia em
abundancia por toda a Inglaterra. No sculo dezanove
conheciam-se duas variedades desta borboleta. Uma possua uma
colorao matizada, confundindo-se perfeitamente no ambiente
de troncos de rvores cobertos de lquenes que lhes
proporcionavam o lugar de descanso habitual. A outra variedade
era escura, de tonalidade quase preta, e sobressaa
manifestamente do ambiente claro de lquenes e de cascas de
rvores. A variedade matizada, conhecida por Peppered Moth,
era a forma mais vulgar; a  variedade escura era facilmente
escolhida e devorada pelos pssaros, e relativamente rara.
   Durante o sculo dezanove, a fuligem foi escurecendo
progressivamente os troncos das rvores dos condados centrais
de Inglaterra Cerca de duas toneladas de fuligem caam todos
os dias em cada 
quilmetro quadrado de algumas cidades industriais naquela
rea. A colorao matizada da Peppered Moth, que
originariamente devia ter surgido como uma mutao ocasional,
tinha-se desenvolvido e aperfeioado pela aco da seleco
natural durante muitas geraes, devido aos seus efeitos
favorveis na luta pela sobrevivncia. Esta mesma
caracterstica, devido a uma alterao no ambiente, neste caso
motivada pelo homem, colocava, agora, o seu possuidor numa
desvantagem: a Peppered Moth sobressaa com clareza do
ambiente de troncos de arvores cobertos de fuligem, e era
facilmente detectada pelos pssaros da regio. A borboleta
preta, por outro lado, confundia-se bem no novo ambiente; a
caracterstica que primeiramente fora desvantajosa era agora
vantajosa, elevando as possibilidades de sobrevivncia at 
maturidade e  gerao de 
descendncia. A borboleta escura, em tempos uma variedade
rara, multiplicou-se em nmero, ate que se tornou uma forma
dominante. A alterao foi dramtica e rpida; a primeira
captura registada de uma borboleta escura efectuou-se em
Manchester, em 1848, e em 1900 a borboleta escura excedeu em
nmero a variedade matizada na proporo de 99 para 1.
   Mesmo se Darwin tivesse sido capaz de apresentar o exemplo
da Peppered Moth, duvida-se que tivesse podido calar as vozes
da crtica pois as objeces  teoria da evoluo no foram s
levantadas com base na razo. Houve tambm uma reaco emotiva
s implicaes da teoria da ascendncia do Homem. Na Origem,
Darwin evitara deliberadamente a discusso da ascendncia do
Homem; durante a elaborao do livro escreveu a um amigo:
"Perguntas-me se discutirei sobre o Homem. Penso que evitarei
todo o problema..." Os crticos de Darwin foram rpidos a
fornecer a discusso que faltava: Darwin afirmava que as
foras da Natureza, actuando por meio da luta pela
sobrevivncia, funcionam continuamente para o melhoramento de
todas as formas de vida; seguia-se que todos os animais
existentes actualmente na superfcie da Terra devem ter
descendido de um antepassado aparentado, mas mais primitivo.
Quais os animais que forneciam uma pista para a ascendncia do
Homem primitivo? Os macacos e gorilas estavam numa fase menos
avanada do que o Homem, contudo mais prximos dele em forma e
em inteligncia do que qualquer outra criatura; representavam
formas primitivas do ser humano. O macaco grotesco e o gorila,
animal bruto, eram semelhantes aos antepassados do Homem.
   Muitos defensores que se pronunciaram a favor da nobre
hereditariedade do Homem colocaram-se contra o cientista
irreflectido e blasfemo. Um dos anti-Darwinistas mais notvel
e eloquente foi Samuel Wilberforce, bispo de Oxford. Em 29 de
Junho de 1860, seis meses depois da publicao da Origem, 700
pessoas reuniram-se num trio, na Universidade de Oxford, para
ouvir o bispo Wilberforce discutir os mritos da teoria de
Darwin com o bilogo Thomas Huxley, que se tornara o adepto
mais ardente de Darwin. Quase no fim do debate, o bispo
Wilberforce virou-se para Huxley e perguntou: "Foi pela av ou
pelo av que ele se reclamou descendente de macaco?"
   A resposta de Huxley  uma das rplicas mais famosas na
histria da Cincia. Segredando para quem estava ao lado "Deus
entregou-mo s minhas mos", ergueu-se e disse: "Se me
perguntarem se escolheria ter descendido de um pobre animal,
dotado de inteligncia de nvel baixo, de porte inclinado para
a frente, que guincha e faz barulho quando passamos por ele -
ou de um homem, dotado de grande capacidade e com uma posio
esplndida, que utilizasse esses dons para desacreditar e
esmagar humildes investigadores da verdade, hesito qual a
resposta a dar".
   Os argumentos contra os pontos de vista de Darwin amainaram
gradualmente durante a dcada de 1860. Levantaram-se novamente
quando a  Ascendncia do Homem foi publicada, em 1871. Neste
livro, Darwin apresentava os seus pontos de vista sobre a
origem e a histria do Homem, confirmando as suspeitas mais
secretas dos criticos ao expor uma demonstrao unindo o Homem
e os macacos a um antepassado comum. Mas por volta do ano em
que Darwin morreu, em 1882, as suas teorias foram largamente
aceites no mundo cientfico, e provocaram um impacto
considervel na maneira de pensar de todos os homens. Hoje, os
conceitos bsicos da teoria darwiniana da evoluo contam
poucos adversrios.
   
\\\
   (1) Um vertebrado  um animal que possui uma espinha dorsal
e um esqueleto interno, distinto dos invertebrados, como, por
exemplo, o insecto, cujo esqueleto  externo e circunda o
corpo.
   (2) Darwin podia ter adiado a publicao e coleccionado
dados at ao fim da vida se um acidente histrico o no
tivesse incitado  aco. Durante anos, os colegas
instigaram-no  publicao; avisaram-no de que seria
ultrapassado se a adiasse. Em Junho de 1858, as antevises
tornaram-se realidade; Darwin recebeu uma carta do naturalista
Alfred Russel Wallace, propondo a teoria da evoluo formulada
muito claramente e idntica  de Darwin, mas por caminhos
independentes. Amigos planearam a apresentao de uma
comunicao  Royal Society com os nomes de Darwin e Wallace
associados. Ento, Darwin lanou-se ao trabalho a srio. Em
1859, depois de 13 meses e 10 dias de trabalho rduo, A Origem
das Espcies apareceu, e tornou-se evidente que Darwin tivera
muito mais trabalho a coleccionar provas para a defesa da sua
teoria do que Wallace. Na Origem, foi a acumulao de
pormenores, e a anlise meticulosa de Darwin das provas, que
eventualmente venceu a oposio feroz  teoria e assegurou a
sua aceitao.

iiiii

um exemplo de seleco natural. Em A Origem das Espcies,
Darwin sustenta que  a luta pela sobrevivncia que modela as
formas das criaturas vivas. Os individuos dotados,  nascena,
de caractersticas especiais que lhes permitem competir pelo
alimento, resistir aos rigores climatricos e escapar a
depredadores so aqueles que tm mais probabilidades de
atingir a maturidade e de se reproduzir. Transmitem igualmente
as suas caractersticas favorveis aos descendentes ao longo
de muitas geraes.
   Estas mutaes evolutivas processam-se normalmente de uma
maneira demasiado lenta para que possam ser observadas durante
o lapso de uma vida; no entanto, no caso da Peppered Moth
(variedade de traa existente em Inglaterra), deu-se uma
importante mutao evolutiva no periodo de meio sculo. Na sua
forma original, este insecto possuia uma colorao matizada de
branco e cinzento, a qual Ihe permitia contundir-se
perfeitamente com os troncos de rvores cobertos de lquenes e
proteger-se das aves perseguidoras. Vemos na fotografia 1A um
espcime matizado, que quase se confunde com o tronco da
rvore (canto inferior direito da fotografia). Na mesma
fotografia aparece uma segunda variedade, de cor muito escura,
resultante de uma excessiva produo de melanina. Em pocas
anteriores os espcimes de cor escura eram raros, uma vez que
sobressaam nitidamente sobre os troncos das rvores, onde os
pssaros os detectavam facilmente (1B).
   Em consequncia das transformaes ambientais decorrentes
da Revoluo Industrial, a fuligem foi escurecendo os troncos
das rvores de extensas reas da Inglaterra, contra os quais a
Peppered Moth se tornou presa fcil das aves, ao passo que a
variedade escura, visivel na parte inferior da fotografia 2A,
passou a contundir-se com as rvores cobertas de fuligem. Esta
modificao do meio ambiente teve como consequncia a rpida
dizimao da Peppered Moth (2B); segundo um censo efectuado em
1900, a variedade escura converteu-se em pouco tempo na
espcie predominante, excedendo a forma original desta traa
na proporo de 100 para 1.
   Muitas espcies de traas e borboletas esto a tomar, em
Inglaterra, uma colorao mais escura como consequncia de
modificaes ambientais decorrentes da industrializao,
modificaes essas que transformaram uma mutao anteriormente
desfavorvel, o excesso de melanina, numa mutao favorvel no
lapso de apenas cinquenta anos.







14. ADN E DARWIN


   Durante os anos em que as ideias de Darwin foram ganhando 
aceitao cada vez maior, houve um ponto que ficou obscuro.
Qual era a origem das variaes de um indivduo para outro que
forneciam a matria-prima para a seleco natural? No que diz
respeito a estas variaes, que desempenharam um papel to
essencial na sua teoria, Darwin s podia dizer impotentemente:
"Ignoramos por completo a causa de cada variao mnima ou
diferena individual... (Elas) parecem-nos, na nossa
ignorancia, surgir espontaneamente." A ignorancia no foi
completamente dissipada at 1953, cerca de um sculo depois da
publicao da Origem, quando se tornou claro o processo pelo
qual as caractersticas bsicas do indivduo se transmitem de
gerao para gerao. Estas caractersticas residem na
molcula denominada ADN, que se encontra nas clulas de todos
os organismos vivos da Terra. A molcula ADN  uma longa
cadeia de molculas mais pequenas chamadas nucletidos, que
esto dispostas numa sequncia especial em cada organismo.
Como j mencionmos, no h dois indivduos no Mundo, excepto
gmeos idnticos, que possuam a mesma sequncia de nucletidos
no ADN. Esta sequncia determina quais as protenas que se
reuniro nas clulas do corpo; e as protenas, por sua vez,
controlam a qumica do corpo e todas as caractersticas do
indivduo. Deste modo, em cada criatura, o ADN contm um plano
principal para essa criatura.
Sabemos hoje em dia que, ocasionalmente, alguns destes
nucletidos da molcula ADN se encontram deteriorados,
alterados ou completamente ausentes da molcula, de modo que o
plano principal  alterado. A deteriorao ou alterao pode
afectar s um nucletido na longa cadeia - uma cadeia que
pode, nas clulas humanas, estender-se para alm de mil
milhes de nucletidos. Contudo, a alterao num nico
nucletido pode ser criticamente importante, pois as protenas
na clula so reunidas a partir de aminocidos numa sequncia
que segue a ordem dos  nucletidos no ADN. A deteriorao de
um destes nucletidos, ou a substituio de um nucletido por
outro de tipo diferente, levar  unio de uma protena
diferente, na qual, em dado ponto ao longo da cadeia de
aminocidos que constituem a protena, est localizada a
espcie errada de aminocido.
   Por vezes a protena alterada  capaz de desempenhar o seu
papel normal na qumica da clula. Outras vezes, quando o
aminocido impropriamente colocado est instalado num lugar
crtico, a eficcia da protena  destruda.
   Quando um ADN modificado e a protena modificada produzida
por ele esto situados numa clula comum do corpo, a clula
anormal  logo substituda pelo crescimento de clulas novas e
0 efeito da alterao na molcula ADN desaparece rapidamente.
Contudo, num tipo de clulas existente no corpo, uma
modificao na sequncia de nucletidos na molcula pode
trazer consequncias srias e permanentes.  o caso da
clula-grmen - espermatozide no macho e vulo na fmea Como
todas as outras clulas, a clula-grmen contm o seu conjunto
de molculas ADN com o plano principal para o desenvolvimento
do indivduo Quando o espermatozide e o vulo se unem,
formando um ovo fertilizado, cada rgo no corpo do indivduo
em estado de maturidade desenvolve-se subsequentemente a
partir do ovo por meio da diviso celular repetida, seguindo
um novo plano principal resultante da combinao das molculas
ADN provenientes do espermatozide e do vulo participantes na
unio. Se o ADN, numa destas duas clulas-grmen, tiver sido
deteriorado ou alterado, o efeito da modificao surgir em
todas as clulas do corpo do novo indivduo. Alm disso, ser
transmitido  descendncia deste indivduo na gerao
seguinte, e consequentemente em todas as geraes seguintes.
Todos os descendentes desse indivduo, atravs dos tempos,
mantero o trao da alterao na sequncia de nucletidos no
ADN hereditrio.
   Uma modificao dos nucletidos no ADN da clula-grmen
chama-se mutao. As mutaes so alteraes na qumica do
corpo do indivduo "que se transmitem  sua progenitura". So
as variaes hereditrias que formem a base da teoria da
evoluo de Darwin.
   Algumas mutaes transformam a qumica do corpo, de modo
que
melhoram as possibilidades de sobrevivncia do indivduo; so
chama das mutaes "favorveis". Os indivduos que possuem uma
mutao favorvel so os que, mais provavelmente, propagam as
espcies; de gerao para gerao o seu nmero aumenta
firmemente, e com o decurso de muitas geraes a mutao
favorvel estende-se por toda a populao. As mutaes tambm
podem ser "desfavorveis", diminuindo a possibilidade de
sobrevivncia at  maturidade e, por isso, a possibilidade de
gerar descendncia. Estas mutaes so gradualmente eliminadas
da populao. Este  o processo segundo o qual a evoluo
actua: podando as mutaes desfavorveis ao mesmo tempo que se
reforam as favorveis. 
   Qual  a causa das mutaes? Que  que pode deteriorar ou
modificar a sequncia de nucletidos nas clulas-grmen de um
organismo? Quando soubermos a resposta a esta pergunta,
estaremos perto da compreenso da causa da evoluo.
   Uma causa das mutaes reside no prprio organismo. De vez
em quando, ocorre um erro - uma imperfeio - no processo de
duplicao pelo qual a molcula ADN se reproduz. No princpio
do processo de reproduo, precisamente antes da diviso de
uma clula em duas clulas-filhas, na clula-me o ADN de
filamentos bipartidos desprende-se e divide-se em dois
filamentos simples. Cada filamento rene novos nucletidos a
partir do mar de nucletidos que flutuam na clula, formando
um novo ADN de filamentos bipartidos, duplicando o original. 
nesta altura que pode surgir o erro na reproduo. Um dos
nucletidos recentemente adicionados pode ser de uma espcie
imprpria; isto , no consegue assemelhar-se ao duplicado do
filamento existente. Como resultado, quando a reunio das duas
molculas ADN estiver completa, a sequncia de nucletidos num
dos ADN-filhos difere da sequncia de nucletidos existente no
ADN-original. Aquele ADN-filho sofreu uma mutao.
   Os erros na reproduo no so a nica origem das mutaes.
A molcula ADN pode ser tambm alterada por produtos qumicos,
caso estes entrem no fluxo sanguneo. o gs-mostarda, o gs
venenoso da Primeira Guerra Mundial,  eficaz por este
processo. O LSD parece que provoca um srio dano  molcula
ADN. O ADN pode tambm ser alterado por partculas ou
radiaes que sejam suficientemente energticas para penetrar
no corpo. o aparelho de raios X utilizado na medicina  uma
fonte de penetrao da radiao. As exploses de bombas
nucleares so outra. Para alm destas fontes provocadas pelo
Homem, existem ainda os raios csmicos - partculas produzidas
por foras desconhecidas em regies afastadas do Universo -
que bombardeiam a Terra de todas as direces. Por vezes, quer
um raio csmico, quer uma radiao produzida por uma fonte
artificial, atravessaro a clula-grmen, mesmo se esta clula
estiver profundamente introduzida no corpo, e quebraro a
sequncia normal de nucletidos no seu ADN, produzindo uma
mutao.
   Qual destas fontes  a causa primeira das mutaes? O 
gs-mostarda, os aparelhos de raios X e as bombas nucleares
so produtos recentes da inveno do Homem; no existem h
tempo suficiente para terem provocado uma influncia
aprecivel no curso da evoluo. Mas os erros na reproduo
tm ocorrido desde o princpio da vida na Terra; e
provavelmente os raios csmicos existem desde o comeo dos
tempos. Podemos supor que estas duas fontes desempenharam
papis de comparvel importncia na histria do passado do
processo evolutivo. Se o ritmo da mutao ou o futuro ritmo da
transformao evolutiva ser consideravelmente aumentado pelas
outras fontes de mutao provocadas pelo homem, e se o aumento
melhorar ou enfraquecer a espcie humana - estas so
questes em suspenso. 


15. A ascendncia do homem


   No decurso de 3 mil milhes de anos, a vida na Terra
evoluiu de um caldo de molculas orgnicas para o cortejo de
animais que actualmente se move na superfcie do planeta.
Entre estes animais encontra-se o Homem Por meio de que
sequncia de acontecimentos surgiu ele de um caldo de ADN e de
protenas? Que circunstancias guiaram o curso da evoluo
desde os organismos primitivos at  expresso mais alta da
vida sob a forma do ser humano?
   A histria destes acontecimentos comeou provavelmente com
o aparecimento das primeiras molculas autoduplicadoras nas
guas da Terra. Estas molculas eram semelhantes ao ADN, e
podiam ter sido idnticas a ele. As guas tambm continham
aminocidos. Por um processo qualquer, que no fomos ainda
capazes de reconstruir no laboratrio, essas molculas
autoduplicadoras desenvolveram a capacidade de servirem de
guias  unio de aminocidos que formaram protenas A
princpio, as molculas ADN eram filamentos pequenos contendo
somente alguns nucletidos, e apenas podiam unir protenas
simples. Com o decorrer do tempo evoluram, formando cadeias
mais compridas capazes de reunir protenas complexas de vrias
espcies. Algumas destas protenas eram as enzimas primitivas;
activaram as reaces qumicas que
levaram ao crescimento e reproduo do ADN. Outras protenas
eram estruturais: pertenciam  mesma espcie que formava as
paredes celulares.
   Com o aparecimento das protenas estruturais, tornou-se
possvel um novo avano na organizao da matria viva. A
molcula ADN passou a residir no centro da clula, cuja parede
era uma membrana porosa que permitia a passagem de pequenas
molculas, tais como os aminocidos e os nucletidos, do
fluido circundante para o interior, mas no permitia que as
molculas maiores, tais como o ADN e as protenas unidas sob o
seu controlo, sassem outra vez na direco contrria. 
   O desenvolvimento primitivo da clula, concentrando nas
proximidades do ADN todos os produtos qumicos necessrios ao
crescimento e reproduo, marcou o maior passo individual
jamais dado no curso evolutivo. Devem ter sido precisas muitas
centenas de milhes de anos para a evoluo da clula; mas,
uma vez aparecida, esta eficiente forma de vida deve ter-se
disseminado com rapidez pelas guas da Terra submergindo e
substituindo todas as molculas sem clulas que a precederam.
   Podemos supor que num perodo relativamente pequeno -
talvez no espao de 100 milhes de anos - o organismo
unicelular evoluiu, formando uma colnia de clulas. Com a
continuao do tempo, os grupos de clulas no interior dessas
colnias assumiram funes especializadas de obteno de
alimento, assimilao, as caractersticas estruturais de uma
pele exterior, etc.; comeou deste modo a fase da evoluo que
deu origem s criaturas complexas e multicelulares que dominam
a vida de hoje.
   O registo de fsseis no contm qualquer vestgio destas
fases preliminares no desenvolvimento de organismos
multicelulares. As primeiras pistas para a existncia de
formas de vida relativamente avanadas consistem em poucos
vestgios dificilmente discernveis, provavelmente deixados na
lama primeva por animais moles e que se deslocavam
contorcendo-se como vermes. Podem encontrar-se estes vestgios
em rochas com cerca de mil milhes de anos. Um pouco mais
tarde, surgem registadas luras de vermes bem definidas. Estes
escassos vestgios so os traos mais primitivos da vida
animal multicelular no planeta.
   Pouco mais surge no registo fssil durante aqueles vrios e
primeiros milhares de milhes de anos. Um dos mistrios no
estudo da vida  o facto de que subitamente, em rochas com 600
milhes de anos, o registo expande-se numa profuso de formas
vivas. No registo daquele perodo surge uma grande variedade
de animais. Talvez as formas de vida tivessem sido,
precisamente antes desta data mgica, quase to numerosas e
to populosas, mas no deixaram qualquer vestgio da sua
existncia porque eram desprovidas da proteco dura para o
corpo, que  o mais fcil de ser preservado.
   H pouco mais de 400 milhes de anos atrs ocorreu um
acontecimento que  de grande consequncia para o
desenvolvimento do Homem Apareceu ento, pela primeira vez,
uma nova espcie de criatura - com um esqueleto interno e uma
espinha dorsal. Este animal - o vertebrado - evoluiu a partir
de um antepassado parecido com o verme, assemelhando-se ao
anfioxo moderno, uma criatura pequena e translcida,
desprovida de barbatanas e de maxilares, mas possuindo guelras
e, ainda mais importante, uma verso primitiva da espinha
dorsal.
   Entre os descendentes dos primeiros vertebrados estavam os
peixes. Alguns destes peixes primitivos possuam pulmes
rudimentares, com que engoliam ar   superfcie da gua, bem
como guelras. Estes pulmes desapareceram ou foram
transformados, na maior parte dos casos, para outras
utilizaes, mas em algumas formas de peixes, talvez  nos que
viviam em quantidades reduzidas de gua, como pequenos lagos e
lagoas, os pulmes vieram a ter uma utilizao frequente.
Sempre que se verificava uma seca e o nvel da gua descia nos
lagos, os peixes com maior capacidade pulmonar sobreviviam, ao
passo que os outros pereciam. Viviam para gerar uma
progenitura que adquiria por hereditariedade a capacidade
superior de respirar ar. Deste modo, desenvolveram-se
gradualmente pulmes eficientes entre os peixes que habitavam
quantidades de gua com pouca profundidade.
   Alguns dos peixes de respirao pulmonar estavam duplamente
favorecidos por possurem vigorosas barbatanas que lhes
permitiam moverem-se, com andar gingado, na terra, de um lago
para outro em busca de gua. Por meio de uma acumulao lenta
de mutaes favorveis, os msculos e os ossos das barbatanas
transformaram-se gradualmente numa forma prpria para a
locomoo em terra. Deste modo, a barbatana deu origem 
perna. A metamorfose deu-se durante um perodo de uns 50
milhes de anos, e durante igual nmero de geraes. O
resultado foi um animal de quatro patas, de respirao
pulmonar, conhecido por anfbio.
   O anfbio estava ainda ligado  gua, porque a pele
requeria uma humidificao frequente; alm de os ovos, tais
como os do peixe, serem desprovidos de um invlucro duro: caso
fossem depositados na terra, secavam e o embrio morria. Por
isso, os ovos do anfbio tinham de ser postos na gua ou em
locais hmidos.
   Os anfbios nasciam na gua, viviam a maior parte da sua
vida adulta nas proximidades da gua, e quase sempre voltavam
 gua para porem os ovos. Desenvolveram-se durante cinquenta
milhes de anos nas praias e nas margens dos rios. Alguns
tornaram-se carnvoros grandes e agressivos, com cerca de trs
metros de comprimento, no receando quaisquer outros animais
do seu tempo. Os anfbios atingiram o ponto mximo do seu
tamanho h 250 milhes de anos atrs, e a partir de ento
entraram em declnio. Hoje, os seus descendentes comuns so a
diminuta r, o sapo e a salamandra.
   Com o decorrer do tempo, alguns dos anfbios antigos, mais
uma vez devido a um acontecimento fortuito na sucesso de
mutaes favorveis, desenvolveram a capacidade de pr ovos em
terra. Estes ovos estavam encerrados numa casca dura, que
retinha a humidade e proporcionava ao embrio o seu mar
privativo de fluido. Outras mutaes originaram uma pele rija
que preservava a gua no corpo sem necessidade de uma imerso
contnua. Tais criaturas estavam completamente emancipadas da
gua. Eram os primeiros rpteis
   Os rpteis marcaram um passo triunfante na evoluo, pois
tinham acesso a recursos alimentares ricos que antes eram
negados aos peixes e aos anfbios. Os rpteis
desenvolveram-se, atingindo uma grande variedade de formas,
incluindo os antepassados de todos os animais terrestres com
espinha dorsal actualmente existentes na Terra. Alcanaram o
znite evolutivo com os dinossauros, animais que dominaram a
Terra durante  100 milhes de anos. Ostentavam um vigor
extraordinrio, evoluindo para formas extremas, como o gigante
vegetariano habitante dos pntanos, Brontossauro, com 20
metros de comprimento e 30 toneladas de peso; e o carnvoro,
Tyrannosaurus rex, com 12 metros de altura, com uma caixa
craniana de 1 metro e vinte, munido de dentes afiados como a
lamina de um punhal -indiscutivelmente o depredador terrestre
mais feroz que o mundo jamais viu.
   H duas centenas de milhes de anos, um pouco antes do
aparecimento dos primeiros dinossauros, um outro ramo da
classe dos rpteis virou para um rumo completamente diferente.
Este grupo especfico pode ter vivido na orla da zona
temperada, onde o tempo atmosfrico era relativamente severo.
Atravs da aco da seleco natural em variaes fortuitas, o
novo ramo de rpteis adquiriu um conjunto de caractersticas
que os adaptou, de modo nico, para a sobrevivncia num clima
rigoroso. Desenvolveram as caractersticas rudimentares de um
animal de sangue quente. A pele nua e escamosa do rptil foi
substituda, nestes animais, por casacos isoladores de plos e
de peles que os mantinham quentes sob temperaturas baixas,
enquanto as glndulas sudorparas debaixo da pele, controladas
por um termstato interno, refrescavam o corpo por meio da
evaporao quando a temperatura se elevava demasiado.
   Estas caractersticas desenvolveram-se lentamente durante
um perodo de dezenas de milhes de anos. Outras modificaes
se efectuaram simultaneamente. Muitos rpteis de quatro patas
tinham uma posio de corpo pesada e desajeitada com as pernas
saindo do tronco: o movimento rpido era impossvel com um
esqueleto construdo deste modo. Na nova linha de evoluo, as
pernas puxadas para debaixo do corpo, elevando-o do cho,
permitiram o andar rpido e a corrida. Surgiram modificaes
importantes nos dentes: perto da parte da frente da boca
existiam dois caninos grandes, apropriados para rasgar bocados
de presa; por detrs destes, existiam dentes pontiagudos
semelhantes aos molares, para cortar e triturar o alimento,
dividindo-o em pores mais pequenas. Com tais dentes, 
possvel um reabastecimento rpido de energia e um nvel de
actividade contrastante com o entorpecimento ps-prandial do
rptil que engolia a sua presa por inteiro.
    Estes animais, lembrando um cruzamento entre o lagarto e o
co, constituram o tronco ancestral dos mamferos.
   Os mamferos de hoje possuem outras caractersticas, para
alm de terem sangue quente, que os distinguem dos seus
antepassados rpteis; destas, a mais importante  um processo
excepcionalmente eficiente de cuidarem das suas crias. Os
rpteis pem os ovos e normalmente no revelam mais nenhum
interesse no destino da progenitura. Os pssaros so melhores
pais; cuidam dos ovos, mas o embrio no incubado e indefeso
, contudo, muitas vezes vtima de criaturas esfomeadas de
ovos; e, alm disso, o passarinho recentemente incubado que
comeou a voar tem de ser deixado  merc de depredadores
enquanto os pais andam  procura de alimento. a me-mamfero
alimenta o embrio da cria vindoura  em desenvolvimento no
interior do seu corpo, onde se encontra bem protegida dos
elementos hostis existentes no ambiente; depois do nascimento,
alimenta a cria com o seu leite, segregado pelas glndulas que
deram o nome aos mamferos; e continua a cuidar da cria
durante bastante tempo, at que esta seja capaz de cuidar de
si prpria. Os mamferos asseguram mais eficazmente a
sobrevivncia das suas crias do que quaisquer outros animais,
garantindo, assim, uma vantagem enorme na competio para a
propagao da sua espcie.
   Apesar destes talentos especiais os mamferos ficaram
subordinados aos dinossauros por mais de 100 milhes de anos -
pequenos animais com peles, que davam pouco nas vistas e se
mantinham afastados dos rpteis rapaces, vivendo nas rvores
ou entre as ervas.
   No entanto, h setenta milhes de anos os dinossauros
extinguiram-se. As razes do seu desaparecimento so ainda
obscuras.  provvel que fosse consequncia de uma alterao
mundial no clima, perante a qual se encontrassem mal equipados
para sobreviver. Os dinossauros, como todos os rpteis, eram
animais de sangue frio; isto , no possuam o controlo de
aquecimento interno que pode manter a temperatura do corpo a
um nvel constante, independentemente dos rigores do clima.
Sabemos que o perodo em que desapareceram foi marcado por
repetidas elevaes da crosta terrestre, com a formao de
muitas cordilheiras novas, como as Montanhas Rochosas. 
provvel que o impulso ascensional de enormes massas de rocha
quebrasse o fluxo de correntes de ar  volta do Globo; talvez
o clima da zona temperada fosse alterado desta maneira,
passando de calor e de humidade uniformes, agradveis a um
animal de sangue frio, para um clima caracterizado por maiores
alteraes de temperatura de uma estao para a outra.
    medida que a populao de dinossauros diminuiu, os
mamferos desceram das rvores, subiram dos seus esconderijos
no cho e ocuparam a Terra. Espalharam-se rapidamente por
todos os continentes. Dentro de 20 milhes de anos, a raa
mamfera bsica transformou-se nos antepassados da maior parte
dos mamferos com que estamos hoje familiarizados morcegos,
elefantes, cavalos, baleias e muitos outros.
   Mas um grupo de mamferos permaneceu nas arvores. Estes
mamferos -- os primatas -- foram escolhidos para serem os
antepassados do Homem, em virtude de levarem uma existncia
arborcola. Eram animais pequenos, insectvoros, do tamanho de
um esquilo e, no aspecto, semelhantes ao actual musaranho
arborcola de Bornu. O Homem deve o seu crebro notvel ao
facto de estes animais precisarem de dois atributos fsicos
para sobreviverem no seu habitat arbreo: primeiro, precisavam
de mos e de um polegar oponvel para se agarrarem firmemente
aos ramos; e, segundo, precisavam de uma viso binocular
penetrante para calcular as distancias at aos ramos prximos.
Na competio para a sobrevivncia entre os mamferos
arborcolas primitivos, h 100 milhes de anos atrs, aqueles
que possuam estas caractersticas em grau mais  elevado eram
favorecidos. Eram os indivduos que estavam em melhores
condies de sobreviverem e de gerarem descendncia. Atravs
de geraes sucessivas, as caractersticas desejveis de uma
mo bem desenvolvida e de uma viso apurada, propagadas de
pais para filhos, foram constantemente aperfeioadas e
consolidadas. Por volta de 50 milhes de anos atrs surgiram
j sob a forma adiantada nos animais dos quais descendem o
actual musaranho arborcola, o lmure e o tarseiro.
Tornaram-se ainda mais bem desenvolvidas, em alguns dos
descendentes imediatos destes animais, sob a presso contnua
da luta pela sobrevivncia nas arvores. Gradualmente, as
tendncias evolucionrias, estabelecidas pelas exigncias da
vida nas arvores, transformaram alguns destes primatas
primitivos em animais semelhantes ao macaco.
   Os animais com mos tambm tinham capacidade em potncia
para exercer habilidades manuais rudimentares; quando este
potencial era combinado com o desenvolvimento de centros
cerebrais associados, tais animais possuam, quase por
acidente, capacidade para utilizar ferramentas. Naqueles que
tinham esta capacidade, veio a dar-se grande valor a
capacidade mental para a memria da utilizao de ferramentas
no passado, e para o plano da sua utilizao no futuro; deste
modo, pela aco da seleco natural numa sucesso de mutaes
fortuitas, aqueles centros cerebrais, nos quais se armazenavam
experincias passadas e se planeavam aces futuras,
desenvolveram-se e aumentaram. Estas qualidades mentais
provaram ser de grande valor para a satisfao dos problemas
gerais da sobrevivncia. Como resultado, o crebro evoluiu e
aumentou sob a presso contnua da luta pela existncia. Este
duplicou o seu tamanho em 10 milhes de anos, e quase duplicou
outra vez no milho de anos seguinte. Assim, foi firmemente
estabelecida a linha de ascendncia que conduziu ao Homem.
   Por meio desta cadeia de demonstrao e de teoria, a
caracterstica distintiva da condio humana - inteligncia -
pode remontar  circunstancia acidental de uma ascendncia
arborcola.
   O caminho evolutivo retrocede mais no tempo - desde os
antepassados arborcolas do Homem at ao primeiro mamfero;
depois, at um rptil semelhante ao co, uma espcie que j
no existe; at ao primeiro vertebrado; desde os vertebrados a
uma sucesso de animais de corpo mole perdido nas areias da
Histria; depois, atravs do limiar da vida, para o mundo da
matria inorgnica; e, finalmente, h muitos e muitos milhes
de anos, muito antes da existncia do sistema solar, para a
nuvem-me de hidrognio.










   "H grandiosidade nesta concepo de uma vida com os seus
mltiplos poderes, insuflada pelo Criador em algumas formas
originais, ou numa nica, assim como no facto de, enquanto
este planeta continua a girar segundo as leis imutveis da
gravidade, se terem criado e continuarem a criar-se
infindveis formas, extraordinariamente belas e admirveis, a
partir de um comeo to simples."

   Charles Darwin,A Origem das Espcies.
 









iiiii

   FORMAS DE VIDA PRIMITIVAS: Os estromatlitos, que se contam
entre os mais antigos vestgios de organismos vivos,
constituem depsitos deixados por algas primitivas h
aproximadamente trs mil milhes de anos. A fotografia de cima
representa um estromatlito descoberto entre as rochas
pr-cambrianas das Medicine Bow Mountains, no Wyoming. Na
pgina seguinte figuram outros vestgios de vida primitiva. Os
resduos e fsseis simples aqui representados constituem
exemplos tpicos das mais antigas formas de vida descobertas
at hoje. 



l Restos fossilizados de bactrias 
l com cerca de dois mil milhes 
l de anos ( esquerda).

l Sulcos cavados por vermes 
l que viveram h aproximadamente
l um milhar de milhes de anos (em baixo). 


Mamferos

Aves
Rpteis 
anfbios
peixes


   a evoluo dos vertebrados. H quatrocentos milhes de anos
fez a sua apario na Terra o primeiro animal dotado de coluna
vertebral - um peixe primitivo. Alguns destes peixes
primitivos adquiriram a faculdade de respirar fora de gua e
de rastejar sobre O solo. Foi a partir destas criaturas que
evoluram os anfbios e, posteriormente, os rpteis. Estes,
que constituram os primeiros vertebrados totalmente
emancipados do meio marinho, disseminaram-se pela terra firme
e ai se multiplicaram durante 150 milhes de anos. Alguns
deles foram os antepassados da serpente, do lagarto e da
tartaruga actuais; outros evoluram para dar os dinossauros.
Um ramo conduziu aos antepassados das aves modernas e, h
aproximadamente 200 milhes de anos, outros ramos conduziram
aos mamferos. Tanto as aves como os mamferos distinguiram-se
dos rpteis por uma caracterstica decisiva: eram animais de
sangue quente. Esta caracterstica permitiu-lhes resistir s
grandes amplitudes trmicas do seu meio ambiente. H 60
milhes de anos, altura em que se deu o sbito desaparecimento
dos dinossauros da face da Terra, provavelmente devido a
rigorosas variaes climatricas, os mamferos herdaram a
Terra, multiplicaram-se em mirades de formas. um dos ramos
dos mamferos - os primates -constituram os antepassados do
Homem. 


   UM PARENTE DO HOMEM. O tarseiro (em cima) assemelha-se aos
pequenos mamferos arboricolas que constituiram os
antepassados do Homem. Para sobreviverem nas rvores, estes
animais tinham necessidade de mos prenseis e viso
binocular. A posse destas caractersticas estimulou o
desenvolvimento dos centros cerebrais coordenadores da vista e
do tacto. Na sua luta pela existncia, h 50 milhes de anos,
foram seleccionadas para sobreviver as criaturas nas quais
aquelas caractersticas haviam atingido um grau de
desenvolvimento mais elevado. Os animais anlogos ao tarseiro
foram paulatinamente evoluindo para darem os antepassados do
macaco e, posteriormente, criaturas simiescas que constituiram
os predecessores do Homem. A destreza manual e o
desenvolvimento dos correspondentes centros cerebrais -
caractersticas exigidas por uma existncia arboricola -
proporcionaram quase por acidente aos seus possuidores a
faculdade potencial de usar utensilios e de recordar o seu
anterior uso. Assim se desenvolveram as partes do crebro nas
quais se armazenavam as experincias passadas e projectavam
aces futuras. O Homem deve a sua caracterstica distintiva -
a sua inteligncia - s circunstancias decorrentes do facto de
os seus antepassados terem vivido nas rvores.
