Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira...circunstelar de ga´s e poeira, presente em...

Boletim da Sociedade Astronômica Brasi le ir a

COMISSÃO EDITORIAL

HELIO J. ROCHA-PINTO, EditorUniversidade Federal do Rio de Janeiro

EDUARDO S. CYPRIANO MARCELO EMÍLIO JAÍLSON S. ALCANIZUniversidade de São Paulo Universidade Estadual de Ponta Grossa Observatório Nacional

SOCIEDADE ASTRONÔMICA BRASILEIRA

D IRETORIA

Eduardo Janot Pacheco PresidenteJoão Braga Vice-PresidenteRoberto Dell'Aglio Dias da Costa Secretário-GeralHelio J. Rocha-Pinto SecretárioVera Aparecida Fernandes Martin Tesoureira

COMISSÃO BRASILEIRA DE ASTRONOMIA

Daniela Lazzaro Presidente

José Renan de MedeirosEduardo Janot PachecoThyrso Villela NetoHorácio Dottori

COMISSÃO DE ENSINO E D IVULGAÇÃO

Roberto Dell'Aglio Dias da Costa Coordenador

Carlos Alexandre Wuensche Gabriel A.P. Franco Luiz Carlos Jafelice Marcio A.G. Maia Maria Auxiliadora Delgado Machado Maria de Fatima Saraiva Paulo Bretones

COMISSÃO DA O LIMPÍADA BRASILEIRA DE ASTRONOMIA E ASTRONÁUTICA

João Batista Garcia Canalle Coordenador

Jaime F. Villas da RochaThaís Mothé-DinizHelio J. Rocha-Pinto

OBJETIVOS

A Sociedade Astronômica Brasileira (SAB) é uma entidade científica sem fins lucrativos, fundada em 1974, cujas finalidades são:

Congregar os astrônomos do Brasil; Zelar pela liberdade de ensino e pesquisa; Zelar pelos interesses e direitos dos astrônomos; Zelar pelo prestígio da ciência do País; Estimular as pesquisas e o ensino de Astronomia no País; Manter contato com institutos e sociedades correlatas no País e no

exterior; Promover reuniões científicas, congressos especializados, cursos e

conferências; Editar um boletim informativo sobre as atividades da SAB e

assuntos gerais relacionados com a Astronomia.

POLÍTICA EDITORIAL

O Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira (ISSN 0101-3440) é o periódico oficial da SAB e visa registrar a memória de atuação profissional da Sociedade Astronômica Brasileira e da pesquisa em Astronomia no país, publicando o seguinte conteúdo:

• Artigos científicos em Astronomia, seja em português ou inglês.• Artigos de revisão, em português• Revisão de conferências, colóquios e eventos científicos• Resenhas de livros sobre Astronomia• Artigos de opinião sobre política científica em Astronomia• Artigos sobre História da Astronomia no Brasil• Artigos técnicos, em português, sobre instrumentos de uso da comunidade• Relatórios institucionais• Resumos de teses e dissertações• Notas de pesquisa ou comentários sobre outros artigos em Astronomia.• Resumos da Reunião Anual da SAB

Os artigos de revisão poderão ser submetidos por membros ou solicitados a membros pela Comissão Editorial.

Relatórios institucionais podem ser opcionalmente enviados à Comissão Editorial, para publicação no Boletim pelo chefe de departamento ou responsável pela instituição.

Todos os artigos deverão ser aprovados por relatores ad hoc indicados pela Comissão Editorial.

Editoria l

A última década foi particularmente importante para a história da Astronomia brasileira. A comunidade viu-se madura e numerosa o suficiente para lançar-se a novos desafios no cenário internacional. Esse crescimento foi fruto de um longo processo de adequação e profissionalização da comunidade, cujos marcos mais evidentes são a construção do OAB (atual OPD/LNA), a participação nos consórcios Gemini e SOAR, e a criação e consolidação de diversos cursos de pós-graduação em Astronomia em unidades de pesquisa do CNPq e em universidades, de públicas a privadas. A realização da XXVII Assembleia Geral da União Astronômica Internacional, em 2009 – durante Ano Internacional da Astronomia, no Rio de Janeiro, coroou os esforços destas várias gerações de astrônomos brasileiros, bem como o apoio decisivo e determinante de diversas agências de fomento à pesquisa e do MCT.

Longe de ter chegado a cabo, o crescimento da SAB e da Astronomia brasileira traz-nos novas responsabilidades. Entre 2009 e 2010, a comunidade assistiu e participou de longas discussões com vistas a elaborar, pela primeira vez na história brasileira, um plano de ação para nortear o crescimento da Astronomia na próxima década. Grandes colaborações internacionais estão em voga, com a participação ativa de membros da comunidade em várias. Novos cursos de graduação ou habilitação em Astronomia deverão atrair jovens e talentosos estudantes para a pós-graduação. Mesmo a Instrumentação Astronômica e a Astronáutica, áreas em que historicamente o Brasil não vinha tendo muito desenvolvimento, apresentam recentes e promissores avanços.

Faz-se, portanto, necessário contar com um veículo oficial para a produção e distribuição de conhecimento e para registro da memória da atuação profissional da sociedade. Esta edição do Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira inaugura um novo formato e uma nova política editorial. Doravante, o Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira será um publicação online e publicará diversos conteúdos que incluirão artigos científicos, artigos de revisão, resenhas, artigos de opinião sobre política científica em Astronomia, relatórios institucionais, entre outros.

Esperamos que essas mudanças possam contribuir ainda mais para o amadurecimento da comunidade astronômica profissional em nosso país.

Helio J. Rocha-PintoEditor

Outubro de 2010

Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira, 29, no.1, 3-13c© SAB 2010

Boletimda ⋆

S A B

⋆

⋆⋆

Evolução estelar pós-AGBRoberto Ortiz

Escola de Artes, Ciências e Humanidades, USP, Av. Arlindo Bettio, 1000, 03828-000, São Paulo, SP, Brazile-mail: [email protected]

Recebido em 05 de maio de 2009; aceito em 21 de junho de 2009

Resumo. A partir do AGB (Asymptotic Giant Branch), a evolução estelar é marcada por diversos eventos que afetamradicalmente muitas caracteŕısticas da estrela, tais como: composição qúımica, luminosidade, temperatura, perda demassa, etc. Neste artigo são descritos diversos aspectos da evolução estelar durante a fase dos pulsos térmicos do AGBe nas etapas subsequentes, que finalmente levam à formação da nebulosa planetária. Aspectos teóricos e observacionaisda evolução são apresentados e discutidos, incluindo observações em diversos comprimentos de onda, assim como aformação e observação do envoltório circunstelar durante a fase TP-AGB (thermal-pulsing) e sua evolução posterior.Também são apresentadas caracteŕısticas t́ıpicas dos objetos que se encontram numa fase evolutiva intermediária entrea fase AGB e a formação da nebulosa planetária. Essas caracteŕısticas são geralmente utilizadas como critério para abusca de novos candidatos a essa fase da evolução estelar.

Abstract. The evolution in the AGB (Asymptotic Giant Branch) is marked with several events that radically changeseveral characteristics of the star, such as: its chemical composition, luminosity, temperature, mass-loss, etc. In thispaper, the various aspects of the thermal-pulse AGB and its subsequent phases that lead to the formation of aplanetary nebula are described. Theoretical and observational aspects of stellar evolution are described and discussed,including data obtained at several wavelengths, as well as the formation and observation of the circumstellar envelopedeveloped during the TP-AGB (thermal-pulsing) phase and its subsequent evolution. The paper also includes typicalcharacteristics of the objects that are found in a intermediate phase between the AGB and planetary nebula phases,which are generally used as criteria to search for new candidates for this evolutionary phase.

Palavras-chave. estrelas AGB – evolução pós-AGB – nebulosas planetárias

1. Introdução

A formação de uma nebulosa planetária geralmente não temo mesmo destaque (na literatura e na mı́dia em geral) que aexplosão de uma supernova, talvez porque a ejeção da neb-ulosa seja um evento bem menos espetacular. No entanto,em termos quantitativos, a contribuição das nebulosas plan-etárias para a quantidade de massa lançada ao meio inter-estelar é muito maior, haja vista a grande proporção en-tre estrelas de massa intermediária e alta. Shklovski (1956)talvez tenha sido o primeiro a notar a semelhança entre atênue atmosfera das estrelas gigantes vermelhas e as nebu-losas planetárias, e foram as caracteŕısticas comuns a essesdois objetos que sugeriram que eles formariam uma sequên-cia evolutiva. No entanto, a compreensão dos aspectos f́ısi-cos dessa transição somente seria posśıvel com o adventodos trabalhos teóricos acerca da estrutura e evolução este-lar (Iben 1967, 1983).

A partir dos anos 1980, a Astronomia infravermelha deuum grande salto qualitativo e tornou-se realmente com-petitiva. O satélite infravermelho IRAS (Beichman et al.1988) vasculhou 96% do céu em comprimentos de onda in-acesśıveis do solo, detectando milhares de estrelas gigantescom envoltórios circunstelares de poeira. Muitas dessas es-trelas não possuem contrapartida viśıvel, sendo detectadassomente no infravermelho, onde a emissão térmica de grãosde poeira circunstelares é máxima. Os espectros infraver-melhos de baixa resolução (IRAS-LRS, Olnon et al. 1986)revelaram a ampla variedade de espécies qúımicas pre-sentes nos grãos de poeira circunstelar. Mais recentemente,

Para cópias, contate: R. Ortiz

tornaram-se dispońıveis observações dos satélites ISO (deGraauw et al. 1996) e SPITZER (Fazio et al. 2004), dire-cionadas a alvos espećıficos, e de melhor resolução espacial eespectral. Graças a esses surveys infravermelhos, o númerode objetos conhecidos nas fases AGB, pós-AGB e nebulosaplanetária no disco galáctico tem aumentado substancial-mente.

Neste artigo, a transição evolutiva entre as fases AGB enebulosa planetária é discutida sob vários aspectos, teóri-cos e observaçionais. Na seção 2 são apresentadas as prin-cipais caracteŕısticas da fase AGB, à luz dos modelos teóri-cos; na seção 3, os diversos aspectos observacionais da faseTP-AGB (thermal-pulsing) são apresentados, incluindo oenvoltório circunstelar à luz dos dados obtidos no infraver-melho e em radiofrequências; na seção 4, são apresentadasas previsões dos modelos teóricos para a ejeção do en-voltório da estrela; a seção 5 apresenta os principais critériosencontrados na literatura para a busca de objetos que seencontram na fase de transição, entre o AGB e a nebulosaplanetária; na seção 6 especial ênfase é dada à ejeção danebulosa, incluindo dados observacionais de alguns objetose uma comparação com as previsões dos modelos teóricos;a seção 7 é destinada a discutir alguns problemas que per-manecem em aberto, bem como são sugeridas algumas ob-servações que poderiam levar à elucidação de alguns pontosainda controversos da teoria dessa fase da evolução estelar.

2. A fase TP-AGB

O AGB (Asymptotic Giant Branch) é um ramo do diagramaHR, localizado no prolongamento do ramo horizontal e que

4 Roberto Ortiz: Evolução estelar pós-AGB

confunde-se parcialmente com o ramo das gigantes vermel-has (RGB ou Red Giant Branch). Resultado natural daevolução de estrelas com massa entre 0.5 1. As estrelas que já passaram por esseprocesso são frequentemente chamadas de estrelas de car-bono (ou simplesmente carbonadas), em contraposição àsestrelas de classe espectral M. Além do C, outros elemen-tos produzidos por captura lenta de nêutrons (processo-s)também são“dragados”para a atmosfera da estrela durantea 3a. dragagem, tais como o Zr, Nb, Mo, Ru, etc (Iben &Renzini 1983). Neste caso, a fonte de neutrons são reaçõessemelhantes a 22Ne(α,n)25Mg, principalmente 13C(α,n)16O(Gallino et al. 1998) operando na região entre as camadasque “queimam” H e He. Esses nêutrons, se capturados poroutros núcleos, formam elementos mais pesados que even-tualmente podem ser “dragados” para a atmosfera da es-trela, modificando suas abundâncias qúımicas.

3. Caracteŕısticas observacionais da fase TP-AGB

Talvez a caracteŕıstica mais impressionante das estrelas nafase TP-AGB seja o tamanho de seu envoltório circunstelare a alta taxa de perda de massa, superior a qualquer outrafase de sua evolução. O objeto IRC+10216 é uma forte fontede infravermelho detectada durante o Two Micron StarSurvey (Neugebauer & Leighton 1969). No artigo original,Becklin et al. (1969) mostraram que a distribuição espec-tral de energia desse objeto corresponde a uma temperaturaefetiva de apenas 650K, muito baixa para uma fotosfera,mas compat́ıvel com a emissão térmica de um envoltóriocircunstelar de poeira. Outro objeto com caracteŕısticassemelhantes é IRC+10011, cuja ocultação pela Lua revelouque a emissão infravermelha origina-se de um objeto cu-jas dimensões são várias ordens de grandeza superiores aotamanho de uma gigante (Zappala et al. 1974). Essas obser-vações confirmaram a existência de uma classe de estrelasgigantes vermelhas com extensos envoltórios circunstelaresde poeira, formados a partir de moléculas tais como o COe diversos tipos de silicatos, que sobrevivem normalmentepróximo a estrelas frias. A opacidade dos grãos de poeiraà radiação estelar contribui para a aceleração da matériacircunstelar como um todo, facilitando a perda de massa(Netzer & Elitzur 1993). Modelos teóricos e observações in-dicam que a taxa de perda de massa na fase TP-AGB variaentre 10−7 e 10−4M⊙/ano (Bedijn 1987, Groenewegen et al.2007). Se lembrarmos que essas estrelas são muitas ordensde grandeza mais abundantes do que as precursoras de su-pernovas tipo II (Salpeter 1955), podemos concluir que amatéria interestelar é predominantemente constituida pelomaterial expelido por estrelas AGB e de sua fase subse-quente, as nebulosas planetárias.

As dimensões relativas da estrela e do envoltório cir-cunstelar podem ser estimadas através de observações emdiversos comprimentos de onda. O raio t́ıpico de uma es-trela AGB com Tef = 2500K e luminosidade L= 6000L⊙ éde 3 × 1013cm ou 2 U.A. Se considerarmos que os grãos secondensam à temperatura de 900K e que estão em equi-ĺıbrio térmico, então eles se formarão a uma distância apartir de ∼ 8 R⋆ da estrela. Por outro lado, observaçõesem rádio-frequências mostram que o envoltório circunstelarcomumente estende-se até ∼ 1000R⋆ da estrela central.

Muitas estrelas AGB apresentam emissão maser ou es-timulada, indicando que a população dos ńıveis molec-ulares apresenta grandes desvios do equiĺıbrio termod-inâmico. Elitzur (1992) discute em detalhe modelos teóri-cos de masers e constitui-se em bibliografia básica sobre o

Roberto Ortiz: Evolução estelar pós-AGB 5

Figura 1. A luminosidade (relativa ao Sol) em função do tempo t, de uma estrela TP-AGB com 0.6 M⊙, em unidades de 105 anos,contado a partir do primeiro pulso térmico. As setas indicam a duração de cada ciclo (em anos), que se inicia a cada flash do He.(Iben 1982, reproduzido sob a permissão da American Astronomical Society, AAS).

assunto. A descoberta de emissão maser circunstelar é de-vida a Wilson & Barrett (1968), que detectaram intensaemissão de OH em λ = 18 cm, na direção da “estrela in-fravermelha” NML Cygni. Na realidade, a emissão maseré observada em 3 distintas transições dessa molécula, nasfrequências de 1612, 1665 e 1667 MHz. Em estrelas que pos-suem um espesso envoltório de poeira, geralmente devidoà intensa perda de massa, a emissão maser predominanteocorre na frequência de 1612 MHz. Neste caso, o objeto égeralmente denominado “OH/IR” e a emissão maser é detipo II (ou “satélite”). Os objetos OH/IR geralmente nãopossuem contrapartida viśıvel porque a estrela é completa-mente obscurecida pelo seu envoltório, de onde provém aemissão infravermelha observada. Por outro lado, estrelascujo envoltório de poeira possui menor profundidade ópticae que apresentam contrapartida viśıvel apresentam emissãomaser predominantemente em 1665 e 1667 MHz, e o maseré classificado como tipo I (ou“principal”). A grande maioriados masers de OH é de duplo pico devido ao efeito Doppler,indicando que o envoltório de OH afasta-se da estrela comvelocidade de ∼ 15 km/s. Há também um número signi-ficativo de masers de pico único e com perfis de linha maiscomplexos, indicando que o envoltório circunstelar pode ap-resentar grandes desvios da simetria esférica. Além do OH,outras transiçõesmasermoleculares têm sido observadas nadireção de estrelas AGB, principalmente SiO, H2O e HCN.

Estrelas TP-AGB também podem apresentar pulsações,sem relação direta com os pulsos térmicos discutidos naseção 2, que ocorrem a intervalos de tempo bem maiores. Asvariáveis de longo peŕıodo (long-period variables, LPV, ousimplesmentemiras) são estrelas AGB que têm peŕıodo bemdefinido, 300 dias em média, e curva de luz de grande ampli-tude, podendo facilmente atingir 5 magnitudes na banda V(de pico a pico). As variáveis semi-regulares (Semi-regularvariables, ou SR) têm peŕıodo da ordem de 150 dias e menoramplitude de variabilidade do que as miras. Há ainda estre-las AGB que são variáveis irregulares (designadas pela letraL) e não-variáveis. O peŕıodo de pulsação está diretamenterelacionado com a massa da estrela (Feast 1963, Feast &Whitelock 1987, Jura & Kleinmann 1992), com a taxa de

perda de massa (Vassiliadis & Wood 1993) e com o modode pulsação (Wood 1974). Os modelos teóricos buscam ex-plicar por que as estrelas OH/IR, geralmente têm peŕıodosmaiores (até 3000 dias) do que variáveis do tipo mira, porexemplo (Harvey et al. 1974, Herman et al. 1984).

A luminosidade máxima de uma estrela no RGB é de∼ 2.5× 103L⊙. Por outro lado, observações de estrelas AGBnas Nuvens de Magalhães (Wood et al. 1983, Groenewegenet al. 2007) revelaram a existência de estrelas com até5.6 × 104L⊙, com um valor médio de ∼ 5 × 103L⊙. No bojogaláctico foram observadas estrelas OH/IR com luminosi-dade de até 4.4 × 104L⊙, embora o valor médio esteja maispróximo de ∼ 7 × 103L⊙ (Ortiz et al. 2002). A alta lumi-nosidade, aliada à relação bem definida entre o peŕıodo depulsação e a luminosidade (Feast et al. 1989, Glass et al.1995), fazem das variáveis tipo mira um ótimo padrão dedistância, que tem sido frequentemente utilizado como stan-dard candle em galáxias próximas (Whitelock et al. 2009).

4. O final da fase AGB e a ejeção da nebulosa

No final da fase AGB, a luminosidade aumenta lentamente,até atingir um valor cŕıtico, além do qual o envoltório es-telar de hidrogênio sofre uma instabilidade dinâmica, quepor sua vez gera intensa perda de massa (Tuchman et al.1978). Juntamente com esse fenômeno, o modo de pulsaçãoda estrela muda do primeiro (ou segundo) harmônico parao modo fundamental (Wood 1974). De fato, a pulsação nomodo fundamental, cujo peŕıodo é mais longo, é frequente-mente observada em estrelas OH/IR, e resulta na intensaperda de massa comumente observada nessas estrelas, deaté 10−4M⊙/ano.

É somente durante os últimos pulsos térmicos queocorre a fase de perda de massa mais intensa, o super-vento (Renzini 1981). Após cada pulso, a luminosidade daestrela diminui à metade durante um tempo equivalente acerca de 15% do ciclo (Fig. 1). Posteriormente, a luminosi-dade recupera-se gradativamente, atingindo novamente seuvalor original durante a segunda metade do ciclo, peŕıodoem que ocorre o supervento. Bastam 2 ou 3 ciclos para


que a estrela expulse todo o seu envoltório de hidrogênio,restando somente seu núcleo de C e O, sob uma fina ca-mada de H e He. Diante do exposto acima, podemos con-cluir que a maioria das estrelas deixarão o AGB queimandoH, enquanto nas estrelas restantes o He consistirá na fonteprimária de energia após a fase AGB. Há ainda a possibil-idade da estrela deixar o AGB na iminência de iniciar umnovo ciclo. Neste caso, o pulso térmico poderá ocorrer apósa estrela deixar o AGB, e ela passará a queimar He na fasepós-AGB. Parte da camada convectiva de He penetrará nacamada superior de H e a estrela retornará ao ramo dasgigantes, onde permanecerá durante apenas algumas cente-nas de anos, antes de deixar definitivamente o AGB (Iben1984, Bloecker 1995). Estrelas variáveis do tipo R CoronaeBorealis talvez estejam neste estágio evolutivo (seção 5.1).

Após a ejeção do envoltório de H, a luminosidade daestrela permanece constante, enquanto seu núcleo parececada vez mais quente, fazendo com que a estrela percorrauma trajetória horizontal no diagrama HR. Modelos teóri-cos (Schoenberner 1981, 1983; Vassiliadis & Wood 1994;Bloecker 1995) mostram que o tempo decorrido entre o fimdo AGB e a ionização da nebulosa depende da massa daestrela e da metalicidade, mas é tipicamente 2 × 103 anos,para Mnucleo = 0.63 M⊙ (correspondente à massa na sequên-cia principal MSP = 2.0M⊙ e metalicidade Z= 0.02). Duranteesse peŕıodo, a luminosidade da estrela permanece aproxi-madamente constante, L= 8.0 × 103L⊙. Apenas para com-paração, uma estrela com Mnucleo = 0.90 M⊙ (MSP = 5.0M⊙)ionizará a nebulosa em menos de 102 anos, enquanto umaoutra com Mnucleo = 0.57 M⊙ (correspondente a MSP =1.0M⊙), precisará de aproximadamente 2 × 104 anos.

5. A busca por objetos de transição

Na literatura, os objetos que deixaram o AGB são desig-nados por diversos nomes, de acordo com suas caracteŕısti-cas observacionais: pós-AGB, proto nebulosas planetárias,OH/PN, etc. Diante da variedade de denominações e a di-ficuldade de se estabelecer o exato status evolutivo dessesobjetos, talvez seja mais prudente chama-los de objetos detransição como fazem alguns autores.

Na seção 4 vimos que o tempo decorrido entre a ejeçãodo envoltório de H e a ionização da nebulosa é extrema-mente curto, o que significa que, em termos compara-tivos, não devem existir muitos objetos nessa fase evolutiva.Por outro lado, estes devem exibir algumas caracteŕısticasmuito peculiares, que nos permitem diferencia-los inequivo-camente das demais estrelas. Nesta seção, são apresentadosos principais critérios utilizados para selecionar candidatosa objetos de transição, porém como alguns incluem carac-teŕısticas também encontradas em objetos jovens, tais comoestrelas T Tauri e proto-estrelas, sua natureza pode serbem estabelecida somente determinando-se suas abundân-cias qúımicas, que devem refletir as mudanças de com-posição ocorridas durante a fase AGB. Um catálogo de ob-jetos de transição foi compilado por Szczerba et al. (2007)e constitui-se na mais extensa base de dados atualmentedispońıvel.

5.1. Estrelas super e hiper-gigantes com excesso deinfravermelho

Com a expulsão do envoltório da estrela, aumenta o raiode sua atmosfera, diminuindo a gravidade. Praticamente

Figura 2. Distribuição espectral de energia (SED) de dois ob-jetos de transição: IRAS 07134+1005 e IRAS 12175−5338. Omáximo da distribuição próximo a λ = 0.7µm é devido à emissãofotosférica da estrela, avermelhada pelo envoltório circunstelarde poeira, enquanto o máximo em λ ≃ 20µm é devido à emissãotérmica de poeira do envoltório (Hrivnak et al. 1989, reproduzidosob a permissão da American Astronomical Society, AAS).

todas as estrelas supergigantes (ou hipergigantes) comalta latitude galáctica devem ser objetos de transição,devido à escassez de estrelas jovens distantes do planogaláctico. Muitos objetos de transição têm sido encontra-dos selecionando-se estrelas luminosas em altas latitudes(Parthasarathy et al. 1993, 1995), principalmente supergi-gantes de classe espectral entre F e G. Depois que Bidelman(1951) confirmou a existência de supergigantes em altaslatitudes galácticas, Parthasarathy & Pottasch (1986) eLamers et al. (1986) foram os primeiros a sugerir quealgumas delas não seriam estrelas massivas ejetadas doplano, mas objetos em estágios avançados de evolução.Essa hipótese foi proposta para tentar explicar o excessode emissão no infravermelho observado em direção a algu-mas dessas estrelas (Treffers et al. 1976, Tapia 1982), assimcomo a presença de linhas de emissão moleculares de origemcircunstelar (Lambert et al. 1981). Observações posteriores,efetuadas pelo satélite IRAS, levariam à detecção de muitasoutras estrelas candidatas a objetos de transição (Hrivnaket al. 1989, Trams et al. 1991, Oudmaijer et al. 1992).

Estrelas do tipo UU Herculis por exemplo, são variáveispulsantes situadas em altas latitudes galácticas que apre-


sentam curva de luz de pequena amplitude (cerca de 0.1magnitude) e dois peŕıodos simultâneos, às vezes intercala-dos por fases de brilho constante. A raridade de objetosmassivos em altas latitudes galácticas e a existência deexcesso de infravermelho em algumas delas indicam quemuitas estrelas desta classe são, na realidade, objetos detransição.

Estrelas RV Tauri são supergigantes pulsantes, compeŕıodo entre 30 ∼ 150 dias, embora a curva de luz nem sem-pre seja regular, alternando mı́nimos profundos e discretos.Geralmente são de tipo espectral F, G ou K e frequente-mente apresentam excesso de emissão no infravermelho, queindica a presença de matéria circunstelar, provavelmenteejetada durante a fase AGB. O protótipo da classe tempeŕıodo de 78.7 dias, ao longo dos quais sua magnitudevaria entre 9.8 e 13.3, e seu tipo espectral entre G2 e M2.

Estrelas variáveis do tipo R Coronae Borealis (R CrB)são supergigantes deficientes em H e ricas em C que ir-regularmente sofrem abruptas quedas de luminosidade, po-dendo atingir 9 magnitudes. Esses episódios parecem es-tar relacionados com a presença de um envoltório espessode poeira, formado graças ao súbito e intenso episódio deperda de massa da estrela. Uma das hipóteses para explicaro fenômeno R CrB consiste em episódios de perda de massamais intensa, que produziriam um envoltório circunstelartemporariamente opaco à radiação. Por outro lado, a baixagravidade superficial seria resultante da expulsão do en-voltório da estrela, o que confirmaria a natureza de umobjeto de transição. O catálogo de Szczerba et al. (2007)inclui 36 estrelas do tipo R CrB com alta probabilidade deserem objetos de transição. Esta categoria inclui o “objetode Sakurai” (Duerbeck & Benetti 1996) e FG Sge (Sparks& Kutter 1973) que, além de apresentarem variabilidade,têm exibido aumento na abundância de Y, Zr, Ce e out-ros elementos gerados durante a fase AGB por processos-s(Langer et al. 1974) em escalas de tempo que variam de 1a 103 anos (Christy-Sackmann & Despain 1974).

Um dos objetos de transição mais espetaculares já de-scobertos é HR 4049 (HD89353 = IRAS 10158-2844).Trata-se de um sistema binário cerrado com peŕıodo de 429dias, composto por uma hiper ou supergigante de tipo es-pectral B9.5Ib-II e uma companheira de baixa massa (aindanão detectada), presumivelmente uma anã tipo M ou umaanã-branca (Waelkens et al. 1991; van Winckel et al. 1995).O sistema apresenta excesso de emissão nas bandas IRAS,provavelmente devido à presença de um envoltório circun-stelar de poeira remanescente da fase AGB. A linha Hα temperfil P Cygni enquanto outras linhas da série de Balmeraparecem parcialmente preenchidas (Bakker 1995), sug-erindo intensa perda de massa. Seu espectro é compat́ıvelcom o de uma estrela de Tef ≃ 7500K e log g ≃ 1.0. Acomposição qúımica porém, é inusitada: baix́ıssima metali-cidade ([Fe/H]= −4.8, Waelkens et al. 1991) e abundânciasde C, N, O e S semelhantes ao valor solar (Lambert et al.1988). Além do Fe, outros elementos, tais como o Mg, Ca,Si e Cr, têm abundância quase duas ordens de grandezaabaixo do valor solar (Waelkens et al. 1991, Bakker et al.1996). Segundo Mathis & Lamers (1992), inicialmente aabundância fotosférica desses elementos seria próxima à so-lar, contudo durante a formação do envoltório circunstelarde poeira, esses átomos teriam se depositado sobre os grãos,causando uma aparente sub-abundância na fotosfera da es-trela.

5.2. Distribuição espectral de energia bimodal

Os objetos de transição cuja distribuição espectral de en-ergia (Spectral Energy Distribution, SED) é de duplo pico(ou bimodal) são descobertos em surveys, principalmenteno infravermelho médio (IRAS, MSX, etc.). O máximo noinfravermelho médio (Fig. 2) é consequência da emissãotérmica de grãos de poeira do envoltório circunstelar, queocorre geralmente em λ ≃ 20µm. O máximo mais“azul”cor-responde à emissão fotosférica avermelhada pelo envoltóriocircunstelar, geralmente em λ = 0.4 ∼ 2µm, dependendoda temperatura da estrela e da profundidade óptica de seuenvoltório circunstelar. Entre os dois máximos há uma con-siderável diminuição de intensidade da SED, especialmentepróximo a λ = 5µm. Combinando dados fotométricos noinfravermelho próximo e médio é posśıvel encontrar can-didatos a objetos de transição, inclusive na região do planogaláctico. No entanto, sua natureza deve ser confirmadapor meio de observações adicionais, sobretudo a análise deabundâncias, o que requer que o objeto tenha contrapartidaviśıvel, nem sempre existente.

Os objetos dessa categoria geralmente são descober-tos selecionando-se fontes no infravermelho médio cujosı́ndices de cor encontram-se dentro de certos intervalos bemdefinidos. van der Veen & Habing (1988) utilizaram o dia-grama de cor [12-25]×[25-60] para estudar a evolução estelaralém da fase AGB (Fig. 3). Eles observaram que, à me-dida que uma estrela desenvolve um envoltório circunstelarde poeira, ela desloca-se para regiões bem caracteŕısticasno diagrama de cor [12-25]×[25-60], dependendo da com-posição qúımica do envoltório (basicamente a razão [C/O])e da profundidade óptica (relacionada à taxa de perda demassa). A sequência de estrelas AGB, ordenadas de acordocom a produndidade óptica do envoltório, distribui-se aolongo das regiões I, II e III do diagrama, enquanto as nebu-losas planetárias encontram-se majoritariamente na regiãoV. Portanto, os autores concluiram que os objetos de tran-sição deveriam ocupar principalmente a região denominada‘IV’, intermediária entre as estrelas AGB e as nebulosasplanetárias. Diversos candidatos a objetos de transição têmsido identificados segundo critérios de ı́ndice de cor IRAS(Kwok et al. 1987, van der Veen et al. 1989, Hu et al. 1993,Suárez et al. 2006) e modelos teóricos propondo explicar aevolução estelar em diagramas cor-cor têm sido propostos(Volk & Kwok 1989, van Hoof et al. 1997).

Com o advento de novos surveys no infravermelho mé-dio, outros critérios de ı́ndices de cor, em outras ban-das fotométricas, têm sido propostos. Ortiz et al. (2005)utilizaram fotometria do survey MSX (Midcourse SpaceExperiment, Egan 1998) para estudar a distribuição de es-trelas AGB de carbono, OH/IR, objetos de transição e neb-ulosas planetárias em diagramas de cor. Eles observaramque os objetos OH/IR estão distribuidos em duas regiõesbem definidas do diagrama, separados por um gap (Fig.4). Um desses grupos de estrelas OH/IR está localizado namesma região do diagrama ocupada pelas nebulosas plan-etárias e objetos de transição, e portanto devem ser estrelasprestes a se tornarem objetos de transição, embora o per-fil maser de OH pareça normal na maioria dos casos. Umacomparação entre esses resultados com os modelos teóricosde Volk (1998, comunicação particular), mostrou que o gapque separa os dois grupos é resultado da rápida evoluçãoestelar na fase que precede o supervento e os objetos que seencontram nessa região podem ser considerados candidatosa objetos de transição.


Figura 3. Diagrama cor-cor IRAS, mostrando a sequência evolutiva ao longo do AGB (linha tracejada). O envoltório circunstelarde poeira desenvolve-se à medida que a estrela desloca-se pelas regiões I, II, IIIa e IIIb. A região IV contém objetos de transiçãoe a região V as nebulosas planetárias (van der Veen & Habing 1988, reproduzido sob permissão).

5.3. Nebulosas de reflexão compactas

Os primeiros objetos de transição a serem identificadosforam AFGL 618 (Westbrook et al. 1975) e AFGL 2688(Nebulosa do “Ovo”, Fig. 5, Ney et al. 1975). As nebu-losas de reflexão associadas a objetos de transição geral-mente apresentam distribuição espectral de energia bi-modal, com temperatura de cor da ordem de poucas cente-nas de Kelvin. Portanto, esses objetos podem ser encontra-dos combinando-se dados de fluxo no infravermelho (IRAS,MSX, AFGL, etc.) com dados de imageamento, por exem-plo.

Devido à grande variedade de moléculas presentes, oespectro nebular geralmente tem muitas linhas e ban-das de emissão moleculares em radiofrequências e no in-fravermelho. Observações do satélite ISO (Infrared SatelliteObservatory, de Graauw et al. 1996) mostram que o espec-tro infravermelho de objetos de transição é frequentementerico em espécies carbonadas sólidas, i.e. devido à presençadesses compostos depositados sobre grãos (Beintema et al.1996). Entre 3 e 20 µm, existem numerosas linhas e bandasmoleculares não identificadas (Unidentified InfraRed, UIR,Fig. 6), geralmente atribúıdas a hidrocarbonetos aromáti-cos polićıclicos (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons, PAH,Waters et al. 1999). A sobrevivência dessas moléculas égarantida graças aos grãos circunstelares, que agem comouma barreira óptica, impedindo que os fótons mais energéti-cos dissociem as espécies moleculares mais suscet́ıveis à dis-sociação por fontes ionizantes.

AFGL 618 foi descoberta durante o survey infraver-melho conduzido pelo Air Force Geophysical Laboratory(Price & Walker 1976). Sua temperatura de cor é de ape-nas 200 K, e imagens obtidas no infravermelho e no viśıvelmostram uma nebulosa bipolar, cujos lobos estão separados

por cerca de 7 segundos de arco (Westbrook et al. 1975).O espectro da nebulosa é de absorção (Schmidt & Cohen1981), o que confirma tratar-se de uma nebulosa de reflexãoiluminada por uma estrela de tipo espectral B0, sem contra-partida no viśıvel. Observações em 15 GHz (Wynn-Williams1977) revelaram que a emissão rádio é de natureza térmica,indicando que a fotoionização deste objeto já deve ter seiniciado nas porções mais internas da nebulosa. Em suaparte mais externa existe um enorme envoltório molecularem expansão, à velocidade de 20 km/s (Lo & Bechis 1976),valor bastante similar ao comumente encontrado em estre-las OH/IR, por exemplo. Ao mesmo tempo, medidas dalinha de CO mostraram que também existe um vento muitomais rápido, com velocidade superior a 190 km/s (Gammieet al. 1989, Cernicharo et al. 1989), similar ao que tem sidoobservado em nebulosas planetárias (Perinotto 1993). Entreas espécies moleculares já encontradas na nebulosa estão di-versas moléculas carbonadas, tais como CO (Zuckerman etal. 1977), HC3N (Jewell & Snyder 1984), HCN (Deguchi etal. 1986), CS, SiO, HNC, HCO+, CH3CN e HC5N, entreoutras (Bujarrabal et al. (1988). O espectro infravermelhotambém contém bandas caracteŕısticas de moléculas car-bonadas, tais como as bandas em 3.4 µm (devido à ligaçãoC−H) e em 12 µm (devido ao SiC), ambas em absorção(Lequeux & Jourdain de Muizon 1990). Conforme discu-tido na seção 2, a razão de abundância [C/O]> 1 é umaevidência do terceiro episódio de dragagem, ocorrido du-rante a fase TP-AGB.

No catálogo de objetos de transição de Szczerba et al.(2007) há apenas 4 objetos catalogados como nebulosasde reflexão entre os 326 indicados como “alta probabili-dade de serem Pós-AGB”. A “pegada de Minkowski” (M1-92, Minkowski 1946) é de morfologia bipolar, assim comoAFGL 618 e a “nebulosa do Bumerangue” (ESO 172-7,


10000

2000

1000

500

400

300

Figura 4. Diagrama de cor MSX para estrelas de carbono(quadrados), estrelas OH/IR (ćırculos), objetos de transição(triângulos) e nebulosas planetárias (cruzes). A linha cont́ınuarefere-se à curva de corpo negro e suas respectivas temperat-uras. Com o ińıcio do supervento, a estrela cruza o gap marcadopela linha pontilhada em cerca de 102 anos, dirigindo-se à regiãodo diagrama onde encontram-se as estrelas OH/IR com excessode infravermelho, objetos de transição e nebulosas planetárias.(Ortiz et al. 2005, reproduzido sob permissão).

Taylor & Scarrott 1980), este último ausente no catálogode Szczerba et al. (2007). Outros objetos apresentam for-matos peculiares, tais como a “Nebulosa do Ovo” (AFGL2688, Fig. 5) e o “Retângulo Vermelho”(AFGL 915). Todosapresentam forte polarização (∼ 60%) devido à reflexão daluz da estrela pelos grãos da nebulosa. Comparando-se amagnitude obtida de antigas placas fotográficas com medi-das mais recentes, observou-se que AFGL 618 e AFGL 2688têm se tornado mais brilhantes, à razão de ∼ 0.06 e ∼ 0.05mag/ano, respectivamente (Gottlieb & Liller 1976). Essesresultados reforçam a interpretação de que esses objetos es-tão rapidamente expulsando o remanescente do envoltóriodesenvolvido durante a fase AGB e tornando-se uma nebu-losa planetária.

6. A formação da nebulosa planetária

O estudo da morfologia e dinâmica das nebulosas plan-etárias pode fornecer muitos ind́ıcios sobre exatamentecomo se dá a formação da nebulosa após a ejeção da at-mosfera da estrela. Muitas estrelas centrais de nebulosasplanetárias apresentam linhas espectrais com perfil do tipoP Cygni cujas larguras indicam ventos com velocidade de∼ 103 km/s (Heap et al. 1978, Perinotto 1993). Os modeloshidrodinâmicos mais modernos (Perinotto et al. 2004) uti-lizam três “fases” de perda de massa: (i) um vento “lento”,começando no ińıcio da fase TP-AGB; (ii) um vento lentoe denso, correspondente ao supervento, com ińıcio duranteos últimos 2 ou 3 pulsos térmicos na fase TP-AGB; (iii)um vento rápido, que inicia-se vários milhares de anos apóso término do supervento. A interação entre esses diversosventos é responsável por algumas caracteŕısticas observadas

em nebulosas planetárias, morfológicas e espectrais. A ion-ização inicia-se nas porções mais internas, mas devido àalta opacidade da nebulosa, não pode ser detectada em suafase inicial através de espectroscopia no viśıvel. Por outrolado, observações em rádio revelam-se mais adequadas e adetecção de linhas de recombinação e/ou cont́ınuo em ra-diofrequências evidenciam a existência de uma região ion-izada.

Alguns objetos de transição apresentam emissão free-free (Wynn-Williams 1977), indicando que o processo deionização já se iniciou nas porções mais internas da neb-ulosa. Contudo, mesmo após o ińıcio do processo de fo-toionização, algumas nebulosas planetárias exibem linhasde emissão moleculares, sobretudo em radiofrequências.Embora os primeiros modelos teóricos tivessem predito quemoléculas como o monóxido de carbono seriam rapidamentedestrúıdas pelos fotons ionizantes da estrela numa escala detempo menor que 102 anos (Bachiller et al. 1988, Howe et al.1992), cálculos posteriores mostraram que elas podem so-breviver durante um tempo muito maior, ∼ 103 anos, graçasà proteção contra a radiação UV proporcionada pelos grãos.O primeiro survey de CO em nebulosas planetárias foi feitopor Huggins & Healy (1989), que confirmaram a presençade CO em cerca de 20% de sua amostra enquanto a massade gás sob a forma molecular foi estimada entre 10−3 e 1M⊙, em muitos casos superando a massa de gás ionizado.A região mais rica em CO é geralmente exterior à regiãoionizada, confirmando que o gás molecular é remanescenteda fase AGB.

Outra molécula bastante comum na fase AGB é o rad-ical hidroxila (OH), cuja emissão geralmente é do tipomaser. Mais suscet́ıvel a dissociação, sua primeira detecção em uma nebulosa planetária foi em Vy2-2 (Davis etal. 1979) e desde então novas detecções têm sido obser-vadas somente em nebulosas jovens, com poucos milharesde anos (Bujarrabal et al. 1988b, Zijlstra et al. 1989). Deacordo com Lewis (2002), a emissão OH de uma estrelaTP-AGB (OH/IR, v. seção 3) é um evento efêmero, quedura 200 ∼ 700 anos após um pulso térmico e é acom-panhada por intensa perda de massa, o supervento. Lewis(1989) também sugeriu que a ocorrência do fenômeno maserde outras moléculas deveria constituir-se em uma sequên-cia evolutiva, de modo que objetos de transição prestes a setornarem nebulosas planetárias deveriam ter emissão maserde OH em 1665 e 1667 (emissão“principal”), porém sem ap-resentar emissão de H2O e SiO. No entanto, mais recente-mente foi detectada emissão de H2O na direção do objeto detransição conhecido como OH354.88-0.54, que possui umanebulosa planetária em seu entorno (Cohen et al. 2006). Omecanismo de bombeamento do maser de H2O pode ser oresultado do choque entre o vento “rápido” da estrela e ovento “lento” e frio, remanescente da fase AGB. Portanto,a questão sobre a existência de uma sequência evolutiva demasers durante a transição AGB − nebulosa planetária nãoé conclusiva. A detecção de emissão maser em mais objetosde transição poderá contribuir para um melhor conheci-mento desse mecanismo.

Além da emissão de moléculas “livres”, bandas de sili-catos, que recobrem os grãos, também são frequentementeobservadas em nebulosas planetárias (Zhang & Kwok 1990),especialmente em 9.7 µm (SiO) e em 11.3 µm (SiC). Essasbandas são extremamente comuns no espectro de estrelasOH/IR e carbonadas, respectivamente e existem às cen-tenas no catálogo IRAS de espectros de baixa resolução(Olnon et al. 1986). Mais recentemente, bandas de emis-


Figura 5. The Egg Nebula ou“Nebulosa do Ovo” (AFGL 2688).Imagem obtida em luz vermelha com aWide Field and PlanetaryCamera 2 (WFPC2) por Raghvendra Sahai, John Trauger(JPL), a equipe do WFPC2 e NASA.

são de hidrocarbonetos aromáticos polićıclicos (PAH), entre3.3 e 11.3 µm, também têm sido detectadas em nebulosasplanetárias. Essas bandas também são encontradas em ob-jetos de transição (Waters et al. 1999) e parecem ser maisintensas em espectros de nebulosas planetárias com razão[C/O]> 1 (Cohen & Barlow 2005).

Imagens obtidas com CCD e tempos de integraçãomuito longos revelaram que muitas nebulosas planetáriastêm “anéis” ou “halos” mais externos. No survey conduzidopor Jewitt et al. (1986), cerca de 2/3 das nebulosas plan-etárias observadas apresentavam halos externos. A densi-dade é tipicamente 1/10 da densidade média da nebulosa,em alguns casos estendendo-se a distâncias até 5 vezes oraio da nebulosa (Hua et al. 1998). Esses halos foram inicial-mente interpretados como uma manifestação de múltiploseventos de ejeção de massa que teriam ocorrido durante afase AGB (Capriotti 1978), talvez resultantes de um súbitoaumento da taxa de perda de massa causado por pulsostérmicos (Trimble & Sackman 1978). No entanto, modeloshidrodinâmicos (Chu 1987, 1989, Mellema 1995, Perinottoet al. 2004) mostram que as camadas mais externas de umanebulosa podem expandir-se mais rapidamente que as ca-madas internas. A morfologia das nebulosas fornece algu-mas pistas: os halos são geralmente circulares e concêntri-cos, sugerindo que foram ejetados simetricamente, mesmoem nebulosas bipolares. O objeto de transição AFGL 2688(Nebulosa“do Ovo”, Fig. 5) tem morfologia complexa, com-posta por um elipsóide cortado por uma banda de poeira edois feixes colimados de matéria. Em sua parte mais ex-terna, podem ser vistos diversos anéis, circulares e con-cêntricos, separados por intervalos de 0.6” a 1.8” (Sahai etal. 1998). Assumindo que a velocidade do vento seja de 20km/s, valor t́ıpico da fase AGB, e que a distância ao objetoseja de 1 kpc, o tempo decorrido entre a ejeção de anéis su-

cessivos é de 150 a 450 anos, muito inferior ao peŕıodo decor-rido entre dois pulsos térmicos sucessivos, na fase TP-AGB,∼ 105 anos. Portanto, conclui-se que os halos em torno denebulosas planetárias não devem ter relação direta com aocorrência de pulsos térmicos durante a fase AGB. Essesresultados também indicam que a estrutura bipolar obser-vada em muitas nebulosas planetárias constitui-se em umfenômeno tardio, provavelmente iniciado apenas algumascentenas de anos após o fim da fase AGB.

7. Conclusões e Perspectivas

O conhecimento atual sobre estrelas na fase TP-AGB, ob-jetos de transição e nebulosas planetárias deixa poucasdúvidas de que eles constituem uma sequência evolutiva.Contudo, como o tempo de evolução entre essas fases ébastante curto, o número de objetos de transição con-hecidos, pouco mais de 300, ainda é relativamente baixo.Consequentemente, é pequena a chance de se obter umquadro observacional completo da evolução desses objetos,especialmente se observarmos a variedade de possibilidadesde parâmetros iniciais, tais como: a massa da estrela, suacomposição qúımica, a fase do pulso térmico em que a es-trela deixa o AGB, etc., pois a compreensão completa sobreessa fase da evolução estelar deve incluir toda essa variedadede parâmetros.

Modelos teóricos indicam que no final da fase AGB a es-trela sofre pulsos térmicos, descritos da seção 2, porém atéo momento não há evidência observacional direta dessespulsos. Essa dificuldade advém de diversos fatores, entreeles as incertezas na determinação da luminosidade de es-trelas, causada pela incerteza na distância, aliada à suavariabilidade. Estrelas nas Nuvens de Magalhães poderiamnos auxiliar nessa tarefa (pois estão todas à mesma distân-cia), porém a diferença de metalicidade causa uma diferençasistemática dos resultados. Segundo os modelos teóricos, ospulsos térmicos são o mecanismo responsável pela formaçãodo supervento no final da fase AGB, pois envoltórios cir-cunstelares densos são uma clara evidência da existência dealtas taxas de perda de massa, podendo em alguns casosatingir 10−4M⊙/ano. A existência de envoltórios múltiplosem objetos de transição sugerem que a perda de massa é“episódica”, porém sem relação direta com os pulsos térmi-cos, conforme foi discutido na seção 6. Além disso, essascamadas são concêntricas e circulares, o que sugere que elaforam ejetadas ainda durante a fase AGB. Resta saber ex-atamente como ocorre a brusca ejeção dessas camadas.

A questão da fase do ciclo do pulso térmico no mo-mento em que a estrela deixa o ramo AGB também carecede mais investigação, sobretudo de dados observacionais. Aestrela central da nebulosa planetária V4334 Sgr (“Objetode Sakurai”) apresentou um súbito aumento de brilho em1996 (Duerbeck & Benetti 1996) que tem sido interpretadocomo um pulso térmico tardio que levará esta estrela nova-mente ao ramo AGB, confirmando as previsões dos modelosteóricos. Além desta estrela, somente FG Sge e V605 Aqlapresentaram súbito aumento de brilho, em 1894 e 1917,respectivamente. Observações desses objetos com alta res-olução mostram que eles estão embebidos em um discode poeira opticamente espesso, com cerca de uma centenade parsecs de diâmetro (Clayton et al. 2006, Chesneau etal. 2009). A análise espectral (Clayton & de Marco 1997,Kipper & Klochkolva 1997) mostrou semelhanças com asestrelas do tipo R CrB, com enriquecimento de C e outroselementos produzidos por processo-s, t́ıpico da fase AGB.


Figura 6. Distribuição espectral de energia de HD 56126, um objeto de transição observado do ultravioleta ao infravermelho.Os dados espectro-fotométricos foram obtidos pelo IUE (International Ultraviolet Explorer, cruzes), Hrivnak et al. 1989 (óptico einfravermelho próximo, triângulos), IRAS (diamantes) e ISO (Infrared Satellite Observatory, linha sólida). A figura acima mostrauma distribuição bimodal, com máximos em 0.6µm e 20µm, e bandas moleculares atribúıdas a PAH entre 3 e 20 µm (Hony et al.2003, reproduzido sob permissão).

Outro problema que merece destaque diz respeito àgeometria. Nebulosas planetárias exibem uma ampla var-iedade de formas: esféricas, bipolares, irregulares, etc.Embora existam modelos teóricos que reproduzem essascaracteŕısticas (Ercolano et al. 2003), resta saber exata-mente quando e como essas caracteŕısticas são criadas. Porexemplo, vários estudos mostram que uma fração impor-tante das estrelas AGB e objetos de transição são assimétri-cos, o que pode significar que a geometria das nebulosasplanetárias pode começar a ser moldada ainda durante afase AGB. Observações interferométricas de CO de umaamostra de 46 estrelas AGB revelou que cerca de 30% de-las possui algum grau de assimetria (Neri et al. 1998). Oobjeto CW Leo (IRC+10216, Fig. 7, veja seção 3) é clara-mente assimétrico, em contraste com seu envoltório externo,de formato esférico (Monnier et al. 2000). Essas discrepân-cias sugerem que o campo de velocidades do vento estelarpode sofrer grandes mudanças e que as assimetrias vistasem nebulosas planetárias e objetos de transição podem tersido criadas ainda durante a fase AGB. Para resolver estaquestão são necessárias mais observações em alta resoluçãoespacial de objetos de transição e nebulosas planetárias,em diversos comprimentos de onda, inclusive ondas mil-imétricas. Por outro lado, o desenvolvimento de modelosteóricos propostos para explicar essas observações devemincluir: (i) rotação da estrela; (ii) campos magnéticos; (iii)binariedade.

De uma maneira geral, talvez a maior limitação à com-preensão dessa fase da evolução estelar seja devida à pe-quena quantidade de dados atualmente dispońıveis. Parareverter este quadro, os esforços poderiam ser dirigidos a

duas direções principais: (i) confirmar (ou não), através deobservações de diversos tipos, a natureza dos candidatos aobjetos de transição; (ii) aumentar o número de candidatos.A execução do primeiro item deve incluir observações espec-troscópicas visando determinar abundâncias qúımicas, so-bretudo de elementos produzidos por processo-s, que podemajudar a distinguir objetos de transição de objetos estelaresjovens, por exemplo. Fora do plano galáctico, surveys espec-troscópicos em baixa resolução podem ajudar a encontrarestrelas com baixa gravidade superficial (seção 5.1). Quantoao aumento do número de candidatos, o survey no infraver-melho médio-distante AKARI (Murakami et al. 2007), emconjunto com surveys no infravermelho próximo (DENIS,2MASS, etc.) poderiam ajudar a encontrar mais objetoscom distribuição espectral de energia de duplo pico (seção5.2).

Referências

Bachiller, R., Gómez-González, J., Bujarrabal, V. &Martin-Pintado, J., 1988, A&A, 196, L5Bakker, E.J., 1995, PhD Thesis, UtrechtBakker, E.J., van der Wolf, F.L.A., Lamers, H.J.G.L.M.,Gulliver, A.F., Ferlet, R. & Vidal-Madjar, A., 1996, A&A,306, 924Becklin, E.E., Frogel, J.A., Hyland, A.R., Kristian, J. &Neugebauer, G., 1969, ApJ, 158, 133Bedijn, P.J., 1987, A&A, 186, 136Beichman, C.A., Neugebauer, G., Habing, H.J., Clegg,P.E. & Chester, T.J., 1988. Infrared Astronomical Satellite


Figura 7. CW Leo (IRC+10216). Imagem obtida com aAdvanced Camera for Surveys, Hubble Space Telescope, (NASA,ESA).

(IRAS), Catalogs and Atlases, Explanatory Supplement,NASA RP-1190, v.1Beintema, D.A., van den Ancker, M.E., Molster, F.J.,Waters, L.B.F.M., Tielens, A.G.G.M., Waelkens, C., deJong, T., de Graauw, T., Justtanont, K., Yamamura, I.,Heras, A., Lahuis, F. & Salama, A., 1996, A&A, 315, L369Bidelman, W.P., 1951, ApJ, 113, 304Bloecker, T., 1995, A&A, 299, 755Bressan, A., Fagotto, F., Bertelli, G., Chiosi, C., 1993,A&AS, 100, 647Bujarrabal, V., Gòmez-Gonzáles, J., Bachiller, R. &Martin-Pintado, J., 1988, A&A, 204, 242Bujarrabal, V., Bachiller, R., Alcolea, J. & Martin-Pintado, J., 1988b, A&A, 206, L17Capriotti, E.R., 1978, in IAU Symposium 76: PlanetaryNebulae, ed. Y. Terzian (Reidel, Dordrecht), p.263Cernicharo, J., Guelin, M., Martin-Pintado, J., Penalver,J. & Mauersberger, R., 1989, A&A, 222, 1Chesneau, O., Clayton, G.C., Lykou, F., de Marco, O.,Hummel, C.A., Kerber, F., Lagadec, E., Nordhaus, J.,Zijlstra, A.A. & Evans, A., 2009, A&A, 493, L17Christy-Sackmann, I.-J. & Despain, K.H., 1974, ApJ, 189,523Chu, Y., Jacoby, G.H. & Arendt, R., 1987, ApJS, 64, 529Chu, Y., 1989, in IAU Symposium 131: Planetary Nebulae,ed. S. Torres-Peimbert, (Reidel, Dordrecht), p. 105Clayton, G.C. & de Marco, O., 1997, AJ, 114, 2679Clayton, G.C., Kerber, F., Pirzkal, N. et al., 2006, ApJ,646, L69Cohen, M. & Barlow, M.J., 2005, MNRAS, 362, 1199Cohen, M., Chapman, J.M., Deacon, R.M., Sault, R.J.,Parker, Q.A. & Green, A.J., 2006, MNRAS, 369, 189Davis, L.E., Seaquist, E.R. & Purton, C.R., 1979, ApJ,230, 434de Graauw, T., Haser, L.N., Beitema, D.A., Roelfsema,P.R., van Agthoven, H., Barl, L., Bauer, O.H., Bekenkamp,H.E.G., Boonstra, A.-J., Boxhoorn, D.R. et al., 1996,A&A, 315, L49Deguchi, S., Claussen, M.J. & Goldsmith, P.F., 1986, ApJ,303, 810Duerbeck, H.W. & Benetti, S., 1996, ApJ, 468, L111

Egan, M.P., Shipman, R.F., Price, S.D., Carey, S.J., Clark,F.O. & Cohen, M., 1998, ApJ, 494, L199Elitzur, M., Astronomical masers, Kluwer AcademicPublishers, Dordrecht, 351p.p., 1992Ercolano, B., Barlow, M.J., Storey, P.J. & Liu, X.-W.,2003, MNRAS, 340, 1136Fazio, G.G., Hora, J.L., Allen, L.E., Ashby, M.L.N.,Barmby, P., Deutsch, L.K., Huang, J.-S., Kleiner, S.,Marengo, M., Megeath, S.T. et al., 2004, ApJS, 154, 10Feast, M., 1963, MNRAS, 125, 367Feast, M. & Whitelock, P.A., 1987, in The late stages ofstellar evolution, ed. S. Kwok & S.R. Pottasch, 33Feast, M., Glass, I.S., Whitelock, P.A. & Catchpole, R.M.,1989, MNRAS, 241, 375Gallino, R., Arlandini, C., Busso, M., Lugaro, M.,Travaglio, C., Straniero, O., Chieffi, A. & Limongi, M.,1998, ApJ, 497, 388Gammie, C.F., Knapp, G.R., Young, K., Phillips, T.G. &Falgarone, E., 1989, ApJ, 345, 87Glass, I.S., Whitelock, P.A., Catchpole, R.M. & Feast,M.W., 1995, MNRAS, 273, 383Gottlieb, E.W. & Liller, W., 1976, ApJ, 207, L135Groenewegen, M.A.T., Wood, P.R., Sloan, G.C.,Blommaert, J.A.D.L., Cioni, M.-R., Feast, M.W.,Hony, S., Matsuura, M., Menzies, J.W., Olivier, E.A. etal., 2007, MNRAS, 376, 313Harvey, P.M., Bechis, K.P., Wilson, W.J. & Ball, J.A.,1974, ApJS, 248, 331Heap, S.R., Boggess, A., Holm, A., Klinglesmith, D.A.,Sparks, W., West, D., Wu, C.C., Boksenberg, A., Willis,A., Wilson, R. et al., 1978, Nature, 275, 385Herman, J., Isaacman, R., Sargent, A. & Habing, H.J.,1984, A&A, 139, 171Hony, S., Tielens, A.G.G.M., Waters, L.B.F.M. & deKoter, A., 2003, A&A, 402, 211Howe, D.A., Millar, T.J. &Williams, D.A., 1992, MNRAS,255, 217Hrivnak, B.J., Kwok, S. & Volk, K., 1989, ApJ, 346, 265Hu, J.Y., Slijkhuis, S., de Jong, T. & Jiang, B.W., 1993,A&AS, 100, 413Hua, C.T., Dopita, M.A. & Martinis, J., 1998, A&AS, 133,361Huggins, P.J. & Healy, A.P., 1989, ApJ, 346, 201Iben, I., 1967, ARA&A, 5, 571Iben, I., 1982, ApJ, 260, 821Iben, I., 1983, ARA&A, 21, 271Iben, I., 1984, ApJ, 277, 333Iben, I. & Renzini, A., 1983, ARA&A, 21, 271Jewell, P.R. & Snyder, L.E., 1984, ApJ, 278, 176Jewitt, D.C., Danielson, G.E. & Kupferman, P.N., 1986,ApJ, 302, 727Jura, M. & Kleinmann, S.G., 1992, ApJS, 79, 105Kipper, T. & Klochkova, V.G., 1997, A&A, 324, 65Kwok, S., Hrivnak, B.J. & Boreiko, R.T., 1987, ApJ, 312,303Lambert, D.L., Hinkle, K.H. & Hall, D.N.B., 1981, ApJ,248, 638Lambert, D.L., Hinkle, K.H. & Luck, R.E., 1988, ApJ,333, 917Lamers, H.J.G.L.M., Waters, L.B.F.M., Garmany, C.D.,Perez, M.R. & Waelkens, C., 1986, A&A, 154, L20Langer, G.E., Kraft, R.P. & Anderson, K.S., 1974, ApJ,189, 509Lequeux, J. & Jourdain de Muizon, M., 1990, A&A, 240,L19


Lewis, B.M., 1989, ApJ, 338, 234Lewis, B.M., 2002, ApJ, 576, 445Lo, K.Y. & Bechis, K.P., 1977, ApJ, 205, L21Mathis, J.S. & Lamers, H.J.G.L.M., 1992, A&A, 259, L39Mellema, G., 1995, MNRAS, 277, 173Minkowski, R., 1946, PASP, 58, 305Monnier, J.D., Danchi, W.C., Hale, D.S., Lipman, E.A.,Tuthill, P.G., & Townes, C.H., 2000, ApJ, 543, 861Murakami, H., Baba, H., Barthel, P., Clements, D.L.,Cohen, M., Doi, Y., Enya, K., Figueredo, E., Fujishiro,N., Fujiwara, H. et al., 2007, PASJ, 59, 369Neri, R., Kahane, C., Lucas, R., Bujarrabal, V. & Loup,C., 1998, A&AS, 130, 1Netzer, N. & Elitzur, M., 1993, ApJ, 410, 701Neugebauer, G. & Leighton, R.B., 1969, Two micron skysurvey. A preliminary catalog, NASA-SP 3047Ney, E.P., Merrill, K.M., Becklin, E.E., Neugebauer, G. &Wynn-Williams, C.G., 1975, ApJ, 198, 129Olnon, F.M., Raimond, E., Neugebauer, G., van Duinen,R.J., Habing, H.J., Aumann, H.H., Beitema, D.A.,Boggess, N., Borgman, J., Clegg, P.E. et al., 1986, A&AS,65, 607Ortiz, R., Blommaert, J.A.D.L, Copet, E., Ganesh, S.,Habing, H.J., Messineo, M., Omont, A., Schultheis, M.& Schuller, F., 2002, A&A, 388, 279Ortiz, R., Lorenz-Martins, S., Maciel, W.J. & Rangel,E.M., 2005, A&A, 431, 565Oudmaijer, R.D., van der Veen, W.E.C.J., Waters,L.B.F.M., Trams, N.R., Waelkens, C. & Engelsman, E.,1992, A&AS, 96, 625Parthasarathy, M. & Pottasch, S.R., 1986, A& A 154, L16Parthasarathy, M., Garcia-Lario, P., Pottasch, S.R.,Manchado, A., Clavel, J., de Martino, D., van de Steene,G.C.M., Sahu, K.C., 1993, A&A, 267, L19Parthasarathy, M., Garcia-Lario, P., de Martino, D.,Pottasch, S.R., Kilkenny, D., Martinez, P., Sahu, K.C.,Reddy, B.E., Sewell, B.T., 1995, A&A, 300, L25Perinotto, M., 1993, in IAU Symposium 155: PlanetaryNebulae, eds. R. Weinberger & A. Acker (Kluwer,Dordrecht), p. 57Perinotto, M., Schoenberner, D., Steffen, M. & Calonaci,C., 2004, A&A, 414, 993Price, S.D. & Walker, R.G., 1976, The AFGL Four-ColourIR Sky Survey: Catalog of Observations at 4.2, 11.0, 19.8and 27.4 micron, AFGL-TR-76-0208Renzini, A., 1981, in Physical Processes in Red Giants, ed.I. Iben Jr. & A. Renzini, Dordrecht Reidel, p. 431Sahai, R., Trauger, J.T., Watson, A.M., Stapelfeldt, K.R.,Hester, J.J., Burrows, C.J., Ballister, G.E., Clarke, J.T.,Crisp, D., Evans, R.W. et al., 1998, ApJ, 493, 301Salpeter, E.E., 1955, ApJ, 121, 161Schmidt, G.D. & Cohen, M., 1981, ApJ, 246, 444Schoenberner, D., 1981, A&A, 103, 119Schoenberner, D., 1983, ApJ, 272, 708Shklovski, I.S., 1956, Astron. Zh, 33, 315Sparks, W.M. & Kutter, G.S., 1973, ApJ, 183, 121Suárez, O., Garćıa-Lario, P., Manchado, A., Manteiga, M.,Ulla, A. & Pottasch, S.R., 2006, A&A, 458, 173Szczerba, R., Siódmiak, N., Stasińska, G. & Borkowski, J.,2007, A&A, 469, 799Tapia, M., 1982, PASP, 94, 669Taylor, K.N.R. & Scarrott, S.M., 1980, MNRAS, 193, 321Trams, N.R., Waters, L.B.F.M., Lamers, H.J.G.L.M.,Waelkens, C., Geballe, T.R. & Thé, P.S., 1991, A&AS,87, 361

Treffers, R., Woolf, N.J., Fink, U. & Larson, H.P., 1976,ApJ, 207, 680Trimble, V. & Sackman, I.-J., 1978, MNRAS, 182, 97Tuchman, Y., Sack, N. & Barkat, Z., 1978, ApJ, 219, 183van der Veen, W. & Habing, H.J., 1988, A&A, 194, 125van der Veen, W.E.C.J., Habing, H.J. & Geballe, T.R.,1989, A&A, 226, 108van Hoof, P.A.M., Oudmaijer, R.D. & Waters, L.B.F.M.,1997, MNRAS, 289, 371van Winckel, H., Waelkens, C., Waters, L.B.F.M., 1995,A&A, 293, L25Vassiliadis, E. & Wood, P.R., 1993, ApJ, 413, 641Vassiliadis, E. & Wood, P.R., 1994, ApJS, 92, 125Volk, K. & Kwok, S., 1989, ApJ, 342, 345Waelkens, C., Lamers, H.J.G.L.M., Waters, L.B.F.M.,Rufner, F., Trams, N.R., Le Bertre, T., Ferlet, R., Vidal-Madjar, A., 1991, A&A, 242, 433Waters, L.B.F.M., Beintema, D.A., Cami, J., de Graauw,Th., Hony, S., de Jong, T.

”Justannont, K., Kemper, F.,

de Koter, A., van Loon, J.Th. et al., 1999, The Universeas Seen by ISO., eds. P. Cox & M. F. Kessler, ESA-SP427, p. 219Westbrook, W.E., Becklin, E.E., Merrill, K.M.,Neugebauer, G., Schmidt, M., Willner, S.P. & Wynn-Williams, C.G., 1975, ApJ, 202, 407Whitelock, P.A., Menzies, J.W., Feast, M.W., Matsunaga,N., Tanabé, T., Ita, Y., 2009, MNRAS, 394, 795Wilson, W.J. & Barrett, A.H., 1968, AJ, 73, 209Wood, P.R., 1974, ApJ, 190, 609Wood, P.R., Bessell, M.S., Fox, M.W., 1983, ApJ, 272, 99Wynn-Williams, C.G., 1977, MNRAS, 181, 61PZappala, R.R., Becklin, E.E., Matthews, K. &Neugebauer, G., 1974, ApJ, 192, 109Zhang, C.Y. & Kwok, S., 1990, A&A, 237, 479Zijlstra, A.A., te Lintel Hekker, P., Pottasch. S.R.,Caswell, J.L., Ratage, M. & Habing, H.J., 1989, A&A,217, 157Zuckerman, B., Palmer, P., Morris, M., Turner, B.E.,Gilra, D.P., Bowers, P.F. & Gilmore, W., 1977, ApJ, 211,L97

Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira, 29, no.1, 14-21c© SAB 2010

Boletimda ⋆

S A B

⋆

⋆⋆

Astrobiologia: definição, aplicações, perspectivas e panorama brasileiro

Ivan Gláucio Paulino-Lima1,2 e Claudia de Alencar Santos Lage1

1 Universidade Federal do Rio de Janeiro, Instituto de Biof́ısica Carlos Chagas Filho, RJe-mail: [email protected], e-mail: [email protected]

2 Department of Physics and Astronomy, The Open University, Buckinghamshire, Reino Unido

Recebido em 29 de agosto de 2009; aceito em 10 de setembro de 2009

Resumo. Apresentamos uma introdução à Astrobiologia, abordando desde os aspectos históricos até alguns exemplosde aplicações tecnológicas, com uma perspectiva atual. Aspectos mais polêmicos como a posśıvel existência decivilizações extraterrestres também são examinados. Mostramos o panorama brasileiro em relação à Astrobiologia edestacamos a importância do desenvolvimento desta área no Brasil.

Abstract. We present an introduction to Astrobiology, approaching historical issues as well as some examples oftechnological applications, according to an up-to-date perspective. More polemic aspects such as the possible existenceof extraterrestrial civilization are also examined. We show an overview of Astrobiology in Brazil, particularly theimportance of developing this area in our country.

Palavras-chave. Astrobiologia – Extremófilos

1. Introdução

A possibilidade de existência de Vida em outros planetastornou-se tema de grande interesse cient́ıfico nas últimasdécadas devido, principalmente, ao desenvolvimento tec-nológico e ao rápido aumento do conhecimento humanosobre a natureza do Sistema Solar e da nossa vizinhançana Galáxia. Pela primeira vez na história da humanidade éposśıvel aplicar o método cient́ıfico para investigar a exis-tência de Vida em outros lugares do Universo, o que estádiretamente ligado à questão da origem da Vida na Terra,bem como ao futuro da humanidade e posśıvel colonizaçãodo espaço.

Segundo Blumberg (2003), a primeira citação do termo“Astrobiologia” foi feita por Laurence J. Lafleur, doBrooklyn College, em Nova York, que escreveu um artigodenominado Astrobiology no folheto n◦ 143 da SociedadeAstronômica do Paćıfico. Entretanto, o contexto do ar-tigo indicava que a palavra já vinha sendo utilizada.Gabriel Tikhov usou o termo Astrobiotany numa publi-cação em 1949 (Tikhov 1949) e publicou um artigo in-titulado Astrobiologii poucos anos depois (Tikhov 1953).Outras citações antigas incluem as de Hubertus Struhold(Struhold 1953) e Flávio Pereira, aqui no Brasil (Pereira1958).

Designações diversas, tais como exobiologia, xenobiolo-gia, xenologia, bioastronomia, cosmobiologia, e algumasderivações como, astrobotânica, exossociologia e exopaleon-tologia, são algumas vezes encontradas na literatura. Todosesses termos foram utilizados para se referir basicamenteà mesma coisa, ou seja, ao estudo da possibilidade de e-xistência de vida extraterrestre e, por isso, foram muitasvezes considerados sinônimos. Entretanto, os termos comprefixos que fazem alusão a algo exterior (à Terra), comoexobiologia, xenobiologia e xenologia, foram se tornandocada vez menos utilizados, principalmente devido à faltade ênfase etimológica para as pesquisas com organismosterrestres. Astrobotânica, exossociologia e exopaleontologiasão derivações que dependem da descoberta das primeiras

Figura 1. Diagrama do método cient́ıfico utilizado pelaAstrobiologia.

formas de vida extraterrestre. O termo cosmobiologia pode-ria trazer uma conotação do Cosmismo Russo1 e, alémdisso, não era capaz de delimitar um universo de estudo,já que o cosmo é infinito. Finalmente, o apelo do termo as-trobiologia é mais forte do que o do termo bioastronomia,pois coloca a questão do significado da Vida como moti-vação central da palavra.

Desta forma, o termo Astrobiologia foi sendo cada vezmais aceito e, em 1998, a NASA renomeou o programacient́ıfico “Exobiologia”, de quase quarenta anos, paraAstrobiologia. Atualmente, a grande maioria dos centros depesquisa de todo o mundo adotam o termo Astrobiologia.

De acordo com a Fig. 1, a Astrobiologia é uma mis-tura de processos que emergem do método cient́ıfico. Na

1 O Cosmismo Russo era uma doutrina relacionada ao espaçoque prosperou em fins do século XIX e ińıcio do XX. Combinavaas idéias das tradições espirituais orientais e ocidentais com umainterpretação cientifica da origem, história e futuro do Universo.

I. G. Paulino-Lima & C. A. S. Lage: Astrobiologia: panorama brasileiro 15

Figura 2. Áreas cient́ıficas envolvidas na busca pelo significadoda Vida. Note que algumas subáreas compartilham mais de umaárea cient́ıfica.

abordagem indutiva, primeiramente os dados são coletadose, posteriormente, as hipóteses são formuladas, ou seja, aanálise dos dados induz à formulação das hipóteses. Porisso, a Astrobiologia está fortemente baseada nas pesquisasde campo e nas observações de fenômenos, mas tambéminclui teoria e experimentação (Blumberg 2003).

Na abordagem dedutiva, a hipótese é formulada antese, posteriormente, os dados são coletados para testá-la.Aqui, existe uma grande ênfase para a experimentação,onde o cientista cria um modelo do mundo real no lab-oratório e aplica seus conhecimentos para testar suas de-duções (Blumberg 2003).

As áreas cient́ıficas que compõem a Astrobiologiasão bastante diversificadas e compreendem basica-mente: Astronomia, com suas derivações, tais comoAstrof́ısica, Astronáutica, Radioastronomia, Cosmologia,dentre outras; Biologia com suas derivações, tai como,Ecologia, Biof́ısica, Bioqúımica, Bioinformática, Genômica,Microbiologia, Biogeografia, dentre outras; e Geologia,com suas derivações, tais como Mineralogia, Planetologia,Paleontologia, Glaciologia, dentre outras (Fig. 2). Os prin-cipais assuntos abordados pela Astrobiologia estão listadosabaixo (Staley 2003):

– Nascimento e morte de estrelas e reciclagem dos elemen-tos;

– Formação de sistemas planetários;– Origem e evolução da Vida;– Busca por bio-assinaturas extraterrestres;– Planetas e satélites habitáveis dentro e fora do Sistema

Solar;– Geosfera, hidrosfera e atmosfera da Terra primitiva;– Biosfera da Terra primitiva;– Extinções em massa e diversidade da Vida;– Evidências fósseis e geoqúımicas de Vida primitiva;– Vida em ambientes extremos;– Proteção planetária.

O apelo da Astrobiologia está relacionado a grandesquestões metaf́ısicas, como: Que é Vida? Como a Vida seoriginou? De onde viemos? Qual o futuro da Vida? A Vidapode ocorrer em outro lugar do Universo? (Staley 2003).

Além de serem interessantes para todos nós, essasquestões surgem da nossa própria percepção do mundo em

que vivemos. A Astrobiologia fornece uma grande expec-tativa de que essas questões podem e serão respondidas, eos cientistas estão esperançosos em responder pelo menosalgumas delas no futuro próximo. O otimismo cient́ıficose revela nas diversas conferências de Astrobiologia, ondeos cientistas relatam como estão desvendando os mistériosda Vida, sua tenacidade, fragilidade, distribuição e origem(Staley 2003).

2. Aplicações da Astrobiologia

Considerando a forte motivação da Astrobiologia, mesmoque a descoberta de vida extraterrestre possa demorara acontecer, os produtos da investigação podem surgircomo resultado do próprio desenvolvimento de suas sub-áreas, sendo aplicáveis em diversos setores como, enge-nharia, biotecnologia, indústria aliment́ıcia e farmacêutica,filosofia, poĺıtica e economia.

A exploração do espaço, por exemplo, permitiu o de-senvolvimento de produtos que são utilizados em nossocotidiano, como o velcro, a lycra, o sistema de purifi-cação de água, dentre muitos outros. Além disso, permi-tiu o desenvolvimento dos sistemas de comunicação, favore-cendo a transmissão de dados em alta velocidade e popu-larizando novas tecnologias, como a internet. Possibilitouainda o monitoramento de queimadas via satélite e maioracurácia na previsão meteorológica, forneceu imagens re-volucionárias do espaço obtidas por telescópios espaciais etornou cientificamente plauśıvel, embora muito distante, aidéia da colonização do espaço.

A Planetologia Comparada é outro exemplo de apli-cação prática dos conhecimentos adquiridos. O aqueci-mento global do planeta Vênus foi elucidado pela primeiravez por Carl Edward Sagan, em meados de 1960 (Sagan1962; Weart 2006). Sagan propôs uma teoria de evoluçãoplanetária em que os planetas Vênus, Terra e Marte se-riam semelhantes no ińıcio da formação do Sistema Solar.Entretanto, devido à proximidade do Sol, o aquecimentoglobal em Vênus evoluiu muito rápido, transformando suaatmosfera numa grande e densa estufa de gases tóxicos.Já no planeta Marte, devido a sua gravidade menor, osgases do efeito estufa não foram suficientes para garantirum aquecimento até os dias atuais. O planeta Terra seriaentão um intermediário entre o que aconteceu com Vênuse Marte (Weart 2006). As implicações desta teoria tiveramum impacto muito grande no setor industrial. Sagan aler-tou para os perigos do aquecimento global no planeta Terra,resultado da ação do homem, como a emissão dos gases quecontribuem para o efeito estufa. Por isso, em todo o mundoforam criadas leis que regulamentam a emissão de gases doefeito estufa. Atualmente, o efeito estufa faz parte da pro-gramação de debates das principais conferências de preser-vação ambiental espalhadas pelo mundo, como a MOP-3/COP-8 (COP8MOP3 2006), que reuniu em Curitiba-PRrepresentantes de 188 páıses durante o mês de março de2006.

Outra área que desperta grande interesse é a dos orga-nismos extremófilos — seres vivos capazes de sobreviveremem condições ambientais extremas. A descoberta dos ex-tromófilos causou grande impacto no mundo cient́ıfico e ex-pandiu a habitabilidade dos ambientes extraterrestres, pelomenos para formas primitivas de vida. Os efeitos foram logoabsorvidos pela Astronomia, a qual ampliou a faixa deno-minada de zona habitável dos sistemas estelares, inclusivedo Sistema Solar e também das galáxias como um todo.

16 I. G. Paulino-Lima & C. A. S. Lage: Astrobiologia: panorama brasileiro

Tabela 1. Classificação e exemplos de organismos extremófilos (adaptada de Rothschild & Mancinelli 2001).

Parâmetro ambiental Tipo Definição Exemplos

Temperatura Hipertermófilos crescimento em T > 80◦C Pirolobus fumarii, 113◦CTermófilos crescimento em 60 < T < 80◦C Synechococcus lividisMesófilos crescimento em 15 < T < 60◦C Homo sapiensPsicrófilos crescimento em T < 15◦C Psychrobacter, alguns insetos

Radiação Deinococcus radioduransPressão Barof́ılicos Atração por pressão Para microrganismos, 130 Mpa

Hipobarof́ılicos Baixa pressão Bacillus subtilisGravidade Hipergravidade > 1 G Desconhecidos

Hipogravidade < 1 G DesconhecidosVácuo Toleram o vácuo (espaço desti-

túıdo de matéria)Tard́ıgrados, insetos, microrganismos e se-mentes

Dessecação Xerófilos Anidrobiótico Artemia salina, nematóides, microrganismos,fungos e liquens

Salinidade Halófilos Crescimento em salinas (NaCl2,0 - 5,0 mol/L)

Halobacteriaceae, Dunaliella salina

pH Alcalófilos pH > 9 Natronobacterium, Bacillus firmus OF4,Spirulina spp. (todos pH > 10.5)

Acidófilos Baixo pH Cianidium caldarium, Ferroplasma spp. (am-bos pH 0,0)

Tensão de O2 Anaeróbios Não suportam O2 Methanococcus jannaschiiMicroaerófilos Toleram baixos ńıveis de O2 ClostridiumAeróbios Requerem O2 Homo sapiens

Extremos Qúımicos Gases C. caldarium (CO2 puro)Metais Podem tolerar altas concen-

trações de metais (metalotole-rantes)

Ferroplasma acidarmanus (Cu, As, Cd, Zn);Ralstonia sp. CH34 (Zn, Co, Cd, Hg, Pb)

Na medida em que novos organismos eram descober-tos em ambientes cada vez mais inóspitos, o pré-requisitode ambientes semelhantes às Condições Normais deTemperatura e Pressão (CNTP) foi-se revelando cada vezmais antropocêntrico. Atualmente sabemos que três quartosde todo o volume dos oceanos compreendem 62% de todaa biosfera, e essa fração está sujeita a pressões atmosféricasmais de cem vezes maiores do que a pressão atmosférica aońıvel do mar (Gross 1998). A Tab. 1 fornece um esquema declassificação e alguns exemplos de organismos extremófilos.

Os organismos extremófilos têm fornecido dados funda-mentais para a biologia molecular, e a biologia evolutiva, aqual faz uso das ferramentas da biologia molecular, tem-sebeneficiado basicamente de duas maneiras. Primeiro, a cor-rida para descobrir os mais extremos extremófilos levou àdescoberta de um novo domı́nio dos seres vivos, o domı́nioArchaea. Em segundo lugar, a habilidade de sobreviverem ambientes extremos evoluiu múltiplas vezes, levandoa um novo entendimento do paradoxo “chance versus ne-cessidade” nos caminhos evolutivos, especialmente ao ńıvelmolecular (Rothschild & Mancinelli 2001).

Nas últimas décadas, os extremófilos atráıram a atençãode indústrias multibilionárias, como a agricultura, a indús-tria qúımica de compostos sintéticos, detergentes e sabões,e a indústria farmacêutica (ver Tab. 2).

As enzimas dos extremófilos — extremozimas — apre-sentam grande potencial de aplicação em múltiplas áreas,tanto pelo seu próprio uso, como também por ser fontede idéias para modificar enzimas derivadas de organismosmesófilos. Um exemplo clássico de extremozima na biotec-nologia é a fonte da Taq DNA polimerase, a enzima res-ponsável pela reação em cadeia da polimerase (PCR), umareação que constitui a base da genômica, filogenia molec-ular, diagnóstico molecular e testes de paternidade e cri-minaĺıstica. A Taq DNA polimerase foi isolada da bactéria

termófila Thermus aquaticus, um organismo descoberto em1969 no Parque Nacional de Yellowstone, Wyoming, EUA(Brock & Freeze 1969). DNA polimerases de outros ter-mófilos têm sido comercializadas pela Corporação Promegacomo produtos para PCR de alta fidelidade, cada uma comsuas próprias vantagens (Rothschild & Mancinelli 2001).

Existem outros extremófilos com aplicações industriais.Por exemplo, algumas bactérias da Antártida produzemácidos graxos poli-insaturados, um ingrediente natural paramuitas espécies aquáticas cultiváveis, como o salmão. Asbactérias da Antártica também são aplicadas na biorreme-diação de águas que sofrem derramamento de óleo, o queé um problema em águas frias. Outro exemplo é a bac-téria Dunaliella salinas, amplamente usada na produçãocomercial de β-carotenos (como resultado da radiação so-lar) e glicerol (Rothschild & Mancinelli 2001, na tentativade contrabalançar a pressão osmótica externa).

A saúde humana também pode-se beneficiar indireta-mente dos extremófilos através da biotecnologia. Uma pos-śıvel aplicação direta seria a introdução da Dunaliella comoum suplemento nutricional, primariamente como um an-tioxidante. Além disso, protéınas anticongelantes demons-tram potencial para a preservação de órgãos congelados uti-lizados em transplantes (Rothschild & Mancinelli 2001).

3. Perspectivas

Parte do otimismo cient́ıfico em relação à Astrobiologia éresultado de três fatos que ocorreram em meados da últimadécada (Grinspoon 2005). Em novembro de 1995, MichelMayor e Didier Queloz publicaram o artigo A Jupiter-masscompanion to a Solar-type star (Mayor & Queloz 1995) narevista Nature, relatando a descoberta do primeiro planetaextrassolar em órbita uma estrela semelhante ao Sol, de-nominada 51 Pegasi. A partir de então, o número de relatos


Tabela 2. Exemplos de extremófilos na indústria e na biotecnologia (adaptada de Rothschild & Mancinelli 2001).

Processos Industriais Biomolécula Vantagens Fonte (organismo)

Hidrólise do amido para produzirdextrinas solúveis, malto-dextrinas exarope de milho

α-Amilase Alta estabilidade Bacillus stearother-mophilus G-ZYME G995(Enzyme Bio-System Ltd)

Branqueamento de papéis Xylanases Diminui a quantidade de bran-queadores

Termófilos

Processamento de alimentos, fer-mentação, detergentes

Proteases Estáveis em altas tempera-turas

Termófilos

Reação da Polimerase em Cadeia(PCR)

DNA Polimerase Evita o uso de enzimas adi-cionais em cada ciclo

Termófilos

Maturação do queijo, produção delatićınios

Proteases neutras Estáveis em baixas tempera-turas

Psicrófilos

Degradação de poĺımeros em deter-gentes

Proteases, Amilases,Lipases

Melhoria do desempenho dosdetergentes

Psicrófilos

Degradação de poĺımeros em deter-gentes

Celulases, Proteases,Amilases, Lipases

Estáveis em alto pH Alcalófilos

Cultivo de animais marinhos Ácidos graxos poli-insaturados

Produzidos em baixastemperaturas

Psicrófilos

Biorremediação Lipases Funcionam bem em águasgeladas

Psicrófilos

Indústria Farmacêutica Antibióticos Antibióticos mais eficientes AlcalófilosIndústria Farmacêutica Glicerol e solutos

compat́ıveisBaixo custo Halófilos

Corantes aliment́ıcios β-Carotenos Baixo custo Halófilos/Dunaliella

Figura 3. Primeira imagem de um planeta extrassolar, o2M1207 b, localizado há mais de 230 anos-luz de distânciada Terra, na direção da constelação da Hidra, obtida peloESO/VLT/NACO. A estrela central, vista em cor azulada nafotografia, é a anã marrom 2M1207.

de planetas extrassolares cresce em ritmo acelerado, sendoque até o momento, já foram detectados mais de 370 plane-tas fora do Sistema Solar (Schneider 2006). A Fig. 3 mostrauma fotografia feita em 2004, que constitui a primeira im-agem de um planeta extrassolar, 2M1207 b, que é 10 vezesmais quente do que Júpiter e está ∼ 40 vezes mais distantede sua estrela do que a Terra está do Sol (Chauvin et al.2004).

Em agosto de 1996, McKay e colaboradores publicaramo polêmico artigo Search for past life on Mars: possible relicbiogenic activity in Martian meteorite ALH84001 (McKayet al. 1996) na revista Science, onde mostraram evidênciasde posśıveis fósseis de microrganismos dentro de um mete-orito marciano. A not́ıcia ganhou as primeiras páginas dosprincipais noticiários de todo o mundo, levando até mesmoa uma reunião de cientistas importantes com o então vice-presidente dos Estados Unidos, Al Gore, em 11 de dezem-bro de 1996 (Blumberg 2003). Apesar do rigor e da acuráciadas análises, os autores não conseguiram provar a existên-cia de vida passada em Marte. Os debates a respeito dessee de outros trabalhos semelhantes se prolongam até hoje. AFig. 4 mostra uma fotografia e uma micrografia eletrônicade varredura do ALH84001.

Ao mesmo tempo em que o momento cient́ıfico estavasendo agitado com essas duas not́ıcias surpreendentes, aNASA começava a divulgar novas imagens da lua Europa,de Júpiter, obtidas pela sonda espacial Galileo. A análisedos dados revelou a presença de uma quantidade de águamaior do que a quantidade total encontrada no planetaTerra (Grinspoon 2005). Possivelmente existe um oceanode água salgada embaixo de sua superf́ıcie coberta de gelo(Greenberg 2008). Esses dados colocaram Europa entre oscorpos do Sistema Solar com maior probabilidade de se en-contrar Vida, pois os biólogos sabem muito bem que, pelomenos aqui na Terra, onde há água, há Vida. A Fig. 5 é umaseleção de imagens de Europa, feita pelo Laboratório dePropulsão a Jato, do Instituto de Tecnologia da Califórnia.

O fato desses acontecimentos terem ocorrido dentro deum peŕıodo de apenas dois anos forneceu um grande im-pulso à Astrobiologia. As agências espacias começaram aconsiderar a busca por vida extraterrestre como interesseprincipal de seus programas de pesquisa. Com um investi-mento cada vez maior, inúmeros trabalhos dedicados essen-cialmente à Astrobiologia têm sido relatados de maneiracrescente, sendo que duas revistas cient́ıficas especializadasforam criadas nos últimos anos: O periódico Astrobiology,

18 I. G. Paulino-Lima & C. A. S. Lage: Astrobiologia: panorama brasileiro

Figura 4. O meteorito ALH84001 (imagem A) protagonizou um v́ıvido debate acerca da existência de fósseis microbianos (imagemB; note as estruturas semelhantes a microorganismos terrestres) no passado de Marte.

Figura 5. Mosaico de imagens da superf́ıcie de Europa, obtidaspela sonda Galileo (NASA).

publicado pela Mary Ann Liebert, Inc. New York, 2000,e o International Journal of Astrobiology, publicado pelaCambridge University Press, Cambridge, 2001, de acordocom a Fig. 6.

A Astrobiologia é uma ciência investigativa que seutiliza do método cient́ıfico para realizar observações degrande amplitude na procura de respostas quanto aos ques-tionamentos fundamentais da humanidade acerca do fenô-meno Vida. Portanto, uma posśıvel definição deste fenô-meno poderá ser dada através da busca de uma amostragemmaior de exemplares de organismos vivos, ou de moléculasorgânicas para posśıveis comparações com as formas de vidaexistentes atualmente em nosso planeta, contrapondo composśıveis modelos em outros planetas, com o estudo de cor-pos do sistema solar e do espaço interplanetário, bem comode outros sistemas planetários.

4. Civilizações extraterrestres

Em relação à possibilidade de existência de formasmais complexas de vida, dotadas de inteligência e auto-consciência, a questão se torna mais dif́ıcil, pois o homempossui uma velha ansiedade e esperança de encaixar-se naNatureza, de não querer se sentir tão sozinho.

Figura 6. Dois periódicos recentemente criados e dedicadosespecialmente à Astrobiologia: Astrobiology e InternationalJournal of Astrobiology.

No geral, os biólogos tendem a posicionar-se com maiscautela devido ao contato ı́ntimo com detalhes singularesdos mecanismos de seleção natural que acabaram possi-bilitando o aparecimento do homem. Reconhecem que oseventos estocásticos que levaram à evolução humana certa-mente não se repetirão em nenhum outro lugar do Universo.O acaso certamente foi importante dentre os ingredientesevolutivos que acabaram por selecionar seres humanos pen-santes a ponto de questionarmos a natureza e criarmos sim-ulacros da realidade.

Por outro lado, os astrônomos são mais otimistas porquelidam com um objeto de estudo que é, para todos os efeitos,“quase” infinito. Reconhecem a vastidão do Universo e,apenas com base no argumento da estat́ıstica de grandesnúmeros, não podem afirmar que a descartar a existência de


outra civilização no Universo como imposśıvel. Uma outrasequência de fatos pode ter ocorrido em algum outro lugar,selecionando outras formas de vida complexa, até mesmopensantes e tecnologicamente desenvolvidas em maior oumenor grau que os seres humanos. Mas isso é atualmenteimposśıvel de se determinar. Qualquer tentativa permanececomo mera especulação.

Como a ciência é tradicionalmente conservadora, as afir-mações devem ser feitas com mais sobriedade e experiência,sempre baseadas em fatos. Isso não quer dizer que estamosproibidos de imaginar e especular coisas que desejamos quefossem verdade. Um bom exemplo é a série Cosmos de CarlSagan. Em vários episódios, Sagan fala sobre a possibili-dade de existência de civilizações extraterrestres. Ele diziafrequentemente coisas como “Eu sonho”, “Eu imagino”, etc.De fato, ele tinha uma grande esperança de não sermos aúnica civilização da Galáxia, muito menos do Universo. Masele era claro na distinção entre Ciência e especulação.

Numa rápida estimativa, o Universo conhecido deveabrigar aproximadamente mais que 1020 sistemas plan-etários, dos quais vários devem conter, talvez, uma dezenade planetas. Isso aumenta exponencialmente as chances deacontecimentos desconhecidos (e que permanecerão descon-hecidos por muito tempo, talvez até pra sempre) teremacontecido de maneira a selecionar organismos autocons-cientes. Mas dáı a achar que esses organismos, por maisdesenvolvidos que sejam, tenham as mesmas formas de per-cepção que os seres humanos exige uma boa dose de espe-rança. Para estabelecer comunicação com uma civilizaçãoextraterrestre, temos que supor que ela também tenha de-senvolvido um simulacro da realidade totalmente baseadona força eletromagnética (aparelhos eletrônicos e energiaelétrica), e áı estamos novamente restringindo muito asprobabilidades, e por áı vai. O problema é que ainda nãoconseguimos encontrar uma manei

Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira...circunstelar de ga´s e poeira, presente em...

Documents

Transcript of Boletim da Sociedade Astronômica Brasileira...circunstelar de ga´s e poeira, presente em...