Universo: Origem e Evoluo Big Bang :Teoria mais aceita sobre a origem do Universo, enunciada em 1948 pelo cientista russo naturalizado norte-americano George Gamow (Guiorgui Gamov). Segundo ela, o Universo teria nascido entre 13 e 20 bilhes de anos atrs, a partir de uma concentrao de matria e energia extremamente densa e quente. Como hoje se observa que as galxias esto todas se afastando umas das outras, os fsicos so levados concluso de que houve um instante no passado distante em que elas estavam bem prximas. No limite, nesse momento, o tamanho do Universo seria zero. A, toda a matria contida nele estaria espremida num nico ponto, de tal modo concentrada que sua temperatura seria infinita. Esse ponto deve ter sido o comeo dos tempos, pelo qual tem incio a expanso das galxias, que os cosmologistas descrevem como uma exploso, ou seja, o Big Bang. Uma evidncia do Big Bang, descoberta em 1965 por Arno Penzias (1933-) e Robert Wilson (1936-), seu brilho "fssil", resultado da separao entre tomos e luz h cerca de 13 bilhes de anos. Essa radiao permanece no espao e, embora j no tenha a forma de luz visvel, pode ser captada como um rudo de microondas. Seu nome radiao de fundo csmica. Pela sua descoberta, Penzias e Wilson ganham o Prmio Nobel de Fsica em 1978. Em 1990, o satlite Cosmic Background Explorer (Cobe), lanado pela Nasa (Administrao Nacional de Aeronutica e Espao), faz um mapeamento das regies onde h essa energia. Uma das grandes questes da cosmologia moderna a determinao mais precisa da taxa de expanso do Universo. As mais recentes observaes astronmicas, obtidas no final de 1998, indicam que seu ritmo de expanso est aumentando cerca de 5% a 6% a cada bilho de anos. O valor dessa taxa foi definido com grande preciso por duas grandes equipes, dirigidas pelos norte-americanos Saul Perlmutter e Brian Schmidt. Formao do Universo - Desde sua formao, o Universo vem se expandindo e resfriando. No primeiro milionsimo de segundo, ele contm somente uma mistura de partculas subatmicas, como os quarks e os eltrons, que so as formas de matria mais fundamentais conhecidas. Essa primeira etapa da histria da matria muito breve, pois os quarks, que se movem inicialmente a velocidades prximas da luz, logo se desaceleram em razo da reduo da temperatura e, por isso, deixam de existir como partculas livres. Eles se associam uns aos outros para formar os prtons e os nutrons. Assim, entre 1 e 10 minutos de idade do Cosmo ocorre um evento extraordinrio, que a chamada nucleossntese primordial. que j no resta nenhum quark, apenas prtons, que servem de ncleo atmico para o tomo de hidrognio, o mais simples que h, e bolotas feitas de dois prtons e dois nutrons, que so os ncleos de hlio, o segundo tomo mais simples. Toda a massa do Universo agora constituda desses dois ncleos na proporo de 75% de hidrognio e 25% de hlio. Ainda hoje, como uma reminiscncia desse passado longnquo, so esses os dois principais elementos qumicos mais abundantes existentes. Mais de 90% de tudo o que h no Cosmo hidrognio ou hlio. A terceira fase da histria comea cerca de 300 mil anos depois, com a unio dos eltrons aos ncleos atmicos para formar os primeiros tomos completos. Com isso, ocorre outro fato importante, que separao entre a luz e a matria. A luz, que at ento estava espremida entre eltrons e ncleos e, por isso, era obrigada a acompanhar a expanso csmica no mesmo ritmo que eles, passa, da para a frente, a caminhar livremente. O Universo torna-se transparente e os ftons, que so partculas de luz, j quase no interagem com os tomos. Muitos deles vagueiam pelo espao e podem, atualmente, ser capturados pelos telescpios. So o brilho "fssil" do Big Bang. Por fim, o quarto perodo da saga csmica acontece aproximadamente um bilho de anos depois do instante zero, com os tomos agregando-se para formar as primeiras galxias. Expanso do Universo - Baseado em sua Teoria da Relatividade Geral (1916), o fsico Albert Einstein desenvolveu as Equaes Cosmolgicas, que descrevem a evoluo do Universo. Em 1922, o fsico e matemtico russo Alexander Friedmann (professor de Gamow) descobre uma soluo para as Equaes Cosmolgicas correspondentes a um Universo em expanso. Em 1929, a descoberta da expanso

das galxias, pelos astrnomos Edwin Hubble (1889-1953) e Milton Humason (18911972), atesta a expanso do Cosmo e permite estabelecer a Lei de Hubble. Segundo ela, as outras galxias se afastam da nossa galxia, a Via Lctea, numa velocidade proporcional a sua distncia da Terra. Textos enviados por Larissa Simonetti 02/12/1999 Deriva continental Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre. A idia da deriva continental foi proposta pela primeira vez por Alfred Wegener. Em 1912, ele props a teoria, com base nas formas dos continentes de cada lado do Oceano Atlntico, que pareciam se encaixar. Muito tempo antes de Wegener, outros cientistas notaram este fato. A idia da deriva continental surgiu pela primeira vez no final do sculo XVI, com o trabalho do cartgrafo Abraham Ortelius. Na sua obra de 1596, Thesaurus Geographicus, Ortelius sugeriu que os continentes estivessem unidos no passado. A sua sugesto teve origem apenas na similaridade geomtrica das costas atuais da Europa e frica com as costas da Amrica do Norte e do Sul; mesmo para os mapas relativamente imperfeitos da poca, ficava evidente que havia um bom encaixe entre os continentes. A idia evidentemente no passou de uma curiosidade que no produziu conseqncias. Outro gegrafo, Antonio Snider-Pellegrini, utilizou o mesmo mtodo de Ortelius para desenhar o seu mapa com os continentes encaixados em 1858. Como nenhuma prova adicional fosse apresentada, alm da considerao geomtrica, a idia foi novamente esquecida. A similaridade entre os fsseis encontrados em diferentes continentes, bem como entre formaes geolgicas, levou alguns gelogos do hemisfrio Sul a acreditar que todos os continentes j estiveram unidos, na forma de um supercontinente que recebeu o nome de Pangia. A hiptese da deriva continental tornou-se parte de uma teoria maior, a teoria da tectnica de placas. Este artigo trata do desenvolvimento da teoria da deriva continental antes de 1950. [editar] Evidncias da deriva continental As evidncias apresentadas por Wegener, alm da j bvia geometria das terras que marginam o oceano Atlntico, foram geolgicas e paleontolgicas. Em primeiro lugar haveria coincidncia das estruturas geolgicas nos locais dos possveis encaixes entre os continentes, tais como a presena de formaes geolgicas de clima frio nos locais onde hoje imperam climas tropicais ou semi-tropicais. Estas formaes, que apresentam muitas similaridades, foram encontradas em localizaes to distantes como a Amrica do Sul, frica e ndia.

As evidncias fsseis tambm so bastante fortes, tanto vegetais como animais. A flora Glossopteris aparece em quase todas as regies do hemisfrio sul, Amrica do Sul, frica, ndia, Austrlia e Antartica. Um rptil terrestre extinto do Trissico, o Cinognatus, aparece na Amrica do Sul e na frica e o Lystrosaurus, existe na frica, ndia e Antrtica. O mesmo acontece com outros rpteis de gua doce que, evidentemente, no poderiam ter nadado entre os continentes. Se estes fsseis existem em vrios continentes distintos que hoje esto separados por milhares de quilmetros de oceano, os continentes deveriam estar unidos, pelo menos durante o perodo Trissico. A hiptese alternativa para estas evidncias seria uma hipottica ligao por terra entre os continentes que atualmente estaria mergulhada nas guas dos oceanos. [editar] A Teoria de Wegener Atualmente existem seis continentes, sendo eles: Amrica, frica, sia, Oceania, Europa e Antrtica. A teoria de Wegener propunha a existncia de uma nica massa continental chamada Pangia, que comeou a se dividir a 200 milhes de anos atrs. Esta idia foi complementada na poca por Alexander Du Toit, professor sul-africano de geologia, que postulou que primeiro a Pangia se separou em duas grandes massas continentais, Laursia ao norte e Gondwana no sul. Posteriormente estas duas massas teriam se dividido em unidades menores e constitudo os continentes atuais. Embora Wegener apresentasse provas extremamente fortes da sua teoria da deriva continental, falhava na explicao do mecanismo que seria responsvel pela separao dos continentes. Wegener simplesmente postulou que as massas continentais teriam se arrastado sobre o assoalho ocenico, separando-se umas das outras, movidas por foras gravitacionais produzidas pela salincia equatorial. Consideraes fsicas formuladas por Harold Jeffreys, importante geofsico ingls contemporneo de Wegener, provaram que tal processo seria impossvel: primeiro porque as foras alegadas por Wegener seriam muitas ordens de grandeza mais fracas do que as que seriam necessrias para produzir tal efeito e, segundo, porque o arrasto da base dos continentes sobre o fundo ocenico produziria a sua ruptura geral. Esta fraqueza do raciocnio de Wegener, fez com que os gelogos e o mundo acadmico, de uma forma geral, pusessem de lado, pelo menos provisoriamente, a sua teoria. No final da dcada de 1950, o conhecimento do mundo submarino comeou a trazer evidncias da topografia submarina e, principalmente, de certas caractersticas do comportamento magntico das rochas do assoalho submarino, o que ressucitou a teoria de Wegener. Desta vez, porm, os mecanismos de deriva continental j estavam mais bem estabelecidos pelo trabalho de vrios pesquisadores, entre os quais se destaca o gelogo

ingls Arthur Holmes. As foras geradas pelas correntes de conveco do manto terrestre so fortes o suficiente para deslocar placas, constitudas pela crosta submarina e continental. Segundo a teoria da deriva continental, a crosta terrestre formada por uma srie de "placas" que "flutuam" numa camada de material rochoso fundido. As junes das placas (falhas) podem ser visveis em certas partes do mundo, ou estar submersas no oceano. Quando as placas se movem umas ao encontro das outras, o resultado do atrito geralmente sentido sob a forma de um tremor de terra (exemplo a falha de Santo Andr na Califrnia). As placas no somente se movem umas contra as outras, mas "deslizam" umas sob as outras em certos lugares da Terra, o material que existe na crosta terrestre absorvido e funde-se quando chega s camadas "quentes" sobre as quais as placas flutuam. Se este processo existisse s neste sentido, haveria "buracos" na crosta terrestre, o que no acontece. O que se passa de facto que, entre outras placas, material da zona de fuso sobe para a zona da crosta para ocupar os espaos criados (exemplo, a "cordilheira" submersa no Oceano Atlntico). Os continentes que so os topos destas placas flutuam - ou derivam - no processo. Por isso a expresso "deriva continental". Tectnica de placas Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre.

As placas tectnicas da Terra foram cartografadas na segunda metade do sculo XX Tectnica de placasPE ou tectnica de placasPB (do grego relativo construo) uma teoria da geologia desenvolvida para explicar o fenmeno da deriva continental, sendo a teoria actualmente com maior aceitao entre os cientistas que trabalham nesta rea. Na teoria da tectnica de placas a parte mais exterior da Terra est composta de duas camadas: a litosfera, que inclui a crusta e a zona solidificada na parte mais externa do manto, e a astenosfera, que inclui a parte mais interior e viscosa do manto. Numa escala temporal de milhes de anos, o manto parece comportar-se como um lquido super-aquecido e extremamente viscoso, mas em resposta a foras repentinas, como os terramotos, comporta-se como um slido rgido. A teoria da tectnica de placas surgiu a partir da observao de dois fenmenos geolgicos distintos: a deriva continental, identificada no incio do sculo XX, e a expanso dos fundos ocenicos, detectada pela primeira vez na dcada de 1960. A teoria propriamente dita foi

desenvolvida no final dos anos 60 e desde ento tem sido universalmente aceite pelos cientistas, tendo revolucionado as Cincias da Terra (comparvel no seu alcance com o desenvolvimento da tabela peridica na Qumica, a descoberta do cdigo gentico na Biologia ou mecnica quntica na Fsica). ndice [esconder]

1 Princpios chave

1.1 Placas tectnicas

2 Tipos de limites de placas 2.1 Limites transformantes ou conservativos 2.2 Limites divergentes ou construtivos 2.3 Limites convergentes ou destrutivos

3 Causas do movimento das placas 3.1 Atrito 3.2 Gravidade

4 Super continentes 5 Histria e impacto

5.1 Deriva continental 5.2 Continentes flutuantes 5.3 Teoria da tectnica de placas

5.3.1 Expanso dos fundos ocenicos 5.3.2 A descoberta da subduco 5.3.3 Cartografando terramotos

5.4 Mudana de paradigma geolgico

6 Tectnica de placas noutros planetas 7 Ver tambm 8 Referncias 9 Ligaes externas

Princpios chave A diviso do interior da Terra em litosfera e astenosfera baseia-se nas suas diferenas mecnicas. A litosfera mais fria e rgida, enquanto que a astenosfera mais quente e mecanicamente mais fraca. Esta diviso no deve ser confundida com a subdiviso qumica da Terra, do interior para a superfcie, em: ncleo, manto e crusta. Placas tectnicas O princpio chave da tectnica de placas a existncia de uma litosfera constituda por placas tectnicas separadas e distintas, que flutuam sobre a astenosfera. A relativa fluidez da astenosfera permite que as placas tectnicas se movimentem em diferentes direces.

As placas contactam umas com as outras ao longo dos limites de placa, estando estes comummente associados a eventos geolgicos como terramotos e a criao de elementos topogrficos como cadeias montanhosas, vulces e fossas ocenicas. A maioria dos vulces activos do mundo situa-se ao longo dos limites de placas, sendo a zona do Crculo de Fogo do Pacfico a mais conhecida e activa. Estes limites so apresentados em detalhe mais adiante. As placas tectnicas podem incluir crusta continental ou crusta ocenica, sendo que, tipicamente, uma placa contm os dois tipos. Por exemplo, a placa Africana inclui o continente africano e parte dos fundos marinhos do Atlntico e do ndico. A parte das placas tectnicas que comum a todas elas, a camada slida superior do manto que se situa sob as crustas continental e ocenica, constituindo conjuntamente com a crusta a litosfera. A distino entre crusta continental e crusta ocenica baseia-se na diferena de densidades dos materiais que constituem cada uma delas; a crusta ocenica mais densa devido s diferentes propores dos elementos constituintes, em particular do silcio. A crusta ocenica mais pobre em slica e mais rica em minerais mficos (geralmente mais densos), enquanto que a crusta continental apresenta maior percentagem de minerais flsicos (em geral menos densos). Como consequncia, a crusta ocenica est geralmente abaixo do nvel do mar (como, por exemplo, a maior parte da placa do Pacfico), enquanto que a crusta continental se situa acima daquele nvel (ver isostasia para uma explicao deste princpio). Tipos de limites de placas

Os trs tipos de limites de placas. So trs os tipos de limites de placas, caracterizados pelo modo como as placas se deslocam umas relativamente s outras, aos quais esto associados diferentes tipos de fenmenos de superfcie:

Limites transformantes ou conservativos - ocorrem quando as placas deslizam ou mais precisamente roam uma na outra, ao longo de falhas transformantes. O movimento relativo das duas placas pode ser direito ou esquerdo, consoante se efectue para a direita ou para a esquerda de um observador colocado num dos lados da falha. Limites divergentes ou construtivos ocorrem quando duas placas se afastam uma da outra. Limites convergentes ou destrutivos (tambm designados por margens activas) ocorrem quando duas placas se movem uma em direco outra, formando uma zona de subduco (se uma das placas mergulha sob a outra) ou uma cadeia montanhosa (se as placas simplesmente colidem e se comprimem uma contra a outra).

H limites de placas cuja situao mais complexa, nos casos em que trs ou mais placas se encontram, ocorrendo ento uma mistura dos trs tipos de limites anteriores. Limites transformantes ou conservativos

O movimento lateral esquerdo ou direito entre duas placas ao longo de uma falha transformante pode produzir efeitos facilmente observveis superfcie. Devido frico, as placas no podem pura e simplesmente deslizar uma pela outra. Em vez disso, a tenso acumula-se em ambas placas e quando atinge um nvel tal, em qualquer um dos lados da falha, que excede a fora de atrito entre as placas, a energia potencial acumulada libertada sob a forma de movimento ao longo da falha. As quantidades macias de energia libertadas neste processo so causa de terramotos, um fenmeno comum ao longo de limites transformantes. Um bom exemplo deste tipo de limite de placas o complexo da falha de Santo Andr, localizado na costa oeste da Amrica do Norte o qual faz parte de um complexo sistema de falhas desta regio. Neste local, as placas do Pacfico e norte-americana movem-se relativamente uma outra, com a placa do Pacfico a mover-se na direco noroeste relativamente Amrica do Norte. Dentro de aproximadamente 50 milhes de anos, a parte da Califrnia situada a oeste da falha ser uma ilha, prxima do Alasca. Deve salientar-se que a verdadeira direco de movimento das placas que se encontram numa falha transformante como a de Santo Andr, muitas vezes no coincide com o seu movimento relativo na zona de falha. Por exemplo, segundo os dados obtidos a partir de medies efectuadas por GPS, a placa norte-americana move-se para sudoeste quase perpendicularmente placa do Pacfico enquanto esta se move mais em direco a oeste relativamente ao movimento para noroeste ao longo da falha de Santo Andr [1]. As foras compressivas resultantes so dissipadas por soerguimentos na maior zona de falha. Os dobramentos presentes nesta zona, bem como a prpria falha de Santo Andr no sul da Califrnia, so o provavelmente resultado de estiramento crustal na regio da Grande Bacia, sobreposto ao movimento global da placa norte-americana. Alguns gelogos especulam sobre o possvel desenvolvimento de um rift na Grande Bacia, uma vez que a crusta nesta zona est a adelgaar-se de forma mensurvel. Limites divergentes ou construtivos Nos limites divergentes, duas placas afastam-se uma da outra sendo o espao produzido por este afastamento preenchido com novo material crustal, de origem magmtica. A origem de novos limites divergentes por alguns associada com os chamados pontos quentes. Nestes locais, clulas de conveco de grandes dimenses transportam grandes quantidades de material astenosfrico quente at prximo da superfcie e pensa-se que a sua energia cintica poder ser suficiente para produzir a fracturao da litosfera. O ponto quente que ter dado incio formao da dorsal meso-atlntica situa-se actualmente sob a Islndia; esta dorsal encontra-se em expanso velocidade de vrios centmetros por sculo. Na litosfera ocenica, os limites divergentes so tpicos da dorsal ocenica, incluindo a dorsal meso-atlntica e a dorsal do Pacfico oriental; na litosfera continental esto tipificados pelas zonas de vale de rift como o Grande Vale do Rift da frica Oriental. Os limites divergentes podem criar zonas de falhamento macio no sistema de dorsais ocenicas. A velocidade de expanso nestas zonas geralmente no uniforme; em zonas em que blocos adjacentes da dorsal se deslocam com velocidades diferentes, ocorrem grandes falhas transformantes. Estas zonas de fractura, muitas delas designadas por um nome prprio, so uma das principais origens dos terramotos submarinos. Um mapa do fundo ocenico mostra um estranho padro de estruturas constitudas de blocos separadas por estruturas lineares perpendiculares ao eixo da dorsal. Se olharmos para o fundo ocenico entre estas zonas de fractura como se de uma banda transportadora se tratasse, a qual afasta a crista de cada um dos lados do rift da zona mdia em expanso, este processo torna-se mais evidente. As cristas dispostas paralelamente ao eixo de rift encontram-se situadas a maior profundidade e mais afastadas do eixo, quanto mais antigas forem (devido em parte contraco trmica e subsidncia). Foi nas dorsais ocenicas que se encontrou uma das evidncias chave que forou a aceitao da hiptese de expanso dos fundos ocenicos. Levantamentos aeromagnticos (medies do campo magntico terrestre a partir de um avio), mostraram um estranho padro de inverses magnticas em ambos lados das cristas e simtricas em relao aos eixos destas. O padro era demasiado regular para ser apenas uma coincidncia, uma vez que as faixas de cada um dos lados das dorsais tinham larguras idnticas. Havia cientistas que tinham estudado as inverses dos plos magnticos na Terra e fez-se ento a ligao entre os dois problemas. A alternncia de polaridades naquelas faixas tinha correspondncia directa com as inverses dos plos magnticos da Terra. Isto seria confirmado atravs da datao de rochas provenientes de

cada uma das faixas. Estas faixas fornecem assim um mapa espacio-temporal da velocidade de expanso e das inverses dos plos magnticos. H pelo menos uma placa que no est associada a qualquer limite divergente, a placa das Carabas. Julga-se que ter tido origem numa crista sob o Oceano Pacfico, entretanto desaparecida, e mantm-se ainda assim em movimento, segundo medies feitas com GPS. A complexidade tectnica desta regio continua a ser objecto de estudo. Limites convergentes ou destrutivos A natureza de um limite convergente depende do tipo de litosfera que constitui as placas em presena. Quando a coliso ocorre entre uma densa placa ocenica e uma placa continental de menor densidade, geralmente a placa ocenica mergulha sob a placa continental, formando uma zona de subduco. superfcie, a expresso topogrfica deste tipo de coliso muitas vezes uma fossa, no lado ocenico e uma cadeia montanhosa do lado continental. Um exemplo deste tipo de coliso entre placas a rea ao longo da costa ocidental da Amrica do Sul onde a placa de Nazca, ocenica, mergulha sob a placa Sul-americana, continental. medida que a placa subductada mergulha no manto, a sua temperatura aumenta provocando a libertao dos compostos volteis presentes (sobretudo vapor de gua). medida que esta gua atravessa o manto da placa sobrejacente, a temperatura de fuso desta baixa, resultando na formao de magma com grande quantidade de gases dissolvidos. Este magma pode chegar superfcie na forma de erupes vulcnicas, formando longas cadeias de vulces para l da plataforma continental e paralelamente a ela. A cadeia montanhosa dos Andes apresenta vulces deste tipo em grande nmero. Na Amrica do Norte, a cadeia de montanhas de Cascade, que se estende para norte a partir da Sierra Nevada na Califrnia, tambm deste tipo. Este tipo de vulces caracteriza-se por apresentar alternncia de perodos de dormncia com erupes pontuais que se iniciam com a expulso explosiva de gases e partculas finas de cinzas vulcnicas vtreas, seguida de uma fase de reconstruo com magma quente. A totalidade do limite da placa do Pacfico apresenta-se cercada por longas cadeias de vulces, conhecidos colectivamente como Crculo de Fogo do Pacfico. Onde a coliso se d entre duas placas continentais, ou elas se fragmentam e se comprimem mutuamente ou uma mergulha sob a outra ou (potencialmente) sobrepe-se outra. O efeito mais dramtico deste tipo de limite pode ser visto na margem norte da placa Indiana. Parte desta placa est a ser empurrada por baixo da placa Euroasitica, provocando o levantamento desta ltima, tendo j dado origem formao dos Himalaias e do planalto do Tibete. Causou ainda a deformao de partes do continente asitico a este e oeste da zona de coliso. Quando h convergncia de duas placa de crusta ocenica, tipicamente ocorre a formao de um arco insular, medida que uma placa mergulha sob a outra. O arco formado a partir de vulces que eruptam atravs da placa sobrejacente medida que se d a fuso da placa mergulhante. A forma de arco aparece devido esfericidade da superfcie terrestre. Ocorre ainda a formao de uma profunda fossa submarina em frente a estes arcos, na zona em que o bloco descendente se inclina para baixo. Bons exemplos deste tipo de convergncia de placas so as ilhas do Japo e as Ilhas Aleutas, no Alasca.

Continental / Continental Ocenico / Ocenico Ocenico / Continental Nem todos os limites de placas podem ser definidos. Alguns so largas faixas cujo movimento ainda mal conhecido pelos cientistas. Um exemplo o limite mediterrnico-alpino que envolve duas placas principais e vrias microplacas.

Causas do movimento das placas

Movimento das placas baseado em dados de satlites GPS (NASA) JPL. Os vectores mostram a direco e a magnitude do movimento. Conforme foi referido acima, as placas movem-se graas fraqueza relativa da astenosfera. Pensa-se que a fonte da energia necessria para produzir este movimento seja a dissipao de calor a partir do manto. Imagens tridimensionais do interior da Terra (tomografia ssmica), mostram a ocorrncia de fenmenos de conveco no manto (Tanimoto 2000). A forma como estes fenmenos de conveco esto relacionados com o movimento das placas assunto de estudos em curso bem como de discusso. De alguma forma, esta energia tem de ser transferida para a litosfera de forma a que as placas se movam. H essencialmente duas foras que o podem conseguir: o atrito e a gravidade. Atrito Atrito do manto: as correntes de conveco do manto so transmitidas atravs da astenosfera; o movimento provocado pelo atrito entre a astenosfera e a litosfera. Suco nas fossas: correntes de conveco locais exercem sobre as placas uma fora de arrasto friccional, dirigida para baixo, em zonas de subduco nas fossas ocenicas. Gravidade Ridge-push: O movimento das placas causado pela maior elevao das placas nas cristas meso-ocenicas. A maior elevao causada pela relativamente baixa densidade do material quente em ascenso no manto. A verdadeira fora produtora de movimento esta ascenso e a fonte de energia que a sustenta. No entanto difcil explicar a partio dos continentes a partir desta ideia. Slab pull: o movimento das placas causado pelo peso das placas frias e densas, afundando-se nas fossas. H evidncias considerveis de que ocorre conveco no manto. A ascenso de materiais nas cristas meso-ocenicas quase de certeza parte desta conveco. Alguns modelos mais antigos para a tectnica de placas previam as placas sendo levadas por clulas de conveco, como em bandas transportadoras. Porm, hoje em dia, a maior parte dos cientistas acredita que a astenosfera no suficientemente forte para produzir o movimento por frico. Pensa-se que o arrasto causado por blocos ser a fora mais importante aplicada sobre as placas. Modelos recentes mostram que a suco nas fossas tambm tem um papel importante. No entanto, de notar que a placa norteamericana, no sofre subduco em parte alguma e ainda assim move-se. O mesmo se passa com as placas africana, euroasitica e da Antrtida. As foras que realmente esto por detrs do movimento das placas bem como a fonte de energia por detrs delas continuam a ser tpicos de aceso debate e de investigaes em curso. Atrito lunar: num estudo publicado em Janeiro-Fevereiro de 2006 no boletim da Geological Society of America, uma equipa de cientistas italianos e estado-unidenses defende a tese de que uma componente do movimento para oeste das placas tectnicas devida ao efeito de mar produzido pela atraco da Lua. medida que a Terra gira para este, segundo eles, a gravidade da Lua vai pouco a pouco puxando a camada superficial da Terra de volta para oeste. Isto poder tambm explicar porque que Vnus e Marte no tm placas tectnicas, uma vez que Vnus no tem luas e as luas de Marte so demasiado pequenas para produzirem efeitos de mar sobre este planeta [2]. Ainda assim, no se trata de uma ideia nova. Foi pela primeira vez avanada pelo "pai" da hiptese da tectnica de placas, Alfred Wegener e desafiada pelo fsico Harold Jeffreys que calculou que a magnitude do atrito provocado pelo efeito de mar que seria necessria, teria causado a paragem da rotao da Terra h muito tempo. De notar tambm que muitas das placas na realidade movem-se para norte e este, no para oeste. O movimento das placas medido directamente pelo sistema GPS. Super continentes Ao longo do tempo o movimento das placas tem causado a formao e separao de continentes, incluindo a formao ocasional de um super continente contendo todos ou quase todos os continentes. O super continente Rodnia ter sido formado h cerca de 1000 milhes de anos contendo todos ou quase todos os continentes da Terra, tendo-se fragmentado em oito

continentes h cerca de 600 milhes de anos. Posteriormente, estes oito continentes voltaram a formar um outro super continente chamado Pangea. Este super continente acabaria por dividir-se em dois, Laurasia (que daria origem Amrica do Norte e Eursia) e Gondwana (que daria origem aos restantes continentes actuais). Histria e impacto Deriva continental A deriva continental foi uma das muitas ideias sobre tectnica propostas no final do sculo XIX e princpios do sculo XX. Esta teoria foi substituda pela tectnica de placas e os seus conceitos e dados igualmente incorporados nesta.

Padro de distribuio de fsseis nos vrios continentes. Em 1915 Alfred Wegener foi o primeiro a produzir argumentos srios sobre esta ideia, na primeira edio de The origin of continents and oceans. Nesta obra ele salientava que a costa oriental da Amrica do Sul e a costa ocidental de frica pareciam ter estado unidas antes. No entanto, Wegener no foi o primeiro a fazer esta sugesto (precederam-no Francis Bacon, Benjamin Franklin e Antonio Snider-Pellegrini), mas sim o primeiro a reunir significativas evidncias fosseis, paleo-topogrficas e climatolgicas que sustentavam esta simples observao. Porm, as suas ideias no foram levadas a srio por muitos gelogos, que realavam o facto de no existir um mecanismo que parecesse ser capaz de causar a deriva continental. Mais concretamente, eles no entendiam como poderiam as rochas continentais cortar atravs das rochas mais densas da crusta ocenica. Em 1947 uma equipa de cientistas liderada por Maurice Ewing a bordo do navio de pesquisa oceanogrfica Atlantis da Woods Hole Oceanographic Institution, confirmou a existncia de uma elevao no Oceano Atlntico central e descobriu que o fundo marinho por baixo da camada de sedimentos era constitudo por basalto e no granito, rocha comum nos continentes. Descobriram tambm que a crusta ocenica era muito mais delgada que a crusta continental. Estas descobertas levantaram novas e intrigantes questes[3]. A partir da dcada de 1950 os cientistas, utilizando instrumentos magnticos (magnetmetros) adaptados de aeronaves desenvolvidas durante a Segunda Guerra Mundial para a deteco de submarinos, comearam a aperceber-se de estranhas variaes do campo magntico ao longo dos fundos marinhos. Esta descoberta, apesar de inesperada, no era inteiramente surpreendente pois sabia-se que o basalto uma rocha vulcnica rica em ferro - contm magnetite, um mineral fortemente magntico, podendo em certos locais causar distoro nas leituras de bssolas. Esta distoro j era conhecida dos marinheiros islandeses desde o sculo XVIII. Mais importante ainda, uma vez que a magnetite d ao basalto propriedades magnticas mensurveis, estas recm-descobertas variaes magnticas forneciam um novo meio de estudar os fundos marinhos. Quando se d o arrefecimento de rochas portadoras de minerais magnticos, estes orientam-se segundo o campo magntico terrestre existente nesse momento. medida que na dcada de 1950 se procedia cartografia de cada vez maiores extenses de fundos marinhos, estas variaes magnticas deixaram de parecer isoladas e aleatrias, antes revelando padres reconhecveis. Quando se fez o levantamento destes padres magnticos numa rea bastante alargada, o fundo do oceano mostrou um padro de faixas alternantes. Estas faixas alternantes de rochas magneticamente diferentes estavam dispostas em linhas em

cada um dos lados da dorsal ocenica e paralelamente a esta: uma faixa com polaridade normal e a faixa adjacente com polaridade invertida. Quando os estratos rochosos das bordaduras de continentes separados so muito similares, isto sugere que estas rochas se formaram todas da mesma maneira, implicando que inicialmente se encontravam juntas. Por exemplo, algumas partes da Esccia contm rochas muito similares s encontradas no leste da Amrica do Norte. Alm disso, os Montes Caledonianos da Europa e partes dos Montes Apalaches da Amrica do Norte so muito semelhantes estrutural e litologicamente. Continentes flutuantes O conceito dominante era o de que existiam camadas estratificadas e estticas sob os continentes. Cedo se observou que apesar de nos continentes aparecer granito, os fundos marinhos pareciam ser constitudos por basalto, mais denso. Parecia pois, que uma camada de basalto estava subjacente s rochas continentais. Porm, baseando-se em anomalias na deflexo de fios de prumo causadas pelos Andes no Peru, Pierre Bouguer deduziu que as montanhas, menos densas, teriam que ter uma projeco na camada subjacente, mais densa. A ideia de que as montanhas tm "razes" foi confirmada cem anos mais tarde por George Biddell Airy, enquanto estudava o campo gravtico nos Himalaias, tendo estudos ssmicos posteriores detectado as correspondentes variaes de densidade. Em meados da dcada de 1950 permanecia sem resposta a questo sobre se as montanhas estavam ancoradas em basalto ou flutuando como icebergs. Teoria da tectnica de placas Durante a dcada de 1960 fizeram-se grandes progressos e mais foram despoletados por vrias descobertas, sobretudo a da dorsal meso-atlntica. Salienta-se a publicao, em 1962, de uma comunicao do gologo americano Harry Hess (Robert S. Dietz publicou a mesma ideia um ano antes na revista Nature. No entanto a prioridade deve ser dada a Hess, pois ele distribuiu um manuscrito no publicado do seu artigo de 1962, em 1960). Hess sugeriu que os continentes no se moveriam atravs da crusta ocenica (como sugerido pela deriva continental) mas que uma bacia ocenica e o continente adjacente moviam-se conjuntamente numa mesma unidade crustal ou placa. Nesse mesmo ano, Robert R. Coats do U.S. Geological Survey descreveu as principais caractersticas da subduco no arco insular das Ilhas Aleutas. Esta sua publicao, ainda que pouco notada na altura (tendo sido at ridicularizada), tem sido de ento para c considerada como seminal e presciente. Em 1967, Jason Morgan props que a superfcie da Terra consiste de 12 placas rgidas que se movem umas em relao s outras. Dois meses mais tarde, em 1968, Xavier Le Pichon publicou um modelo completo baseado em 6 placas principais com os seus movimentos relativos. Expanso dos fundos ocenicos

Alternncia de polaridade magntica nos fundos ocenicos. A descoberta da alternncia de polaridade magntica das rochas dos fundos marinhos e da sua simetria relativamente s cristas meso-ocenicas sugeria uma relao. Em 1961, os cientistas comearam a teorizar que as cristas meso-ocenicas corresponderiam a zonas estruturalmente dbeis onde o fundo ocenico estava a ser rasgado em dois segundo o comprimento ao longo

da crista. O magma fresco proveniente das profundezas do interior da Terra sobe facilmente atravs destas zonas de fraqueza e eventualmente flui ao longo das cristas criando nova crusta ocenica. Este processo, mais tarde designado por expanso dos fundos ocenicos, em funcionamento h muitos milhes de anos o responsvel pela criao dum sistema de dorsais ocenicas com uma extenso prxima de 50 000 km. Esta hiptese era apoiada por vrios tipos de observaes: nas cristas ou nas suas proximidades, as rochas so muito jovens, tornando-se mais antigas medida que nos afastamos delas; as rochas mais jovens presentes nas cristas apresentam sempre a polaridade actual (normal); faixas de rocha paralelas s cristas com alternncia de polaridade magntica (normalinversa-normal) sugerem que o campo magntico da Terra tem sofrido muitas inverses ao longo do tempo.

Ao explicar quer o padro de alternncia de polaridade das rochas, quer ainda a construo do sistema de dorsais meso-ocenicas, a hiptese da expanso dos fundos ocenicos ganhou adeptos e representou mais um grande avano no desenvolvimento da teoria da tectnica de placas. Mais ainda, a crusta ocenica passou a ser vista como um registo magntico natural da histria das inverses do campo magntico terrestre. A descoberta da subduco Uma importante consequncia da expanso dos fundos ocenicos era que nova crusta estava a ser (e -o ainda hoje), formada ao longo das cristas das dorsais ocenicas. Esta ideia caiu nas graas de alguns cientistas que afirmaram que a deslocao dos continentes pode ser facilmente explicada por um grande aumento do tamanho da Terra desde a sua formao. Porm, esta chamada teoria da Terra expandida, no era satisfatria pois os seus defensores no podiam apontar um mecanismo geolgico convincentemente capaz de produzir to sbita e enorme expanso. A maioria dos gelogos acredita que o tamanho da Terra ter variado muito pouco ou mesmo nada desde a sua formao h 4.6 bilies de anos, levantando assim uma nova questo: como pode ser continuamente adicionada nova crusta ao longo das cristas ocenicas, sem aumentar o tamanho da Terra? Esta questo intrigou particularmente Harry Hess, gelogo da Universidade de Princeton e contra-almirante na reserva e ainda Robert S. Dietz, um cientista do U.S. Coast and Geodetic Survey, que havia sido o primeiro a utilizar o termo expanso dos fundos ocenicos. Dietz e Hess estavam entre os muito poucos que realmente entendiam as implicaes da expanso dos fundos ocenicos. Se a crusta da Terra se expandia ao longo das cristas ocenicas, teria que estar a encolher noutro lado, raciocinou Hess. Sugeriu ento que a nova crusta ocenica se espalhava continuamente a partir das cristas ocenicas. Muitos milhes de anos mais tarde, essa mesma crusta ocenica acabar eventualmente por afundar-se nas fossas ocenicas depresses muito profundas e estreitas ao longo das margens da bacia do Pacfico. Segundo Hess, o Oceano Atlntico encontrava-se em expanso enquanto o Oceano Pacfico estava em retraco. Enquanto a crusta ocenica antiga era consumida nas fossas, novo magma ascendia e eruptava ao longo das cristas em expanso, formando nova crusta. Com efeito, as bacias ocenicas estavam perpetuamente a ser "recicladas", com a criao de nova crusta e a destruio de antiga crusta ocenica a ocorrerem simultaneamente. Assim, as ideias de Hess explicavam claramente por que que a Terra no aumenta de tamanho com a expanso dos fundos ocenicos, por que to pequena a acumulao de sedimentos nos fundos ocenicos e por que que as rochas ocenicas so muito mais jovens que as rochas continentais.

Cartografando terramotos

Mapa mostrando a distribuio da actividade tectnica (tectonismo e vulcanismo) Durante o sculo XX, as melhorias na instrumentao ssmica e o uso mais disseminado pelo mundo de instrumentao de registo de terramotos (sismgrafos), permitiu aos cientistas descobrir que os terramotos tendem a concentrar-se em determinadas zonas, sobretudo ao longo das fossas ocenicas e das cristas expansivas. No final da dcada de 1920, os sismlogos comeavam a identificar vrias zonas ssmicas paralelas s fossas, com uma inclinao tpica entre 40 e 60 a partir da horizontal e que se estendiam por vrias centenas de quilmetros em direco ao interior da Terra. Estas zonas tornaram-se mais tarde conhecidas com zonas de Wadati-Benioff, em honra dos sismlogos que as identificaram pela primeira vez, Kiyoo Wadati do Japo e Hugo Benioff dos Estados Unidos. O estudo da sismicidade a nvel global avanou grandemente nos anos 60 com a criao da Worldwide Standardized Seismograph Network (WWSSN) com o objectivo de monitorizar o cumprimento do tratado de 1963 que bania ensaios de armas nucleares superfcie. Os dados de muito melhor qualidade obtidos pelos instrumentos da WWSSN permitiram aos sismlogos cartografar com preciso as zonas de concentrao de terramotos a nvel mundial. Mudana de paradigma geolgico A aceitao das teorias da deriva continental e da expanso dos fundos ocenicos (os dois elementos chave da tectnica de placas) pode ser comparada revoluo que Coprnico produziu na astronomia (ver Nicolaus Copernicus). Num perodo de apenas alguns anos, ocorreu uma revoluo na geofsica e sobretudo na geologia. O paralelismo notrio; da mesma forma que a astronomia pr-coprnica era altamente descritiva mas ainda assim incapaz de fornecer explicaes para o movimento dos corpos celestes, as teorias da geologia anteriores tectnica de placas descreviam o que se observava mas debatiam-se com a falta de quaisquer mecanismos fundamentais. O problema residia na questo Como?. Antes da aceitao da tectnica de placas a geologia estava presa numa caixa "pr-coprnica". Ainda assim, quando comparada com o que se passou na astronomia, a revoluo na geologia foi muito mais repentina. Aquilo que fora rejeitado por todas as publicaes cientficas dignas desse nome, foi avidamente aceite poucos anos depois, nas dcadas de 1960 e 1970. Qualquer descrio geolgica anterior era apenas descritiva. Todas as rochas estavam descritas e uma variedade de razes eram avanadas, por vezes com um detalhe quase

doentio, para o porqu de se encontrarem onde se encontravam. As descries continuam vlidas, contudo, as razes ento apontadas hoje em dia parecem-se bastante com a astronomia pr-coprnica. Apenas temos que ler as descries anteriores tectnica de placas sobre por que existem os Alpes ou os Himalaias para ver a diferena. Na tentativa de responder a questes como Como podem rochas que so claramente de origem marinha existir a milhares de metros acima do nvel do mar?, ou, Como se formaram as margens concavas e convexas da cadeia Alpina?, qualquer avano esbarrava na complexidade que se resumia a jargo tcnico sem um contributo significativo para a compreenso dos mecanismos associados. Com a tectnica de placas as respostas rapidamente ocuparam o seu lugar ou tornou-se claro qual o caminho para a sua obteno. As colises de placas convergentes possuam a fora necessria para levantar o fundo marinho at atmosfera rarefeita. A origem das fossas ocenicas estranhamente situadas ao largo de arcos insulares ou de continentes e dos vulces a eles associados, tornou-se clara quando se compreenderam os processos de subduco em placas convergentes. Por que existem paralelismos entre a geologia de partes da Amrica do Sul e de frica? Por que a Amrica do Sul e frica parecem duas peas de um quebra-cabeas que parecem encaixar? Para respostas complexas temos que procurar as explicaes prtectnicas. Para respostas simples e que explicam muito mais, temos que recorrer tectnica de placas. Um grande rift, semelhante ao Grande Vale do Rift no nordeste de frica, dividiu um continente em dois, eventualmente formando o Oceano Atlntico e estas foras continuam ainda hoje a fazer-se sentir na crista meso-atlntica. Herdou-se alguma da antiga terminologia, mas o conceito fundamental to radical e simples como o de que A Terra move-se foi na astronomia. Big Bang Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre.

Imagem do nascimento de estrelas a 12 bilhes de anos-luz da Terra Em cosmologia, o Big Bang a teoria cientfica que o universo emergiu de um estado extremamente denso e quente h cerca de 13,7 bilhes de anos. A teoria baseia-se em diversas observaes que indicam que o universo est em expanso de acordo com um modelo Friedmann-Robertson-Walker baseado na teoria da Relatividade Geral, dentre as quais a mais tradicional e importante relao entre os redshifts e distncias de objetos longnquos, conhecida como Lei de Hubble, e na aplicao do princpio cosmolgico. Em um sentido mais estrito, o termo "Big Bang" designa a fase densa e quente pela qual passou o universo. Essa fase marcante de incio da expanso comparada a uma exploso foi assim chamada pela primeira vez, de maneira desdenhosa, pelo fsico ingls Fred Hoyle no

programa "The Nature of Things" da rdio BBC. Hoyle, proponente do modelo (hoje abandonado) do universo estacionrio, no descrevia o Big Bang mas o ridicularizava. Apesar de sua origem, a expresso"Big Bang" acabou perdendo sua conotao pejorativa e irnica para tornar-se o nome cientfico da poca densa e quente pela qual passou o universo. ndice [esconder] 1 Histria 2 Controvrsias 3 A grande exploso trmica 3.1 Temperatura e expanso 3.2 Modelo quadridimensional

4 O incio da teoria da grande exploso 4.1 Edwin Hubble 4.2 Os movimentos galticos e a Lei de Hubble-Homason

5 Gamow, a exploso e a teoria da expanso 5.1 O paradoxo do tempo

6 A formao dos primeiros tomos 7 Os dois pr-supostos 8 A unificao das origens 9 As massas, as ondas e as leis da fsica na singularidade 10 Novas Possibilidades 11 Ver tambm 12 Ligaes externas Histria Em 1927, o padre e cosmlogo belga Georges Lematre (1894-1966), derivou independentemente as equaes de Friedmann a partir das equaes de Einstein e props que os desvios espectrais observados em nebulosas se deviam a expanso do universo, que por sua vez seria o resultado da "exploso" de um "tomo primeval". Em 1929, Edwin Hubble forneceu base observacional para a teoria de Lemaitre ao medir um desvio para o vermelho no espectro ("redshift") de galxias distantes e verificar que este era proporcional s suas distncias[1], o que ficou conhecido como Lei de Hubble-Humason. Controvrsias A teoria do Big Bang no um acontecimento igual a uma exploso da forma que conhecemos, embora o universo observvel com a ajuda das lentes dos modernos telescpios espaciais

ainda descreva um resultado de uma exploso (uma fuga csmica) h quem levante dvidas se realmente houve algo que explodiu ou se foi uma exploso a causa dessa dilatao observada. Alguns afirmam que o termo "Big Bang" utilizado como uma aproximao para designar aquilo que tambm se costuma chamar de "Modelo Cosmolgico Padro". Este consiste numa aplicao da Relatividade Geral ao Universo como um todo. Isso feito, em um primeiro momento, assumindo-se que o universo homogneo e isotrpico em larga escala. Em um segundo momento se introduz flutuaes de densidade no modelo e estuda-se a evoluo destas at a formao de galxias. O modelo cosmolgico padro extremamente bem testado experimentalmente e possibilitou a previso da radiao csmica de fundo e da razo entre as abundncias de hidrognio e hlio. Os dados observacionais atualmente so bons o suficiente para saber como a geometria do universo. Exemplificando: Se for imaginado um tringulo, com lados maiores do que milhares de vezes o raio de uma Galxia observvel qualquer, se poder saber da validade do teorema de Pitgoras pela observao direta. Porm, no se tem idia de qual a topologia do universo em larga escala atualmente. Ou, sabido se ele infinito ou finito no espao. O termo Big Bang tambm designa o instante inicial (singular) no qual o fator de escala (que caracteriza como crescem as distncias com a expanso) tende a 0. Alguns afirmam que as equaes da Relatividade Geral falham no instante 0 (pois,so singulares). Eventos com t< t_{big bang} simplesmente no esto definidos. Portanto acreditam alguns que, segundo Relatividade Geral no faz sentido se referir a eventos antes do Big Bang. sabido que as condies fsicas do universo muito jovem esto fora do domnio de validade da Relatividade Geral devida densidade ambiental e no se espera que as respostas sejam corretas na situao de densidade infinita e tempo zero. Atualmente a Teoria do Big Bang a mais aceita hoje pelos cientistas. Porm h pessoas que afirmam que nela existem contradies que no podem explicar alguns pontos. Sobre os tpicos acima: 1. Zeilik, Michael. Astronomy: The Envolving Universe. New York: Harper and Row, 1979. A grande exploso trmica

O Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) um sistema de sensoreamento trmico da energia remanescente de fundo, ou rudo trmico de fundo do Universo conhecido. Esta imagem um mapeamento em microondas do Universo conhecido cuja energia que chega ao sistema est reverberando desde 379000 anos depois do Big-bang, h 13 bilhes de anos (presume-se). A temperatura est dividida entre nuances que vm do mais frio ao mais morno, do azul ao vermelho respectivamente, sendo o mais frio, a matria ou o "ter", onde a energia trmica de fundo est mais fria, demonstrando regies mais antigas. A comparao, feita pelo autor da imagem, como se tivssemos tirado uma fotografia de uma pessoa de oitenta anos, mas, no dia de seu nascimento. O Big Bang, ou grande exploso, tambm conhecido como modelo da grande exploso trmica, parte do princpio de Friedmann, onde, enquanto o Universo se expande, a radiao contida e a matria se esfriam. Para entender a teoria do Big Bang, deve-se em primeiro lugar entender a expanso do Universo, de um ponto A para um ponto B, assim, podemos, a partir deste momento retroceder no espao, portanto no tempo, at o Big Bang. Sobre este tpico: 1. Zeilik, Michael. Astronomy: The Envolving Universe. New York: Harper and Row, 1979. Temperatura e expanso Como a temperatura a medida da energia mdia das partculas, e esta proporcional matria do universo, de uma forma simplificada, ao dobrar o tamanho do universo, sua temperatura mdia cair pela metade. Isto , ao reduzir o tecido universal, portanto aumentando sua densidade, aquela dobrar; podemos ter um ponto de partida de temperatura mxima, e massa concentrada numa singularidade, que nos dar o tempo aproximado do incio da acelerao da expanso do tecido universal, e sua gradual e constante desacelerao trmica. Para entender este processo, h que se usar um exemplo prtico, a viso deve ser quadridimensional. Como os sentidos humanos somente percebem o espao tridimensional (Coordenadas x,y,z), ilustrando a partir de um modelo em trs dimenses fica mais compreensvel, pois o tempo estaria numa coordenada "d", o que dificulta ao leitor comum a compreenso da evoluo do tempo e espao simultaneamente.

As estrelas ou corpos celestes marcados com crculos so os mais distantes, logo os mais antigos j observados pelos humanos. A colorao avermelhada devida ao efeito Doppler. Quando um corpo se afasta deu um suposto centro, mais a sua imagem desvia para o vermelho, e quando se aproxima, ao contrrio o desvio para o azul. Como o afastamento quase para o vermelho de tonalidade mais escura, isto indica que se d em altssimas velocidades, (suas distncias esto beirando os treze bilhes de anos-luz), algo bastante prximo do Big-bang. Estas formaes indicam um Universo infantil, onde as grandes galxias (presumivelmente) ainda no se haviam formado. Imaginemos uma bolha de sabo, suponhamos que esta bolha seja preenchida por um fluido, deixemos o fluido de lado e concentremo-nos na superfcie propriamente dita da bolha. Esta no incio um ponto de gua com sabo, por algum motivo desconhecido, que no importa, comea a aumentar atravs da insero de um gs, tomando a forma esfrica. Observemos que, na medida em que o ar penetra preenchendo o interior da bolha de sabo (a exemplo de uma bexiga), comea a haver a expanso volumtrica do objeto. Nos concentremos no dimetro da bolha e na espessura da parede. Verificaremos que, medida em que seu dimetro aumenta, a espessura diminui, ficando mais e mais tnue, pois a matria est se desconcentrando e se espalhando em todas as direes. De uma maneira simplificada, podemos afirmar que o aumento do dimetro da bolha o universo em expanso, o aumento da rea da superfcie a diminuio da densidade material, a reduo da espessura da parede a constante trmica que diminui medida em que o universo se expande. Sobre os tpicos acima: 1. Gamow, George. One, Two, Three... Infinity. New York: Bantam Books, 1971. 1. Zeilik, Michael. Astronomy: The Envolving Universe. New York: Harper and Row, 1979. Modelo quadridimensional No modelo quadridimensional, no existe a fronteira, ou a parede; o conceito volumtrico no domnio tempo, portanto, s visualizvel atravs de clculo. Porm pode-se tentar mostrar algo sobre a quarta dimenso, basta um pouco de imaginao e uma boa dose de visualizao tridimensional.

Embora no se deva imaginar a expanso Universo como uma bolha crescendo vista do lado de fora, (O lado de fora no existe, a matria e o tempo tiveram seu incio a partir do ponto zero), esta uma das poucas maneiras de se tentar vislumbrar um espao quadridimensional do Universo em expanso (No se deve tambm assumir uma viso antropocntrica). Ao centro, est representada em amarelo a Via Lctea, os crculos coloridos excntricos so todos os corpos celestes se afastando, azul para frente e vermelho para trs devido ao efeito Doppler, as esferas sem cor representam a posio real dos astros Para que entendamos um objeto tridimensional em visualizao bidimensional, temos que desenh-lo de forma que enxerguemos uma parte de cada vez. Imagine o mesmo exemplo da bolha, agora vista em duas dimenses, temos largura e profundidade, mas no temos noo da dimenso altura. Para que possamos represent-la e entend-la, precisaremos fazer diversos desenhos no domnio da Altura, iniciando na parte mais baixa e assim por diante, representando crculos que, se vistos bidimensionalmente sobrepostos, apresentaro um crculo dentro do outro, (semelhantes aos mapas topogrficos}. Porm, devidas limitaes no desenho, a primeira impresso que teremos (se no soubermos que uma esfera) no ser de uma esfera, e sim de meia esfera. Para a representao tridimensional, os eixos (x,y,z), e o eixo tempo (t) inserido, (isto , em quatro dimenses, porm representada em trs), a analogia semelhante, poderemos vislumbrar a meia esfera de acordo com nossas observaes e medies, a outra metade somente poderemos teorizar. Podemos inclusive usar a mesma esfera, porm , em vez de olharmos um crculo dentro de outro, representando a imagem topogrfica, imaginemos uma esfera dentro de outra, maior e maior, como se o fotografssemos em momentos em que estivesse inflando , assim temos uma viso quadridimensional num universo tridimensional, onde a superfcie da esfera, aumentando a cada passar de tempo, seria a expanso quadridimensional do Universo. Esta viso no deve ser encarada como antropocntrica, pois de qualquer ponto do espao vemos o Universo se expandindo em todas as direes, ou seja, sempre nos parecer estarmos no centro, no

importa de qual ponto estejamos observando. Portanto, devemos imaginar, no estando no centro da esfera, mas num ponto onde absolutamente tudo se afasta em todas as direes, embora os nossos sentidos nos digam estarmos no centro. Sobre este tpico: 1. Gamow, George. One, Two, Three... Infinity. New York: Bantam Books, 1971. O incio da teoria da grande exploso Conforme descrito no incio do artigo, em 1927, o padre e cosmlogo belga Georges Lematre (1894-1966), derivou independentemente as equaes de Friedmann a partir das equaes de Einstein e props que os desvios espectrais observados em nebulosas se deviam a expanso do universo, que por sua vez seria o resultado da "exploso" de um "tomo primeval". A teoria do Big Bang, grande exploso, tornou-se a explicao da expanso do universo desde suas origens, no tempo, (arbitrando-se o conceito de que o tempo teve uma origem). Segundo essa teoria, o universo surgiu h pelo menos 13,7 bilhes de anos, a partir de um estado inicial de temperatura e densidade altamente elevadas. Embora essa explicao tenha sido proposta na dcada de 1920, sua verso atual da dcada de 1940 e deve-se sobretudo ao grupo de George Gamow que deduziu que o Universo teria surgido aps uma grande exploso resultante da compresso de energia. Sobre este tpico: 1. Gamow, George. One, Two, Three... Infinity. New York: Bantam Books, 1971. Edwin Hubble

Nenhum personagem histrico teve maior impacto na histria da astronomia do que Edwin Hubble(1889 - 1953 determinando a extenso de nosso universo. Ao provar que existem outras galxias e que se afastam de ns, o trabalho de Hubble definiu nosso lugar no cosmo. mostrado posando com seu famoso cachimbo ao telescpio de 48 polegadas no Monte Palomar. Em memria de seu grande trabalho, o Telescpio Espacial foi batizado com seu nome. Atualmente existe uma grande controvrsia sobre taxa da expanso do universo, conhecida como a constante de Hubble. Voltando no tempo..., no incio do sculo XX, a Astronomia desviou sua ateno das estrelas e dos planetas. Nos ltimos oitenta anos a Cosmologia se voltou para as galxias e espao exterior. Um dos muitos responsveis por esta mudana de perspectiva foi Edwin Hubble, do Observatrio Monte Wilson. Em 1924, foram publicadas fotografias provando que as manchas de luz difusas e distantes, chamadas de Nebulosas, (este nome devido crena de que se tratava de massas informes de gs e poeira), na verdade eram gigantescos sistemas de aglomerados de estrelas, semelhantes Via Lctea. Os movimentos galticos e a Lei de Hubble-Homason Hubble dedicou-se ao estudo das galxias, medindo suas distncias, localizando sua distribuio no espao e analisando seus movimentos. Com o passar do tempo, notou-se que aqueles movimentos no eram ao acaso, como o deslocamento das molculas de um gs na termodinmica, porm obedecem a uma trajetria centrfuga. Cada galxia distante afasta-se da Via Lctea numa velocidade proporcional distncia em que se encontra desta, quanto maior a distncia, maior a velocidade. Hubble e seu colega Milton L. Homason pesquisaram para descobrir a proporo dos movimentos e sua acelerao, deduzindo uma equao conhecida como Lei de Hubble-

Homason em que: Vm=16r, onde Vm a velocidade de afastamento da galxia, dada em quilmetros por segundo, e r expressa a distncia entre a Terra e a galxia em estudo, dada em unidades de milhes de anos luz, e, segundo esta, se uma galxia estiver situada a cem milhes de anos luz, esta se afasta a 1600 quilmetros por segundo. Aparentemente, o Universo est se expandindo em torno de ns, novamente afirmado que isto no deve ser encarado como antropocentrismo, pois todos os pontos do universo esto se afastando relativamente uns aos outros simultaneamente, conforme j explicado. A observao, feita em 1929 por Hubble, significa que no incio do tempo-espao a matria estaria de tal forma compactada que os objetos estariam muito mais prximos uns dos outros. Mais tarde, observou-se em simulaes que de fato exista aparentemente a confirmao de que entre dez a vinte bilhes de anos atrs toda a matria estava exatamente no mesmo lugar, portanto, a densidade do Universo seria infinita. As observaes em modelos e as conjecturas dos cientistas apontam para a direo em que o Universo foi infinitesimalmente minsculo, e infinitamente denso. Nessas condies, as leis convencionais da fsica no podem ser aplicadas, pois quando se tem a dimenso nula e a massa infinita, qualquer evento antes desta singularidade no pode afetar o tempo atual, pois ao iniciar o universo, expandindo a massa e ao mesmo tempo se desenvolvendo em todas as direes, indica que o tempo tambm esteve nesta singularidade, logo o tempo era nulo. Sobre este tpico: 1. Gamow, George. One, Two, Three... Infinity. New York: Bantam Books, 1971. 1. Zeilik, Michael. Astronomy: The Envolving Universe. New York: Harper and Row, 1979. Gamow, a exploso e a teoria da expanso Segundo Gamow, na expanso do universo a partir de seu estado inicial de alta compresso, numa exploso repentina, o resultado foi uma violentssima reduo de densidade e temperatura; aps este mpeto inicial, a matria passou a predominar sobre a antimatria. Ainda segundo Gamow toda a matria existente hoje no universo encontrava-se concentrada no chamado "tomo inicial", ou "ovo csmico", e que uma incalculvel quantidade de energia, depois de intensamente comprimida, repentinamente explodiu, formando ao avanar do tempo gases, estrelas e planetas. A temperatura mdia do universo diminui medida em se expande. Alguns autores afirmam que a partir de um determinado momento, quando universo for totalmente resfriado, ele vai comear a diminuir de tamanho novamente, voltando a sua primeira forma, do tomo inicial. Sobre este tpico:

1. Gamow, George. One, Two, Three... Infinity. New York: Bantam Books, 1971. 2. Berendzen, Richard, Hart, Richard and Seeley, Daniel. Man Discovers the Galaxies. New York: Science History Publications, 1977.

3. Lucretius. The Nature of the Universe. New York: Penguin, 1951.O paradoxo do tempo Se o tempo iniciou numa grande exploso, juntamente com o espao e com a matria-energia no Universo mutvel, num Universo imutvel um comeo no tempo necessrio se impor para que se possa ter uma viso dinmica do processo da criao inicial (nada a ver com a Criao Teolgica), esta se deu tanto numa maneira de se ver o incio da dualidade tempo matria, quanto em outra. Partindo-se da premissa de que o Universo mutvel no domnio do tempo, pois de outra forma no se consegue observar a expanso deste, deve haver razes fsicas para que o Universo realmente tivesse um comeo, pois no se consegue imaginar a existncia de um universo antes do Big Bang, e se no existia nada antes, o que fez o desequilbrio da singularidade que acabou criando um Universo catico e em mutao? Voltando-se no tempo e espao, chega-se que desde o comeo, o Universo se expande de acordo com leis bastante regulares. portanto razovel que estas se mantenham durante e antes da grande exploso, logo na singularidade est a chave para se descobrir como houve o momento de acelerao inicial nos eventos iniciais do Universo atual. Uma suposio de que em nosso Universo atual predomina a dualidade matria-energia, lgico se torna que provavelmente antes do evento que gerou o impulso inicial, houve um avao antitemporal, da antimatria, com acmulo de antienergia, que redundou no atual trinmio tempo-espao-matria. Existe uma outra teoria, entre muitas que, antes do big bang, houve outro universo, idntico ao atual onde as galxias ao invs de se afastarem se aproximariam[1]. Sobre este tpico:

1. Barnet, Lincoln. The Universe and Dr. Einstein. New York: Sloane, 1956. 2. Gamow, George. Mr. Tompkins in Paperback. Cambridge: Cambridge University Press,1965.

3. Mermin, David. Space and Time and Relativity. New York: McGraw-Hill, 1968. 4. Weinberg, Steven. The Firts Three Minutes: A Modern View of The Origin of TheUniverse. New York: Basic Books, 1977. A formao dos primeiros tomos

Radiao de Fundo resultante do Big-Bang A nucleosntese foi a formao inicial dos primeiros ncleos atmicos elementares (Hidrognio, Hlio). Esta ocorrreu porque a atuao da Fora Nuclear Forte acabou atraindo prtons e nutrons que se comprimiram em ncleos primitivos. Sabe-se que esta fora nuclear forte s eficaz em distncias da ordem de 10-13 cm. Presume-se que a nucleosntese ocorreu 100 segundos aps o impulso inicial, e que esta foi seguida de um processo de repentino resfriamento devida irradiao, que segundo alguns, ocasionou o surgimento dos ncleos, segundo outros, o surgimento dos ncleos ocasionou o resfriamento. Independente do ponto de vista, sabido que houve o resfriamento por irradiao. Em funo daquele evento (nucleosntese), a matria propriamente dita passou a dominar o Universo primitivo, pois, sabido que a densidade de energia em forma de matria passou, a partir daquele momento, a ser maior do que a densidade em forma de radiao. Isto se deu em torno de 10.000 anos aps o impulso inicial. Com a queda de temperatura universal, os ncleos atmicos de Hidrognio, Hlio e Ltio recm formados se ligaram aos eltrons formando assim tomos de Hidrognio, Hlio e Ltio respectivamente. Presume-se que isto se deu em torno de 300.000 anos aps o chamado marco zero. A temperatura universal estava ento em torno de 3.000 K. O processo, ou a era da formao atmica, segundo uma parcela de pesquisadores, durou em torno de um milho de anos aproximadamente. medida que se expandia a matria, a radiao que permeava o meio se expandia simultaneamente pelo espao, porm em velocidade muito maior, deixando a primeira para trs. Daquela energia irradiada sobraram alguns resqucios em forma de microondas, que foram detectadas em 1965 por Arno A. Penzias e Robert W. Wilson, tendo sido chamada de radiao de fundo. O som caracterstico da radiao propagada semelhante ao rudo trmico, ou seja, um silvo branco (Rudo branco contendo todas as freqncias), contnuo, linear igual ao rudo que se ouve num receptor de televiso, ou de receptores de freqncia modulada, quando esto fora de sintonia. O som caracterstico um "sssssss" constante, ou um rudo de cachoeira.

O satlite COBE, em 1992, descobriu flutuaes na radiao de fundo recebida, aquelas explicariam a formao das galxias logo aps a Grande Exploso. Um exemplo ilustrativo da expanso repentina a que se seguiu aps o evento inicial, seria que a matria comprimida num volume hipottico do tamanho de uma cabea de alfinete, em torno de 1 mm de dimetro, se expandiria para cerca de 2 mil vezes o tamanho do sol da Terra. Antes de completar um segundo de idade o Universo estava na era da formao dos prtons e nutrons. Os nutrons tendem a decair expontaneamente em prtons, porm prtons recm formados pelo decaimento no decaem. Devidos experimentos em aceleradores de partculas, sabido que o Universo naquela era, (1 segundo aproximadamente), ficou com 7 prtons para cada nutron, este, era uma massa turbilhonante das partculas mais elementares. Era tambm mais denso do que o ferro e to opaco que nenhuma luz poderia penetr-lo. Outro dado apontado pelas pesquisas realizadas, leva cifra de aproximadamente 500 mil anos, em mdia, do resfriamento universal acelerado. Supe-se que as partculas elementares ao se fundirem, (formando hidrognio e hlio) formaram imensos bolses de gs que poderiam ter sido causados por pequenas alteraes da gravidade, resultando assim, entre 1 e 2 bilhes de anos aps o Big Bang, em protogalxias que teriam originado estrelas. A evoluo estelar aponta para as gigantes vermelhas e supernovas, que durante a sua vida, geraram o Carbono e demais tomos. Todos os elementos, presume-se, seriam espalhados no meio interestelar atravs das supernovas, uma data limtrofe para estes eventos, seria algo em torno de 1,1 bilho de anos aps a exploso inicial. As supernovas semearam nas galxias a matria-prima para posteriores nascimentos de estrelas. Veja:

1. animaes dos eventos descritos acima. 2. Weinberg, Steven. The Firts Three Minutes: A Modern View of The Origin of TheUniverse. New York: Basic Books, 1977.

3. O dia em que o universo quicou - UNESP 4. Supernovas-Boletim brasileiro de AstronomiaOs dois pr-supostos crena corrente entre os cosmlogos que o Big Bang baseia-se em dois pr-supostos; o primeiro, a Teoria da Relatividade Geral de Albert Einstein, que explica a interao gravitacional da matria; o segundo pressuposto o conhecido princpio cosmolgico, onde a viso do universo independe da direo de onde, e para onde, se olhe, ou da localizao do observador: analisando o espao tridimensional, pressupomos a expanso de um determinado

ponto isolado, porm, tomando-se por base um universo quadridimensional, podemos chegar concluso de que o Big Bang, ou Grande exploso, no se deu numa determinada regio puntual do espao vazio, mas, em todo ele ao mesmo tempo. A unificao das origens Da teoria da gravidade de Newton sabe-se que a fora gravitacional entre dois corpos depende somente de suas massas e no da matria de que so constitudos. A teoria geral da relatividade descreve a estrutura do Universo e a fora da gravidade, isto , o macro-universo ou as interaes do trinmio energia-tempo-matria, onde as massas so mais importantes* que as cargas; a mecnica quntica descreve o micro-universo e as interaes tambm do trinmio energia-tempo-matria, onde as massas so menos **importantes que as cargas, embora tratem da mesma natureza, diferenciando-se o tamanho claro, as interaes em muitos aspectos so idnticas s teorias, porm estas so incompatveis e no se completam. Portanto, falta a chave da unificao terica de ambas, pois no podem estar ao mesmo tempo corretas e erradas. Portanto, podemos nos deparar com n teorias a respeito do incio do Universo, mas apenas uma nos d pista de que houve um comeo, ou seja, a teoria do BigBang (por enquanto), a que une as duas teorias de macro e micro-Universo. A questo da "**importncia" discutvel. Acredita-se que o termo mais correto seria nfase devido s comparaes entre os tamanhos e das interaes no cosmo. Sobre este tpico:

1. Weinberg, Steven. The Firts Three Minutes: A Modern View of The Origin of TheUniverse. New York: Basic Books, 1977. As massas, as ondas e as leis da fsica na singularidade

Uma dvida que fica mente dos astrofsicos quanto natureza da matria e as distores que ocorrem nas leis que a regem quando esta comea a ser comprimida ao cair em objetos massivos. Os buracos negros so por natureza um exerccio de abstrao intelectual. No h como saber se as leis da natureza se aplicam em condies to extremas de compresso gravitacional, distoro de tempo e espao. Na prtica impossvel criar as condies dos

efeitos gravitacionais de um objeto to massivo na Terra, porm, j existem mtodos onde possvel a simulao dos efeitos de forma virtual, ou seja, em sistemas de ensaio operados por poderosos super-computadores. Mesmo com simulaes e construo de objetos massivos em ambiente virtual, ficam lacunas quanto possibilidade de compresso de massa cujo volume aplicado nulo e a densidade infinita, isto se d o nome de singularidade de Schwarzschild. Einstein acreditava que o aumento da intensidade da gravidade cria uma distoro que retarda a percepo temporal. Em outras palavras, objetos muito massivos como buracos negros ou estrelas de nutrons retardam o tempo devido aos efeitos gravitacionais. Se fosse possvel observar a queda de objetos num buraco negro, qual seria o panorama observado? Presumese que veramos o objeto mover-se cada vez mais devagar, ao contrrio do que poderia naturalmente supor, pois medida que este se aproxima da singularidade a distoro temporal seria de tal forma que no o veramos parar. Einstein diz que h o desvio para o vermelho e este tambm dependente da intensidade gravitacional. Se analisarmos sob o ponto de vista corpuscular, imaginando-se que a luz um pacote quntico com massa e que esta partcula ocupa um determinado lugar no espao, e esta est acelerada energeticamente, isto vibrando. A oscilao gera o comprimento de onda de luz, que se propaga como frente de onda em espao livre. Longe de campo gravitacional intenso, a freqncia emitida tende para o azul. medida em que o campo gravitacional comea a agir sobre a partcula, esta comear a se movimentar, ou vibrar com menos intensidade, logo desviar para o vermelho, pois a oscilao foi retardada. Neste ponto, a anlise funde a dualidade matria-energia. Sabemos que no possvel analisar a partcula como matria e energia ao mesmo tempo: ou se enxerga sob o ponto de vista vibratrio ou corpuscular, porm prximo singularidade temos que fazer este exerccio de raciocnio, pois a atrao gravitacional to forte que pode fazer parar o movimento oscilatrio, e ao mesmo tempo atrair o objeto para si. Portanto, qualquer que seja o ngulo de observao, a gravidade prende a radiao em si mesma. Logo, a concluso que no podemos observar absolutamente nada o que ocorre dentro do raio de Schwarzschild, ou singularidade. Como antes do Big-Bang o Universo era uma singularidade, presume-se que o tempo ento no existia, pois se objetos massivos tendem a retardar o tempo, logo quando se tem matria infinita em espao nulo a singularidade tal que o tempo pra. Sobre os tpicos acima: 1. Campbell, Joseph. The Mythic Image.Princeton: Princeton University, 1974.

2. Ferrys, Timothy. The Red Limit: The Search by Astronomers for the Edge of theUniverse. New York:William Morrow, 1977. 3. Gingeric, Owen. Cosmolology +1 . A Scientific American Book. San Francisco: W.H. Freeman, 1977.

Novas Possibilidades

Apesar de ser uma tendncia da cosmologia investir num princpio, devemos considerar que o argumento que endossa a teoria do Big Bang uma expanso do universo observada, no entanto, essa dilatao pode ser um fenmeno regional, existente apenas nos limites do universo observvel ou no alcance do atual telescpio Espacial Hubble. Diante disso (quando surgirem outros telescpios espaciais com maior resoluo) existe a possiblidade desse fenmeno no atender todo o universo. Nesse caso, o que at hoje foi observado seria somente um processo de dilatao regional de causa ainda desconhecida. No aceitar a constante de afastamento das galxias mais distantes como uma verdade absoluta, implica endossar outras teorias que melhor se identificariam com o efeito sonda encontrado na informao de luz emitida de fontes muito distantes. A observao da propagao no meio inter-espacial da energia eletromagntica de supernovas, (verdadeiros Tsunamis de energia que constantemente varrem o espao), com a nova tecnologia dos futuros telescpios e radiotelescpios espaciais, brevemente poder identificar e esclarecer muitas dvidas sobre o comportamento da luz atravs da matria escura. Independente disso, e embora ainda no possa ser confirmado com as imagens de fundo provindas dos limites de observao, habitar e observar apenas parte de um hipottico universo que se desloca linearmente, e, em paralelo com velocidade acelerada, seria uma dessas teorias que atendem a regio que esta sendo mapeada. Essa teoria estima que estaramos no meio a um universo acelerado em paralelo, e cujo efeito retardado da informao da luz que nos chega, s seria permitido observar as ondas luminosas com desvio do espectro para o vermelho. Em linguagem matemtica, o ponto de vista das informaes "emitidas e recebidas" entre duas partculas que se movem com velocidades prximas luz e em paralelo poderiam melhor explicar o fenmeno da expanso. Sobre este tpico:

1. Ferrys, Timothy. The Red Limit: The Search by Astronomers for the Edge of theUniverse. New York:William Morrow, 1977.

2. Gingeric, Owen. Cosmolology +1 . A Scientific American Book. San Francisco: W.H. Freeman, 1977.

Origem dos Seres Vivos

A formao da Terra ocorreu h 4,6 bilhes de anos, com caractersticas diferentes das atuais. Segundo Oparin, havia amnia (NH3), metano (CH4), hidrognio (H2) e vapor de gua (H2O) na composio da atmosfera e estes, a partir das reaes qumicas provocadas por descargas eltricas e raios ultravioletas, deram origem s substncias orgnicas simples. As molculas orgnicas simples teriam sido levadas pelas chuvas formando molculas mais complexas, capazes de se multiplicar, eram envoltas por microsferas. Desta forma, podemos imaginar os primeiros seres vivos semelhantes s bactrias e as cianofceas, que no possuem ncleo individual.

Em 1953, o cientista bioqumico Stanley Miller, influenciado por Opari, decidiu demonstrar o que de fato poderia ter acontecido para originar tais substncias. Ele fez uma experincia que durou uma semana onde, colocou vapor de gua, metano, amnia e hidrognio num recipiente fechado e ao findar o determinado tempo observou que a gua aps reaes de evaporao e condensao continha molculas orgnicas e alguns aminocidos. Mesmo com a teoria de Oparin e a comprovao de Miller, alguns cientistas no concordam e no acreditam em tal teoria. Para estes cientistas, o vulcanismo da poca era o responsvel pela produo de gs carbnico (CO2) e vapor de gua (H2O). Acreditam tambm que existiam na atmosfera gases diferentes como props Oparin. Eram monxido de carbono (CO), hidrognio (H2) e nitrognio (N2), ignorando a amnia (NH3) e o metano (CH4) proposto por Oparin. Alguns cientistas acreditam que as primeiras molculas orgnicas foram sintetizadas no fundo do oceano, para outros, tais substncias se formaram na argila e ainda outros que

acreditam que as substncias caram na Terra com os cometas e meteoritos. No oceano, acredita-se que as substncias estavam protegidas contra os meteoritos que evaporaria a gua e esterilizava os mares. Na argila, acredita-se que a mesma teve a funo de catalisar os cidos nuclicos primitivos. A teoria de Oparin apoiada pelo fato de que fsseis datados em aproximadamente 3,5 bilhes de anos revelavam estrutura semelhante dos procariontes.

Teoria da EvoluoA Teoria da Evoluo revolucionou o pensar da Biologia enquanto Cincia que estuda os seres vivos sua origem, sua morfologia, fisiologia e ecologia. Charles Darwin, um naturalista por excelncia, foi o pai de tal revoluo, afirmando que os seres vivos teriam evoludo de um ancestral comum, herdando pequenas modificaes, que se perpetuariam ou no, por seleo natural. O mecanismo da coevoluo, a natureza do desequilbrio de ligao ou a histria da diversidade das espcies pode atrair o interesse de poucas pessoas, mas o tpico da evoluo humana de interesse praticamente universal. Segundo FUTUYAMA (1992), esse o ponto central dos ataques dos criacionistas evoluo, e/ou o tema que pode oferecer pistas ao mistrio que cerca o modelo perfeito dos animais e a compreenso das possibilidades e limitaes da natureza humana. O homem um produto da evoluo, sendo assim, muitos dos problemas relacionados a ele podem ser entendidos apenas quando o homem considerado como um organismo evoludo e em evoluo. O conhecimento profundo dos princpios e mecanismos da evoluo , portanto, um pr-requisito para entender o homem (MAYR, 1977). Dessa forma, o trabalho aqui apresentado visa ser um primeiro passo para o conhecimento dos princpios bsicos que nortearam Charles Darwin no postulado da Teoria da Evoluo. O tema justifica-se, pois a evoluo, um dos conceitos e descobertas fundamentais ao pensamento moderno, ponto central para a Biologia contempornea e para o uso da Biologia na sociedade atual. Sem a evoluo, tanto a gentica como a fisiologia, perderiam a coerncia; numerosas aplicaes prticas da biologia seriam puramente empricas e teriam uma fundamentao terica fraca, se que teriam alguma. De um ponto de vista filosfico, certamente nada pode trazer mais satisfao do que conseguir um entendimento sobre nossa origem e a dos outros seres vivos e podemos muito bem concordar com Darwin que existe grandeza nesta viso da vida, na qual de um comeo to simples, incontveis formas muito bonitas e maravilhosas, tm se desenvolvido e esto se desenvolvendo. A noo de que os seres vivos do passado eram diferentes dos atuais e que eles mudaram com o tempo ocorreu a muitos naturalistas dos sculos XVIII e XIX. Muitos deles trabalharam no sentido de elaborar uma teoria coerente para explicar a evoluo. Mas foi Darwin quem acumulou uma quantidade to grande de evidncias que tornou inevitvel a aceitao da teoria evolucionista. Alm disso, sua obra completamente original ao desenvolver novos conceitos, como os de adaptao, luta pela vida e divergncia de caracteres. Entre outros exemplos de ao da seleo artificial, Darwin toma o das raas inglesas de aves de capoeira e conclui que descendem de uma espcie selvagem indica, o Gallus bankiva.

Do mesmo modo, mostra o cientista ingls que a multiplicao de raas de pombos domsticos provm, por seleo artificial, do Pombo torcaz, Columbia livia, compreendendo com este termo muitas espcies geogrficas que s diferem umas das outras em aspectos insignificantes. Darwin admite o fato de que "determinadas variaes teis ao homem so, provavelmente, produzidas sucednea e gradualmente por outras" Cita ele at certas variaes, que ns chamamos hoje mutaes, como o Cardo Penteador, o Co Tournebroche ou o Carneiro Ancon que "surgiram de maneira sbita". Mas ele no se detm em tais tipos de variaes bruscas de grande amplitude. Efetivamente, Darwin mostra que a chave da origem de todas as raas atuais se encontra no poder de seleo e de acumulao que o homem exerce nas variaes sucessivas fornecidas pela natureza. Considera ele que, desde os tempos mais remotos, funcionou uma "seleo inconsciente", quando o homem escolhia espontaneamente as plantas e os animais que lhe eram mais teis, durante um grande nmero de geraes sucessivas. Considerando as circunstncias favorveis seleo pelo homem, Darwin assinala a importncia do nmero de indivduos que se criam, pois "como as variaes manifestamente teis ou agradveis ao homem se produzem apenas casualmente, tem-se tanto mais desejo em produzi-las quanto maior o nmero de indivduos que se criam". Se substitussemos variaes pela palavra mutaes, esta ltima assero de Darwin ainda seria vlida hoje. Essa variabilidade - mal definida na ausncia da gentica - podese substituir, sem dificuldades, por variaes hereditrias do patrimnio gentico mutaes. Darwin considera temerrio afirmar, como fazem alguns autores, que os animais domsticos teriam atingido o limite da variao, isto , que no so suscetveis de se transformar. A atualidade mostra que ele tinha razo. Por analogia com a seleo artificial, Darwin concebeu o que continua sendo o ncleo vlido de sua teoria, a seleo natural. Assim surgem algumas perguntas: o princpio da seleo, que se apresenta to poderoso entre as mos do homem, aplica-se ao estado selvagem? Quais podem ser as causas que resultam no mecanismo da seleo natural? A essas questes, Darwin responde tomando como ponto de partida a rapidez com que os seres organizados tendem a multiplicar-se. Darwin chega concluso de que a luta pela existncia leva, na natureza, seleo natural. Este combate pela vida , segundo o evolucionista ingls, a conseqncia necessria e "inevitvel" do princpio do aumento geomtrico que rege o crescimento dos seres vivos e constitui a aplicao aos reinos animal e vegetal da doutrina de Malthus. O princpio bsico enunciado por Malthus que a populao aumenta muito mais depressa que os alimentos. Diz ele: "a populao, quando no limitada, cresce numa proporo geomtrica. A subsistncia aumenta apenas em proporo aritmtica. Mesmo um conhecimento superficial de matemtica mostrar a imensa superioridade da primeira fora com relao segunda. Nos reinos animal e vegetal, a natureza espalhou as sementes da vida com profuso e liberalidade. Foi, porm mais econmica no espao e no alimento necessrio para cultiv-las". A seqncia lgica do raciocnio de Malthus que deve haver obstculos constantes ao crescimento da populao. O mais drstico de todos a escassez de alimentos. Outros sero as atividades insalubres, o trabalho excessivo, a pobreza

extrema, as doenas, o mau tratamento das crianas, as cidades grandes, as epidemias, a fome, os vcios, aos quais Malthus acrescentou mais tarde a 'represso moral. Logo de incio Darwin sublinha a dificuldade de ter sempre presente no esprito a luta universal pela sobrevivncia como um efeito de uma superpopulao em relao insuficincia dos meios de subsistncia: "Contemplamos a natureza exuberante de beleza e de prosperidade e notamos, muitas vezes, uma superabundncia de alimentao; mas no vemos, ou esquecemos que as aves, que cantam empoleiradas descuidosas num ramo, nutrem-se principalmente de insetos ou de gros, e que fazendo isto, destrem seguidamente seres vivos; esquecemos que as aves carnvoras e os animais de presa esto espreita para destruir quantidades considerveis destes alegres cantores, destruindo-lhes ovos ou devorando-lhes os. Filhos; no nos lembramos sempre de que, se h superabundncia de alimentao em certas pocas, o mesmo no se d em todas as estaes do ano". O autor de Origem das espcies mostra que at a espcie humana, cuja reproduo lenta, pode dobrar em vinte e cinco anos, e, consequentemente, "em menos de mil anos, no haveria espao suficiente no globo onde se conservasse de p" O elefante - que, entre os animais mais conhecidos, o que se reproduz mais lentamente (reproduz-se dos 30 at os 90 anos) - chegaria, segundo o clculo de Darwin, depois de cerca de 750 anos, a 19 milhes de indivduos, partindo do primeiro casal. Evidentemente, nesses clculos no so contabilizados os obstculos que se opem tendncia natural para a multiplicao. "As causas que se opem tendncia natural para a multiplicao de cada espcie so bastante obscuras . Considerando que complexas e inesperadas so as relaes recprocas dos seres organizados que lutam na mesma regio Darwin cita como principais barreiras multiplicao: a quantidade de alimentos, o clima e a facilidade com que os indivduos se tornam presas de outros animais. Alm disso, caracterstica de fundamental importncia a capacidade de reproduo. Sabe-se que Darwin constatou o papel essencial da seleo natural na evoluo das espcies. Neste sentido, ele questiona: quando vemos que variaes teis ao homem ocorreram, incontestavelmente, seria to improvvel que outras variaes proveitosas, sob qualquer aspecto, para os seres organizados, em seu grande e incessante combate pela vida, tenham s vezes surgido no decorrer de milhares de geraes? Se semelhantes variaes so possveis - importantes lembrar que o nmero de indivduos que nascem infinitamente maior do nmero dos que sobrevivem deveramos duvidar de que aqueles que tm alguma vantagem, por pequena que seja, sobre outros, no tenham mais chances de viver e propagar seu tipo? Por outro lado, qualquer variao nociva, em qualquer grau, pode acarretar a extino do indivduo. a essa conservao de variaes individuais favorveis e destruio das que so nocivas que aplicou o conceito de seleo natural ou de persistncia do mais capaz. Darwin coloca que muitos escritores tm compreendido mal e criticado a expresso seleo natural. Mas acredita que, depois de algum tempo, esses termos, a princpio novos, tornar-se-o familiares, e as crticas "inteis" sero esquecidas. A seleo natural gerada na "luta pela sobrevivncia", mas Darwin logo adverte que emprega essa expresso no sentido metafrico mais amplo, compreendendo as relaes de dependncia que existem entre um ser e outro e, o que mais importante, no apenas

a vida do indivduo, mas tambm a sua aptido e bom xito no que se refere a descendentes. Destaca que dois animais carnvoros, em tempos de fome, esto realmente em luta recproca, para decidir qual deles obter o alimento que o far sobreviver. Mas uma planta situada s margens de um deserto luta pela vida contra a seca, ainda que fosse mais exato dizer que sua existncia depende de umidade. Diante disso, pode-se dizer que a luta pela existncia, compreendida no sentido metafrico do termo, produz relaes muito imbricadas entre as diferentes espcies na escala da natureza. Assim, Darwin constata que, na Inglaterra, a presena de mamangabas indispensvel fecundao do trevo vermelho, pois s elas so capazes de perfurar a corola da flor, quando procuram o nctar. Mas o nmero desses insetos varia em funo do nmero de ratazanas que destrem seus ninhos. Enfim, o nmero da populao das ratazanas depende do nmero de gatos. Assim, perfeitamente possvel, observa Darwin, que a abundncia do elemento felino em um local qualquer pode determinar atravs das ratazanas e das mamangabas a freqncia de certas plantas. Essas relaes ecolgicas complexas entre as espcies levam a uma seleo natural que, certamente, pode explicar as "coadaptaes" algumas vezes muito complicadas. Ainda, quanto seleo natural, Darwin acredita que ela responsvel pela divergncia dos caracteres, partindo de um ancestral comum e tambm pela extino de certas cepas. A divergncia dos caracteres uma aquisio positiva na luta pela existncia: "um grupo de animais, cujos organismos apresentam poucas diferenas, dificilmente pode lutar com um grupo cujas diferenas sejam mais pronunciadas". Assim, continua o pesquisador ingls, pode-se duvidar, por exemplo, de que os marsupiais australianos, repartidos em grupos pouco diferentes uns dos outros e que representam vagamente (...) nossos mamferos, carnvoros, ruminantes e roedores, pudessem um dia lutar com sucesso contra essas ordens to fortemente caracterizadas. Cita como exemplo que "entre os mamferos australianos podemos observar a diferena das espcies num estado incompleto de desenvolvimento" Segundo Darwin, a ao da seleo natural pode explicar o processo de progresso gradual: "A seleo natural atua exclusivamente no meio da conservao e acumulao das variaes que so teis a cada indivduo nas condies orgnicas em que pode encontrar-se situado em todos os perodos da vida. Cada ser, e este o ponto final do progresso, tende a aprimorar-se cada vez mais em relao a estas condies. Este aperfeioamento conduz inevitavelmente ao progresso gradual da organizao de maior nmero de seres vivos em todo o mundo" . No entanto, Darwin reconhece a dificuldade que se tem ao definir o progresso da organizao: "referimo-nos aqui a um assunto muito complexo, porque os naturalistas ainda no definiram, de forma satisfatria para todos, o que deve compreender por um 'progresso de organizao' Para os vertebrados, trata-se, evidentemente, de um progresso intelectual e de uma conformao que se aproxime da do homem. Darwin est perfeitamente consciente do papel do fator tempo na ao da seleo natural, cuja eficcia enfatizada pelo grande naturalista: "por mais lenta que seja a marcha da seleo, j que o homem pode, com seus fracos meios, fazer muito por seleo artificial, no vejo nenhum limite para a extenso das mudanas, para a beleza e para a infinita complicao das coadaptaes entre todos os seres organizados, tanto uns

com os outros, quanto com as condies fsicas nas quais eles se encontram mudanas que podem, no decorrer do tempo, ser efetuadas pela seleo natural, ou a sobrevivncia dos mais aptos." O papel predominante da seleo natural na concepo de Darwin , por ele mesmo, posto em evidncia. Darwin evidencia o combate no interior de uma espcie e entre as diferentes espcies biolgicas - intra e interespecfico -, em um habitat comum, como a base biolgica de seleo natural. Assinala tambm que a luta pela existncia mais severa entre os indivduos e as variedades da mesma espcie. Diz ele que a luta muito mais intensa entre os indivduos pertencentes mesma espcie, os quais, com efeito, freqentam as mesmas regies, procuram o mesmo alimento, e vem-se expostos aos mesmos perigos. Darwin exemplifica dizendo que se semearmos juntas diversas variedades de trigo, e se mais tarde semearmos novamente os seus gros misturados, as variedades s quais o solo e o clima sero mais convenientes, ou que so por natureza mais frteis prevalecero contra as outras, fornecendo assim mais gros, no tardando em suplantlas com