1. Os Primeiros Professores de Física em Belém do Pará

Parece haver sido no Curso de Filosofia do Colégio Pará, ministrado por volta de 1658, na Igreja de Santo Alexandre, no Largo da Sé, o início do ensino da disciplina Física, em Belém do Pará, cidade no norte do Brasil, fundada em 12 de janeiro de 1616, pelo Capitão-mor português Francisco Caldeira de Castelo Branco [1566-c.1620(?)]. Essa disciplina, juntamente com as disciplinas Elementos de Geometria, Filosofia Racional, Latim, Retórica e Teologia constituíam o currículo daquele Curso (cujo arquivo encontra-se no Vaticano, daí não haver nenhuma informação disponível, aqui em Belém, sobre o mesmo), segundo nos conta o padre e historiador português Serafim Soares Leite (1880-1969) em sua História da Companhia de Jesus no Brasil, Volume IV (Imprensa Nacional, 1943). Somente muito mais tarde, em 1890, o médico Antônio Marçal retomaria o ensino de Física em Belém do Pará, ministrando aulas práticas dessa disciplina, que fazia parte do Gabinete de Physica, Chimica e Sciencias Naturaes, da então Escola Normal do Pará (hoje, Instituto de Educação do Estado do Pará), fundada em 13 de abril de 1871. Por sua vez, em 1893, o médico Joaquim Tavares Vianna ministrou as aulas práticas de Física para o Gabinete de Physica, Chimica e História Natural do então Lyceu Paraense (hoje, Colégio Estadual “Paes de Carvalho”), fundado em 28 de junho de 1841
Em nível superior, o ensino da Física iniciou-se em 1904, com a instalação da Escola de Farmácia (EF), que havia sido criada em 1903. Nessa Escola, a Física era ensinada na disciplina Física Aplicada à Farmácia, por intermédio do farmacêutico e bacharel em Direito Antônio Augusto de Carvalho Brasil. Porém, dificuldades na manutenção da EF levaram a sua extinção em 1935. Contudo, graças à Associação Farmacêutica do Pará, a EF ressurgiu em 1941, desta vez com a disciplina Física Aplicada à Farmácia sendo ministrada pela farmacêutica Philomena Cordovil Pinto. Na Faculdade de Medicina, fundada em 1919, o médico Mário Midosi Chermont tornou-se o primeiro professor da disciplina Física Médica. Ainda em 1919, a Escola de Agronomia do Pará, criada pelo Centro Propagador de Ciências e instalada em 1918, passou a se chamar de Escola de Agronomia e Veterinária do Pará (EAVP) e, nela, os professores Daniel Queiroz e Antônio Brasil foram os primeiros a ministrarem aulas de Física Agrícola. Como acontecera com a EF, a EAVP foi extinta em 1943 e recriada logo depois, em 1945, agora com o nome de Escola de Agronomia da Amazônia. Nesta, a Física Agrícola passou a ser ministrada, a partir de 1951, pelo engenheiro civil Antônio Gomes Moreira Junior. Em 1920, com a criação da Escola de Chimica Industrial do Pará, os primeiros professores de Física foram Antônio Marçal e o farmacêutico e dentista João Renato Franco. Com a criação da Escola de Engenharia do Pará, em 1931, a Primeira e a Segunda Cadeira de Física, foram lecionadas pelos engenheiros Manoel Leônidas Albuquerque e Pedro Fabbri, e pelo químico industrial Raymundo Felipe de Souza, a partir de 1932.
Em 1947, o Centro Propagador de Ciências criou a Faculdade de Filosofia, Ciências e Letras de Belém (FFCLB) e, entre os diversos cursos propostos por ela, encontravam-se o de Matemática e o de Física, que tinham, em seus currículos as seguintes Cadeiras de Física: Física Geral e Experimental; Mecânica Racional, Mecânica Celeste e Física-Matemática; Física Teórica e Superior; e Física Nuclear. Embora criada em 1947, a FFCLB só foi autorizada a funcionar em 1954, inicialmente para o Curso de Matemática, uma vez que a falta de professores especializados e a insuficiência de laboratórios, não permitiram o funcionamento do Curso de Física. Para o Curso de Matemática, seu currículo exigia apenas as Cadeiras de Física Geral e Experimental e de Mecânica Racional, Mecânica Celeste e Física-Matemática. Logo em 1955, o professor Antônio Brasil assumiu a Cadeira de Física Geral e Experimental, e o matemático e engenheiro civil Ruy da Silveira Britto assumiu a Cadeira de Mecânica Racional, Mecânica Celeste e Física-Matemática.
As razões expostas acima a respeito do não funcionamento do Curso de Física, aliado ao fato de que, os formados em Matemática por aquela Faculdade, tinham direito de lecionar as disciplinas Física e Matemática, fizeram com que o primeiro Vestibular para o Curso de Licenciatura em Física fosse realizado apenas em 1965, sendo esse Curso de responsabilidade do então Núcleo de Física e Matemática (NFM), criado em 1961, e que fazia parte de uma das 15 novas unidades da então Universidade do Pará, que fora instalada em 3 de julho de 1957. É oportuno registrar que os primeiros Licenciados em Física no Pará foram Ana Emília Coelho de Souza Bastos (hoje, Pinho), Carmelina Nobuko Kobayashi e José Maria Costa de Souza, formados em 1968. Registre-se, também, que o matemático e engenheiro civil Manoel Leite Carneiro assumiu a Cadeira de Mecânica Racional, Mecânica Celeste e Física-Matemática, em 1960 (em virtude da ida do professor Ruy Britto para realizar pós-graduação no Instituto de Matemática Pura e Aplicada, no Rio de Janeiro), e eu próprio, por indicação de meu amigo Manoel Leite, lecionei a disciplina Física-Matemática, quando entrei para o NFM, em agosto de 1962 (em substituição ao engenheiro agrônomo José Maria Hesketh Conduru), para o Curso de Matemática.
É ainda oportuno registrar que os primeiros professores paraenses a realizar cursos de pós-graduação foram: o engenheiro civil Djalma Montenegro Duarte, em 1947, nos Estados Unidos; o matemático Fernando Medeiros Vieira e o engenheiro civil Curt Rebello Sequeira, no Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas, no Rio de Janeiro, em 1961-1962 e 1962, respectivamente, sob a orientação do físico brasileiro Horácio Macêdo. O primeiro paraense a obter o título de Mestre em Física foi o físico Antônio Gomes de Oliveira, na Pontifícia Universidade Católica, no Rio de Janeiro, em 1970, sob a orientação do físico brasileiro Sérgio Machado Rezende. E eu fui o primeiro paraense a obter o título de Doutor em Física, na Universidade de São Paulo, em 1975, sob a orientação do físico brasileiro Mauro Sérgio Dorsa Cattani.

2. Jayme Tiomno, os Mésons e a Física Paraense

No dia 14 de fevereiro, a Universidade Federal do Pará (UFPA) iniciou o ano letivo de 1986 com a Aula Inaugural proferida pelo cientista Jayme Tiomno, Professor Catedrático da Física Superior da Universidade de São Paulo (USP) e, no momento, Professor Titular do Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF).
O professor Tiomno foi convidado para proferir a Aula Inaugural da UFPA, por sugestão do Conselho Superior de Ensino e Pesquisa (CONSEP) (que acatou a proposta do conselheiro, professor José Maria Filardo Bassalo), sugestão aceita pelo magnífico Reitor, professor Dr. José Seixas Lourenço, não só pelas atividades de pesquisa em física teórica reconhecidas no mundo inteiro, bem como pelo papel que esse ilustre cientista brasileiro desempenhou e desempenha na formação de físicos seja no Brasil, seja no exterior, entre os quais estão incluídos alguns paraenses que desenvolvem, no momento, atividade de ensino e pesquisa em algumas universidades brasileiras. Portanto, creio ser oportuno que a comunidade paraense, particularmente a universitária, conheça um pouco da vida profissional desse importante professor brasileiro.
Filho de Maurício e Annita Tiomno e casado com a física brasileira Elisa Frota Pessoa, Jayme Tiomno nasceu no Rio de Janeiro no dia 16 de abril de 1920, havendo, contudo, freqüentado o Ginásio Mineiro de Muzambinho (cidade do triângulo mineiro) e completado os seus estudos pré-universitários no famoso Colégio Pedro II, no Rio de Janeiro. Neste Colégio, as aulas de História Natural fizeram renascer-lhe um antigo interesse pelo estudo da Medicina, tanto que em 1938, entrou para a Faculdade Nacional de Medicina, ainda no Rio de Janeiro, onde permaneceu por três anos. Porém, ao fazer um curso de Física Biológica com Carlos Chagas Filho, o professor Tiomno percebeu ser Física o que desejava estudar. [Registre-se que, em 1941, ele era professor de Química no Colégio Anglo-Americano, em Botafogo, ocasião em que teve como aluno o futuro grande matemático brasileiro Paulo Ribenboim (Ciência Hoje 49, p. 72, 01-02, 2012)]. Assim, em 1939, prestou novo Exame Vestibular na então Universidade do Distrito Federal (UDF), havendo, desse modo, se bacharelado em Física pela Faculdade Nacional de Filosofia (FNFi), em 1941, para onde havia sido transferido ex-ofício, em virtude da extinção da UDF. No ano seguinte, licencia-se em Física por essa mesma Faculdade, onde já trabalhava como assistente da Cadeira de Física Geral e Experimental, regida pelo físico brasileiro Joaquim Costa Ribeiro. Nessa ocasião publica seus primeiros trabalhos na Revista da FNFi, respectivamente: Sobre o Teorema da Unicidade na distribuição de cargas em condutores; Sobre um problema da Teoria da Elasticidade; e Sobre um analisador harmônico mecânico, sendo que este último foi então comunicado à Academia Brasileira de Ciências. O trabalho sobre a Teoria da Elasticidade, o professor Tiomno o fez sob a influência de seu professor, o matemático italiano Luigi Sobrero. Em 1945, ainda como assistente de Costa Ribeiro, auxilia a este na compreensão teórica do fenômeno termo-dielétrico, descoberto por aquele físico, em 1944, fenômeno esse que ficou conhecido na literatura científica internacional como efeito Costa Ribeiro.
A convite do físico brasileiro Mário Schenberg, o professor Tiomno vai para São Paulo, em 1946, com uma bolsa de estudos dos Fundos Universitários de Pesquisas, quando então começa seus estudos em Física Moderna, pois, até então, seus conhecimentos de física eram praticamente restritos à Física Clássica. Em 1947, é nomeado Primeiro Assistente de Física Superior e Mecânica Racional, Cadeira essa pertencente à Faculdade de Filosofia, Ciências e Letras da Universidade de São Paulo (FFCL/USP) e regida por Schenberg. É ainda nesse ano de 1947, que o professor Tiomno começa a produzir seus primeiros trabalhos de nível internacional, como os produzidos com o físico brasileiro Walter Schutzer (Sobre as derivadas do campo de radiação do elétron puntiforme com spin, Anais da Academia Brasileira de Ciências 19, p. 333); com o físico brasileiro José Leite Lopes (On the próton-proton scattering at 14.5 Mev, Physical Review 72, p. 731); com o matemático brasileiro Leopoldo Nachbin (Sobre o Teorema Fundamental da Álgebra Hipercomplexa de Sobrero); e com Schenberg (The deflection of light in a gravitational field).
A necessidade em cultivar seu talento para a compreensão dos fenômenos físicos, levou o professor Tiomno à Universidade de Princeton com uma bolsa de estudos Buenos Aires Convention, do United States Office of Education, onde chegou em 1948 para fazer pesquisas e estudos em pós-graduação, sobre a orientação do físico norte-americano John Archibald Wheeler. Inicialmente, realizaram um trabalho sobre Relatividade Geral, mas logo começaram a trabalhar em Física das Partículas Elementares, principalmente no problema relacionado à produção de mésons primários ( ) e mésons secundários ( ), observada na célebre experiência de C. M. G. Lattes, H. Muirhead, G. P. S. Occhialini e C. F. Powell – o Grupo de Bristol -, em 1947. O estudo do decaimento do méson- e da captura desse mesmo méson levaram Tiomno e Wheeler a proporem uma interação tipo-Fermi para explicar tais fenômenos, o que significava atribuir spin ½ a esse méson. Aliás, tal idéia já fora proposta pelo professor Tiomno ao assistir no Brasil, no segundo semestre de 1947, a um seminário apresentado pelo físico brasileiro Lattes sobre aquela célebre experiência. Esse hoje famoso trabalho de Tiomno e Wheeler foi apresentado no Centennial Meeting of the American Association for Advancement of Science, realizado em Washington, DC, em 15 de setembro de 1948, e publicado no Review of Modern Physics 21, pgs. 144; 153 (1949). Como o físico italiano Giampietro Puppi havia publicado um trabalho no Nuovo Cimento 5, p. 587 (1948) onde expusera idéia semelhante, tal teoria é hoje conhecida na literatura Universal como triângulo de Puppi-Tiomno-Wheeler. É oportuno salientar que a universalidade da interação fraca de Fermi, foi pela primeira vez equacionada por Tiomno e o físico sino-norte-americano Chen Ning Yang na Physical Review 79, p. 495 (1950) por intermédio de argumentos de simetria. Aliás, é nesse trabalho que foi cunhado o termo interação universal de Fermi (UFI).
Depois de obter em 1949 o diploma de Master of Arts na Universidade de Princeton, o professor Tiomno ganhou uma bolsa de estudos da Rockfeller Foundation para prosseguir suas pesquisas e concluir seu Doutoramento naquela mesma Universidade norte-americana, o que ocorreu em 1950, agora sob a orientação do físico húngaro Eugene Paul Wigner [Prêmio Nobel de Física (PNF), 1963], já que seu mestre e amigo Wheeler havia viajado para a Europa. Em sua Tese de Doutoramento intitulada Teorias do neutrino e a dupla desintegração beta, apresentou novas idéias envolvendo o operador de projeção . No entanto, entre as combinações envolvendo esse operador, não considerou a combinação ( ), justamente por esta violar a paridade. É oportuno observar que foi justamente essa combinação que levou os físicos sino-norte-americanos Tsung-Dao Lee e Yang, em 1956, a formular a violação da paridade nas interações fracas, o que lhes valeu o PNF de 1957. Aliás, é interessante reproduzir um diálogo ocorrido entre Yang e Tiomno que não havia considerado aquela combinação com o operador , porque a mesma conduzia à violação da paridade, Yang lhe respondeu: – Então eu tive sorte de me haver formado com Fermi, pois este não acreditava na conservação da paridade como um dos princípios fundamentais da Natureza. Ainda em sua Tese de Doutoramento, o professor Tiomno encontrou a possibilidade de um bóson neutro ser diferente de sua anti-partícula, o que, aliás, ocorre atualmente com o bóson neutro e sua anti-partícula . Ainda em 1950, o professor Tiomno participou do Curso de Verão de pós-doutoramento da Universidade de Wisconsin, e durante a sua permanência em Princeton, freqüentou os vários Seminários do famoso Institute for Advanced Studies, do qual fazia parte o físico germano-norte-americano Albert Einstein (PNF, 1921). Por ocasião desses Seminários, ele interagiu com físicos famosos como Abraham Pais, A. Wightman, Robert Oppenheimer e Yang, chegando mesmo a ter uma entrevista com Einstein.
Ao concluir seu Doutoramento em Princeton, o professor Tiomno volta ao Brasil para iniciar uma nova e profícua etapa de sua carreira, a de Chefe de Pesquisas. Inicialmente na USP, organizou um grupo de pesquisas no qual participaram os físicos brasileiros Leo Borges Vieira, Shigeo Watanabe, Abraham Zimmermann e Paulo Saraiva Toledo. Ao mesmo tempo, realizou trabalhos em colaboração com Schutzer e o físico norte-americano David Bohm. O trabalho que fez com Schutzer [On the connection of the scattering and derivative matrices with causality, Physical Review 83, p. 249 (1951)] recebeu citação do físico norte-americano Murphy Goldberger, da Universidade de Princeton, num artigo que escreveu em 1969 para comemorar os quinze anos da Teoria da Dispersão, como um dos precursores do campo. No entanto, tal atividade de pesquisa na USP foi interrompida devido à transferência para o Rio de Janeiro, onde passou a ensinar como professor regente do Curso de Teoria Eletromagnética da FNFi e a pesquisar no Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF), onde com Leite Lopes e depois com o físico austríaco Guido Beck formou e desenvolveu o Departamento de Física Teórica. É neste Departamento que vários físicos brasileiros, hoje de renome internacional, formaram-se ou completaram sua formação científica, dentre os quais se destacam: Adel da Silveira, Antônio Luciano Leite Videira, Colber C. Oliveira, Erasmo Madureira Ferreira, Gabriel Fialho, Moysés Nussenzveig, Jorge André Swieca, Juan José Giambiagi (argentino). Luís Carlos Gomes, Nicim Zagury e Samuel W. MacDowell, com os quais publicou uma série de trabalhos. Além dessa atividade de pesquisa no CBPF, o professor Tiomno foi responsável pela organização do Departamento de Ensino e Laboratórios Didáticos bem como da coleção de pré-publicações Notas de Física, desse importante Centro de Pesquisas Físicas. Na FNFi criou o Curso de Meteorologia, o primeiro no Brasil e implantou cursos de Física Tecnológica que não resistiram a seu afastamento para a Universidade de Brasília (UnB), em 1965.
Durante a década de 1950, o professor Tiomno realizou uma série de pesquisas, seja isoladamente, seja em colaboração com brasileiros e estrangeiros (dentre esses se destacam S. Kamefuchi, famoso físico japonês e um dos principais autores da Teoria da Para-Estatística, e Abdus Salam, autor juntamente com o físico norte-americano Steven Weinberg da Teoria Unificada entre interação fraca e eletromagnética, Teoria essa que valeu a eles e ao físico norte-americano Sheldon Lee Glashow, o PNF de 1979). Entre tais trabalhos, o que publicou na Nuovo Cimento 1, p. 226, em 1955, sob o título Mass reversal and the Universal Interaction, é considerado um dos precursores da famosa Teoria V – A (Vector minus Axial vector) com quebra de paridade, que universalizou a interação fraca Fermiana. Tal fato foi reconhecido pelo físico norte-americano Robert Eugene Marshak por ocasião de sua intervenção na International Conference on 50 years on Weak Interactions: from Fermi to the W, realizada entre 29 de maio e 1 de junho de 1984, em Wisconsin, nos Estados Unidos. [É oportuno observar que Marshak, em 1957, juntamente com o físico indu-norte-americano Ennackel Chandy George Sudarshan, e mais os físicos, os norte-americanos Richard Phillips Feynman (PNF, 1965) e Murray Gell-Mann (PNF, 1969), e o japonês Jun John Sakurai, em 1958, desenvolveram independentemente essa Teoria V - A.] Naquele trabalho, o professor Tiomno havia chegado à conclusão de que a hipótese da “mass reversal invariance”, hipótese que ele já havia considerado em sua Tese de Doutoramento (1950) e redescoberta por D. C. Peaslee (1952) levaria a duas classes de interação de Fermi: S – P + T (Scalar plus Pseudoscalar minus Tensor) ou V – A (Vector minus Axial), com conservação de paridade. No entanto, o fato de estar no Brasil fora do fluxo de idéias e informações fez com que o professor Tiomno escolhesse a alternativa S – P + T, por motivos experimentais que indicavam a existência de S e T, apesar de sua esposa, Elisa Frota Pessoa, com a colaboração da física brasileira Neusa Margem, em trabalho publicado nos Anais da Academia Brasileira de Ciências 22, p. 371 (1950), haver mostrado, usando emulsões nucleares que a desintegração do méson em elétron ( ) era, pelo menos, cem vezes menos freqüente que a desintegração em méson . Isso é incompatível com a presença de P na corrente fraca S – P + T.
Em 1957, o professor Tiomno publicou três trabalhos importantes e que, de certa maneira, foram precursores da famosa Teoria do Octeto desenvolvida, independentemente, em 1961, por Gell-Mann e pelo físico israelense Yuval Ne´eman. Nesses trabalhos [Barion and Meson Interactions, Proceedings of the 1957 International Conference on High Energy Nuclear Physics at Rochester; On the Theory of Hyperons and K Mesons, Nuovo Cimento 6, p. 69 (1957); Note on the Gamma Decay of Neutral pi-Mesons, Nuovo Cimento 6, p. 255 (1957)], Tiomno propõe a simetria global que generaliza o espaço de spin isotópico . Contudo, tal grupo, por conter simetrias demais, dava lugar a processos proibidos, a leis de conservação não observadas. Ne´eman, então aluno de Salam no Imperial College, na Inglaterra, ao trabalhar com o , por sugestão do próprio Salam, observou que as dificuldades apontadas acima seriam contornadas se esse grupo fosse ampliado até 8 dimensões, já que este, o , tinha o como sub-grupo, cujas representações poderiam ser melhor aplicadas à Física das Partículas Elementares. Independentemente, nos Estados Unidos, Gell-Mann também chegara ao . Nesse modelo os mésons e os bárions, até então conhecidos, eram agrupados em supermultipletos de 8 elementos, e suas relações de massas confirmadas dentro do erro experimental. No entanto, o maior triunfo de tal teoria foi a previsão de uma nova partícula, a , cuja descoberta ocorreu em fevereiro de 1964, por V. E. Barnes e colaboradores, com as características previstas pela Teoria do Octeto. (Graças ao seu trabalho com o octeto, Gell-Mann recebeu sozinho o PNF de 1969, muito embora o nome de Ne´eman também tenha sido aventado para ser nominado a esse Prêmio.) É interessante observar que a comunidade brasileira também reconheceu o trabalho do professor Tiomno no sentido desse trabalho contribuir para o entendimento dos fenômenos físicos relacionados com os constituintes fundamentais da matéria, bem como o seu papel na formação de uma Escola de Físicos no Brasil, pois que, em 1957, foi-lhe outorgado o primeiro e o maior prêmio científico brasileiro – o Prêmio Moinho Santista de Ciências Exatas.
Ao finalizar a década de 1950, o professor Tiomno fez outro importante trabalho intitulado On the K´ meson, apresentado no 1960 International Conference on High Energy Physics at Rochester. Neste trabalho, foi prevista a existência de um novo méson, análogo ao méson , de spin zero, porém de paridade oposta, com massa aproximada de 650 Mev, e relacionado com as interações fortes. Nessa mesma Conferência, Gell-Mann fez uma proposta análoga a essa, porém, para ele, tal partícula estaria relacionada às interações fracas. O professor Tiomno, contando com a colaboração de seus ex-alunos Zagury e Videira, publicou então um trabalho mais detalhado sobre esse assunto na Physical Review Letters 6, p. 120 (1960), sob o título: Possible existence of a new (K´) meson. Esse importante fato científico, foi também comunicado à Academia Brasileira de Ciências, na sessão do dia 9 de maio de 1961, por Tiomno, Zagury e Videira. Em tal comunicação, era aventada a hipótese de ser 1 o spin desse novo méson. Ainda em 1961, o grupo experimental da Universidade de Berkeley, sob a liderança de Harold K. Ticho anunciou a descoberta de um novo méson, denominado de , com as propriedades previstas nos trabalhos do professor Tiomno, e com a massa de .
Iniciou a década de 1960 e o professor Tiomno continuou ensinando na FNFi e pesquisando no CBPF. Na primeira metade dessa década, começou a participação efetiva do professor Tiomno e da professora Elisa, na formação de físicos paraenses. O primeiro paraense a ter contato com esses dois professores foi Carlos Alberto Dias já que o mesmo fazia o Curso de Bacharelado em Física na FNFi/CBPF. Ao terminar este Curso, o professor Dias veio a Belém para ministrar um Curso de Física Atômica, recomendado pelos professores Tiomno e Leite Lopes ao então Reitor da UFPA, professor José Rodrigues da Silveira Neto. Frequentaram esse Curso, ocorrido no princípio de 1962, cerca de 20 pessoas, dentre eles professores e alunos ligados ao Núcleo de Física e Matemática (NFM) da UFPA, inclusive eu próprio. Com a vinda do professor Dias a Belém, iniciamos, ele e eu, um processo que visava à formação de paraenses, quer em Física, quer em Geologia, por intermédio de uma seleção de docentes e alunos, quer da UFPA, quer do Colégio Estadual “Paes de Carvalho” (CEPC), pois eu era também professor àquela época desse Colégio Público. Assim, ainda em 1962, seguiram para a FNFi/CBPF alguns paraenses a fim de estudar Física: Curt Rebello Sequeira, professor do NFM, Carlos Alberto da Silva Lima e Marcelo Otávio Caminha Gomes, alunos da Escola de Engenharia do Pará (EEP). (A ida desses paraenses para a FNFi/CBPF foi estimulada e apoiada pelo professor Djalma Montenegro Duarte, então Diretor do NFM, que conseguiu bolsas de estudo da UFPA para eles. Estes, na FNFi/CBPF, juntaram-se ao também paraense Fernando Medeiros Vieira, professor da UFPA que fazia estágio de pós-graduação no CBPF, trabalhando sob a orientação do professor Horácio Macêdo no Laboratório Didático deste Centro. A indicação do professor Horácio ao professor Vieira havia sido feita pelo professor Tiomno.
A partir de 1963, alguns alunos concluintes do Curso Científico do CEPC foram por mim selecionados e encaminhados à FNFi, a fim de prestarem Exame Vestibular. A estes, juntaram-se outros alunos da UFPA, os quais foram transferidos para o Rio de janeiro. A maioria desses paraenses foi estudar no sul do país com bolsas de estudo do Instituto Nacional de Pesquisas Amazônicas (INPA), graças à visão científica de seu então Diretor, professor Djalma Batista, e da antiga Superintendência do Plano de Valorização da Amazônia (SPVEA), atual Superintendência de Desenvolvimento da Amazônia (SUDAM). Os paraenses que saíram de Belém para estudar Física no Rio de Janeiro foram: Herberto Gomes Tocantins Maltez, José Seixas Lourenço, José Ricardo de Souza e Sérgio Guerreiro. Estes, juntaram-se a outro paraense que, por conta própria foi estudar Física na FNFi: Rubério Prado Britto. É importante realçar que quase todos esses estudantes já concluíram o Doutoramento, e estão trabalhando e pesquisando em várias Universidades Brasileiras. Carlos Lima, por exemplo, é professor da Universidade Estadual de Campinas (UNICAMP), Herberto Maltez é professor da UFPA, Lourenço foi Reitor da UFPA (1985-1989), Marcelo Gomes é professor da USP, Ricardo é professor da UFPA e Sérgio é professor da Universidade Federal da Bahia (UFBA).
Em 1965, o professor Tiomno foi para Brasília com a finalidade de, juntamente com os físicos brasileiros Roberto Aureliano Salmeron (que fora para lá em 1964) e a professora Elisa implantar o ensino e a pesquisa em Física na UnB, uma vez que o Movimento Militar que eclodiu no Brasil em março de 1964, praticamente extinguiu o CBPF e desestabilizou a FNFi, por considerá-la um antro subversivo. A eles se juntou depois o físico brasileiro Fernando de Souza Barros e sua esposa, a física argentina Suzana Barros e outros. É nesse mesmo ano de 1965, que mais cinco paraenses: eu próprio, Antônio Gomes de Oliveira, Antônio Fernando dos Santos Penna, José Augusto Dias e Luís Fernando da Silva (estes três últimos engenheiros civis recém formados pela EEP), fomos para Brasília, a fim de estudarmos Física, com bolsas de estudo do Centro Latino Americano de Física (CLAF), dirigido à época pelo físico brasileiro Roberto Costa. A fim de justificar a concessão de tais bolsas por parte do CLAF, já que tal organismo só concedia bolsas para fora do Brasil, o professor Tiomno sugeriu ao professor Roberto Costa que considerasse o Norte do Brasil como sendo uma região exterior. No Instituto Central de Física (ICF) da UnB, que era dirigido pelo professor Tiomno, esses cinco paraenses juntaram-se aos paraenses Carlos Lima, Marcelo e Sérgio que, juntamente com alunos de outras partes do Brasil e da América Central e Latina, constituíram as turmas do 3o e 4o anos de Física da UnB. É importante observar que Antonio Penna é hoje professor da UNICAMP, Augusto Dias é professor da Universidade Federal do Espírito Santo, em Vitória, eu, Antônio Gomes e Luís Fernando, somos professores da UFPA, todos nós com estudos pós-graduados lato e stricto(us) sensu (mestre e doutor).
Infelizmente a crise que ocorreu na UnB, em 1965, devido à intolerância do Regime Militar implantado no Brasil a partir de 1964, fez com que mais de 200 professores àquela época, solicitassem demissão da UnB, fato esse que fez com que o professor Tiomno voltasse ao Rio de Janeiro, retomando a sua atividade de pesquisa. A partir de 1967, iniciou com os físicos argentinos Giambiagi e Carlos Guido Bollini, uma profícua colaboração que se estendeu por quase 20 anos. Fechada a FNFi, com o CBPF em ruína científica, e preocupado com a formação de físicos, que já havia sido por duas vezes interrompida, o professor Tiomno prepara-se para fazer o concurso para a Cátedra de Física Superior da FFCL/USP, a qual conquistou em fins de 1967. Assim, a partir de 1968, o professor Tiomno tentou organizar pela terceira vez um grupo de pesquisas desta vez na USP. Para isso, convidou pessoas para comporem tal grupo dentre os quais dois paraenses: eu próprio e o Marcelo Gomes. Na USP fiz Mestrado (1973) e Doutorado (1975), sob a orientação do físico brasileiro Mauro Sérgio Dorsa Cattani, e o Marcelo fez Mestrado, com o professor Swieca, de vez que seu Doutoramento ele o defendeu em Pittsburg, nos Estados Unidos. Novamente a intolerância do Regime Militar Brasileiro, agora de posse de um instrumento repressor, o Ato Institucional Número 5 (AI-5), editado no dia 13 de dezembro de 1968, interrompeu essa nova tentativa do professor Tiomno em criar um grupo de pesquisas em Física, pois ele e vários outros eminentes cientistas brasileiros (Leite Lopes, Elisa, Schenberg, Florestan Fernandes, etc.) foram aposentados compulsoriamente de suas Cátedras, ou posições universitárias, em um triste dia de abril de 1969. Quando essa notícia chegou aos quatro cantos do mundo houve, por parte de eminentes cientistas estrangeiros, uma consternação geral, o que provocou uma série de telegramas de protesto contra esse Ato Complementar Número 75 do AI-5, e de solidariedade aos cientistas atingidos. Por exemplo, o Nobelista Yang endereçou ao General-Presidente Artur da Costa e Silva um telegrama no qual apelava para que ele revisse a aposentadoria forçada dos professores Tiomno e Leite Lopes, já que a mesma, provavelmente, provocaria o fim da pesquisa teórica no Brasil. Eu, Marcelo e outros alunos e amigos do casal Tiomno estávamos em seu apartamento na Rua Maria Figueiredo, no Bairro Paraíso, em São Paulo, quando esse telegrama lá chegou. Era 5 de junho de 1969.
Impedido de trabalhar em qualquer Instituição Brasileira de Ensino, em conseqüência dos atos (Institucional e Complementar), ao professor Tiomno não restava outra alternativa, a não ser de emigrar. Relutou em fazê-lo, pois acreditava que a tempestade-militar que desabara sobre o Brasil era passageira, tanto que continuou a produzir trabalhos científicos, só que indicava sua residência na Rua Alexandre Ferreira, no Jardim Botânico, Rio de Janeiro, para a solicitação de reprints (separatas) por parte dos interessados em seus trabalhos, já que estava impedido de ter eu nome vinculado a qualquer instituição brasileira. Percebendo então que a tempestade-militar não amainava mas, pelo contrário, estava encrespando-se cada vez mais com o governo do General-Presidente Emílio Garrastazú Medici, o professor Tiomno então aceitou o convite para ser Professor Visitante na Universidade de Princeton, onde seu mestre e amigo Wheeler o recebeu calorosamente, ao lado de eminentes físicos como Freeman John Dyson e M. Goldberger. Passa lá um ano e meio, de 1971 a 1972, parte do tempo nessa Universidade e parte no Institute of Advanced Studies, ainda em Princeton, produzindo uma série de artigos relevantes sobre a Física dos Buracos Negros, isoladamente, ou em colaboração com importantes físicos, como Remo Ruffini, C. V. Vishveshwara, L. Parker, M. Davis, R. A. Breuer, J. M. Cohen e R. M. Wald.
No entanto, a saudade do Brasil e de amigos foi tão grande, que o casal Tiomno decidiu voltar ao Rio de Janeiro, para cumprir seu exílio científico em seu próprio país. Porém, desta vez, em 1973 seus antigos discípulos e colaboradores (Swieca, Nicim, Videira e Erasmo) que trabalhavam no Departamento de Física da Pontifícia Universidade Católica do Rio de Janeiro (PUC/RJ), o levaram a esse Departamento, a fim de que seu querido mestre e amigo pudesse discutir aquilo que sempre foi sua paixão: a Física, além de ministrar aulas de pós-graduação. (Aliás, esse convite já havia sido feito em 1970 ao professor Tiomno que não aceitou para não atrair represálias contra outros professores da PUC/RJ também atingidos pelo AI-5). Felizmente, a pressão do povo brasileiro fez com que a tempestade-militar brasileira fosse paulatinamente dissipada, primeiro com a abertura política patrocinada pelo General-Presidente Ernesto Geisel e depois com a anistia concedida pelo General-Presidente João Baptista Figueiredo. Com isso, o professor Tiomno então contratado como Professor Visitante da PUC/RJ pôde voltar, juntamente com a professora Elisa, ao seu antigo posto no CBPF, isto é, Professor Titular, a partir de 1980.
Nessas duas instituições brasileiras, o professor Tiomno retomou com grande vigor suas pesquisas com seus antigos colaboradores, dentre eles Giambiagi e Bollini, desenvolvendo com estes uma série de pesquisas em Teoria de Campos de ‘Gauge’. Já no CBPF, o professor Tiomno retomou o seu antigo interesse pela Relatividade (Especial e Geral), e com novos colaboradores, os físicos Waldyr A. Rodrigues, da UNICAMP, e Arthur Kós Antunes Maciel, do CBPF, realizando uma série de trabalhos nos quais são discutidos alguns tipos de experiências envolvendo corpos rígidos (do tipo Marinov) capazes de detectar possíveis violações da Relatividade Especial, conforme se pode ver nos artigos publicados na Revista Brasileira de Física 14, p. 450 (1984) e Physical Review Letters 55, p. 143 (1985). Publicou ainda trabalhos sobre Cosmologia (do tipo Goedel, universos em rotação), com os físicos brasileiros Mário Novello, Ivano D. Soares, Marcelo José Rebouças e Antonio Fernandes da Fonseca Teixeira (este, paraense). São trabalhos tanto na Teoria de Einstein como na de Einstein-Cartan. No momento (1990), o professor Tiomno está vivamente interessado em desenvolver a Física Experimental de altas energias no Brasil. Para o desenvolvimento desse tipo de Física, ele tem contribuído bastante para o sucesso do acordo entre o Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico (CNPq) e o FERMILAB (acordo esse que procura desenvolver aquela Física), estimulando a ida de pesquisadores brasileiros ao FERMILAB. Com a volta dos físicos brasileiros João Carlos dos Anjos, Moacyr Henrique Gomes e Souza e Alberto Franco de Sá Santoro, foi implantado um laboratório no CBPF para pesquisas nesse campo e outros desenvolvimentos tecnológicos – LAFEX -, o qual já dispõe do primeiro muiti-processador paralelo ACP (“Advanced Computer Program”) brasileiro .
Jayme Tiomno possui cerca de 100 trabalhos publicados de pesquisa original sobre Relatividade (Especial ou Restrita e Geral), Gravitação e Física das Partículas Elementares; tem participado de vários Congressos nacionais e internacionais, nos quais sempre apresentou idéias novas e promissoras em Física; pertence a várias associações científicas nacionais e internacionais [Sociedade Brasileira de Física, Sociedade Brasileira para o Progresso da Ciência, Academia Brasileira de Ciências, Sigma Csi Association, International Center for Theoretical Physics, com sede em Triste, Itália]; foi Professor Visitante em várias universidades estrangeiras; é autor de livros e Monografias Didáticas e de textos sobre política científica e universitária; contribuiu e continua contribuindo para a formação de físicos paraenses. (No momento, o paraense José Guilherme Rocha de Lima, realiza seu Mestrado no LAFEX.) Este é o PROFESSOR que a UFPA convidou para proferir a Aula Magna de 1986, na qual discorreu sobre a vivência nas quatro instituições brasileiras em que trabalhou: FNFi/CBPF, ICF/UnB, FFCL/USP e DF/PUC/RJ. O professor Tiomno veio ao Pará em companhia de sua esposa, professora Elisa Frota Pessoa, também pesquisadora no CBPF.
Concluindo este artigo, é oportuno registrar que, em 06 de fevereiro de 1987, Wheeler escreveu para o físico sueco Stig Gunnar Lundqvist, do Comitê Nobel, indicando Tiomno, Sudarshan, Marshak e a física chinesa Madame Chien-Shuing Wu, para o PNF de 1987, por haverem contribuído para o entendimento das Interações Fracas. Contudo, aquele Comitê atribuiu esse Prêmio aos físicos, o alemão Johannes Georg Bednorz e o suíço Karl Alex Muller, pela descoberta das cerâmicas supercondutoras, em 1986. [José Maria Filardo Bassalo e Olival Freire Junior, Wheeler, Tiomno e a Física Brasileira, Revista Brasileira de Ensino da Física 25, p. 426 (2003)].

(Adendo: O Professor Jayme Tiomno faleceu no dia 12 de janeiro de 2011, por coincidência, data da fundação da Cidade de Belém, em 1616, cidade essa que, depois de 350 anos, ajudaria na criação da pesquisa em Física no então Departamento de Física da Universidade Federal do Pará, conforme está registrado neste artigo).

3. Roberto Aureliano Salmeron: Cientista e Gentlement

Foi com imenso prazer e honra que aceitei o convite de meu estimado amigo, professor e cientista Alberto Franco de Sá Santoro, um dos descobridores do quark top, para participar da homenagem ao também estimado amigo, o ilustre professor e cientista Roberto Aureliano Salmeron, por ocasião do XXII Encontro Nacional de Física de Partículas e Campos (XXII-ENFPC), ora em realização nesta primavera de 2001. Destacarei, aqui, alguns aspectos de minha convivência com esse gerador, gerenciador e divulgador da Ciência Física e de sua Política, nascido na cidade de São Paulo, em 16 de junho de 1922.
Meu primeiro contato com o nome do professor Salmeron ocorreu em 1953 quando, aluno do então 3o. ano do Curso Científico no querido Colégio Estadual “Paes de Carvalho’’ (CEPC), em Belém do Pará, me preparava para prestar o Exame de Vestibular, em fevereiro de 1954, para a então Escola de Engenharia do Pará. Esse contato deveu-se ao estudo que fiz em seus dois livros: Introdução à Eletricidade e ao Magnetismo e Introdução à Óptica.
Esses dois livros (que também me ajudaram bastante no preparo de minhas aulas quando comecei a lecionar a disciplina Física, no extinto Colégio “Abraham Levy’’, em 1955, e no CEPC, em 1957) destacavam-se dos livros dos autores brasileiros tradicionais usados no Curso Científico (por exemplo: Aníbal Freitas e Francisco Alcântara Gomes Filho) pela abordagem conceitual e operacional atualizada dos fenômenos físicos neles discutidos.
Segundo informação pessoal do professor Salmeron, esses livros foram escritos por ele em 1943, o de Eletricidade e Magnetismo, e por volta de 1944 ou 1945, o de Óptica (este, escrito em cinco domingos) quando era aluno de Engenharia Mecânica e Elétrica da Escola Politécnica da Universidade de São Paulo, já que ensinava essas disciplinas em colégios secundários e em um “cursinho preparatório’’ aos Exames Vestibulares dessa Escola. A idéia de escrevê-los decorreu do fato de que não havia, em português, textos que ensinassem essas disciplinas como ele próprio achava que deveriam ser ensinadas. Assim, começou a preparar as aulas e, à medida que eram ministradas, iam sendo taquigrafadas por um de seus estudantes. Este, juntamente com os demais colegas, solicitou ao professor permissão para preparar cópias mimeografadas e utilizá-las. Os estudantes, então, se responsabilizaram pelas despesas da impressão dessas Notas de Aula e forneceram uma cópia ao professor Salmeron. No entanto, como essas Notas eram bastante procuradas por alunos de outros colégios e “cursinhos’’ paulistas, teve início um comércio ilegal em torno delas. Desse modo, com a ajuda de um amigo, proprietário de uma pequena impressora, o professor Salmeron permitiu que elas fossem impressas em forma de livros, e então, comercializadas por um preço quase de custo.
Quando esses livros do professor Salmeron passaram a ser conhecidos nacionalmente, um de seus cunhados e grande amigo, Luiz Curimbaba Gomes, aumentou a sua tiragem e passou a distribuí-los para muitas cidades brasileiras. É oportuno registrar que, graças ao dinheiro arrecadado pela venda desses livros, o professor Salmeron conseguiu terminar seu trabalho de doutoramento em Manchester, na Inglaterra (iniciado em fevereiro de 1953 e concluído em agosto de 1955), uma vez que a bolsa de estudos que havia ganhado da UNESCO para realizar esse trabalho foi cancelada em outubro de 1953, pois havia a crença de que os físicos poderiam ser envolvidos em espionagem, em virtude do famoso caso de espionagem do casal Julius e Ethel Rosenberg, executado nos Estados Unidos, em 19 de junho de 1953. Registre-se, também, que professores do Instituto de Física da Universidade de São Paulo (IFUSP) acabam de transformar o livro Introdução à Eletricidade e Magnetismo em disco CD-ROM, como parte de um programa para melhorar o ensino da Física por intermédio do computador.
Meu convívio pessoal com o professor Salmeron aconteceu em 1965, na Universidade de Brasília (UnB). Vejamos como isso ocorreu. Para chegar ao professor Salmeron contarei alguns fatos que concorreram para esse encontro e aproveitarei esta ocasião para relembrar minha chegada a Brasília, e também falar um pouco a respeito de outros estudantes de Física. Em 1963, por motivo de doença de meu pai, Eládio, fui ao Rio de Janeiro. Nesse estado, por intermédio de meu estimado amigo Carlos Alberto Dias (hoje, um dos principais líderes da pesquisa internacional em Geofísica do Petróleo), fui apresentado ao professor Jayme Tiomno, no CBPF, cujo relacionamento, a partir daí, tornou-me admirador de seu talento científico e permitiu-me privar de sua dileta amizade.
Com o Movimento Militar ocorrido no Brasil, em 30 de março de 1964, o professor Tiomno deixou o CBPF e foi para a UnB a fim de dirigir o Instituto Central de Física Pura e Aplicada (ICFPA), aceitando o convite formulado pelo professor Salmeron, que dirigia o Instituto Central de Ciências (ICC) dessa Universidade.
Em virtude da crise nas Universidades Brasileiras, em decorrência da “caça aos comunistas’’ promovida por radicais direitistas, civis e militares, dirigentes e defensores daquele Movimento, aceitei o convite que o professor Tiomno me formulou para estudar Física na UnB. [Nessa ocasião, eu era Instrutor de Ensino na então Universidade do Pará, hoje Universidade Federal do Pará (UFPA).] Assim, no início de março de 1965, juntamente com os recém-formados engenheiros civis Antônio Fernando dos Santos Penna, Augusto José Dias e Luís Fernando da Silva, e mais o acadêmico de engenharia civil Antônio Gomes de Oliveira, fomos para o ICFPA, com bolsas de estudo do Centro Latino-Americano de Física (CLAF), dirigido pelo professor Roberto Bastos da Costa. Essa turma de paraenses que se dirigiu para Brasília foi acrescida do professor Manoel Viégas Campbell Moutinho, para estudar Matemática, e de Marcelo Otávio Caminha Gomes e Carlos Alberto da Silva Lima, então estudantes de Física, na Faculdade Nacional de Filosofia (FNFi), no Rio de Janeiro. Em Brasília, nós paraenses e mais o carioca Mário Novello e o gaúcho Renato Parreiras Horta Laclette, moramos em uma “república’’ que se situava na Avenida W2 Sul, nos altos da Padaria Bambina. Registre-se que, na outra “república’’, situada também nos altos dessa Padaria, porém com entrada pela Avenida W3 Sul, moravam os cearenses José Francisco Julião e Newton Theófilo de Oliveira, o carioca Jayme Warszawski, o boliviano Angel Pérez Saavedra, o equatoriano Manoel Villavicencio Vivas e o nicaraguense Oscar Jimenez, todos também estudantes de Física.
Recordo-me bem do dia em que cheguei em Brasília, pois o céu estava completamente azul e corria um vento bem frio, mas suportável para um nortista. Nesse mesmo dia, depois de instalado na “república’’, juntamente com os outros paraenses recém-chegados, fui visitar o prédio do ICC, o “minhocão’’, ainda em construção. Nas cercanias do prédio, de 700 metros de comprimento, minha curiosidade de engenheiro civil me levou a conhecer o protótipo de uma casa projetada pelo arquiteto Oscar Niemeyer, para os que habitariam o Campus da UnB. Era um “caixão de concreto armado’’ com quarto, cozinha e sanitário, em torno de 10 metros quadrados, numa distribuição magistral.
Feita essa longa digressão, retornaremos ao contato com o professor Salmeron. No ICFPA estudei as seguintes disciplinas: Teoria Eletromagnética I, II com o professor Tiomno, Física Atômica I com o professor Salmeron, Física Atômica II com o professor Fernando de Souza Barros, Eletrônica Básica I, II com o professor Dione Craveiro Pereira da Silva, e Matemática para Físicos I, II com o professor Marco Antônio Raupp. Lembro-me de que as aulas do professor Salmeron foram compiladas por mim e entregues a ele, pois pretendia transformá-las, no futuro, em um texto didático.
Ao mesmo tempo em que estudava essas disciplinas, auxiliava, juntamente com Carlos Lima e o carioca Miguel Armony, o professor Salmeron nas disciplinas Física I, II, que ele ministrava para cerca de 200 alunos do Curso Básico da UnB, das áreas das Engenharias e das Ciências Básicas (Física, Geologia, Química e Matemática). Nossa função era corrigir e discutir cerca de dez problemas semanais propostos àqueles alunos, divididos em três turmas. O texto usado era o livro de Francis W. Sears e Mark W. Zemansky, University Physics, editado pela Addison-Wesley Publishing Company Incorporation, em 1964. Esse livro iniciava com o estudo da Óptica.
Além de dirigir o ICC e ministrar duas disciplinas, o professor Salmeron participava de seminários no ICFPA, nos quais se discutiam textos de Física (teóricos e experimentais), com a presença dos professores Tiomno e Elisa Frota Pessoa, Raupp, Fernando e Suzana de Souza Barros, Dione, Luís Tahuata, Walter Cordeiro Skroch, Miguel Taube Netto, Ramiro de Porto Alegre Muniz, Carlos Alberto Ferreira Lima e dos professores visitantes, o argentino Carlos Alberto Garcia Canal e os franceses Michel Paty e Georges Durupthy.
Além de toda essa atividade, o professor Salmeron começava a preparar a UnB para receber um acelerador de partículas (ciclotron) que o general francês Charles de Gaulle, então presidente da França, ofereceu ao Brasil, aquando de sua visita ao nosso país, em outubro de 1964. Para isso, contava com a participação do professor Paty, especialista em Física de Partículas Elementares, e do professor Durupthy, especialista em Eletrônica.
Contudo, com a crise na UnB e com a saída coletiva de 223 professores, em outubro de 1965, interrompeu-se o que seria a grande Universidade Brasileira, a Universidade Utópica de Darcy Ribeiro. Aliás, essa crise foi bem descrita pelo professor Salmeron em seu livro A Universidade Interrompida: Brasília 1964-1965, publicado pela Editora da UnB, em 1999, e re-editado em 2005.
Sobre a crise da UnB, é interessante registrar alguns fatos relacionados ao caráter ilibado, à personalidade marcante e à extrema educação do professor Salmeron. Em uma reunião (com a presença do reitor Zeferino Vaz), na qual se discutia a idéia fixa de os militares radicais “revolucionários’’ banirem da UnB os comunistas “indesejáveis’’ e a conseqüência dessa insensatez para o futuro dos professores e alunos de Física da UnB, o professor Salmeron argumentou sobre o que representaria para o futuro do Brasil a Física que seria desenvolvida na UnB com a chegada do ciclotron. Essa argumentação foi tão convincente que levou o meu colega, o gaúcho Carlos Carreta, a fazer o seguinte comentário: – Bassalo, o professor Salmeron é um autêntico dialético-marxista. É importante notar, para registro histórico, que estavam presentes nessa reunião todos os professores e alunos do ICFPA. Aos alunos citados acima, acrescente-se: os cariocas Cássio Sigaud Filho, José Carlos e Sônia Valladão de Mattos, Maria Helena Poppe de Figueiredo, Sérgio Joffily, João Carlos dos Anjos e Miriná Barbosa de Souza, o amazonense Alberto Santoro, o paranaense José Medina, o potiguar Marcos Duarte Maia, o goiano Eliermes Arraes Menezes e os paulistas Antônio Rubens Britto de Castro e Luiz Augusto Discher de Sá.
De outra feita, quando os estudantes da UnB tomaram conta do Restaurante Universitário em protesto pelo crime que os militares estavam cometendo contra a sua Universidade, o professor Salmeron subiu em uma mesa e pediu aos alunos que não cometessem nenhum desatino. Como não foi atendido, arrematou: Então, vocês não são mais meus amigos. Essa atitude do professor Salmeron provocou o seguinte comentário de Augusto Dias: – Bassalo, o Salmeron é um verdadeiro `gentleman’. As pessoas pisam nele e ele ainda pede desculpas.
Essa educação refinada do professor Salmeron seria posta à prova, quando, ao descer no elevador de seu prédio, juntamente com um civil poderoso e ardoroso defensor da ação militar na UnB, gentilmente disse “não’’ ao convite que este lhe transmitira para aceitar as demissões dos professores e, com isso, tornar-se o reitor da UnB. Esse convite teria sido formulado, segundo esse civil, pelo próprio Presidente da República, o marechal Humberto de Alencar Castelo Branco.
Apesar de todo o drama que vivemos com a crise da UnB, houve momentos de humor. Com efeito, certo dia, provavelmente em setembro de 1965, o professor Salmeron entrou risonho no ICC. Perguntamos a razão de sua descontração e ele respondeu: – Imaginem que o Laerte Ramos de Carvalho nos mostrou, agora, na reitoria, que estava recebendo de professores estrangeiros uma série de telegramas de congratulações pela sua atitude. Esse professor paulista, que viera substituir o professor Zeferino para destruir a UnB, não entendia, observou o professor Salmeron, que esses professores estrangeiros estavam convencidos de que o reitor estava defendendo a sua Universidade (como é natural) contra a intervenção militar, e nunca poderiam conceber que ele, reitor, era o próprio veículo dessa intervenção.
As múltiplas atividades do professor Salmeron mencionadas acima não lhe permitiram mostrar em toda a sua plenitude, pelo menos para mim, as suas atividades de cientista (Physicien Supérieur) quando trabalhou, de agosto de 1955 a dezembro de 1963, no Conseil Européen (Organization Européene) pour la Recherche Nucléaire (CERN), uma organização científica internacional localizada em Genebra, Suíça, que objetiva, principalmente, pesquisar o caráter fundamental da Física. Eu só tive oportunidade de conhecer o nível científico do professor Salmeron no momento em que comecei a me interessar pela Física das Partículas Elementares. Isso ocorreu em 1970 quando participei do III Simpósio Brasileiro de Física Teórica, ocorrido na Pontifícia Universidade Católica do Rio de Janeiro (PUC/RJ). Nessa ocasião, conversando com o físico potiguar Liacir dos Santos Lucena (hoje, meu estimado amigo, que mais tarde colocou a Física da Universidade Federal do Rio Grande do Norte no cenário internacional, juntamente com os físicos potiguares, também meus estimados amigos, Juarez Pascoal de Azevedo e Luciano Rodrigues da Silva) sobre a minha experiência como aluno e monitor do professor Salmeron na UnB, ele me disse: – Bassalo, você sabia que o Salmeron está citado no livro do Frazer (William R. Frazer, Elementary Particles, Englewood: Prentice Hall, 1966) por ser um dos físicos que, no CERN, em 1963, comprovaram a existência de dois neutrinos? Mais tarde, em 1978, quando comecei a escrever as Crônicas da Física, particularmente a Crônica da Física das Partículas Elementares (Tomos 1 e 2, EDUFPA, 1987 e 1990), compreendi o verdadeiro significado dessa afirmação de Liacir. Trata-se do seguinte.
Em 1930, o físico austro-norte-americano e laureado Nobel (1945) Wolfgang Pauli Junior havia proposto a existência de uma nova partícula elementar para poder explicar o decaimento beta ( ), ou seja, a transformação do nêutron em um próton e a emissão do elétron. Contudo, como essa reação nuclear não satisfazia a lei de conservação da massa-energia, Pauli propôs então a existência de uma partícula que preservava esse “dogma’’ científico. Mais tarde, em 1934, o físico ítalo-norte-americano e também laureado Nobel (1938) Enrico Fermi apresentou a teoria matemática desse decaimento, ocasião em que deu o nome de neutrino à partícula de Pauli.
Por outro lado, em 1947, a célebre experiência realizada pelos físicos, os ingleses Sir Cecil Frank Powell (laureado Nobel, 1950) e Hugh Muirhead, o italiano Giuseppe Paolo Stanislao Occhialini e o brasileiro César Mansuetto Giulio Lattes, mostrou que existiam dois tipos de mésons – mi ( ) e pi ( ) – hoje, respectivamente, múon e píon, sendo que o primeiro decorria do decaimento do secundo.
Logo depois, em 1950, os físicos norte-americanos Carl David Anderson (laureado Nobel, 1936), Robert Benjamin Leighton, Aaron J. Seriff, C. Hsiao e E. W. Cowan observaram que o múon também apresentava um decaimento, envolvendo o elétron, o neutrino de Pauli-Fermi (hoje, neutrino associado ao elétron – ) e, provavelmente, outro tipo de neutrino.
O primeiro arranjo experimental construído com o objetivo de detectar o foi idealizado pelos físicos norte-americanos Frederick Reines (laureado Nobel, 1995) e Clyde Lowain Cowan, em 1953, ao estudarem a colisão de um fluxo de neutrinos oriundos do decaimento produzido pelo reator nuclear do Hanford Engineering Works. Nessa colisão foi observada a produção de nêutrons e de pósitrons (estes descobertos por Anderson, em 1932). No entanto, as experiências realizadas durante a década de 1950 e começo da década de 1960 envolvendo neutrinos colocaram em relevo a seguinte questão: será que os neutrinos oriundos do decaimento eram os mesmos que os decorrentes do decaimento dos píons? Ou seja, será que um fluxo de neutrinos provindos do decaimento dos píons, ao colidir com prótons ( ), produziria nêutrons ( ) e pósitrons ( ) como observado por Reines e Cowan? Contudo, antes de se poder realizar tal experiência, existia a questão de se obter o feixe de neutrinos produzido pelos píons.
Em 1960, os físicos, o ítalo-inglês-russo Bruno M. Pontecorvo, o norte-americano Melvin Schwartz (laureado Nobel, 1988), e os sino-norte-americanos Tsung-Dao Lee e Chen Ning Yang (ambos laureados Nobel, 1957), em trabalhos independentes, propuseram um tipo de experiência para a produção dos neutrinos associados aos píons, qual seja: , . Essa experiência foi realizada em 1962 com o ciclotron Nevis do Brookhaven National Laboratory, nos Estados Unidos, pelos físicos norte-americanos Leon Max Lederman (laureado Nobel, 1988), Schwartz, Jack Steinberg (laureado Nobel, 1988), G. Danby, J. M. Gaillard, K. Goulianos, e N. Mistry.
Por fim, a existência de dois neutrinos [um associado ao elétron ( ) e outro associado ao múon ( )] foi confirmada no CERN, em 1963 (vide Physics Letters 13, p. 80; 86, 1964), em experiências das quais participaram o professor Salmeron e os físicos G. Bernardini, J. K. Bienlein, A. Bohm, G. von Dardel, H. Faissner, F. Ferrero, Gaillard, H. J. Gerber, B. Hahn, V. Kaftanov, F. Krienen, C. Manfredotti, M. Reinharz, P. G. Seiler, A. Staude, e H. J. Steiner. Note-se que hoje é conhecido um terceiro neutrino ( ) associado ao lépton pesado tau , partícula descoberta em uma experiência realizada no Stanford Linear Accelerator Center, em 1975, sob a liderança do físico norte-americano, o laureado Nobel (1995) Martin Lewis Perl.
Além desse relevante trabalho para o desenvolvimento da Física, o professor Salmeron deu outras contribuições, também importantes, trabalhando em vários tópicos dessa ciência, com cerca de 150 artigos publicados em revistas internacionais e em “proceedings’’ de conferências internacionais, distribuídos nas seguintes áreas: interações de raios cósmicos de altas energias; produção de partículas estranhas em raios cósmicos (nestes dois tópicos, destaque-se a descoberta do então méson tau ( ) neutro, em 1956, e da primeira produção associada de mésons K, em 1957); interações de neutrinos de altas energias; teoria de interações fracas; influência do bóson intermediário W na desintegração radiativa do méson; aniquilações antipróton-próton e produção de mésons nessas aniquilações; produção e propriedades de ressonâncias mesônicas e bariônicas; interações hadrônicas de altas multiplicidades e reações inclusivas; interações píon-núcleo; produção de pares de léptons em colisões hadrônicas; produção de mésons vetoriais, e em especial o jota/psi ( ), em colisões hadrônicas (esta área de pesquisa evidenciou que a produção dessa partícula, descoberta em 1974, decorre da aniquilação quark charme (c)-antiquark charme ( ) a energias de algumas dezenas de GeV); funções de estruturas de mésons; interações de íons pesados; procura do plasma de quarks e glúons.
Registre-se que muitos desses trabalhos resultaram de propostas de novas experiências com novos detectores (por exemplo, o famoso DELPHI) que o professor Salmeron, juntamente com outros físicos, apresentou ao CERN e que abriram novos campos de atividades dessa instituição científica. Note-se, também, que a experiência sobre a procura do plasma de quarks e glúons – a “sopa de quarks-glúons’’ – continua em andamento no CERN e decorre de um trabalho teórico sobre interações núcleo-núcleo realizado pelo professor Salmeron e publicado em 1993, na Nuclear Physics B389, p. 301. Para mais alguns detalhes sobre o trabalho científico do professor Salmeron, veja, por exemplo, seu depoimento para o jornalista Alessandro Greco no livro Homens de Ciência, Conrad Editora do Brasil, Ltda., 2001.
Paralelamente a essa função de gerador da Ciência Física, o professor Salmeron tem ainda contribuído no gerenciamento dessa Ciência, colaborando de maneira decisiva na formação e consolidação de vários grupos de ensino e pesquisa em diversas instituições nacionais e internacionais e na organização de conferências nacionais e internacionais (algumas delas, como presidente). Além disso, tem exercido diversas atividades em Sociedades e Revistas Internacionais de Física e, entre 1985 e 1989, foi Conselheiro da Royal Swedish Academy of Sciences para submeter propostas para atribuição do Prêmio Nobel de Física. Creio que o título de Directeur de Recherche Emérite do Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS), em Paris, França, desde outubro de 1992, resume toda essa sua atividade científica. Destaque-se, também, que o professor Salmeron tem escrito vários artigos jornalísticos alertando para o papel da Ciência, em particular da Física, para o desenvolvimento do Brasil.
Na conclusão dessa minha modesta homenagem ao professor Salmeron, quero ainda relatar três episódios relacionados ao meu convívio com esse estimado amigo e que, em meu entendimento, justificam o título desse trabalho. Quando o Serviço Nacional de Informações (SNI) impediu-me de sair do Brasil, por duas vezes, para realizar pesquisas na França, em 1972 e 1974 (por indicação de meu estimado amigo Mauro Sérgio Dorsa Cattani, do IFUSP), tentei obter uma Bolsa de Estudos da John Simon Guggenheim Memorial Foundation, em 1975. No entanto, apesar de uma generosa indicação do professor Salmeron a esse meu pleito, não fui contemplado com ela. Anos depois, tive a grata satisfação de saber que havia sido vencido pelo Mário Novello, estimado amigo e antigo colega da UnB, hoje um cósmologo de prestígio internacional.
Um segundo episódio refere-se ao carinho com que o professor Salmeron recebeu em Paris, cidade onde reside, a mim e a minha mulher Célia quando, em 1991, visitamos (juntamente com meu cunhado Joaquim Francisco Coelho, professor da Universidade de Harvard) essa cidade. Depois de nos oferecer um almoço em um dos restaurantes de Paris, levou-nos a conhecer alguns pontos históricos importantes dessa cidade européia. Quando nos deixou no hotel em que estávamos hospedados, perto da Gare du Nord, Célia me disse: Bassalo, que pessoa fina e educada é esse seu amigo, o professor Salmeron.
Por fim, o terceiro episódio que quero registrar diz respeito à seriedade e ao desvelo com que o professor Salmeron lida com o ser humano. Em 1999, orientei um Trabalho de Conclusão de Curso (TCC) do aluno Walter Neil Marques de Melo, no Departamento de Física da Universidade Federal do Pará, sobre a balança de torsão de Coulomb. Para isso, era necessário consultar os artigos originais do físico francês Charles Augustin Coulomb, publicados nas Mémoires de l’Académie Royale des Sciences de Paris, em 1785. Mandei um e-mail para o professor Salmeron consultando sobre a possibilidade de ele conseguir cópias xerox desses trabalhos. Ele prontamente atendeu a esse pedido e o Walter concluiu o seu TCC.

(Adendo: O Professor Salmeron foi objeto de uma grande homenagem por ocasião da LISHEP2004 (LISHEP: LAFEX International School on High Energy Physics), que aconteceu entre 17 e 20 de fevereiro de 2004, no Instituto de Física da Universidade Estadual do Rio de Janeiro. Com efeito, no dia 18 de fevereiro desse mesmo mês foi lançado o livro intitulado Roberto Salmeron Festschrift: A Master and a Friend, em homenagem aos seus oitenta anos, ocorrido no dia 16 de junho de 2002. Esse livro editado pelos físicos, os brasileiros Ruben Aldrovandi e Alberto Santoro, e o português José Mariano Gago, foi publicado pela AIAFEX, Rio de Janeiro, 2003.)

4. Paulo de Tarso Santos Alencar: Amigo Fiel

Conheci o professor Paulo de Tarso Santos Alencar, hoje o amigo-irmão Paulo Alencar, em 1959, como meu aluno da brilhante turma do então 2o. ano científico do Colégio Estadual “Paes de Carvalho”, o lendário CEPC. Mais tarde, em 1963, o Paulo voltou a ser meu aluno na não menos brilhante turma do 2o. ano do Curso de Bacharelado em Matemática do então Núcleo de Física e Matemática (NFM) da Universidade do Pará, criada em 1957. Registre-se que o Paulo bacharelou-se e licenciou-se em Matemática, respectivamente, em 1964 e 1969.
No ano seguinte ao da conclusão do Bacharelado, Paulo e uma grande parte de sua turma, foram convidados para ensinar no NFM, na categoria de Instrutor de Ensino. Agora, como professor, Paulo passou a freqüentar seminários e cursos que eu ministrava em caráter extracurricular, no NFM, logo depois de minha frustrada permanência na Universidade de Brasília, em 1965, já por mim descrita nas Crônicas da Física, Tomo 6 (CF6) (EDUFPA, 2001). Desse modo, no final de 1965 ele participou do Curso que ministrei sobre Cálculo Avançado; em fevereiro de 1966, ele ouviu minha palestra sobre Relatividade Restrita e suas Consequências; e em julho desse mesmo ano, participou do Curso de Eletromagnetismo Clássico ministrado pela física francesa Anné Bauman, no qual eu colaborava resolvendo exercícios, colaboração essa que resultou numa crise, cujos detalhes já os apresentei no CF6.
Minha amizade com o Paulo Alencar começou a ser regida pela Geometria Hiperbólica quando o então Reitor da Universidade Federal do Pará (UFPA), professor Aloysio da Costa Chaves iniciou, em 1971, a institucionalização da pós-graduação [stricto(us) sensu] em nossa Universidade. Assim, sob o meu patrocínio (que constou da obtenção do aceite de instituições de ensino e de Bolsas de Estudo de órgãos financiadores), Paulo, Leopoldino e Moura iniciaram, ainda em 1971, o Mestrado em Física na Pontifícia Católica do Rio de Janeiro (PUC/RJ). O Paulo, sob a orientação do professor Bruno Maffeo, concluiu seu Mestrado, no início de 1975, no mesmo ano (março) em que obtive meu Doutorado, na Universidade de São Paulo (USP), com o professor Mauro Sérgio Dorsa Cattani.
Objetivando dinamizar o estudo da Física na UFPA, ainda em 1975, Paulo e eu aceitamos a dirigir, respectivamente, a Chefia do Departamento de Física da Universidade Federal do Pará (DF/UFPA) e a Coordenação do Colegiado de Física, por um período de dois anos. Foi nesse período que a “amizade geométrica não-euclidiana” com o Paulo (igualmente compartilhada com o também amigo fraterno Moura) começou a tomar forma, por intermédio do “traçado de várias paralelas a uma ‘reta’ (melhoria do nível intelectual dos paraenses que se interessam por Física e, também, pela cultura amazônica em geral)” a partir de um ponto (DF/UFPA) fora dessa ‘reta’”, quando, incentivados pelo saudoso matemático paraense Guilherme Maurício Souza Marcos de La Penha, idealizamos, em 1975, o Curso de Especialização em Física. Porém, dificuldades ideológicas, travestidas de cientistocracia, procrastinaram o início desse Curso até 1981.
Terminado o mandato de Chefe do DF/UFPA e como não havia perspectiva para iniciar o Curso referido acima, Paulo decidiu, no começo de 1977, partir para a Universidade de Campinas (UNICAMP) para realizar o seu Doutoramento. Inicialmente, ele foi orientado pelo professor Paulo Roberto de Paula e Silva que, aliás, havia sido Membro da Banca de meu Mestrado na USP, em 1973, também orientado pelo professor Cattani. Contudo, as múltiplas tarefas do professor Paulo Roberto fizeram com que, no começo de 1979, a orientação da Tese de Doutorado do Paulo passasse a ser exercida pelo professor Sérgio Pereira da Silva Porto, famoso no cenário internacional por haver realizado (com outros físicos) nos Estados Unidos, em 1964, o primeiro espalhamento Raman com laser. A morte prematura desse físico, em setembro de 1979, fez com que Paulo voltasse para Belém, muito embora só faltasse concluir e defender a Tese que o tornaria possuidor de dois títulos de Doutor, uma vez que ele já havia obtido o título de Doutor, de outra forma, fazendo o Concurso para Livre Docente da UFPA, no final de 1977, de cuja Banca Examinadora, eu também participei como um de seus Membros.
Essa primeira “paralela” (de caráter lato sensu) que traçamos foi seguida de outra (agora, de caráter stricto sensu), qual seja, a criação do Curso de Mestrado em Física da UFPA, em 1986. Novas “lato paralelas” foram ainda desenvolvidas por nós três (Paulo, Moura e eu), quais sejam: Curso de Especialização em Física Contemporânea, em 1993, 1995 e 1997, sob o patrocínio do DF/UFPA e a ajuda financeira da Coordenação do Aperfeiçoamento do Ensino Superior do Ministério da Educação (CAPES/MEC).
Ainda em 1986, Paulo, eu e, agora, com a participação fundamental do físico paraense Antonio Boulhosa Nassar (professor licenciado da UFPA e, atualmente, professor da Universidade da Califórnia, nos Estados Unidos), iniciamos o traçado de outras das “paralelas” referidas envolvendo, desta vez, trabalhos originais de pesquisa em sistemas dissipativos tratados pela Mecânica Quântica de de Broglie-Bohm. Muitas dessas pesquisas foram temas da Tese de Mestrado de alguns professores do DF/UFPA e de outras instituições de ensino superior. Registre-se que, nessa linha de pesquisa e até o presente momento, foram publicados 19 trabalhos em revistas indexadas (nacionais e internacionais), e editado o livro intitulado Tópicos da Mecânica Quântica de de Broglie-Bohm (EDUFPA, 2003), de minha autoria, juntamente com Nassar, Paulo e Cattani.
Nesta oportunidade, creio ser interessante destacar que, ainda nesse mesmo tema de pesquisa, o Paulo orientou a Tese de Mestrado de Carlos Augusto Sarmento Ferreira, cujo principal resultado foi publicado na mais prestigiosa Revista Científica do Mundo Ocidental: a Physical Review.
Um novo conjunto de “paralelas hiperbólicas” foi ainda conduzido pelo Paulo e por mim. Desta vez, tais “paralelas” apresentaram o caráter de resgate da cultura paraense. Assim, com a participação de outros professores da UFPA e de outras instituições, eis os principais eventos desse conjunto: 1) criação, no dia 30 de agosto de 1982, da Academia Paraense de Ciências (APACi); 2) realização, no período de 17-21 de junho de 1985, do Simpósio Sobre a História da Ciência e da Tecnologia no Pará; realização, no período de 12-13 de novembro de 1986, do I Encontro de Físicos do Norte; 3) publicação, a partir de 1999, da Série- Memórias, composta das Teses de Cátedra defendidas no CEPC e na antiga Escola Normal do Pará (Memórias), e de textos sobre instituições e vultos importantes da cultura paraense (Memórias Especiais).
Agora, chegamos ao leitmotiv da homenagem que Programa de Educação Tutorial (PET) do DF/UFPA, sob a tutoria do professor Sérgio Vizeu Lima Pinheiro, está prestando ao professor Paulo Alencar: dar o nome dele para a sala onde funciona esse Programa, no Campus da UFPA, no Guamá. Registre-se que esse Programa foi criado pela CAPES e destinado a iniciar estudantes na pesquisa desenvolvida nas Universidades Brasileiras. Muito embora, eu tenha sido o primeiro professor-tutor desse Programa, em 1991-1992, contei com a colaboração do Paulo, uma vez que a formação de estudantes se enquadrava no conjunto das “paralelas” que juntos traçamos e das quais falei no decorrer deste artigo. No entanto, foi o Paulo quem, ao me suceder nessa tutoria (até fevereiro de 2000, quando então foi sucedido pelo professor Licurgo Peixoto de Brito), instalou os estudantes do PET/DF/UFPA em uma sala própria, bem como conseguiu a sua operacionalidade, dotando-os de meios computacionais para a realização de seus trabalhos de iniciação científica.
Na conclusão deste artigo, creio ser oportuno dizer que, a dedicação do professor Paulo Alencar aos seus colegas e alunos do DF/UFPA desde 1965 até quando se aposentou, já seria motivo suficiente para fazê-lo merecedor desta homenagem. No entanto, para mim que o conheço há 45 anos (desde 1959), um traço de seu caráter é que o responsável por esta homenagem: A FIDELIDADE DE SUA AMIZADE!

(Adendo: Paulo, amigo-fiel-irmão, faleceu no dia 17 de abril de 2011, no Hospital Nove de Julho, em São Paulo, depois de uma internação de mais de dois anos nesse hospital, a espera de um transplante de fígado).

A) MITOS DA CRIAÇÂO

Em artigos publicados no site www.searadaciencia.ufc.br mostrei como o Universo foi criado e desenvolvido tendo como base as teorias científicas. Nesta primeira parte deste artigo, veremos como as gerações não-ortodoxas cientificamente descreveram, por intermédio de mitos (do grego mythos, que pode significar “história” ou “palavra final”) a criação do mundo. Para isso, usaremos os seguintes textos: Carl Sagan, Cosmos (Francisco Alves, 1982); Marcelo Glaiser, A Dança do Universo: Dos Mitos da Criação ao Big-Bang (Companhia das Letras, 1997); Simon Singh, Big Bang (Record, 2006); Stephen Hawking and Leonard Mlodinow, The Grand Design (Bantam Books, 2010).
Vejamos o que diz o físico e escritor inglês Simon Singh (n.1964) (de origem indiana). De acordo com um mito chinês da criação datado de 600 a.C., Phan Ku, o Criador Gigante, saiu de um ovo e começou a criar o mundo usando um cinzel para esculpir os vales e montanhas da paisagem. Em seguida ele colocou o Sol, a Lua e as estrelas no céu e morreu assim que essas tarefas tinham terminado. A morte do Criador Gigante era uma parte essencial do processo de criação, porque os fragmentos de seu próprio corpo ajudaram a completar o mundo. O crânio de Phan Ku formou a abóbada celeste, sua carne deu origem ao solo, seus ossos se transformaram nas rochas e seu sangue criou os rios e mares. Seu último suspiro produziu o vento e as nuvens, enquanto seu suor transformava-se na chuva. Seu cabelo caiu na Terra, criando a vida vegetal, e os piolhos escondidos em seus cabelos forneceram a base para a raça humana. E, como o nosso nascimento exigiu a morte de nosso criador, fomos amaldiçoados com a tristeza eterna.
Em contraste, no mito épico Prose Edda, da Islândia, a criação começou não com um ovo e sim com a Fenda Aberta. Esse vazio separou os reinos contrastantes de Muspell e Niflheim, até que um dia o calor brilhante e intenso de Muspell derreteu a neve congelante e o gelo de Niflheim, a umidade caiu na Fenda Aberta, produzindo vida na forma do gigante Imir. Só então a criação do mundo pôde começar.
O povo krachi, de Togo, no oeste da África, fala de outro gigante, o imenso deus azul Wulbari, mais conhecido entre nós como o céu. Houve um tempo em que ele se deitava logo acima da Terra, mas uma mulher socando grãos com um longo pau o cutucava e espetava de modo que ele se ergueu acima deste incômodo. Contudo, Wulbari permanecia ao alcance dos humanos, que usavam sua barriga como uma toalha e arrancavam fragmentos de seu corpo azul para temperarem a sopa. Gradualmente, Wulbari subiu cada vez mais alto, até que o céu azul ficou fora do alcance, e lá permaneceu desde então.
Para os iorubá, também da África Ocidental, Olorum era o Dono do Céu. Quando ele olhou para baixo, para o pântano sem vida, pediu a outro ser divino que levasse uma concha de caramujo até a Terra primordial. A concha continha um pombo, uma galinha e uma pequena quantidade de solo. O solo foi salpicado sobre os pântanos da Terra e então o pombo e a galinha começaram a ciscar até que o pântano virou um terreno sólido. Para testar o mundo, Olorum enviou o Camaleão, que mudou da cor azul para o marrom enquanto ia do céu até a terra, sinalizando que a galinha e o pombo tinham completado com sucesso a sua tarefa.
No livro do físico e escritor brasileiro Marcelo Gleiser (n.1959) há registros de vários mitos da criação. Vejamos alguns deles. Para os índios Hopi, dos Estados Unidos: – O primeiro mundo foi Tokpela. Mas antes, se diz, existia apenas o criador, Taiowa. Todo o resto era espaço infinito. Não existia um começo ou um fim, o tempo não existia, tampouco formas materiais ou vida. Simplesmente um vazio incomensurável, com seu princípio e fim, tempo, formas e vida existindo na mente de Taiowa, o Criador. Então Ele, o infinito, concebeu o finito: primeiro Ele criou Sotuknang, dizendo-lhe: “Eu o criei, o primeiro poder e instrumento em forma humana. Eu sou seu tio. Vá adiante e perfile os vários universos em ordem, para que eles possam trabalhar juntos, de acordo com o meu plano”. Sotuknang seguiu as instruções de Taiowa; do espaço infinito ele conjurou o que se manifestaria como substância sólida, e começou a moldar as formas concretas do mundo.
Ainda para Gleiser, na religião hindu, o ciclo de criação e destruição é simbolizado pela dança rítmica do deus Xiva: – Na noite do Brama (a essência de todas as coisas, a realidade absoluta, infinita e incompreensível), a Natureza é inerte e não pode dançar até que Xiva assim o deseje. O deus se alça de seu estupor e, através de sua dança, envia ondas pulsando com o som do despertar, e a matéria também dança, aparecendo gloriosamente à sua volta. Dançando, ele sustenta seus infinitos fenômenos, e, quando o tempo se esgota, ainda dançando, Ele destrói todas as formas e nomes por meio do fogo e se põe de novo a descansar.
Também no hinduísmo, no Chandogya Upanisad (m, 19), lê-se: – No início esse [Universo] não existia. De repente, ele passou a existir, transformando-se em um ovo. Depois de um ano incubando, o ovo chocou. Uma metade da casca era de prata, a outra, de ouro. A metade de prata transformou-se na Terra, a de ouro, no Firmamento. A membrana da clara transformou-se nas montanhas; a membrana mais fina, em torno da gema, em nuvens e neblina. As veias viraram rios; o fluido que pulsava nas veias, o oceano. E então nasceu Aditya, o Sol. Gritos de saudação foram ouvidos, partindo de tudo que vivia e de todos os objetos do desejo. E desde então, a cada nascer do Sol, juntamente com o ressurgimento de tudo que vive e de todos os objetos do desejo, gritos de saudação são novamente ouvidos.
Por sua vez, os índios Maori, da Nova Zelândia, descrevem a criação em forma de verso: – Do nada a procriação, / Do nada o crescimento, / Do nada a abundância, / O poder de aumentar o sopro vital; / Ele organizou o espaço vazio, / E produziu a atmosfera acima, / A atmosfera que flutua sobre a Terra; / O grande firmamento organizou a madrugada, / E a Lua apareceu, / A atmosfera acima organizou o calor, / E o Sol apareceu; / Eles foram jogados para cima, / Para serem os olhos principais do Céu: / E então o firmamento transformou-se em luz, / A madrugada, o nascer do dia, o meio-dia. / O brilho do dia vindo dos céus.
Para os taioistas, antes de 200 a.C., a criação era assim descrita: – No princípio era o Caos. Do Caos veio a pura luz que construiu o Céu. As partes mais concentradas juntaram-se para formar a Terra. Céu e Terra deram vida as 10 mil criações [Natureza], o começo, que contém em si o crescimento, usando sempre o Céu e a Terra como seu modelo. As raízes do Yang e do Yin – os princípios do masculino e do feminino – também começaram no Céu e na Terra. Yang e Yin se misturaram, os cinco elementos surgiram dessa mistura e o homem foi formado. [...] Quando Yin e Yang diminuem ou aumentam seu poder, o calor ou o frio são produzidos. O Sol e a Lua trocam suas luzes. Isso também produz o passar do ano e as cinco direções opostas do Céu: leste, oeste, sul, norte e o ponto central. Portanto, Céu e Terra reproduzem a forma do homem. Yang fornece e Yin recebe.
No livro do Gleiser ainda se encontram duas narrativas que envolvem o nosso Universo, porém sem um ato criador: a do jainismo, uma religião aparentemente fundada por Maavira, um contemporâneo de Buda, do Século 6 a. C.; e a do hinduísmo narrada no Rigveda X, escrito por volta do Século 12 a. C.
O astrônomo e historiador da ciência o norte-americano Carl Edward Sagan (1934-1996) no livro citado no início deste verbete, apresenta cinco pequenos extratos de mitos de povos que habitavam terras ao longo do Oceano Pacífico. 1) O mito do Pai Grande do povo Aranda da Austrália Central: – No início tudo repousava na escuridão perpétua: a noite oprimia tudo como uma mata impenetrável; 2) O Popol Vuh dos Mayas Quiché: – Tudo estava suspenso, em calma e em silêncio; tudo sem movimento e quieto; e a extensão do céu estava vazia; 3) Um mito do Maiana, Ilhas Gilbert: – Na Arean estava sozinho no espaço como uma nuvem que flutua no nada. Não dormia porque não havia sono, não estava faminto por que não havia fome. Assim permaneceu por muito tempo, até que veio um pensamente à sua mente. Disse a si mesmo: “Eu farei uma coisa”; 4) Os mitos do chinês P´an Ku (~ Século 3 d.C.): – Primeiro havia o grande ovo cósmico; dentro do ovo era o caos, e flutuando no caos estava P´an Ku, o Não Desenvolvido, o divino Embrião. E P´an Ku brotou do ovo, quatro vezes maior do que qualquer homem de hoje, com um martelo e um cinzel em suas mãos, com os quais moldou o mundo; 5) O chinês Huai-nan Tzu (~ Século 1 a.C.) – Antes do céu e da terra terem forma, tudo era vago e amorfo … O que era claro e a luz uniram-se e formaram o céu, enquanto o que era pesado e turvo se solidificaram. Por isso o céu se completou primeiro e a terra assumiu sua forma depois. Quando o céu e a terra se uniram no vazio e tudo era de uma simplicidade sem modelos, então, sem terem sido criadas as coisas passaram a ser. Foi a Grande Unidade. Todas as coisas emanaram desta Unidade, mas ficaram diferentes entre si …
Ainda segundo Sagan: – Estes mitos são tributos da audácia humana. A principal diferença entre eles e o nosso mito científico moderno do Big Bang (grifo meu) é que a ciência se autoquestiona e que podemos executar experiências e observações para testar nossas ideias. As outras histórias da criação são dignas de nosso profundo respeito.
Agora vejamos como o astrofísico inglês Stephen William Hawking (n.1942) e o físico norte-americano Leonard Mlodinow (n.1954) em seu The Grand Design (op. cit.) tratam dos mitos da criação: – In the Mayan Popol Vuh mythological narratives the gods proclaim, “We shall receive neither glory nor honor from all that we have created and formed until human beings exist, endowed with sentience”. A typical Egyptian text dated 2000 BC states, “Men, the cattle of God, have been well provided for. He [the sun god] made the sky and earth for their benefit”. In China the Taoist philosopher Lich Yü-K´ou (c. 400 BC) expressed the idea through a character in a tale who says, “Heaven makes the five kinds of grain to grow, and brings forth the finny and the feathered tribes, especially for our benefit”. (“Nas narrativas mitológicas do texto Mayan Popol Vuh os deuses proclamam, ‘Nós não devemos receber nem glória nem honra por tudo que criamos e formamos até os seres humanos existirem, dotados de senciência’. Um texto típico Egípcio datado de 2000 a.C. afirma, ‘Homens, o gado de Deus, foram bem tratados. Ele [o deus sol] fez o céu e a terra para seu benefício’. Na China o filósofo Taoista Lich Yü-K´ou (c. 400 a.C.) expressou a ideia através de uma personagem em um conto que diz, ‘O Céu faz com que os cinco tipos de grãos cresçam, e produz as tribos de penas e barbatanas, especialmente para nosso benefício’ ”).
Ainda nesse livro de Hawking e Mlodinow há duas afirmações bastante interessantes sobre a criação do mundo. Uma delas se deve ao físico e matemático inglês Sir Isaac Newton (1642-1727) que acreditava que nosso sistema solar não surgiu do caos pelas meras leis da natureza, e sim, que a ordem no universo foi inicialmente criada por Deus e conservada por ele até este Dia no mesmo estado e condições. A outra afirmação se deve aos próprios cientistas. Com efeito, no final de seu livro, ao examinarem a Teoria-M [sobre essa teoria, ver: Michio Kaku, Introduction to Superstrings and the M-Theory (Springer Verlag, New York, 1999)], uma teoria supersimétrica mais geral da gravitação, escreveram: – For these reasons M-theory is the only (grifo deles) candidate for a complete theory of the universe. If it is finite – and this has yet to be proved – it will be a model of a universe that creates itself (grifo meu) (“Por estas razões a teoria-M é a única candidata para uma teoria completa do universo. Se ela é finita – e isto tem que ser ainda provado – ela será um modelo de um universo que se autocria”).
Creio ser oportuno incluir ainda neste verbete, a Lenda Nheengatu da Amazônia – No princípio DEUS criou o céu e a Terra. Depois criou a Luz (DIA) e as Trevas (NOITE). Depois criou o Firmamento em meio às águas. Depois fez o HOMEM à nossa imagem e semelhança [Roberto de Andrade Martins, Universo: Teorias sobre a sua Evolução (Editora Moderna, 1994)]. E é claro, incluir também o que a Bíblia Sagrada diz no Gênesis 1:1-5 (c. 400 a.C.): – No princípio Deus criou o céu e a terra. A terra, porém, estava informe e vazia, e as trevas cobriam a face do abismo, e o Espírito de Deus movia-se sobre as águas. E Deus disse: Exista luz. E a luz existiu. E Deus viu que a luz era boa; e separou a luz das trevas. E chamou à luz dia, e às trevas noite. E fez-se tarde e manhã: o primeiro dia. (Gleiser, op. cit.).
Depois de tudo o que escrevi (nesta série de verbetes) sobre a criação (mítica ou científica) do mundo, decorrente da explosão do polêmico “ovo cósmico lemaîtriano” há ~ 13,6 bilhões de anos, e o que sabemos hoje do que aconteceu desse início até o presente momento (janeiro de 2012), acredito que posso concluir este verbete com o seguinte resumo:

B) COSMOLOGIA

B.1) MODELOS PLANETÁRIOS GEOCÊNTRICOS

É bem provável que as primeiras observações sistemáticas dos fenômenos celestes aconteceram na Babilônia e em Nineveh, duas cidades situadas na Mesopotâmia (hoje, uma parte do Iraque), cidades essas que existiram milhares de anos antes de Cristo (a.C.). Essas observações foram realizadas por sacerdotes dessas cidades-estados, que tinham por hábito observar os movimentos da Lua (L), do Sol (So), dos planetas [Mercúrio (Me), Vênus (V), Marte (Ma), Júpiter (J) e Saturno (Sa)] e das estrelas.
Uma primeira tentativa de formular um modelo para explicar tais movimentos foi apresentada pelo filósofo grego Philolaus de Tarento (ou Crotona) [floresceu cerca (f.c) 480 a.C.], ao acreditar na existência de um fogo central que representava o centro de um Universo esférico. Esse fogo de Hestia (Hestia era a Deusa sagrada, nas casas e nos edifícios públicos) era invisível, pois estava sempre encoberto pelo Sol. Além do mais, ele era envolvido por dez (10) esferas concêntricas representando, respectivamente: Terra, So, L, Me, V, Ma, J, Sa, anti-Terra (antichthon – planeta sempre oculto para os terráqueos e situado do outro lado do Sol) e estrelas. Para Philolaus, o Sol (visível) era um reflexo do fogo central (invisível), e cada uma dessas esferas girava do oeste para leste, completando uma revolução no período correspondente ao do astro que a mesma representava.
O filósofo grego Platão de Atenas (c.427-c.347) em seus famosos diálogos (Timaeus, Phaedo, República e Epinomis) considerava a Terra imóvel e envolvida por quatro capas esféricas. A primeira, de espessura igual a dois (2) raios terrestres (RT), era composta do elemento água; a segunda era composta do elemento ar, cm a espessura de cinco (5) RT, e constituindo a atmosfera. Em seguida, há uma camada do elemento fogo de dez (10) RT, tendo em sua parte superior a quarta capa esférica na qual se encontravam as estrelas. Os sete (7) planetas então conhecidos (L, So, Me, V, Ma, J e Sa) evoluíam entre a atmosfera e as estrelas.
O astrônomo e matemático grego Eudoxo de Cnido (c.408-c.355), discípulo de Platão, formulou um modelo planetário segundo o qual, basicamente, o movimento dos astros no Universo era consequência de um conjunto de 27 esferas homocêntricas à Terra, seguindo o esquema: 4 para cada um dos planetas (Me, V, Ma, J e Sa), 3 para o Sol, 3 para a Lua, e uma para as estrelas fixas. Essas esferas eram assim distribuídas: o planeta se encontra fixo no equador de uma esfera que gira em torno da Terra. Por sua vez, os polos dessa esfera são deslocados por uma segunda esfera que gira em torno de um eixo normal ao plano da eclítica (trajetória aparente do Sol entre as estrelas). Uma terceira esfera, exterior as duas estrelas antecedentes, dá o movimento do planeta em relação ao céu das estrelas fixas. Por fim, uma quarta esfera era necessária (para o caso dos planetas Me, V, Ma, J e Sa) para explicar o seu movimento retrógrado, isto é, o movimento no qual o planeta, no céu das estrelas fixas, se move em um determinado sentido até um “ponto estacionário”; depois, volta no sentido oposto até um outro “ponto estacionário”, retomando então ao primeiro sentido, e assim por diante, formando laços (“cúspides”). É oportuno registrar que Eudoxo inventou a curva hipópode (resultante da interseção de uma esfera com um cilindro) com o objetivo de explicar esse seu modelo planetário. Por sua vez, o astrônomo Calipo de Cízico (c.370-c.300), aluno de Eudoxo, aperfeiçoou o modelo de seu mestre, adicionando mais 8 esferas, com o objetivo de explicar os complicados movimentos de Mercúrio e de Vênus, já que eles apresentavam um afastamento limitado em relação ao Sol, respectivamente: ~ 240 e ~ 480.
Esse modelo de Eudoxo-Calipo foi aperfeiçoado pelo filósofo grego Aristóteles de Estagira (384-322) ao acrescentar mais esferas homocêntricas, perfazendo um total de 55. Essas novas esferas, contudo, destinavam-se a impedir que o movimento de um dado planeta se transmitisse ao seu vizinho, já que, ao que parece, considerava as esferas homocêntricas como sendo reais, ao contrário de Eudoxo e Calipo que as consideravam apenas como auxiliares em seus cálculos. Além disso, numa primeira tentativa de explicar a razão dos movimentos celestes, Aristóteles admitiu que depois das estrelas fixas existia o Primum Móbile (“Primeiro Móvel”) acionado por DEUS, o motor primordial e imóvel, e que além dele não havia nem movimento, nem tempo e nem lugar. Registre-se que Aristóteles apresentou esse seu modelo planetário no Livro II de seu tratado De Caelo (“Dos Céus”).
O movimento retrógrado dos planetas recebeu uma nova explicação por intermédio do matemático grego Apolônio de Perga (c.261-c.190). Para isso, usou o sistema epiciclo-deferente, sistema em que o centro de um círculo menor (epiciclo) se desloca ao longo de um círculo maior (deferente). Nesse sistema, o epiciclo representa o movimento circular do planeta e o deferente é um círculo em cujo centro situa-se o astro em torno do qual orbita o planeta (no caso, a Terra).
O modelo de Apolônio apresentava uma dificuldade, ou seja, a de não explicar as variações das velocidades dos planetas em torno da Terra. Para contornar essa dificuldade, o astrônomo grego Hiparco de Nicéia (c.190-c.120) usou o conceito de excentricidade. Por exemplo, admitiu que o círculo descrito pelo Sol (considerado como um planeta) é excêntrico em relação ao centro da Terra. Com essa hipótese, demonstrou que essa excentricidade era equivalente ao modelo de Apolônio, porém às avessas. Apesar dessa hipótese, seu modelo não explicou a variabilidade da velocidade orbital dos planetas.
Entre 151-157, o astrônomo grego Cláudio Ptolomeu (85-165) retomou o modelo Apolônio-Hiparco (epiciclo-deferente-excêntrico) em seu célebre Hè Mathèmatikè Syntaxis (“A Compilação Matemática”), para poder explicar o movimento dos planetas e suas irregularidades (movimento retrógrado e não-circularidade orbital). Sua obra, composta de 13 volumes, foi traduzida pelos árabes, por volta do Século 9 d. C., recebendo então o nome de Al-Magisti ou Almagest (“O Grande Tratado”). É oportuno registrar que para explicar a razão dos planetas Mercúrio e Vênus aparecerem sempre juntos ao Sol, Ptolomeu admitiu que seus deferentes tivessem o mesmo período do deferente do Sol. Por fim, para explicar as variações das velocidades dos planetas, criou o artifício do equante. Este é um ponto que não correspondia nem ao centro da Terra, nem ao centro do deferente e, de tal modo, que um objeto colocado nele veria o centro do epiciclo se deslocar com velocidade angular uniforme. Para detalhes dos sistemas geocêntricos ver: Arthur Koestler, O Homem e o Universo (IBRASA, 1989); José Maria Filardo Bassalo, Crônicas da Física, Tomo 3 (EDUFPA, 1992); Roberto de Andrade Martins, O Universo: Teoria sobre sua Origem e Evolução (Editora Moderna, 1994); Marcelo Gleiser, A Dança do Universo: Dos Mitos de Criação ao Big-Bang (Companhia das Letras, 1997); Alexandre Cherman e Bruno Rainho Mendonça, Por que as coisas caem?. Uma história a Gravidade (Zahar, 2009).

B.2) MODELOS PLANETÁRIOS HELIOCÊNTRICOS

Por volta de 290 a.C., o astrônomo grego Aristarco de Samos (c.320-c.250) formulou pela primeira vez um modelo planetário heliocêntrico. No entanto, para defender seu modelo, teve de admitir duas hipóteses. A primeira delas era no sentido de justificar a razão de as estrelas parecerem fixas, isto é, por que suas posições aparentes não mudavam em consequência do movimento da Terra em torno do Sol. Esta imobilidade, afirmou Aristarco, decorria da imensa distância em que se encontravam as estrelas em relação ao planeta Terra. A segunda hipótese dizia que a Terra não era fixa e sim rodava em torno de seu eixo. Aliás, essa hipótese já havia sido considerada pelo astrônomo grego Heráclides de Pontos (c.388-c.310). Com efeito, para explicar razão de os planetas Mercúrio e Vênus se afastarem pouco do Sol, ~ 240 e ~ 480, respectivamente, Heráclides formulou seu modelo geoheliocêntrico. Segundo esse modelo, esses dois planetas giravam em torno do Sol e este, juntamente com os demais planetas (Lua, Marte, Júpiter e Saturno), girava em torno de uma Terra também em rotação, porém em torno de seu eixo, de oeste para leste, e diariamente. Registre-se que esse modelo de Heráclides foi defendido pelo erudito inglês Alcuino de York (735-804).
Depois de alguns séculos de aceitação do modelo geocêntrico de Ptolomeu, o heliocentrismo voltou a ser proposto pelo astrônomo, matemático e filósofo alemão Cardeal Nicolau de Cusa (1401-1464) no livro intitulado De Docta Ignorantia (“Douta Ignorância”), publicado em 1440, no qual afirmou que a Terra girava em torno de seu eixo e em torno do Sol, que o Universo era infinito, e que as estrelas eram outros sóis com planetas habitados. Ainda nesse livro, Nicolau de Cusa propôs uma ideia revolucionária, hoje conhecida como Princípio Cosmológico, segundo o qual o observador verá o Universo girar em torno de si próprio, em qualquer parte que esteja no mesmo, isto é: no Sol, na Terra, na Lua, em qualquer planeta ou mesmo estrela. É oportuno destacar que o heliocentrismo e a pluralidade dos mundos foram defendidos pelo filósofo e teólogo italiano Giordano Bruno (1548-1600), em seu livro De l´Infinito Universo i Mondi (“Do Universo Infinito e dos Mundos”), de 1584. Por causa da defesa ardorosa dessas ideias, Bruno foi excomungado e queimado vivo pela Santa Inquisição, em 17 de fevereiro de 1600.
O astrônomo polonês Nicolau Copérnico (1473-1543) apresentou suas primeiras ideias do heliocentrismo em um manuscrito, provavelmente escrito em 1510, intitulado Commentariolus (“Pequeno Comentário”), que foi traduzido e comentado pelo físico e historiador da ciência, o brasileiro Roberto de Andrade Martins (n.1950), e editado pela Nova Stella e MAST, em 1990. É interessante registrar que esse livro circulou apenas entre seus alunos e amigos, dentre os quais se encontrava o matemático e astrônomo austríaco Georg Joachim von Lauchen (Rheticus) (1514-1576). Nesse livro, ao analisar o modelo geocêntrico de Ptolomeu, Copérnico criticou o conceito do equante, pois o mesmo entrava em conflito com “a regra do movimento absoluto” segundo a qual tudo deveria se mover em movimento uniforme de rotação em torno do centro do mundo que está perto do Sol. Ora, isso não acontecia no modelo ptolomaico, pois neste os planetas giravam também em órbitas circulares, mas a rotação era uniforme em relação a um ponto que não coincidia com o centro da circunferência. Portanto, concluiu Copérnico, o equante situava-se próximo da Terra.
Em 1543, estimulado por Rheticus, Copérnico publicou seu famoso livro De Revolutionibus Orbium Coelestium (“Das Revoluções dos Corpos Celestes”), no qual apresentou os seguintes postulados que caracterizavam seu modelo planetário heliocêntrico:

1) O princípio metafísico básico era o da perfeição do movimento circular;

2) O centro da Terra não era o centro do Universo, e sim, apenas o centro da esfera lunar;

3) O centro do mundo era perto do Sol;

4) É a Terra e não a esfera das estrelas fixas que gira em torno de seu eixo, cada 24 horas;

5) A distância Terra-Sol é muito menor do que a distância Sol-Estrelas Fixas

É importante observar que foi Rheticus quem ficou encarregado da impressão desse livro, sendo o clérigo alemão Andréas Osiander (1498-1552) o responsável pela sua supervisão técnica. No Prefácio (não assinado e mais tarde descoberto ser de autoria de Osiander) era expresso o ponto de vista de que as hipóteses apresentadas no livro não eram necessariamente verdadeiras e que nem sequer se exigia que fossem provadas. Os leitores de Copérnico pensaram que o Prefácio fora escrito por ele para evitar a oposição religiosa. Talvez fosse essa a real intenção de Osiander já que, antes mesmo do livro ser publicado, o clérigo alemão Martinho Lutero (1483-1546) – idealizador da Reforma Protestante – afirmava: – O louco vai virar toda a ciência da Astronomia de cabeça para baixo. Mas, como declara o Livro Sagrado, foi ao Sol e não à Terra que Josué mandou parar. O livro de Copérnico foi às suas mãos no dia em que morreu, 24 de maio de 1543. Ele, contudo, já havia perdido a memória e suas faculdades mentais.
O modelo planetário de Copérnico explicou naturalmente o movimento retrógrado dos planetas como sendo devido às velocidades dos mesmos em relação ao nosso planeta Terra. Assim, a razão de a retrogradação de Mercúrio e de Vênus só ocorrer quando estão em conjunção deve-se a sua maior velocidade; e a razão da retrogradação de Marte, Júpiter e Saturno só ocorrer em oposição, deve-se à menor velocidade deles, também em relação à Terra. Além dessa explicação, Copérnico determinou a escala do sistema solar, em Unidade Astronômica (UA), ou seja, a distância Terra-Sol: Mercúrio ~ 0,3763 UA; Vênus ~ 0,7193 UA; Marte ~ 1,5198 UA; Júpiter ~ 5,2192 UA; e Saturno ~ 9,1743 UA. Note-se que Copérnico teve, também, de usar 48 epiciclos para explicar as diversas observações sobre os movimentos dos planetas e da própria Terra, por haver considerado que os planetas descreviam apenas movimentos circulares uniformes em torno do Sol. Note-se, também, que para justificar a razão de não observação de qualquer paralaxe (deslocamento aparente de uma estrela no céu em virtude de duas observações, da mesma, em lugares diferentes) anual das estrelas fixas, Copérnico usava seu quinto postulado, e a deficiência dos instrumentos astronômicos para medi-la.
A não observação da paralaxe estelar foi também o motivo que levou o astrônomo dinamarquês Tycho Brahe (1546-1601) a não aceitar o modelo planetário de Copérnico. Em vista disso, e por este modelo contradizer a Bíblia, em 1574, ele apresentou seu próprio modelo – o modelo planetário de Tycho-Brahe:

Terra parada e girando em torno dela estavam a esfera das estrelas fixas, a Lua e os Sol; este, por sua vez, carregava em torno de sim os demais planetas.

B.3) MODELO PLANETÁRIO DE KEPLER

Em 1595, o astrônomo alemão Johannes Kepler (1571-1630) procurava uma demonstração matemática para o modelo de Copérnico (1543), desde que o aprendera com o também astrônomo alemão Michael Maestlin (1550-1631). Assim, em 09 de julho de 1595, ao situar um triângulo entre dois círculos, percebeu que a razão entre os raios desses círculos era a mesma entre os das órbitas de Júpiter e Saturno. Em vista deste resultado, tentou inscrever outras figuras geométricas planas entre as órbitas dos planetas. Como tal modelo não se enquadrou com o de Copérnico, Kepler partiu então para os sólidos regulares pitagóricos-platônicos: tetraedro (4 faces), hexaedro (cubo: 6 faces), octaedro (8 faces), dodecaedro (12 faces) e icosaedro (20 faces). Inicialmente, inscreveu entre as esferas dos planetas apenas o cubo. No entanto, ao comparar a relação entre os raios dessas esferas e as distâncias das órbitas dos planetas dadas pelo modelo de Copérnico, verificou que havia uma grande discrepância. Em seguida, fez uma nova tentativa, deixando o cubo entre as esferas de Júpiter e Saturno e os cubos entre as esferas de Marte e Terra, Terra e Vênus, Vênus e Mercúrio foram substituídos, respectivamente, pelo dodecaedro, icosaedro e octaedro. Relacionado agora os raios dessas esferas com as distâncias planetárias copernicanas, verificou que a discrepância diminuíra, à exceção de Mercúrio, cuja esfera tangenciando o octaedro não explicava seus movimentos. Desse modo, teve que apelar para um artifício [“pequena fraude”, segundo Arthur Koestler, O Homem e o Universo (IBRASA, 1989)], qual seja, o de inscrever a esfera correspondente a Mercúrio no quadrado formado pelas quatro arestas medianas do octaedro. Em vista desse sucesso parcial, Kepler continuou melhorando seu modelo matemático cada vez mais. Assim, substituiu cada esfera por duas, onde o raio da menor era a menor distância do planeta ao Sol e o raio maior, consequentemente, a maior distância orbital.
Logo em 1596, Kepler apresentou suas primeiras ideias sobre seu modelo planetário em um livro intitulado Mysterium Cosmographicum (“Mistério Cosmográfico”). Ao receber esse livro das próprias mãos de Kepler, o astrônomo dinamarquês Tycho Brahe (1546-1601) convidou-o para trabalhar em Praga, lá chegando em janeiro de 1600. Com a morte de Tycho, em 1601, Kepler foi designado, em 1602, matemático imperial em seu lugar. Quando ainda vivo, Tycho Brahe confiou a Kepler o cálculo da órbita de Marte, tendo em vista as observações que fizera sobre o movimento desse planeta. Ao observar que a velocidade orbital de Marte era variável (mais rápido próximo do Sol e mais lento longe do Sol), Kepler formulou, em 1602, sua famosa Lei das Áreas:

O raio vetor ligando um planeta ao Sol, descreve áreas iguais em tempos iguais.

Ao analisar atentamente as observações que Tycho Brahe fizera do planeta Marte, Kepler pensou que em poucas semanas encontraria a forma de sua órbita. Como também observou que a velocidade de Marte era variável, conforme vimos acima, e que sua órbita apresentava uma pequena excentricidade, Kepler fez cerca de setenta tentativas com o objetivo de enquadrar as observações de Tycho nos modelos de Copérnico e do próprio Tycho. Assim, inicialmente, considerou que cada esfera característica de um planeta (Marte, em particular) era na realidade uma carapaça esférica de espessura suficiente que pudesse explicar a excentricidade de Marte referida antes. Posteriormente, considerou uma série de combinações de círculos para a órbita marciana. No entanto, como encontrou uma diferença de 8 minutos de arco (8´) e achando que seu mestre Tycho não cometeria tal erro, Kepler passou a considerar órbitas ovaladas até chegar à forma elíptica. Desse modo, em 1609, Kepler propôs sua Lei das Órbitas:

Os planetas se deslocam se deslocam em torno do Sol em órbitas elípticas, tendo o Sol como um dos focos.

É interessante destacar que essa lei (assim como a lei de 1602), foi apresentada no livro, publicado em 1609, Astronomia Nova (“Nova Astronomia”), no Capítulo intitulado Comentários sobre os Movimentos de Marte. Destaque-se, também, que a ideia de órbitas planetárias elípticas já havia sido considerada por Arzaquel de Toledo (1029-1087), no Século 11. [John Desmond Bernal, Historia Social de la Ciência I, II (Ediciones Península, 1968)].
Havendo descoberto as leis que regem o movimento (cinemática) dos planetas, partiu Kepler para determinar a relação entre as distâncias e os períodos dos mesmos. Depois de fazer algumas tentativas relacionando potências das distâncias e dos períodos planetários, chegou finalmente à sua terceira lei: Lei dos Períodos:

A relação entre o quadrado do período de revolução dos planetas e o cubo de sua distância média ao Sol é uma constante.

Acreditando que os planetas em suas órbitas entoam verdadeiros cantos musicais, Kepler denominou-a de lei harmônica, e apresentou-a em seu tratado intitulado Harmonice Mundi (“A Harmonia do Mundo”), composto de cinco livros e editado em 1619.
Depois de entender a cinemática do sistema planetário por intermédio de suas três leis (1602, 1609, 1619), Kepler tentou entender a sua dinâmica (força gravitacional). Assim, influenciado pelo físico inglês William Gilbert (1544-1603), que havia mostrado no livro De Magnete, de 1600, ser a Terra um imenso ímã (também nesse livro Gilbert defendeu a infinitude do Universo), Kepler supôs que o Sol exercia uma influência magnética sobre os planetas, a chamada anima motrix. Como a função dessa força magnética é mover os planetas e como estes se situam na eclítica (trajetória aparente do Sol entre as estrelas), Kepler admitiu que a força solar não agia em todas as direções e sim, apenas, na direção do raio eclítico, e que a mesma era proporcional ao inverso da distância. Essas ideias foram apresentadas por Kepler em seus livros Epitome Astronomiae Copernicanae, Liv IV. Physica Coelestis (“Epítome de Astronomia Copernica, Livro IV. Física Celeste”), em 1620, e Epitome Astronomiae Copernicanae, Liv V, VI, VII. Doctrina Theorica (“Epítome de Astronomia Copernica, Livros V, VI, VII. Doutrina Teórica”), em 1621. Para maiores detalhes sobre a vida e obra de Kepler, ver: Fátima Regina Rodrigues Évora, A Revolução Copernicana-Galileana I, II (UNICAMP/CLE, 1988); Ronaldo Rogério Freitas Mourão, Kepler: A Descoberta das Leis do Movimento Planetário (Odysseus, 2003); Stephen Hawking, Os Gênios da Ciência: Sobre os Ombros de Gigantes (Campus/Elsevier, 2005); Marcelo Gleiser, A Harmonia do Mundo (Romance) (Companhia das Letras, 2006).
É interessante registrar que o heliocentrismo foi defendido pelo físico e astrônomo italiano Galileu Galilei (1564-1642) em seu livro Il Saggiatore (“O Ensaiador”), publicado em 1623, e dedicado ao seu amigo Cardeal Maffeo Barberini (1568-1644), que acabara de ser eleito Papa com o nome de Urbano VIII. Aliás, é nesse livro que Galileu enunciou sua célebre frase: – A Matemática é a Linguagem da Natureza. Registre-se, também, que a defesa do heliocentrismo foi novamente apresentada e justificada por Galileu em seu famoso livro Dialogo supra i due Massimi Sistemi del Mundo Tolemaico e Copernicano (“Diálogo sobre os dois Principais Sistemas do Mundo, o Ptolomaico e o Copernicano”), publicado em 1632, que o levou a ser processado pela Santa Inquisição, em 1633. Contudo, nesse livro, ele não trata do modelo de Kepler.

B.4) AS PRIMEIRAS TEORIAS DA GRAVITAÇÃO

A visão do Universo Copernicano (1543)-Galileano (1632) era bastante cinemática, uma vez que, por intermédio da observação e da aplicação matemática, os astrônomos procuravam descrever as órbitas dos planetas e de outros corpos celestes. No entanto, o astrônomo alemão Johannes Kepler (1571-1630) foi um pouco além, ao formular as leis [Áreas (1602); Órbitas (1609); Períodos (1619)] que regem as órbitas planetárias, bem como a de tentar uma primeira explicação da dinâmica planetária, admitindo a influência magnética do Sol sobre os planetas (1620-1621), com uma força que variava na razão inversa da distância.
Uma primeira concepção de uma Teoria da Gravitação Universal foi apresentada pelo filósofo, físico e matemático francês René du Perron Descartes (1596-1650) em seu livro intitulado Principia Philosophiae (“Princípios de Filosofia”), de 1644. Neste livro, Descartes admitiu a infinitude do Universo, por não se poder pensar sobre um limite para a extensão do Universo, como também rejeitou a ideia do átomo grego, uma vez que podemos pensar em dividir a matéria ad libitum (conforme desejarmos). Descartes também rejeitou a ideia de vácuo ao considerar o espaço como um plenum, cheio de matéria da mesma espécie e em movimento, movimento esse dado inicialmente por DEUS. Como não admitia a ideia de força de ação a distância, e considerando que a interação de sistemas físicos só poderia ocorre por contato, Descartes foi levado ao conceito de éter (diferente do éter aristotélico) – o seu plenum – e, em consequência, formulou sua Teoria dos Vórtices para explicar a gravitação.
Para a formulação de sua Teoria, Descartes considerou que a matéria, embora toda da mesma espécie, fosse constituída de partículas (as elementares gregas) que variavam de tamanhos: as maiores compunham a terra, as médias, o ar, e as menores, o fogo. Todas essas partículas eram agrupadas em vórtices, em cujo centro ficavam as partículas de fogo, que eram rápidas. Ainda para Descartes, no centro de cada vórtice formava-se uma estrela. As estrelas, contudo, tinham a tendência a se cobrir com matéria grossa para se constituir em um planeta; se, contudo, este tivesse uma excessiva massa que o fizesse vaguear de um vórtice para o outro, ele tornar-se-ia um cometa. Por fim, nesse modelo cartesiano, os planetas eram capturados e arrastados por vórtices (redemoinhos, turbilhões) de partículas de éter cartesiano, em cujo centro estava o Sol; por sua vez, os satélites planetários eram velhos planetas formados há muito tempo. Registre-se que, segundo esse modelo turbilhonar cartesiano, a Terra seria um elipsóide, alongado no sentido de seu eixo polar.
Uma Teoria de Gravitação também baseada em forças foi apresentada pelo matemático e fisiologista italiano Giovanni Alfonso Borelli (1608-1679) em seu livro Theorica Mediceorum Planetarum (“Teoria das Estrelas Medicianas”), publicado em 1666. Segundo Borelli, o movimento de um planeta era devido a uma combinação de três forças: a primeira, um instinto natural que o puxava para o Sol; a segunda, uma força lateral ou tangencial, devido aos raios solares; e uma terceira, uma força tipo centrífuga que tendia a fazer o planeta recuar em direção contrária ao Sol. Segundo Borelli, era o equilíbrio dessas três forças que tornavam estacionárias as órbitas planetárias. Registre-se que Borelli aceitava o modelo de Kepler. [José Maria Filardo Bassalo, Crônicas da Física 3 (EDUFPA, 1992)].

B.4/I GRAVITAÇÃO NEWTONIANA

A ideia de que o Sol exerce uma forte atração sobre os planetas, foi também defendida por outros astrônomos/físicos, na década de 1680, dentre os quais se destacam os ingleses Jeremiah Horrocks (1619-1641), Sir Christopher Wren (1632-1723), Robert Hooke (1635-1703), e Edmund Halley (1656-1742). Muito embora esses astrônomos/físicos suspeitassem que a força de atração entre o Sol e os planetas era do tipo “inverso do quadrado da distância”, eles, contudo, não desenvolveram nenhuma teoria que explicasse o modelo de Kepler. Tal teoria só foi desenvolvida pelo físico e matemático inglês Sir Isaac Newton (1642-1727). Vejamos como.
Em 1664, Newton começou a desenvolver um trabalho no qual tentou refutar o modelo planetário cartesiano enquanto realizava o Bacharelado em Letras no Trinity College, em Cambridge, na Inglaterra, concluído em 1665, sem distinção. Quando se preparava para fazer o Mestrado, teve de abandonar por dois anos (1665-1666) Cambridge e voltar para a sua terra natal Woolsthorpe, em virtude da peste bubônica que então grassava em Londres. Foi nesse período que Newton elaborou os fundamentos de sua obra em Matemática (p.e.: Métodos Direto e Indireto das Fluxões), Gravitação e Óptica.
Segundo o historiador da ciência norte-americano Richard S. Westfall (1924-1996) em seu livro A Vida de Isaac Newton (Nova Fronteira, 1995), Newton inventou os Métodos entre novembro de 1665 e maio de 1666. Muito embora essa nova técnica matemática fosse o modo natural de lidar com grandezas variáveis, como as que ocorrem, por exemplo, no caso das velocidades variáveis dos planetas, conforme indicava a Lei das Áreas, enunciada pelo astrônomo alemão Johannes Kepler (1571-1630), em 1602, Newton não a usou para chegar à Lei da Gravitação Universal; ele usou, basicamente, a Lei dos Períodos de Kepler, de 1619. Segundo suas próprias palavras, escritas por ele cerca de 50 anos depois: – … no mesmo ano (1666), comecei a pensar na gravidade como se estendendo até a órbita da Lua e (depois de descobrir como calcular a força com que um globo girando dentro de uma esfera pressiona a superfície da esfera) a partir da regra de Kepler de que os períodos dos planetas estão numa proporção sesquiáltera (quadrado do período pelo cubo da distância, destaque nosso) com suas distâncias do centro de suas órbitas, deduzi que as forças que mantêm os planetas em suas órbitas devem variar, reciprocamente, com o quadrado de sua distância do centro em torno do qual eles giram: e a partir disso, comparei a força necessária para manter a Lua em sua órbita com a força da gravidade na superfície da Terra, e descobri que elas se correspondem bem de perto. Note que Newton chegou a calcular a aceleração da Lua como sendo da ordem de 1130 cm/s2.
Esses primeiros cálculos realizados por Newton permitiram-lhe pensar na hipótese de uma Lei Universal regendo o movimento dos planetas em torno do Sol. No entanto, havia ainda muito trabalho a ser realizado para que essa hipótese se transformasse em realidade. Com efeito, no começo da década de 1680 um grupo de astrônomos/físicos ingleses, conforme afirmamos acima, estava firmemente interessado no desenvolvimento das novas ciências matemático-experimentais; eles então se reuniam para relatar, na Royal Society of London, suas pesquisas e propor novos problemas. Assim é que para três desse grupo, Hooke, Sir Wren e Halley, dentre os problemas que discutiram, um deles era bastante intrigante: – Que tipo de força leva um planeta a descrever uma órbita elíptica em torno do Sol?
Apesar de Kepler haver sugerido que uma força tipo magnética (anima motrix) e inversamente linear, emanada do Sol, era a responsável pelo movimento planetário, essa hipótese não foi aceita pelos três astrônomos/físicos referidos anteriormente. Assim, numa reunião da Royal Society of London, em janeiro de 1684, Halley chegou à conclusão de que a força que atua sobre os planetas varia na razão inversa do quadrado da distância, porém não foi capaz de deduzir dessa hipótese as Leis de Kepler, principalmente a Lei das Órbitas (1606). Em fevereiro de 1684 Halley, Sir Wren e Hooke se encontraram e concordaram com tal hipótese. Hooke chegou a dizer, nessa ocasião, que já a havia considerado e que demonstrara com a mesma todas as leis do movimento celeste. Em vista disso, Sir Wren ofereceu um prêmio para que Hooke, Halley ou qualquer outro físico escrevesse um livro sobre o assunto.
Como esse livro não foi escrito, em agosto de 1684, Halley resolveu ir até Cambridge e consultar Newton. Ao perguntar-lhe sobre qual a curva descrita pelos planetas sob a ação de uma força do tipo inverso do quadrado, recebeu de Newton a resposta de que a mesma era uma elipse, pois já havia demonstrado, porém não conseguiu, no momento, encontrar tal demonstração, mas prometeu enviá-la depois a Halley.
Estimulado pela visita de Halley, Newton retomou os cálculos que fizera das órbitas dos planetas há quase 20 anos. Assim, no outono de 1684, Newton apresentou uma série de conferências na Universidade de Cambridge, nas quais foram abordadas suas ideias sobre o movimento dos corpos em geral, sobre os conceitos de força, de massa, de tempo, de espaço, bem como a sua famosa Lei da Gravitação Universal. Em novembro de 1684, Newton enviou para Halley um pequeno trabalho intitulado De motu corporum in gyrum (“Do movimento dos corpos numa órbita”), reunindo aquelas conferências e cumprindo a promessa que lhe fizera em agosto de 1684. Nesse pequeno trabalho de nove páginas, Newton havia demonstrado que uma força inversamente proporcional ao quadrado implicava em uma órbita cônica, que é uma elipse para velocidades abaixo de certo limite. Para ver como Newton chegou ao movimento planetário elíptico, usando apenas argumentos geométricos, ver: David. L. Goodstein e Judth R. Goostein, A Lição Esquecida de Feynman: O movimento dos planetas em torno do Sol (Gradiva, 1997).
Ainda estimulado por Halley, Newton começou a expandir o De motu e, por volta de novembro de 1685, transformou-o em um tratado em dois volumes, ao qual deu o nome de De motu corporum (“Do movimento dos corpos”). Neste, há a demonstração de um resultado importante para sua Teoria da Gravitação Universal, qual seja, a de que a ação de uma esfera homogênea sobre uma partícula exterior é a mesma que seria se toda a massa dessa esfera estivesse concentrada em seu centro. Assim, para Newton, todas as partículas da vasta Terra combinar-se-iam para atrair tanto a maçã (que vira cair, segundo a lenda, em Woolsthorpe, em 1666) situada a alguns pés acima de sua superfície, quanto a Lua.
Contudo, esse tratado só se transformou no famoso Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (“Princípios Matemáticos da Filosofia Natural”) [Great Books of the Western World 32 (Encyclopaedia Britannica, Inc./Chicago, 1993)], em 1687, depois que Newton estendeu o princípio da Gravitação Universal, inicialmente aplicado ao movimento da Lua, a todos os corpos celestes. O Principia é composto de três Livros. No Livro I, Newton trata do movimento dos corpos no vácuo, inclusive dos movimentos orbitais elíptico, parabólico e hiperbólico, devido a forças centrais, ocasião em que demonstrou as Leis de Kepler. Ainda nesse Livro I, e logo em seu começo, há a formulação das famosas três Leis de Newton: 1ª.) Lei da Inércia; 2ª.) Lei da Força; e 3ª.) Lei da Ação e Reação. No Livro II, há o estudo dos movimentos dos corpos em meios resistentes e o da teoria das ondas. Ainda nesse Livro II, Newton demonstrou que, se os movimentos periódicos dos planetas se desenvolvessem nos turbilhões (vórtices) de matéria fluida, segundo a hipótese apresentada pelo matemático e filósofo francês René du Perron Descartes (1596-1650), em 1644, esses movimentos não satisfaziam as Leis de Kepler.
No Livro III, Newton usou alguns resultados obtidos nos dois Livros anteriores, e apresentou a Lei da Gravitação Universal – A gravidade opera proporcionalmente à quantidade de matéria e propaga sua virtude para todos os lados a distâncias imensas, decrescendo sempre como o inverso do quadrado da distância. Com essa lei, encontrou a “estrutura do sistema do mundo”. Assim, dentre as proposições demonstradas neste Livro III, destacam-se: a explicação do movimento kepleriano dos satélites da Terra, Júpiter e de Saturno e o cálculo da forma da Terra: achatada nos polos e alongada no equador, justamente o oposto do modelo cartesiano. É oportuno destacar que, em 1669, o astrônomo holandês Christiaan Huygens (1629-1695) formulara uma Teoria de Gravitação na qual há uma explicação mecânica dos vórtices cartesianos.
Cremos ser interessante relatar como foi resolvida a polêmica entre o modelo planetário newtoniano e o modelo planetário cartesiano sobre a forma de nosso planeta. Em 1718, o astrônomo francês Jacques Cassini (Cassini II) (1677-1756) mediu o arco de meridiano terrestre entre as cidades francesas Dunkerque e Perpignan, e concluiu que esse resultado indicava que a Terra era alongada na direção dos polos, de acordo com o modelo cartesiano. Cassini II, ardente oponente do modelo newtoniano, apresentou esse resultado no livro intitulado De la Grandeur et la Figure de la Terre (“Sobre o Tamanho e a Forma da Terra”), publicado ainda em 1718. Por sua vez, em 1735, o geógrafo francês Charles Marie de la Condamine (1701-1744) confirmou a previsão de Newton sofre a forma da Terra ao medir o grau de arco do meridiano que passa em Quito, no Equador. Essa medição, da qual participou o físico francês Pierre Bouguer (1698-1758), foi apresentado por Bouguer no livro La Figure de la Terre (“A Forma da Terra”), publicado em 1739. Essa previsão newtoniana foi também confirmada pelo matemático francês Pierre Louis Moureau de Maupertuis (1698-1759), em 1736, ao medir o grau de arco de meridiano entre Tornea, no golfo de Botnia, e Kittis, situado no mesmo meridiano, além do círculo polar. Nessa medição, Maupertuis foi auxiliado pelo matemático e astrônomo francês Aléxis Claude Clairaut (1713-1765).
A Gravitação de Newton e sua Mecânica apresentadas em seu Principia, foram usadas para medir com precisão cada vez maior as dimensões do Sistema Solar. Essa junção, mais tarde conhecida como Mecânica Celeste [nome devido ao do título do tratado, composto de cinco livros, escrito pelo astrônomo e matemático francês Pierre Simon, Marquês de Laplace (1749-1827), entre 1798 e 1827] permitiu a descoberta dos planetas: Urano, pelo astrônomo alemão Sir Friedrich Wilhelm (William) Herschel (1738-1822), em 1781; Neptuno, pelo astrônomo alemão Johann Gottfried Galle (1812-1910), em 1846; e Plutão (hoje, planeta-anão), pelo astrônomo norte-americano Clyde William Tombaugh (1906-1997), em 1930.
Muito embora a Mecânica Celeste tenha contribuído para o desenvolvimento da Astronomia ela, no entanto, apresentava duas questões inquietantes: 1ª) não conseguia explicar o avanço (precessão) do periélio de Mercúrio, 43 segundos de arco (43”) por século, medido pelo astrônomo francês Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1887), em 1859; 2ª) a confirmação do cálculo do desvio (“bending”) sofrido pela luz ao passar pelo Sol. Esse desvio (0”,85) foi calculado (sem publicá-lo), em 1786, pelo físico e químico inglês Lord Henry Cavendish (1731-1810) (que se celebrizou por haver medido a constante de gravitação G, em 1798), e confirmado pelo astrônomo alemão Johann George von Soldner (1776-1833), em 1804. Registre-se que o próprio Newton questionara esse desvio em seu livro Optics (“Óptica”), publicado em 1704. Observe-se que essas questões foram respondidas pela Gravitação de Einstein.

B.5) PRIMEIROS UNIVERSOS COSMOLÓGICOS

B.5/I) UNIVERSO ESTÁTICO DE EINSTEIN/De SITTER

Muito embora a Mecânica Celeste, baseada na Teoria da Gravitação de Newton (1687), tenha contribuído para o desenvolvimento da Astronomia ela, no entanto, apresentava duas questões inquietantes: 1ª.) não conseguia explicar o avanço (precessão) do periélio de Mercúrio, 43 segundos de arco (43”) por século, medido pelo astrônomo francês Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1887), em 1859; 2ª.) a confirmação do cálculo do desvio (“bending”) sofrido pela luz ao passar pelo Sol. Esse desvio (0”,85) foi calculado (sem publicação), em 1786, pelo físico e químico inglês Lord Henry Cavendish (1731-1810), e confirmado pelo astrônomo alemão Johann George von Soldner (1776-1833), em 1804. Registre-se que o próprio Newton questionara esse desvio em seu livro Optics (“Óptica”), publicado em 1704. Observe-se que essas questões foram respondidas pela cosmologia relativística. Vejamos como.
Em 1915, independentemente, os alemães, o matemático David Hilbert (1862-1943) e o físico Albert Einstein (1879-1955; PNF, 1921) (naturalizado norte-americano) formularam a hoje célebre Teoria da Relatividade Geral (TRG) traduzida pela equação de Einstein:

,

onde ( ) é o tensor métrico riemanniano, é o tensor geométrico de Ricci, é o tensor de Einstein, é o tensor energia-matéria, = , é a constante de gravitação de Einstein, é a constante de gravitação de Newton-Cavendish, c é a velocidade da luz no vácuo, e . Observe-se que, segundo essa equação, quando um corpo “cai” na Terra, por exemplo, ele não é puxado pela atração gravitacional Newtoniana de nosso planeta e sim, ele se desloca na curvatura do espaço-tempo produzida pela presença da massa da Terra, isto é, ele se movimenta na geodésica da geometria riemanniana ( ) induzida pela massa terrestre. [Note que outra imagem dessa gravitação einsteniana é devida ao físico norte-americano John Archibald Wheeler (1911-2008): - O espaço diz à matéria como se mover e a matéria diz ao espaço como se encurvar.] Logo depois, em 1916, o astrônomo alemão Karl Schwarszchild (1873-1916) encontrou uma solução rigorosa para essa equação einsteniana, ao considerar uma carga puntiforme colocada em um campo gravitacional isotrópico e estático. Essa solução ficou mundialmente conhecida como a métrica de Schwarszchild.
Em 1917, Einstein encontrou uma solução para a sua equação que, no entanto, diferentemente da solução encontrada por Schwarszchild, era dinâmica. Contudo, por essa época, não havia nenhuma evidência experimental sobre a dinâmica do Universo, isto é, se o seu raio dependia do tempo. Então, para contornar essa dificuldade, ele formulou a hipótese de que as forças entre as galáxias eram independentes de suas massas e que variavam na razão direta da distância entre elas, isto é, havia uma “repulsão cósmica”, além, é claro, da “atração gravitacional Newtoniana”. Matematicamente, essa hipótese significava acrescentar um termo ao primeiro membro de sua equação – o famoso termo cosmológico ou termo de repulsão cósmica ( ). Desse modo, Einstein postulou que o Universo era estático e, usando sua equação, demonstrou ser o mesmo finito e de curvatura riemanniana positiva ou esférica. Em virtude disso, o seu modelo cosmológico ficou conhecido como o Universo Cosmológico Cilíndrico de Einstein, em que o espaço é curvo, porém o tempo é retilíneo.
Ainda em 1917, o astrônomo holandês Willem de Sitter (1872-1934) encontrou uma outra solução estática da equação einsteniana com o termo cosmológico , ao considerar o Universo homogêneo e uniforme, porém vazio, ou seja: = 0. No entanto, essa solução apresentava duas conseqüências notáveis: o espaço geométrico possuía uma estrutura que era independente da matéria contida nele; e o tempo era relativo, isto é, dependia do lugar, ao contrário do que acontecia com o universo einsteniano em que o tempo cósmico t independe do lugar. Por essa razão, esse modelo cosmológico ficou conhecido como o Universo Cosmológico Esférico de Sitter, uma vez que nele o espaço-tempo é curvo. É interessante observar que, em 1925, o astrônomo belga, o Abade Georges-Henri Edouard Lemaître (1894-1966), demonstrou que o universo deSitteriano era “pseudo-estático”. Aliás, o mesmo resultado foi também demonstrado, em 1928, pelo astrônomo norte-americano Howard Percy Robertson (1903-1961).
A primeira solução não-estática da equação de Einstein foi obtida pelo matemático russo Aleksandr Friedmann (1888-1925) ao perceber que a consideração do termo cosmológico (caracterizado por ) por parte de Einstein introduzia infinitos em sua equação, uma vez que, em certas situações, esse termo poderia ser nulo e Einstein havia dividido sua equação por esse mesmo termo. Em vista disso, Friedmann resolveu a equação einsteniana sem o termo cosmológico ( ) e, ao assumir a hipótese de que a matéria homogênea do Universo se distribuía isotropicamente no espaço, encontrou duas soluções não-estáticas: em uma delas o Universo se expandia com o tempo e, na outra, se contraía. Esse resultado foi apresentado por ele em 1922.

B.5/II – UNIVERSO DINÂMICO DE FRIEDMANN

A primeira solução não-estática da Equação de Einstein foi obtida pelo matemático russo Aleksandr Friedmann (1888-1925) ao perceber que a consideração do termo cosmológico (caracterizado por Λ) por parte de Einstein introduzia infinitos em sua equação, uma vez que, em certas situações, esse termo poderia ser nulo e Einstein havia dividido sua equação por esse mesmo termo. Em vista disso, Friedmann resolveu a equação einsteniana sem o termo cosmológico (Λ = 0) e, ao assumir a hipótese de que a matéria homogênea do Universo se distribuía isotropicamente no espaço, encontrou duas soluções não-estáticas: em uma delas o Universo se expandia com o tempo e, na outra, se contraía. Esse resultado foi apresentado por ele em 1922.
Portanto, a possibilidade teórica de um Universo Cosmológico em Expansão prevista por Friedmann (1888-1925), começou a se tornar realidade devido aos trabalhos realizados pelo astrônomo norte-americano Edwin Powell Hubble (1889-1953). Com efeito, em dezembro de 1924, trabalhando com o novo telescópio Hooker do Observatório de Monte Wilson, Hubble estava examinando uma fotografia da nebulosa (galáxia) de Andrômeda (M31) [M, do catálogo preparado pelo astrônomo francês Charles Messier (1730-1817), em 1771]. Nesse exame, encontrou uma estrela do mesmo tipo existente em nossa nebulosa (galáxia), a Via Láctea. Continuando a estudar as nebulosas fora de nossa Galáxia, chegou a seguinte conclusão: – As galáxias são distribuídas no espaço de modo homogêneo e isotrópico. Assim, pela primeira vez, a uniformidade do Universo não era colocada a priori, ela provinha de uma observação. Essas observações de Hubble foram publicadas em 1925 e em 1926.
É interessante observar que, em 1922, 1923 e 1924, o matemático francês Elie Cartan (1869-1951) usou, pela primeira vez, o campo tetrada e as formas diferenciais na TRG. Assim, considerando uma conexão afim não simétrica (espaço com torsão), ele generalizou a Teoria da Gravitação de Einstein, razão pela qual essa generalização ficou conhecida como o Universo de Einstein-Cartan.
Em vista das observações de Hubble sobre a expansão do Universo, em 1927, o astrônomo belga, o Abade Georges-Henri Edouard Lemaître (1894-1966) formulou um modelo cosmológico no qual buscou uma solução intermediária que permitisse uma transição entre os Universos Cosmológicos de Einstein-de Sitter (ambos de 1917), ao considerar Λ = ΛC, sendo ΛC um valor crítico que corresponde a uma posição inicial de equilíbrio do Universo de Einstein e que, ao ser rompido, o mundo caminharia através de uma série contínua de estados intermediários, até o Universo de de Sitter. Assim, segundo Lemaître, o Universo teria começado a partir da explosão de um átomo primordial ou ovo cósmico que conteria toda a matéria do Universo. Este modelo ficou conhecido como o Universo Cosmológico de Lemaître. [Georges Lemaître, L´Hypothèse de l´Atome Primitif (Neuchâtel, Griffon, 1946).
Na continuação de suas observações, Hubble fez, em 1929, outra grande descoberta. Com efeito, ao observar cerca de 18 galáxias próximas de nossa Galáxia, percebeu que havia no espectro das mesmas um deslocamento para o vermelho (red shift). Interpretado esse deslocamento como devido ao efeito Doppler (1842)-Fizeau (1848) [variação da frequência de uma onda (sonora ou luminosa) com a velocidade da fonte que a produz e do observador], o mesmo significava uma fuga das galáxias, em relação ao observador. Ao calcular a distância entre as várias galáxias, concluiu que (logo conhecida como lei de Hubble): As galáxias se afastam uma das outras com uma velocidade (V) proporcional à distância (D) que as separam: V = H0 D.
Ainda nessa ocasião, Hubble estimou que: H0 = 500 km/s/Mpc ≈ 0.5 x 10-9 anos. Como o inverso de H0 determina a idade do Universo, esse valor obtido por Hubble indicava ser de aproximadamente 2 bilhões de anos a idade do mundo. É oportuno destacar que, em suas observações, Hubble foi auxiliado pelo astrônomo norte-americano Milton La Salle Humason (1891-1972) que, antes de se tornar astrônomo, era mensageiro do Hotel Monte Wilson, que fornecia hospedagem para os astrônomos que visitavam o Observatório de Monte Wilson e, depois foi nomeado condutor de mulas desse Observatório.. Como Hubble e Humason determinaram, em 1934, que H0 ≈ 550 km/s/Mpc, a lei de Hubble passou a ser também conhecida como a lei de Hubble-Humason e H0 como a constante de Hubble-Humason. Note que 1 pc = 3.0857 x 1018 cm e que 1 Mpc = 106 pc. [Simon Singh, Big Bang (Record, 2006); Augusto Damineli, Hubble: A Expansão do Universo (Odysseus, 2003)]
O Universo Cosmológico Expansivo de Friedman-Lemaître foi sintetizado pelo astrônomo norte-americano Howard Percy Robertson (1903-1961), em 1935 e 1936 e, independentemente, pelo matemático inglês Arthur Geoffrey Walker (1909-2001), também em 1936, ao apresentarem a famosa métrica de Robertson-Walker. Desse modo, aquele modelo, dotado dessa métrica, indicava que o Universo havia começado pela explosão do “ovo cósmico lemaîtriano”. Em vista disso, algumas questões foram então colocadas, principalmente a que se refere ao instante dessa explosão, bem como, a partir daí, como se formaram as galáxias do Universo, que ora contemplamos, com seus principais constituintes que são as estrelas. É oportuno registrar que, em 1949, o matemático austro-húngaro Kurt Gödel (1906-1978) apresentou uma nova solução da equação de Einstein na qual o Universo é infinito, sem tempo cósmico, estático (sem expansão) e giratório. Nesse Universo Cosmológico de Gödel, um foguete pode viajar para qualquer região do passado, presente ou futuro e voltar atrás … . [Kurt Gödel, IN: Paul Arthur Schilpp (Editor), Albert Einstein: Philosopher-Scientist (Open Court, 1970).]

B.5/III) BIG BANG, NUCLEOSSÍNTESE E RADIAÇÃO DE FUNDO

Os Universos Cosmológicos Expansivos, propostos nas décadas de 1920 e 1930, foram analisados pelo físico russo-norte-americano George Antonovich Gamow (1904-1968) [ex-aluno do matemático russo Aleksandr Friedmann (1888-1925)]. Com efeito, partindo da ideia da explosão inicial do Universo, apoiando-se na equação de Einstein (1915) e nas Leis da Termodinâmica (1845), Gamow passou a elaborar o seu modelo cosmológico. Assim, em 1946, considerou que nos primeiros momentos, o Universo era bastante denso e muito quente, ocasionando rápidas reações termonucleares. Em 1948, em colaboração com seu aluno, o físico norte-americano Ralph Asher Alpher (1921-2007), Gamow apresentou o seu famoso artigo no qual o “ovo cósmico lemaîtriano” formado de nêutrons, no instante do big bang [nome cunhado, pejorativamente, pelo astrofísico inglês Sir Fred Hoyle (1915-2001), no último programa de rádio de uma série intitulada The Nature of Things que apresentou na British Broadcasting Corporation (BBC), em 1950], se desintegrou em prótons e elétrons. Ao serem formados esses prótons, alguns colidiram com nêutrons que ainda persistiam e, gradualmente, iam formando núcleos mais pesados da Tabela Periódica, num processo que ficou conhecido como nucleossíntese. É oportuno destacar que esse artigo também ficou famoso pelo senso de humor de Gamow, uma vez que persuadiu o físico germano-norte-americano Hans Albrecht Bethe (1906-2005; PNF, 1967) para também assiná-lo, com o objetivo de formar as três primeiras letras do alfabeto grego [alfa (α) (Alpher), beta (β) (Bethe) e gama (γ) (Gamow)], que combinavam bem com o propósito do artigo que era o de descrever o início do Universo! Em vista disso, esse modelo cosmológico ficou conhecido como Universo Cosmológico Alfa-Beta-Gama (αβγ).
Nesse modelo αβγ, seus autores fizeram a notável previsão de que a radiação (sob a forma de fótons) do início do big bang ainda deveria estar presente, com a única diferença que a temperatura inicial do Universo, agora, deveria apresentar um valor extremamente baixo, cerca de 25 K. Note-se que, antes, em 1946, o físico norte-americano Robert Henry Dicke (1916-1997), chefiando uma equipe do Laboratório de Radiação do Massachusetts Institute of Technology (MIT), encontrara o valor de 20 K, como limite superior para a temperatura de qualquer radiação cósmica de fundo de microonda – RCFM (“Cosmic Microwave Background” – CMB) extraterrestre e isotrópica. Nessa equipe, faziam parte os físicos norte-americanos Phillip James Edwin Peebles (n.1935), Peter Guy Roll e David Todd Wilkinson (1935-2002). Registre que, em 1948, Alpher e o físico norte-americano Robert C. Herman (1922-1997), também colaborador de Gamow, encontraram para a RCFM um valor de ~ 5 K. Em 1953, Gamow encontrou um novo valor para a radiação de fundo, qual seja, o de aproximadamente 7 K.
A teoria da nucleossíntese elaborada por Gamow e seus discípulos, conforme vimos acima, apresentava uma grande dificuldade, qual seja, a explicação de como o hélio (4He) se convertera nos outros elementos químicos pesados nos momentos iniciais do big bang. Em seus trabalhos, eles mostraram que o acréscimo do núcleo do hidrogênio (1H) ao núcleo do 4He (partícula ) produziria o instável núcleo do lítio (5Li); a união de dois núcleos de 4He criaria um núcleo instável de berílio (8Be). A mesma dificuldade acontecia para criar um núcleo estável de carbono (12C) a partir da união do 4He com o 8Be. Além do mais, suas previsões apresentavam resultados contraditórios. Por exemplo, segundo a lei de Hubble-Humason (1929/1934) a idade do Universo seria em torno de 2 bilhões de anos. Por outro lado, a Teoria da Radioatividade aplicada à desintegração dos elementos químicos, principalmente a relação urânio/chumbo (U/Pb), indicava que algumas rochas terrestres tinham uma idade entre 2 e 6 bilhões de anos. Em vista disso, um novo modelo cosmológico foi apresentado, em 1948, em trabalhos independentes dos astrofísicos, o austro-inglês Sir Hermann Bondi (1919-2005) e o austro-norte-americano Thomas Gold (1920-2004), e Hoyle, conhecido como Universo Estacionário de Bondi-Gold-Hoyle (BGH).
Segundo o BGH, na medida em que as galáxias se deslocam afastando-se umas das outras, de acordo com a lei de Hubble-Humason, novas galáxias estão em constante formação nos espaços entre elas, resultante de nova matéria que é continuamente criada. Portanto, grosso modo, o Universo pareceria o mesmo em todos os tempos, bem como em todos os pontos do espaço, segundo o princípio cosmológico perfeito proposto pelo cosmólogo inglês Edward Arthur Milne (1896-1950), em 1935, e que fora retomado por Gold para usar no artigo que fez com Bondi. No entanto, para que o BGH pudesse explicar a criação contínua da matéria, seus autores tiveram que introduzir modificações na Teoria da Relatividade Geral de Einstein (TGRE). É interessante ressaltar que a dificuldade da nucleossíntese enfrentada pela teoria do big bang e, também, pela BGH, foi resolvida por Hoyle. Para essa solução, ver: José Maria Filardo Bassalo, Curiosidades da Física 1 (Fundação Minerva, 2007).
Muito embora a BGH tivesse sobrevivido a década de 1950, a descoberta experimental da RCFM, em 1964, fez com que essa teoria fosse abandonada. Vejamos como ocorreu essa descoberta. Estimativas da RCFM haviam sido feitas nas décadas de 1940 e 1950. Em 1964, novas estimativas dessa radiação foram realizadas, independentemente, por Hoyle e Roger J. Tayler, na Inglaterra, e pelo astrofísico russo Yakov Borisovich Zel´dovich (1914-1987), na Rússia. Ainda em 1964, Dicke, Peebles, Roll e Wilkinson, na Universidade de Princeton, estavam tentando construir uma antena para detectar a radiação primordial do início do Universo, pois seus cálculos indicavam que a mesma estaria na faixa de ondas de rádio. No entanto, essa radiação já havia sido detectada acidentalmente, conforme veremos a seguir.
Utilizando uma antena de 20 pés que havia sido construída pela Bell Telephone Laboratories em Holmdel, New Jersey, nos Estados Unidos, os radioastrônomos, o alemão Arno Allan Penzias (n.1933; PNF, 1978) e o norte-americano Robert Woodrow Wilson (n.1936; PNF, 1978) mediram por intermédio dos satélites Echo e Telstar, microondas galácticas de 7,35 cm, em latitudes fora do plano da Via Láctea. Desse modo, em certo dia de maio de 1964, descobriram que tais microondas eram independentes da direção apontada pela antena, isto é, eram isotrópicas. Com novas observações, eles verificaram que as mesmas não recebiam variação sazonal e mais, que correspondiam à temperatura de (3.5 1) K. Procuraram, então, possíveis fontes de erro no equipamento utilizado, mas foram totalmente incapazes de explicar o misterioso ruído que haviam detectado. Em vista dessa dificuldade, Penzias discutiu-a com seu amigo Bernard Burke do MIT. Este, então, sugeriu-lhe que contatasse com Dicke, já que seu outro colega Ken Turner, da Carnegie Institution, lhe dissera que ouvira Peebles pronunciar uma conferência na Universidade John Hopkins, na qual anunciou ser de aproximadamente 10 K a temperatura atual da radiação primordial. Desse modo, Penzias se reuniu com Dicke, e decidiram que escreveriam dois artigos anunciando essa fantástica descoberta: – A detecção da radiação correspondente ao big bang. Esses artigos foram publicados em 1965 no Astrophysical Jornal 142, p. 414 (Dicke, Peebles, Roll e Wilkinson) e p. 419 (Penzias e Wilson). Para maiores detalhes dessa descoberta, ver: Steven Weinberg, Os Três Primeiros Minutos (Guanabara Dois, 1980); e Simon Singh, Big Bang (Record, 2006).

B.5/IV) UNIVERSO COSMOLÓGICO INFLACIONÁRIO

Muito embora a detecção da radiação cósmica de fundo de microonda – RCFM, em 1964, tenha dado bastante crédito ao modelo (teoria) do big bang (BB) ou modelo padrão, este começou a ser contestado nas décadas de 1960 e 1970, em virtude de sua dificuldade em explicar quatro grandes problemas (“puzzles”). O primeiro deles, conhecido como problema do horizonte (“horizon puzzle”), refere-se à homogeneidade e isotropia do Universo, e que foi primeiramente registrado pelo físico austro-norte-americano Wolfgang Rindler (n.1924), em 1926. O segundo, conhecido como problema da planura (“flatness puzzle”), foi originalmente apresentado pelos astrofísicos norte-americanos Robert Henry Dicke (1916-1997) e Phillip James Edwin Peebles (n.1935), em 1979, e diz respeito à densidade Ω de massa do Universo, cujo valor, de acordo com o BB, é dado por: Ω – 1 proporcional a t2(1-n), com n < 1. Assim, se Ω < 1, a densidade de massa é insuficiente para deter a expansão, e o Universo continuará a expandir-se para sempre. Geometricamente significa dizer que o Universo é aberto, caracterizado por uma geometria hiperbólica ou geometria de Lobachevski (1826)-Bólyai (1832). Se Ω > 1, a expansão acabará, e o Universo presumivelmente colapsará em outra “bola de fogo” – o big crunch -, significando que ele é fechado, caracterizado por uma geometria esférica ou geometria de Riemann (1851). Se Ω = 1, então a expansão seguirá para sempre, e sempre diminuindo, mas sem chegar nunca a parar totalmente. Nessa situação, diz-se que o Universo é plano, caracterizado por uma geometria plana ou geometria de Euclides (~ Século 3 a.C.), e que seu equilíbrio é instável. Dada essa instabilidade, é surpreendente que dados experimentais indicam que: 0,01 < Ω < 10, valores esses que não permitem definir a geometria do Universo. Além do mais, para um segundo após o BB, Ω ≠ 1, apenas para uma parte em 1015, resultado esse que o BB não explica. Para justificar porque Ω ≈ 1 no começo do Universo, usa-se o princípio antrópico de Hoyle (leis do Universo compatíveis com a existência do Homem). O terceiro dos problemas enfrentados pela teoria BB relaciona-se com as inhomogeneidades (“inhomogeneity puzzle”) do Universo observável, composto de galáxias, aglomerados de galáxias e superaglomerados de galáxias, uma vez que, por aquela teoria, esse espectro de não-uniformidade deve ser considerado ad hoc no BB, como parte de suas condições iniciais. Por fim, o quarto problema tem haver com a produção de monopolos magnéticos (MM) na ocasião do início do Universo, daí esse problema ser conhecido como o problema dos monopolos (“monopole puzzle”). Registre que, segundo a Teoria da Grande Unificação (TGU) (1972/1974), o próton é uma partícula instável (vida média ≈ 1031 anos) e tem o MM como um dos produtos de seu decaimento. Além do mais, a TGU prevê a produção de um número demasiadamente grande de MM, cerca de 100 vezes mais do que átomos e, no entanto, tais partículas [previstas pelo físico inglês Paul Adrien Maurice Dirac (1902-1984; PNF, 1933), em 1931] ainda não foram observadas.
Para contornar os problemas (“puzzles”) apresentados pelo BB [problema do horizonte, problema da planura, problema dos monopolos magnéticos (MM)] descritos acima, acrescido da presença incômoda de Λ, os físicos, o russo Aleksandr A. Starobinsky (n.1950), em 1979, e o norte-americano Alan Harvey Guth (n.1947), em 1981, formularam o Universo Cosmológico Inflacionário, segundo o qual o Universo teria também começado com um BB, ocorrido entre 15 e 20 bilhões de anos atrás, porém, logo em seu começo sofreu um período de expansão muito acelerada, isto é, uma inflação, durante o qual o Universo passou do tamanho de um próton para o tamanho de uma uva (aumentou cerca de 1050 vezes), durante o período de 10-35 segundos contado a partir do BB. Esse modelo apresentou explicações para três dos problemas apontados acima. Com efeito, como o Universo teria sido muito maior no fim do período inflacionário do que o previsto pelo BB, o espaço seria muito mais achatado, o que explicaria o problema da planura. Por outro lado, por ser mais chato e liso o Universo na época da transição de fase entre a época inflacionária e o ritmo linear do Universo de hoje, produziram-se muito menos MM, o que resolveria o problema dos MM. Quanto ao problema do horizonte, o Universo Cosmológico Inflacionário de Starobinsky-Guth (MCIS-G) apresentou a seguinte explicação. Logo que o Universo se iniciou, sofreu um tipo de super-resfriamento, produzindo um “congelamento” das forças eletromagnética, fraca e forte, não havendo, portanto, a quebra dessa simetria (ocorrida depois de 10-35 segundos contado a partir do BB) ocasionando então um estado instável, com mais energia do que se a simetria fosse quebrada. Desse modo, quando ocorreu a fase inflacionária, quaisquer irregularidades do Universo foram simplesmente aplainadas, daí a sua homogeneidade e isotropia atuais (planura). O estado mais energético do Universo referido acima, considerado como um estado de energia latente, chamado de campo (φ) de bósons Higgs de valor zero, foi interpretado como se tivesse um efeito antigravitacional – o inflaton -, e teria agido como a Λ. Nesse Universo mais energético, no qual a expansão fosse mais acelerada (pela ação de Λ) do que retardada pela atração gravitacional haveria tempo suficiente para a luz impregnar de informação todo o Universo.
Antes de prosseguir, é interessante registrar o significado dos MM e do campo de Higgs (CH). O MM foi postulado pelo o físico inglês Paul Adrien Maurice Dirac (1902-1984; PNF, 1933), em 1931, para tornar as equações de Maxwell todas não-homogênas, ou seja, com fontes de carga elétrica (monopolo elétrico) e de carga magnética (MM). O CH foi proposto, em 1964, e independentemente, pelos físicos, o inglês Peter Ware Higgs (n.1929), os belgas François Englert (n.1932) e Roberto Brout (n.1928), e G. S. Guralnik, C. R. Hagen e o indo-inglês Thomas Walter Bannerman Kibble (n.1932), como um mecanismo responsável pela massa das partículas.
Muito embora o MCIS-G tivesse contornado as dificuldades do BB, segundo vimos acima, esse modelo apresentava outro problema, pois, se a fase de transição entre o Universo “super-resfriado” e o estado de expansão linear atual ocorresse subitamente, haveria a formação de “bolhas” (como ocorre no surgimento de cristais de gelo em qualquer água superfria) que se expandiriam gradualmente e se juntariam umas às outras, até a situação de expansão linear do Universo que perdura até hoje. Contudo, mesmo que as “bolhas” crescessem à velocidade da luz, estariam se afastando umas das outras e, portanto, nunca se juntariam. Essa dificuldade foi resolvida, em 1982, em trabalhos independentes realizados pelos físicos, o russo Andrei Dimitrievich Linde (n.1948), e os norte-americanos Andréas Albrecht (Physics Letters B129, p. 177) e Paul J. Steinhardt (n.1952), ao formularem o novo modelo cosmológico inflacionário (NMCI), segundo o qual o fato de as “bolhas” não se juntarem poderia ser evitado se fossem tão grandes que nossa região do Universo estivesse toda contida numa única bolha. No entanto, para que isso ocorresse, a “quebra de simetria” deveria acontecer muito lentamente dentro da “bolha”, o que é perfeitamente possível de acordo com a TGU, por intermédio de um mecanismo denominado de transição de rolamento lento (“slow rolleyer transition”), estudado na Teoria da Grande Unificação (TGU), desenvolvida em 1974, para unificar as interações: eletromagnética, fraca e forte.
Novos problemas foram encontrados no NMCI como, por exemplo, o fato de que a “bolha” única deveria ser maior do que o Universo à época, conforme foi mostrado pelo astrofísico inglês Stephen William Hawking (n.1942) e seus colaboradores Ian G. Moss e John M. Stewart, em 1983 (Physical Review D26, 2681), e que as flutuações quânticas iniciais deveriam crescer mais do que o esperado, indicando um tempo de rolamento muito mais lento. O próprio Linde, em 1983, apresentou o Universo Cosmológico Inflacionário Caótico, no qual não há transição de fase ou super-resfriamento. A ideia central desse modelo consiste em supor uma distribuição inicial caótica de um campo φ de bósons de Higgs, cujas flutuações quânticas gerariam um estado de energia positiva [efeito gravitacional positivo (repulsivo), equivalente à constante Λ] capaz de compensar a atração gravitacional negativa, de modo que a energia total do Universo seja completamente nula. Registre-se que Hawking afirmou que o modelo inflacionário e suas variantes não explicam o Universo porque sua configuração inicial não foi suficiente para produzir alguma coisa diferente da que vemos hoje e, desse modo, ele acredita que tal modelo está falido, restando apenas voltar ao princípio antrópico de Hoyle para base de sustentação daqueles modelos.

B.6) UNIVERSOS COSMOLÓGICOS ALTERNATIVOS

Dificuldades com os modelos cosmológicos do Universo descritos até aqui levaram ao desenvolvimento de modelos alternativos, dos quais, destacamos:
1) Em 1979, apareceram as primeiras propostas de Universos Sacolejantes (“Bouncing Universes”) que não consideram o Universo como tendo um começo (caso do BB), e sim, propõem um Universo “sacolejante” (bouncing) que passou por um ponto de volume mínimo. Os dois primeiros desses modelos foram apresentados pelos cosmólogos, os russos Vitaly N. Melnikov e S. V. Orlov, tendo campos escalares, com quebra espontânea de simetria, como fontes, e os brasileiros Novello e José Martins Salim (n.1951), tendo fótons não lineares como fontes. Esse tipo de Universo Eterno se caracteriza por apresentar um volume mínimo, mas não nulo e, portanto, uma energia (E) máxima, mas não infinita (E = ∞) como prevê o MBB, pois, segundo este modelo, no começo do Universo, o volume era nulo e o tempo também nulo (Δt=0), acarretando, pelo Princípio da Incerteza de Heisenberg (1927), isto é: Δ E Δt ≈ h → ΔE = ∞.
2) Em 1983, o físico israelense Mordehai Milgrom (n.1946) propôs a MOND (“Modified Newtonian Dynamics”), uma modificação da gravitação newtoniana, ou seja, esta só vale até um determinado limite da aceleração: a0 ~ 10-8 cm/s2. Assim, quando g << a0, a força de Newton passa a ser proporcional ao quadrado da aceleração ( ).
3) Em 1984, o físico brasileiro Mário Novello (n.1942) e Hans Heitzmann propuseram um novo modelo para explicar o Universo – o Dynamical Eternal Universe Scenario (DEUS) – que descreve um Universo aberto, tipo-Friedmann, eterno e sem singularidade, criado espontaneamente a partir da instabilidade de um estado de vácuo, instabilidade essa induzida pela interação deste vácuo com estruturas geométricas especiais, como o wist (estrutura da geometria de Weyl na qual as variações de comprimento são integráveis ao longo dos caminhos fechados), no começo da fase expansiva do Universo. Ainda segundo esse modelo, cujas primeiras ideias foram apresentadas por Novello, em 1982, a matéria continua sendo criada no Universo, por intermédio da flutuação de imensos vazios no espaço-tempo, os chamados núcleos atrasados de matéria ou buracos brancos [conceito introduzido pelo astrofísico Roger Penrose (n.1931), que apresenta uma estrutura semelhante ao buraco negro, e possui um horizonte de eventos que permite a passagem no sentido oposto, isto é, de dentro para fora] e que, em vista disso, o Universo pode expandir-se e contrair-se entre o infinito passado e o infinito futuro sem, contudo, passar pela singularidade do início da criação. Nesse Universo Viscoso de Novello-Heintzmann, os problemas (“puzzles”) do BB não existem e, portanto, o raio do Universo evolui estritamente de acordo com as leis da Física, e sua equação é dada por. H0 → R(t) = exp (H0 t).
4) Em 1993, os astrofísicos, os ingleses Hoyle, Geoffrey Roland Burbidge (n.1925) e o indiano Jayant Vishu Narlikar (n.1938) desenvolveram o Universo Cosmológico Quase Estacionário partindo de um Princípio de Mínima Ação, explicando então como a matéria e a radiação apareceram no Universo. Esse princípio inclui a possibilidade de uma linha-mundo (equivalente quadridimensional da trajetória tridimensional) típica de uma partícula ter um começo. Por intermédio de um campo escalar de criação, que atua negativamente no processo de mini-criação da matéria, ele contrabalança a energia positiva de criação. A mini-criação causa uma expansão no Universo, que reduz o valor médio daquele campo, tornando difícil uma nova mini-criação. A gravidade então atua superando a expansão e o Universo se contrai, aumentando aquele campo até que nova mini-criação ocorra. Segundo esse modelo, o Universo é eterno e infinito, alternando expansões que duram cerca de 40 bilhões de anos, com contrações. A massa é eternamente criada em buracos brancos e com o valor da massa de Planck (MP). Note-se que MP = 10-5 g, compõe os parâmetros de Planck: comprimento de Planck ( =10-33 cm) e energia de Planck ( = 1019 GeV), onde c é a velocidade da luz no vácuo.
5) Em 1995, Bharat Ratra e Peebles formularam o Universo Cosmológico Inflacionário Aberto para explicar a origem do Universo. Nesse modelo, ao contrário de outras teorias de inflação que pressupõem uma quantidade grande de inflação, o novo tipo de inflação proposto – a inflação aberta – pode produzir um Universo em que a relação entre a densidade real e a densidade crítica do Universo (Ω0) é menor do que um (Ω0 < 1). É interessante registrar que Peebles é autor da seguinte frase: – Se a inflação está errada, então DEUS desperdiçou um bom truque! A inflação é uma linda teoria. Contudo, existem muitas idéias lindas que a Natureza decidiu não usar, assim como não devemos nos queixar muito se estiver errada.
6) Em 1996, o astrofísico português João Carlos Rosa Magueijo (n.1967), Albrecht, David Coulson e Pedro Ferreira apresentaram um modelo para explicar, sem usar modelos inflacionários, a anisotropia da radiação cósmica de fundo de microonda (RCFM) registrada pelo satélite Cosmic Background Explorer (COBE) (“Explorador da Radiação Cósmica de Fundo”), lançado em 18 de novembro de 1989, pela National Aeronautics and Space Administration (NASA). Em 1999, Albrecht e Magueijo apresentaram o Universo VSL (“Varying Speed of Light”) para explicar os problemas (“puzzles”) cosmológicos referidos acima.
7) Em 1998, Adam G. Riess (n. 1970; PNF, 2011), Alexei V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks, Peter M. Garnavich, Ron L. Gilliland, Craig J. Hogan, Saurabh Jha, Robert P. Kirshner, B. Leibundgut, Mark M. Phillips, David Reiss, Brian P. Schmidt (n.1967; PNF, 2011), Robert A. Schommer, R. Chris Smith, J. Spyromilio, Christopher Stubbs, Nicholas B. Suntzeff e John L. Tonry, componentes do projeto High-z Supernova Search Team (H-zSST) (“Equipe de Procura de Supernova de Alto-z”), ao observarem uma supernova do tipo Ia (SN-Ia), deduziram estar o Universo em expansão acelerada e, portanto, havia a necessidade de usar para explicar essa aceleração. Em 1999, Dragan Huterer e Michael S. Turner (n.1949) usaram, pela primeira vez, o termo energia escura (EnE ou DE: dark energy) para explicar essa aceleração inesperada do Universo, confirmada logo depois, em 1999, pelo projeto H-zSST e, independentemente, pelo Supernova Cosmology Project (SCP) (“Projeto de Cosmologia de Supernovas”) composto por Saul Perlmutter (n.1959; PNF, 2011), G. Aldering, G. Goldhaber, R. A. Knop, P. Nugent, P. G. Castro, S. Deustua, S. Fabbro, A. Goodbar, D. E. Groom, I. M. Hook, A. G. Kim, M. Y. Kim, J. C. Lee, N. J. Nunes, R. Pain, C. R. Pennypacker, R. Quimby, C. Lidman, R. S. Ellis, M. Irwin, R. G. McMahon, P. Ruiz-Lapuente, N. Walton, B. Schaefer, B. J. Boyle, Filippenko, T. Matheson, A. S. Fruchter, N. Panagia, H. J. M. Newberg e W. J. Couch.
Em 2001, Turner propôs um novo Modelo Cosmológico tendo a EE como base – por ser a causa da expansão acelerada do Universo, observada em 1998 – e caracterizado por: 1) O Universo está acelerando e sua geometria é plana; 2) Houve uma inflação no início da formação da Universo; 3) As inhomogeneidades da densidade do Universo decorrem das flutuações quânticas durante a inflação; 4) A composição do Universo é de ~ 2/3 de energia escura, ~1/3 de matéria escura [esta foi pela primeira vez observada pelo astrônomo búlgaro-suíço-norte-americano Fritz Zwicky (1898-1974), em 1937] e 1/200 de estrelas brilhantes; 5) o conteúdo de matéria do Universo é de: (29 4)% de matéria escura fria; (4 1)% de matéria hadrônica conhecida (elétrons, prótons, nêutrons etc.); ~ 0,3% de neutrinos. Ainda nesse artigo, Turner afirma que a EnE, por ser de natureza difusa e se tratar de um fenômeno de baixa energia, não pode ser produzida em aceleradores de partículas e, portanto, o laboratório natural – e talvez único – para observá-la é o próprio Universo.
9) Em 30 de junho de 2001, a NASA lançou o satélite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) (“Sonda Anisotrópica de Microondas Wilkinson”) projetado para medir a RCFM numa resolução 35 vezes melhor do que a do COBE, cuja missão fora encerrada em 23 de dezembro de 1993). A missão do WMAP foi encerrada em setembro de 2003. Durante três anos a equipe do WMAP examinou os dados por ele enviados e, em março de 2006, essa equipe [David N. Spergel (n.1961), R. Bean, O. Doré, M. R. Nolta, Charles L. Bennett (n.1956), J. Dunkley, Hinshaw, N. Jarosik, E. Komatsu, L. Page, H. V. Peiris, L. Verde, M. Halpern, R. S. Hill, A. Kogut, M. Limon, S. S. Meyer, N. Odegard, G. S. Tucker, J. L. Weiland, E. Wollack e E. L. Wright] anunciou que o nosso Universo tem a idade de (13,73 0,15) bilhões (109) de anos, que é composto de 23% de matéria escura (ME), 73% de energia escura (EnE) e 4% de matéria hadrônica. Além do mais, sua velocidade de expansão é de 21,8 km/s, por milhão de anos-luz, e sua densidade de massa crítica vale 0 = 1,024 0,015, o que significa dizer que o nosso Universo possui uma geometria praticamente euclidiana (observada desde 2000) e que se expandirá para sempre, sem a possibilidade de haver um big crunch. Note-se que, para explicar a ME e a EnE, foi necessário resgatar o Λ com outro significado físico, qual seja: , sendo a densidade de energia do vácuo quântico, e acrescentou-se ao segundo membro da EE, vista acima e que passou a ter o seguinte aspecto: .
10) Em 2006, os astrônomos Douglas Clowe, Marusa Bradac, Anthony H. Gonzalez, Maxim Markevitch, Scott W. Randall, Christine Jones e Dennis Zaritsky estudaram o resultado da colisão entre dois aglomerados de galáxias, ocorrida há cerca de 100 milhões de anos. O resultado final dessa colisão deu origem ao aglomerado conhecido como Projétil (“bullet”) – 1E0657-556, considerado como uma prova empírica direta da existência da matéria escura. Para maiores detalhes dessa descoberta, ver: SPACE.com (23 de agosto de 2006) e Ciência Hoje 39 (231) (outubro de 2006).
11) Em abril de 2009, foi lançado o satélite Planck Surveyor pela European Spacial Agence (ESA) (“Agência Espacial Européia”) cujas novas observações espaciais mostrarão se há ou não necessidade de modificar a Cosmologia Newtoniana/Einsteiniana.
12) Em janeiro de 2010, Erik Verlinde propôs uma origem entrópica para a gravitação newtoniana/einsteniana.
13) Em julho de 2010, Wun-Yi Shu propôs Universos Cosmológicos Sem Big Bang, que são caraterizados por quatro aspectos: I) a velocidade da luz (c) e a constante gravitacional (G) não são constantes e variam com a evolução do Universo; II) o tempo não tem começo e nem fim; III) a secção espacial do Universo é uma 3-esfera; IV) o Universo experimenta fases de aceleração e de desaceleração.
14) Em 2012, Hogan (que participou da experiência que observou a expansão do Universo, em 1998, como vimos acima) e hoje Diretor do Fermilab Particle Astrophysics Center, localizado em Batavia, Illinois, pretende realizar uma experiência que, se der certo, provocará uma nova revolução na Física. Nessa experiência, ele usará o equipamento que ele próprio denominou de holômetro (constituído de dois interferômetros de Michelson) para medir a flutuação ou ruído holográfico (“jitter”) do espaço-tempo para verificar se o Universo é digital, ou seja, se o espaço e o tempo são discretos e não contínuos como se admite até hoje. Se essa conjectura for confirmada, mais uma vez, o interferômetro [construído pelo físico norte-americano Albert Abraham Michelson (1852-1931; PNF, 1907) (de origem alemã), em 1881] e a célebre experiência realizada com esse instrumento por Michelson com a colaboração do químico norte-americano Edward William Morley (1838-1923), em 1887 – a experiência de Michelson-Morley (experiência que mostrou a não existência do éter luminífero cartesiano) -, provocará uma nova revolução na Física, segundo afirmamos acima, como a que aconteceu com Einstein, em 1905, quando mostrou que o espaço e o tempo newtonianos não eram absolutos e contínuos, e que era o espaço-tempo que mantinha essa dupla característica. Esse resultado é hoje conhecido como a base das Teorias da Relatividade [Restrita (1905) e Geral (1915)] Einstenianas.
Concluindo este artigo, registre-se que maiores detalhes dos temas nele tratados, podem ser vistos nos seguintes textos: Stephen Hawking, Uma Breve História do Tempo (Rocco, 1988); George Smoot e Keay Davidson, Dobras no Tempo (Rocco, 1995); Alan H. Guth, O Universo Inflacionário (Campus, 1997); Brian Greene, O Universo Elegante e Tecido do Cosmos (Companhia das Letras, 2001/2005; Stephen Hawking e Leonard Mlodinow, Uma Nova História do Tempo (Ediouro, 2005); João Carlos Rosa Magueijo, Faster than the Speed of Light (Perseus Publishing, 2002); Mário Novello, O Que é Cosmologia? A Revolução do Pensamento Cosmológico (Jorge Zahar, 2006); José Maria Filardo Bassalo, Curiosidades da Física 1 (Fundação Minerva, 2007); Mário Novello e Santiago Bergliaffa, Bouncing Cosmologies (Physics Reports 463, Número 4, Julho de 2008); Alexandre Cherman e Bruno Rainho Mendonça, Por que as coisas caem? (Zahar, 2009); Timothy Clifton e Pedro G. Ferreira, Existe mesmo uma Energia Escura? (Scientific American Brasil 85, p. 30, Junho de 2009); Mário Novello, Do Big-Bang ao Universo Eterno (Jorge Zahar, 2010); Stephen Hawking e Leonard Mlodinow, The Grand Design (Bantam Books, 2010); José Maria Filardo Bassalo, Curiosidades da Física 4,5,6 (Fundação Minerva, 2010, 2011,2012); Michael Moyer, O Espaço é Digital?, Scientific American 118, p. 31, Março de 2012.

RESUMO:

Os mitos são tributos da audácia humana. A principal diferença entre eles e o nosso mito científico moderno do Big Bang é que a ciência se autoquestiona e que podemos executar experiências e observações para testar nossas ideias. As outras histórias da criação são dignas de nosso profundo respeito.

Carl Sagan, Cosmos (Francisco Alves, 1982)

CRIAÇÃO EVOLUTIVA

O DEUS-UNIVERSO se autocriou. Depois criou o vácuo quântico dotado de energia negativa. Depois vibrou esse vácuo criando duas branas que se chocaram produzindo o Big-Bang. Então se fez a Cosmologia, a Física das Partículas Elementares, a Astrofísica, e a Química para mostrar como foram criadas as galáxias e as estrelas, com seus elementos químicos, base da vida na Terra. Depois se fez a Geologia para mostrar como a Terra evolui. Depois se fez a Biologia para mostrar como a vida evolui. Depois se fez a Psicologia para mostrar o comportamento do ser humano. Depois se fez o Poder Político Montesquieuniano (Executivo, Judiciário e Legislativo), ditatorial ou democrático, para controlar a ambição do ser humano. Depois se fez a Economia para mostrar a diferença entre seres humanos: pobres e ricos. Depois se fez a Tecnologia para mostrar a diferença entre seres humanos: fracos e poderosos.

J. M. F Bassalo, www.searadaciencia.ufc.br/curiosidadesdafisica

AGRADECIMENTOS

Agradeço aos meus estimados amigos Ducival, Moutinho e Rui Barbosa, a leitura crítica deste trabalho.

BIBLIOGRAFIA

[1] SERAFIM LEITE, História da Companhia de Jesus no Brasil, Volume IV, Imprensa Nacional, Rio de Janeiro, 1943.

[2] JOSÉ MARIA FILARDO BASSALO, Crônicas da Física, Tomo 3, EDUFPA, 1992.

[3] CLÓVIS MORAES REGO, Subsídios para a História do Colégio Estadual “Paes de Carvalho”, FUNTEC/SECTAM/EDUFPA, 2002.

[4] ALTAMIR SOUZA, Apontamentos para a História do Instituto de Educação do Pará, Imprensa Oficial do Estado do Pará, 1972.

[5] CÉLIA COELHO BASSALO, Art Nouveau em Belém, Ministério da Cultura/Instituto do Patrimônio Histórico e Artístico Nacional, 2008.

[6] JOSÉ JERÔNIMO DE ALENCAR ALVES, O Cientificismo da França para a Amazônia. O Positivismo de Lauro Sodré, IN: Múltiplas Faces da História das Ciências na Amazônia, pgs. 61-76, EDUFPA, 2005.

[7] GERVÁSIO PROTÁZIO DOS SANTOS CAVALCANTE, A Escola de Engenharia do Pará: 54 anos, IN: Anais do Simpósio sobre a História da Ciência e da Tecnologia no Pará, Tomo I, pgs. 321-343, EDUFPA, 1985.

[8] CLÓVIS MORAIS REGO (mimeo/sd).

[9] RUY DA SILVEIRA BRITTO, Conjuntos Lineares: Sucessão, FUNTEC/SECTAM, 1998.

[10] WATERLOO NAPOLEÃO DE LIMA, PAULO DE TARSO SANTOS ALENCAR e RUI DOS SANTOS BARBOSA, Uma Tentativa de Consolidar as Atividades Básicas de Ensino e Pesquisa em Física, Informática, Química e Matemática: A Implantação do Centro de Ciências Exatas e Naturais da UFPA, IN: Anais do Simpósio sobre a História da Ciência e da Tecnologia no Pará, Tomo I, pgs. 113-179, EDUFPA, 1985.

[11] ROBERTO AURELIANO SALMERON, A Universidade Interrompida: Brasília 1964-1965 (EDUnB, 1999; 2007).

[12] JOSÉ MARIA FILARDO BASSALO, Da Sovela à Engenharia, Passando pela Engenharia (bassalo.amazon.com.br/memorias).

Nota: Esse artigo é para o leitor saber quem o ilustre visitante que a UFPA receberá, no próximo dia 10 de junho, para realizar uma Conferência sobre as relações entre Ciência e Tecnologia.

Paulo, amigo-fiel-irmão, faleceu no dia 17 de abril de 2011, no Hospital Nove de Julho, em São Paulo, depois de uma internação de mais de dois anos nesse hospital, a espera de um transplante de fígado.