Fica-se à espera...

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Fonte: Público

Uma fotografia da Viking 1

Esta é uma imagem obtida pela sonda Viking 1, na «Chryse Planitia» em Marte, há 28 anos atrás! Foi a primeira imagem a cores envida para a Terra pela Viking 1. A sonda Viking 1 foi a primeira nave americana a "aterrar" em Marte e a primeira nave da Terra a "aterrar" num outro planeta, tendo sido acompanhada, semanas mais tarde, pela sua companheira Viking 2. As Viking tiraram milhares de imagens do planeta vermelho, conduziram inúmeros testes de pesquisa de vida em Marte, tendo igualmente estudado o clima e a geologia do planeta. Após a sua chegada em 1976, as sondas Viking prolongaram as suas missões até ao início da década de 80. Ainda hoje os seus resultados são discutidos, nomeadamente ao nível de se saber se foram, ou não, encontrados vestígios de vida no planeta vermelho.

Manchas Solares

A imagem mostra com um detalhe nunca antes alcançado a região central escura de uma mancha solar do tamanho da Terra.
Estruturas designadas por cabelos e canais são núcleos escuros visíveis por entre os filamentos brilhantes que se estendem até à mancha solar. Estas eram, até agora, desconhecidas. A resolução espacial de 100 km conseguida pelo telescópio solar sueco de 1 metro já ficou na história.
Espera-se com esta resolução poder estudar processos que ocorrem em escalas menores do que 100 km, e talvez se descubram as respostas a muitas das perguntas que ainda subsistem hoje sobre as manchas solares.
Sabe-se que as manchas solares são concentrações de campos magnéticos fortes e que são regiões mais frias que o resto da superfície solar, aparecendo, por isso, escuras no disco solar. Mas, por exemplo, não se sabe como se formam, o que as faz estáveis para durarem semanas, ou o que provoca o ciclo solar de 11 anos.
Esta mancha solar é a maior de um grupo catalogado como a região solar activa AR 1003.
(fonte: Portal do Astrónomo)

Há registos chineses de observações solares que remontam desde a antiguidade. Estas observações provavelmente, eram efectuadas a olho nu (sem instrumentos), em épocas de máxima actividade solar, quando o Sol se encontrava próximo ao horizonte ou mesmo em ocasiões com névoa.
Só a partir do século XVII que com o surgimento da luneta, Galileu observou o Sol, assim pôde registrar as manchas periodicamente e, com isso, a rotação solar.


O Sol não tem uma temperatura homogénea; nas camadas externas, a temperatura oscila em média entre 4.300 K nas manchas e 1.000.000 K na coroa. Isto faz com que o Sol seja constituído de plasma, que nada mais é que um gás muito aquecido e altamente ionizado. No núcleo ocorre a fusão nuclear de quatro átomos de hidrogénio para formarem um átomo de hélio, o que liberta energia em forma de radiação.
A camada imediatamente acima do núcleo é denominada zona de irradiação e a sua temperatura é homogénea. Em seguida, na zona de convecção, a energia propaga-se com o deslocamento de massas gasosas. Cobrindo o núcleo, a zona de irradiação e a zona de convecção, temos a fotosfera, que é uma camada que emite luz, impossibilitando assim a visualização das camadas superiores.
A fotosfera é fina, com uma espessura de 700 km, se a compararmos as demais. A coroa e cromosfera (camadas acima da fotosfera), só são visíveis sem instrumentos num eclipse solar total (onde a Lua impede a passagem da luz da fotosfera). A coroa é mais quente que a cromosfera e a fotosfera, apesar de ser a camada mais externa do Sol.

Um dos mais interessantes fenómenos vistos da Terra é o eclipse total do Sol: Este é um indicativo da actividade solar, pois durante a totalidade, vemos a coroa assumindo formas circulares quando há actividade solar intensa. No último eclipse total de 3 de Novembro de 2005, a coroa apresentava três regiões mais extensas próximas ao equador, devido ao período de baixa atividade em que o Sol se encontrava. As interferências nas comunicações ocorrem quando há máxima actividade solar, uma vez que o Sol emite radiações que provocam uma mudança da densidade das camadas superiores da atmosfera, em particular da ionosfera. Com isto, objectos próximos das camadas externas de nossa atmosfera, como os satélites podem perder altura e desintegrarem-se.
O Sol, ao contrário de outros corpos celestes, está visível no céu todo dia em que há condições atmosféricas favoráveis. Ao observá-lo obtemos uma correlação entre a actividade solar e certos fenómenos naturais na Terra. Dentre os fenómenos naturais estão as auroras boreais e austrais, visíveis próximas dos pólos magnéticos terrestres. A aurora é produzida quando o vento solar, que consiste na descarga de partículas (em sua maioria protões e electrões), colide com a atmosfera da Terra.
Embora a formação das manchas solares não seja totalmente conhecido, hoje sabe-se que ela está intimamente relacionada com o campo magnético do Sol, cuja intensidade média é de 1 Gauss (unidade de medida do campo magnético), mas chega a ter milhares de Gauss nas regiões das manchas.
A teoria mais aceite actualmente considera a rotação diferencial do Sol (25 dias no equador e 30 dias nos pólos) como factor principal para a formação das manchas solares. A rotação do Sol, no equador, arrasta lateralmente as linhas de campo magnético. A cada rotação, as linhas magnéticas aproximam-se mais uma das outras culminando numa repulsão de partículas e no aumento do fluxo magnético. Isso acarreta na expulsão de gases da fotosfera (camada visível do Sol) na direcção das linhas de campo magnético que dela emergem devido à "onda magnética" formada. As regiões de saída e reentrada destas"ondas" possuem polaridades opostas e nelas aparecem as manchas solares. A baixas temperaturas nestas zonas devem-se ao desvio das correntes de convecção devidas ao campo magnético.
As manchas formadas na fotosfera estão sob o topo das correntes de convecção solar e possuem uma temperatura média de 4300K, com uma coloração avermelhada (embora, por contraste com a fotosfera, na observação elas pareçam negras). Essa temperatura é bem menor que os usuais 6000K da fotosfera nas regiões ausentes das manchas. O campo magnético intenso formado provoca o desvio das correntes de convecção para regiões circunvizinhas que se tornam mais quentes e brilhantes, são as fáculas que são zonas brilhantes normalmente mais visíveis junto da periferia do disco solar. Enquanto as manchas tendem a escurecer o Sol, as fáculas fazem-no parecer mais brilhante. Durante um ciclo de manchas solares, as fáculas acabam por se sobrepor às manchas solares e fazer o Sol parecer ligeiramente mais brilhante (cerca de 0,1%) no máximo de actividade das manchas do que no respectivo mínimo.

As linhas de campo magnético tendem a torcerem-se primeiro no equador solar, o que explica porque as manchas não são usualmente encontradas em latitudes superiores a 40°. O seu tamanho varia de 1500 a 100.000Km, segundo o estágio de sua evolução. A sua estrutura pode comportar uma região central (escura) denominada umbra e um contorno acinzentado denominado penumbra.
Henrich Schabe em 1843 constatou que o número de manchas na fotosfera sofre variações periódicas. Num período de 4.6 anos observou o máximo de manchas e em outro período de 6.4 anos observou-se o mínimo de manchas. Analisando estes dados ele chegou a conclusão que o Sol tem um ciclo de 11 anos. A partir de 1755 as observações de outros astrónomos confirmaram a hipótese de Schwabe.
O ciclo completo de actividade solar dura o dobro desse intervalo. Num processo que regenera continuamente os campos magnéticos. Ao repetir-se o mecanismo, retornamos aos campos originais de polaridade, assim completando um ciclo magnético solar de 22 anos.
Convencionou-se chamar de primeiro ciclo o período compreendido entre Março de 1755 e Maio de 1766. Nós estamos hoje no 22° ciclo que teve início em Setembro de 1986.

Ciclo Lunar - Lunação

As fases lunares resultam de nós vermos a metade iluminada da Lua em ângulos diferentes. A Lua exibe as suas diferentes fases com as alterações das posições relativas do Sol, da Terra e da Lua, aparecendo como a Lua cheia quando o Sol e a Lua estão em lados opostos da Terra, tornando-se invisível como na Lua nova quando estão no mesmo lado.

Lunação é um ciclo lunar completo e corresponde ao espaço de tempo entre duas luas novas consecutivas de 29 dias, 12 horas, 44 minutos e 2,9 segundos. Durante seu acontecimento, ocorrem as quatro fases da lua.
As fases da lua são como são denominados os quatro aspectos básicos que a Lua apresenta conforme o ângulo pelo qual é vista a face iluminada pelo Sol:

• Lua nova - quando o Sol se encontra do lado oposto e consequentemente a face iluminada da Lua está do lado oposto ao do observador na Terra

• Lua crescente - Quarto crescente: quando se vê apenas metade da face iluminada.

• Lua cheia - Quando o sol ilumina completamente a face voltada para o observador na Terra.

• Lua minguante - Quarto minguante: quando se vê apenas metade da face iluminada

Conseguimos ver um pouco mais do que metade da Lua por duas razões:

1. A órbita da Lua em torno da Terra não está no plano do equador da Terra, havendo um ângulo de 5,1 graus entre os dois - isso explica que consigamos “espreitar” um pouco mais, em cima e em baixo.

2. Há uma variação da velocidade do movimento de translação da Lua em torno da Terra, fruto da primeira e da segunda Leis de Kepler (órbitas elípticas e áreas iguais em tempos iguais, respectivamente), o que nos “atrasa” ou “adianta”, relativamente ao nosso satélite - e isto explica que consigamos “espreitar” um pouco mais à direita e à esquerda.

Choque de galáxias

Uma galáxia é um aglomerado de gás, poeira e centenas de mil milhões de estrelas que se mantêm unidas através da força gravitacional. No entanto as estrelas não se amontoam; pelo contrário, ficam afastadas entre si, em média 3 ou 4 anos-luz, ocupando toda a galáxia num espaço de centenas de milhares de anos-luz.
Um dos fenómenos mais interessante que se pode observar no universo é o da colisão entre galáxias. Estas colisões envolvem uma quantidade extraordinária de matéria e, numa escala "temporal humana", uma "eternidade" para que se concluam.
Existem muitas colisões de galáxias observáveis actualmente e observamos ao telescópio inúmeras delas em andamento. Devido ao tempo que demoram a ocorrer não podemos assistir a toda uma colisão, mas o mecanismo que leva a estas colisões é bem conhecido, a gravidade.
Colisões de galáxias são comuns, e ajudam a entender a estrutura em larga escala do Universo. As galáxias colidem e interagem ocasionalmente e há diversos exemplos bem conhecidos na vizinhança da Via Láctea. As interacções da galáxia não são, actualmente, um evento comum na nossa vizinhança (talvez uma em cada cem galáxias) mas este número de colisões era muito elevado nos estados iniciais da formação do Universo. As galáxias quando colidem tendem também a fundir-se uma com a outra e o resultado final, depois que alguns choques violentos que duram alguns cem milhão anos, é um outro tipo da galáxia chamada de elíptica.
Durante este período, o gás destas galáxias, devido às altas temperaturas e pressões pode originar o nascimento de novas estrelas a uma taxa superior à normal. A “fusão” de galáxias é uma peça fundamental na construção da estrutura do universo e explica muitas das características peculiares das galáxias novas vistas pelo telescópio do espaço de Hubble. Um exemplo é o choque entre duas galáxias vistas pelo Hubble; a colisão entre a NGC 2207 e a IC 2163.

A observação de diferentes colisões em diferentes estágios, permite a simulação das mesmas usando computadores, que calculam com rapidez e elevada precisão as interacções gravitacionais entre as estrelas. É como ver um "filme" inteiro rodar, comprimindo milhões de anos em segundos. É como capturar um instante da eternidade.

Uma dessas simulações foi a da colisão da Via Láctea com a galáxia de Andrómeda, prevista para acontecer dentro de 3 mil milhões de anos. Esta simulação foi realizada por cientistas da Universidade de Toronto no Canadá que utilizaram um supercomputador para produzir o modelo, 50 vezes mais preciso que as animações feitas anteriormente, Os cálculos para a simulação foram feitos com um computador chamado Blue Horizon, com 256 processadores simultâneos, e levaram oitenta horas. "Se usássemos uma workstation simples, demoraríamos cerca de três anos para chegar ao mesmo resultado", explicou o astrofísico John Dubinski, que coordenou o projecto. Dubinski pretende agora estudar com novas simulações a dinâmica de interacções de grandes grupos de galáxias.
As duas galáxias, separadas por uma distância de 2.2 milhões de anos-luz, estão a aproximar-se uma da outra a uma velocidade aproximada de 500.000 km/h (número que deve aumentar à medida que elas estiverem mais próximas). Sabe-se desde 1959 que as duas galáxias estão em órbita uma da outra, o que permitiu prever que elas colidiriam.
Para simular a colisão da Via Láctea com Andrómeda, os cientistas representaram cada galáxia com quarenta milhões de estrelas e um halo de dez milhões de partículas de matéria escura para cada uma. A Via Láctea tem aproximadamente 400 mil milhões de estrelas. Uma simulação como essa envolve inúmeras variáveis, e pequenos erros de cálculo podem levar a um resultado impreciso.

Na altura em que está previsto ocorrer a colisão das duas galáxias, o Sol ainda estará a brilhar - a expectativa de vida do Sol é de mais cinco mil milhões de anos. A paisagem do céu visto da Terra deve ser tomada progressivamente pelo arco de estrelas de Andrómeda. Quando ela se juntar de facto com a Via Láctea, Dubinski prevê duas possibilidades para o Sistema solar: pode ser ejectado para o espaço intergaláctico, ou arremessado para o centro do par de galáxias.

A colaboração entre John Dubinski e o compositor John Kameel Farah deu origem ao GRAVITAS, que é um projecto de síntese entre a ciência e a arte na representação da dinâmica das galáxias. É um site a ver e ouvir...

Na imagem vemos o choque de duas galáxias; um túnel de matéria estende-se desde a galáxia NGC 1410 (à esquerda na imagem) até à galáxia NGC 1409 (à direita), atravessando mais de 20000 anos-luz de espaço intergaláctico.
Este é um exemplo sobre a forma como a colisão de galáxias propícia a troca de matéria entre elas. Os centros destas duas galáxias estão a apenas 23000 anos-luz de distância um do outro, pouco menos do que a distância do Sol ao centro da Via Láctea.
As duas galáxias estão ligadas uma à outra pela força da gravidade, orbitando em torno de um centro comum a mais de 1 milhão de km por hora.
Estas galáxias encontram-se a cerca de 300 milhões de anos-luz da Terra na constelação do Touro.

Nebulosas

As nebulosas são nuvens de poeira ou gás e representam a maior parte da massa do universo. As nuvens escuras são de difícil visualização, já que dependem de uma fonte de luz, contra a qual elas podem se destacar. O centro da Via Láctea, a região mais brilhante da Galáxia, não pode ser visto por nós devido à grande quantidade de matéria escura existente nos braços espirais que se interpõem entre nós e este centro. As nebulosas podem ser classificadas da seguinte forma:

Nebulosas brilhantes por emissão - São nuvens de gás que brilham pela reemissão da energia absorvida de estrelas quentes existentes no meio da nuvem, após alterações no nível de energia interno de seus átomos, tendo assim, um espectro brilhante, diferente do espectro das estrelas que as excita. O brilho avermelhado indica a presença de hidrogénio, enquanto o oxigénio emite radiação esverdeada. Um exemplo típico é a Grande Nebulosa de Orion, M 42, onde as mais jovens estrelas conhecidas estão sendo formadas.

Nebulosas brilhantes por reflexão - São nuvens de gás e poeira, apenas iluminadas pela luz de estrelas vizinhas. São muito menos brilhantes e têm o mesmo espectro da estrela que gera a luz. Um exemplo é a nebulosidade que envolve as Plêiades, M 45, na constelação de Taurus. Esta nebulosidade só aparece em fotografias de longa exposição.

Nebulosas planetárias - São constituídas por um invólucro brilhante de gases e plasma, formado por certos tipos de estrelas no período final do seu ciclo de vida. Não estão de todo relacionadas com planetas; o seu nome é originário de uma suposta similitude de aparência com planetas gigantes gasosos.
Tem um período de existência pequeno (dezenas de milhar de anos) quando comparado com o tempo de vida típico das estrelas (vários mil milhões de anos). Existem cerca de 1500 destes objectos na nossa galáxia.
As nebulosas planetárias são objectos importantes em astronomia por desempenharem um papel na evolução química das galáxias, libertando material para o meio interestelar, enriquecendo-o com elementos pesados e outros elementos (carbono, azoto, oxigénio e cálcio). Noutras galáxias, as nebulosas planetárias poderão ser os únicos objectos observáveis de maneira a poderem ser retiradas informações acerca da abundância de elementos químicos.
Nos anos mais recentes, as imagens fornecidas pelo telescópio espacial Hubble revelaram que as nebulosas planetárias poderão adquirir morfologias extremamente complexas e variadas. Cerca de um quinto são esféricas, mas a maioria não adopta esta morfologia. Os mecanismos que dão origem a esta grande variedade de formas não são totalmente conhecidos mas as estrelas binárias, o vento estelar e os campos magnéticos poderão desempenhar um papel importante.

São assim chamadas por serem geralmente arredondadas e de pequena luminosidade, como um planeta visto pelo telescópio. Normalmente têm em seu centro uma pequena anã branca que lhe deu origem, ejectando a nuvem de gás numa explosão que marca o fim da vida da estrela. Um bom exemplo deste tipo é a Nebulosa do Olho de Gato, NGCM 6543, na constelação do Dragão, descoberta por William Herschel em 15 de Fevereiro, de 1786.

Nebulosas escuras - São concentrações de matéria interestelar que obscurecem as estrelas ao fundo. Acredita-se que a maior parte da massa de todo o universo esteja concentrada nestas nuvens escuras de poeira. O Saco de Carvão a sudeste do Cruzeiro do Sul é típico desta classe. As poucas estrelas que são vistas nesta região estão mais próximas de nós que a nuvem escura. Outro exemplo interessante é a Cabeça de Cavalo, ao sul de zeta Orionis, destacada contra uma nebulosa brilhante, mas de difícil visualização, já que exige um telescópio de grande abertura.

Algumas nebulosas de diferentes tipos estão descritas a seguir:

Nebulosa do Caranguejo (M1) vista pelo Hubble

Esta é a imagem foi obtida recentemente pelo Telescópio Espacial Hubble e é o resultado da composição de 24 exposições individuais tiradas com o telescópio espacial. É a imagem mais detalhada e de maior resolução alguma vez conseguida da nebulosa do Caranguejo. Tem cerca de 6 anos-luz de extensão, encontra-se a 6500 anos-luz de distância, é um dos objectos astronómicos mais conhecidos e estudados. É um remanescente de supernova que se encontra ainda em expansão. No seu centro reside uma estrela de neutrões, um objecto extremamente denso, o resto mortal deixado pela estrela moribunda.
A explosão estelar que lhe deu origem foi observada por astrónomos chineses no ano de 1054.

Nebulosa Cabeça de Cavalo (B 33)

A nebulosa Cabeça do Cavalo (B 33) é um dos objectos celestes mais conhecidos. Localizada na mesma região que a famosa nebulosa de Orionte, esta nebulosa deve a sua notoriedade à sua forma peculiar. Trata-se de uma nuvem de gás e poeira vista em constraste contra o fundo brilhante de uma nebulosa de emissão que se encontra por detrás dela. A estrela brilhante visível no canto inferior esquerdo faz parte da conhecida Cintura de Orionte. Esta estrela ilumina e excita o gás da nebulosa de reflexão azulada (NGC 2023) que a envolve. Esta imagem foi obtida pelo astro-fotógrafo Russell Croman.

NGC3372 - Nebulosa da Carina

Esta imagem mostra uma enorme região de formação de estrelas do céu do hemisfério Sul conhecida por nebulosa da Carina. A imagem foi obtida combinando luz proveniente de emissão de oxigénio (azul), hidrogénio (verde) e enxofre (vermelho). Esta nebulosa é um bom exemplo da forma como estrelas maciças destroem as nuvens moleculares das quais elas nascem. A estrela no centro da imagem é Eta Carina, uma das estrelas mais maciças e luminosas que se conhecem. Esta estrela, tendo atingido o fim da sua vida, tendo vindo a ejectar para o espaço quantidades enormes de gás e poeira, criando grande instabilidade no meio envolvente.

IC 5146 - Nebulosa do Casulo

A Nebulosa do Casulo, catalogada como IC 5146 é uma bela nebulosa localizada na constelação de Cisne. Esta nebulosa encontra-se a 4000 anos-luz de distância de nós, e está associada a um jovem enxame aberto. Como outras zonas de formação de estrelas, esta nebulosa é composta por zonas de emissão, de reflexão e de absorção. Esta imagem do astrónomo amador José Ribeiro é o resultado do processamento digital de 5 exposições individuais de 10 minutos cada, obtidas através de um filtro passa-banda de H-alfa.

M17 - Nebulosa Omega

Esta imagem dá-nos uma perspectiva geral da região gigante de formaçao de estrelas conhecida por M17 ou nebulosa Omega. Esta região fica na constelação do Sagitário, perto do plano da Via Láctea, a cerca de 5000 anos-luz de distância. A imagem foi obtida com o instrumento SOFI do telescópio NTT de 3.6m do ESO instalado no observatório de La Silla, no Chile. Estas observações, caracterizadas pelo seu grande campo de visão, elevada sensibilidade e elevada qualidade de imagem, têm como objectivo identificar estrelas de elevada massa em fase de formação e registar o seu espectro de infravermelho para um estudo físico detalhado destes objectos raros. Estrelas maciças em formação são muito mais difícieis de encontrar do que as de pequena massa como o Sol, isto porque elas vivem muito menos tempo e passam pelas diferentes fases de evolução muito mais rapidamente. A formação de estrelas, tanto de pequena como de elevada massa, não pode ser observada na região do óptico, devido ao elevado obscurecimento provocado pela poeira existente nas nuvens onde as estrelas se formam. Daí o recurso a instrumentos sensíveis à radiação infravermelha como o SOFI.

Nebulosa Boomerang

A nebulosa Boomerang parece ter sido formada a partir de um vento de alta velocidade de gás e poeira que emana de uma estrela central velha. O que confina este vento, que parece atingir velocidades da ordem de 600000 km/h, é ainda um mistério. Poderá ser a existência de um disco central denso ou a existência de fortes campos magnéticos. Pensa-se que esta nebulosa está a evoluir para a fase de nebulosa planetária, estágio final de evolução de determinadas estrelas quando esgotam o "combustível" que lhes permite brilhar. A nebulosa Boomerang estende-se por mais de 1 ano-luz e situa-se a cerca de 5000 anos-luz de distância.

IC 4406 - Nebulosa da Retina

Tal como outras nebulosas planetárias, exibe um elevado grau de simetria, como se a sua metade esquerda fosse a imagem ao espelho da metade direita. O seu todo toma um aspecto que lembra o olho humano, daí o nome Nebulosa da Retina. Gás e poeira estão a afastar-se da estrela moribunda central formando um toro gigante, que nós só observamos de lado. O gás dentro do toro é ionizado pela luz da estrela e, por isso, brilha. Nesta imagem, o oxigénio aparece a azul, o hidrogénio a verde, e o azoto a vermelho. As cores finais resultam das diferentes concentrações destes gases na nebulosa. No centro, encontra-se gás neutro que só pode ser detectado por radiotelescópios. Destacam-se os filamentos escuros de poeira, com dimensões que chegam a atingir 160 vezes a distância da Terra ao Sol. Estes filamentos de poeira são criados por instabilidades semelhantes aos mecanismos que provocam o aparecimento de nuvens no verão. A Nebulosa da Retina encontra-se a 1900 anos-luz, na constelação do Lobo.
O primeiro registo que se lhe conhece data do séc. XIX.

Um prémio Nobel para a Cosmologia

Os responsáveis pelo programa do satélite COBE, uma missão espacial da NASA que procura comprovar a teoria do Big Bang foram galardoados pelo Academia Sueca com o prémio Nobel da Física este ano. Os norte-americanos John Mather de 60 anos, astrofísico da NASA, a trabalhar no Centro de Goddard Space Flight e George Smoot de 61 anos, professor na Universidade da Califórnia, vão assim partilhar o prémio Nobel da Física.
O COBE (Cosmic Background Explorer), também conhecido por Explorer 66, foi o primeiro satélite construído especialmente para estudos de Cosmologia. O seu objectivo principal era o de investigar a radiação cósmica de fundo e obter medições que ajudassem a compreender o Universo.
A missão foi planeada para um período de cerca de4 anos e teve início a 18 de Novembro de 1989 quando o satélite foi lançado; este permitiu a recolha de imagens da radiação de fundo; os primeiros resultados foram recebidos apenas após nove minutos de observações: o COBE tinha registado um espectro de emissão de corpo negro. Essa radiação cósmica de fundo foi ainda designada como o "eco" do Big Bang.

Em Cosmologia, a radiação cósmica de fundo é uma forma de radiação eletromagnética prevista por George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman em 1948 e descoberta em 1965 por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories. Ela tem um espectro térmico de corpo negro na faixa de microondas. A maior parte dos cientistas consideram a radiação cósmica de fundo como a melhor evidência para o Big Bang como medelo para a criação do universo.
Em Física, um corpo negro é um objecto que absorve toda a radiação electromagnética que incide nesse mesmo corpo. Nenhuma radiação o atravessa e nenhuma é reflectida; no entanto, teoricamente irradia energia em todos os comprimentos de onda possíveis. Embora o nome, os corpos negros não são na realidade “negros” já que irradiam energia. A quantidade e o tipo de radiação que emitem dependem directamente da temperatura a que se encontram. Abaixo dos 700º K produzem muito pouca radiação nos comprimentos de onda visíveis e, neste caso, parecem de facto negros (daí o nome). Acima desta temperatura começam a produzir radiação em comprimentos de onda visíveis, começando pelo vermelho, passando ao laranja, amarelo, e branco antes de passar ao azul com o aumento da temperatura.

John Matter foi o coordenador do trabalho e tem a primeira responsabilidade pela experiência que revelou a forma de corpo negro assumida pela radiação de fundo. George Smoot mediu as pequenas variações na temperatura da radiação, que explicam o aparecimento das galáxias e estrelas. Ambos, refere a Academia Sueca, são premiados pelas suas descobertas do espectro de emissão de corpo negro e anisotropia de emissão cósmica de fundo.
Essa radiação é a mais velha luz do universo e vem de um período que se estima ser de 380 mil anos após o Big Bang. Com este trabalho foram reveladas imagens do universo recém-nascido. Não prova em absoluto a teoria do Big Bang como início do universo há aproximadamente 13,7 mil milhões de anos, mas é considerado uma contribuição muito significativa.
Segundo Teresa Lago da Universidade do Porto, o COBE permitiu perceber que "o espectro de radiação cósmica de fundo que recebemos de todo o lado era uma curva perfeita de um corpo negro e que tinha 2,7 graus". Uma revelação possível graças às medições do COBE e, portanto, um valor extraordinariamente próximo do que previa a teoria. E esse foi o papel decisivo de John Mather.
Contudo, um problema se levantou: se a curva era perfeita, como explicar o aparecimento e disseminação das estruturas no universo? Foi George Smoot que detectou pequenas variações da temperatura na curva em diversas direcções que permitiram a agregação de matéria. Essas pequenas variações - a que se refere o termo de anisotropia da radiação - são as "sementes" das galáxias, estrelas e planetas que povoam hoje o universo e que, no fundo, constituem ainda a origem da vida na Terra.

A divulgação mundial dos resultados do Cobe, a 23 de Abril de 1992, foi recebida com uma ovação em pé por quem estava numa reunião da Sociedade Americana de Física. Stephen Hawking considerou-a "a maior descoberta do século, se não de todos os tempos". Logo na altura se disse que os resultados do Cobe seriam dignos do Nobel. O que muitos pensavam cumpriu-se. A divulgação do primeiro retrato do Universo bebé, quando tinha só 380.000 anos, fez furor mundial. Era um mapa oval, uma espécie de ovo cósmico em tons azuis e rosa. Foi capa de jornais por todo o mundo.

O retrato do Universo primitivo não é uma fotografia no sentido comum, mas medições da luz mais antiga que se consegue ver - e que se chama radiação cósmica de fundo. No Universo com 380.000 anos, essa radiação era luz ultravioleta e chegava quase aos 3000 graus Celsius. À medida que o Universo se expandia, foi arrefecendo, passando pelas cores do arco-íris. Hoje, 13.700 milhões de anos após o Big Bang, essa radiação detecta-se como microondas e está apenas 2,7 graus acima do zero absoluto (273 graus negativos). Numa certa sintonização, a "chuva" dos televisores é a radiação fóssil do Big Bang, que enche o Universo.
Com menos de 380.000 anos, o Universo era muito quente e denso. Havia tantos electrões soltos que os fotões não conseguiam viajar, por isso não chegam até nós. Só quando os electrões se agarraram aos núcleos para formar átomos a luz pôde viajar. Então o Universo deixou de ser opaco, para ficar transparente.
Só por si, a história da descoberta da radiação cósmica de fundo é curiosa. Por volta da década de 60, confrontavam-se dois cenários sobre o Universo. Ou estaria em expansão, segundo o modelo do Big Bang, o acontecimento que criou o espaço e o tempo e se está tudo em expansão, então já esteve tudo concentrado num ponto. Ou manter-se-ia num estado estacionário, sem princípio nem fim. Se o modelo do Big Bang estivesse correcto, ainda hoje deveriam encontrar-se os vestígios da radiação que inundou o Universo nos tempos em que ficou transparente. Vários cientistas procuram o "ruído" de fundo do Big Bang.
Foi quem não procurava que encontrou. Arno Penzias e Robert Wilson do Bell Telephone Laboratories, nos EUA, nas experiências que realizavam encontravam sempre uma interferência estranha. Chegaram ao ponto de pensar que a fonte eram pombos em cima da antena. Mas não. Tinham descoberto, em 1964, a radiação cósmica de fundo, o que lhes valeu em 1978 o Nobel da Física. Parecia uniforme para onde quer que se olhasse no céu, o que evidenciava uma distribuição homogénea da matéria (energia e matéria equivalem-se, como disse Einstein) nos primeiros momentos do Universo. Mas isso era outro problema. Se não se conseguiam detectar flutuações na radiação, e na época, não havia tecnologias para tal, então como teriam surgido as galáxias e tudo o que existe?
É aqui que entra o COBE. Pela primeira vez, detectaram-se flutuações pequenas na temperatura da radiação, que correspondem a diferenças na distribuição da matéria. Nos pontos onde o Universo tinha mais matéria nasceriam as galáxias. Porque a matéria atrai a matéria. Por isso, quando se olha para os sítios de maior densidade, está a ver-se as sementes das galáxias. "As variações na temperatura mostram-nos como a matéria no Universo começou a "agregar-se". Tal era necessário, para que galáxias, estrelas e a vida pudessem desenvolver-se. Sem esse mecanismo, a matéria teria tomado uma forma diferente, espalhando-se de forma uniforme pelo Universo", refere o comunicado.
Mather dizia estar "encantado", relatava a Reuters. "Não posso dizer que estou completamente surpreendido. As pessoas têm dito que deveria ser premiado." Smoot, depois de contar a peripécia do telefonema do comité do Nobel (ligaram-lhe de madrugada, depois de terem marcado o número errado), centrou-se na relevância do trabalho premiado com dez milhões de coroas suecas (cerca de um milhão de euros). "É muito importante para os seres humanos saber as suas origens e o seu lugar no mundo."

Escalas do Universo...

A Astronomia e a Astrofísica trabalham com distâncias e comprimentos incrivelmente grandes, como por exemplo a distâncias aos mais longínquos quasares e galáxias e o tamanho das galáxias elípticas gigantes. No entanto, estas ciências também trabalham com tamanhos incrivelmente pequenos, quando se trata de medir comprimentos de onda e estudar os processos da física de partículas elementares que ocorrem nos interiores estelares. Deste modo existem várias unidades, com seus múltiplos e submúltiplos, que são usadas correntemente em Astronomia para representar distâncias e comprimentos extremos.
Entre os macrovalores temos o ano-luz e as suas subunidades que são o minuto-luz, o segundo-luz, o parsec (esta é uma unidade de distância frequentemente usada na Astronomia para medir distâncias a que estão estrelas e galáxias da Terra; o parsec é definido como a distância à qual um objecto celeste, como, por exemplo, uma estrela, está da Terra, tendo um ângulo de paralaxe de um segundo de arco; 1 parsec= 206 264 UA = 3.3 anos-luz) e a unidade astronómica (U.A.) que equivale à distância média entre a Terra e o Sol.
As medidas indicam que existem pouco mais de duas dezenas de estrelas dentro de uma distância de 3 parsecs, cerca de 10 anos-luz, na vizinhança solar. A nossa Galáxia é uma entre tantas outras galáxias espirais que existem no Universo. O censo das estrelas da nossa galáxia, a via-láctea, mostra que esta é um sistema estelar similar a tantas outras galáxias espirais. O Sol encontra-se afastado da região central cerca de 30 000 anos-luz.
Talvez seja este "efeito de escala" que nos atrai no Universo. Tomando como referencial o Homem, quer nas suas dimensões físicas quer no seu tempo de vida, vemos como somos pequenos nesta escala. Vivemos numa superfície de um planeta a que chamamos Terra e que representa menos de 1% do raio dessa mesma esfera planetária. A comparação do nosso pequeno planeta com os gigantes deste Universo reforça muito mais a nossa noção de fragilidade perante a "Escala do Universo"...

Simetria...A busca de Einstein

A simetria é uma característica que pode ser observada em algumas formas geométricas, equações matemáticas ou outros objectos. O seu conceito está relacionado com o de isometria (e às operações geométricas associadas: reflexão, rotação e translação). Através da reflexão, uma imagem é invertida em relação a um eixo, formando-se uma imagem espelhada da original. De forma mais lata, existe simetria se uma mudança num dado sistema mantém as características essenciais desse sistema inalteradas; por exemplo, num determinado arranjo de cargas eléctricas, se trocarmos o sinal de cada uma das cargas eléctricas presentes, o comportamento eléctrico do sistema permanecerá inalterado.
Na Física, o conceito de simetria é amplamente utilizado em vários campos. A descrição de muitos fenómenos socorre-se também do conceito de simetria, como é o caso das forças que actuam no núcleo atómico. No entanto, a aplicação mais frutífera deste conceito está presente no teorema de Noether, que faz corresponder cada simetria (aqui chamada de invariância) em Física numa lei de conservação. Foi em Göetingen que Emmy Noether enunciou o teorema que passou a ser conhecido como "teorema de Noether". Esse teorema associa cada simetria em Física a uma lei de conservação. A simetria das leis físicas em relação à translação espacial, por exemplo, implica, como resultado natural, na conservação da quantidade de movimento, ou momento. A simetria (ou "invariância") das leis físicas em relação ao tempo resulta na conservação da energia. Esse resultado foi levado às últimas consequências pelos físicos teóricos, desde que surgiu o teorema de Noether. Hoje, o trabalho dos físicos teóricos consiste, em boa parte, na busca e compreensão de simetrias e suas leis de conservação associadas.
É por isso que a Teoria dos Grupos se tornou uma das áreas da matemática mais estudadas pelos físicos. A quebra espontânea de simetria nas transformações dos grupos de simetria é muito utilizada nesta ciência com o intuito de explicar fenómenos ligados à Física das partículas e à cosmologia.

Alguém terá um dia dito que Albert Einstein era um esteta da ciência. As suas contribuições mais famosas à física não nascem somente da necessidade de explicar resultados de observações experimentais. Também vêm do esforço em reduzir ao mínimo o número de princípios fundamentais da toda a física; dito de outra forma, nascem de uma necessidade de unificação. Einstein formulou a Teoria da Relatividade Restrita para tornar compatíveis duas grandes teorias físicas do século XIX: a física do movimento e a física da electricidade e do magnetismo. O conceito de partículas de luz, que ele propôs no mesmo ano que a teoria da relatividade, serviu para unificar os conceitos de onda e partícula, que na física anterior apresentavam uma profunda distinção formal.
Einstein dedicou os últimos 20 anos de sua vida na procura de uma teoria que abrangesse a gravitação e as forças electromagnéticas, outra busca unificadora de motivação estética. Esta busca de unidade tem um paralelismo na arte, por exemplo, na pintura anterior ao impressionismo. O pintor buscava dar realismo ao que pintava usando a técnica da perspectiva. Para isso, primeiramente, escolhia um ponto de fuga. O ponto de fuga, junto com as regras da perspectiva, dá unidade aos elementos da imagem que o pintor representa.

A lei da gravitação universal de Isaac Newton diz que dois corpos com massa sofrem uma atracção na razão directa de suas massas e na razão inversa do quadrado da distância entre eles. O enunciado da lei de Coulomb diz que dois corpos carregados electricamente exercem uma força proporcional às suas cargas e inversamente proporcional à distância entre eles. Nesse caso, a lei tem algo mais a acrescentar: no caso das cargas serem opostas haverá atracção, caso contrário, haverá repulsão. Note-se em primeiro lugar a semelhança entre as duas leis: ambas dizem que a força é a proporcional a um atributo relevante; massa para a gravitação, carga eléctrica para a electricidade. Em segundo lugar, note-se a característica adicional que possui a lei de Coulomb; a dicotomia entre os atributos da carga eléctrica: se da mesma natureza, a força é de repulsão, se de natureza oposta, a força é de atracção. Esta é uma propriedade que a gravitação não tem. Essa é a propriedade de dipolo da electrodinâmica: a existência de dois pólos cujas naturezas se caracterizam pela oposição de propriedades. De maneira geral uma delas é tida como "positiva" e a outra, "negativa". Esses termos foram escolhidos na antiguidade. No caso eléctrico eles foram atribuídos mais ou menos arbitrariamente. O "positivo", era o atributo da existência do agente eléctrico. O "negativo", por sua vez, era definido pela inexistência desse agente. Actualmente, sabemos que a situação é exactamente inversa. Os electrões, agentes da electricidade em 90% dos casos (em reacções químicas existe a corrente de iões), possuem carga negativa. O excesso de electrões, portanto, define a carga negativa. A corrente eléctrica que conhecemos da tomada é a transferência de electrões nos fios condutores. De qualquer forma, existem muitas semelhanças nos enunciados das leis de Newton e de Coulomb.
Esta semelhança não existe, pelo menos directamente, entre a força electrostática/gravitacional e a força magnética (devido ao carácter vectorial desta força). No entanto é possível formular um "correspondente" vectorial dessa lei que é válida para os chamados "campos escalares", mesmo porque, já antes de Einstein, Maxwell havia demonstrado, através de suas equações, que a força eléctrica e magnética são diferentes manifestações do mesmo fenómeno físico. Para verificar isso, é fácil imaginarmos uma experiência simples. Isso é visível nas equações de Maxwell. Se fizermos variar o campo eléctrico, fazendo acelerar um electrão, por exemplo, um campo magnético vai aparecer. É assim que são produzidos os electroímanes. Se, por outro lado, fazemos um íman movimentar-se, um campo eléctrico vai-se manifestar. Essa "simetria" está contida nas quatro equações de Maxwell, que ficaram conhecidas como equações do electromagnetismo pois colocam no mesmo "saco" a electricidade e o magnetismo. Essa simetria diz que o campo eléctrico, por sua vez, é uma "expressão" do campo magnético variante, assim como o campo magnético é expressão do campo eléctrico variante.
A primeira das conclusões de Maxwell foi que aquelas equações que ele tinha acabado de enunciar apontavam como solução geral uma equação de onda, que ao estudar suas propriedades ele descobriu que tinha tudo a ver com a luz. O sucesso das equações de Maxwell foi tão grande que acabou por derrubar a hipótese de Newton, vigente na época, de que a luz era composta de partículas. Essa ideia vigorava, em oposição à hipótese de Huyghens, de que a luz era uma composição de ondas. Como poderia a luz ser composta de ondas se ela se propaga no vácuo do espaço? As ondas precisam de um "meio" para se propagar. A descoberta de Maxwell resolvia esse problema pois dispensa o meio material, tratam-se de campos eléctricos a gerar campos magnéticos e vice-versa, sem necessidade de qualquer meio para se propagar. A ideia do carácter corpuscular da luz retornou mais tarde com Plank.
Foi com base nessa "simetria" das equações de Maxwell, e a "coincidência" da lei de Coulomb com a lei da gravitação de Newton que fez Eintein pensar que seria possível descrever todas as forças da natureza com uma só equação, ou, pelo menos, sob um só formalismo. Contudo, essa "unificação" tem implicações extraordinárias. Se a unificação da electricidade com o magnetismo trouxe a descoberta das ondas electromagnéticas, a unificação da gravitação com o electromagnetismo deve conduzir às ondas gravitacionais. Ainda hoje a física experimental tenta confirmar esta teoria unificada.
Mas as questões que sempre intrigaram os físicos que estudam a origem do universo sob o ponto de vista da teoria do campo unificado são justamente essas: por que não há monopolo magnético? E por que não há dipolo gravitacional? No caso gravitacional, o que vemos são monopolos. Não encontramos "massa negativa" de maneira a fazer com que dois corpos experimentem uma "repulsão" gravitacional, ao invés de atracção como vemos ser o fenómeno absoluto nesse nosso universo. A outra questão é o monopolo magnético. Como vimos, o campo magnético é uma "forma" de "apresentação do campo eléctrico". Apesar deste poder ser encontrado na forma de dipolo "+/-" ou monopolo "+/+" ou "-/-", os pólos do campo magnético não podem ser separados. Um íman possui dois pólos: o "norte" que se alinha na direcção do norte geográfico e o "sul" que se alinha na direcção oposta. Se dividirmos o íman em dois, produziremos dois ímanes com as mesmas propriedades do original: um lado é norte e o outro é sul. Por mais que dividamos o nosso íman, até chegar ao limite da liga do metal, nunca chegaremos à separação da parte norte da do sul. Se dividirmos mais uma vez, destruímos a liga e suas propriedades magnéticas. No caso de geração artificial de campo magnético, tal situação repete-se. Resumindo, não existe monopolo magnético. Para gerar um formalismo único para as forças da natureza será necessário entender porque o campo gravitacional e o magnético possuem essas características. O exame dessa questão leva-nos à origem do universo.

Mais que uma lista de resultados, a física é uma maneira de pensar. E essa maneira de pensar não consiste somente em fazer experiências e anotar resultados. Também consiste em ordenar esses dados e encontrar neles padrões que revelem uma unidade oculta em fenómenos que, à primeira vista, parecem distintos. Esses padrões são o que chamamos leis da natureza, e para encontrá-los, o físico aplica aos dados critérios de simplificação, simetria e elegância. Ao construir teorias, o físico emprega critérios estéticos que tornam a física semelhante à arte – ou pelo menos, a certos tipos de arte.
A ciência tem demonstrado que a natureza nos níveis mais básicos é altamente simétrica. Einstein foi mais longe ao afirmar que não é que a arquitectura natural seja simétrica, mas sim que a simetria determina seu desenho. A partir da simetria da relatividade surgem, como consequências directas, a equivalência entre massa e energia, aceleração e gravidade e a união entre o tempo e o espaço. Os resultados têm sido, com a contribuição de muitos outros, a estandardização do modelo da estrutura da matéria e de uma cosmologia moderna onde o Universo teve um começo e evolui expansivamente. Por outro lado, Einstein também iniciou uma cultura da visão unificada do todo, e dedicou a segunda metade nesta busca. Não o conseguiu mas, e em definitivo, o seu desafio domina o desenvolvimento da física contemporânea.

A simetria é algo que nos rodeia; o bom disto é que não precisamos de ser físicos, matemáticos ou outra coisa qualquer do género para nos apercebermos dela. Não precisamos sequer saber coisa alguma de ciência. Basta parar por uns momentos (e saber parar), saber olhar para o que nos rodeia...e ela está lá! E está em todo o lado, em nós, nos animais e plantas, na arquitectura, na paisagem...basta olhar!

Porque é que a Teoria da Relatividade se chama Teoria da Relatividade?

No livro, simples mas também muito bem escrito, 'Einstein…Albert Einstein' (da Gradiva), Jorge Dias de Deus e Teresa Peña mostram as três facetas de Einstein: a do cientista, a do homem e a do cidadão, "…através de instantâneos onde a luz e as sombras se projectam para deixar adivinhar os contornos de uma personalidade complexa e contraditória." Neste livro encontramos perguntas que nunca nos ocorreram sobre Einstein e a resposta a algumas que todos, em princípio, fazemos sobre este homem e o seu percurso. A leitura atenta deste livro permite-nos inclusive responder à questão porque se chama Teoria da Relatividade à teoria proposta por Albert Einstein em 1905…

Desde que surgiu em 1905 a Teoria da Relatividade de Einstein, o termo "é relativo" entrou no vocabulário comum. No entanto, Einstein nunca esteve interessado no que é relativo, mas sim naquilo que é invariante, ou seja absoluto. A teoria de Einstein é uma teoria do absoluto e não do que é variante, ou que pode ser alterado mediante uma mudança de referencial. O que é invariante em Física advém do factor humano e da experiência física. O que interessava a Einstein eram as relações absolutas que se poderiam encontrar no Universo; as leis da Física.

Existe a ideia que foram as experiências de Michelson, e do seu colaborador Morley, que levaram Einstein a elaborar a sua Teoria da Relatividade. Estes tentaram medir a variação da velocidade da luz c com o movimento. Como a Terra descreve uma órbita em torno do Sol que é praticamente circular, existe uma velocidade v tangencial à órbita (razão pela qual damos uma volta completa ao Sol em cerca de 365 dias), enquanto que na direcção do Sol a velocidade é praticamente zero (estamos praticamente sempre à mesma distância do Sol). Quando se mede a velocidade da luz na direcção tangencial, e como o sistema se move, a velocidade da luz medida devia ser v+c enquanto que na direcção do Sol deveria ser só c. As experiências foram repetidas inúmeras vezes e nunca foi detectada qual diferença de velocidades entre as duas direcções. A velocidade da luz ser uma constante, independentemente da velocidades do sistema em que se está a fazer a medição, princípio em total desacordo com a "Mecânica Clássica", vai constituir um dos principais postulados da Teoria da Relatividade.

Esta é a razão porque se diz que as experiências de Michelson foram o "catalizador" para o aparecimento da teoria de Einstein. No entanto isto não parece ser certo. Em primeiro porque a nível experimental nunca se pode garantir que duas grandezas sejam exactamente iguais porque todas as medições contêm erros. Por muito pequena que seja essa diferença, é experimentalmente impossível afirmar que duas medições sejam iguais. Em segundo porque o próprio Einstein afirmou que a experiência de Michelson não teve qualquer influência na construção da Relatividade, não tendo atribuído na altura grande importância a esses resultados.E não há nada que nos leve a duvidar de Einstein. Aliás, tudo aponta na direcção da ideia que não são as experiências de Michelson que confirmam a Relatividade, mas que é a Relatividade que valida as experiências de Michelson.

O grande interesse de Einstein sempre foi o da consistência da física clássica, particularmente entre a mecânica e o electromagnetismo. Einstein tentava perceber como se poderia explicar a invariância da física na lei de indução electromagnética de Faraday que ligava o movimento mecânico com a corrente eléctrica. Existindo um movimento relativo entre um circuito condutor e um íman, resultando uma variação de fluxo magnético através do circuito, é induzida uma corrente eléctrica no circuito. Esta variação de fluxo pode ser obtida movendo o íman e mantendo o circuito em repouso, ou movendo o circuito e mantendo o íman em repouso. Usando as leis da mecânica de Newton e as leis do electromagnetismo de Maxwell não se obtinham os mesmos resultados nos dois casos. Foi esta contradição entre as leis de Newton e as leis de Maxwell que levaram Einstein à formulação da Relatividade. Em 1920 Einstein dizia: "A ideia de duas situações contraditórias era-me intolerável".

Einstein resolveu a contradição mantendo o electromagnetismo de Maxwell e alterando a mecânica de Newton. Ao fazer isto abriu o caminho para o princípio da constância da velocidade da luz no vácuo. Segundo as equações das ondas de Maxwell, a velocidade das ondas electromagnéticas no vácuo é função da intensidade das forças eléctricas e magnéticas. Como o primeiro princípio de Einstein diz que as leis da física são invariantes relativamente a movimentos uniformes (com velocidade constante), ou seja, as forças são as mesmas, e como a velocidade da luz depende directamente dos valores das forças eléctrica e magnética, a velocidade da luz no vácuo não pode depender do movimento relativo.

Por aqui se vê, e tendo a visão do Absoluto que Einstein tinha, o nome "Relatividade" para a nova teoria não foi o mais feliz. Einstein nunca utilizou a expressão "Teoria da Relatividade" no artigo original de 1905. Ele designou o trabalho original "Electrodinâmica dos corpos em movimento" que também não era o melhor por dois motivos: em primeiro porque era muito grande e em segundo tinha apenas significado para alguns físicos. Foi Ernest Planck que ao perceber o impacto do trabalho de Einstein começou a usar a abreviatura "Relatividade".

A grande ironia desta designação é que entra em completa contradição com o princípio fundamental da teoria que diz que as leis da física são as mesmas para todos os observadores; qualquer que seja a "parte" do Universo considerada, as leis são sempre as mesmas. Em todos os lugares e em todos os tempos, a evolução da matéria que forma o Universo segue as mesmas regras. Outro facto igualmente irónico, foi ser Planck a fazer esta escolha para o nome já que ele tinha dito: "...a atracção pela teoria de Einstein resultava de me permitir lutar por deduzir resultados absolutos, invariantes a partir dos seus teoremas."

O relativismo total, que a explosão social e artística do princípio do séc. XX identificaram como a principal conclusão da Teoria da Relatividade, nada tem a ver com a própria teoria ou com Einstein. Em 1929 Einstein explica estes equívocos: "Os filósofos brincam com as palavras como as crianças com bonecas. A Relatividade não significa que na vida tudo é relativo." Numa carta a um historiador de arte que tentava ligar o Cubismo à Teoria da Relatividade ele escreve: "A essência da Teoria da Relatividade tem sido incorrectamente compreendida. (...) A teoria diz apenas que as leis gerais são tais que a sua forma não depende da escolha do sistema de coordenadas. Esta exigência lógica, contudo, não tem nada a ver com a maneira como um dado caso específico é representado. A multiplicidade de sistemas de coordenadas não é necessária para a representação. É completamente suficiente descrever o todo matematicamente, sem relação com um dado sistema de coordenadas. (...) O que é bem diferente no caso da pintura de Picasso. (...) Esta nova linguagem artística não tem nada de comum com a Teoria da Relatividade."

O nome que Einstein sempre preferiu foi o nome sugerido por Hermann Minkowski em 1908 quando se referiu aos postulados da invariância de Einstein. A Teoria da Relatividade é de facto a teoria da invariância ou a teoria dos invariantes. Como tal a Teoria da Relatividade deveria ser chamada a "Teoria da Invariância" ou "Teoria dos Invariantes"; mas tal não sucedeu e o nome dado por Planck ficou e o próprio Einstein rendeu-se a ele...Era já muito tarde para mudar algo que tinha entrado no imaginário de todos...afinal tudo é "relativo" e um nome é apenas nome (neste caso pelo menos).