Cecilia Payne e as computadoras de Harvard: As mulheres que desvendaram o segredo das estrelas (V.4, N.3, 2018)

Talvez você nunca tenha ouvido falar delas, mas as computadoras de Harvard são responsáveis por grandes avanços nos campos da astronomia e astrofísica. Em especial, a tese de doutorado da Cecilia Helena Payne-Gaposchkin, publicada em 1925, mostra a composição química das estrelas e chega a uma conclusão incrível: as estrelas são quase totalmente constituídas de hidrogênio e hélio, tornando estes os elementos mais abundantes do universo!

Contexto histórico

No final do século XIX havia uma necessidade muito grande de classificar e catalogar dados astronômicos devido aos avanços na tecnologia de telescópios e câmeras. Como na época não existiam computadores eletrônicos para realizar este trabalho, o mesmo era feito por pessoas que não coincidentemente eram chamadas de computadores.

Diz a história que Edward Pickering, diretor do Harvard College Observatory de 1877 até 1919, estava insatisfeito com o trabalho de seus computadores e declarou que até mesmo sua empregada faria um trabalho melhor. Acontece que sua empregada não era qualquer pessoa, Williamina Fleming era uma professora escocesa que não conseguia emprego pois era mãe solteira e acabou indo trabalhar como empregada na casa de Pickering.

Contratada pelo Harvard College Observatory, Fleming aprendeu a analisar o espectro de radiação das estrelas e desenvolveu um método para classificar as estrelas, vamos entender um pouco disso:

Um curso relâmpago de espectroscopia estelar

A luz branca é uma combinação de todas as cores visíveis que nosso cérebro interpreta como branco. Usando um equipamento apropriado como por exemplo um prisma, podemos separar essas cores em um espectro.

Algumas fontes de luz, chamadas de corpos negros, apresentam um comportamento especial e medindo qual a cor mais intensa do espectro podemos inferir qual a temperatura dessa fonte.

Quando medimos o espectro de uma estrela, por exemplo o sol, notamos que algumas cores não estão presentes no espectro. Isto acontece pois após a luz ser gerada na fotosfera (uma das camadas da estrela, onde ela começa a ser transparente), algumas de suas cores especificas são absorvidas pelos átomos presentes na cromosfera (uma camada mais externa da estrela).

Estas cores faltantes são chamadas de linhas de absorção e são únicas para cada elemento químico, assim podemos ler o espectro como um código de barras e ver quais são os elementos presentes na cromosfera de uma estrela.

Para saber a qual elemento cada conjunto de linhas corresponde, é necessário aquecer um gás deste elemento e medir quais cores esse gás emite, pois um resultado conhecido é que as linhas de emissão (isto é, as cores emitidas) e as linhas de absorção são as mesmas.

Na época de Fleming, muito elementos não tinham as linhas de absorção conhecidas, assim boa parte do espectro era desconhecida. O sistema de classificação estelar de Fleming consistia em analisar quão forte as linhas de absorção correspondentes ao hidrogênio são e atribuir uma letra de A a P, onde A são estrelas que tem linhas de absorção de hidrogênio mais fortes e P as mais fracas.

As computadoras de Harvard

Com o sucesso de Fleming, quando o observatório recebeu uma doação, mais mulheres foram contratadas por Pickering até que toda a equipe fosse composta por mulheres, que ficou pejorativamente conhecida como “O harém de Pickering” ou como nos referimos atualmente a equipe, “As computadoras de Harvard”. Dizem que a equipe tornou-se totalmente feminina pois o salário pago a mulheres era muito menor comparado a dos homens, o que possibilitou a contratação de uma equipe maior.

Algumas das computadoras de Harvard forneceram grandes contribuições, por exemplo, podemos citar Henrietta Swan Leavitt, que desenvolveu uma técnica para medir distâncias em escalas astronômicas usando estrelas cefeidas (falar sobre esta técnica levaria um artigo inteiro, não entrarei em detalhes :P), esta técnica permitiu entre outras coisas que o astronomo Edwin Hubble calculasse a distância de objetos distântes e concluisse que estes estão se afastando de nós, isto é, o universo está em expansão.

Leavitt foi indicada a receber o premio Nobel em 1926, porém a mesma havia falecido em 1921 e o premio Nobel não é dado postumamente.

Mas para a continuação da nossa história, temos que introduzir outro personagem: Annie Jump Cannon. Uma astrônoma extremamente dedicada e brilhante, ela simplificou o sistema de classificação de Fleming, diminuindo o número de categorias e as ordenando com relação a temperatura na escala OBAFGKM (Usualmente lembrada por uma frase também criada por ela: “Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me”). Cada categoria conta ainda com uma subcategoria numérica de 0 a 9, onde 0 é a mais quente e 9 a mais fria. Nesta classificação, o Sol é uma estrela G2, isto é, a temperatura efetiva da fotosfera é próxima a 5800K. Esta classificação é comumente utilizada na atualidade.

Durante sua carreira, Cannon classificou mais de 300000 estrelas! Se considerarmos um tempo de um minuto para classificar uma estrela, isto implicaria em quase 7 meses de trabalho árduo e sem descanso! O catálogo criado com ajuda de Cannon foi fundamental para a pesquisa em astronomia.

Mas algumas das perguntas ainda incomodavam na época: Por que as linhas de absorção de estrelas de categorias diferentes variam tanto? Qual a proporção entre os elementos químicos em uma estrela?

Alguns elementos pesados como cálcio e ferro tinham sido identificados no espectro do sol, isto levou a hipótese que a proporção de elementos no Sol fosse parecida com a proporção de elemento na Terra. Esta hipótese não podia estar mais errada!

A vinda de Cecilia Payne ao Harvard College Observatory

Enquanto isto acontecia nos Estados Unidos, na Inglaterra, Cecilia Payne completava seus estudos na universidade de Cambridge e após assistir uma palestra pelo astrônomo Arthur Eddington, decidiu dedicar sua vida a pesquisa astronômica. Porém, na época, a Inglaterra não contratava mulheres como pesquisadoras e não as aceitava nos programas de doutorado, então Payne determinada a alcançar seus objetivos migra para os Estados Unidos em 1923 e é recebida no Harvard College Observatory.

Harlow Shapley, sucessor de Pickering na direção do observatório, havia acabado de criar um programa de pós-graduação na instituição e persuade Payne a escrever uma tese de doutorado. Payne torna-se a primeira pessoa a receber o título de PhD pelo observatório, escrevendo uma tese que é considerada por alguns a mais brilhante tese de doutorado escrita na área de astronomia.

Nesta tese, Payne explica a variação das linhas de absorção dos espectros estelares e descobre a proporção entre os elementos químicos de uma estrela. A conclusão mais surpreendente de seu trabalho é que os principais constituintes de uma estrela são átomos de hidrogênio e hélio, sendo estes até um milhão de vezes mais abundantes que os demais elementos.

Entendendo espectroscopia através da física atômica

Vamos tentar entender um pouco do trabalho de Payne, para tanto precisamos de alguns conceitos de física atômica.

O modelo atômico de Bohr diz que um átomo é constituído de um núcleo que é formado por prótons e nêutrons, e elétrons que orbitam este núcleo. Os elétrons não podem estar em uma orbita com tamanho aleatório, ao invés disso existem orbitas específicas permitidas a esses elétrons.

Elétrons vão se distribuindo nas camadas mais próximas do núcleo e para caracterizar um átomo trabalhamos com os elétrons da orbita mais externa, chamados elétrons de valência. Quando um elétron de valência está na sua orbita mais interna, dizemos que ele está no estado fundamental, caso ele esteja na segunda orbita mais interna está no primeiro estado excitado, na terceira orbita no segundo estado excitado e assim por diante.

Para passar de uma orbita mais interna para uma mais externa, o elétron precisa absorver luz em um comprimento de onda (isto é, de uma cor) específica. É por isso que as linhas de absorção surgem nos espectros estelares, elas estão sendo absorvidas pelos átomos, excitando os elétrons de valência.

Outra coisa que pode acontecer é caso tenhamos a absorção de luz em um comprimento de luz especifico, podemos arrancar um elétron do átomo, o transformando em um íon.

Payne percebeu que para algumas cores serem absorvidas do espectro estelar, precisaríamos que os elétrons dos átomos estejam em configurações específicas, por exemplo, para o caso do hidrogênio, as linhas de absorção que aparecem no espectro do sol, chamadas de série de Balmer, exigem que o elétron esteja inicialmente o primeiro estado excitado. Além disso, ela considerou que ao perder um elétron, as linhas de absorção do elemento mudam, isto é a assinatura do íon é diferente da assinatura do elemento neutro.

Os estados de excitação dos elétrons e a proporção de átomos que são ionizados, dependem da temperatura e da pressão na estrela. Usando o grande catálogo de estrelas disponíveis, Payne conseguiu estimar a temperatura e pressão para cada classe de estrelas, assim podendo calcular as excitações e ionizações que aconteciam em cada classe de estrelas e mostrou que as variações no espectro eram explicadas por estes fenômenos e não pela variação dos elementos químicos.

Porém, ao calcular a proporção entre elementos químicos das estrelas, Payne concluiu que hidrogênio e hélio eram muito mais abundantes que os demais elementos nas estrelas e consequentemente os elementos químicos mais abundantes do universo. Quando sua tese foi revisada pelo astrônomo Henry Russell, este disse que Payne certamente estava errada, pois o consenso na época era que a constituição química de uma estrela fosse próxima a da Terra. Isto fez com que Payne adicionasse uma linha em tese onde diz que seus resultados são quase certamente irreais.

Quatro anos depois, Russell chega a mesma conclusão de Payne por meios alternativos e apesar de citar Payne como a descobridora da composição das estrelas em seu artigo, usualmente ele é creditado por esta descoberta.

O legado de Payne

Payne continuou seus trabalhos, por muito tempo sendo assistente de Shapley, fazendo diversas contribuições ao ramo da astrofísica. Até que em 1956, tornou-se a primeira professora em Harvard e também a primeira mulher a ser nomeada chefe do departamento de astronomia.

Suas descobertas são objeto de estudo de diversos astrônomos pelo mundo e inspira muitos, em especial as mulheres, a seguirem carreiras acadêmicas e a pesquisa em astronomia.