Planetas extrasolares (exoplanetas)

Visão artística do céu do planeta “C” que orbita o pulsar PSR B1620-26. Vemos o pulsar e os companheiros do sistema. A distribuição das demais estrelas no céu fica a critério do artista. Os “fachos” nos polos do pulsar estão associados ao escoamento de partículas arrancadas da superfície pela ação do campo magnético intenso.

Exoplanetas são planetas que orbitam estrelas (ou remanescentes estelares) fora do Sistema Solar. Em 20/04/2001, data em que uma primeira versão deste texto foi publicada, a Extrasolar Planets Encyclopaedia listava cerca de 60 estrelas com indícios de companheiros planetários. Hoje, os catálogos modernos reúnem milhares de detecções confirmadas: o NASA Exoplanet Archive indicava 6.065 planetas confirmados em 18/12/2025, enquanto o Exoplanet.eu listava 7.915 objetos em seu catálogo (o total varia conforme os critérios e categorias adotados). Esse crescimento evidencia a evolução do campo de pesquisa em planetas extrasolares.

Muitos sistemas descobertos fogem do “modelo” do Sistema Solar. Um caso clássico é 51 Peg: um planeta massivo em órbita muito próxima da estrela. Modelos de formação e evolução sugerem que alguns desses corpos podem ter se formado mais longe e migrado para o interior do sistema por interações com o disco e/ou com outros corpos.

Planetas, superplanetas e anãs marrons

Em termos práticos, frequentemente aparece o valor de aproximadamente 13 massas de Júpiter como uma “fronteira” associada à queima parcial de deutério. Nesse contexto, “queima” significa fusão nuclear: o deutério pode se fundir com um próton, formando o isótopo hélio-3, além da emissão de radiação.

Esse processo pode ocorrer em objetos mais massivos que planetas gasosos gigantes e, a princípio, ajudaria a separá-los de objetos de natureza subestelar.

Porém, esse valor deve ser entendido apenas como uma regra de bolso. A fração de deutério queimado e o limite efetivo dependem das condições iniciais, da composição química e da história de formação do objeto. Portanto, a fronteira de 13 massas de Júpiter não representa uma divisão física rígida entre planetas gigantes e anãs marrons.

Técnicas de detecção (principais)

1) Astrometria

A astrometria mede o “balanço” (wobble) da estrela no céu devido à presença de companheiros. Historicamente, missões como o Hipparcos alcançaram precisão típica na faixa de milissegundos de arco (mas), e a missão Gaia elevou essa capacidade para a escala de microsegundos de arco (µas) em estrelas brilhantes, tornando a técnica muito mais potente para detectar companheiros por movimento próprio e paralaxe com alta precisão.

2) Velocidade radial (Doppler)

Mede a variação periódica na velocidade da estrela ao longo da linha de visada (efeito Doppler) causada pela interação gravitacional com o(s) planeta(s). O método fornece, em geral, uma estimativa do tipo M sin i (massa mínima), pois depende da inclinação orbital.

3) Trânsito (fotometria)

Detecta a queda de brilho quando o planeta passa em frente ao disco da estrela. O trânsito fornece o raio (via profundidade do evento), e, quando combinado com velocidade radial, permite estimar densidade e composição média. Um caso clássico é HD 209458 b, e missões como Kepler/TESS popularizaram esse tipo de detecção em larga escala.

4) Microlente gravitacional

Usa o efeito de lente gravitacional quando uma estrela (com possível planeta) passa diante de outra mais distante. É útil para detectar planetas em distâncias maiores da estrela hospedeira e até em regiões mais externas da Galáxia.

5) Imagem direta

Registra diretamente a luz do planeta, geralmente no infravermelho, com óptica adaptativa/coronógrafos. É mais eficiente para planetas jovens, quentes e afastados da estrela.

6) Timing (especialmente em pulsares)

Em pulsares, pequenas variações nos tempos de chegada dos pulsos podem revelar a presença de companheiros. Foi assim que surgiram alguns dos primeiros indícios de planetas fora do Sistema Solar.

Planetas que orbitam pulsares

• PSR 1257+12
• PSR B1620-26 b (sistema pulsar + anã branca; planeta circumbinário)

Um exemplo emblemático é PSR B1620-26 b (também citado como “Methuselah” em materiais de divulgação), um gigante gasoso em órbita circumbinária ao redor de um pulsar e de uma anã branca. No catálogo da NASA, ele aparece com massa da ordem de ~2,5 M_J, semi-eixo maior ~23 UA e período orbital ~95 anos, com anúncio de descoberta em 2003. 

Vida

Não temos evidência de vida em exoplanetas. Quando se discute a possibilidade de vida, trata-se de hipóteses dependentes de fatores como: tipo de estrela, radiação incidente, presença/estabilidade de atmosfera, água líquida e proteção contra partículas energéticas. Em planetas gasosos, por exemplo, uma ideia especulativa é a existência de vida em camadas atmosféricas com temperatura e pressão adequadas; já em sistemas de pulsares, a radiação e o ambiente extremo tornam os cenários ainda mais desafiadores.

As estrelas com exoplanetas conhecidos aparecem espalhadas pelo céu. Parte dessa distribuição reflete também o “viés observacional”: onde e como os levantamentos foram feitos (instrumentos, hemisfério observado, tempo de campanha, etc.).

Comparação ilustrativa entre os planetas do sistema PSR B1620-26 e as distâncias/escala do Sistema Solar interno. A unidade de distância é a Unidade Astronômica (UA), aproximadamente 150.000.000 km.

No bucks, no Buck Rogers!

Gostaria de compartilhar do otimismo da NASA neste momento.

A frase “No bucks, no Buck Rogers!” surgiu entre astronautas do programa Mercury, nos anos 1960, para enfatizar que sem financiamento não haveria voos espaciais nem heróis como o personagem de ficção científica Buck Rogers. Tom Wolfe registrou a expressão em The Right Stuff (1979), e o filme homônimo de 1983 a popularizou como crítica bem-humorada à dependência da exploração espacial de verbas públicas. O shutdown de 1º de outubro de 2025 pode paralisar o plano da NASA de enviar astronautas em uma missão de circunavegação lunar em 2026.

Um bom uso para uma revista científica antiga

Laboratório de Física da UEFS – Feira de Santana, 25 de setembro de 2025.

Big Bang

Edwin Hubble e a câmera Schmidt de 48 polegadas do Observatório Palomar (EUA).

O modelo do Big Bang descreve o Universo evoluindo a partir de um estado inicial extremamente quente e denso. Não se tratou de uma explosão ocorrendo em algum ponto do espaço, mas da expansão do próprio Universo.

Nos primeiros instantes formaram-se as partículas que constituiriam a matéria. Durante os primeiros minutos ocorreu a nucleossíntese primordial, responsável principalmente pela formação de núcleos de hidrogênio e hélio, além de pequenas quantidades de outros núcleos leves, como o lítio. Com a expansão, o Universo continuou a esfriar e, centenas de milhões de anos depois, formaram-se as primeiras estrelas e galáxias.

As observações realizadas no início do século XX mostraram que, em geral, quanto mais distante uma galáxia está, maior é o deslocamento de suas linhas espectrais para o vermelho. Edwin Hubble estabeleceu observacionalmente uma relação aproximadamente linear entre a distância das galáxias e suas velocidades de recessão, utilizando também medidas espectroscópicas obtidas anteriormente por outros astrônomos. Essa relação tornou-se uma das principais evidências observacionais da expansão do Universo.

Em cosmologia, o deslocamento para o vermelho das galáxias distantes é interpretado principalmente como consequência da expansão do Universo. Para galáxias relativamente próximas, ou seja, em baixos valores de redshift, pode-se associar aproximadamente esse deslocamento a uma velocidade de recessão.

A relação local, conhecida atualmente como lei de Hubble–Lemaître, pode ser escrita como:

v = H₀ · r

onde v é a velocidade de recessão, em km/s, r é a distância, em Mpc*, e H₀ é a constante de Hubble. Diferentes métodos de determinação de H₀ fornecem atualmente valores aproximadamente entre 67 e 74 km/s/Mpc, diferença conhecida como “tensão de Hubble”.

Para medir distâncias extragalácticas, os astrônomos utilizam uma sequência de métodos conhecida como escada de distâncias cósmicas. Entre seus principais indicadores estão as estrelas Cefeidas e as supernovas do tipo Ia, estas últimas utilizadas como fontes de luminosidade padronizável. Por definição, a magnitude absoluta de um objeto corresponde à magnitude aparente que ele teria se estivesse situado a uma distância de 10 parsecs.

As melhores estimativas cosmológicas indicam que o Universo possui cerca de 13,8 bilhões de anos.

* 1 Mpc ≈ 3,26 milhões de anos-luz.

** 10 pc ≈ 32,6 anos-luz.

Astrofotografias no campus da UFBA

Astrofotografias feitas com um iPhone X em 8 de agosto de 2025, no campus da UFBA (Salvador), na área do Planetário. Os horários (UT) constam nas legendas. Sírius pode ser usado como referência para estimar a ordem de brilho aparente da ISS, de Vênus e de Júpiter.

Vista geral do planetário e da escultura da SBPC 2001 — 07:39 UT

Vênus e Júpiter, com a escultura da SBPC 2001 — 07:46 UT

Vênus e Júpiter — composição inspirada na abertura de 2001 — 08:03 UT

Sirius e domo do planetário — 08:05 UT

Vênus — 08:10 UT

ISS — 08:19 UT

Buracos Negros

Imagem em raios X de LMC X-1 obtida pelo satélite ROSAT. O sistema está localizado na Grande Nuvem de Magalhães, a cerca de 160 mil anos-luz, e contém um buraco negro estelar que acreta matéria de uma estrela companheira. Grande parte de sua emissão em raios X está associada ao disco de acreção.

Um buraco negro é uma região do espaço-tempo cuja gravidade é suficientemente intensa para que, a partir de uma determinada fronteira, denominada horizonte de eventos, nem mesmo a luz possa alcançar um observador externo. Para um buraco negro sem rotação e sem carga elétrica, a dimensão do horizonte é dada pelo raio de Schwarzschild: \( R_\mathrm{s} = \frac{2GM}{c^2} \).

Buracos negros de massa estelar podem se formar ao final da evolução de estrelas massivas, quando o núcleo remanescente sofre colapso gravitacional. A massa inicial necessária depende de diversos fatores, como perda de massa, composição química, rotação e evolução em sistemas binários, de modo que não existe um único limite de massa inicial aplicável a todas as estrelas.

O próprio buraco negro não possui uma superfície luminosa visível. Sua presença pode ser identificada por seus efeitos gravitacionais, pela radiação emitida pela matéria em suas proximidades, por ondas gravitacionais produzidas em fusões e, em alguns casos, pela observação da região correspondente à sua sombra.

Em sistemas binários, matéria proveniente da estrela companheira pode formar um disco de acreção ao redor do buraco negro. À medida que perde energia e se desloca para regiões internas do disco, essa matéria é fortemente aquecida e pode emitir principalmente no ultravioleta e em raios X. Jatos e outras regiões do sistema também podem produzir emissão em rádio, infravermelho, luz visível, raios X e raios gama.

O espectro eletromagnético em escala logarítmica de frequência, \( \nu = \frac{c}{\lambda} \).

O estudo de buracos negros utiliza observações em diversas regiões do espectro eletromagnético. Ao longo das últimas décadas, missões como ROSAT, Compton, Hubble, Chandra, XMM-Newton e NuSTAR contribuíram para esse campo. Em rádio, interferômetros terrestres como o VLA permitem estudar jatos relativísticos e outras estruturas associadas a sistemas contendo buracos negros.

Imagem em rádio de V4641 Sgr obtida pelo VLA na frequência de 4835,1 MHz. Esse sistema binário contém um buraco negro estelar e apresenta jatos de matéria, sendo classificado como microquasar. Estimativas modernas situam o sistema a cerca de 6,2 kpc, aproximadamente 20 mil anos-luz da Terra.

Em sistemas binários, uma das principais maneiras de identificar um buraco negro é determinar dinamicamente a massa do objeto compacto. A espectroscopia da estrela companheira, combinada com o período orbital e outras propriedades do sistema, permite calcular uma função de massa e estabelecer limites para a massa do objeto invisível. Quando esses valores são incompatíveis com uma anã branca ou uma estrela de nêutrons, a interpretação como buraco negro torna-se fortemente favorecida.

*OAO (Orbiting Astronomical Observatory) foi uma série pioneira de observatórios espaciais norte-americanos lançados entre 1966 e 1972. O OAO-2 realizou importantes observações no ultravioleta. O OAO-3, posteriormente denominado Copernicus, transportava um telescópio de aproximadamente 80 cm destinado à espectroscopia ultravioleta de alta resolução.

**Raio de Schwarzschild:
\( R_\mathrm{s} = \frac{2GM}{c^2} \)
onde:
\( R_\mathrm{s} \) = raio do horizonte de eventos de um buraco negro de Schwarzschild;
\( c \) = velocidade da luz \( (3{,}00 \times 10^8 \, \text{m/s}) \);
\( G \) = constante gravitacional \( (6{,}674 \times 10^{-11} \, \text{m}^3\,\text{kg}^{-1}\,\text{s}^{-2}) \);
\( M \) = massa do buraco negro.
Para uma massa igual à do Sol, o raio de Schwarzschild é de aproximadamente 2,95 km.

O telescópio de raios X do ROSAT possuía espelhos com abertura externa de aproximadamente 84 cm e operava aproximadamente entre 0,1 e 2 keV.

Obs.: 1 eV (elétron-volt) = \( 1{,}602 \times 10^{-19} \, \text{J} \). A energia de um fóton está relacionada à sua frequência pela relação de Planck, \( E = h\nu \), onde \( h = 6{,}626 \times 10^{-34} \, \text{J·s} \).

Novas e Supernovas

Algumas estrelas apresentam um aumento abrupto de luminosidade devido ao início de reações termonucleares descontroladas: são as novas e as supernovas. Há registros históricos de supernovas desde aproximadamente 1300 a.C., mas as mais conhecidas são a associada à Nebulosa do Caranguejo (SN 1054), a SN 1572, a SN 1604 e a SN 1987A.

A SN 1054 foi registrada por astrônomos chineses e por povos nativos da América do Norte. A SN 1572, observada por Tycho Brahe, atingiu magnitude aparente –4. Já a SN 1604, acompanhada por Johannes Kepler, chegou a –3. A SN 1987A, detectada na Grande Nuvem de Magalhães, foi a primeira supernova visível a olho nu desde 1604 e também a primeira cuja emissão de neutrinos foi detectada na Terra, confirmando modelos teóricos de colapso estelar.

Nova Velorum 1999 (seta). Magnitude ~3 em 29/05/1999. Foto: Alberto Betzler, Zenit 12XS, filme ASA 100, exposição de 15 s.

As novas ocorrem em anãs brancas que fazem parte de sistemas binários com transferência de massa. A matéria retirada da estrela companheira forma um disco de acreção devido à conservação do momento angular. O atrito no disco faz com que parte do material caia sobre a anã branca. Quando a massa acumulada atinge temperaturas e pressões suficientes, o hidrogênio se funde numa camada superficial por meio do ciclo CNO, que é proporcional a T²⁰ — muito mais eficiente que o ciclo pp (T⁴).

Sistema binário com transferência de massa. O disco de acreção surge pela conservação do momento angular.

As supernovas são eventos muito mais energéticos. Emitem até 10⁵¹ erg no total (1 foe). A SN1987A teve luminosidade de pico de aproximadamente 10³⁸ erg/s. São classificadas como Tipo I (sem hidrogênio no espectro) e Tipo II (com hidrogênio). As SN Ia ocorrem em anãs brancas com massa próxima ao limite de Chandrasekhar (~1,4 M_☉), enquanto as SN II ocorrem por colapso de núcleo em estrelas massivas.

Comparação entre curvas de luz de supernovas do Tipo I (verde) e Tipo II (azul). As Tipo I atingem maior pico de brilho.

A curva de luz das SN Ia segue um padrão observacional conhecido como relação de Phillips, que permite utilizá-las como velas padrão para estimar distâncias cósmicas. Já as SN Ib e Ic, descobertas posteriormente, ocorrem em estrelas Wolf–Rayet com pouco ou nenhum hidrogênio, também por colapso de núcleo.

Glossário

• Magnitude aparente: Brilho observado da Terra.
• Magnitude absoluta: Brilho a uma distância padrão de 10 parsecs.
• Foe: Unidade de energia para supernovas (10⁵¹ erg).
• Espectro: Distribuição de intensidade da luz em função do comprimento de onda.
• Momento angular (L): Conservado nos sistemas binários. L = massa × velocidade × raio.

Bioassinatura em K2-18b? Vamos com calma.

Figura 1 – Representação hipotética do exoplaneta K2-18b em comparação com a Terra.
Fonte: NASA.

A mídia de diversos países noticiou com entusiasmo os resultados das observações da atmosfera do exoplaneta K2-18b realizadas pelo Telescópio Espacial James Webb. Em 2023, foram anunciadas assinaturas espectrais atribuídas principalmente ao metano (CH₄) e ao dióxido de carbono (CO₂), além de uma indicação muito menos significativa da possível presença de dimetilsulfeto (DMS).

Em 2025, novas observações no infravermelho médio realizadas com o instrumento MIRI levaram o mesmo grupo de pesquisadores a anunciar evidências, com significância estatística próxima de 3σ, da presença de DMS e/ou dimetil dissulfeto (DMDS). Essas moléculas despertaram enorme interesse porque, na Terra, o DMS atmosférico é produzido predominantemente por processos biológicos, incluindo organismos marinhos.

Entretanto, isso está muito longe de representar uma detecção de vida. K2-18b é um sub-Netuno com cerca de 2,6 vezes o raio e aproximadamente 8,6 vezes a massa da Terra. O planeta orbita uma estrela anã vermelha e encontra-se na chamada zona habitável do sistema. Isso significa apenas que, sob determinadas condições atmosféricas, a temperatura poderia ser compatível com a existência de água líquida.

Também não existe, até o momento, uma detecção direta de um oceano em K2-18b. Uma das hipóteses propostas é a de que o planeta seja um mundo denominado “Hycean”, possuindo uma atmosfera rica em hidrogênio sobre um extenso oceano de água. Outros modelos, entretanto, permitem que K2-18b seja um mini-Netuno com uma atmosfera profunda e sem qualquer superfície habitável. A própria natureza física do planeta continua sendo objeto de debate.

A história das alegadas moléculas atmosféricas também recomenda cautela. Reanálises independentes dos dados do James Webb confirmaram de maneira relativamente robusta a presença de metano, mas encontraram resultados muito menos convincentes para o dióxido de carbono e nenhuma evidência estatisticamente robusta para DMS ou DMDS.

Além disso, análises posteriores mostraram que outras moléculas podem produzir características espectrais semelhantes às atribuídas ao DMS e ao DMDS. Quando o número de espécies químicas consideradas nos modelos é ampliado, a preferência estatística por essas supostas bioassinaturas pode desaparecer. Pequenas diferenças no processamento dos dados também modificam os resultados.

Esse episódio chama atenção para outro problema recorrente na divulgação científica: a interpretação inadequada da chamada significância estatística. Frases como “a detecção possui 99,7% de confiança” aparecem com frequência quando um resultado é apresentado como uma evidência de 3σ.

Essa tradução é conceitualmente enganosa. Em uma situação estatística idealizada, com erros gaussianos e um teste previamente definido, um desvio de 3σ corresponde a uma probabilidade de aproximadamente 0,27% de obter um resultado tão extremo ou mais extremo sob determinada hipótese nula, considerando um teste bilateral. Isso não significa que exista “99,73% de probabilidade” de a molécula estar presente.

Além disso, nas análises espectroscópicas de atmosferas de exoplanetas, o valor expresso em “sigmas” nem sempre representa simplesmente uma razão sinal/ruído. Frequentemente, ele é derivado da comparação entre modelos atmosféricos com diferentes combinações de moléculas. O resultado depende, portanto, não apenas dos dados, mas também dos modelos escolhidos, das moléculas consideradas, da redução dos dados e das hipóteses adotadas na análise.

No anúncio de 2025, por exemplo, os autores relataram evidências de aproximadamente 3σ para DMS e/ou DMDS e uma diferença de 3,4σ entre o espectro observado e um determinado modelo sem feições espectrais. Mesmo os próprios autores reconheceram que seriam necessárias novas observações para aumentar a robustez da conclusão.

Pouco depois, grupos independentes reanalisaram os mesmos dados utilizando diferentes procedimentos de redução e conjuntos mais amplos de modelos atmosféricos. A suposta evidência de DMS e DMDS deixou de ser estatisticamente significativa. Outros compostos, incluindo hidrocarbonetos, produziram ajustes igualmente bons aos dados.

Portanto, a controvérsia sobre K2-18b constitui um exemplo bastante didático de por que resultados extraordinários exigem cautela, especialmente quando se encontram próximos do limite de sensibilidade dos instrumentos. Um sinal estatisticamente interessante não equivale automaticamente à identificação de uma molécula; a identificação de uma molécula não equivale a uma bioassinatura; e uma possível bioassinatura está ainda muito distante de constituir evidência de vida.

Também existe um componente sociológico que não deve ser ignorado. Resultados associados à possibilidade de vida extraterrestre produzem enorme repercussão pública e acadêmica. Há fortes incentivos para divulgar rapidamente descobertas potencialmente importantes. Isso não implica má-fé por parte dos pesquisadores, mas torna ainda mais necessária a reprodução independente das análises antes de transformar resultados marginais em afirmações extraordinárias.

Curiosamente, a evolução do caso K2-18b acabou fornecendo um excelente exemplo do próprio funcionamento da ciência. Um resultado foi anunciado, recebeu enorme repercussão, outros pesquisadores obtiveram os dados, repetiram as análises utilizando métodos diferentes e demonstraram que a interpretação original não era única. A questão permanece em aberto, aguardando observações melhores.

Figura 2 – Posição de K2-18b no sistema planetário.
O planeta encontra-se na chamada zona habitável de sua estrela. Essa localização, por si só, não demonstra a existência de água líquida nem de condições adequadas à vida.

Astrofotografias de grande campo na Ponta de Humaitá

Registro de algumas regiões do céu feitas a partir da Ponta de Humaitá, em Salvador, no dia 20 de janeiro de 2025. As imagens foram obtidas entre 22h12 e 22h16 UT com uma câmera Canon Rebel T100. As imagens 1 e 2, apresentadas a seguir, resultam do alinhamento e da soma de cinco sequências, processadas com correção de poluição luminosa no software Sequator. As especificações técnicas da primeira imagem de cada sequência estão detalhadas nas respectivas legendas. O campo visual das imagens é de 45,7 × 30,5 graus, com escala de placa de 63,4 segundos de arco por pixel.

Na imagem registrada às 22h12 UT, é possível identificar uma trilha tênue e descontínua associada a fragmentos do estágio superior de um foguete Ariane I, lançado em 22 de fevereiro de 1986. Esse veículo colocou em órbita os satélites SPOT-1 (França) e Viking (Suécia). Cerca de nove meses após o lançamento, o estágio explodiu em órbita devido à pressurização residual de propelentes, gerando centenas de fragmentos que ainda circulam a Terra em órbita baixa polar e podem ser registrados em exposições fotográficas de longa duração.

1) 22:12 UT, 10 s de exposição, distância focal de 28 mm, obturador f/4.5 e ISO 400. Região das constelações de Orion, Eridanus, Monoceros, Lepus e Touro.

2) 22:16 UT, 10 s de exposição, distância focal de 28 mm, obturador f/4.5 e ISO 160. Marte é o ponto vermelho ao lado de Pollux, na constelação de Gêmeos.

C/2024 G3 (ATLAS)

O cometa ATLAS foi registrado na Ponta de Humaitá, em Salvador, no dia 20 de janeiro de 2025. As imagens foram obtidas entre 21h51min e 22h16min UT utilizando uma câmera Canon Rebel T100. As imagens 2 a 6, apresentadas a seguir, são o resultado do alinhamento e soma de cinco sequências corrigidas para poluição luminosa com o software Sequator. As especificações técnicas da primeira imagem de cada sequência estão detalhadas nas respectivas legendas.

De acordo com o COBS, a magnitude visual total do cometa foi estimada em 3,0, o que o tornava fracamente visível a olho nu em áreas urbanas com altos níveis de poluição luminosa.

O núcleo do cometa possui um raio mínimo estimado em 3,2 km, considerando que não seja hiperativo.

1) Primeira detecção do cometa. Imagem única obtida às 21:51 UT, com 2 s de exposição, distância focal 55 mm, obturador f/5.6 e ISO 500.

2) 21:58 UT, 2 s de exposição, distância focal de 55 mm, obturador f/4.5 e ISO 640. Imagens ligeiramente fora de foco.

3) 22:01 UT, 2 s de exposição, 32 mm de distância focal, obturador f4.5 e ISO 1250.

4) 22:02 UT, 2 s de exposição, 32 mm de distância focal, obturador f/5 e ISO 800.

5) 22:05 UT, 10 s de exposição, 18 mm de distância focal, obturador f/4 e ISO 125.

6) 22:06 UT, 10 s de exposição, 18 mm de distância focal, obturador f/4 e ISO 250.

Azulejos Atômicos

O padrão desses azulejos combina uma representação do modelo atômico de Rutherford com motivos florais, típicos da decoração encontrada em muitas construções antigas de Salvador.

Os azulejos decoram atualmente uma loja de molduras localizada na Rua Carlos Gomes, no centro da cidade. Notei esse tema peculiar pela primeira vez cerca de 20 anos antes, durante minha visita anterior ao local.

Posteriormente, descobri que, em 1960, funcionava exatamente nesse imóvel uma empresa dedicada à comercialização de equipamentos técnicos e máquinas de escritório. Esse dado pode ajudar a explicar o curioso motivo “atômico” dos azulejos. O desenho é compatível com a estética tecnológica das décadas de 1950 e 1960 e pode constituir um vestígio da antiga ocupação comercial do prédio. Embora eu ainda não tenha encontrado documentação que permita determinar quando o revestimento foi instalado, a coincidência entre o tema dos azulejos e a atividade então desenvolvida no local é bastante sugestiva.

Registro realizado em 07/01/2025.