Espaço sideral
Espaço sideral, espaço exterior ou simplesmente espaço é toda a área física do universo não ocupada por corpos celestes. Esse ambiente constitui-se de um vácuo parcial contendo baixa densidade de partículas, predominantemente plasma de hidrogênio e hélio, além de radiação eletromagnética, campos magnéticos, neutrinos, poeira interestelar e raios cósmicos. Sua temperatura média, definida a partir da radiação de fundo do Big Bang, é 2,727 K. O plasma com densidade numérica menor que um átomo de hidrogênio por metro cúbico e temperatura de milhões de kelvin, no meio intergaláctico representa a maior parte da matéria bariônica espacial, a qual, em concentrações locais, integra-se na formação de estrelas e galáxias. Observações têm provido evidências de que 90% da massa presente na maioria das galáxias é de um tipo pouco conhecido, chamado de matéria escura, que interage com outras matérias por meio de forças gravitacionais, mas não electromagnéticas. Dados indicam que a maior parte da massa-energia no universo observável é uma pouco entendida forma de energia do vácuo, alcunhada, por astrônomos, de energia escura. O ambiente intergaláctico ocupa a maior porção do universo, mas mesmo as galáxias e sistemas estelares consistem quase que inteiramente de vazios.
Em 350 A.C., o filósofo Grego Aristóteles sugeriu: nature abhors a vacuum, um princípio que ficou conhecido como: horror vacui. Este conceito, construído sobre uma argumentação ontológica do século V a.C. do filósofo grego Parmênides, que negava a possibilidade de existência de vácuo no espaço. Baseado nessa ideia de que o vácuo não podia existir, no ocidente, por muitos séculos, se acreditou que o espaço não poderia ser vazio. No século XVII, o filósofo francês René Descartes argumentou que todo o espaço deveria ser preenchido. Na China antiga, existiam várias escolas de pensamento a respeito da "natureza dos céus", algumas das quais se assemelham ao nosso entendimento moderno. No século II, o astrônomo Zhang Heng, ficou convencido que o espaço devia ser infinito, se estendendo muito além do "mecanismo" de sustentação do Sol e das estrelas. Os livros remanescentes da escola Hsüan Yeh, dizem que os céus não tinham limites, "vazio e desprovido de substância". E continuando: "o Sol, a Lua e o conjunto de estrelas, flutuam no espaço vazio, estando parados ou em movimento".
De acordo com a teoria do Big Bang, o universo foi originado a partir de uma condição de extrema densidade e calor há cerca de 13,8 bilhões de anos, a qual desencadeou uma rápida expansão. Por volta de 380 000 anos depois, o espaço havia esfriado o suficiente para permitir a ocorrência de combinações de prótons e elétrons e a formação de hidrogênio na chamada recombinação. Ao acontecimento desse evento, matéria e energia tornaram-se dissociadas, permitindo aos fótons viajar livremente pelo ambiente. A matéria que permaneceu a seguir a expansão inicial tem desde então sofrido colapsos gravitacionais responsáveis por criar as estrelas, galáxias e outros corpos celestes, deixando para trás um profundo vácuo que constitui, por sua vez, o que hoje é chamado de espaço sideral. Como a luz tem uma velocidade finita, essa teoria também restringe o tamanho do universo diretamente observável. Esse contexto deixa em aberto a indagação sobre o universo ser finito ou infinito.
O espaço sideral é o que de mais próximo se conhece de um vácuo perfeito. Ele, efetivamente, não possui atrito, o que permite a estrelas, planetas e satélites naturais uma movimentação livre pelas suas órbitas imaginárias. Contudo, mesmo o mais profundo vácuo do ambiente intergaláctico não é privado de matéria, contendo alguns átomos de hidrogênio por metro cúbico. Para efeito de comparação, o ar que o ser humano respira contém cerca de 1025 moléculas por metro cúbico. A esparsa densidade de matéria no espaço sideral significa que a radiação eletromagnética pode viajar a grandes distâncias sem ser dispersa: o percurso livre médio de um fóton no espaço intergaláctico é de cerca de 1023 km, ou 10 bilhões de anos luz. Apesar disso, extinção, que é a absorção e dispersão de fótons pela poeira e gás, é um importante fator para a astronomia galáctica e intergaláctica. Estrelas, planetas e luas retêm suas atmosferas a partir da atração gravitacional. Atmosferas, por sua vez, não possuem limites claramente definidos: a densidade de gás atmosférico decai gradualmente à distância do objeto até se tornar indistinguível do ambiente circundante. A pressão atmosférica da Terra cai para cerca de 0,032 Pa a 100 quilômetros (62 milhas) de altitude, em comparação aos 100 000 Pa definidos como padrão pela União Internacional de Química Pura e Aplicada (IUPAC). Para além dessa altitude, a pressão de gás isotrópico se torna insignificante rapidamente ao confronto com a pressão de radiação do Sol e a pressão dinâmica do vento solar. A termosfera possui nessa condição grandes gradientes de pressão, temperatura e composição, além de variar grandemente sob influência da meteorologia do espaço.
Efeito em humanos
Exposições a pressões atmosféricas muito baixas podem causar risco de vida, como durante uma rápida descompressão, a qual pode ocasionar barotrauma — uma ruptura nos pulmões em decorrência da grande pressão diferencial entre o interior e o exterior do peito. Mesmo quando as vias aéreas da vítima estão totalmente abertas, o fluxo de ar pela traqueia pode ser muito lento para prevenir a ruptura. A rápida descompressão pode danificar os tímpanos e os seios paranasais, causar hematomas e corrimento de sangue em tecidos moles, além da possível ocorrência de choques, ocasionando num aumento de consumo de oxigênio que, por sua vez, leva a hipóxia. Como uma consequência da rápida descompressão, qualquer oxigénio dissolvido no sangue esvaziará nos pulmões na tentativa de equalizar a variável de pressão parcial. À chegada do sangue desoxigenado no cérebro, humanos e animais perdem a consciência após alguns segundos e morrem de hipóxia em minutos. Sangue e outros fluidos do corpo fervem quando a pressão cai abaixo de 6,3 kPa, sendo essa condição chamada de ebulismo. O vapor pode inchar o corpo a duas vezes o seu tamanho normal e reduzir a velocidade da circulação, embora os tecidos sejam elásticos e porosos o suficiente para prevenir uma ruptura. O ebulismo tem seu ritmo diminuído pela contenção da pressão dos vasos sanguíneos, de forma que parte do sangue permanece líquido. Inchaço e ebulismo podem ser reduzidos pela contenção em trajes especiais. O Crew Altitude Protection Suit (CAPS), por exemplo, uma vestimenta elástica equipada projetada na década de 1960 para os astronautas do programa Space Shuttle, prevenia o ebulismo a condições de pressão menores que 2 kPa. Trajes espaciais são necessário a alturas de 8 km (5,0 mi), para prover a quantidade necessária de oxigênio e para prevenir a perda de água, enquanto que acima de 20 km (12 mi) eles são essenciais para a defesa contra o ebulismo. A maioria desses trajes especiais tem cerca de 30–39 kPa de puro oxigênio, aproximadamente a mesma condição da atmosfera terrestre. Essa pressão é alta o suficiente para evitar o fenômeno, mas a evaporação de nitrogênio dissolvido no sangue pode ainda causar doença de descompressão e aeroembolismo caso não seja controlada.
Não há uma clara fronteira entre a atmosfera terrestre e o espaço, uma vez que a densidade dessa atmosfera decai gradualmente a partir da altura. Há, contudo, várias designações fronteiriças. A Federação Aeronáutica Internacional, por exemplo, estabeleceu a linha de Kármán a uma altitude de 100 km (62 mi) como uma definição padrão os limites da aeronáutica e astronáutica. Esta é usada em decorrência do fato de que, a uma altitude de aproximadamente 100 km (62 mi), como foi calculado por Theodore von Kármán, um veículo teria de viajar mais rápido que a velocidade orbital para efetuar uma sustentação aerodinâmica na atmosfera no intuito de se sustentar. Numa outra forma de limite artificial, considera-se, popularmente, nos Estados Unidos, que os indivíduos viajantes acima de uma altura de 50 milhas (80 km) são astronautas. Já o Space Shuttle da NASA atribuía 400 000 pés (76 mi, 122 km) como sua altitude de reentrada (chamada de Entry Interface), a qual marca aproximadamente o limite onde o arrasto atmosférico se torna perceptível, iniciando assim o processo de mudança de condução de propulsores para manobra em superfície de ar.
O Tratado do Espaço Exterior provê o quadro básico de diretrizes para uma lei aeronáutica e astronáutica internacional. Ele cobre o uso legal do espaço por estados soberanos e inclui a Lua e outros corpos celestiais na sua definição de espaço sideral. Esse postulado institui que o espaço exterior é livre para a exploração por todos os países e não é sujeito a reivindicações de soberania nacional. Ele também decreta uma proibição ao desenvolvimento de armas nucleares nesse ambiente. O tratado foi aprovado pela Assembleia Geral das Nações Unidas em 1963 e assinado, em 1967, pela USSR, Estados Unidos e Reino Unido. Em 1º de janeiro de 2008, constavam ratificações de 98 países e, em adição, 27 assinaturas de outros estados. Desde 1958, o espaço sideral tem sido objeto de múltiplas resoluções de assembleias gerais da ONU. Destas, mais de cinquenta têm concernido a respeito da cooperação internacional no uso pacífico do espaço e prevenção de uma corrida armamentista nesse ambiente. Quatro tratados adicionais de direito especializado têm sido acordados e traçados pelo Comitê das Nações Unidas para o Uso Pacífico do Espaço Exterior. Ainda assim, perdura-se a condição de falta de proibições legais contra a implantação de armas convencionais no espaço, de forma que armas antissatélite foram e têm sido testadas com sucesso pela União Soviética, EUA e China. O Tratado da Lua, de 1979, atribuiu a jurisdição de todos os corpos celestes, incluindo as órbitas dessas entidades físicas, à comunidade internacional. Contudo, esse postulado não foi ratificado por qualquer das nações que na atualidade executa missões espaciais tripuladas.
Uma nave espacial entra em órbita quando há suficiente velocidade horizontal para sua aceleração centrípeta pela condição da gravidade ser menor ou igual à aceleração centrífuga pelo componente horizontal dessa velocidade. Para a órbita baixa, essa velocidade é de aproximadamente 7 800 m/s (17 400 mph); em contraste, a mais rápida velocidade alcançada por aeronave tripulada (excluindo-se velocidades atingidas por espaçonaves em desorbitagem) foi de 2 200 m/s (4 900 mph), em 1967, pela North American X-15. Para alcançar a órbita, uma nave espacial deve viajar mais rapidamente que um voo sub-orbital. A energia necessária para atingir a velocidade orbital da Terra numa altitude de 600 km (370 mi) é de cerca de 36 MJ/kg, sendo esta seis vezes a energia precisa para apenas subir à correspondente altitude. Naves com apoastro abaixo de aproximadamente 2 000 km (1 200 mi) estão sujeitas à força de resistência da atmosfera da Terra, o que, por sua vez, induz um decréscimo de altitude orbital. Essa taxa de caída depende da massa e da área em corte transversal do satélite, assim como das variações na densidade do ar na alta atmosfera. Abaixo de cerca de 300 km (190 mi), o decaimento se torna mais rápido. Uma vez que o satélite desce a 180 km (110 mi), ele começa a queimar na atmosfera. A velocidade de escape necessária para sobrepujar a força do campo atmosférico da Terra completamente e ocorrer movimentação ao espaço interplanetário é de cerca de 11 200 m/s (25 100 mph).
O espaço é um vácuo parcial, de forma que suas diferentes regiões, ou subespaços, são definidas pelas várias atmosferas e pelos "ventos" que dominam seu interior; cada subespaço tem área delimitada pelo ponto em que tais ventos dão lugar aos da região seguinte. O geoespaço, mais especificamente, estende-se da atmosfera terrestre até o limite do campo magnético planetário, a partir do qual se inicia a região interplanetária, com os ventos solares. O espaço interplanetário, por sua vez, vai do limite do geoespaço até a heliopausa, onde o vento solar dá lugar aos ventos do meio interestelar. O espaço interestelar continua até as fronteiras da galáxia, ponto em que é substituído pelo quarto estágio, constituído pelo vazio intergaláctico.
Geoeospaço
O geospaço é a região do espaço sideral próxima à Terra, a qual inclui a área superior da atmosfera e a magnetosfera. O cinturão de Van Allen encontra-se dentro desse ambiente. O limite externo do geoespaço é compreendido pela magnetopausa, formando um intermeio entre a magnetosfera terrestre e o vento solar. O limite interno, por sua vez, é a ionosfera. Como as propriedades físicas e o funcionamento do ambiente espacial próximo à Terra são afetados pelo comportamento do Sol e pelo clima do espaço, o campo de estudo do geoespaço é conectado à heliofísica, definida como o estudo do Sol e de seu impacto nos planetas do Sistema Solar. O volume do geoespaço compreendido pela magnetopausa é compactado, na direção do Sol, pela pressão do vento solar, o que dá a ele uma típica distância subsolar equivalente a dez raios da Terra. Contudo, a cauda pode se estender para além, a mais que o equivalente a 100–200 raios da Terra. A Lua passa pela cauda no geoespaço durante cerca de quatro dias por mês, período no qual a superfície é protegida do vento solar.
Espaço interplanetário
O espaço interplanetário, região em volta do Sol e dos planetas do sistema, é a seção do ambiente sideral dominada pelo meio interplanetário, o qual se estende até a heliopausa, onde a influência do domínio galáctico começa a sobrepujar a força do campo magnético solar e o fluxo de partículas dessa estrela. Tal subespaço é característico pelo vento solar, uma corrente contínua de partículas carregadas que emana do Sol e que cria uma tênue atmosfera — conhecida como heliosfera — estendendo-se bilhões de quilômetros no espaço. Esse vento tem uma densidade de partículas de 5–10 prótons/cm3 e move-se a uma velocidade de 350–400 km/s (780 000–890 000 mph). A distância e a força da heliopausa varia dependendo do nível de atividade do vento solar. A descoberta, em 1995, dos exoplanetas deu respaldo à ideia de que existem outras estrelas, em outros sistemas, com seus próprios meios interplanetários.
Espaço interestelar
O espaço interestelar é o ambiente físico que vai além da área de influência das estrelas de uma galáxia. A matéria contida nesse ambiente é chamada de meio interestelar. Aproximadamente 70% da massa presente no meio interestelar consiste em átomos isolados de hidrogênio; o restante é majoritariamente composto por átomos de hélio. Este, por sua vez, é enriquecido com quantidades vestigiais de átomos mais pesados formados por meio de nucleossíntese estelar. Tais átomos são ejetados ao meio pelo vento estelar ou quando estrelas desenvolvidas iniciam um processo de versão de seus envoltórios exteriores durante a formação de uma nebulosa planetária. A explosão cataclísmica de uma supernova gera uma onda de choque expansiva que consiste em matéria ejetada. A densidade da matéria no meio interestelar pode variar consideravelmente. A média é de cerca de 106 partículas por m3, mas nuvens moleculares frias podem apresentar 108–1012 por m3.
Espaço intergaláctico
O espaço intergaláctico é o ambiente físico entre galáxias. Os grandes espaços entre aglomerados de galáxias são chamados de vazios. Circundando e se estendendo entre as galáxias, há plasma rarefeito organizado em estrutura filamentar. Esse material constitui o meio intergaláctico (intergalactic medium; IGM). A densidade do IGM é de 5–200 vezes a média de densidade no universo. O meio intergaláctico é sobretudo composto por hidrogênio ionizado; por exemplo, na forma de plasma com igual número de elétrons e prótons. Com gás a fluir no IGM, o ambiente se aquece a temperaturas de 105 K a 107 K. Essa alta medida estimula, com a decorrente colisão de átomos, produção de energia. A energia, por sua vez, faz com que elétrons escapem dos núcleos de hidrogênio, e por isso o meio intergaláctico é ionizado. Em tais condições de temperatura, o IGM é chamado de meio intergaláctico quente (warm–hot intergalactic medium; WHIM), embora o plasma seja bastante quente para os padrões terrestres, 105 K é comumente considerado "morno" nos estudos astrofísicos.) Simulações de computador e observações indicam que mais da metade da matéria atômica no universo pode estar nessa condição quente/morna e rarefeita. Quando gases fluem a partir das estruturas filamentares do WHIM aos aglomerados de galáxias de interseções de filamentos cósmicos, pode ocorrer um aquecimento ainda maior, alcançando temperaturas de 108 K ou mais no meio intraglomerado (intracluster medium; ICM).
No decorrer da maior parte da história humana, o espaço foi estudado a partir da observação remota; inicialmente a olho nu e posteriormente com a ajuda de equipamentos especiais, como o telescópio. Antes do pleno desenvolvimento tecnológico que possibilitou a fabricação de foguetes, o mais próximo que a humanidade chegou de alcançar o espaço se deu por meio de voos de balão. Em 1935, uma missão estadunidense tripulada no Explorer II atingiu uma altitude de 22 km (14 mi). Essa marca foi largamente ultrapassada em 1942, quando o alemão V-2, em seu terceiro lançamento, alcançou 80 km (50 mi). Em 1957, o satélite não tripulado Sputnik I foi lançado pelo foguete russo R-7, elevando-se a 215–939 quilômetros (134–583 mi) e chegando à órbita da Terra. Em 1961, deu-se a primeira missão espacial tripulada, quando Iuri Gagarin foi enviado à região orbital do planeta na Vostok I. Os primeiros humanos a irem além da órbita terrestre foram Frank Borman, Jim Lovell e William Anders, em 1968, a bordo na missão Apollo 8, que entrou em órbita lunar e alcançou uma distância máxima de 377 349 km (234 474 mi) da Terra.
Durante a maior parte da história da humanidade, o espaço foi explorado através de observações feitas a partir da superfície da Terra — inicialmente a olho nu e, posteriormente, com o telescópio. Antes da existência da tecnologia de foguete confiável, o mais perto que os humanos chegaram ao espaço sideral foi através de voos de balão. Em 1935, o voo tripulado do balão americano Explorer II atingiu uma altitude de 22 km . Este valor foi amplamente ultrapassado em 1942, quando o terceiro lançamento do foguete alemão A-4 atingiu uma altitude de cerca de 80 km. Em 1957, o satélite não tripulado Sputnik 1 foi lançado por um foguete russo R-7, atingindo a órbita da Terra a uma altitude de 215-939 km. Seguiu-se o primeiro voo espacial humano em 1961, quando Yuri Gagarin foi enviado para órbita terrestre pela Vostok 1 . Os primeiros humanos a escapar da órbita baixa da Terra foram Frank Borman, Jim Lovell e William Anders em 1968 a bordo da missão americana Apollo 8, que atingiu a órbita lunar e uma distância máxima de 377.349 km da Terra.
