Quais Condições Permitiram a Emergência da Vida?

Zona Habitável: Um equilíbrio frágil entre calor e frio

Nossa Galáxia conta com cerca de 200 bilhões de estrelas e as estatísticas nos dizem que conteria 2 trilhões de planetas. Isso parece suficiente para dizer que a vida certamente encontrou muitos lugares entre as zonas habitáveis desses bilhões de estrelas para se desenvolver. No entanto, há tantas condições favoráveis a serem reunidas que isso restringe muito as possibilidades.

A primeira das condições indispensáveis é a presença de água em estado líquido. A água é abundante no Universo material, que é constituído por 74% de hidrogênio, 24% de hélio, 1% de oxigênio e todos os outros elementos reunidos não representam mais que 1% da matéria ordinária.

Os cientistas pensam que a água líquida é vital devido ao seu papel nas reações bioquímicas. É até considerada um elemento indispensável para um ecossistema viável porque facilita enormemente o transporte de materiais necessários para uma atividade bioquímica.

Um planeta deve, portanto, ter água líquida e conservá-la por tempo suficiente, bilhões de anos, para ter uma chance de conservar a vida. Ninguém sabe como a vida aparece; a passagem do inanimado para o animado ainda é um mistério, mas a vida como a observamos em nosso planeta é baseada na química do carbono em solução na água líquida.

Se a vida existe em outro lugar, deve ser baseada na química do carbono. A vida não tomou o caminho do silício, muito mais presente na Terra do que o carbono.

Os especialistas tentaram imaginar a vida em uma química diferente da do carbono, e todos dizem que é muito mais complicado porque o carbono (C) é o componente essencial dos compostos orgânicos. É a base de uma multidão de compostos e se associa muito bem com outros átomos, em particular com o hidrogênio, o oxigênio, o nitrogênio, o fósforo e o enxofre.

Já que no Universo a molécula de água (H²O) está presente em toda parte, todos os planetas devem tê-la. A dificuldade será manter a água na superfície em estado líquido por bilhões de anos, e para isso o planeta habitável deve reunir muitas condições favoráveis à sua estabilidade.

Portanto, o planeta deve permanecer em órbita em uma zona habitável.

Qual é o tamanho da zona habitável?

Os modelos numéricos mostram que se afastarmos a Terra do Sol em 12%, ela receberá então apenas 79% do calor do Sol. Nesse ponto, o clima se descontrola, a Terra se cobre muito rapidamente de gelo em algumas décadas. No entanto, a Terra sempre foi habitável apesar da evolução do calor do Sol.

No início, o Sol era 25% menos brilhante do que hoje, e no entanto sempre houve água líquida na superfície da Terra com um clima médio mais quente do que o atual. Esta é a paradoja do Sol Jovem Fraco.

Este velho enigma de 1972 foi levantado pelos astrônomos Carl Sagan (1934-1996) e George Mullen. Ocorreu quando foram encontradas provas de água líquida e vida bacteriana nas camadas geológicas do início da formação da Terra. Sagan e Mullen sugeriram na época que um efeito estufa três vezes mais forte do que o atual devia existir graças ao amoníaco e ao metano.

Graças a este efeito estufa primordial, a Terra pôde conservar o fraco calor emitido pelo jovem Sol. À medida que o Sol se tornava mais brilhante, o ciclo carbonato-silicato tomou o lugar para estabilizar o clima da Terra.

Se o planeta puder estabilizar seu clima, o limite superior da zona habitável recua para 1,6 UA. O limite interior da zona habitável foi calculado pelos modelos computacionais em 5% (0,95 UA). Nesse ponto, mais perto do Sol, o sistema climático se descontrola. A temperatura aumenta, o efeito estufa aumenta e os oceanos evaporam. As ligações das moléculas de água são quebradas na atmosfera, e o hidrogênio muito leve desaparece no espaço. Aos poucos, o planeta perde toda a sua água.

É, portanto, entre 0,95 e 1,65 UA que a Terra pode manter água líquida em sua superfície. Deverá permanecer por muito tempo nesta zona para permitir a evolução da vida. É graças ao ciclo carbonato-silicato e à tectônica de placas que a Terra pôde conservar sua atmosfera.

Ciclo Carbonato-Silicato e Tectônica de Placas

O Ciclo Carbonato-Silicato desempenha um papel crucial na regulação do clima terrestre ao longo de longos períodos. Este ciclo começa quando o CO2 atmosférico se dissolve na água da chuva, formando ácido carbônico (H2CO3). Os produtos desta alteração são então transportados para os oceanos, onde os organismos marinhos os utilizam para fabricar conchas de carbonato de cálcio (CaCO3). Ao morrerem, estes organismos se acumulam no fundo oceânico. A tectônica de placas recicla então o CO2 nas zonas de subducção, libertando-o na forma de gás na atmosfera através das erupções vulcânicas. Sem esta liberação vulcânica, o CO2 atmosférico se esgotaria em cerca de 400.000 anos. O ciclo continua quando o CO2 vulcânico se dissolve novamente pela água da chuva, que o transporta para as profundezas oceânicas. Este processo é essencial para o funcionamento da "máquina climática" terrestre.

Em resumo, para manter a água em estado líquido, é necessário um planeta vivo com intensa atividade geológica. No entanto, o fenômeno da tectônica de placas está ausente nos outros planetas do sistema solar. Parece que se o planeta for muito pequeno, como Marte, ele não pode ter tectônica de placas, mas se o planeta for maior (super-Terra), a convecção é menos eficiente e haverá apenas uma grande placa. No entanto, Vênus, que tem o mesmo tamanho da Terra, não se beneficia da tectônica de placas!

N. B.: A zona habitável circunstelar, também chamada de ecosfera, é uma região teórica em forma de tubo circular ao redor de uma estrela onde a temperatura superficial dos planetas em órbita permite a presença de água líquida. Embora esta zona possa potencialmente abrigar vida, as condições necessárias para que ela se desenvolva são tão numerosas que as probabilidades permanecem muito baixas.

Condições Astronômicas para que um Planeta Conserve sua Água Líquida

Outra condição essencial para manter a água em estado líquido diz respeito às características astronômicas da estrela ao redor da qual um planeta orbita. Essas características são limitadas pelo fato de que 60% das estrelas são sistemas binários, o que não é propício à emergência da vida, pois as órbitas dos planetas nesses sistemas são frequentemente irregulares e caóticas. Para que um planeta seja habitável, sua excentricidade orbital deve ser baixa, próxima de 0 (órbita circular). A excentricidade da Terra, que é de 0,01, é ideal. Em contraste, as observações de exoplanetas revelam uma excentricidade média de 0,29, o que é considerável. Uma alta excentricidade torna a órbita planetária instável, expondo o planeta a perturbações gravitacionais de outros planetas (trabalhos de Jacques Lascar), o que também afeta a estabilidade da temperatura. Poucos dos sistemas solares observados oferecem órbitas quase circulares como as do nosso sistema solar.

Outra condição crucial para reter a água líquida é a massa da estrela. As estrelas têm massas que variam de aproximadamente 1/100 a 100 vezes a do Sol. As estrelas mais massivas que o Sol, entre 1,2 e 1,5 massas solares, emitem muitos raios ultravioleta, o que não é favorável à emergência da vida. Além disso, sua vida útil é muito curta para permitir o desenvolvimento da vida.

As estrelas menores que o Sol emitem uma quantidade significativa de raios X e partículas nocivas à vida. Aproximadamente 75% das estrelas têm uma massa de aproximadamente 0,5 massas solares. Essas estrelas emitem pouca luz, aproximando a zona habitável da estrela. Devido a essa proximidade, os planetas potencialmente habitáveis sincronizam sua rotação com sua estrela por efeito de maré, resultando em uma face congelada e outra escaldante. Embora possa existir uma "região temperada" na fronteira, essa situação não é ideal para manter a água em estado líquido. Além disso, a essa distância, esses planetas não têm campo magnético, pois a sincronização impede a rotação diferencial do núcleo planetário, expondo-os ainda mais à radiação solar.

Em resumo, as estrelas com 0,9 a 1,2 massas solares são as mais propícias à emergência da vida. As simulações computacionais não surpreendem, pois modelam as condições ideais correspondentes ao nosso sistema solar. No entanto, ajudam os pesquisadores a compreender melhor as complexas condições necessárias para a emergência da vida.

N. B.: A excentricidade define a forma de uma órbita elíptica; varia entre 0 e 1. 0 para órbitas circulares. Uma alta excentricidade diminui o eixo menor (periélio) e aumenta o eixo maior (afélio), mas não modifica o eixo maior.

Estados da Água ou Transições de Fase

Fases da Água

A água pura se apresenta em uma única fase (sólida, líquida ou gasosa) para uma pressão e temperatura específicas. No entanto, no ponto triplo, as três fases coexistem simultaneamente a uma temperatura e pressão precisas. Um par pressão-temperatura pode corresponder a uma transição de fase, ou seja, uma mudança de estado, como a fusão (sólido para líquido), a solidificação (líquido para sólido), a sublimação (sólido para gás), a deposição (gás para sólido), a vaporização (líquido para gás) ou a liquefação (gás para líquido). Além do ponto crítico, a água entra em uma fase fluida, onde é tanto gasosa quanto líquida, a uma pressão de 218 atmosferas e uma temperatura de 374°C.