Quais são as condições que permitiram o aparecimento da vida?

Zona Habitável: Um equilíbrio frágil entre calor e frio

A água líquida, condição indispensável à vida

A nossa Galáxia conta com cerca de 200 mil milhões de estrelas e as estatísticas dizem-nos que conteria 2 biliões de planetas. Isso parece suficiente para dizer que a vida certamente encontrou numerosos lugares entre as zonas habitáveis desses milhares de milhões de estrelas para se desenvolver. No entanto, é preciso reunir tantas condições favoráveis que isso restringe fortemente as possibilidades.

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

O papel bioquímico da água líquida

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

Um planeta deve portanto ter água líquida e conservá-la o tempo suficiente, milhares de milhões de anos, para ter uma possibilidade de conservar a vida. Ninguém sabe como a vida aparece; a passagem do inanimado ao animado continua a ser um mistério, mas a vida tal como a observamos no nosso planeta baseia-se na química do carbono em solução na água líquida.

Uma química do carbono em solução aquosa

Se a vida existe noutro lugar, deve basear-se na química do carbono. A vida não seguiu o caminho do silício, muito mais presente na Terra do que o carbono.

Os especialistas tentaram imaginar a vida numa química diferente da do carbono e todos dizem que é muito mais complicado porque o carbono (C) é o componente essencial dos compostos orgânicos. Está na base de uma multitude de compostos e associa-se muito bem com os outros átomos, em particular com o hidrogénio, o oxigénio, o azoto, o fósforo e o enxofre.

A difícil conservação da água à superfície

Uma vez que no Universo a molécula de água (H²O) está presente em todo o lado, todos os planetas devem ter alguma. A dificuldade será manter a água à superfície no estado líquido durante milhares de milhões de anos, e para isso o planeta habitável deve reunir um grande número de condições favoráveis à sua estabilidade.

É portanto necessário que o planeta permaneça em órbita numa zona habitável.

Qual é o tamanho da zona habitável?

Os modelos numéricos mostram que se afastarmos a Terra do Sol em 12%, receberá então apenas 79% do calor do Sol. Nesse local o clima descontrola-se, a Terra cobre-se muito rapidamente de gelo em algumas dezenas de anos. 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 à superfície da Terra com um clima em média mais quente do que hoje. É o paradoxo do Jovem Sol Fraco.

O paradoxo do Jovem Sol Fraco

Este velho enigma do ano de 1972 foi levantado pelos astrónomos Carl Sagan (1934-1996) e George Mullen. Aconteceu quando foram encontradas provas de água líquida e de vida bacteriana nas camadas geológicas do início da formação da Terra. Sagan e Mullen sugeriram na época que um efeito de estufa 3 vezes mais importante do que o atual deve ter existido graças ao amónio e ao metano.

Graças a este efeito de estufa primordial, a Terra pôde conservar o fraco calor emitido pelo jovem Sol. Enquanto o Sol brilhava cada vez mais, o ciclo carbonato-silicato tomou o relevo para estabilizar o clima da Terra.

Os limites da zona habitável e a perda da água

Se o planeta é capaz de estabilizar o seu clima, o limite superior da zona habitável recua para 1,6 ua. O limite interior da zona habitável foi calculado pelos modelos informáticos em 5% (0,95 ua). Nesse local, mais próximo do Sol, o sistema climático descontrola-se. A temperatura aumenta, o efeito de estufa aumenta e os oceanos evaporam-se. As ligações das moléculas de água são quebradas na atmosfera, e o hidrogénio, muito leve, desaparece no espaço. Pouco a pouco o planeta perde toda a sua água.

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

Ciclo Carbonato-Silicato e Tectónica de Placas

O ciclo carbonato-silicato, termostato da Terra

O Ciclo Carbonato-Silicato desempenha um papel crucial na regulação do clima terrestre durante longos períodos. Este ciclo começa quando o CO2 atmosférico se dissolve na água da chuva, formando ácido carbónico (H2CO3). Os produtos desta alteração são depois transportados para os oceanos, onde os organismos marinhos os utilizam para fabricar conchas de carbonato de cálcio (CaCO3). Quando morrem, estes organismos acumulam-se no fundo oceânico. A tectónica de placas recicla então o CO2 nas zonas de subducção, libertando-o sob forma gasosa na atmosfera através das erupções vulcânicas. Sem esta libertação vulcânica, o CO2 atmosférico esgotar-se-ia em cerca de 400.000 anos. O ciclo continua quando o CO2 vulcânico é de novo dissolvido pela água da chuva, que o transporta para as profundezas oceânicas. Este processo é essencial ao funcionamento da «máquina climática» terrestre.

Uma tectónica de placas indispensável

Em resumo, para manter a água no estado líquido, é necessário um planeta vivo com uma intensa atividade geológica. Ora, o fenómeno da tectónica de placas está ausente nos outros planetas do sistema solar. Parece que se o planeta é demasiado pequeno como Marte, não pode ter tectónica de placas, mas se o planeta é maior (superterra), a convecção é menos eficaz, haverá apenas uma única placa grande. No entanto, Vénus, que tem o mesmo tamanho que a Terra, não beneficia da tectónica de placas!

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

Condições Astronómicas para que um Planeta conserve a sua Água Líquida

A estabilidade das órbitas planetárias

Outra condição essencial para manter a água no estado líquido diz respeito às características astronómicas da estrela em torno da qual um planeta orbita. Estas características são limitadas pelo facto de 60% das estrelas serem sistemas binários, o que não é propício ao aparecimento da vida, pois as órbitas dos planetas nesses sistemas são frequentemente irregulares e caóticas. Para que um planeta seja habitável, a sua excentricidade orbital deve ser baixa, próxima de 0 (órbita circular). A excentricidade da Terra, que é de 0,01, é ideal. Em contrapartida, as observações de exoplanetas revelam uma excentricidade média de 0,29, o que é considerável. Uma forte excentricidade torna a órbita planetária instável, expondo o planeta às perturbações gravitacionais de outros planetas (trabalhos de Jacques Lascar), o que também afeta a estabilidade da temperatura. Entre os sistemas solares observados, poucos oferecem órbitas quase circulares como as do nosso sistema solar.

A massa da estrela, um critério decisivo

Outra condição crucial para conservar a água líquida é a massa da estrela. As estrelas têm massas que variam de cerca de 1/100 a 100 vezes a do Sol. As estrelas mais massivas que o Sol, entre 1,2 e 1,5 massas solares, emitem demasiados raios ultravioleta, o que não é favorável ao aparecimento da vida. Além disso, a sua duração de vida é demasiado curta para permitir o desenvolvimento da vida.

As estrelas mais pequenas que o Sol emitem uma quantidade importante de raios X e de partículas nocivas para a vida. Cerca de 75% das estrelas têm uma massa de aproximadamente 0,5 massa solar. Estas estrelas emitem pouca luz, o que aproxima a zona habitável da estrela. Devido a esta proximidade, os planetas potencialmente habitáveis sincronizam a sua rotação com a sua estrela por efeito de maré, resultando numa face gelada e outra escaldante. Embora uma «região temperada» possa existir na fronteira, esta situação não é ideal para manter a água no estado líquido. Além disso, a esta distância, estes planetas não têm campo magnético, pois a sincronização impede a rotação diferencial do núcleo planetário, expondo-os mais às radiações solares.

Em resumo, as estrelas de 0,9 a 1,2 massa solar são as mais propícias ao aparecimento da vida. As simulações informáticas não surpreendem, pois modelizam as condições ideais correspondentes ao nosso sistema solar. No entanto, ajudam os investigadores a compreender melhor as condições complexas necessárias ao aparecimento da vida.

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

Os Estados da Água ou Transições de Fase

O diagrama de fases da água pura

A água apresenta-se sob uma forma única apenas para um par pressão-temperatura dado. O diagrama de fases abaixo resume estes equilíbrios e evidencia dois pontos notáveis, o ponto triplo e o ponto crítico.

As Fases da Água

Ponto triplo e transições de fase

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