Condições para o início da vida

Zona habitável

Nossa galáxia tem cerca de 200 bilhões de estrelas e as estatísticas nos dizem que ela contém 2.000 bilhões 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, tantas condições favoráveis ​​precisam ser atendidas que isso limita severamente as possibilidades.
A primeira das condições essenciais é a presença de água no estado líquido. A água é abundante no Universo Material, que é composto de 74% de hidrogênio, 24% de hélio, 1% de oxigênio e todos os outros elementos juntos constituem apenas 1% da matéria comum. Os cientistas acreditam que a água líquida é vital, por causa de seu papel nas reações bioquímicas. É ainda considerado um elemento essencial para um ecossistema viável, pois promove sobremaneira o transporte de materiais necessários à atividade bioquímica. Um planeta deve, portanto, ter água líquida e mantê-la por tempo suficiente, bilhões de anos, para ter alguma chance de conservar vida. Ninguém sabe como a vida aparece, a transição do inanimado para o animado ainda é um mistério, mas a vida observada em nosso planeta é baseada na química do carbono dissolvido na água líquida. Se a vida existe em outro lugar, deve ser baseada na química do carbono, a vida não seguiu o caminho do silício, que está muito mais presente na Terra do que o carbono. Os especialistas tentaram imaginar a vida em uma química diferente 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 infinidade de compostos e se associa muito bem com outros átomos, em particular com hidrogênio, oxigênio, nitrogênio, fósforo e enxofre. Como no Universo a molécula de água (H2O) está presente em todos os lugares, todos os planetas devem tê-la. A dificuldade será manter as águas superficiais em estado líquido por bilhões de anos. Para isso, o planeta habitável deve reunir muitas condições favoráveis sua estabilidade.

Em primeiro lugar, o planeta deve permanecer em órbita em uma zona habitável.
Qual o tamanho desta sala de estar?
Modelos numéricos mostram que se afastarmos a Terra do Sol em 12%, ela receberá apenas 79% do calor do Sol e neste lugar o clima está acelerado, a Terra se cobre 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 na superfície da Terra com um clima, em média, mais quente do que hoje. Este é o paradoxo do jovem Sol fraco. Este antigo enigma do ano de 1972, foi levantado pelos astrônomos Carl Sagan e George Mullen quando evidências de água líquida e vida, na forma de bactérias, foram encontradas nas camadas geológicas, desde o início da formação da Terra. Sagan e Mullen sugeriram na época que um efeito estufa 3 vezes maior do que hoje deve ter existido graças ao amônio e ao metano. Graças a esse efeito estufa primordial, a Terra foi capaz de conservar o fraco calor emitido pelo jovem Sol. Então, à medida que o Sol brilhava mais e mais, o ciclo do silicato de carbonato assumiu o controle para estabilizar o clima da Terra. Se o planeta conseguir estabilizar seu clima, o limite superior da zona habitável cai para 1,6 UA.
O limite interno da área de estar foi calculado por modelos de computador a 5% (0,95 UA). Aqui, mais perto do Sol, o sistema climático está acelerado. A temperatura sobe, 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 vai perdendo toda a água.
Portanto, é entre 0,95 e 1,65 UA que a Terra pode manter água líquida em sua superfície. Mas vai demorar muito nesta área para permitir a evolução da vida. É graças ao ciclo do carbonato-silicato e às placas tectônicas que a Terra tem sido capaz de manter sua atmosfera.

imagem: A zona habitável não é uma zona fixa, ela evolui de acordo com a idade, a temperatura da estrela e a presença de CO2 na atmosfera do planeta. Durante sua evolução, as estrelas se tornam mais brilhantes e mais quentes e mais quentes, a zona habitável, portanto, se afasta logicamente da estrela. Um planeta terá, portanto, que ficar muito tempo, bilhões de anos, nesta zona, para sintetizar todas as moléculas necessárias para uma forma de vida. Não sabemos por que demora tanto. A vida bacteriana apareceu há 3,8 bilhões de anos, a vida multicelular há 1,4 milhões de anos, os primeiros animais há 600 milhões de anos. Em resumo, para reter água líquida, você tem que ficar muito tempo em uma sala de estar, mas também manter uma atmosfera. Na imagem, a zona verde é a zona habitável, afina terrivelmente com o tempo, muito perto da estrela está muito quente lá, muito longe está muito frio.

Ciclo carbonato silicato e ciclo de placas tectônicas

O ciclo do carbonato-silicato explica em parte a estabilização do clima da Terra em longas escalas de tempo. O ciclo começa quando o CO2 atmosférico se dissolve na água da chuva, formando ácido carbônico, H2CO3. Os produtos desse intemperismo acabarão nos oceanos. Lá, organismos que vivem na superfície dos oceanos os usam para fazer conchas de carbonato de cálcio (CaCO3). Quando os organismos morrem, eles caem no fundo do oceano. Em seguida, a tectônica de placas recicla o CO2 nas zonas de subducção e o libera na forma gasosa, evacuando-o para a atmosfera por meio de aberturas vulcânicas. Se os vulcões não expelissem CO2, não haveria mais CO2 depois de 400 000 anos. Então o ciclo recomeça quando o CO2 emitido pelos vulcões é dissolvido naturalmente pela lixiviação da água (ciclo da água) que leva o CO2 ao fundo dos oceanos. Foi esse processo que fez a máquina climática funcionar.

Em suma, para manter a água em estado líquido, você precisa de um planeta vivo com intensa atividade geológica. No entanto, o fenômeno das placas tectônicas está ausente nos outros planetas do sistema solar. Parece que se o planeta for muito pequeno como Marte, ele não pode ter placas tectônicas, mas se o planeta for maior (super terra), a convecção é menos eficiente, 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 ou ecosfera é um tubo circular teórico em torno de uma estrela, no qual a temperatura na superfície dos planetas em órbita, permite o aparecimento de água líquida. Uma zona habitável pode, portanto, abrigar vida, mas as condições favoráveis ​​para que ela se desenvolva são tão numerosas que as possibilidades são extremamente limitadas.

Imagem: Diagrama ilustrando o ciclo carbonato-silicato.
Credit: J. F. Kasting, Science Spectra, 1995, Issue 2, p. 32-36. Adaptado de J. F Kasting, 1993.

Condições astronômicas para um planeta manter sua água líquida

Outra das condições importantes para manter a água líquida diz respeito às propriedades astronômicas da estrela em torno da qual o planeta orbita. Também aqui eles são restringidos pelo fato de que 60% das estrelas são estrelas duplas, o que não é muito favorável ao surgimento da vida porque as órbitas dos planetas desses sistemas são irregulares e, portanto, caóticas. A excentricidade do planeta habitável deve permanecer baixa na ordem de 0 (órbita circular). O da Terra (0,01) é ideal. As observações de exoplanetas mostram uma excentricidade média de 0,29, que é enorme. Quando a excentricidade é importante, a órbita do planeta é instável porque está exposta aos caprichos das forças gravitacionais dos outros planetas (trabalho de Jacques Lascar) e por isso a estabilidade da temperatura também é aleatória. Entre os sistemas solares observados, muito poucos oferecem seus planetas órbitas quase circulares, como em nosso sistema solar.
Outra das condições importantes para manter a água líquida diz respeito à massa da estrela. As estrelas têm uma massa entre 1/100 e 100 massas solares aproximadamente. As estrelas maiores que o Sol, entre 1,2 e 1,5 massas solares, emitem muitos raios ultravioleta, o que não é favorável ao aparecimento de vida. Além disso, eles têm uma vida útil muito curta para que a vida se desenvolva.

As estrelas menores que o Sol emitem muitos raios-x e partículas que são prejudiciais à vida. 75% das estrelas têm uma massa próxima a 0,5 massa solar. Essas estrelas brilham muito pouco e, portanto, a sala de estar é muito próxima. Devido à sua proximidade, os planetas habitáveis ​​sincronizam sua rotação com suas estrelas por efeito de maré. Portanto, eles têm um lado gelado e outro quente. Embora na fronteira possa haver uma região temperada, a situação não é muito favorável para manter a água no estado líquido. Além disso, a essa distância, eles não possuem campo magnético, pois o fato de serem síncronos impede a rotação diferencial do núcleo do planeta. Isso os expõe ainda mais à radiação solar.
Em resumo, é, portanto, em torno de estrelas de 0,9 e 1,2 massa solar que podemos encontrar vida. Não há nada de surpreendente em simulações de modelos de computador, pois elas descrevem as condições ideais que correspondem ao nosso sistema. No entanto, isso permite que os pesquisadores entendam cada vez melhor as complexas condições para o surgimento 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 menor (periélio) e aumenta o eixo maior (afélios), mas não modifica o eixo principal.

Imagem: O Sol é do tipo espectral G. Uma estrela é caracterizada por sua cor (seu tipo espectral) e sua luminosidade. Para um determinado tipo espectral, quanto maior a estrela, maior seu calor e mais forte sua luminosidade. As estrelas O e B são azuis, as estrelas A são brancas, as estrelas F e G são amarelas, as estrelas K são laranjas, as estrelas M são vermelhas.

Estados da água ou transições de fase

A água pura existe em uma única fase, sólida, líquida ou gasosa, para uma determinada pressão e temperatura. A exceção é o ponto triplo (veja o diagrama ao lado), onde as 3 fases coexistem a uma dada temperatura e pressão.
Um par pressão-temperatura, correspondendo a uma transição de fase, isto é, a uma mudança de estado, entre uma fase sólida e uma fase líquida (fusão), entre uma fase líquida e uma fase sólida (solidificação), entre uma fase sólida e uma fase gasosa fase (sublimação), entre uma fase gasosa e uma fase sólida (condensação), entre uma fase líquida e uma fase gasosa (vaporização), entre uma fase gasosa e uma fase líquida (liquefação). Além do ponto crítico entre a transição líquido e gasoso, a água atinge a fase fluida, tanto gasosa quanto líquida, a uma pressão de 218 atmosferas e uma temperatura de 374 ° Celsius.

Imagem: A água permanece líquida quando a pressão atmosférica está acima do ponto triplo, ou seja, maior que 6,1 mb. A temperatura deve estar acima de 0 ° C e finalmente abaixo do ponto de ebulição, que depende da pressão. Logo acima do ponto triplo (0,006 atm), leva apenas alguns graus para que a água permaneça líquida. Na Terra, está entre 0 ° C e 100 ° C. Se a pressão for suficiente (218 atm), a água permanece líquida até 374 ° C.
Diagrama de mudança de estado ou transição de fase da água pura. No ponto triplo, as 3 fases coexistem a uma dada temperatura e pressão. No ponto crítico (218 atm, 314 ° C) entre a transição de líquido e gás, a água atinge a fase de fluido, tanto gasosa quanto líquida.