30.3: Em busca de vida além da Terra

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva o que aprendemos com a exploração do meio ambiente em Marte
• Identifique onde no sistema solar a vida é mais provável de ser sustentável e por quê
• Descreva algumas missões importantes e suas descobertas em nossa busca por vida além do nosso sistema solar
• Explicar o uso de biomarcadores na busca por evidências de vida além do nosso sistema solar

Astrônomos e cientistas planetários continuam buscando vida no sistema solar e no universo em geral. Nesta seção, discutimos dois tipos de pesquisas. A primeira é a exploração direta de planetas dentro do nosso próprio sistema solar, especialmente Marte e algumas das luas geladas do sistema solar externo. A segunda é a tarefa ainda mais difícil de procurar evidências de vida - um biomarcador - em planetas que circulam outras estrelas. Na próxima seção, examinaremos o SETI, a busca por inteligência extraterrestre. Como você verá, as abordagens adotadas nesses três casos são muito diferentes, embora o objetivo de cada um seja o mesmo: determinar se a vida na Terra é única no universo.

Vida em Marte

A possibilidade de Marte hospedar, ou ter hospedado, vida tem uma história rica que remonta aos “canais” que algumas pessoas alegaram ter visto na superfície marciana no final do século XIX e início do século XX. Com o início da era espacial, surgiu a possibilidade de abordar essa questão de perto por meio de uma progressão de missões a Marte que começou com o primeiro sobrevôo bem-sucedido de uma espaçonave robótica em 1964 e levou à implantação do rover Curiosity da NASA, que pousou na superfície de Marte em 2012.

As primeiras missões a Marte forneceram alguns indícios de que a água líquida - um dos principais requisitos da vida - pode ter fluído na superfície, e missões posteriores reforçaram essa conclusão. Os aterrissadores Viking da NASA, cujo objetivo era procurar diretamente evidências de vida em Marte, chegaram a Marte em 1976. Os instrumentos de bordo da Viking não encontraram moléculas orgânicas (o material do qual a vida é feita) e nenhuma evidência de atividade biológica nos solos marcianos analisados.

Esse resultado não é particularmente surpreendente porque, apesar das evidências de fluxo de água líquida no passado, a água líquida na superfície de Marte geralmente não é estável hoje. Em grande parte de Marte, as temperaturas e pressões na superfície são tão baixas que a água pura congelaria ou ferveria (sob pressões muito baixas, a água ferverá a uma temperatura muito mais baixa do que o normal). Para piorar a situação, ao contrário da Terra, Marte não tem um campo magnético e uma camada de ozônio para proteger a superfície da nociva radiação solar ultravioleta e das partículas energéticas. No entanto, as análises de Viking sobre o solo não disseram nada sobre se a vida pode ter existido no passado distante de Marte, quando a água líquida era mais abundante. Sabemos que a água na forma de gelo existe em abundância em Marte, não muito abaixo de sua superfície. O vapor de água também é um componente da atmosfera de Marte.

Desde a visita de Viking, nossa compreensão de Marte se aprofundou espetacularmente. Naves espaciais em órbita forneceram imagens cada vez mais detalhadas da superfície e detectaram a presença de minerais que poderiam ter se formado somente na presença de água líquida. Duas missões de superfície ousadas, o Mars Exploration Rovers Spirit and Opportunity (2004), seguido pelo muito maior Curiosity Rover (2012), confirmaram esses dados de sensoriamento remoto. Todos os três robôs encontraram evidências abundantes de uma história passada de água líquida, revelada não apenas pela mineralogia das rochas que analisaram, mas também pela estratificação única das formações rochosas.

A curiosidade foi um passo além das evidências de água e confirmou a existência de ambientes habitáveis no antigo Marte. “Habitável” significa não apenas que a água líquida estava presente, mas que os requisitos de energia e matérias-primas elementares da vida também poderiam ter sido atendidos. A evidência mais forte de um antigo ambiente habitável veio da análise de uma rocha de granulação muito fina chamada argilito - um tipo de rocha que está difundido na Terra, mas era desconhecido em Marte até que a Curiosity a encontrou (Figura\(\PageIndex{1}\)). O arenito pode nos dizer muito sobre os ambientes úmidos nos quais eles se formaram.

Figura\(\PageIndex{1}\) Mudstone. São mostrados os primeiros furos perfurados pelo rover Curiosity Mars da NASA em um arenito, com estacas de perfuração “novas” ao redor dos furos. Observe a diferença de cor entre a superfície vermelha marciana antiga e o pó de rocha cinza recém-exposto que veio dos furos. Cada furo tem cerca de 0,6 polegadas (1,6 cm) de diâmetro.

Cinco décadas de exploração robótica nos permitiram desenvolver uma imagem de como Marte evoluiu ao longo do tempo. O início de Marte teve épocas de condições mais quentes e úmidas que teriam sido propícias à vida na superfície. No entanto, Marte acabou perdendo grande parte de sua atmosfera inicial e a água da superfície começou a secar. Quando isso aconteceu, os reservatórios cada vez menores de água líquida na superfície marciana se tornaram mais salgados e ácidos, até que a superfície finalmente não tinha água líquida significativa e foi banhada por forte radiação solar. Assim, a superfície se tornou inabitável, mas isso pode não ser o caso do planeta em geral.

Reservatórios de gelo e água líquida ainda podem existir no subsolo, onde as condições de pressão e temperatura o tornam estável. Há evidências recentes que sugerem que a água líquida (provavelmente água muito salgada) pode ocasionalmente (e brevemente) fluir na superfície até hoje. Assim, Marte pode até ter condições habitáveis nos dias atuais, mas de um tipo muito diferente do que normalmente imaginamos na Terra.

Nosso estudo de Marte revela um planeta com uma história fascinante, que viu sua capacidade de hospedar vida na superfície diminuir bilhões de anos atrás, mas talvez permitindo que a vida se adapte e sobreviva em nichos ambientais favoráveis. Mesmo que a vida não tenha sobrevivido, esperamos encontrar evidências de vida se ela alguma vez se apoderar de Marte. Se estiver lá, está escondido na crosta e ainda estamos aprendendo a melhor forma de decifrar essa evidência.

Vida no Sistema Solar Exterior

Os enormes planetas gigantes de gás e gelo do sistema solar externo - Júpiter, Saturno, Urano e Netuno - quase certamente não são habitáveis para a vida como a conhecemos, mas algumas de suas luas podem ser (Figura\(\PageIndex{2}\)). Embora esses mundos no sistema solar externo contenham água abundante, eles recebem tão pouca luz solar quente em suas órbitas distantes que por muito tempo se acreditou que seriam bolas “geologicamente mortas” de gelo e rocha congelados. Mas, como vimos no capítulo sobre Anéis, Luas e Plutão, as missões ao sistema solar externo encontraram algo muito mais interessante.

A lua de Júpiter, Europa, revelou-se às missões Voyager e Galileo como um mundo ativo cuja superfície gelada aparentemente esconde um oceano com uma profundidade de dezenas a talvez cem quilômetros. À medida que a lua orbita Júpiter, a enorme gravidade do planeta cria marés na Europa — assim como a gravidade da nossa própria Lua cria nossas marés oceânicas — e o atrito de tudo o que empurra e puxa gera calor suficiente para manter a água na forma líquida (Figura\(\PageIndex{2}\)). Marés semelhantes atuam sobre outras luas se elas orbitarem perto do planeta. Os cientistas agora pensam que seis ou mais das luas geladas do sistema solar externo podem abrigar oceanos de água líquida pelo mesmo motivo. Entre eles, Europa e Enceladus, uma lua de Saturno, têm sido até agora de maior interesse para os astrobiólogos.

Figura Luas de\(\PageIndex{2}\) Júpiter. As luas galileanas de Júpiter são mostradas em escala relativa e organizadas em ordem de distância orbital de Júpiter. Na extrema esquerda, Io orbita mais próximo de Júpiter e, portanto, experimenta o aquecimento das marés mais forte pela enorme gravidade de Júpiter. Esse efeito é tão forte que acredita-se que Io seja o corpo mais vulcanicamente ativo em nosso sistema solar. Na extrema direita, Callisto mostra uma superfície marcada por bilhões de anos de crateras — uma indicação de que a superfície da lua é antiga e que Calisto pode ser muito menos ativa do que suas luas irmãs. Entre esses extremos quentes e frios, Europa, segundo da esquerda, orbita a uma distância onde o aquecimento das marés de Júpiter pode ser “perfeito” para sustentar um oceano de água líquida sob sua crosta gelada.

Europa provavelmente teve um oceano durante a maior parte ou toda a sua história, mas a habitabilidade requer mais do que apenas água líquida. A vida também requer energia e, como a luz solar não penetra abaixo da crosta de gelo de Europa, com quilômetros de espessura, isso teria que ser energia química. Um dos principais atributos de Europa do ponto de vista da astrobiologia é que seu oceano provavelmente está em contato direto com um manto rochoso subjacente, e a interação de água e rochas - especialmente em altas temperaturas, como nos sistemas de ventilação hidrotermal da Terra - produz uma química redutora (onde as moléculas tendem a liberar elétrons (prontamente), ou seja, metade de uma bateria química. Para completar a bateria e fornecer energia que possa ser usada pela vida, é necessário que uma química oxidante (onde as moléculas tendem a aceitar elétrons prontamente) também esteja disponível. Na Terra, quando os fluidos de ventilação que reduzem quimicamente se encontram com a água do mar que contém oxigênio, a energia que se torna disponível geralmente sustenta comunidades prósperas de microrganismos e animais no fundo do mar, longe da luz do sol.

A missão Galileo descobriu que a superfície gelada de Europa contém uma abundância de produtos químicos oxidantes. Isso significa que a disponibilidade de energia para sustentar a vida depende muito de se a química da superfície e do oceano pode se misturar, apesar dos quilômetros de gelo entre eles. O fato de a crosta de gelo de Europa parecer geologicamente “jovem” (com apenas dezenas de milhões de anos, em média) e estar ativa faz com que seja tentador pensar que essa mistura possa realmente ocorrer. Entender se e quanta troca ocorre entre a superfície e o oceano de Europa será um objetivo científico fundamental de futuras missões à Europa e um grande avanço para entender se essa lua poderia ser o berço da vida.

Figura A Lua Europa de\(\PageIndex{3}\) Júpiter, conforme fotografada pela Missão Galileo da NASA. A relativa escassez de crateras em Europa sugere uma superfície “geologicamente jovem”, e a rede de cordilheiras e rachaduras coloridas sugere atividade e movimento constantes. Os instrumentos de Galileu também sugeriram fortemente a presença de um enorme oceano de água salgada líquida sob a crosta gelada.

Em 2005, a missão Cassini realizou um sobrevoo próximo de uma pequena lua (500 quilômetros de diâmetro) de Saturno, Enceladus (Figura\(\PageIndex{4}\)), e fez uma descoberta notável. Plumas de gás e material gelado estavam saindo da região polar sul da lua a uma taxa coletiva de cerca de 250 kg de material por segundo. Várias observações, incluindo a descoberta de sais associados ao material gelado, sugerem que sua fonte é um oceano de água líquida abaixo de dezenas de quilômetros de gelo. Embora ainda seja necessário mostrar definitivamente se o oceano é local ou global, transitório ou de vida longa, ele parece estar em contato e ter reagido com um interior rochoso. Como em Europa, essa é provavelmente uma condição necessária, embora não suficiente, para a habitabilidade. O que torna Encélado tão atraente para os cientistas planetários, porém, são aquelas plumas de material que parecem vir diretamente de seu oceano: amostras do interior estão lá para serem tomadas por qualquer espaçonave enviada voando. Para uma missão futura, essas amostras podem fornecer evidências não apenas de se Enceladus é habitável, mas, de fato, de se é o lar da vida.

Figura\(\PageIndex{4}\) Imagem da lua Enceladus de Saturno da missão Cassini da NASA. Verificou-se que a região do polo sul tem várias plumas de gelo e gás que, juntas, liberam cerca de 250 kg de material por segundo para o espaço. Essas características sugerem que Enceladus, como Europa, tem um oceano sub-gelado.

A grande lua de Saturno, Titã, é muito diferente de Enceladus e Europa (Figura\(\PageIndex{5}\)). Embora possa hospedar uma camada de água líquida nas profundezas de seu interior, é a superfície de Titã e sua química incomum que tornam esta lua um lugar tão interessante. A atmosfera espessa de Titã - a única entre as luas do sistema solar - é composta principalmente de nitrogênio, mas também de cerca de 5% de metano. Na alta atmosfera, a luz ultravioleta do Sol se separa e recombina essas moléculas em compostos orgânicos mais complexos que são conhecidos coletivamente como tolinas. As tolinas envolvem Titã em uma névoa laranja, e imagens da Cassini e da sonda Huygens que desceu à superfície de Titã mostram que partículas mais pesadas parecem se acumular na superfície, formando até mesmo “dunas” que são cortadas e esculpidas por fluxos de hidrocarbonetos líquidos (como metano líquido). Alguns cientistas veem essa fábrica de produtos químicos orgânicos como um laboratório natural que pode fornecer algumas pistas sobre a química inicial do sistema solar — talvez até mesmo uma química que possa sustentar a origem da vida.

Figura\(\PageIndex{5}\) Imagem da Lua Titã de Saturno da Missão Cassini da NASA. (a) O brilho laranja nebuloso vem da densa atmosfera de Titã (a única conhecida entre as luas do sistema solar). Essa atmosfera é principalmente nitrogênio, mas também contém metano e potencialmente uma variedade de compostos orgânicos complexos. O ponto brilhante próximo ao topo da imagem é a luz do sol refletida de uma superfície muito plana — quase certamente um líquido. Vemos esse efeito, chamado de “brilho”, quando a luz do sol reflete na superfície de um lago ou oceano. (b) As imagens de radar da Cassini mostram o que se parece muito com formas de relevo e lagos na superfície de Titã. Mas os lagos e oceanos superficiais de Titã não são água; eles provavelmente são feitos de hidrocarbonetos líquidos como metano e etano.

Em janeiro de 2005, a sonda Huygens desceu à superfície de Titã e transmitiu dados, incluindo imagens do local de pouso, por cerca de 90 minutos. Você pode assistir a um vídeo sobre a descida de Huygens à superfície de Titã. https://youtu.be/KreECFCGEI0

Planetas habitáveis orbitando outras estrelas

Um dos desenvolvimentos mais empolgantes da astronomia nas últimas duas décadas é a capacidade de detectar exoplanetas — planetas orbitando outras estrelas. Como vimos no capítulo sobre a formação de estrelas e planetas, desde a descoberta do primeiro exoplaneta em 1995, houve milhares de detecções confirmadas e muitos outros candidatos que ainda não foram confirmados. Isso inclui várias dezenas de exoplanetas possivelmente habitáveis. Esses números finalmente nos permitem fazer algumas previsões sobre exoplanetas e seu potencial de hospedagem de vida. A maioria das estrelas com massa semelhante à do Sol parece hospedar pelo menos um planeta, com sistemas multiplanetários como o nosso não são incomuns. Quantos desses planetas podem ser habitáveis e como poderíamos procurar vida lá?

O NASA Exoplanet Archive é uma fonte on-line atualizada e pesquisável de dados e ferramentas sobre tudo o que tem a ver com exoplanetas. Explore parâmetros e características estelares e de exoplanetas, encontre as últimas notícias sobre descobertas de exoplanetas, plote seus próprios dados de forma interativa e conecte-se a outros recursos relacionados.

Ao avaliar a perspectiva de vida em sistemas planetários distantes, astrobiólogos desenvolveram a ideia de uma zona habitável — uma região ao redor de uma estrela onde poderiam existir condições adequadas para a vida. Esse conceito se concentra na necessidade da vida por água líquida, e a zona habitável é geralmente considerada como a faixa de distâncias da estrela central na qual a água pode estar presente na forma líquida na superfície de um planeta. Em nosso próprio sistema solar, por exemplo, Vênus tem temperaturas superficiais muito acima do ponto de ebulição da água e Marte tem temperaturas superficiais quase sempre abaixo do ponto de congelamento da água. A Terra, que orbita entre os dois, tem uma temperatura de superfície que é “perfeita” para manter grande parte da nossa água superficial na forma líquida.

Se as temperaturas da superfície são adequadas para manter a água líquida depende do “orçamento de radiação” do planeta - quanta energia da luz das estrelas ele absorve e retém - e se ou como processos como ventos e circulação oceânica distribuem essa energia ao redor do planeta. A quantidade de energia estelar que um planeta recebe, por sua vez, depende da quantidade e do tipo de luz que a estrela emite e da distância que o planeta está dessa estrela, ¹ do quanto ela reflete de volta ao espaço e da eficácia com que a atmosfera do planeta pode reter calor através do efeito estufa (veja a Terra como Planeta). Tudo isso pode variar substancialmente e tudo é muito importante. Por exemplo, Vênus recebe cerca de duas vezes mais luz estelar por metro quadrado do que a Terra, mas, por causa de sua densa cobertura de nuvens, também reflete cerca de duas vezes mais dessa luz de volta ao espaço do que a Terra. Marte recebe apenas cerca de metade da luz das estrelas que a Terra, mas também reflete apenas cerca da metade. Assim, apesar de suas distâncias orbitais diferentes, os três planetas realmente absorvem quantidades comparáveis de energia solar. Por que, então, eles são tão dramaticamente diferentes?

Como aprendemos em vários capítulos sobre os planetas, alguns dos gases que compõem as atmosferas planetárias são muito eficazes em capturar a luz infravermelha - a própria faixa de comprimentos de onda na qual os planetas irradiam energia térmica de volta ao espaço - e isso pode elevar a temperatura da superfície do planeta um pouco mais do que caso contrário, seria o caso. Esse é o mesmo “efeito estufa” que preocupa tanto o aquecimento global em nosso planeta. O efeito estufa natural da Terra, que vem principalmente do vapor de água e dióxido de carbono na atmosfera, aumenta nossa temperatura média da superfície em cerca de 33° C sobre o valor que teria se não houvesse gases de efeito estufa na atmosfera. Marte tem uma atmosfera muito fina e, portanto, muito pouco aquecimento do efeito estufa (cerca de 2° C), enquanto Vênus tem uma atmosfera massiva de dióxido de carbono que cria um aquecimento de estufa muito forte (cerca de 510° C). Esses mundos são muito mais frios e muito mais quentes, respectivamente, do que a Terra seria se fosse movida para suas órbitas. Portanto, devemos considerar a natureza de qualquer atmosfera, bem como a distância da estrela na avaliação da faixa de habitabilidade.

É claro que, como aprendemos, as estrelas também variam muito na intensidade e no espectro (os comprimentos de onda da luz) que emitem. Alguns são muito mais brilhantes e quentes (mais azuis), enquanto outros são significativamente mais escuros e frios (mais vermelhos), e a distância da zona habitável varia de acordo. Por exemplo, a zona habitável em torno das estrelas anãs M está 3 a 30 vezes mais próxima do que a das estrelas do tipo G (semelhantes ao Sol). Há muito interesse em saber se esses sistemas poderiam ser habitáveis porque, embora tenham algumas desvantagens potenciais para sustentar a vida, as estrelas anãs M são, de longe, as mais numerosas e duradouras de nossa galáxia.

A luminosidade de estrelas como o Sol também aumenta ao longo de sua vida na sequência principal, e isso significa que a zona habitável migra para fora à medida que o sistema estelar envelhece. Os cálculos indicam que a produção de energia do Sol, por exemplo, aumentou em pelo menos 30% nos últimos 4 bilhões de anos. Assim, Vênus já esteve dentro da zona habitável, enquanto a Terra recebeu um nível de energia solar insuficiente para impedir que a Terra moderna (com sua atmosfera atual) congelasse. Apesar disso, há muitas evidências geológicas de que a água líquida estava presente na superfície da Terra há bilhões de anos. O fenômeno do aumento da produção estelar e de uma zona habitável de migração externa levou a outro conceito: a zona continuamente habitável é definida pela faixa de órbitas que permaneceriam dentro da zona habitável durante toda a vida útil do sistema estelar. Como você pode imaginar, a zona continuamente habitável é um pouco mais estreita do que a zona habitável em qualquer momento da história de uma estrela. A estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri, é uma estrela M que tem um planeta com uma massa de pelo menos 1,3 massas terrestres, levando cerca de 11 dias para orbitar. À distância de uma órbita tão rápida (0,05 UA), o planeta pode estar na zona habitável de sua estrela, embora se as condições de um planeta próximo a essa estrela sejam hospitaleiras para a vida seja motivo de grande debate científico.

Mesmo quando os planetas orbitam dentro da zona habitável de sua estrela, não há garantia de que sejam habitáveis. Por exemplo, Vênus hoje praticamente não tem água, então, mesmo que fosse subitamente movida para uma órbita “correta” dentro da zona habitável, ainda faltaria um requisito crítico para a vida.

Os cientistas estão trabalhando para entender todos os fatores que definem a zona habitável e a habitabilidade dos planetas que orbitam dentro dessa zona, porque este será nosso principal guia para direcionar exoplanetas nos quais buscar evidências de vida. À medida que a tecnologia para detectar exoplanetas avançou, também avançou nosso potencial de encontrar mundos do tamanho da Terra dentro das zonas habitáveis de suas estrelas progenitoras. Dos exoplanetas confirmados ou candidatos conhecidos até o momento em que este artigo foi escrito, quase 300 são considerados orbitando dentro da zona habitável e mais de 10% deles têm aproximadamente o tamanho da Terra.

Explore o universo habitável no Laboratório de Habitabilidade Planetária on-line criado pela Universidade de Porto Rico em Arecibo. Veja os exoplanetas potencialmente habitáveis e outros lugares interessantes do universo, assista a videoclipes e crie links para vários recursos relacionados sobre astrobiologia.

Biomarcadores

Nossas observações sugerem cada vez mais que planetas do tamanho da Terra orbitando dentro da zona habitável podem ser comuns na galáxia — as estimativas atuais sugerem que mais de 40% das estrelas têm pelo menos uma. Mas algum deles é habitado? Sem a capacidade de enviar sondas para amostragem, teremos que derivar a resposta da luz e de outras radiações que chegam até nós a partir desses sistemas distantes (Figura\(\PageIndex{6}\)). Que tipos de observações podem constituir uma boa evidência de vida?

Figura\(\PageIndex{6}\) Terra, vista pela Voyager 1 da NASA. Nesta imagem, tirada a 4 bilhões de milhas de distância, a Terra aparece como um “ponto azul pálido” representando menos de um pixel de luz. Essa luz revelaria a Terra como um mundo habitável e habitado? Nossa busca por vida em exoplanetas dependerá da capacidade de extrair informações sobre a vida da luz tênue de mundos distantes.

Com certeza, precisamos procurar biosferas robustas (atmosferas, superfícies e/ou oceanos) capazes de criar mudanças na escala do planeta. A Terra hospeda essa biosfera: a composição de nossa atmosfera e o espectro de luz refletido em nosso planeta diferem consideravelmente do que seria esperado na ausência de vida. Atualmente, a Terra é o único corpo em nosso sistema solar para o qual isso é verdade, apesar da possibilidade de que condições habitáveis possam prevalecer na subsuperfície de Marte ou dentro das luas geladas do sistema solar externo. Mesmo que exista vida nesses mundos, é muito improvável que ela possa produzir mudanças em escala planetária que sejam observáveis telescopicamente e claramente de origem biológica.

O que torna a Terra “especial” entre os mundos potencialmente habitáveis em nosso sistema solar é que ela tem uma biosfera fotossintética. Isso requer a presença de água líquida na superfície do planeta, onde os organismos têm acesso direto à luz solar. O conceito de zona habitável se concentra nessa exigência de água líquida superficial - embora saibamos que as condições habitáveis subterrâneas poderiam prevalecer em órbitas mais distantes - exatamente porque esses mundos teriam biosferas detectáveis à distância.

De fato, plantas e microrganismos fotossintéticos são tão abundantes na superfície da Terra que afetam a cor da luz que nosso planeta reflete no espaço — parecemos mais verdes nos comprimentos de onda visíveis e refletimos mais luz quase infravermelha do que faríamos de outra forma. Além disso, a fotossíntese mudou a atmosfera da Terra em grande escala — mais de 20% da nossa atmosfera vem do resíduo fotossintético, o oxigênio. Níveis tão altos seriam muito difíceis de explicar na ausência de vida. Outros gases, como óxido nitroso e metano, quando encontrados simultaneamente com o oxigênio, também foram sugeridos como possíveis indicadores de vida. Quando suficientemente abundantes em uma atmosfera, esses gases podem ser detectados por seu efeito no espectro de luz que um planeta emite ou reflete. (Como vimos no capítulo sobre exoplanetas, os astrônomos de hoje estão começando a ter a capacidade de detectar o espectro das atmosferas de alguns planetas orbitando outras estrelas.)

Os astrônomos concluíram, portanto, que, pelo menos inicialmente, uma busca por vida fora do nosso sistema solar deve se concentrar em exoplanetas que sejam tão parecidos com a Terra quanto possível - planetas aproximadamente do tamanho da Terra orbitando na zona habitável - e procurar a presença de gases na atmosfera ou cores no espectro visível. que são difíceis de explicar, exceto pela presença da biologia. Simples, certo? Na realidade, a busca pela vida em exoplanetas apresenta muitos desafios.

Como você pode imaginar, essa tarefa é mais desafiadora para sistemas planetários que estão mais distantes e, em termos práticos, isso limitará nossa busca aos mundos habitáveis mais próximos dos nossos. Se nos limitarmos a um número muito pequeno de alvos próximos, também será importante considerar a habitabilidade dos planetas que orbitam as anãs M que discutimos acima.

Se conseguirmos separar um sinal limpo do planeta e encontrar algumas características no espectro de luz que possam ser indicativas de vida, precisaremos trabalhar duro para pensar em qualquer processo não biológico que possa explicá-las. “A vida é a hipótese do último recurso”, observou o astrônomo Carl Sagan, o que significa que devemos esgotar todas as outras explicações para o que vemos antes de afirmar que encontramos evidências da biologia extraterrestre. Isso requer alguma compreensão de quais processos podem operar em mundos sobre os quais saberemos relativamente pouco; o que encontramos na Terra pode servir como guia, mas também tem potencial para nos desviar do caminho (Figura\(\PageIndex{7}\)).

Lembre-se, por exemplo, de que seria extremamente difícil explicar a abundância de oxigênio na atmosfera da Terra, exceto pela presença da biologia. Mas foi levantada a hipótese de que o oxigênio poderia se acumular até níveis substanciais em planetas que orbitam estrelas anãs M por meio da ação da radiação ultravioleta na atmosfera - sem a necessidade de biologia. Será fundamental entender onde esses “falsos positivos” podem existir ao realizar nossa busca.

Precisamos entender que talvez não consigamos detectar biosferas, mesmo que elas existam. A vida floresceu na Terra por talvez 3,5 bilhões de anos, mas as “bioassinaturas” atmosféricas que, hoje, forneceriam boas evidências de vida a astrônomos distantes não estiveram presentes por todo esse tempo. O oxigênio, por exemplo, se acumulou em níveis detectáveis em nossa atmosfera há pouco mais de 2 bilhões de anos. A vida na Terra poderia ter sido detectada antes dessa época? Os cientistas estão trabalhando ativamente para entender quais características adicionais podem ter fornecido evidências da vida na Terra durante esse início da história e, assim, aumentar nossas chances de encontrar vida além.

Figura\(\PageIndex{7}\) Espectro da luz transmitida pela atmosfera terrestre. Este gráfico mostra comprimentos de onda que variam do ultravioleta (extrema esquerda) ao infravermelho. Os muitos “picos” descendentes vêm da absorção de comprimentos de onda específicos por moléculas na atmosfera da Terra. Alguns desses compostos, como a água e a combinação oxigênio/ozônio e metano, podem revelar a Terra como habitável e habitada. Teremos que confiar nesse tipo de informação para buscar vida em exoplanetas, mas nossos espectros serão de qualidade muito pior do que este, em parte porque receberemos tão pouca luz do planeta.

Resumo

A busca por vida além da Terra oferece vários alvos intrigantes. Marte parece ter sido mais semelhante à Terra durante sua história inicial do que é agora, com evidências de água líquida em sua superfície antiga e talvez até agora abaixo do solo. A acessibilidade da superfície marciana à nossa espaçonave oferece o potencial empolgante de examinar diretamente amostras antigas e modernas em busca de evidências de vida. No sistema solar externo, as luas Europa e Enceladus provavelmente hospedam vastos oceanos sub-gelados que podem entrar em contato diretamente com as rochas subjacentes - um bom começo para fornecer condições habitáveis - enquanto Titã oferece um laboratório fascinante para entender os tipos de química orgânica que podem, em última análise, fornecer materiais para toda a vida. E a última década de pesquisa em exoplanetas nos leva a acreditar que pode haver bilhões de planetas habitáveis na Via Láctea. O estudo desses mundos oferece o potencial de encontrar biomarcadores que indiquem a presença de vida.

Notas de pé

¹ A quantidade de luz estelar recebida por unidade de área da superfície de um planeta (por metro quadrado, por exemplo) diminui com o quadrado da distância da estrela. Assim, quando a distância orbital dobra, a iluminação diminui em 4 vezes (2 ²), e quando a distância orbital aumenta dez vezes, a iluminação diminui em 100 vezes (10 ²). Vênus e Marte orbitam o sol a cerca de 72% e 152% da distância orbital da Terra, respectivamente, então Vênus recebe cerca de 1/ (0,72) ² = 1,92 (cerca de duas vezes) e Marte cerca de 1/ (1,52) ² = 0,43 (cerca de metade) mais luz por metro quadrado de superfície do planeta do que a Terra.

Glossário

biomarcador

evidência da presença de vida, especialmente uma indicação global de vida em um planeta que pode ser detectada remotamente (como uma composição atmosférica incomum)

zona habitável

a região em torno de uma estrela na qual água líquida poderia existir na superfície de planetas de tamanho terrestre, daí o lugar mais provável para procurar vida no sistema planetário de uma estrela