O QUE TORNA UM PLANETA HABITÁVEL?

Os esforços para identificar planetas habitáveis ​​devem olhar para além das atmosferas e para os interiores planetários.

A galáxia Via Láctea está repleta de sistemas planetários, muitos dos quais são diferentes dos nossos (1). É tentador supor que a vida só pode se originar em um planeta semelhante à Terra, mas diferentes tipos de planetas podem ser capazes de sustentar características semelhantes à Terra que podem ser importantes para a habitabilidade. Para focar a busca por vida extraterrestre, os cientistas devem avaliar quais características da Terra são essenciais para o desenvolvimento e manutenção da vida por bilhões de anos e se a formação de tais planetas é comum.

Efeitos externos, como variabilidade estelar e estabilidade orbital, podem afetar a habitabilidade, mas processos planetários internos que sustentam uma superfície clemente são essenciais para a vida; esses processos são, no entanto, difíceis de caracterizar remotamente. É necessária uma combinação de observações, experimentos e modelagem para entender o papel dos interiores planetários na habitabilidade e orientar a busca por vida extraterrestre.

À medida que as técnicas de detecção de exoplanetas melhoram, é provável que os planetas do tamanho da Terra sejam encontrados na zona habitável radiativa, ou seja, a distâncias de suas estrelas hospedeiras, onde poderiam ter temperaturas superficiais temperadas (cerca de 0 ° a 100 ° C) (2). Isso é importante porque, para ser habitável, um planeta deve ser capaz de amortecer a vida contra variações extremas (esterilizadas globalmente) na temperatura. Lançado em 2018, o Transiting Exoplanet Survey Satellite da NASA tem a capacidade de encontrar pequenos planetas na zona habitável de estrelas próximas e medir seus raios (3). Telescópios terrestres estão fornecendo massas para esses planetas. Suas densidades fornecem uma restrição de primeira ordem na composição, embora seja provável que várias composições possíveis diferentes possam ser inferidas a partir da mesma densidade (4). Planetas com composições que diferem a dos planetas em nosso Sistema Solar foram amplamente ignorados, embora uma grande variedade de composições estelares e densidades planetárias tenham sido descobertas. A descoberta de outras formas de vida no Sistema Solar, por exemplo, em um satélite gelado, também expandiria radicalmente os tipos de planetas que precisam ser considerados. O Telescópio Espacial James Webb, com lançamento previsto para 2021, tentará detectar atmosferas dos planetas mais favoráveis ​​para a vida, mas medições detalhadas da composição atmosférica exigirão futuros telescópios extremamente grandes no solo e no espaço.

Assinaturas atmosféricas da vida

A composição atmosférica será o principal observável que poderia implicar a presença de vida (5). No entanto, identificar uma assinatura biológica na atmosfera de um planeta requer uma compreensão das possíveis composições de atmosferas abióticas. A presença de oxigênio livre ou de uma atmosfera desequilibrada pode ser uma assinatura dos processos vitais, mas nenhuma é definitiva porque as atmosferas mudam ao longo do tempo e são sistemas abertos sujeitos a fontes e sumidouros complexos. As erupções vulcânicas liberam gases do interior do planeta, que são o produto do derretimento e da migração de magma. O clima atmosférico pode atrair espécies não condensáveis, como dióxido de carbono da atmosfera da Terra, até o fundo do mar, onde podem ser reciclados de volta para o interior em zonas de subducção. Todos esses processos estão ligados à composição global do planeta e evoluirão com o tempo.

Ainda não está claro, portanto, que inferências podem ser feitas sobre a habitabilidade do planeta a partir de sua atmosfera antes de entendermos mais sobre como a atmosfera está ligada à dinâmica e à evolução interior do planeta sólido. Para avançar nesse entendimento, as atmosferas de exoplanetas, que fornecem um instantâneo valioso da composição da superfície, devem ser combinadas com restrições experimentais e de modelagem nas interações entre a atmosfera e o interior em escalas de tempo longas.

Processos interiores que mantêm a vida

Na Terra, o ambiente necessário para que a vida exista e seja sustentada está enraizado na presença de uma hidrosfera e atmosfera estáveis, esfera, que são controladas pela composição global, estrutura interior e dinâmica do planeta. As placas tectônicas desempenham um papel crucial na moderação do clima a longo prazo, alternando o material entre a superfície e o interior, ajudando assim a estabilizar o clima a longo prazo, e resfriando o interior profundo, enquanto as plumas quentes chegam à superfície e ao frio as placas caem até o limite do núcleo do manto (6).

Esse resfriamento conduz a ação de convecção e dínamo (conversão de energia mecânica em elétrica) no núcleo externo de ferro líquido, que por sua vez produz o campo geomagnético que protege a atmosfera e protege a superfície do vento solar (veja a figura).

Assim, o interior da Terra mantém um feedback estabilizador entre a hidrosfera, o manto e o núcleo, importante para a habitabilidade a longo prazo (7). O clima também pode ser afetado por muitas forças externas, como variabilidade estelar e flutuações orbitais, mas, fundamentalmente, a composição de um planeta determina como ele responde a essas forças externas. Isso leva à pergunta: características semelhantes à Terra podem ser produzidas por planetas com composições alternativas?

O Papel Da Composição Planetária

A composição em massa de um planeta é herdada dos constituintes do disco protoplanetário em que o planeta se forma, bem como dos blocos de construção planetários e dos mecanismos pelos quais eles se acumulam para formar um planeta. Sabe-se que estrelas que hospedam planetas abrangem uma variedade de composições, com variações consideráveis ​​nas proporções de abundantes materiais rochosos do planeta, como silício, magnésio, oxigênio, carbono e ferro/hidrogênio (8). Embora os blocos de construção elementares dos planetas (como oxigênio, silício e ferro) sejam universais, a abundância relativa de elementos e seu processamento durante a formação do planeta podem alterar drasticamente as proporções de metal, rocha e gelo que definirão a estrutura interna de corpos sólidos (9). Variações composicionais entre exoplanetas podem surgir em um disco protoplanetário quando os sólidos coagulam em planetesimais, quando a estrutura de temperatura do disco (e, portanto, locais onde o gelo condensa) muda ao longo do tempo e se a formação de planetas gigantes altera as zonas de alimentação de formação posterior planetas rochosos (10).

Essas variações de composição provavelmente produzirão uma série de resultados para planetas rochosos. A composição determina as propriedades internas do material associadas ao transporte de calor e massa, como temperatura de fusão, condutividade térmica e elétrica, viscosidade e abundância e particionamento de isótopos radiogênicos. Essas propriedades controlam o orçamento de calor e a evolução térmica de um planeta. A quantidade de água acumulada durante a formação afetará o volume do oceano na superfície, que por sua vez é influenciado pelo ciclo da água entre a superfície e a Terra profunda. A composição e subsequente particionamento de elementos no interior determinarão o estado de oxidação do manto e, portanto, se as espécies que são expelidas para a atmosfera são enriquecidas ou reduzidas (11). Os parâmetros físicos de fases de rocha de alta pressão que podem existir em mantos exoplanetários profundos controlam sua capacidade de deter água, taxa de transferência de calor, probabilidade de convecção global e taxa de resfriamento do núcleo.

Portanto, a composição geral e a evolução de um planeta dependem de sua trajetória de formação, ambiente de acréscimo e dinâmica interior. No entanto, as implicações de composição planetária para a interação entre a superfície e o interior é quase totalmente inexplorada.

Como procurar habitabilidade

As mudanças físicas e químicas pelas quais um planeta sofre bilhões de anos – desde a composição do disco protoplanetário, à diferenciação do planeta e aos impactos gigantes que ele pode suportar, ao início das placas tectônicas e à geração de um campo magnético, e finalmente a água líquida em uma superfície clemente – são cruciais para entender a habitabilidade. A pesquisa necessária para investigar coerentemente esses processos não pode ser realizada por cientistas em uma única disciplina isoladamente. Observações de composições estelares, de disco e planetesimais devem ser combinadas com estudos experimentais de física mineral e comportamento de fusão para servir como insumo para a formação de planetas e modelos geodinâmicos. Por sua vez, os resultados desses esforços de modelagem fornecerão feedbacks para as observações e experimentos, fazendo previsões e identificando as composições e propriedades do material que são mais importantes para a habitabilidade.

É necessário um melhor entendimento de como a composição a granel e o interior de um planeta influenciam a habitabilidade para guiar a busca pelos planetas e ambientes estelares onde a vida pode prosperar e ser detectada remotamente. Na próxima década, novos telescópios terrestres e espaciais extremamente grandes medirão as composições atmosféricas de exoplanetas rochosos e buscarão bioassinaturas nos gases (12). A humanidade construirá uma biblioteca de informações sobre os envelopes gasosos que compreendem apenas um milionésimo da massa de um exoplaneta. Para contextualizar essas medidas e avaliar quais planetas podem abrigar vida e sustentá-la por bilhões de anos, os cientistas devem entender como a maior parte do planeta controla a evolução de uma atmosfera estável e clemente e um ambiente de superfície. O coração da habitabilidade está no interior planetário.

Referências

  1. J. N. Winn, in Handbook of Exoplanets, H. J. Deeg, J. A. Belmonte, Eds. (Springer, 2018), Volume 1, pp. 1949– 1966.
  2. G. Anglada-Escudé et al, Nature. 539, 437 (2016).
  3. L. Kaltenegger, J. Pepper, K. Stassun, K. Oelkers, 2019, ApJL, 874:L8 DOI: 10.3847/2041-8213/ab0e8d.
  4. L. Zeng, D. D. Sasselov, S. B. Jacobsen, Astrophys. J. 819, 127 (2016).
  5. S. Seager, Science, 340, 577 (2013).
  6. J.C.G. Walker, P.B. Hays, J.F. Kasting, J. Geophys. Res.  86 (C10), 9776 (1981).
  7. B. J. Foley, P. E. Driscoll, Geochem. Geophys. Geosyst.  17, 1885 (2016).
  8. J. M. Brewer, D. A. Fischer, Astrophys. J. Suppl. Ser.  237, 38 (2018).
  9. S. Ida, T. Yamamura, S. Okuzumi, Astron. Astrophys. 624, A28 (2019).
  10. J. E. Chambers, ApJ 825, 63 (2016).
  11. R. D. Wordsworth, L. K. Schaefer, R. A. Fischer, Astrophys. J. 155, 195 (2018).
  12. D. Clery, Science 358, 578 (2017).

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