Artigo em parceria com a National Geographic Portugal

Numa noite de céu limpo, o olho humano pode ver umas 3000 estrelas, todas na nossa vizinhança galáctica. O que não conseguimos ver é, talvez, igual número de planetas, ofuscados pela luz da sua estrela. Haverá entre eles uma Terra 2.0?

 

O filósofo grego Epicuro (341-270 a.C.) escreveu: “Existe um número infinito de mundos, como o nosso e diferentes do nosso. Pois os átomos, infinitos em número, formam-se longe, pelo espaço fora […] Não há portanto em lugar algum qualquer obstáculo a um número infinito de mundos. Temos de acreditar que em todos os mundos há criaturas vivas e plantas e outras coisas que vemos neste mundo”.

Temos agora enfim a possibilidade de responder, já não com base na crença, mas em observações, as importantes e audaciosas perguntas que Epicuro colocou há dois milénios: Haverá outras Terras? Como é que serão?

A síntese de novos núcleos atómicos, chamada nucleossíntese estelar, criou os primeiros 26 elementos da tabela periódica, do berílio ao ferro.

A nossa grande galáxia, a Via Láctea, tem cerca de 13,5 mil milhões de anos e estende-se por 200 000 anos-luz de um lado ao outro. A Via Láctea contém algumas centenas de milhares de milhões de estrelas e, temos agora quase a certeza, um número de planetas talvez igual, ou mesmo superior. Estas estrelas formaram-se em diferentes épocas e locais da Galáxia. Com diferentes histórias, também é de esperar que tenham diferentes quantidades de elementos químicos na sua composição.

Como as estrelas e os planetas se formaram a partir da mesma nuvem inicial de gás e poeira (o seu reservatório original de elementos e compostos químicos), é expectável que a estrela e o seu cortejo de planetas partilhem o mesmo cocktail químico.

Por conseguinte, planetas a orbitar estrelas diferentes deverão ser feitos de material diferente. Tal irá determinar o seu aspeto, se são rochosos ou gasosos, se têm oceanos, uma atmosfera espessa, e quão dinâmica é a sua geofísica.

Tudo isto define o quanto estes planetas serão habitáveis. Infelizmente, não podemos apenas olhar e dizer. Em geral demasiado pequenos e ténues para uma observação direta, a sua natureza tem de ser inferida por outros meios. Temos de olhar para as suas estrelas-mãe.

Enriquecimento químico da Via Láctea

Algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang, a Via Láctea e as suas primeiras estrelas começaram a formar-se. Estas hipotéticas primeiras estrelas eram supergigantes, com centenas de vezes mais massa do que o Sol. Eram compostas só por material primordial, criado no Big Bang, isto é, pelos três primeiros e mais leves elementos da tabela periódica: 75 por cento de hidrogénio (H), 25 por cento de hélio (He), e quantidades negligenciáveis de lítio (Li).

Embora não seja intuitivo, estas estrelas são designadas estrelas da População III, e veremos que a População I se refere a estrelas mais recentes – foi assim que os astrónomos as designaram.

Bem fundo no interior das estrelas, sob a pressão e o calor, os três elementos mais leves fundiram-se continuamente para formar outros mais pesados. A síntese de novos núcleos atómicos, chamada nucleossíntese estelar, criou os primeiros 26 elementos da tabela periódica, do berílio ao ferro.

Em astronomia, para surpresa de quem estuda química, todos os elementos mais pesados do que o hidrogénio e o hélio são chamados de ʻmetaisʼ, e a sua abundância conjunta é designada metalicidade. Como veremos, a metalicidade está ligada à formação de planetas.

Sendo a pressão interna tão elevada, a maior parte das estrelas gigantes da População III queimou o seu combustível nuclear com grande rapidez. Muito provavelmente, explodiram como supernovas, enriquecendo o meio interestelar galáctico com os elementos pesados fundidos durante o seu tempo de vida e outros, ainda mais pesados, produzidos durante a própria explosão.

O ciclo de nascimento e morte das estrelas permitiu um fluxo lento mas contínuo de metais para o enriquecimento da Galáxia.

As gerações de estrelas seguintes formaram-se a partir do material interestelar já ligeiramente enriquecido com este primeiro fornecimento de elementos pesados. Os astrónomos chamam-lhes as estrelas da População II.

Chegadas ao fim das suas vidas, expeliram também a maior parte do seu material para o espaço. Do meio interestelar enriquecido significativamente pelas gerações anteriores, surgiram as estrelas mais recentes da População I, ricas em metais, como o nosso Sol.

O enriquecimento do meio interestelar com elementos pesados deve-se sobretudo às estrelas mais massivas do que o Sol. Estrelas com mais de oito massas solares morrem numa explosão de tipo supernova, as mais massivas ao fim de apenas alguns milhões de anos de existência. Na própria explosão, cerca de metade dos elementos mais pesados do que o ferro é produzida em apenas segundos.

Estrelas menos massivas, mais ainda assim mais massivas do que o Sol, vivem entre algumas centenas de milhões e alguns milhares de milhões de anos. Por viverem mais tempo, a sua contribuição para a química da Galáxia é feita com algum atraso.

Estas estrelas não explodem, mas podem perder uma boa parte de matéria e enriquecer o ambiente galáctico por meio de ventos estelares. Estes ventos são fluxos de gás ejetado das camadas superiores da atmosfera da estrela e enviado a grandes velocidades para o espaço.

Estas estrelas também podem enriquecer o meio à sua volta muito depois da sua morte, assim que o seu núcleo defunto se torne uma anã branca. Se esta anã branca fizer parte de um sistema estelar com dois componentes, chamado sistema binário, ela poderá arrancar e acumular material da outra estrela.

Quando a anã branca atingir cerca de 1,44 vezes a massa do Sol, a sua pressão interna já não conseguirá reter a própria gravidade. Nessa altura a estrela explode numa explosão termonuclear, um outro tipo de supernova.

A formação de planetas, e em particular de planetas de pequena massa, começou muito cedo na Via Láctea

O ciclo de nascimento e morte das estrelas permitiu um fluxo lento mas contínuo de metais para o enriquecimento da Galáxia. Desde a formação da Via Láctea, a massa de elementos mais pesados do que o hidrogénio e do hélio cresceu de praticamente zero para cerca de 1,5 por cento do total da massa de elementos químicos no meio interestelar galáctico, proporção que é a que observamos nas vizinhanças do Sol. Mais importante, uma pequena fração destes elementos, espiralando em torno de estrelas recém-nascidas, deu origem aos primeiros planetas.

A primeira geração de planetas a orbitar a centésima geração estelar

Não há evidências de que se tenham formado e mantido planetas em redor das estrelas da População III, que, como vimos, eram feitas de apenas hidrogénio e hélio. O mais provável é que essas estrelas tenham vivido isoladas.

O posterior enriquecimento químico do Universo, e da nossa galáxia em particular, tem uma implicação direta para a existência de planetas, tanto os do Sistema Solar como os de fora – os chamados planetas extrassolares ou exoplanetas. Uma estrela em formação faz-se rodear por um disco quente de gás e poeira a espiralar em torno dela, alimentado por material próximo atraído pela atração gravitacional do conjunto.

É neste disco que se formam os planetas, e é por isso chamado disco protoplanetário. Estes surgem a partir de aglomerações de poeiras, que vão crescendo até darem origem aos planetas.

Grandes quantidades de metais presentes no disco aceleram o processo de condensação de material e por isso a formação de planetas. Se o material condensado rapidamente formar um núcleo com algumas vezes a massa da Terra, então começa a acumular o gás envolvente, acabando por resultar na formação de um planeta gasoso massivo como Júpiter ou Saturno.

Se a formação do núcleo for lenta, o gás do disco irá dispersar-se antes que o núcleo tenha tempo de crescer até ter uma massa significativa. Um planeta de pequena massa, como a Terra, formar-se-á.

Quantas vezes tiveram de nascer e morrer estrelas, quantas gerações foram precisas para fornecer suficiente quantidade de material pesado, ingredientes de planetas, até nascerem os primeiros planetas da Via Láctea? Para responder, temos de saber qual o conteúdo de metais que um disco protoplanetário deverá ter para ser berçário de planetas.

Alguns trabalhos teóricos sugerem que, para a formação de planetas gigantes, uma metalicidade de cerca de dois por cento da do Sol será suficiente. Para a formação de planetas terrestres pode até ser preciso menos. No entanto, até à data, a estrela que se encontrou com o menor conteúdo de metais e albergando um planeta tem cerca de 17 por cento da quantidade de metais do Sol.

O enriquecimento químico da Galáxia é um processo contínuo, mas não linear. É difícil indicar precisamente o momento em que a Via Láctea se tornou acolhedora para planetas. Alguma evidência sugere que foi muito cedo durante a sua formação, muito antes da do Sistema Solar.

O sistema planetário mais antigo até agora conhecido, em torno da estrela Kepler-444, terá cerca de 11,2 mil milhões de anos. A estrela é talvez da centésima geração na Via Láctea, assumindo que as primeiras estrelas, das Populações III e II, terão vivido, em média, alguns milhões de anos.

A existência de cinco planetas muito pequenos a orbitar esta estrela com apenas 28 por cento do conteúdo em metais do Sol, demonstra indiscutivelmente que a formação de planetas, e em particular de planetas de pequena massa, começou muito cedo na Via Láctea.

De que são feitos os exoplanetas “terrestres”?

O nosso conhecimento atual permite-nos dizer que a formação de planetas é um processo universal: acontece em redor da maioria das estrelas. Em 1995 foi descoberto o primeiro planeta a orbitar uma estrela semelhante ao Sol. Até hoje, os astrónomos detetaram vários milhares de exoplanetas. A maior parte deles é muito diferente do que encontramos no Sistema Solar.

Podemos mesmo falar de uma “zoologia” de exoplanetas. Um dos fatores para esta diversidade é o material do qual os planetas se formaram, que depende da composição química do ambiente onde nasceram. Aprendemos sobre este ambiente através do estudo da composição química da estrela-mãe.

Se o oxigénio for dominante, como foi o caso do disco protoplanetário que originou o Sistema Solar, serão diferentes as quantidades disponíveis de compostos contendo oxigénio, nomeadamente água.

Descobrir e compreender a provável natureza de novos mundos é uma das principais linhas de investigação no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA). Recorremos à assinatura química das estrelas para orientar a nossa procura por tipos de planeta específicos, nomeadamente, planetas parecidos com a Terra.

No entanto, nem todos os elementos químicos são igualmente importantes para a formação e composição de planetas. Tem sido mostrado que, pelo menos para planetas com até algumas vezes a massa da Terra, a estrutura e a composição são controladas pelas abundâncias individuais de certos elementos pesados, como o carbono (C), o oxigénio (O), o magnésio (Mg), o silício (Si) e o ferro (Fe).

Por exemplo, se a quantidade de carbono for superior à de oxigénio, poderão existir mundos recheados de diamante. Se, pelo contrário, o oxigénio for dominante, como foi o caso do disco protoplanetário que originou o Sistema Solar, serão diferentes as quantidades disponíveis de compostos contendo oxigénio, nomeadamente água.

Mas nem tudo é assim tão simples. A formação de planetas é um processo caótico e violento. Mesmo uma vez formados, para alguns planetas a infância e a adolescência não são nada agradáveis. Exemplos do que pode resultar de tais eventos dramáticos podem ser observados no Sistema Solar.

Mercúrio tem um núcleo de ferro significativamente maior do que o da Terra. Um impacto gigante precoce com um grande protoplaneta terá arrancado provavelmente uma extensa parte da sua crosta e manto ricos em silicatos. Pensa-se que um outro impacto gigante terá criado a Lua e poderá mesmo explicar a presença de água na Terra: dois fatores essenciais para a presença de Vida no nosso planeta.

A Terra, a vida e mais além

O conhecimento que nós, astrónomos, recolhemos durante estas duas últimas décadas sobre a formação, evolução e habitabilidade de planetas de pequena massa aponta para uma conclusão simples. Na longa história de múltiplas gerações de estrelas, formaram-se planetas milhares de milhões de anos antes da formação do Sistema Solar e da nossa Terra. Outros continuarão a formar-se no futuro próximo e distante.

Seria muito ingénuo pensar que planetas muito semelhantes ao nosso planeta azul são raros. Não o são de todo!

Muitos destes planetas de pequena massa, que se formaram em diferentes momentos e em diferentes locais na Via Láctea, terão uma estrutura e composição ligeiramente diferentes da Terra. Isto acontece porque se formaram a partir de gás e poeira com diferentes histórias de enriquecimento químico.

Ainda assim, dado o número de planetas descobertos até agora com massa e composição química comparáveis às da Terra, seria muito ingénuo pensar que planetas muito semelhantes ao nosso planeta azul são raros. Não o são de todo! Neste momento, é difícil avançar um número para a quantidade de mundos parecidos com o nosso que a Via Láctea poderá albergar, mas o conhecimento que já reunimos indica claramente que outras Terras existem e deverão ser muitas.

Encontrar e caracterizar uma outra Terra em redor de uma estrela como o Sol é atualmente uma das mais importantes motivações para desenvolver novos instrumentos, observatórios e missões espaciais por grandes agências internacionais, como o ESO, a ESA, e a NASA. São exemplos CHEOPS (ESA, 2019), ESPRESSO (ESO, 2018), PLATO (ESA, 2026), ARIEL (ESA, 2028) e HIRES (ESO, 2029), projetos em que o Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço está profundamente envolvido.

A presença de água líquida é um pré-requisito para um ambiente acolhedor para a vida tal como a conhecemos. É um dos objetivos do trabalho conjunto destas missões e instrumentos encontrar planetas telúricos em órbita de estrelas semelhantes ao Sol e a uma distância destas que lhes permita reter água no estado líquido à superfície, a chamada zona habitável. Até agora, apenas uma dúzia dos mundos extrassolares descobertos se encontra nesta zona.

Cerca de dois milénios depois de Epicuro, estamos agora convictos, já não com base em crenças filosóficas, de que existem mundos diferentes e semelhantes ao nosso. Será talvez a próxima geração de astrónomos e astrónomas que irá afirmar a existência de formas de vida diferentes ou semelhantes às que temos na Terra – e talvez em mundos mais antigos do que a Terra e onde a vida terá tido mais tempo para evoluir.

Disponível sob licença de reutilização Creative Commons cc-by-sa

 

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1. Vardan Adibekyan é astrónomo (Investigador FCT) no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço. Está atualmente envolvido em vários projetos do Observatório Europeu do Sul (ESO) e da Agência Espacial Europeia (ESA) que procuram estudar a relação química entre os planetas, as estrelas e a Galáxia.

Revisão de texto, edição e tradução do original inglês por Sérgio Pereira.