Estudando os Céus dos Exoplanetas

Title: Redox Evolution via Gravitational Differentiation on Low Mass Planets: Implications for Biosignatures, Water Loss and Habitability

Autores: R. Wordsworth, L. Schaefer, R. Fischer

Instituição do Primeiro Autor: School of Engineering and Applied Sciences & Department of Earth and Planetary Sciences, Harvard, Cambridge, MA 02138, USA

Status: Submetido à ApJ [acesso aberto]

À Procura de Vida

Se você já acompanha o Astropontos, ou outros meios de divulgação de Astronomia nos últimos anos, é capaz de ter lido e/ou ouvido falar sobre uma série de novos exoplanetas descobertos que são particularmente interessantes; como os do sistema TRAPPIST-1, o Proxima Centauri. E é natural que quando vemos uma nova notícia como esta a nossa primeira pergunta seja: esse planeta poderia abrigar vida similar à Terra?

Pois bem, essa pergunta é bastante presente nas atuais pesquisas em Astronomia e certamente não é fácil de responder. Para um exoplaneta abrigar vida há uma longa lista de requisitos que precisamos que o exoplaneta atenda. Por exemplo, a vida, tal como a conhecemos, sobrevive e prospera em ambientes com água líquida. Por isso, uma das primeiras perguntas é se o exoplaneta tem capacidade para manter água líquida.

O Astroponto de hoje se concentra em outro requisito importante: a composição atmosférica dos exoplanetas. Aqui na Terra, por exemplo, temos muitas criaturas maravilhosas, como as plantas, que produzem oxigênio através da fotossíntese. Em seguida, outras criaturas, como humanos, usam esse oxigênio para sobreviver e prosperar. Então, para que um exoplaneta tenha uma vida semelhante à da Terra, esperamos que tenha também um acúmulo de oxigênio.

Então você pode imaginar que devemos estar procurando por oxigênio nesses exoplanetas como um sinal de vida semelhante à Terra, mas infelizmente, não é tão claro que um acúmulo de oxigênio “sempre” seja um sinal de vida terrestre. Em vez disso, um exoplaneta poderia acumular oxigênio a partir de processos puramente químicos e completamente não-orgânicos ou relacionados à vida. Isso significa que, se encontrarmos um exoplaneta que tenha um acúmulo de oxigênio, precisamos ser cautelosos e de alguma forma certificar de que não descobrimos apenas um falso positivo.

Um Pouco de Química

Os autores utilizam os conceitos de “redox” como a principal variável de seu modelo. “Redox” é uma abreviação de “reação de oxidação-redução“, que é um termo para uma reação que envolve a troca de elétrons entre duas espécies químicas. A combustão é um exemplo comum de um redox. Quando você queima lenha, por exemplo, o carbono (C) da madeira reage com o oxigênio (O2) no ar e produz dióxido de carbono (CO2). Neste caso, o carbono fornece quatro elétrons e é oxidado, enquanto que o oxigênio recebe coletivamente quatro elétrons e é reduzido.

A Figura 1 mostra diferentes elementos da tabela periódica como função da eletronegatividade versus a massa atômica. Com a Terra como nosso exemplo, esperamos que os elementos mais leves, como o hidrogênio (H), o carbono (C), o nitrogênio (N) e o oxigênio (O), se encontrem mais facilmente nas camadas mais voláteis da atmosfera, ou seja, mais acima do espaço; O magnésio (Mg), o silício (Si) e o enxofre (S) são em grande parte encontrados na crosta planetária e no manto; e o elemento mais pesado de ferro (Fe) é largamente preso no núcleo.

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Figura 1: Electronegatividade (eixo x) versus massa atômica (eixo y) para os elementos mais abundantes no Sistema Solar. Cada círculo corresponde a um elemento que são rotulados de acordo com as abreviaturas da tabela periódica (H é hidrogênio, por exemplo). Os tamanhos dos círculos refletem a abundância logarítmica relativa desses elementos no Sistema Solar. Os fracos asteriscos cinza no fundo rotulam elementos menos de 10% da abundância de silício (Si). Os elementos de redução estão para a esquerda da figura, enquanto os elementos de oxidação estão mais à direita. Em geral, os elementos mais leves se elevam para o espaço, enquanto os elementos mais pesados se aproximam do núcleo do planeta.

Colocando Tudo Junto

Os autores quantificam a oxidação de uma camada planetária em termos da oxidação total da camada, usando a seguinte equação:

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Onde N é o poder de oxidação total, Ni é o número de átomos de algum elemento ‘i’ (como carbono ou oxigênio), e pi é o potencial oxidante do elemento ‘i’. Um átomo de oxigênio, por exemplo, leva dois elétrons, por isso tem um potencial de oxidação de +2. Um átomo de hidrogênio, por outro lado, distribui um elétron, então ele tem um potencial negativo de oxidação de -1. Finalmente, o Σ na equação diz que queremos somar todos os elementos ‘i’ na camada. Os autores desenharam um modelo do sistema planetário de três camadas, como mostrado na Figura 2, e atribuiu um poder de oxidação total N para cada camada.

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Figura 2: Um modelo de três camadas para um planeta de cerca de 1 a 10 massas da Terra após a formação. O N na parte inferior esquerda de cada camada representa o poder de oxidação total dessa camada. Os termos k representam a troca entre essas camadas ao longo do tempo. E o E na parte superior representa a fuga dos elementos menos pesados, especialmente o elemento redutor de hidrogênio, para o espaço.

 

Para calcular quanto a atmosfera é oxidante com este modelo, devemos analisar o fluxo de elementos entre essas três camadas ao longo do tempo. Os autores discutem muitos dos processos legais que podem permitir o transporte de material entre essas camadas em diferentes momentos da evolução do planeta. Por exemplo, quando o planeta é jovem, sua camada de manto pode ser muito quente e fundida, como um oceano de magma. Durante esta fase, a camada líquida do manto e a camada volátil contendo atmosfera podem interagir e trocar materiais mais facilmente. Mas uma vez que o planeta esfria e a camada do manto se endurece, as interações ficam mais complicadas. Dependendo da estrutura geológica e geodinâmica do planeta, a camada do manto pode deslocar-se e ainda permitir que o material flua entre essas camadas planetárias. E ao longo do tempo, os elementos mais leves, especialmente o elemento redutor do hidrogênio, podem escorrer da atmosfera de um planeta e escapar para o espaço (esse é o termo ‘E’ na Figura 2), o que também pode mudar a forma como a atmosfera é oxidante.

Uma vez que temos um bom controle sobre como essas condições e processos se desenrolam em outros planetas – como respostas para a difícil questão de como a geodinâmica evolui em planetas diferentes da Terra – podemos aplicar essa estrutura para descobrir cenários planetários onde, compostos como O2 poderia crescer abióticamente ao longo do tempo. E para aqueles exoplanetas aparentemente habitáveis que parecem muito improváveis de construir abióticamente o O2, podemos ser cautelosamente otimistas de que qualquer acumulação de oxigênio que estamos a observar possa vir de uma fonte biótica – exatamente o que procuramos o tempo todo.


 

Este artigo foi adaptado de Modeling Limitless Skies; publicado em inglês no Astrobites e escrito por Jamila Pegues.

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