Autores: Lisa Kaltenegger, Zifan Lin
Instituição do primeiro autor: Cornell University & Carl Sagan Institute, Ithaca, New York, USA
Status: Publicado no ApJ [acesso fechado]
Um dos tópicos mais fascinantes da astronomia e talvez da própria filosofia é a potencial existência de outra vida lá fora, no espaço. Planetas estranhos orbitando outras estrelas, desenvolvendo e evoluindo sua própria biologia em circunstâncias únicas.
Felizmente, a vida deixa assinaturas, as chamadas bioassinaturas, para o observador atento encontrar. Mais proeminentemente, as bioassinaturas são deixadas na atmosfera de um planeta habitado.
A presença de certas substâncias e moléculas em uma atmosfera sugere processos biológicos indicativos de vida. Por exemplo, a vida cria grandes quantidades de oxigênio molecular (O2) por fotossíntese e pequenas quantidades de metano (CH4) na Terra. A presença simultânea dessas duas moléculas é fortemente sugestiva de processos biológicos, uma vez que em escalas de tempo curtas, essas duas espécies reagem para criar dióxido de carbono (CO2) e água (H2O) e, portanto, devem ser constantemente reabastecidas para poderem ser detectáveis . O mesmo vale para o ozônio (O3), que, se não for reabastecido, se transforma em O2 em alguns dias. A água é freqüentemente mencionada como um indicador secundário importante para a vida, assim como o dióxido de carbono. Por si só, essas moléculas não são decisivas para a presença de vida, no entanto, em combinação, podem gerar um quadro mais favorável.
Se um sistema tem inclinacão favorável em direção a um observador, a luz estelar que passa pela atmosfera do exoplaneta pode ser analisada após redução cuidadosa dos dados e calibração por espectroscopia. Os elementos e moléculas presentes na atmosfera que absorveram a luz estelar em certas cores irão se revelar em padrões de absorção que são como uma impressão digital que permite aos astrônomos determinar a composição atmosférica.
Novos telescópios, como o James Webb Telescope (JWST) e o Extreme Large Telescope (ELT), tornarão essa espectroscopia de transmissão altamente detalhada possível.
Então, onde devemos olhar para maximizar nossas chances de realmente encontrar a vida?
SIMULANDO BIOSASSINATURAS
Os autores do artigo de hoje simularam os espectros de 12 planetas semelhantes à Terra em torno de estrelas FGK (entre cerca de 1900 Kelvin mais frias e 1200 Kelvin mais quentes que o Sol) e 10 anãs M (cerca de 1900 a 3300 Kelvin mais frias que o Sol) a um nível de detalhes que serão alcançados com os próximos espectrógrafos. Dessa forma, os pesquisadores podem priorizar exoplanetas para investigação atmosférica, de acordo com a potência de sinal esperada das bioassinaturas.
Para conduzir esta simulação, é necessário um modelo. Ele leva em consideração o planeta, sua localização e todos os processos que conhecemos e que influenciam sua atmosfera.
A zona habitável (ZH) é amplamente definida por condições que tornam a água líquida possível. Para os fins deste trabalho, a temperatura nos planetas semelhantes à Terra simulados foi fixada em 288 Kelvin +/- 2%. Para manter essa temperatura, diferentes tipos de estrelas têm sua ZH em distâncias diferentes. Assim, um planeta habitável em torno de uma anã M está muito mais próximo de sua estrela hospedeira do que um planeta semelhante em torno de uma estrela F.
Em termos de arquitetura do planeta simulado, os autores decidiram modelar os planetas usando propriedades semelhantes às da Terra. Os planetas foram simulados para ter um raio da Terra, uma massa da Terra com taxas semelhantes de irradiância, liberação de gás, composição (70% oceano e 30% terra feita de basalto, granito, areia, grama, árvores e neve), pressão superficial e cobertura de nuvens para a Terra moderna.
Agora, vamos falar sobre nossos pares de bioassinatura O2 + CH4 e O3 + CH4.
A profundidade da camada de ozônio diminui para ambientes com luz ultravioleta mais baixa, uma vez que é essa radiação que divide o O2 na atmosfera, de modo que as duas metades podem se combinar com outras moléculas de O2 e formar O3.
Por outro lado, a concentração de metano aumenta com a menor radiação UV, uma vez que as moléculas com as quais o metano reage na Terra são criadas indiretamente com a ajuda da luz ultravioleta.
No entanto, o metano pode ser reduzido pelo chamado clima espacial. Isso inclui atividades estelares, como as explosões ou ventos estelares que enviam partículas carregadas aos planetas, que então interagem com as atmosferas. Portanto, é importante verificar os arredores do planeta ao procurar vida nele, uma vez que fatores ambientais não biológicos podem ser responsáveis por aumentar ou diminuir adicionalmente as bioassinaturas.
QUÃO PROFUNDAMENTE SE PODE IR?
Os autores dividiram as atmosferas planetárias em 52 camadas e simularam a largura e a força das linhas espectrais de cada uma. Há um limite para a profundidade para a qual um observador pode olhar para a atmosfera, uma vez que camadas mais profundas desviam a luz. A atmosfera da Terra, por exemplo, poderia ser sondada a cerca de 13 km acima do solo. Dependendo do tipo estelar e, portanto, dos comprimentos de onda predominantes emitidos pela estrela (comprimentos de onda mais curtos vindos de estrelas mais quentes são refratados mais severamente do que os comprimentos de onda mais longos emitidos por estrelas mais frias), as atmosferas planetárias podem ser sondadas entre 15,7 km (para planetas orbitando estrelas do tipo F0V ) e 0 km (para planetas orbitando estrelas do tipo M8V) acima de sua superfície.
As nuvens podem obscurecer fortemente as características espectrais das camadas abaixo delas. Como não sabemos nenhum detalhe sobre a cobertura de nuvens em exoplanetas, os autores incluíram espectros hipotéticos considerando uma cobertura de 100% de nuvens a uma altura de 6km (a altitude da camada intermediária das nuvens da Terra). Isso afeta apenas a eficiência da detecção de bioassinaturas para planetas em torno de estrelas do tipo M, uma vez que podem ser teoricamente sondados abaixo desta altitude.
QUEM MOSTRA SUAS CORES VERDADEIRAS?
A força do sinal da absorção espectral é determinada por sua abundância em uma atmosfera, bem como pela profundidade máxima em que uma atmosfera pode ser sondada durante um trânsito. Os espectros simulados resultantes são mostrados na Fig. 2.
CO2, água e oxigênio mostram intensidades de sinal semelhantes em todos os espectros de atmosfera modelados, no entanto, para água e oxigênio, a detectabilidade é fortemente dependente da profundidade máxima provável devido à sua localização em altitude relativamente baixa. Assim, essas características em um planeta semelhante à Terra ao redor de uma estrela quente do tipo F seriam extremamente difíceis de encontrar.
Estrelas com radiação UV aumentada (tipos F, bem como anãs M ativas) mostram uma alta abundância de ozônio na atmosfera de seus planetas. As estruturas espectrais do metano podem ser melhor detectadas em planetas em órbita ao redor de estrelas mais frias com ambientes UV mais baixos.
Consequentemente,Conseqüentemente, os autores mostraram que os pares de bioassinatura O22 + CH44 e O33 + CH44 tornam-se cada vez mais difíceis de encontrar em planetas orbitando estrelas mais quentes.
Uma forma potencial de aumentar os níveis de metano seria usar um modelo mais jovem da Terra, quando os níveis de metano eram muito mais altos do que nos tempos modernos. Se quisermos procurar vida em torno de estrelas mais quentes, pode ser viável pesquisar em sistemas mais jovens, onde a detecção de metano pode ser mais provável.
A simulação altamente detalhada conduzida pelos autores será uma excelente ferramenta para priorizar sistemas de busca de vida em.
Com milhares de exoplanetas já confirmados, isso pode ser vital na realização de buscas eficientes e talvez um dia nos permita olhar para o nosso céu noturno e apontar para um pequeno ponto insignificante, que então sabemos que ilumina a casa de outra pessoa.
Do original em inglês Where We Might Find Life por Jana Steuer
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