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Por Joshua Sokol, de Quanta Magazine
Durante décadas, os pesquisadores acreditavam que violentas supernovas forjaram ouro e outros elementos pesados. Mas muitos agora defendem uma pedreira cósmica diferente.
Ao longo da história e do folclore, a questão de onde o ouro da Terra veio - e talvez como obter mais do mesmo - trouxe explicações fantasiosas. Os incas acreditavam que o ouro caiu do céu como as lágrimas ou o suor do deus do sol Inti. Aristóteles defendia que o ouro era água endurecida, transformada quando os raios do sol penetravam profundamente no subsolo. Isaac Newton transcreveu uma receita para fazer isso com uma pedra filosofal. Rumpelstiltskin, é claro, pode criar ouro a partir de palha.
Astrofísicos modernos têm a sua própria história. A coda, pelo menos, é relativamente clara: Cerca de quatro bilhões de anos atrás, durante um período chamado de "verniz final," meteoritos salpicados com pequenas quantidades de metais preciosos - incluindo ouro - bombardearam a Terra nascente. Mas a questão mais fundamental de onde o ouro foi forjado no cosmos ainda é controversa.
Durante décadas, a conta predominante tem sido a de que explosões de supernovas fazem ouro, juntamente com dezenas de outros elementos pesados na parte inferior de algumas linhas da tabela periódica. Mas, como modelos computacionais de supernovas têm melhorado, eles sugerem que a maioria dessas explosões fazem ouro tão bem quanto os alquimistas da história. Talvez um novo tipo de evento - que tem sido tradicionalmente difícil, se não impossível, para estudar - é responsável.
Nos últimos anos, um debate entrou em erupção. Muitos astrônomos acreditam agora que a fusão de duas estrelas de nêutrons pode forjar abastecimento do universo de elementos pesados. Outros sustentam que, mesmo se o jardim de variedades de supernovas não possam fazer o truque, exemplos mais exóticos ainda podem ser capazes. Para resolver o argumento, os astrofísicos estão em busca de pistas em todos os lugares, a partir de simulações alquímicas de computador aos telescópios de raios gama para a crosta de manganês do fundo do oceano. E a corrida está em fazer uma observação que selaria o acordo — capturar uma das casas da moeda mais raras do cosmos com sua linha de montagem ainda em execução.
O problema da supernova
Em 1957, os físicos Margaret e Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle estabeleceram um conjunto de receitas de como a vida e a morte de estrelas poderia preencher quase todas as fendas na tabela periódica. Isso implicou que os seres humanos, ou pelo menos os elementos que compõem os nossos corpos, uma vez foram poeira das estrelas.
"O problema em si é muito antigo, e por um longo tempo foi o último segredo da poeira das estrelas," disse Anna Frebel, astrônoma do Instituto de Tecnologia de Massachusetts.
O Big Bang deixou para trás hidrogênio, hélio e lítio. Estrelas, em seguida, fundiram esses elementos em elementos progressivamente mais pesados. Mas o processo pára no ferro, que é um dos elementos mais estáveis. Núcleos maiores do que ferro são tão carregados positivamente, e tão difíceis de reunir, que a fusão não produz mais energia do que necessita para se manter.
Para fazer com que elementos pesados se formem de maneira mais confiável, você pode bombardear núcleos de ferro com nêutrons sem carga. Os novos nêutrons fazem com que o núcleo fique instável. Neste caso, um nêutron decai em um próton (saltando para fora um elétron e um antineutrino). O aumento líquido de um próton leva a um novo elemento, mais pesado.
Quando nêutrons adicionais são jogados em um núcleo mais lentamente do que ele pode decair, o processo é chamado de captura de neutrões lenta, ou processo s. Isso fabrica elementos como o estrôncio, bário e chumbo. Mas quando nêutrons pousam em um núcleo mais rápido do que se deterioram, capturam nêutrons rápidos e o processo-r ocorre, melhorando núcleos para formar elementos pesados, incluindo urânio e ouro.
A fim de persuadir os elementos do processo-r, Burbidges e seus colegas reconheceram que você precisa de algumas coisas. Primeiro, você tem que ter uma fonte relativamente pura, muito pura de nêutrons. Você também precisa de núcleos "semente" pesados (como o ferro) para capturar aqueles nêutrons. Você precisa reuni-los em um ambiente quente e denso (mas não muito denso). E terá que fazer com que tudo isso aconteça durante um evento explosivo que irá espalhar os produtos para o espaço.
Para muitos astrônomos, essas exigências implicam um tipo específico de objeto: uma supernova.
A supernova explode quando uma estrela maciça, tendo fundido seu núcleo em elementos progressivamente mais pesados, atinge o ferro. Em seguida, a fusão deixa de funcionar, e a atmosfera da estrela cai. O valor de uma massa solar colapsa em uma esfera apenas cerca de uma dezena de quilômetros de raio. Então, quando o núcleo atinge a densidade da matéria nuclear, que mantém firme. A energia emite para fora, rasgando a estrela na explosão de uma supernova visível a partir de milhares de milhões de anos-luz de distância.
Uma supernova parece marcar as caixas necessárias. Durante o colapso da estrela, prótons e elétrons no núcleo são forçados juntos, fabricando nêutrons e convertendo o núcleo em uma estrela de nêutrons infantil. O ferro é abundante. Assim como é o calor. E o material ejetado brilhante mantêm a expansão para o espaço por milênios, dispersando os produtos.
Na década de 1990, uma imagem específica tinha começado a surgir em modelos computacionais. Meio segundo depois o núcleo de um enorme colapso de estrelas, um vendaval de neutrinos flui para fora, continuando por até um minuto. Alguns desses ventos iriam explodir núcleos de ferro que poderiam servir como sementes, junto com lotes e lotes de nêutrons.
"Essa era a esperança", disse Thomas Janka, do Instituto Max Planck de Astrofísica, em Garching, Alemanha. "Este foi, eu diria, o mais interessante e mais promissor local para formar os elementos do processo-r há quase 20 anos." E a explicação ainda tem seus adeptos. "Se você abrir um livro, ele vai dizer que o processo-r é feito por explosões de supernovas", disse Enrico Ramirez-Ruiz , um astrofísico da Universidade da Califórnia, Santa Cruz.
Mas, como modelos de supernovas tem mais e mais sofisticações, a situação ficou pior, não melhor. As temperaturas dos ventos de neutrino não parecem ser altas o suficiente. O vento também pode ser muito lento, permitindo que os núcleos de sementes se formem tão abundantemente que não iriam encontrar nêutrons suficientes para construir elementos pesados em todo o caminho até o urânio. E os neutrinos também poderiam converter nêutrons de volta para prótons - o que significa que pode até não precisar de tantos nêutrons para o processo.
Isso deixou os teóricos voltados para um dos pontos fortes do modelo de supernova. Supernovas tornam-se estrelas de nêutrons, que parecem indispensáveis para o processo.
"Elas são fantásticos para este tipo de nucleossíntese", disse Stephan Rosswog na Universidade de Estocolmo. "Você começa com essa quantidade gigantesca de nêutrons que não têm em nenhum outro lugar do universo." Mas uma estrela de nêutrons também tem um forte campo gravitacional, disse ele. "A questão é que, bem, como você pode convencer a estrela de nêutrons a ejetar alguma coisa?"
Uma maneira de se abrir uma estrela de nêutrons seria usar a mesma explosão que deu origem a ela. Isso não parece funcionar. Mas e se você voltar mais tarde e rachá-la novamente?
A história das estrelas de nêutrons
Em 1974, os astrônomos de rádio encontraram o primeiro sistema de estrelas de nêutrons binárias. Com cada órbita, o par foi perdendo energia, o que implica que um dia elas iriam colidir. No mesmo ano, os astrofísicos James Lattimer e David Schramm modelaram o que aconteceria em tal situação - não especificamente o choque de duas estrelas de nêutrons, uma vez que era muito complicado para calcular no momento, mas a fusão semelhante de uma estrela de nêutrons e um buraco negro.
Enquanto explosões de supernova podem brilhar mais brevemente as galáxias inteiras que as acolhem, estrelas de nêutrons são extremamente difíceis de ver. A supernova que produziu a Nebulosa do Caranguejo foi observada por muitas culturas diferentes no ano de 1054; a estrela de nêutrons que deixou para trás não foi detectada até 1968. A fusão de duas estrelas de nêutrons seria ainda mais difícil de encontrar e compreender. Mas, embora ninguém nunca tenha visto uma, este tipo de evento exótico poderia ser responsável pelos elementos do processo-r, disseram Lattimer e Schramm.
Imagine duas estrelas de nêutrons se aproximando seu abraço final. Nas últimos órbitas em torno de si antes de se juntarem em uma estrela de nêutrons maior ou um buraco negro, o par está assolado por enormes marés gravitacionais. A colisão ejeta uma enorme quantidade de material.
"É como se você apertasse um tubo de pasta de dente, o material vem voando para fora da extremidade", disse Brian Metzger, astrofísico teórico da Universidade de Columbia. Por trás de cada estrela de nêutrons se estende uma cauda, com talvez 10 nêutrons a cada próton, todos aquecidos a milhões de graus. Núcleos pesados formam-se em cerca de um segundo. Como eles têm tantos nêutrons extras são instáveis, eles são radioativos. Eles brilham, eventualmente, deteriorando coisas como ouro e platina.
Pelo menos, é assim que funciona em simulações.
Fusões de supernovas e estrelas de nêutrons são ambas capazes de fazer fazer elementos do processo-r. Mas há uma grande diferença em quanto cada uma dessas opções pode fazer. Supernovas produzem talvez o valor da nossa lua de ouro. Fusões estrelas de neutrões, pelo contrário, fazem cerca de uma massa de Júpiter de ouro - milhares de vezes mais do que em uma supernova - mas acontecem muito menos frequentemente. Isso permite que os astrônomos pesquisem a distribuição de elementos do processo-r como uma forma de rastrear suas origens.
"Pense nos elementos do processo -r como o chocolate", disse Ramirez-Ruiz. Um universo enriquecido por elementos do processo-r - predominantemente em supernovas - seria como um cookie com uma camada fina, uniformemente distribuída de chocolate. Por outro lado, "fusões de estrelas de nêutrons são como biscoitos de chocolate", disse ele. "Todo o chocolate, ou o processo-r, é concentrado."
Uma forma de avaliar a distribuição e taxa de eventos de processo-r é olhar para os seus subprodutos na Terra. Muito tempo depois de supernovas iluminarem a Via Láctea, os núcleos podem se aglutinar em grãos de poeira interestelar, passando pelos campos magnéticos solares e terrestres, e caindo para a Terra, onde eles poderão ser preservados no fundo do oceano. Um artigo de 2016 no Nature que observou o ferro-60 radioativo na crosta de águas profundas, encontrou vestígios de várias supernovas próximas nos últimos 10 milhões de anos. No entanto, essas supernovas não pareceram corresponder com elementos do processo-r. Quando a mesma equipe observou amostras de plutônio 244 na crosta do fundo do mar, uma tipo instável de produto do processo-r que decai com o tempo, eles encontraram poucas evidências. "Seja qual for o local que está criando esses elementos mais pesados, ele não é muito frequente em nossa galáxia", disse Metzger.
Nem todos concordam com essa conclusão. Outra equipe, liderada por Shawn Bishop na Universidade Técnica de Munique, ainda espera encontrar plutônio radioativo na Terra, oriundo de supernovas recentes. Em um trabalho em andamento, sua equipe está à procura de indícios de elementos do processo-r em sedimentos que contêm microfósseis: os minúsculos restos de bactérias que levam em metais de seu ambiente para fazer cristais magnéticos.
Os astrônomos também podem observar para a evidências de um cookie de chocolate cósmico mais distante. O elemento de processo-r, európio, tem uma forte linha espectral, permitindo que os astrônomos observem-no nas atmosferas de estrelas. Entre as velhas estrelas que se encontram no halo da Via Láctea, observou assinaturas de processo-r que foram fracassadas ou tiveram sucesso. "Nós podemos encontrar duas estrelas muito semelhantes, por exemplo, que tem o mesmo teor de ferro", disse Ramirez-Ruiz. "Mas európio que elas contêm, que tem a assinatura para o processo-r, pode alterar-se por duas ordens de magnitude." Por isso, o universo está parecendo mais com gotas de chocolate do que o glacê de chocolate, argumenta Ramirez-Ruiz.
Astrônomos descobriram um exemplo ainda mais limpo. Muitas galáxias anãs experimentam apenas uma breve explosão de atividade antes de se estabilizarem. Isso dá-lhes uma janela estreita para que um evento de processo-r ocorra ou não. E até 2016, nenhuma estrela em uma galáxia anã qualquer parecia ser enriquecido com elementos do processo-r.
Isso é o motivo pelo qual ligação telefônica do MIT recebida por Frebel ter sido tão surpreendente. Seu estudante Alex Ji já tinha observado estrelas em uma galáxia anã chamada Reticulum II. "Ele me ligou às duas da manhã e disse 'Anna, eu acho que há um problema com o espectrógrafo'. "Uma estrela em particular parecia ter uma forte linha de európio. "Eu fiz essa piada. Eu disse, 'Bem, Alex, talvez você encontrou uma galáxia de processo-r", disse Frebel. Ele realmente tinha. Retículo II tem sete estrelas enriquecidas com elementos do processo-r, todos implicando um único evento raro.
Tabela periódica dos elementos. Em vermelho, os átomos feitos a partir do processo-r. Lucy Reading-Ikkanda / Quanta Magazine
Novos tipos de Supernovas
Para os defensores do modelo da fusão de estrelas de nêutrons, tudo isso se encaixa muito bem. Fusões de estrela de nêutrons são naturalmente raras. Ao contrário de uma única estrela massiva em colapso se tornar supernova, elas exigem duas estrelas de nêutrons para se formar, para estar em uma órbita binária, e mesclar-se talvez cem milhões de anos mais tarde. Mas os críticos também apontam que elas podem ser muito raras.
Em nossa galáxia, fusões de estrelas de nêutrons podem acontecer tão raramente quanto uma vez a cada cem milhões de anos, ou tão frequentemente quanto uma vez a cada 10 mil anos - taxas que diferem por um fator de 10.000. "A única coisa que me chocou é: As pessoas que estavam dizendo que fusões estrelas de nêutrons estão explicando o processo-r também estavam tornando esta taxa mais elevada", disse Christopher Fryer, astrofísico Los Alamos National Laboratory.
Quando Fryer e seus colegas usaram estimativas mais moderadas sobre a frequência de ocorrência de fusões de estrelas de nêutrons e quanto de material do processo-r se deu, eles descobriram que as fusões estrela de nêutrons podem explicar apenas 1 por cento dos elementos de processo-r observadas no universo. E se a taxa verdadeira fica no extremo menor, eles poderiam contribuir cem vezes menos novamente. "Mais pessoas estão voltando para "Huh, quais outras fontes de processo-r podemos ter? ", Disse Fryer.
É aí onde as supernovas podem surgir novamente. Se, talvez, 1 por cento das supernovas de colapso de núcleo comportam-se de maneira diferente do que as simulações padrão prevêem, eles também podem ser capazes de produzir quantidades consideráveis de elementos do processo-r em um padrão de chocolate. Uma maneira de salvar uma explosão de supernova é se uma estrela explode com enormes jatos magneticamente movidos em vez de neutrinos, argumenta Nobuya Nishimura, um astrofísico da Universidade de Keele, na Inglaterra, e seus colegas em um artigo recente. Isso criaria uma rápida explosão de matéria rica em nêutrons, permitindo sementes de núcleos crescerem em pelo menos alguns dos elementos do processo-r. "Você não precisa ficar uma eternidade lá", disse Fryer. "Você só precisa ficar [na região] por 100 milissegundos."
A resposta, muitos astrônomos acreditam, vai acabar sendo algum tipo de compromisso. Essa mudança já pode estar acontecendo. "O processo-r não é realmente o processo-r", disse Frebel. Talvez ele pode ser quebrado ao meio, a medida que os elementos "fracos" do processo-r mais leves do que o bário - provenientes de supernovas- e os mais pesados, como ouro - provenientes de colisões estrela de nêutrons.
Escutando o barulho
E há mais um cavalo negro ainda à espreita: a fusão de uma estrela de nêutrons e um buraco negro, no qual Lattimer e Schramm tinham inicialmente considerado. A estrela de nêutrons no par ainda ejetam material, assim como antes. Mas a taxa desses eventos é ainda mais confusa. "Talvez até mesmo eles são os elementos dominantes produzidos no processo-r", disse Janka. "Nós não sabemos. Precisamos de melhores dados."
Esses dados podem já estar a caminho. As últimos órbitas de uma fusão estrelas de nêutrons ou de uma fusão entre uma estrela de nêutrons e um túnel do buraco negro que arrasta tanto o espaço-tempo que as ondas gravitacionais rugem para fora do sistema. O LIGO (Observatório Gravitational-Wave Laser Interferometer), que já conseguiu "ouvir" uma fusão de buracos negros, está se aproximando de uma sensibilidade que deve deixá-lo começar a capturar fusões de estrela de nêutrons em galáxias distantes. Uma vez que a LIGO atinge a sua sensibilidade completa, uma não-detecção poderia significar a ruína para os modelos de fusão de estrelas de nêutrons. "Se eles ainda não encontraram algo, haverá um momento em que Enrico [Ramirez-Ruiz] e Brian [Metzger], deverão saber, e voltar para o conselho", disse Selma de Mink, uma astrofísica da University of Amsterdam.
O sonho, porém, é ir além para fazer inferências sobre eventos de processo-r e observar um realmente em ação. Duas equipes já podem ter feito isso. Em 2013, o satélite Swift pegou uma explosão de raios gama curta: um tipo de evento também atribuída a colisão de estrelas de nêutrons. Outros telescópios também estão fazendo trabalhos semelhantes.
Nas simulações, uma assinatura de observação chamada de kilonova segue fusões de neutrões estrelas. Os núcleos radioativos feitos através da disseminação e brilho do processo-r, fazendo com que o sistema aceleram o brilho por cerca de uma semana antes de começar a desaparecer. E esses elementos são tão opacos que apenas a luz vermelha pode penetrar lá. O evento de 2013 combinava ambos as previsões, mas foi tão longe que era difícil interpretar completamente. "Não é convincente, mas é sugestivo", disse Metzger.
Muitos dos astrônomos que fizeram essa descoberta agora fazem parte das equipes na esperança de encontrar uma kilonova mais de perto, de forma mais definitiva. Isso implica o ataque súbito em um sinal da LIGO de fusão de estrelas de nêutrons e rapidamente encontrar a sua fonte no céu com telescópios mais tradicionais - talvez até mesmo medir o seu espectro de luz usando algo parecido com o próximo telescópio espacial James Webb. Ao fazê-lo, pode ser possível ver uma nuvem de elementos recém-nascidos processo-r ou para inferir algo de sua ausência. "O mundo de explosões de raios gama nos treinou muito bem", disse Wen-fai Fong, da Universidade do Arizona. "É definitivamente como uma corrida. Quão rapidamente você pode reagir? "
Traduzido e adaptado de Quanta Magazine
Se você pudesse voltar no tempo, vamos dizer, 4 bilhões de anos ou mais, você iria ver nosso Sistema Solar na forma parecida com este disco protoplanetário que cerca a estrela do bebê TW Hydrae .
Este é o disco mais próximo de formação planetária de seu tipo que nós conhecemos, e agora, os cientistas descobriram algo flutuando dentro do gás que pode ser essencial para a vida: a molécula orgânica álcool metílico (metanol). Esta é a primeira vez que este composto é encontrado em um disco protoplanetário.
Uma equipe internacional de pesquisadores detectaram a impressão digital deste metanol gasoso localizado a cerca de 170 anos-luz de distância, usando o Large Array Atacama Millimeter/ Submillimeter (ALMA), no Chile, um conjunto de telescópios de rádio especificamente concebidos para estudar emissões de luz de alguns dos mais frios objetos no universo.
Essa capacidade é o que permitiu à equipe identificar metanol em torno de TW Hydrae, bem como as formas compostas exclusivamente na fase de gelo por meio de reações de superfície. Neste caso, o metanol foi detectado em grãos de poeira minúsculos que formam o disco protoplanetário, Os investigadores pensam que ele foi lançado a partir dos grãos em sua forma gasosa.
"Encontrar metanol em um disco protoplanetário mostra a capacidade única do ALMA sondar o complexo reservatório de gelo orgânico em discos e assim, pela primeira vez, permitindo-nos olhar para trás no tempo para a origem da complexidade química em um viveiro planetário em torno de uma jovem estrela como o Sol", disse a astrônoma Catherine Walsh, do Observatório de Leiden, na Holanda.
Uma vez que o metanol é um elemento essencial para outros compostos que compõem a vida orgânica, tais como aminoácidos, encontra-lo em um disco protoplanetário é uma grande descoberta - que poderá ajudar-nos a aprender sobre como as moléculas orgânicas e talvez até mesmo a própria vida poderá ser encontrar nos planetas que surgem a partir desses viveiros cósmicos.
"O metanol na forma gasosa do disco é um indicador inequívoco de ricos processos químicos orgânicos numa fase precoce da estrela e da formação planetária", disse um membro da equipe, Ryan A. Loomis . "Este resultado tem um impacto na nossa compreensão de como a matéria orgânica se acumula nos sistemas planetários muito jovens."
Impressão artística do disco protoplanetário ao redor da estrela jovem TW Hydrae. ESO/M. Kornmesser
O álcool metílico não é o tipo de álcool que a maioria de nós estamos familiarizados, embora estranhamente o tipo potável - o álcool etílico - também seja encontrado no espaço. Nenhum dos quais deve ser confundido com Whisky espacial.
Além de detectar o metanol, a equipe descobriu que a distribuição do gás dentro do disco cria um padrão em forma de anel na nuvem da matéria (que você pode ver nas imagens nesta página). Os cientistas hipotetizam de que este anel foi formado quando os grãos de poeira maiores na massa gelada descolaram-se do gás, e começar a flutuar para dentro da TW Hydrae, graças à força gravitacional da estrela.
A descoberta de metanol segue na rasteira de uma outra descoberta importante molecular no espaço. Pesquisadores esta semana anunciaram a primeira detecção de moléculas quirais no espaço interestelar - uma propriedade chave das moléculas orgânicas que compõem todos os seres vivos na Terra.
Enquanto nenhum destes achados estão, obviamente, no nível de realmente encontrar vida alienígena em si, eles são a melhor coisa, adicionando peso para o caso de blocos de construção da vida existe fora do nosso sistema Solar – e demonstrando o épico alcance dos melhores telescópios de hoje.
"A detecção bem sucedida de metanol gasoso frio em um disco protoplanetário implica que os produtos químicos podem ser explorados em discos gelados", escreveram os autores seu livro, "abrindo uma janela para estudar a complexa química orgânica durante a formação do sistema planetário".
Os resultados estão relatados em The Astrophysical Journal Letters
Os cientistas aplaudem a primeira detecção de uma molécula "mão" (óxido de propileno) no espaço interestelar. Foi detectada, principalmente, com o telescópio Green Bank da NSF, perto do centro de nossa galáxia em Sagitário (SGR) B2, uma enorme região de formação estelar. O óxido de propileno é um de uma classe de moléculas assim chamada "quirais" - moléculas que têm uma composição química idêntica, mas com versões destras e canhotas. As moléculas quirais são essenciais para a vida e sua descoberta no espaço profundo pode ajudar os cientistas a entenderem por que a vida na Terra depende de uma certa destreza manual para executar funções biológicas fundamentais. Sgr A* nesta imagem indica o buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia. Os recursos em brancos na imagem composta são as fontes de rádio brilhantes no centro da nossa galáxia como vistas com o VLA. A imagem de fundo é do Sloan Digital Sky Survey. Créditos: Laboratório de Pesquisa Naval, Sloan Digital Sky Survey
Como um par de mãos humanas, certas moléculas orgânicas têm versões espelhadas de si mesmas, uma propriedade química conhecida como quiralidade. Essas chamadas moléculas de "entrega" são essenciais para a biologia e curiosamente foram encontradas em meteoritos na Terra e cometas no nosso Sistema Solar. Nenhuma, no entanto, foi detectada nas vastas extensões do espaço interestelar, até agora.
Uma equipe de cientistas usando radiotelescópios extremamente sensíveis descobriu a primeira molécula quiral orgânica complexa no espaço interestelar. A molécula, óxido de propileno (CH 3 CHOCH 2 ), foi encontrada perto do centro de nossa galáxia em uma enorme nuvem de formação de estrelas de poeira e gás conhecida como Sagittarius B2 (Sgr B2).
A pesquisa foi realizada principalmente com o telescópio da Fundação Nacional de Ciência Green Bank (GBT) em West Virginia, como parte da Pesquisa Molecular Prebiótica Interstellar. Observações de apoio adicionais foram feitas com o radiotelescópio Parkes, na Austrália.
"Esta é a primeira molécula detectada no espaço interestelar que tem a propriedade de quiralidade, tornando-se um salto pioneiro em frente na nossa compreensão de como moléculas prebióticas são feitas no Universo e os efeitos que isso pode ter sobre as origens da vida", disse Brett McGuire, um químico pós-doutorado na Radio Astronomy Observatory Nacional (NRAO) em Charlottesville, Virgínia.
"O óxido de propileno está entre as moléculas mais complexas e intrincadas estruturalmente detectados até agora no espaço", disse Brandon Carroll, um estudante de graduação de química no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena. "A detecção desta molécula abre a porta para novas experiências que determinam como e onde a lateralidade molecular surge e por que uma forma pode ser ligeiramente mais abundante do que outra."
McGuire e Carroll compartilham a primeira autoria em um artigo publicado hoje na revista Science. Eles também estão apresentando seus resultados na reunião da American Astronomical Society, em San Diego, Califórnia.
Formação e detecção de moléculas no espaço
Moléculas complexas orgânicas se formam em nuvens interestelares como Sgr B2 de várias maneiras. A via mais básica é através da química de fase gasosa, no qual as partículas colidem e fundem-se para produzir moléculas cada vez mais complexas. Uma vez que os compostos orgânicos tão grandes como metanol (CH 3 OH) são produzidos, no entanto, este processo torna-se muito menos eficaz.
Para formar moléculas mais complexas, como o óxido de propileno, os astrônomos acreditam que mantos finos de gelo ajudem da ligação de pequenas moléculas em estruturas mais longas e maiores. Estas moléculas podem, em seguida, evaporar-se a partir da superfície dos grãos e reagir no gás circundante da nuvem.
Até à data, mais do que 180 moléculas têm sido detectados no espaço. Cada molécula, uma vez que, naturalmente, cai e vibra no vácuo perto do meio interestelar, emite uma assinatura distinta, uma série de picos de indicadores que aparecem no espectro de rádio. Maiores e mais complexas moléculas têm uma assinatura correspondentemente mais complexa, tornando-os mais difíceis de detectar.
O S (latim para sinistra, à esquerda) e R (latim para reto, à direita) versões do óxido de propileno molécula quiral, que foi descoberto em uma enorme região de formação de estrelas perto do centro da nossa galáxia. Esta é a primeira detecção de uma molécula quiral em espaço interestelar. Crédito: B. Saxton (NRAO / AUI / NSF)
Para reivindicar uma detecção definitiva, os cientistas devem observar várias linhas espectrais associadas com a mesma molécula. No caso do óxido de propileno, a equipe de pesquisa detectados duas dessas linhas com o GBT. A terceira foi a uma frequência difíceis de observar do Hemisfério Norte devido à interferência de rádio via satélite. Carroll, McGuire, e seus colegas usaram o telescópio Parkes trazer à tona a linha espectral final necessário para verificar seus resultados.
Os dados atuais, no entanto, não fazem distinção entre as versões esquerda e destros da molécula. Em adicional para a mesma composição química, as moléculas quirais têm o mesmo ponto de fusão, a ferver, e os pontos de congelação, e o mesmo espectro. "Esses espectros são como sombras" suas mãos ", disse Carroll. "É impossível dizer se a mão direita ou a mão esquerda está lançando a sombra." Isto representa um desafio para os investigadores na tentativa de determinar se uma versão de óxido de propileno é mais abundante do que o outro.
Quiralidade no espaço, uma mão amiga para Biologia na Terra
Todos os seres vivos na Terra usam pelo menos um tipo lateralidade dentre muitos tipos de moléculas quirais. Esta característica, chamada homoquiralidade, é fundamental para a vida e tem implicações importantes para muitas estruturas biológicas, incluindo a dupla hélice do DNA. Os cientistas ainda não entendem como a biologia passou a contar com uma destreza manual. A resposta, os pesquisadores especulam, pode ser encontrada na forma com que essas moléculas se formam naturalmente no espaço antes de serem incorporadas em asteroides e cometas e, posteriormente, serem depositados nos jovens planetas.
"Os meteoritos no nosso Sistema Solar contêm moléculas quirais que antecedem a própria Terra, e moléculas quirais têm sido descobertas recentemente em cometas", observou Carroll. "Esses pequenos corpos podem ser responsáveis pela lateralidade da vida que vemos hoje."
"Ao descobrir uma molécula quiral no espaço, finalmente temos uma maneira de estudar onde e como essas moléculas formam antes de encontrar seu caminho em meteoritos e cometas, e para compreender o papel que desempenham nas origens da homoquiralidade e da vida", disse McGuire.
Os investigadores acreditam que pode, eventualmente, ser possível determinar se há um excesso de uma destreza manual de óxido de propileno sobre o outro através da análise de como a luz polarizada interage com as moléculas no espaço.
"A Pesquisa Molecular Interstellar Prebiótica é o culminar de uma campanha de pesquisa de quase uma década com o GBT", disse Anthony Remijan, um astroquímico do NRAO e chefe da equipe de pesquisa. "É um recurso inestimável e nos ajuda a compreender as origens cósmicas desta e de outras moléculas da mesma forma indescritível."
O Telescópio Green Bank de 100 metros é o maior telescópio de rádio totalmente dirigível do mundo.
Mais informações: . "Descoberta molécula quiral de óxido de propileno (CH3CHCH2O) no espaço interestelar" B. McGuire & PB Carroll et al, Ciência , junho de 2016. DOI: 10.1126 / science.aae0328
Por Curt Stager. Traduzido e adaptado por Felipe Sérvulo
Procurando um exemplo final de reciclagem? Olhe no espelho.
Procurando um exemplo final de reciclagem? Olhe no espelho.
Talvez pense em você como uma criatura altamente refinada e sofisticada — e você é. Mas você também está cheio de elementos atômicos descartados, rejeitados e reciclados. Não se preocupe — isso acontece com todo mundo.
Carbono: Suas unhas como tinta
Olhe para uma das suas unhas. O carbono faz parte de metade de sua massa, e aproximadamente um em cada oito desses átomos de carbono surgem em uma chaminé ou um tubo de escape. Fogões de gás de cozinha, carros beberrões de petróleo e carvão vegetal podem liberar o dióxido de carbono na atmosfera. Cada uma dessas moléculas residuais é um átomo de carbono com duas asas atômicas de oxigênio. Moléculas de dióxido de carbono de origem fóssil não absorvidas pelos oceanos ou encalhadas na atmosfera superior são eventualmente capturadas por plantas, desfalcando de suas asas de oxigênio e transformadas em amidos e açúcares botânicas. Eventualmente, algumas delas acabam no pão, doces e produtos hortícolas, enquanto outras ajudam a formar tecidos de animais ricos em carbono, encontrando seu caminho na carne e produtos lácteos. Historicamente, o dióxido de carbono atmosférico foi reabastecido por vulcões, incêndios florestais e respiração biótica. Hoje, um quarto do CO2 atmosférico é o resultado da combustão de combustíveis fósseis, que subiram de chaminés ou foram deslocados dos oceanos (Quando combustíveis fósseis CO2 se dissolvem na água do oceano, ele desloca o dióxido de carbono já absorvido derivado de fontes naturais). E como todo o carbono em seu corpo deriva da matéria orgânica ingerida, que por sua vez obtém da atmosfera, as unhas e o resto da matéria orgânica em seu corpo são construídas, em parte, feitas dessas emissões.
Carbono-14 radioativo: seus dentes brancos
Quando você sorri, o brilho dos dentes esconde resíduos radioativos. Durante a década de 1950 e o início dos anos 1960, testes atmosféricos de armas termonucleares espalharam o carbono-14 radioativo na atmosfera que contaminou praticamente todos os ecossistemas e humanos. Vários milhares de átomos de carbono radioativo instável explodem dentro e entre suas células a cada segundo a medida que o seus núcleos instáveis passam por espontâneo decaimento radioativo. Alguns são produtos naturais de raios cósmicos que podem transformar o nitrogênio atmosférico em carbono-14, enquanto outros resultam do decaimento de elementos minerais instáveis que são encontrados no solo. Mas muitos deles representam os ecos dos deslocamentos termonucleares da guerra fria, encontrando seu caminho no nosso abastecimento de água e nas nossas refeições. Se eles desintegrarem dentro de seu DNA, eles podem danificar seus genes. E muitos deles são amarrados em seus dentes. Ao contrário da maioria dos átomos em seu corpo, aqueles incorporados em seu esmalte do dente forte, tem estado com você desde que você ingeriu-los através de seu cordão umbilical e sua alimentação infantil. Se você nasceu durante a década de 1960, você tem mais resíduos nucleares nos dentes do que aqueles que nasceram depois de você, quando os solos e oceanos tiveram tempo para enterrar os átomos radioativos. Na verdade, cientistas forenses usam a proporção de carbono no esmalte do dente para determinar a idade de restos mortais não identificados.
Oxigênio: A respiração frondosa
O oxigênio em seus pulmões e a corrente sanguínea é um produto altamente reativo de resíduos gerados pela vegetação e micróbios. Árvores, ervas, algas e bactérias verde-azuladas dividem átomos de oxigênio de moléculas de água durante a fotossíntese. Eles usam a maioria do gás resultante para seus próprios fins. Na verdade o oxigênio é cerca de um quinto do ar que você respira. Suas células aproveitam o oxigênio para liberar energia das ligações químicas no alimento que você consome. O oxigênio absorve elétrons liberados por moléculas quebradas de comida, que atraem os íons de hidrogênio, resultando em uma perda molecular de sua própria fabricação: água metabólica, que é composta por um décimo dos seus fluidos corporais. Um adulto médio tem entre 8 e 10 quilos de águas residuais dentro deles, e uma em cada 10 das suas lágrimas são subprodutos metabólicos da sua respiração e comida.
Nitrogênio: Seus cachos naturais
Da próxima vez que você pentear o cabelo, saiba que existem resíduos nitrogenados que ajudaram a criá-lo. Suas proteínas, incluindo a queratina do cabelo, contêm átomos de nitrogênio que estiveram anteriormente no ar. Mas o nitrogênio no ar é biologicamente inerte. Para o nitrogênio tornar-se um componente do seu cabelo, ele teve que ser convertido em uma forma mais acessível. A fixação nitrogenada das bactérias é uma forma na qual isso pode acontecer. Elas vivem entre as raízes de feijão, ervilhas e outras leguminosas, consumindo o nitrogênio atmosférico e liberando como amônia, um tipo de estrume microbiano que fertiliza o solo em que as plantas crescem. Quando você come uma planta, você consome nitrogênio atmosférico. Cada flash do relâmpago e cada vela de ignição automotiva emite um sopro de óxido de nitrogênio, que pode dissolver-se em gotas de chuva e cair na terra em forma de fertilizante, novamente, encontrando sua maneira nas teias de alimento pelas plantas. Mas a maioria do nitrogênio em alimentos modernos vem de ureia e nitrato de amônia fixados em adubos por processos industriais. Em tempos passados, o nitrogênio no cabelo humano veio principalmente de relâmpago e resíduos bacterianos. Mas hoje, a menos que você faça uma dieta estritamente orgânica, quando você pentear seu cabelo, você saberá que seu pente irá passar através de estruturas nitrogenadas que tem majoritariamente um origem humana.
Ferro: Seu sangue antigo
Quando você se corta, destroços de estrelas transbordam através de seu sangue. Cada átomo de ferro no seu corpo, que ajudou seu coração e seus pulmões no transporte de oxigênio para as células, uma vez ajudou a destruir uma estrela massiva. As reações de fusão nuclear ferozes que ocorreram nas estrelas criaram os elementos atômicos da vida. A medida que a estrela fica velha, ela funde elementos progressivamente maiores, como o silício, enxofre e cálcio. Eventualmente, os átomos de ferro estão fundidos. O problema é que a fusão de ferro consome tanta energia quanto produz, então enfraquece a estrela. Se a estrela for suficientemente grande, entrará em colapso sobre si mesmo, suas camadas exteriores se jogam contra o núcleo denso, em... e o resultado é uma explosão de supernova. A explosão pulveriza para fora o ferro a velocidades supersônicas, enchendo grandes porções do espaço com detritos que podem se formar novos sistemas solares. O ferro no seu sangue, as chaves de casa e frigideira são essencialmente estilhaços cósmicos de explosões tremendas que rasgaram nossa galáxia bilhões de anos atrás. As mesmas explosões também lançaram o carbono, nitrogênio, oxigênio e outros elementos da vida, que mais tarde produziram o Sol, a Terra, e eventualmente — você.
Nós somos todos feitos de resíduos da natureza e do cosmos.
[Nautilus]
Nas últimas duas décadas, a humanidade descobriu milhares de sistemas planetários extra-solares. Estudos recentes sobre formação de planetas e estrelas têm mostrado que a química desempenha um papel central em ambos para estes sistemas de fornecimento de água e espécies orgânicas em superfícies dos planetas terrestres nascentes. O Professor de Engenharia Química no Instituto de Tecnologia da Califórnia, Geoffrey A. Blake, falou com os professores e alunos da Duke University durante uma pizza de fim de tarde no edifício Física, a respeito do papel da química na formação de estrelas e planetas e na busca de outros planetas como a Terra.
No final do século 18, estudioso francês Pierre-Simon Laplace analisou o que o nosso sistema solar poderia nos dizer sobre a formação e evolução dos sistemas planetários. Desde então, os cientistas têm usado a combinação do conhecimento dos pequenos corpos - asteroides - e grandes corpos - planetas - para descobrir como sistemas solares e planetas são formados.
Em 2015, o professor Blake e outros pesquisadores investigaram mais ingredientes em planetas necessários para o desenvolvimento da vida. Usando a Terra e nosso sistema solar como base para seus dados, eles exploraram a disposição relativa de carbono e nitrogênio em cada estágio da estrela e formação do planeta para aprender mais sobre a formação do núcleo e escape atmosférico. Analisando a relação atômica de carbono-silício em planetas e cometas, o Professor Blake descobriu que os corpos rochosos do sistema solar são geralmente pobres em carbono. Uma vez que o carbono é essencial para a nossa sobrevivência, no entanto, Blake necessita determinar a gama de conteúdo de carbono que os planetas terrestres podem ter e ainda ter seu biossistema ativo.
"A tabela periódica da astronomia," mostrando o conteúdo relativo dos vários elementos presentes nas estrelas.
Com a Missão Kepler, os cientistas detectaram uma variedade de objetos planetários no universo. Quantos destes sistemas de estrelas-planetas – baseados em distribuições medias – tem um 'sistema solar' como resultado? Um "sistema solar" é um sistema planetário que tem pelo menos um planeta como a Terra em aproximadamente 1 unidade astronômica (AU) da estrela – onde mais condições ideais para a vida podem desenvolver – e pelo menos um gigante gelado como Júpiter em 3-5 AU para manter afastados cometas de planetas como a Terra. Na nossa galáxia, há aproximadamente 10 bilhões de estrelas e planetas, pelo menos 10 milhões. Para aquelas estrelas similares ao nosso sol, existem mais 4 milhões de sistemas planetários similares ao nosso sistema solar, com um planeta parecido com a Terra em cerca de 20 anos-luz de distância. Com a rápida melhoria do conhecimento científico e tecnologia, o Professor Blake estima que seríamos capazes de coletar provas nos próximos 5-6 anos de planetas dentro de 40-50 anos-luz para determinar se eles têm um ambiente habitável.
Como é que uma terra e Júpiter se formam em suas distâncias ideais a partir uma estrela? Vamos dar uma olhada mais de perto como as estrelas e os planetas são criadas – através do ciclo astroquímico:
Essencialmente, densas nuvens de gás e poeira se tornam tão opacas e frias que desmoronam em um disco. O disco, girando em torno de uma proto-estrela, começa o transporte de massa, em direção ao centro e momento angular para o exterior. Então, aproximadamente 1% da massa da estrela que sobra do processo, que é suficiente para os planetas se formarem. Isto é também o motivo dos planetas ao redor de estrelas serem onipresentes.
Como são formados os planetas? Os grãos de poeira não utilizados para formar a estrela colidem e crescem, formando partículas maiores em distâncias específicas da estrela – chamadas linhas de gelo – onde o vapor de água se transforma em gelo e solidifica-se. Estes "coelhos de poeira" crescem em planetésimos (~ 10-50 diâmetro km), tais como asteroides e cometas. Se a força da gravidade é grande o suficiente, planetésimos aumentam ainda mais em tamanho para formar oligarcas (~0.1-10 vezes a massa da Terra), que então se tornam os grandes planetas do sistema solar.
Em nosso sistema solar, um processo chamado de reorganização dinâmica reestruturou a ordem dos nossos planetas, colocando Urano antes de Netuno. Isto significa que se outros sistemas solares não sofressem essa reorganização dinâmica em um ponto inicial na formação do sistema solar, então outras terras podem ter baixado o índice orgânico e conteúdo que a nossa Terra. Nesse caso, que restrições precisam aplicar para determinar qual mecanismo de entrega de água/orgânicos devem ser usados em exo-terras? Embora não tenhamos atualmente o conhecimento científico para responder isso, com a ALMA e a próxima geração de telescópios ópticos/IR, estaremos capazes de captar imagens do nascimento de sistemas solares diretamente e entender melhor como nosso universo veio a ser como ele é.
Para os estudantes de química em Duke, o Professor Blake transmitiu uma mensagem importante: aprender fundamentos de química com atenção enquanto estava na faculdade. Durante os próximos 40-50 anos, seus interesses vão mudar as engrenagens muitas vezes. Fortes fundamentos, no entanto, irão atendê-lo bem, desde que você agora esteja equipado para aprender em muitas áreas e carreiras diferentes.
Em um momento ou outro, todos os amantes da ciência já ouviram as palavras de Carl Sagan: "Somos feitos de matéria estelar". Mas o que isso significa exatamente? Como poderiam colossais bolas de plasma, avidamente queimarem seu combustível nuclear no longínquo tempo e espaço, jogando sua desova na vasta complexidade de nosso mundo terrestre?
Como é que "o nitrogênio em nosso DNA, o cálcio em nossos dentes, o ferro em nosso sangue, o carbono em nossas tortas de maçã" poderiam ter sido forjados tão bruscamente e profundamente nos corações dessas gigantes estrelas?
Sem surpresa, a história é elegante e profundamente inspiradora.
O começo da maior história já contada
No início de 1980, o astrônomo Carl Sagan escreveu e narrou uma série de televisão de 13 partes chamada "Cosmos" que foi ao ar na PBS. No show, Sagan explicava muitos tópicos relacionados com a ciência, incluindo a história da Terra, evolução, a origem da vida e do sistema solar.
"Nós somos a maneira do universo conhecer a si mesmo. Alguma parte de nosso ser sabe que é de lá que nós viemos. Nós desejamos retornar. E nós podemos, pois o cosmos está também dentro de nós. Somos feitos de matéria estelar," Sagan famosamente declarou em um episódio.
Sua declaração resume o fato de que o carbono, nitrogênio e átomos de oxigênio em nossos corpos, bem como os átomos de todos os outros elementos pesados, foram criadas em gerações anteriores de estrelas mais 4,5 bilhões de anos atrás. Os seres humanos e todos os outros animais, bem como a maior parte da matéria na Terra contêm estes elementos, que são literalmente feitos de matéria estelar, disse Chris Impey, professor de astronomia da Universidade do Arizona.
"Toda a matéria orgânica que contém carbono foi produzida originalmente em estrelas," disse Impey em Os Pequenos Mistérios da Vida. "O universo tinha originalmente hidrogênio e hélio, o carbono foi feito posteriormente, ao longo de bilhões de anos."
Como a matéria estelar chegou à Terra?
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| Ingredientes do corpo humano. Clique na imagem para aumentar. |
Quando as estrelas menores esgotam seu suprimento de hidrogênio, ela pode morrer em uma explosão violenta, chamada de nova. A explosão de uma estrela massiva, chamada uma supernova, pode ser bilhões de vezes tão brilhante como o Sol, de acordo com o "Supernova", (World Book, Inc, 2005). Tal explosão estelar lançaria uma grande nuvem de poeira e gás para o espaço, com a quantidade e a composição do material expelido variando dependendo do tipo de supernova. (Para mais detalhes, veja: Nascimento, vida e morte das estrelas).
Uma supernova atinge seu brilho máximo, alguns dias após a primeira "explosão" ocorrer, durante os quais ela pode ofuscar todas as estrelas de uma galáxia. A estrela morta, em seguida, continua a brilhar intensamente durante várias semanas antes de gradualmente desaparecer da vista, de acordo com o "Supernova".
As explosões de Supernovas possuem energia suficiente para fundir material pesado e criar os elementos com número atômico acima do Ferro até o Urânio, completando toda a tabela periódica.
O material de uma supernova eventualmente dispersa por todo o espaço interestelar. As estrelas mais antigas são quase exclusivamente compostas por hidrogênio e hélio. O oxigênio e o resto dos elementos pesados no universo vieram depois com explosões de supernova, de acordo com "Cosmic Collisions: The Hubble Atlas of Merging Galaxies," (Springer, 2009.
"É uma teoria bem testada", disse Impey. "Sabemos que estrelas fazem elementos pesados, e no final de suas vidas, eles ejetam gás entrando no meio interestelar, por isso pode ser parte de subsequentes estrelas e planetas (e pessoas)."
Conexões cósmicas
Assim, toda a vida na Terra e os átomos em nossos corpos foram criados na fornalha das estrelas agora mortas há muito tempo, disse ele.
Então, da próxima vez que você estiver tendo um dia ruim, tente isto: feche os olhos, respire fundo e contemple a cadeia de eventos que se conecta a seu corpo e mente para um lugar a bilhões de anos-luz de distância, nos confins do espaço e do tempo. Lembre-se que estrelas massivas, muitas vezes maiores que nosso Sol, gastaram milhões de anos, transformando energia em matéria, criando os átomos que compõem cada parte de você, a Terra e todas as pessoas que você já conheceu e amou.
Nós, seres humanos são tão pequenos; e ainda, a dança delicada de moléculas feitas a partir deste material das estrelas dá origem a uma biologia que nos permite refletir sobre a amplidão de nosso universo e como viemos a existir.
Fontes:
Universe today
Livescience
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A água dos oceanos da Terra parece ter uma história bem mais antiga do que se acreditava. [Imagem: Bill Saxton/NSF/AUI/NRAO]
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Idade da água
Uma equipe de astrofísicos analisou o gás hidrogênio e seu isótopo deutério, espalhados pelo Sistema Solar e concluiu que a água da Terra é mais antiga do que o próprio Sol.
Isótopos são átomos do mesmo elemento que têm o mesmo número de prótons, mas um número diferente de nêutrons. A diferença de massa entre os isótopos resulta em diferenças sutis em seu comportamento durante as reações químicas.
Como resultado, a razão entre hidrogênio e deutério nas moléculas de água pode mostrar sob quais condições as moléculas de água se formaram.
Por exemplo, a água interestelar tem uma alta relação deutério/hidrogênio por causa das temperaturas muito baixas nas quais se formam, dizem os cientistas.
Até agora, não se sabia o quanto desse enriquecimento de deutério foi removido por processamento químico durante o nascimento do Sol, ou quanto de água rica em deutério o Sistema Solar recém-nascido foi capaz de produzir.
A equipe criou então modelos que simulam um disco protoplanetário nos quais todo o deutério do gelo do espaço já foi eliminado por transformação química, e o sistema tem que começar de novo "do zero" a produzir gelo com deutério em um período de milhões de anos.
Eles fizeram isso para ver se o Sistema Solar poderia produzir água com as proporções de deutério e hidrogênio encontradas em amostras de meteoritos, na água dos oceanos da Terra e nos cometas.
A equipe concluiu que não, que o Sistema Solar não produziria água desse tipo, o que foi interpretado como uma mostra de que pelo menos um pouco da água em nosso Sistema Solar - incluídos aí os oceanos da Terra - tem origem no espaço interestelar anterior ao nascimento do Sol.
A constatação é crucial para a busca de vida fora da Terra porque, se isso aconteceu aqui, deve acontecer em outros sistemas planetários, que podem nascer em ambientes bastante adequados a servir como base de uma futura vida orgânica.
Fonte: Inovação Tecnológica
Fonte: Inovação Tecnológica
Bibliografia:
The ancient heritage of water ice in the solar system
L. Ilsedore Cleeves, Edwin A. Bergin, Conel M. O D. Alexander, Fujun Du, Dawn Graninger, Karin I. Oberg, Tim J. Harries
Science
Vol.: 345 no. 6204 pp. 1590-1593
DOI: 10.1126/science.1258055
Até o momento, a vida alienígena só pode ser vista na televisão, no cinema e na cultura ficcional. Não encontramos nenhum micróbio, vivo ou morto, e muito menos um Klingon com a cara enrugada.
Apesar desta falta de presença protoplasmática, há muitos pesquisadores - , sóbrios acadêmicos céticos - que pensam que a vida fora da Terra é galopante. Eles sugerem que esta prova poderá vir dentro de uma geração. Estes cientistas apoiam o seu ponto de vista ensolarado com alguns fatos astronômicos que eram desconhecidos há uma geração.
Em particular, e em grande parte graças ao sucesso do telescópio espacial Kepler, da NASA, agora podemos afirmar com segurança que o universo está cheio de mundos temperados. Nas últimas duas décadas, milhares de planetas foram descobertos ao redor de outras estrelas. Os novos estão surgindo a uma taxa de pelo menos um por dia.
Mais impressionante do que o registro é a sua enorme abundância. Parece que a maioria das estrelas tem planetas, o que implica a existência de um trilhão desses pequenos corpos somente Via Láctea. Uma análise mais aprofundada dos dados Kepler sugere que mais de um em cada cinco estrelas poderia ostentar um tipo especial de planeta, que tem o mesmo tamanho da Terra e com temperaturas médias semelhantes. Tais planetas, denominados como "habitáveis", poderiam estar envoltos por atmosferas e inundados por água líquida.
Em outras palavras, a Via Láctea poderia ser anfitriã de dezenas de bilhões de primos da Terra.
Universo estéril?
É difícil aceitar que todos esses mundos são estéreis, uma circunstância que nos levaria a pensar que toda a flora e fauna do nosso planeta seja um milagre. Milagres têm pouco ou nenhum status na ciência.
Claro, só porque há um monte de atraentes imobiliárias cósmicas não significa que é fácil encontrar habitantes. Existem apenas três maneiras de fazer isso, e todas elas dependem de experimentos sofisticados e caros.
Em primeiro lugar, nós poderíamos encontrar vida nas proximidades. Não há esforço real para fazer isso, especialmente em nosso reconhecimento de Marte. Até agora, a maior parte da pesquisa foi indireta: a implantação de rovers cujo trabalho é encontrar os melhores lugares para cavar o planeta vermelho, e, possivelmente, descobrir micróbios fossilizados ou existentes abaixo da superfície estéril. Estas não são tentativas de encontrar vida. São tentativas de encontrar locais onde a vida poderia ser encontrado. O progresso é deliberado, e é lento.
Sem dúvida, Marte continua a ser a aposta favorita para a biologia. No entanto, alguns especialistas preferem apostar nas luas de Saturno e Júpiter. Pelo menos cinco destes satélites parecem ser o lar de alguns ambientes lamacentos - principalmente com água líquida, entretanto no caso de Titã, que possui gás natural.
Mais uma vez, o tipo de vida que melhor poderia prosperar nestas luas seria microscópica. A detecção da presença deste tipo de vida pode ser feita de várias maneiras, que vão desde missões de sobrevôo simples que captam eflúvios de gêiseres naturais, para o envio de sondas de perfuração elaborados para penetrar os dez quilômetros de gelo que separam a superfície da lua de Júpiter Europa dos mares gigantescos que se encontram abaixo.
Infelizmente grande parte deste reconhecimento de hardware ainda está nas pranchetas de desenho, não no espaço. O progresso é lento, principalmente porque o financiamento é baixo.
Um segundo esquema para "farejar" indícios de biologia é para analisar as atmosferas de planetas em torno de outras estrelas. Isso é feito usando uma técnica consagrada pelo tempo de astronomia, espectroscopia - uma abordagem que permite aos pesquisadores aprenderem a composição de uma atmosfera a uma distância de muitos anos-luz'. Um experimento para encontrar oxigênio ou metano no ar é fácil de descrever, mas é difícil de fazer. Isso porque planetas são fracos, e as estrelas que orbitam são brilhantes.
Várias soluções para este problema têm sido imaginadas, incluindo o multi-elemento, em órbitas de telescópios e bloqueadores de luz gigantes, ou occulters, no espaço. Engenheiros poderiam construir este material dentro de uma dúzia de anos, mas apenas se eles tivessem dinheiro.
A terceira abordagem para encontrar biologia fora da Terra é estar olhando para além micróbios, ou seja, para a vida inteligente por espionagem em sinais de rádio e luzes de laser. Mais antenas e receptores melhores poderiam acelerar essa busca, mas, mais uma vez, o financiamento é o fator limitante.
Para perspectiva, considere que a proposta de orçamento de 2015 da NASA tem cerca de U$ 2,5 bilhões para a ciência planetária, astrofísica, incluindo o novo telescópio espacial James Webb - categorias que abrangem todas as pesquisas planetárias descritas acima e muito mais. Isso é consideravelmente menor que um milésimo do total do orçamento federal dos Estados Unidos. Os orçamentos para o SETI, que assume a terceira abordagem, são mil vezes menos.
Então tudo se resume a isto: nós não sabemos com certeza se há vida no espaço, mas as circunstâncias do universo certamente sugerem que esta é uma ideia plausível. Encontrá-la seria extraordinariamente excitante, mas devido ao o retorno incerto, os investimentos em pesquisa têm sido modestos.
É claro que, se você não aposta alto, você nunca vai ganhar o prêmio. E isso é uma questão de vontade.
The Converstation.
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