Mundo Oceano

Visão geral

Órgãos planetários do sistema solar

Os mundos oceânicos são de extrema interesse para os astrobiologistas por seu potencial de desenvolver a vida e sustentar a atividade biológica em relação aos prazos geológicos. As principais luas e planetas anões no sistema solar que se pensam em abrigar oceanos subterrâneos são de interesse substancial porque podem ser alcançados e estudados por sondas espaciais, em contraste com os exoplanetas. Os melhores mundos de água estabelecidos no sistema solar, exceto a Terra, são Callisto, Encélado, Europa, Ganimedes e Titã. Europa e Encélado são considerados entre os alvos mais atraentes para exploração devido a suas crostas externas comparativamente finas e observações do crioovolismo.

Uma série de outros corpos no sistema solar são considerados candidatos a hospedar oceanos subterrâneos com base em um único tipo de observação ou por modelagem teórica, incluindo Ariel, Ceres, Dione, Eris, Mimas, Miranda, Oberon, Plutão e Triton.

Exoplanetas

Exoplanetas contendo água (conceito de artista; 17 de agosto de 2018)

Ilustração do artista de um planeta hipotético oceânico com dois satélites naturais

Fora do sistema solar, GJ 1214 B, Kepler-22b, Kepler-62F, Kepler-62E e os planetas do Trappist-1 são alguns dos candidatos mais conhecidos para um planeta oceânico extra-solar.

Embora 70,8% da superfície da Terra seja coberta em água, a água é responsável por apenas 0,05% da massa da Terra. Um oceano extraterrestre pode ser tão profundo e denso que, mesmo em altas temperaturas, a pressão transformava a água em gelo. As imensas pressões nas regiões inferiores de tais oceanos podem levar à formação de um manto de formas exóticas de gelo, como o gelo V. Esse gelo não seria necessariamente tão frio quanto o gelo convencional. Se o planeta estiver próximo o suficiente de sua estrela para que a água atinja seu ponto de ebulição, a água se tornará supercrítica e carecerá de uma superfície bem definida. Mesmo em planetas mais frios dominados pela água, a atmosfera pode ser muito mais espessa que a da Terra e composta em grande parte de vapor de água, produzindo um efeito de estufa muito forte. Esses planetas teriam que ser pequenos o suficiente para não poder reter um envelope espesso de hidrogênio e hélio, ou estarem próximos o suficiente de sua estrela principal para serem despojados desses elementos leves. Caso contrário, eles formariam uma versão mais quente de um gigante do gelo, como Urano e Netuno. [Citação necessária]

História

O importante trabalho teórico preliminar foi realizado antes das missões planetárias lançadas a partir da década de 1970. Em particular, Lewis mostrou em 1971 que o decaimento radioativo sozinho provavelmente era suficiente para produzir oceanos subterrâneos em grandes luas, especialmente se a amônia (NH3) estivesse presente. Peale e Cassen descobriram em 1979 o importante papel do aquecimento das marés (também conhecido como: flexão das marés) na evolução e estrutura do satélite. A primeira detecção confirmada de uma exoplaneta foi em 1992. Alain Léger et al imaginaram em 2004 que um pequeno número de planetas gelados que se formam na região além da linha de neve pode migrar para dentro para ± 1 Au, onde as camadas externas derreteram posteriormente.

As evidências cumulativas coletadas pelo Telescópio Espacial Hubble, bem como por missões pioneiras, Galileu, Voyager, Cassini - Huygens e New Horizons, indicam fortemente que vários corpos do sistema solar externo abrigam oceanos de água líquida interna sob uma concha de gelo isolante. Enquanto isso, o Observatório Espacial Kepler, lançado em 7 de março de 2009, descobriu milhares de exoplanetas, cerca de 50 deles em tamanho de terra em zonas habitáveis ​​ou próximas.

Planetas de quase todas as massas, tamanhos e órbitas foram detectadas, ilustrando não apenas a natureza variável da formação do planeta, mas também uma migração subsequente através do disco circunstelar do local de origem do planeta. Em 1º de junho de 2022, existem 5.059 exoplanetas confirmados em 3.733 sistemas planetários, com 824 sistemas com mais de um planeta.

Em junho de 2020, os cientistas da NASA relataram que é provável que exoplanetas com oceanos possam ser comuns na galáxia da Via Láctea, com base em estudos de modelagem matemática.

Formação

ATACAMA GRANDE MILIMÉTRA MATRAY Imagem de HL Tauri, um disco protoplanetário

Objetos planetários que se formam no sistema solar externo começam como uma mistura de cometas de aproximadamente meia água e meia rocha em massa, exibindo uma densidade menor que a dos planetas rochosos. Planetas e luas geladas que se formam perto da linha de geada devem conter principalmente H2O e silicatos. Aqueles que se formam mais podem adquirir amônia (NH3) e metano (CH4) como hidratos, juntamente com CO, N2 e CO2.

Os planetas que se formam antes da dissipação do disco circunstelar gasoso experimentam torques fortes que podem induzir uma rápida migração interna para a zona habitável, especialmente para planetas na faixa de massa terrestre. Como a água é altamente solúvel no magma, uma grande fração do teor de água do planeta ficará inicialmente presa no manto. À medida que o planeta esfria e o manto começa a solidificar de baixo para cima, grandes quantidades de água (entre 60% e 99% da quantidade total no manto) são exsolvidas para formar uma atmosfera de vapor, que pode eventualmente se condensar para formar um oceano . A formação do oceano requer diferenciação, e uma fonte de calor, decaimento radioativo, aquecimento das marés ou a luminosidade precoce do corpo pai. Infelizmente, as condições iniciais após o acréscimo são teoricamente incompletas.

Os planetas que se formaram nas regiões externas ricas em água de um disco e migraram para dentro têm maior probabilidade de ter água abundante. Por outro lado, os planetas que se formaram perto de suas estrelas anfitriões têm menos probabilidade de ter água, porque acredita -se que os discos primordiais de gás e poeira tenham regiões internas quentes e secas. Portanto, se um mundo da água for encontrado próximo a uma estrela, seria uma forte evidência para a migração e a formação ex situ, porque existem voláteis insuficientes perto da estrela para a formação in situ. Simulações de formação de sistemas solares e formação de sistemas extra-solar mostraram que os planetas provavelmente migrarão para dentro (isto é, em direção à estrela) à medida que se formam. A migração externa também pode ocorrer sob condições específicas. A migração interna apresenta a possibilidade de que os planetas gelados possam se mudar para as órbitas onde seu gelo derrete em forma líquida, transformando -os em planetas oceânicos. Essa possibilidade foi discutida pela primeira vez na literatura astronômica por Marc Kuchner e Alain Léger em 2004.

Estrutura

A estrutura interna de um corpo astronômico gelado é geralmente deduzido das medições de sua densidade a granel, momentos de gravidade e forma. Determinar o momento de inércia de um corpo pode ajudar a avaliar se ele sofreu diferenciação (separação em camadas de gelo de rocha) ou não. Medições de forma ou gravidade podem, em alguns casos, ser usadas para inferir o momento da inércia - se o corpo estiver em equilíbrio hidrostático (isto é, se comportando como um fluido em longas escalas de tempo). Provando que um corpo está em equilíbrio hidrostático é extremamente difícil, mas, usando uma combinação de dados de forma e gravidade, as contribuições hidrostáticas podem ser deduzidas. Técnicas específicas para detectar oceanos internos incluem indução magnética, geodesia, bibliotecas, inclinação axial, resposta das marés, som do radar, evidência de composição e características da superfície.

Representação cortada da estrutura interna do artista, com um oceano líquido de água "ensanduichado" entre duas camadas de gelo. Camadas desenhadas para escalar.

Uma lua gelada genérica consistirá em uma camada de água sentada em cima de um núcleo de silicato. Para um pequeno satélite como o Encélado, um oceano ficará diretamente acima dos silicatos e abaixo de uma concha gelada, mas para um corpo maior rico em gelo, como a ganimição, as pressões são suficientemente altas para que o gelo em profundidade se transforme em fases de pressão mais alta, efetivamente formando um "sanduíche de água" com um oceano localizado entre conchas de gelo. Uma diferença importante entre esses dois casos é que, para o pequeno satélite, o oceano está em contato direto com os silicatos, o que pode fornecer energia hidrotérmica e química e nutrientes às formas de vida simples. Devido à pressão variável em profundidade, os modelos de um mundo da água podem incluir "geléias de vapor, líquido, superfluido, de alta pressão e fases plasmáticas" de água. Parte da água da fase sólida pode estar na forma de gelo VII.

Manter um oceano subterrâneo depende da taxa de aquecimento interno em comparação com a taxa na qual o calor é removido e o ponto de congelamento do líquido. A sobrevivência do oceano e o aquecimento das marés estão, portanto, intimamente ligados.

Planetas oceânicos menores teriam atmosferas menos densas e menor gravidade; Assim, o líquido poderia evaporar muito mais facilmente do que em planetas oceânicos mais maciços. As simulações sugerem que planetas e satélites de menos de uma massa de terra podem ter oceanos líquidos acionados por atividade hidrotérmica, aquecimento radiogênico ou flexão das marés. Onde as interações de rock fluido se propagam lentamente em uma camada frágil profunda, a energia térmica da serpentinização pode ser a principal causa de atividade hidrotérmica em pequenos planetas oceânicos. A dinâmica dos oceanos globais sob as conchas de gelo flexionando de forma margem representa um conjunto significativo de desafios que mal começaram a ser explorados. A extensão em que ocorre o croovolismo é objeto de algum debate, pois a água, sendo mais densa que o gelo em cerca de 8%, tem dificuldade em sair em circunstâncias normais. No entanto, estudos recentes sugerem que o croovolcanismo pode ocorrer em planetas oceânicos que abrigam oceanos internos sob camadas de gelo da superfície, como acontece nas luas geladas Enceladus e na Europa em nosso próprio sistema solar.

Modelos atmosféricos

Para permitir que a água seja líquida por longos períodos de tempo, um planeta - ou lua - deve órbita dentro da zona habitável (Hz), possuir um campo magnético protetor e ter a atração gravitacional necessária para manter uma grande quantidade de pressão atmosférica. Se a gravidade do planeta não puder sustentar isso, toda a água acabará por evaporar no espaço sideral. Uma forte magnetosfera planetária, mantida pela ação do dínamo interna em uma camada de fluido que conduz eletricamente, é útil para proteger a atmosfera superior da perda de massa de vento estelar e reter água em longas escalas de tempo geológico.

A atmosfera de um planeta se forma a partir da confeitaria durante a formação do planeta ou é capturada gravitacionalmente da nebulosa protoplanetária circundante. A temperatura da superfície em uma exoplaneta é governada pelos gases de efeito estufa da atmosfera (ou falta dela), para que uma atmosfera possa ser detectável na forma de radiação infravermelha de ressurgência, porque os gases de efeito estufa absorvem e re-radiem a energia da estrela hospedeira. Os planetas ricos em gelo que migraram para dentro para a órbita muito próximos de suas estrelas anfitriões podem desenvolver atmosferas espessas e fumegantes, mas ainda mantêm seus voláteis por bilhões de anos, mesmo que suas atmosferas sofrem escapar lenta hidrodinâmica. Os fótons ultravioleta não são apenas biologicamente prejudiciais, mas podem gerar uma fuga atmosférica rápida que leva à erosão das atmosferas planetárias; A fotólise do vapor de água e a escape de hidrogênio/oxigênio para o espaço podem levar à perda de vários oceanos terrestres da água dos planetas em toda a zona habitável, independentemente de a fuga ser limitada por energia ou limitada por difusão. A quantidade de água perdida parece proporcional à massa do planeta, uma vez que o fluxo de escape de hidrogênio limitado por difusão é proporcional à gravidade da superfície do planeta.

Durante um efeito de estufa em fuga, o vapor de água atinge a estratosfera, onde é facilmente quebrada (fotolisada) pela radiação ultravioleta (UV). O aquecimento da atmosfera superior por radiação UV pode então acionar um vento hidrodinâmico que carrega o hidrogênio (e potencialmente parte do oxigênio) para o espaço, levando à perda irreversível da água superficial de um planeta, oxidação da superfície e possível acúmulo de oxigênio na atmosfera. O destino da atmosfera de um determinado planeta depende fortemente do fluxo ultravioleta extremo, da duração do regime de fuga, do teor inicial de água e da taxa na qual o oxigênio é absorvido pela superfície. Os planetas ricos em voláteis devem ser mais comuns nas zonas habitáveis ​​de estrelas jovens e estrelas do tipo M.

Modelos de composição

Existem desafios no exame de uma superfície exoplanetária e sua atmosfera, pois a cobertura das nuvens influencia a temperatura atmosférica, a estrutura e a observabilidade das características espectrais. No entanto, os planetas compostos por grandes quantidades de água que residem na zona habitável (Hz) devem ter geofísica e geoquímica distintas de sua superfície e atmosfera. Por exemplo, no caso de exoplanetas Kepler -62E e -62F, eles poderiam possuir uma superfície externa do Oceano Líquido, uma atmosfera de vapor ou uma cobertura completa do gelo da superfície I, dependendo da órbita dentro da Hz e da magnitude de sua estufa efeito. Vários outros processos de superfície e interior afetam a composição atmosférica, incluindo, entre outros .

A estrutura atmosférica, bem como os limites resultantes da Hz, dependem da densidade da atmosfera de um planeta, mudando o Hz para fora para menor massa e para dentro para planetas de massa mais altos. A teoria, assim como os modelos de computadores sugerem que a composição atmosférica para planetas de água na zona habitável (Hz) não deve diferir substancialmente dos dos planetas terrestres. Para fins de modelagem, supõe -se que a composição inicial de planetesimais gelados que se reúnem nos planetas aquáticos seja semelhante à dos cometas: principalmente água (H2O) e alguma amônia (NH3) e dióxido de carbono (CO2). Uma composição inicial de gelo semelhante à dos cometas leva a uma composição do modelo atmosférico de 90% de H2O, 5% NH3 e 5% de CO2.

Os modelos atmosféricos para Kepler-62F mostram que uma pressão atmosférica entre 1,6 bar e 5 bar de CO2 é necessária para aquecer a temperatura da superfície acima do congelamento, levando a uma pressão superficial em escala de 0,56-1,32 vezes a Terra.

Astrobiologia

As características dos mundos oceânicos ou planetas oceânicos fornecem pistas sobre sua história e a formação e evolução do sistema solar como um todo. De interesse adicional é seu potencial para formar e hospedar a vida. A vida como a conhecemos requer água líquida, uma fonte de energia e nutrientes, e todos os três requisitos principais podem potencialmente ser atendidos em alguns desses corpos, que podem oferecer a possibilidade de sustentar a atividade biológica simples em relação aos prazos geológicos. Em agosto de 2018, os pesquisadores relataram que os mundos da água poderiam sustentar a vida.

Uma habitação mundial do oceano por vida semelhante à Terra é limitada se o planeta estiver completamente coberto por água líquida na superfície, ainda mais restrita se uma camada de gelo sólida e pressurizada estiver localizada entre o Oceano Global e o manto rochoso inferior. Simulações de um mundo hipotético oceânico coberto por 5 oceanos de água em água indica que a água não conteria fósforo suficiente e outros nutrientes para a Terra, como organismos oceânicos produtores de oxigênio, como o Plankton para evoluir. Na Terra, o fósforo é lavado nos oceanos pela água da chuva atingindo pedras em terras expostas para que o mecanismo não funcionasse no mundo do oceano. Simulações de planetas oceânicos com 50 oceanos de terra em água indicam que a pressão no fundo do mar seria tão imensa que o interior do planeta não sustentaria tectônica de placas para causar o vulcanismo para proporcionar o ambiente químico certo para a vida terrestre.

Por outro lado, pequenos corpos como Europa e Encélado são considerados ambientes particularmente habitáveis ​​porque seus oceanos estão em contato direto com o núcleo de silicato subjacente, uma fonte potencial de calor e elementos químicos biologicamente importantes. A atividade geológica da superfície desses corpos também pode levar ao transporte para os oceanos de blocos de construção biologicamente importantes implantados na superfície, como moléculas orgânicas de cometas ou tolinas-formados pela irradiação ultravioleta solar de compostos orgânicos simples, como metano ou etano , geralmente em combinação com nitrogênio.

Oxigênio

O oxigênio molecular (O2) pode ser produzido por processos geofísicos, bem como um subproduto da fotossíntese por formas de vida; portanto, embora encorajador, O2 não é uma biossignatura confiável. De fato, planetas com alta concentração de O2 em sua atmosfera podem ser inabitáveis. A abiogênese na presença de quantidades maciças de oxigênio atmosférico pode ser difícil porque os primeiros organismos se baseavam na energia livre disponível em reações redox que envolvem uma variedade de compostos de hidrogênio; Em um planeta rico em O2, os organismos teriam que competir com o oxigênio por essa energia livre.

Veja também

Portals:

Astronomy Biology Space