Oceanos subaquáticos em satélites do tipo lunar (ex.: Europa, Encelado) e a procura de biossinais
Nova abordagem à habitabilidade
Durante muitas décadas, os planetologistas procuraram condições adequadas para a vida principalmente em superfícies sólidas do tipo terrestre, assumindo que isso ocorria na chamada "zona habitável", onde a água líquida pode existir. No entanto, descobertas recentes mostram que nos satélites gelados podem existir oceanos internos, sustentados por fontes de calor de marés ou materiais radioativos, onde a água líquida está sob camadas espessas de gelo – sem exposição à radiação solar. Isto amplia a nossa compreensão de onde a vida pode prosperar: desde ambientes próximos ao Sol (Terra) até regiões distantes e frias, mas com energia e condições de estabilidade adequadas, nas áreas dos gigantes gasosos.
De todos os exemplos, Europa (satélite de Júpiter) e Encelado (satélite de Saturno) destacam-se especialmente: ambos apresentam evidências confiáveis de oceanos salgados subglaciais, possível fornecimento de energia química ou hidrotermal e potenciais recursos nutricionais. Ao estudar estes, assim como Titã ou Ganimedes, percebe-se que a habitabilidade pode existir em várias formas e não necessariamente apenas nas camadas superficiais tradicionalmente compreendidas. A seguir, revisamos como esses ambientes foram descobertos, quais podem ser as condições para a vida e como as missões futuras planeiam procurar biossinais.
2. Europa: oceano sob a superfície de gelo
2.1 Indicações geológicas da Voyager e Galileo
Europa, um pouco menor do que o satélite natural da Terra, a Lua, tem uma superfície brilhante coberta por gelo de água, marcada por estruturas lineares escuras (fissuras, cristas, áreas caóticas). As primeiras indicações foram detectadas nas fotografias da Voyager (1979), dados mais detalhados da Galileo (anos 90) mostraram uma superfície jovem e geologicamente ativa com poucos crateras. Isto sugere que o calor interno ou a força das marés renovam constantemente a crosta, e que sob a camada de gelo pode existir um oceano que mantém o gelo liso e "caótico".
2.2 Calor de marés e oceano subglacial
Europa move-se em ressonância de Laplace com Io e Ganimedes, pelo que os efeitos de maré flexionam Europa em cada órbita. Este atrito gera calor que impede o congelamento do oceano. Os modelos sugerem:
- Espessura da camada de gelo: varia de alguns quilómetros até ~20 km, sendo geralmente mencionados ~10–15 km.
- Profundidade da água líquida: 60–150 km, pelo que Europa poderia conter mais água do que todos os oceanos da Terra juntos.
- Salinidade: é provável que o oceano seja salgado, contendo cloretos (NaCl) ou sulfatos de magnésio, conforme indicam análises espectrais e cálculos geoquímicos.
O calor de marés protege o oceano do congelamento, enquanto a camada de gelo isola e ajuda a manter uma camada líquida por baixo.
2.3 Potencial para existência de vida
Para a vida como a conhecemos, o mais importante é água líquida, uma fonte de energia e elementos químicos essenciais. Em Europa:
- Energia: calor de marés e possivelmente fontes hidrotermais no fundo, caso o manto rochoso seja ativo.
- Química: oxidantes formados pela radiação no gelo da superfície podem penetrar no oceano através de fissuras e sustentar reações de oxidação-redução. Também podem existir sais e compostos orgânicos.
- Biossinais: a sua possível procura inclui a detecção de moléculas orgânicas em materiais expelidos da superfície ou mesmo vestígios químicos do oceano (por exemplo, desequilíbrios que indicam reações biológicas).
2.4 Missões e investigação futura
A missão da NASA Europa Clipper (prevista para lançamento em meados de 2020) realizará várias passagens, estudando a espessura da camada de gelo, a composição química e procurando possíveis géiseres ou anomalias na composição da superfície. Um módulo de aterragem proposto poderia recolher material da superfície. Se fissuras no gelo ou géiseres transportarem material do oceano para a superfície, essa análise poderia revelar vestígios de formas de vida microbiana ou compostos orgânicos complexos.
3. Encelado: a lua dos géiseres em órbita de Saturno
3.1 Descobertas da Cassini
Encelado, uma pequena lua de Saturno (~500 km de diâmetro), tornou-se uma surpresa inesperada quando a sonda Cassini (desde 2005) detectou géiseres de vapor de água, partículas de gelo e matéria orgânica a emergir do polo sul (as chamadas "riscas de tigre"). Isto indica que existe água líquida sob uma fina camada de gelo nesta região.
3.2 Características do oceano
Dados do espectrómetro de massa da “Cassini” revelaram:
- Água salgada nas partículas dos géiseres, com NaCl e outros sais.
- Compostos orgânicos, incluindo hidrocarbonetos complexos, reforçando a possibilidade de evolução química precoce.
- Anomalias térmicas: aquecimento por marés concentrado no sul, sustentando pelo menos um oceano subglacial regional.
Os dados indicam que Encelado pode ter um oceano global coberto por 5–35 km de gelo, embora a espessura varie em diferentes locais. Há indícios de que a água interage com o núcleo rochoso, possivelmente gerando fontes de energia hidrotermal.
3.3 Potencial de habitabilidade
Encelado apresenta grande potencial de habitabilidade:
- Energia: aquecimento por marés mais possíveis fontes hidrotermais.
- Água: oceano salgado confirmado.
- Química: presença de compostos orgânicos nos géiseres, vários sais.
- Disponibilidade: géiseres ativos expulsam água para o espaço, permitindo que sondas coletem amostras diretamente, sem necessidade de perfurar o gelo.
As missões propostas poderiam incluir uma sonda orbital ou de aterragem para analisar detalhadamente partículas de géiseres – procurando compostos orgânicos complexos ou isótopos que possam indicar processos bioquímicos.
4. Outros satélites gelados e corpos com possíveis oceanos subglaciais
4.1 Ganimedes
Ganimedes, o maior satélite de Júpiter, pode ter uma estrutura interna estratificada com uma possível camada aquosa. Dados da “Galileo” sobre o campo magnético indicam uma camada condutora (provavelmente água salgada) sob a superfície. Acredita-se que esse oceano esteja aprisionado entre várias camadas de gelo. Embora Ganimedes esteja mais longe de Júpiter, o aquecimento por marés é menor, mas a energia radioativa e residual pode manter uma camada líquida parcial.
4.2 Titã
O maior satélite de Saturno, Titã, tem uma densa atmosfera de azoto, lagos de metano/etano na superfície e possivelmente um oceano subglacial de água/amónia. Dados da “Cassini” indicam anomalias gravitacionais compatíveis com uma camada líquida profunda. Embora os líquidos na superfície sejam principalmente hidrocarbonetos, o oceano interior de Titã (se confirmado) provavelmente seria de água, podendo ser outro ambiente para a vida.
4.3 Tritão, Plutão e outros
Tritão (satélite de Neptuno, provavelmente “capturado” do Cinturão de Kuiper) pode ter mantido um oceano subglacial devido ao aquecimento por marés após a captura. Plutão (explorado pela “New Horizons”) também pode ter um interior parcialmente líquido. Muitos objetos transnetunianos (TNO) podem ter oceanos temporários ou congelados, embora seja difícil confirmar diretamente. Portanto, não é só na órbita de Marte que pode haver água: em regiões mais distantes podem existir camadas aquosas e potenciais incubadoras de vida.
5. Busca por biossinais
5.1 Exemplos de indicadores de vida
Possíveis sinais de vida nos oceanos sob gelo podem ser:
- Desequilíbrio químico: Por exemplo, concentrações incompatíveis de oxidantes e redutores, difíceis de explicar por processos não biológicos.
- Compostos orgânicos complexos: Aminoácidos, lípidos ou compostos poliméricos expelidos nos géiseres ou no gelo da superfície.
- Relações isotópicas: Composição isotópica de carbono ou enxofre que difere dos modelos abióticos de fracionamento.
Como estes oceanos estão sob vários ou mesmo dezenas de quilómetros de gelo, obter amostras diretamente é difícil. Contudo, os géiseres de Encélado ou talvez as erupções de Europa permitem estudar o conteúdo do oceano diretamente no espaço. Instrumentos futuros poderiam detectar até pequenas quantidades de matéria orgânica, estruturas celulares ou assinaturas isotópicas.
5.2 Missões de investigação direta e ideias de perfuração
Projetos planeados, como o “Europa Lander” ou o “Enceladus Lander”, propõem perfurar pelo menos alguns centímetros ou metros no gelo fresco ou recolher material expelido por géiseres com equipamento avançado (por exemplo, cromatógrafo gasoso-espectrómetro de massa, imagiologia ao nível microscópico). Apesar dos desafios tecnológicos (risco de contaminação, ambiente radioativo, fonte de energia limitada), tais missões poderiam confirmar ou refutar decisivamente a existência de vida microbiana.
6. O papel geral dos mundos oceânicos sob gelo
6.1 Expansão do conceito de «zona habitável»
Normalmente, a zona de habitabilidade refere-se à região em torno de uma estrela onde a superfície de planetas rochosos pode suportar água líquida. Contudo, com a descoberta de oceanos internos mantidos por calor das marés ou radioativo, vemos que a habitabilidade não depende necessariamente diretamente do calor da estrela. Por isso, satélites de planetas gigantes – mesmo longe da “zona clássica de habitabilidade” – podem ter condições vitais. Assim, a habitabilidade de satélites em sistemas de exoplanetas, em regiões externas, é também uma possibilidade real.
6.2 Astrobiologia e a origem da vida
Os estudos destes mundos oceânicos iluminam caminhos alternativos da evolução. Se a vida pode surgir ou persistir sob o gelo, sem luz solar, então a sua disseminação no Universo pode ser muito mais ampla. Nas profundezas do oceano terrestre, junto a fontes hidrotermais, vê-se frequentemente a possibilidade de aqui terem-se formado os primeiros organismos vivos; condições análogas no fundo dos mares de Europa ou Encélado poderiam criar gradientes químicos para a vida.
6.3 Importância das pesquisas futuras
Se fosse possível encontrar biossinais evidentes num satélite gelado, seria uma enorme revolução científica, indicando uma “segunda gênese da vida” no nosso Sistema Solar. Isso mudaria a nossa perceção sobre a ubiquidade da vida no cosmos e incentivaria buscas mais direcionadas por exoluas em sistemas estelares distantes. Missões como a “Europa Clipper” da NASA, orbitadores propostos para Encelado ou tecnologias avançadas de perfuração são etapas essenciais para este avanço astrobiológico.
7. Conclusão
Oceanos subterrâneos em satélites gelados, como Europa e Encélado, são alguns dos focos mais promissores de habitabilidade para além da Terra. O calor das marés, processos geológicos e possíveis sistemas hidrotermais indicam que, mesmo longe do calor solar, estes oceanos ocultos podem abrigar ecossistemas microbianos. Outros corpos – Ganímedes, Titã, talvez Tritão ou Plutão – também podem ter camadas semelhantes, cada um com a sua química e geologia próprias.
Procura de biossinais nestes locais baseia-se no estudo de ejecções (material expelido) ou, no futuro, na recolha de amostras profundas. Qualquer descoberta de vida (ou pelo menos de sistemas químicos avançados) aqui causaria uma revolução científica, revelando uma “segunda” origem da vida no mesmo Sistema Solar. Isso permitiria expandir a compreensão sobre quão amplamente a vida pode existir no Universo e quais podem ser as suas condições. À medida que as investigações continuam, o conceito de que a “habitabilidade” é possível apenas no contexto tradicional da superfície, na zona próxima à estrela, está a expandir-se constantemente – confirmando que o Universo pode esconder habitats de vida nos locais mais inesperados e remotos.
Links e leitura adicional
- Kivelson, M. G., et al. (2000). “Medições do magnetómetro Galileo: Um caso mais forte para um oceano subterrâneo em Europa.” Science, 289, 1340–1343.
- Porco, C. C., et al. (2006). “Cassini observa o polo sul ativo de Encelado.” Science, 311, 1393–1401.
- Spohn, T., & Schubert, G. (2003). “Oceanos nos gelados satélites galileanos de Júpiter?” Icarus, 161, 456–467.
- Parkinson, C. D., et al. (2007). “Encelado: Observações da Cassini e implicações para a busca de vida.” Astrobiology, 7, 252–274.
- Hand, K. P., & Chyba, C. F. (2007). “Restrições empíricas sobre a salinidade do oceano de Europa e implicações para uma fina camada de gelo.” Icarus, 189, 424–438.