Habitabilidad Planetaria

La habitabilidad planetaria es una medida del potencial que tiene un cuerpo cósmico de sustentar vida. Se puede aplicar tanto a los planetas como a los satélites naturales de los planetas.

El único requisito absoluto para la vida es una fuente de energía. Por este motivo, es interesante determinar la zona de habitabilidad de diferentes estrellas, pero la noción de habitabilidad planetaria implica el cumplimiento de muchos otros criterios geofísicos, geoquímicos y astrofísicos para que un cuerpo cósmico sea capaz de sustentar vida. Como se desconoce la existencia de vida extraterrestre, la habitabilidad planetaria es, en gran parte, una extrapolación de las condiciones de la Tierra y las características del Sol y el Sistema Solar que parecen favorables para el florecimiento de la vida. Es de interés particular el conjunto de factores que ha favorecido el surgimiento en la Tierra de organismos pluricelulares y no simplemente organismos unicelulares. La investigación y la teoría sobre este tema son componentes de la ciencia planetaria y la disciplina emergente de la astrobiología.

La idea de que otros planetas puedan albergar vida es muy antigua, aunque históricamente ha estado enmarcada dentro de la filosofía tanto como dentro de las ciencias físicas.El final del siglo XX vivió dos grandes avances en esta materia. Para empezar, la exploración robótica y la observación de otros planetas y satélites del Sistema Solar han proporcionado información esencial para definir los criterios de habitabilidad y han permitido establecer comparaciones geofísicas sustanciales entre la Tierra y otros cuerpos. El descubrimiento de planetas extrasolares —que comenzó en 1992 y se ha disparado desde entonces— fue el segundo hito. Confirmó que el Sol no es único albergando planetas y extendió el horizonte de la investigación sobre habitabilidad más allá del Sistema Solar.

Sistemas estelares aptos

La comprensión de la habitabilidad planetaria empieza en las estrellas. Aunque puede que los cuerpos que, en general, son parecidos a la Tierra sean muy numerosos, es igual de importante que el sistema en el que habitan sea compatible con la vida. Con el auspicio del Proyecto Phoenix del SETI, las científicas Margaret Turnbull y Jill Tarter desarrollaron en 2002 el "HabCat" (o "Catálogo de Sistemas Estelares Habitables"). El catálogo fue confeccionado cribando las casi 120 000 estrellas del Catálogo Hipparcos hasta quedarse con un grupo de 17 000 "HabStars", y los criterios de selección que utilizaron proporcionan un buen punto de partida para comprender por qué son necesarios los factores astrofísicos para que un planeta sea habitable.

Tipo espectral

El tipo espectral de una estrella indica la temperatura de su fotosfera, que (para las estrellas de la secuencia principal) está correlacionada con la masa total. Actualmente se considera que el rango espectral apropiado para las "HabStars" va desde "F bajo" o "G" hasta "K mediano". Esto corresponde a unas temperaturas de poco más de 7000 K hasta poco más de 4000 K; el Sol (no es coincidencia) está justo en el punto medio de estos límites, y está clasificado como estrella G2. Las estrellas de "clase media" como ésta tienen una serie de características consideradas importantes para la habitabilidad planetaria:

Viven al menos unos cuantos miles de millones de años, dando oportunidad a que la vida evolucione. Las estrellas de la secuencia principal de tipo "O", "B" y "A", más luminosas, normalmente viven menos de mil millones de años y en casos excepcionales menos de 10 millones de años.
Emiten la suficiente radiación ultravioleta de alta energía para que se produzcan fenómenos atmosféricos importantes como la formación de ozono, pero no tanta como para que la ionización destruya la vida incipiente.
Puede existir agua líquida en la superficie de los planetas que orbitan a una distancia que no produce acoplamiento de marea.
Estas estrellas no son ni "muy calientes" ni "muy frías" y viven lo bastante como para que la vida tenga oportunidad de surgir. Este rango espectral representa entre un 5 y un 10 por ciento de las estrellas de la galaxia Vía Láctea. Si las estrellas de tipo K bajo y M ("enanas rojas") también son aptas para albergar planetas habitables es quizás la cuestión abierta más importante de todo el campo de la habitabilidad planetaria, dado que la mayor parte de las estrellas caen dentro de ese rango; esto se explica extensamente más abajo.

Una zona habitable estable

La zona habitable (ZH) es una cáscara teórica que rodea a una estrella, dentro de la cual cualquier planeta tendría agua (u otro disolvente potencial) líquido en su superficie. Después de una fuente de energía, el agua líquida se considera el ingrediente más importante para la vida, considerando lo esencial que es para todos los seres vivos de la Tierra. Puede que esto refleje los prejuicios de una especie dependiente del agua, y si se descubre vida en ausencia de agua (por ejemplo, en una solución de amoníaco líquido), la noción de ZH tendrá que expandirse mucho o descartarse completamente por demasiado restrictiva.

Una ZH "estable" implica dos factores. Primero, el rango de una ZH no debe variar mucho con el tiempo. Todas las estrellas aumentan de luminosidad cuando envejecen y sus ZH se desplazan naturalmente hacia el exterior, pero si esto sucede demasiado rápido (por ejemplo, con una estrella supermasiva), los planetas tendrán solo una breve ventana dentro del ZH y por tanto una menor probabilidad de desarrollar vida. Calcular el rango de una ZH y su movimiento a largo plazo nunca es sencillo, dado que los ciclos de retroalimentación negativos como el ciclo del carbono tienden a desplazar los aumentos de luminosidad. Las suposiciones que se hacen sobre las condiciones atmosféricas y la geología tienen un impacto sobre el rango de la ZH tan grande como la evolución solar; los parámetros propuestos para la ZH del Sol, por ejemplo, han fluctuado mucho.

Segundo, no debe existir ningún cuerpo masivo como un gigante gaseoso dentro o relativamente cerca de la ZH, interfiriendo en la formación de cuerpos como la Tierra. La masa del cinturón de asteroides, por ejemplo, parece que no fue capaz de formar un planeta por acreción debido a resonancias orbitales con Júpiter; si el gigante hubiese aparecido en la región que ahora está entre las órbitas de Venus y Marte, casi con toda seguridad la Tierra no habría desarrollado su forma actual. Esto está compensado de alguna manera por los indicios de que un gigante gaseoso dentro de la ZH, bajo ciertas condiciones, podría tener satélites habitables.

Antes se suponía que el patrón de planetas rocosos interiores y gigantes gaseosos exteriores observable en el Sistema Solar era la norma en todas partes, pero los descubrimientos de planetas extrasolares han echado por tierra esta idea. Se han hallado numerosos cuerpos del tamaño de Júpiter en órbita cercana a su estrella primaria, desbaratando las ZHs potenciales. Es probable que los datos actuales de planetas extrasolares estén sesgados hacia los planetas grandes con órbitas pequeñas y excéntricas, porque son mucho más fáciles de identificar; todavía permanece desconocido qué tipo de sistema solar es la norma.

Baja variación estelar

Los cambios en luminosidad son comunes en todas las estrellas, pero la magnitud de esas fluctuaciones cubre un gran rango. La mayoría de las estrellas son relativamente estables, pero una minoría significativa de estrellas variables experimenta a menudo aumentos súbitos e intensos de luminosidad, y por consiguiente de energía radiada hacia los cuerpos en órbita. Estas estrellas se consideran malas candidatas para albergar planetas habitables, ya que su impredecibilidad y los cambios en sus emisiones de energía tendrían un impacto negativo en los organismos. Como consecuencia más evidente, los seres vivos adaptados a una temperatura particular probablemente serían incapaces de sobrevivir a un cambio de temperatura demasiado grande. Es más, los aumentos de luminosidad suelen estar acompañados de enormes dosis de rayos gamma y rayos X que pueden resultar letales. Las atmósferas mitigan tales efectos (un aumento absoluto del 100 por ciento de la luminosidad del Sol no necesariamente significaría un aumento del 100 por ciento de la temperatura absoluta de la Tierra), pero puede que la protección de las atmósferas no se dé en los planetas que orbitan alrededor de estrellas variables, ya que la energía de alta frecuencia que golpea a estos cuerpos los privaría continuamente de su cubierta protectora.

El Sol, como en casi todo, es benigno en relación con este peligro: la variación entre el máximo y el mínimo solar es de apenas un 0,1 por ciento, a lo largo de su ciclo solar de 11 años. Hay gran evidencia de que los pequeños cambios en la luminosidad del Sol han tenido efectos significativos en el clima de la Tierra dentro del tiempo histórico; la Pequeña Edad de Hielo de mediados del segundo milenio, por ejemplo, pudo tener su causa en una disminución a largo plazo de la luminosidad del Sol.6 Por tanto, una estrella no necesita ser una verdadera estrella variable para que las diferencias en su luminosidad afecten a la habitabilidad. De los "gemelos del sol" conocidos, se considera que el que más se parece al Sol es 18 Scorpii; es interesante el hecho de que la única diferencia significativa entre ambos cuerpos es la amplitud del ciclo solar, que parece ser mucho mayor para 18 scorrpp.

Alta metalicidad

Aunque el grueso del material de cualquier estrella es el hidrógeno y el helio, hay una gran variación en la cantidad de elementos pesados que contiene. Una gran proporción de metales en una estrella está correlacionada con la cantidad de material pesado disponible en el disco protoplanetario. Una baja cantidad de metal disminuye significativamente la probabilidad de que se hayan formado planetas alrededor de una estrella, según la teoría de la nebulosa solar sobre la formación de sistemas planetarios. Cualquier planeta que se forme alrededor de una estrella con poco metal tendrá probablemente muy poca masa, y por tanto no será favorable para la vida. Hasta la fecha, los estudios espectroscópicos de los sistemas en los que se ha encontrado un exoplaneta confirman la relación entre un alto contenido metálico y la formación de planetas: «Las estrellas con planetas, o al menos con planetas similares a los que encontramos hoy en día, son claramente más ricas en metales que las estrellas sin compañía planetaria».La alta metalicidad también establece un requisito de juventud para las habstars: las estrellas formadas al principio de la historia del universo tienen un contenido bajo de metales y una correspondiente menor probabilidad de tener compañeros planetarios.

Características planetarias

La principal suposición sobre los planetas habitables es que son terrestres. Estos planetas, que se encuentran aproximadamente dentro de un orden de magnitud de la masa de la Tierra, están compuestos principalmente de rocas de silicato y no han acrecido a partir de las capas gaseosas exteriores de hidrógeno y helio que se encuentran en los gigantes gaseosos. No se ha descartado completamente que pueda evolucionar vida en las nubes superiores de los planetas gigantes,Nota 4 aunque se considera poco probable dado que no tienen superficie y su gravedad es enorme.9 Los satélites naturales de los planetas gigantes, por otro lado, son candidatos perfectamente válidos para albergar vida.

Al analizar qué ambientes tienen mayor probabilidad de permitir vida, se suele hacer una distinción entre los organismos unicelulares como las bacterias y arqueas, y los organismos complejos como los metazoos (animales). La unicelularidad precede necesariamente a la pluricelularidad en cualquier hipotético árbol de la vida, y donde emergen organismos unicelulares no hay nada que asegure que se desarrollará mayor complejidad que esa.Las características planetarias listadas abajo se consideran generalmente cruciales para la vida, pero en todos los casos los impedimentos a la habitabilidad deben considerarse más severos para los organismos pluricelulares como las plantas y los animales que para la vida unicelular.

Masa

Los planetas con poca masa son malos candidatos para la vida por dos razones. Primero, su baja gravedad hace que conservar la atmósfera sea difícil. Las moléculas constituyentes tienen más probabilidad de alcanzar la velocidad de escape y perderse en el espacio cuando son bombardeadas con viento solar o agitadas por una colisión. Los planetas que no tienen una atmósfera gruesa carecen del material necesario para una bioquímica primaria, tienen poco aislamiento y poca transferencia de calor entre su superficie (por ejemplo, Marte, con su fina atmósfera, es más fría de lo que lo sería la Tierra a una distancia parecida) y menos protección contra la radiación de alta frecuencia y los meteoroides. Además, si la atmósfera es menor de 0,006 atmósferas terrestres, no puede existir agua en forma líquida por no alcanzar la presión atmosférica requerida, 4,56 mmHg (608 pascales). El rango de temperaturas en el que el agua es líquida es más pequeño a bajas presiones, en general.

Segundo, los planetas pequeños tienen diámetros pequeños y por tanto mayor proporción superficie/volumen que sus primos mayores. Estos cuerpos tienden a perder rápidamente la energía que sobró tras su formación y terminan geológicamente muertos, careciendo de volcanes, terremotos y actividad tectónica, que proporcionan a la superficie materiales necesarios para la vida y a la atmósfera moderadores de la temperatura como el dióxido de carbono. La tectónica de placas parece ser particularmente crucial, al menos en la Tierra: no solo sirve para reciclar minerales y compuestos químicos importantes, también fomenta la biodiversidad creando continentes y aumentando la complejidad ambiental y ayuda a crear las células convectivas necesarias para generar el campo magnético terrestre.

"Poca masa" es una etiqueta en parte relativa; se considera que la Tierra tiene poca masa cuando se compara con los gigantes gaseosos del Sistema Solar, pero es, de todos los cuerpos terrestres, el más grande en diámetro y masa y también el más denso.Nota 6 Es lo bastante grande para retener una atmósfera con su gravedad y para que su núcleo líquido siga siendo una fuente de calor, impulsando la diversa geología de la superficie (la descomposición de los elementos radioactivos en el núcleo de un planeta es otro componente significativo del calentamiento planetario). Marte, en contraste, está casi (o quizás totalmente) muerto geológicamente, y ha perdido gran parte de su atmósfera.Por tanto, sería correcto deducir que el límite de la masa mínima para la habitabilidad se encuentra en algún punto entre Marte y la Tierra o Venus. Unas circunstancias excepcionales ofrecen casos excepcionales: el satélite de Júpiter Io (más pequeña que los planetas terrestres) es volcánicamente activa por las tensiones gravitatorias inducidas por su órbita; el vecino Europa puede tener un océano líquido bajo una capa congelada debido también a la energía creada en su órbita alrededor de un gigante gaseoso; el satélite de Saturno Titán, por otro lado, tiene una remota posibilidad de albergar vida, ya que conserva una gruesa atmósfera y son posibles las reacciones bioquímicas en el metano líquido de su superficie. Estos satélites son excepciones, pero demuestran que la masa como criterio de habitabilidad no puede considerarse como definitiva.

Finalmente, un planeta grande es probable que tenga un gran núcleo de hierro. Esto permite la existencia de un campo magnético que proteja al planeta del viento solar, que de otra manera tendería a despojarlo de su atmósfera y bombardearía a los seres vivos con partículas ionizadas. La masa no es el único criterio necesario para producir un campo magnético —el planeta también debe rotar lo bastante rápido para producir un efecto de dinamo dentro de su núcleo — pero es un componente significativo del proceso.

Órbita y rotación

Como en los otros criterios, la estabilidad es la consideración crítica para determinar el efecto de las características orbitales y rotacionales sobre la habitabilidad planetaria. La excentricidad orbital es la diferencia entre las distancias mayor y menor al objeto primario. Cuanto mayor es la excentricidad, mayor es la fluctuación de la temperatura en la superficie de un planeta. Aunque son adaptativos, los seres vivos solo pueden soportar cierta variación, sobre todo si las fluctuaciones sobrepasan tanto el punto de congelación como el punto de ebullición del solvente biótico principal del planeta (por ejemplo, el agua en la Tierra). Si, por ejemplo, los océanos de la Tierra se evaporaran y congelaran alternativamente, es difícil imaginar cómo podría haber evolucionado la vida tal y como la conocemos. Cuanto más complejo es un organismo, más sensible es a las temperaturas.La órbita de la Tierra es casi circular, con una excentricidad menor de 0,02; otros planetas de nuestro sistema (con la excepción de Plutón y Mercurio) tienen excentricidades igualmente benignas.

Los datos recogidos sobre la excentricidad orbital de los planetas extra solares ha sorprendido a muchos investigadores: el 90 % tiene una excentricidad orbital más grande que los planetas del sistema solar, y la media es 0,25.Esto podría ser fácilmente el resultado de un sesgo en la muestra. A menudo los planetas no se observan directamente, sino que se infieren a partir del "tambaleo" que producen en su estrella. Cuanto mayor es la excentricidad, mayor es la perturbación sobre la estrella, y por tanto mayor la detectabilidad del planeta.

El movimiento de un planeta alrededor de su eje de rotación también debe cumplir ciertos criterios para que la vida tenga oportunidad de evolucionar. Una primera suposición es que el planeta debe tener estaciones moderadas. Si hay poca o ninguna inclinación axial (u oblicuidad) relativa a la perpendicular de la eclíptica, no habrá estaciones y por tanto desaparecerá un estimulante principal de la dinámica de la biosfera. El planeta también sería mucho más frío de lo que sería si tuviera una inclinación significativa: cuando la radiación más intensa cae siempre dentro de unos pocos grados del ecuador, el clima cálido no puede superar al polar y el clima del planeta acaba dominado por los sistemas climáticos polares, más fríos.

Por otro lado, si un planeta está radicalmente inclinado, las estaciones serán extremas y harán más difícil que la biosfera alcance la homeostasis. Aunque durante el Cuaternario la Tierra tenía una mayor inclinación axial que coincidió con una reducción del hielo polar, temperaturas más cálidas y menos variación estacional, los científicos no saben si esta tendencia hubiera continuado indefinidamente con una mayor inclinación del eje. (Véase Glaciación global).

Los efectos exactos de estos cambios solo se pueden modelar por computador hoy en día, y los estudios muestran que incluso las inclinaciones extremas de hasta 85 grados no descartan absolutamente la vida, "siempre que no ocupen superficies continentales que sufren estacionalmente la mayor temperatura".No solo se debe considerar la inclinación axial media, sino también su variación en el tiempo. La inclinación de la Tierra varía entre 21,5 y 24,5 grados en 41 000 años. Una variación más drástica, o una periodicidad mucho más corta, inducirían cambios climáticos como variaciones en la severidad de las estaciones.

Otras consideraciones orbitales son:

El planeta debe rotar relativamente rápido para que el ciclo día-noche no sea demasiado largo. Si un día dura años, la temperatura diferencial entre el lado de día y el lado de noche será pronunciada, y aparecerán problemas similares a los de la excentricidad orbital extrema.
Los cambios en la dirección del eje de rotación (precesión) no deberían ser pronunciados. Por sí misma, la precesión no afecta a la habitabilidad, ya que cambia la dirección de la inclinación, no su grado. Sin embargo, la precesión tiende a acentuar las variaciones causadas por otras desviaciones orbitales. En la Tierra, la precesión tiene un ciclo de 23 000 años.
La Luna parece jugar un papel crucial en la moderación del clima terrestre al estabilizar la inclinación axial. Se ha sugerido que una inclinación caótica puede ser fatal para la habitabilidad, es decir, un satélite del tamaño de la Luna no solo es de ayuda sino un requisito para producir estabilidad.Existe controversia sobre este punto.

Geoquímica

En general se asume que cualquier vida extraterrestre que pueda existir estará basada en la misma química fundamental que la vida terrestre, ya que los cuatro elementos primordiales para la vida, el carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno también son los elementos químicos reactivos más comunes del universo. De hecho, se han hallado compuestos biogénicos sencillos, como los aminoácidos, en meteoritos y en el espacio interestelar. Estos cuatro elementos constituyen el 96 por ciento de la biomasa total de la Tierra. El carbono tiene una capacidad sin parangón para enlazarse consigo mismo y formar estructuras variadas e intrincadas, convirtiéndolo en el material ideal para los complejos mecanismos que forman las células vivas. El hidrógeno y el oxígeno, en forma de agua, componen el solvente en el que tienen lugar los procesos biológicos y en el que se produjeron las primeras reacciones que condujeron al surgimiento de la vida. La energía liberada en la formación de los potentes enlaces covalentes entre el carbono y el oxígeno, disponible al oxidar compuestos orgánicos, es el combustible de todos los seres vivos complejos. Estos cuatro elementos sirven para construir aminoácidos, que son los bloques constitutivos de las proteínas, la sustancia del tejido vivo.

La abundancia relativa en el espacio no siempre tiene reflejo en una abundancia en los planetas; por ejemplo, de los cuatro elementos vitales, solo el oxígeno existe en abundancia en la corteza terrestre.Esto se puede explicar en parte por el hecho de que muchos de estos elementos, como el hidrógeno y el nitrógeno, junto con sus compuestos más básicos, como el dióxido de carbono, el monóxido de carbono, el metano, el amoníaco y el agua, son gaseosos a temperaturas templadas. En la cálida región cercana al Sol, estos compuestos volátiles no pudieron haber jugado un papel significativo en la formación geológica de los planetas. En cambio, fueron capturados en forma gaseosa bajo las jóvenes cortezas, que en su mayor parte estaban formadas por compuestos rocosos no volátiles como el dióxido de silicio (un compuesto de silicio y oxígeno que da cuenta de la abundancia relativa del oxígeno). La liberación de los compuestos volátiles a través de los primeros volcanes habría contribuido a la formación de la atmósfera de los planetas. Los experimentos de Miller demostraron que se pueden formar aminoácidos en una atmósfera primordial por síntesis de los compuestos simples.

A pesar de ello, la liberación de gases volcánica no puede explicar la cantidad de agua que hay en los océanos de la Tierra.La gran mayoría del agua, y podría decirse que del carbono, necesaria para la vida tuvo que venir del sistema solar exterior, lejos del calor solar donde pudo permanecer sólida. Los cometas que impactaron con la Tierra en los primeros años del Sistema Solar habrían depositado vastas cantidades de agua, además de los otros compuestos volátiles necesarios para la vida (incluyendo los aminoácidos), sobre la joven Tierra, proporcionando la chispa de ignición para la evolución de la vida.

Por tanto, aunque hay razones para sospechar que los cuatro «elementos vitales» están disponibles en cualquier parte, es probable que un sistema habitable también necesite un suministro a largo plazo de cuerpos en órbita que siembre los planetas interiores. Sin los cometas es posible que la vida que conocemos no existiría en la Tierra. También existe la posibilidad de que otros elementos distintos de los imprescindibles en la Tierra sean los que proporcionen una base bioquímica para la vida en otros lugares; ver bioquímicas hipotéticas.

Sistemas estelares alternativos

Para determinar la viabilidad de la vida extraterrestre, durante mucho tiempo los astrónomos han centrado su atención en las estrellas parecidas al Sol. Sin embargo, han empezado a explorar la posibilidad de que la vida se pueda formar en sistemas muy distintos al Sistema Solar.

Sistemas binarios

Las estimaciones típicas sugieren que el 50% o más de los sistemas estelares son sistemas binarios. Esto puede deberse en parte a un sesgo de la muestra, ya que las estrellas masivas y brillantes suelen pertenecer a sistemas binarios y son las más fáciles de observar y catalogar; otro análisis más preciso ha sugerido que las estrellas más comunes, que son menos brillantes, no suelen tener compañera y que por tanto hasta dos tercios de todos los sistemas estelares son solitarios.

La separación entre las estrellas en un sistema binario va desde menos de una unidad astronómica (UA, la distancia entre la Tierra y el Sol) a varios cientos. En este último caso, los efectos gravitatorios serán despreciables sobre un planeta que orbite a alguna de las estrellas, y su habitabilidad planetaria no se verá desbaratada a menos que la órbita sea muy excéntrica (ver Némesis, por ejemplo). Sin embargo, cuando la separación sea significativamente menor, puede que una órbita estable sea imposible. Si la distancia de un planeta a su estrella primaria es mayor que un quinto de la distancia mínima a la que se acerca la otra estrella, no está garantizada la estabilidad orbital.22 El mero hecho de que se puedan formar planetas en sistemas binarios lleva tiempo sin estar nada claro, dado que las fuerzas gravitatorias podrían interferir con la formación de planetas. El trabajo teórico de Alan Boss en el Instituto Carnegie ha demostrado que se pueden formar gigantes gaseosos alrededor de sistemas binarios de la misma manera que lo hacen con las estrellas solitarias.

Un estudio de Alfa Centauri, el sistema estelar más cercano al Sol, sugiere que no hay que descartar a los sistemas binarios de la búsqueda de planetas habitables. Centauri A y B están separadas por 11 UA en su acercamiento máximo (23 UA de media), y ambas pueden tener zonas habitables estables. Un estudio de la estabilidad orbital a largo plazo de planetas simulados en este sistema demuestra que los planetas situados aproximadamente a tres UA de cualquiera de las estrellas puede permanecer estable (es decir, el semieje mayor se desvía menos de un 5 por ciento). Una estimación conservadora de la ZH de Centauri A la sitúa a 1,2 o 1,3 UA y la de Centauri B a 0,73 o 0,74 UA, bien adentradas en la región estable en ambos casos.

Sistemas con enana roja

Determinar la habitabilidad de una enana roja puede ayudar a determinar lo común que es la vida en el universo, ya que las enanas rojas constituyen entre el 70 y el 90 por ciento de todas las estrellas de la galaxia. Probablemente las enanas marrones son más numerosas que las enanas rojas. Sin embargo, no se suelen clasificar como estrellas, y nunca podrían sustentar vida tal y como es conocida, ya que el poco calor que emiten desaparece rápidamente.

Durante muchos años, los astrónomos han descartado a las enanas rojas como una potencial morada para la vida. Su pequeño tamaño (desde 0,1 a 0,6 masas solares) significa que sus reacciones nucleares se producen a un ritmo excepcionalmente lento, y emiten muy poca luz (desde un 3% a un 0,01% de la que produce el Sol). Cualquier planeta que orbite alrededor de una enana roja tendría que estar muy cerca de su estrella para alcanzar una temperatura de superficie similar a la de la Tierra; desde 0,3 UA (justo en el interior de la órbita de Mercurio) para una estrella como Lacaille 8760 hasta 0,032 UA para una estrella como Próxima Centauri (un mundo así tendría un año de 6,3 días).A esas distancias, la gravedad de la estrella provocaría un acoplamiento de marea. La cara diurna del planeta apuntaría eternamente hacia la estrella, mientras que la cara nocturna siempre apuntaría en dirección contraria. La única manera de que la potencial vida pudiera evitar el infierno o la congelación sería que el planeta tuviese una atmósfera lo bastante gruesa para transferir el calor de la estrella desde la cara diurna a la nocturna. Durante mucho tiempo se asumió que una atmósfera tan gruesa evitaría que la luz solar llegara a la superficie, impidiendo la fotosíntesis.

Este pesimismo se ha suavizado con la investigación. Los estudios de Robert Harbele y Manoj Joshi, del Ames Research Center de la NASA, en California, han demostrado que la atmósfera de un planeta (suponiendo que estuviera compuesta de los gases de efecto invernadero CO2 y H2O) necesitaría tener sólo 100 mb, el 10% de la atmósfera de la Tierra, para que el calor se transfiera efectivamente hasta la cara nocturna.26 Esto está bien dentro de los niveles requeridos para la fotosíntesis, aunque el agua seguiría estando congelada en la cara nocturna para algunos de sus modelos. Martin Heath, del Greenwich Community College, ha demostrado que también el agua del mar podría circular sin congelarse si las cuencas de los océanos fueran lo bastante profundas para permitir el flujo libre por debajo de la capa de hielo de la cara nocturna. Investigaciones posteriores —incluyendo un estudio de la cantidad de radiación fotosintéticamente activa— sugieren que los planetas acoplados orbitalmente en los sistemas con enana roja serían habitables al menos para las plantas superiores.

El inconveniente del acoplamiento de marea puede desaparecer si se considera la posibilidad de que el planeta tenga un satélite o consideramos al propio satélite como candidato a la habitabilidad.

Si se estudia la habitabilidad en el planeta, el satélite podría haber producido el acoplamiento de la rotación del planeta con su propio movimiento alrededor del mismo, evitando que el planeta muestre siempre la misma cara a la estrella. En el Sistema Solar se encuentra un ejemplo en Plutón, que gira sobre sí mismo en el mismo período (6,4 días) que tarda su satélite Caronte en completar una revolución.
Si se estudia la habitabilidad del satélite, se encuentra que la mayor parte de los satélites del Sistema Solar (incluida la Luna) giran mostrando siempre la misma cara al planeta y algunos de ellos lo hacen en períodos que son aptos para la habitabilidad. No obstante, ningún satélite del Sistema Solar es suficientemente grande como para considerarse habitable.
Sin embargo, el tamaño no es el único factor que puede hacer a una enana roja incompatible con la vida. En un planeta que orbita alrededor de una enana roja, la fotosíntesis sería imposible en la cara nocturna, ya que nunca vería el sol. En la cara diurna, como el sol nunca saldría ni se pondría, las zonas bajo la sombra de una montaña permanecerían así para siempre. La fotosíntesis conocida sería complicada por el hecho de que una enana roja produce la mayor parte de su radiación en el infrarrojo, y en la Tierra este proceso depende de la luz visible. Hay varios aspectos positivos en este escenario. Por ejemplo, muchos ecosistemas terrestres dependen de la quimiosíntesis en lugar de la fotosíntesis, algo que sería posible en un sistema con enana roja. Una posición estática del sol elimina la necesidad de que las plantas dirijan sus hojas hacia él, se tengan que ocupar de los cambios en el patrón de sol/sombra, o tengan que cambiar durante la noche de la fotosíntesis a la energía almacenada. En ausencia de un ciclo día-noche, incluyendo la luz débil de la mañana y la tarde, habrá mucha más energía disponible a un cierto nivel de radiación.

Las enanas marrones son mucho más variables y violentas que sus primos mayores, más estables. A menudo están cubiertas de manchas solares que pueden atenuar su luz hasta un 40% durante meses seguidos, mientras que otras veces emiten llamaradas gigantes que pueden duplicar su brillo en cuestión de minutos.Esta variación sería muy dañina para la vida, aunque también podría estimular la evolución aumentando los ritmos de mutación y cambiando rápidamente las condiciones climáticas.

Sin embargo, las enanas rojas tienen una gran ventaja sobre las demás estrellas en términos de habitabilidad para la vida: viven mucho tiempo. La humanidad tardó 4.500 millones de años en aparecer sobre la Tierra, y la vida tal y como se conoce tendrá condiciones adecuadas durante unos 500 millones de años más.Las enanas rojas, en cambio, pueden vivir durante billones de años, porque sus reacciones nucleares son mucho más lentas que las de las estrellas mayores, lo que significa que la vida podría tener más tiempo para evolucionar y sobrevivir. Es más, aunque la probabilidad de encontrar un planeta en la zona habitable de una enana roja concreta es pequeña, la cantidad total de zona habitable alrededor de todas las enanas rojas juntas es igual a la cantidad total que hay alrededor de estrellas parecidas al Sol, dada su ubicuidad.

Otras consideraciones

«Buenos jupíteres»

Los «buenos jupíteres» son planetas gaseosos gigantes, como Júpiter, que orbitan alrededor de sus estrellas en órbitas circulares lo bastante alejadas de la ZH para que no la perturben pero lo bastante cerca para «proteger» de dos maneras a los planetas terrestres con órbitas más cercanas. Primero, ayudan a estabilizar las órbitas, y por tanto los climas, de los planetas interiores. Segundo, mantienen al sistema solar interno relativamente libre de cometas y asteroides que podrían provocar impactos devastadores.Júpiter orbita alrededor del Sol a unas cinco veces la distancia de la Tierra al Sol. Esta es aproximadamente la distancia a la que debemos esperar encontrar buenos jupíteres en otros lugares. El rol de «portero» que tiene Júpiter quedó ilustrado de un modo espectacular en 1994, cuando el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó en el gigante; si la gravedad joviana no hubiera capturado al cometa, podría haber entrado en el sistema solar interior.

En los inicios de la historia del Sistema Solar, Júpiter jugó un papel un tanto contrario: aumentó la excentricidad de la órbita del cinturón de asteroides y permitió a muchos objetos cruzar la órbita de la Tierra y proporcionar al planeta compuestos importantes. Antes de que la Tierra alcanzara la mitad de su masa actual, cuerpos helados de la región de Júpiter y Saturno y pequeños cuerpos del cinturón de asteroides primordial proporcionaron agua a la Tierra por la dispersión gravitatoria de Júpiter y, en menor medida, de Saturno. Así, mientras que hoy los gigantes gaseosos son amables protectores, antes fueron suministradores de material crítico para la habitabilidad.

El papel de los gigantes gaseosos en la habitabilidad de un planeta ha sido cuestionado en los últimos años. En 2008, Horner y Jones demostraron mediante simulaciones informáticas que el efecto gravitacional de Júpiter posiblemente ha causado más impactos en la Tierra de los que ha prevenido.

En contraste, los cuerpos del tamaño de Júpiter que orbiten demasiado cerca de la zona habitable pero no dentro de ella (como en 47 Ursae Majoris), o tenga una órbita muy elíptica que cruce la zona habitable (como en 16 Cygni B), harán muy difícil la existencia de un planeta terrestre en el sistema. Véase la explicación de una zona habitable estable de arriba.

La vecindad galáctica

Los científicos también han considerado la posibilidad de que ciertas zonas de las galaxias (zonas habitables galácticas) sean más adecuadas para la vida que otras; el sistema solar en el que vivimos, en el Brazo de Orión, al borde de la galaxia Vía Láctea, se considera que está en un punto favorable para la vida:

No está en un cúmulo globular, donde la densidad de las estrellas es hostil para la vida, dada la excesiva radiación y perturbaciones gravitatorias. Además, los cúmulos globulares están compuestos principalmente de estrellas viejas, probablemente con pocos metales.
No está cerca de una fuente activa de rayos gamma.
No está cerca del núcleo galáctico, donde de nuevo la densidad estelar aumenta la cantidad de radiación ionizante (por ejemplo, de los magnetares y las supernovas). También se cree que existe un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia, que puede resultar peligroso para cualquier cuerpo cercano.
La órbita circular del Sol alrededor del centro galáctico lo mantienen fuera de los brazos espirales, donde de nuevo las intensas radiaciones y gravedad podrían ser incompatibles con la vida.

Por tanto, lo que necesita un sistema apto para la vida es una relativa soledad. Si el Sol estuviera inmerso en una muchedumbre de sistemas, la probabilidad de estar fatalmente cerca de una fuente de radiación peligrosa aumentaría significativamente. Es más, los vecinos cercanos podrían alterar la estabilidad de varios cuerpos orbitales como los objetos de la nube de Oort y el Cinturón de Kuiper, que podrían causar una catástrofe si se adentran en el sistema solar interno.

Aunque una muchedumbre estelar resulta desventajosa para la habitabilidad, también lo es el aislamiento extremo. Una estrella tan rica en metales como el Sol no se habría formado en las regiones más exteriores de la Vía Láctea, dada la disminución en la abundancia relativa de metales y la ausencia general de formación de estrellas. Por tanto, una situación «suburbana», como la que disfruta nuestro Sistema Solar, es preferible al centro de la galaxia o a las zonas más alejadas.

Impacto de la vida en la habitabilidad

Un añadido interesante a los factores que fomentan la emergencia de la vida es la noción de que la propia vida, una vez formada, se convierte en un factor de habitabilidad por derecho propio. Un ejemplo importante en la Tierra fue la producción de oxígeno a cargo de las antiguas cyanobacterias, y luego de las plantas fotosintéticas, dando como resultado un cambio radical en la composición de la atmósfera terrestre. Este oxígeno resultaría ser fundamental para la respiración de las especies animales posteriores.

Esta interacción entre la vida y la habitabilidad posterior se ha estudiado de varias maneras. La hipótesis Gaia, un tipo de modelo científico de la geobiosfera fundada por sir James Lovelock en 1975, afirma que la vida como un todo fomenta y sostiene unas condiciones adecuadas para ella misma, ayudando a crear un entorno planetario apto para su continuidad; en su versión más dramática, la hipótesis Gaia sugiere que los sistemas planetarios se comportan como un tipo de organismo. Las formas de vida más exitosas cambian la composición del aire, el agua y el suelo de forma que aseguran la continuidad de su existencia, una extensión controvertida de las leyes aceptadas de la ecología.

La consecuencia de que la biota revele una previsión coordinada es cuestionada como acientífica y no falsable. Sin embargo, muchos investigadores de la corriente dominante han llegado a conclusiones parecidas sin aceptar necesariamente la teleología de Lovelock. David Grinspoon ha sugerido una «hipótesis de los mundos vivientes», por la que nuestra comprensión de lo que constituye la habitabilidad no se puede separar de la vida ya existente en un planeta. Además, los planetas que están geológica y meteorológicamente vivos tienen mucha más probabilidad de estar biológicamente vivos, y «un planeta y su vida coevolucionarán».

En su libro El planeta privilegiado, publicado en 2004, Guillermo González y Jay Richards estudian la posible relación entre la habitabilidad de un planeta y su adecuación para observar el resto del universo. Esta idea de una posición «privilegiada» para la vida de la Tierra está cuestionada por sus implicaciones filosóficas, especialmente la violación del principio copernicano.

Astrobiología

La astrobiología es una disciplina científica de la rama de las ciencias biológicas, la cual hace uso principalmente de una combinación de las disciplinas de astrofísica, biología y geología para el estudio de la existencia, origen, presencia e influencia de la vida en el conjunto del Universo, incluyendo a la Tierra.Uno de los más destacados divulgadores de esta disciplina científica fue el astrónomo norteamericano Carl Sagan.

Dentro del campo de la astrobiología, la exobiología estudia específicamente las posibilidades de vida extraterrestre, si bien alejándose radicalmente de las meras hipótesis ufológicas. Aunque su estudio es universal, a la fecha no se cuenta con evidencia que demuestre la existencia de alguna forma de vida generada fuera del planeta Tierra.

Etimología

La palabra astrobiología viene del griego astron = estrella, bios = vida y logos = palabra/ciencia; ocasionalmente también es llamada xenobiología (del griego: xenos = foráneo), exobiología (del griego: exo = exterior) o bioastronomía, es decir, el significado literal de astrobiología es la ciencia de la vida en el cosmos, la ciencia de la vida exterior o foránea (extraterrestre), ya sea vida del pasado, presente o futuro.

Ciencias relacionadas

La astrobiología es una ciencia multidisciplinaria que se forma de la especialización y la unión de diversas disciplinas científicas como son la astronomía, la astrofísica, la biología, la química y la geología. Adicionalmente, las principales ciencias auxiliares de la astrobiología son la matemática, la informática y la estadística.

Descripción

Algunas de las cuestiones que trata de responder la astrobiología son las siguientes:

¿Qué es la vida? ¿Cómo surgió la vida en la Tierra? ¿Cómo evoluciona y se desarrolla? ¿Hay vida en otros lugares del Universo? ¿Cuál es el futuro de la vida en la Tierra y en otros lugares?.

Diferentes instituciones científicas y educativas en todo el mundo se dedican seriamente a la búsqueda de otros planetas (por ejemplo: California & Carnegie Planet Search o The Geneva Extrasolar Planet Search Programmes). Hoy en día se conocen más de 1800 exoplanetas (su número aumenta mes a mes); sin embargo, ninguno de ellos es como la Tierra. Instituciones como el Centro de Astrobiología (CAB) y el Instituto de astrobiología de la NASA (NAI) empiezan a reforzar los pilares para detectar y entender la vida más allá de la Tierra.

La pregunta de si la vida existe o no en alguna parte del Universo además de la Tierra es una hipótesis verificable y, por lo tanto, es una línea viable para la investigación científica. La astrobiología no pretende ser una disciplina científica pura, como lo son la física o la biología, sino que representa un esfuerzo multidisciplinario por parte de investigadores de distintas áreas para intentar responder preguntas sobre la vida basándose en el conocimiento de distintos campos científicos. Es una disciplina científica que intenta abarcar todas las perspectivas posibles. Como sólo se tiene un ejemplo de vida, el conocido en la Tierra, la mayor parte del trabajo se basa en simulaciones y predicciones de las leyes fundamentales de la física y bioquímica o el conocimiento actual de la biología.

Un caso concreto de investigación astrobiológica actual es la búsqueda de vida en Marte. Existe una creciente cantidad de pruebas que sugieren que Marte tuvo antiguamente una importante cantidad de agua líquida en su superficie,siendo esta considerada un precursor esencial para desarrollo de vida.

Misiones específicamente diseñadas para la búsqueda de vida en otros planetas son, por ejemplo, las del programa Viking, o las sondas Beagle 2, ambas dirigidas a Marte. Los resultados del Viking fueron inconcluyentes,6 y la Beagle 2 falló en transmitir, por lo que se presume que se estrelló.La última misión, con un mayor rol de la astrobiología, es la del Mars Science Laboratory, cuyo lanzamiento tuvo lugar el 26 de noviembre de 2011; el 'Mars Science Laboratory' será la primera sonda en Marte, después de los Viking, en buscar directamente evidencia de vida pasada o presente.

Preguntas trascendentes

Algunas de las preguntas que busca responder la astrobiología son: ¿Qué es la vida?, ¿cómo surgió la vida en la Tierra?, ¿Cómo evoluciona y se desarrolla la vida, si existe o no vida extraterrestre?, y ¿Cuál es el futuro de la vida en la Tierra y en otros lugares, de haberla?. Estas preguntas hacen que la astrobiología sea una ciencia con profundas implicaciones filosóficas.

Preguntas frecuentes sobre astrobiología

Objeto de la búsqueda

Principalmente, bacterias u otros organismos microscópicos. Como no se tienen "muestras" de vida extraterrestre, lo que se hace es estudiar algunos de los organismos de la Tierra, conocidos como extremófilos. Algunos extremófilos viven en lugares muy calientes (como Pyrodictium una bacteria que vive en el suelo marino, a una temperatura de 105 °C), mientras que otros viven dentro de las rocas, en sitios muy fríos, o bien se alimentan de azufre o hierro.

Sitios de búsqueda

En la Tierra, se estudia la vida en las fuentes hidrotermales submarinas, los estromatolitos que existen en lugares como Australia, o Cuatro Ciénegas en México. En España, se estudian las bacterias de Río Tinto.

Planetas candidatos a tener vida

Se están estudiando aquellos sitios del Sistema Solar en donde se piensa que hay más probabilidades de encontrar agua líquida en forma estable. Este podría ser el caso del subsuelo de Marte, de Europa, el satélite helado de Júpiter, bajo cuya superficie helada podría existir un océano de agua líquida, de una de las lunas de Saturno, Titán, el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera considerable, y el de Encélado, otra luna de Saturno que muestra evidencias de tener agua líquida a pocos metros de la superficie.

Resultados de la investigación

No hay evidencia definitiva de la existencia de vida cuyo origen no sea terrestre. Sin embargo, exámenes del meteorito ALH84001 cuyo supuesto origen es el planeta Marte, sugiere la posibilidad de la existencia de microfósiles extraterrestres, aunque la interpretación de estas supuestas evidencias es aún controvertida.

En el 2004, la señal espectral del metano fue detectada en la atmósfera marciana tanto por telescopios posicionados sobre la superficie terrestre, como por la sonda Mars Express. El metano tiene un período de vida relativamente corto en la atmósfera marciana, por lo que se supone, debe haber una fuente reciente de este gas. Como no se ha detectado actividad volcánica activa sobre la superficie de Marte (lo que podría generar el metano), algunos científicos han especulado que la fuente podría ser vida microbiana.

La nave espacial Phoenix analizó muestras del suelo y del hielo polar de Marte, en un esfuerzo de identificar zonas habitables en ese planeta.

Planetas fuera del Sistema Solar

Preguntas secundarias, como la existencia de mundos capaces de acoger vida y sus precursores químicos, han tenido resultados más exitosos. Mediante la utilización de distintos métodos se ha concluido que la existencia de estos planetas es más común de lo que se pensaba anteriormente, aunque éstos son usualmente muy diferentes a la Tierra. Se ha sugerido que el Sistema Solar presenta una diagramación atípica, por lo que otra opinión postula que las búsquedas actuales deben dirigirse hacia diagramas no solares. Métodos de detección mejorados sumados a un tiempo mayor de observación, sin duda servirán para descubrir más sistemas planetarios, y posiblemente, algunos como la Tierra.

El progreso de la astronomía infrarroja y submilimétrica ha incrementado la posibilidad de descubrir nuevos sistemas estelares. Búsquedas infrarrojas han descubierto cinturones de polvo y asteroides alrededor de estrellas distantes. Algunas imágenes infrarrojas contienen, supuestamente, imágenes directas de planetas, aunque esto aún está en discusión. La espectroscopia infrarroja y submilimétrica han identificado un número creciente de sustancias químicas alrededor de estrellas, lo que sostiene el origen y mantenimiento de la vida.

Misiones espaciales

Concepción artística del telescopio SIM

Concepción artística del Terrestrial Planet Finder.

Misión de Interferometría Espacial (Space Interferometry Mission - SIM)

Es un telescopio espacial en desarrollo por parte de la NASA y Northrop Grumman; su objetivo principal es la detección de planetas comparables a la Tierra mediante el uso de interferometría óptica. El proyecto fue aprobado en 1998 con lanzamiento programado para 2005, pero éste fue interrumpido en cinco oportunidades y ahora se contempla su lanzamiento en 2015.

Buscador de Planetas Terrestres (Terrestrial Planet Finder)
El Terrestrial Planet Finder (TPF) es un proyecto de la NASA para la creación de un sistema de telescopios capaz de detectar planetas extrasolares similares a la Tierra. Su lanzamiento ha sido pospuesto indefinidamente.

Astrobiología y ufología

La astrobiología es una ciencia constituida y auxiliada por múltiples disciplinas científicas y en observaciones y hechos comprobables, mientras que la ovnilogía o ufología es una pseudociencia que se basa en el estudio de los ovnis en base al material fotográfico, digital u otras pruebas que pretenden darle sustento.

Exoplaneta

Um exoplaneta (ou planeta extrassolar (pré-AO 1990: extra-solar) ) é um planeta que orbita uma estrela que não seja o Sol e, desta forma, pertence a um sistema planetário distinto do nosso. Até 27 de fevereiro de 2016, havia 2 084 exoplanetas detectados.

Embora a existência de sistemas planetários há muito tenha sido aventada, até a década de 1990 nenhum planeta ao redor de estrelas da sequência principal havia sido descoberto. Todavia, desde então, algumas perturbações em torno da estrela atribuídas a exoplanetas gigantes vêm sendo descobertas com telescópios melhores. Mesmo por estimativas, as observações cada vez mais frequentes de exoplanetas gigantes reforçam a possibilidade de que alguns desses sistemas planetários possam conter planetas menores e consequentemente abrigar vida extraterrestre. A maioria dos exoplanetas possuem condições inóspitas à existência de vida tal como é concebida em nosso planeta. Os planetas detectados até agora são, em sua maioria, do tamanho ou maior do que Júpiter, e giram na maioria das vezes em órbitas muito próximas da estrela-mãe. Entretanto, os cientistas acreditam que isso se deve a limitações nas técnicas de detecção de planetas, e não porque essas condições sejam mais comuns.

História de detecções

A descoberta dos primeiros exoplanetas foi anunciada em 1989,quando variações nas velocidades radiais de HD 114762 e Alrai (γ Cephei) foram explicadas como efeitos gravitacionais causados por corpos de massa subestelar, possivelmente gigantes gasosos (11 MJ & 2-3 MJ respectivamente). Alrai foi analisada em um artigo no ano anterior, mas a questão de um companheiro planetário como causa das variações de velocidade foi deixada em aberto. Todavia, uma pesquisa subsequente em 1992 concluiu que os dados não eram robustos o bastante para confirmar a presença de um planeta,mas, dois anos depois, técnicas aperfeiçoadas confirmaram sua existência. O caso de HD 114762 ainda não foi refutado, mas considera-se que seu companheiro possa ser uma estrela de baixa massa em órbita vista de topo.

A primazia da descoberta dos primeiros exoplanetas também é requerida pelo astrônomo polaco Aleksander Wolszczan, que, em 1992, encontrou planetas ao redor do pulsar PSR B1257+12. Acredita-se que eles tenham sido formados dos remanescentes da supernova que produziu o pulsar, numa segunda rodada de formação planetária, ou de caroços sólidos dos restos de gigantes gasosos que sobreviveram à supernova e espiralaram as suas órbitas atuais.

Vários exoplanetas em redor de estrelas solares começaram a ser descobertos em grande número no fim da década de 1990 como resultado do aperfeiçoamento da tecnologia dos telescópios, tais como o advento dos CCDs e de processamento de imagens por computador.Tais avanços permitiram medições mais precisas do movimento estelar, possibilitando que os astrônomos detetassem planetas, não visualmente (porque a luminosidade de um planeta é geralmente muito baixa para ser detetada desta forma), mas através dos efeitos gravitacionais que exercem sobre as estrelas ao redor das quais orbitam . Exoplanetas também podem ser detetados através da variação da luminosidade aparente da estrela à medida que o planeta passa defronte dela.

O primeiro planeta extra-solar definitivo descoberto ao redor de uma estrela da sequência principal (51 Pegasi) foi anunciado em 6 de Outubro de 1995 por Michel Mayor e Didier Queloz da Universidade de Genebra. Desde então, dezenas de planetas foram descobertos e algumas suspeitas datadas do fim dos anos 1980 foram confirmadas, muitas pelo grupo liderado por Geoffrey Marcy, da Universidade da Califórnia, com dados obtidos nos observatórios Lick e Keck. O primeiro sistema a ter mais de um planeta detetado foi υ Andromedae. A maioria dos planetas detetados possuem órbitas muito elípticas.Todos os planetas até hoje descobertos possuem grande massa e a maioria tem massa superior à de Júpiter.

Em Julho de 2004, anunciou-se que o Hubble possibilitou a descoberta de cem exoplanetas adicionais, mas a presença deles ainda não pôde ser confirmada. Ademais, muitas observações apontam para a existência de milhões de cometas nesses sistemas extra-solares.

Até 27 de março de 2014, havia 1 779 exoplanetas detetados.

Em 13 de Novembro de 2008 foi anunciado por Paul Kalas, astrónomo da Universidade de Berkeley, que conseguiu pela primeira vez, através de um telescópio ótico, registar imagens de um exoplaneta. Para tal foi utilizada a técnica de eclipsamento artificial [carece de fontes], isto é, obstruindo a luz das estrelas mais próximas e possibilitando a visualização de seus planetas, muito menos luminosos. A referida imagem mostra o exoplaneta Fomalhaut b, provavelmente com uma massa aproximada à de Júpiter.

Na mesma ocasião, foi anunciada a descoberta, por astrônomos do Instituto de Astrofísica de Victoria, em British Columbia, de três planetas orbitando a estrela HR 8799.

Em Dezembro de 2008, três estudantes da Universidade de Leiden, nos Países Baixos, descobrem o primeiro exoplaneta a orbitar uma estrela quente e de rotação rápida. Meta de Hoon, Remco van der Burg e Francis Vuijsje estavam a testar um método de investigação da flutuação da luz por acção da gravidade, inserido na Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE),quando verificaram que a cada dois dias e meio a luminosidade de uma estrela decrescia na ordem dos 1% a 2%. Ao planeta foi atribuído o nome de OGLE2-TR-L9b possuindo uma massa cinco vezes superior à de Júpiter. A estrela à volta da qual orbita o planeta é 1000 °C a 7000 °C mais quente que o nosso Sol.

Métodos de deteção

Em 2008 havia seis métodos de deteção de planetas extrassolares que são muito débeis, com relação a sua estrelas hospedeiras, para serem detetados por métodos óticos convencionais.

As futuras missões espaciais Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder e Darwin planejam detectar exoplanetas de um modo mais direto.

Cronometria de Pulsares

O primeiro método usado para descobrir exoplanetas consistiu na observação de anomalias na regularidade dos pulsos de um pulsar. Isto levou à "descoberta" do primeiro planeta, que tinha período orbital de exatamente um ano. Essa descoberta foi, posteriormente, desmentida, uma vez que resultou da falha em considerar a Terra ao longo de sua órbita. Entretanto, este método de fato levou à descoberta dos primeiros planetas, bem como do primeiro sistema planetário além do nosso, por Aleksander Wolszczan. Também levou à descoberta do exoplaneta mais antigo que se conhece, pelo grupo de Steinn Sigurdsson, ao redor do pulsar binário PSR B1620-26. Este planeta é o único planeta conhecido que orbita ao redor de duas estrelas.

O método de cronometria de pulsares envolve medições precisas do sinal do pulsar de modo a determinar se há qualquer anomalia no período dos pulsos. Cálculos subsequentes são usados para determinar o que poderia causar essas anomalias. O método é comummente usado para detetar companheiros de pulsares, mas não é usado especificamente para encontrar planetas.

Astrometria

A astrometria consiste no método mais antigo para a busca de exoplanetas, usado pela primeira vez em 1943. Uma certa quantidade de estrelas candidatas foram encontradas desde então, mas não houve confirmação em nenhum desses casos, e muitos astrônomos desistiram desse método diante de outros mais bem-sucedidos. O método envolve a medição do movimento próprio da estrela em busca dos efeitos causados por seus planetas; todavia, variações no movimento próprio são tão pequenas que mesmo os melhores instrumentos de 2008 não fornecem medições confiáveis. O método requer que as órbitas dos planetas sejam aproximadamente perpendiculares a nossa linha de visada; desta forma, planetas detetados por esse método não puderam ser confirmados por outros métodos.

Velocidade radial

O método de velocidade radial mede variações na velocidade com a qual a estrela se afasta ou se aproxima de nós, i.e., mede a componente da velocidade estelar ao longo da linha de visada. A velocidade radial pode ser deduzida do deslocamento nas linhas espectrais da estrela hospedeira, devido ao efeito Doppler. Tais deslocamentos são induzidos pelo planeta que orbita a estrela, uma vez que ambos orbitam em torno do mesmo baricentro (ver problema de dois corpos). A velocidade da estrela ao redor do baricentro é muito menor do que aquela do planeta (os raios das órbitas e, portanto, as velocidades dos corpos são inversamente proporcionais à massa desses). Mesmo assim, variações de velocidades tão baixas quanto poucos metros por segundo podem ser detetadas.

Esta é a principal e, até 2008, mais bem-sucedida técnica usada por caçadores de planetas. Também é conhecida como "método Doppler". Mas ela funciona bem apenas para estrelas relativamente próximas, até 160 anos-luz. Ela encontra com facilidade planetas que estejam próximo à estrela, mas tem dificuldade em encontrar aqueles que orbitam a distâncias maiores. O método Doppler pode ser usado para confirmar as descobertas empreendidas através do método de trânsito.

Microlente gravitacional

O efeito de microlente gravitacional acontece quando os campos gravitacionais de um planeta e o da estrela hospedeira agem de modo a magnificar a luz de uma estrela distante que esteja no fundo do céu. Para que o efeito ocorra, o planeta e a estrela devem passar quase diretamente entre a estrela distante e o observador. Uma vez que esses eventos são raros, um número muito grande de estrelas distantes deve ser continuamente monitorado de modo a permitir a deteção de planetas a uma taxa razoável. Além disso, também não é possível repetir os experimentos que utilizam esse método, devido à raridade com que ocorrem. Este é o método mais promissor para planetas localizados entre a Terra e o centro da galáxia, já que as partes centrais da galáxia fornecem um grande número de estrelas distantes de fundo.

Método de trânsito

Um método recentemente desenvolvido detecta a sombra do planeta quando este transita diante da estrela hospedeira. Este "método de trânsito" funciona apenas com uma pequena porcentagem de planetas cujos planos orbitais estejam perfeitamente alinhados com nossa linha de visada, mas pode ser aplicado mesmo a estrelas muito distantes. Espera-se que ele levará à descoberta dos primeiros planetas terrestres ao redor de estrelas solares quando for empregado pelo Telescópio Espacial CoRoT e pelo Observatório Kepler, missão especial da NASA.

Disco circunstelar

Discos de poeira estelar circundam muitas estrelas, e estas podem ser detectadas, pois absorvem a luz visível da estrela e reemitem como radiação infravermelha. Condensações em determinados pontos do disco sugerem a presença de planetas.

Novas descobertas da Sonda Kepler

Recentemente a sonda espacial Kepler localizou, pelo método de trânsito, mais de 1230 candidatos a exoplanetas. Destes, mais de 80 são iguais à Terra, sendo 5 deles situados na zona habitável, ou seja, a região ao redor de uma estrela onde é possível a existência de água em estado líquido.Planetas orbitando estrelas são mais comuns do que se imaginava. No início de 2011, um estudo baseado em informações da Kepler concluiu que a Via Láctea pode ter cerca de 2000 milhões de planetas com tamanho semelhante ao da Terra, havendo ainda, possivelmente, cerca de 50000 milhões de galáxias no universo observável.

Similares à Terra

Astrônomos identificaram os dois menores exoplanetas mais similares à Terra localizados fora do Sistema Solar.Esses orbitam em torno da estrela Kepler-20 situada cerca de mil anos-luz de nosso planeta na constelação da Lyra. Para chegar-se a esses planetas usando a nave espacial mais veloz existente seriam necessários mais de 4 milhões de anos. Tais planetas, Kepler-20 e Kepler-20 f, têm, respetivamente diâmetros 1,03 e 0,87 vezes o da terra. Até então o menor exoplaneta localizado fora do sistema solar era Kepler-10b, com diâmetro 1,42 vezes o da terra.

O Dr. François Fressin, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics de Cambridge (Massachusetts) que lidera a equipe de pesquisadores que localizou os planetas, declarou:

"O primeiro desses planetas tem um diâmetro somente 3% maior que o da Terra, o que o faz o objeto mais similar à Terra em todo o Universo. O segundo tem seu diâmetro 13% menor que o da Terra, cerca de 7000 milhas (~ 11 300 km), sendo também menor que Vênus, sendo de fato o menor corpo planetário já localizado em órbita de qualquer outra estrela similar ao Sol."

Os maiores descobridores de exoplanetas, os astrofísicos William Borucki, Stéphane Udry e Geoffrey Marcy, localizaram mais da metade dos 767 desses corpos celestes já localizados. Essas buscas se iniciaram na década de 1970, cresceu na seguinte e deslanchou definitivamente em 1995, quando o astrofísico suíço Michel Mayor encontrou o primeiro desses distantes corpos celestes, 51 Pegasi b, a 50 anos-luz da Terra, constelação de Pegasus.

Dos 767 exoplanetas localizados até 2012, somente quatro têm possibilidade de serem habitados, pois orbitam a tais distâncias das estrelas que permitiriam a presença de água líquida na sua superfície. Três deles foram descobertos pelo astrofísico suíço Stéphane Udry, diretor do Observatório da Universidade de Genebra:

Gliese 667 Cc – em Scorpius a 22 anos-luz da Terra, 85% de similaridade.
Kepler-22b – em Cygnus a 600 anos-luz da Terra, similaridade 81%.
HD 85512 b – em Vela a 36 anos-luz da Terra, similaridade 77%
Gliese 581 d em Libra a 20 anos-luz da Terra, similaridade 71%.

Até 2015, cerca de 12 planetas que tinham semelhanças à Terra haviam sido descobertos anteriormente nas zonas habitáveis, mas, "Kepler 452b" é diferente porque ele é o mais semelhante sistema Terra-Sol encontrado. Um comunicado da NASA disse: "Um planeta na temperatura certa dentro da zona habitável, e apenas cerca de uma e meia vezes o diâmetro da Terra, circulando uma estrela muito parecida com o nosso Sol." Junto com "Kepler 452b", a missão também encontrou outros 11 pequenos planetas na zona habitável.

Exobiologia

Exobiologia ou Astrobiologia (outros termos são exopaleontologia, bioastronomia e xenobiologia) é o estudo da origem, evolução, distribuição, e o futuro da vida no Universo. Ou seja, é o estudo das origens, evolução, distribuição e futuro da vida em um contexto cósmico.Ela trabalha com conceitos de vida e de meios habitáveis que serão úteis para o reconhecimento de biosferas que poderão ser diferentes da nossa. A astrobiologia envolve a procura por planetas potencialmente habitáveis fora do Sistema Solar, a exploração de Marte a de planetas e satélites externos, pesquisas de laboratório e de campo sobre as origens e evolução da vida primitiva na Terra, e estudos do potencial adaptativo da mesma em nosso planeta e no espaço. A astrobiologia utiliza pesquisas multidisciplinares que compreendem astronomia, biologia molecular, ecologia, ciências planetárias, ciências da informação, tecnologias de exploração espacial e disciplinas correlatas. Esse vasto caráter interdisciplinar da astrobiologia resulta em visões e compreensão amplas de fenômenos cósmicos, planetários e biológicos, porém requer o esforço coordenado e conjunto de pesquisadores de diversas áreas.

A etimologia de astrobiologia vem do grego antigo “astron”, “estrela, constelação”; “bios”, “vida”; e “logia”, “estudo”. Apesar da astrobiologia ser um campo emergente e em desenvolvimento, a questão da existência de vida em outros lugares no Universo é uma hipótese verificável e portanto um ramo passível de investigação científica. Apesar de antigamente ser considerada fora da ciência mainstream, a astrobiologia virou um campo de estudo formal no século XX. A NASA fundou seu primeiro projeto de astrobiologia em 1959 e estabeleceu um programa de astrobiologia em 1960.O programa de exploração espacial Viking da NASA, que começou em 1976, incluía três experimentos biológicos criados para verificar a possibilidade de traços de vida em Marte. Em 1971, a NASA fundou a Busca por Inteligência Extraterrestre (Search for Extra-Terrestrial Intelligence – SETI) para procurar pelos céus por evidência de comunicação interestelar provinda de uma civilização de um planeta distante. Outra missão espacial não tripulada para Marte, o Mars Pathfinder, aterrissou em 1997 trazendo vários experimentos exopaleontológicos na esperança de achar fósseis microscópicos nas rochas do planeta vermelho.

Ácidos nucleicos podem não ser as únicas biomoléculas no Universo capazes de codificar vida.


No século XXI, a astrobiologia virou o foco de um número crescente de missões da NASA e da Agência Espacial Europeia. O primeiro workshop europeu sobre astrobiologia ocorreu em março de 2001 na Itália ,e o resultado foi o programa Aurora.Atualmente, a NASA hospeda um instituto astrobiológico (NASA Astrobiology Institute) e um número crescente de universidades norte-americanas, inglesas, canadenses, irlandesas e australianas agora oferecem programas de graduação em astrobiologia.

Um foco particular da astrobiologia moderna é a busca por vida em Marte pela sua proximidade espacial e por sua história geológica. Existe um número crescente de evidências que sugere que Marte antigamente possuía uma quantidade considerável de água em sua superfície, sendo que a água é um precursor essencial para a vida baseada no carbono.

Missões feitas especialmente para procurar por vida incluem o já citado programa Viking e as sondas Beagle 2, os dois em Marte. Os resultados do programa Viking foram inconclusivos e as sondas Beagle 2 falharam na transmissão de dados para o controle na Terra, assim é provável que elas tenham quebrado em solo marciano.Uma missão futura com um importante papel astrobiológico seria a Jupiter Icy Moons Orbiter, planejada para estudar as luas congeladas de Júpiter, pois algumas delas podem ter água líquida, mas a missão foi cancelada. Recentemente, a espaçonave Phoenix sondou a superfície de Marte a procura de evidências de vida microscópica presente ou passada e de uma possível história de presença de água lá.

Em 2011, a NASA planeja lançar o veículo explorador Mars Science Laboratory (laboratório científico marciano) que irá continuar a busca de vida presente ou passada em Marte utilizando-se de uma variedade de instrumentos científicos. A Agência Espacial Europeia está desenvolvendo o veículo explorador astrobiológico ExoMars, que irá ser lançado em 2018.

A União Astronômica Internacional regularmente organiza grandes conferências internacionais através do seu Commission 51: Bioastronomy. Commission 51 - Bioastronomy: Search for Extraterrestrial Life desde 1982, sendo que atualmente a Universidade do Havaí organiza e hospeda essa comissão.

Astrobiologia no Brasil

O Grupo Brasileiro de Astrobiologia (AstroBio-Brazil, no CNPq) iniciou formalmente suas atividades em Março de 2006, a partir da realização, no Rio de Janeiro, do 1st Brazilian Workshop on Astrobiology, no Fórum de Ciência e Cultura da UFRJ. No ano seguinte, em 24 de Outubro de 2007, o grupo foi aceito na rede da European Astrobiology Network Association (EANA). Isso representou um passo importante para as atividades da disciplina no país, na medida em que abre a possibilidade de colaborações e intercâmbio com cientistas europeus da área. Agora, a Astrobiologia crescerá muito no Brasil devido a criação do 1° Laboratório Brasileiro de Astrobiologia, o AstroLab, no Hemisfério Sul. O centro de estudos brasileiro está sendo instalado em Valinhos, no Observatório Abrahão de Moraes, ligado ao Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da Universidade de São Paulo.

Principais temas de pesquisa em Astrobiologia

A comunidade brasileira tem manifestado interesse em vários temas de astrobiologia nos últimos anos, e podemos citar a guisa de exemplo:

Análise de dados de Titã: As observações de Titã pela Cassini serão analisadas para estudo de sua meteorologia, desenvolvimento de modelos de transferência radiativa, para definir composição da sua atmosfera, para aplicação em outras atmosferas de corpos celestes.
Envelopes circunstelares de objetos jovens: Medir fotometrica, espectroscopica e interferometricamente envelopes de estrelas jovens,sobretudo em bandas de moléculas astrobiologicamente interessantes a fim de identificar potenciais sítios de formação biológica favorável.
Formação e evolução de CHONs em diversos ambientes astrofísicos: A química da vida terrestre se baseia nos elementos C, H, O, N, os elementos quimicamente ativos com maiores abundâncias cósmicas. É provável que a vida em geral seja baseada em CHONs. O objetivo é a estimativa das abundâncias de compostos baseados em CHONs em diversos ambientes astrofísicos. Será usado o código de evolução quimiodinâmica CHEMODYN e a emissão IR obtida com a interface DUST. As previsões serão comparadas com observações de abundâncias, de galáxias até discos protoplanetários.
Identificação de biomoléculas no meio interestelar: O objetivo desta linha é identificar bandas em rádio de biomoléculas no MIS.
Investigação das condições de sobrevivência de microorganismos extremófilos em ambientes extraterrestres simulados: Simulações de ambientes extraterrestres em laboratório com o intuito de verificar a sobrevivência de microrganismos extremófilos em condições agressivas e investigar os mecanismos biológicos que podem contribuir para tal sobrevivência. Esse trabalho permite inferir a possibilidade desses microorganismos, ou microorganismos com mecanismos de resistência similares, sobreviverem ao ambiente extraterrestre, seja na superfície de outros planetas, seja em processos de transporte entre planetas.
Estrelas astrobiologicamente interessantes: idades, zonas habitáveis e órbitas galácticas: estudo de zonas habitáveis num conceito amplo e levando em conta condições astronômicas conhecidas.
Evolução química de biomoléculas no meio interstelar: Busca-se desenvolver equações e modelos que descrevam a evolução das abundâncias de biomoléculas importantes, tais como H2O, CO2, HCN, etc, no meio interestelar, a partir de um formalismo de Evolução Química da Galáxia misturado a considerações de Astroquímica.
Influência da atividade solar, da composição atmosférica terrestre e do campo geomagnético na vida da Terra: lições para a astrobiologia: A variação da atividade solar, da composição atmosférica terrestre e da intensidade do campo geomagnético foi registrada em diversas escalas temporais e pode-se relacionar a possíveis influências tanto na origem da vida na Terra como na sua evolução. Estes dados sugerem limite de variabilidade na atividade estelar, na composição atmosférica e nos campos magnéticos exoplanetários, permitindo o surgimento e evolução de vida semelhante a da Terra em exoplanetas a serem encontrados em zonas habitáveis.
Influência da incidência de radiação de alta energia em biosferas: Tem-se estudado os possíveis efeitos de radiação de alta energia, eletromagnética ou particulada, proveniente de fontes astrofísicas (flares solares, raios cósmicos, gamma-ray bursts, giant flares de soft-gamma repeaters, etc) sobre biosferas, tanto do ponto de vista de efeitos biológicos na escala molecular quanto na escala de ecossistemas, para o entendimento das possíveis influências na dinâmica ecológica e evolutiva global.
Formação de biomoléculas em atmosferas e superfícies planetárias: Pretende-se reproduzir dentro de uma câmara experimental, a química, a temperatura e o campo de radiação (Solar) presente em diferentes atmosferas e superfícies planetárias (ex. Titã, Marte, Vênus, Terra Primitiva, etc...), com o intuito de produzir resíduos orgânicos e novas moléculas consequentes do processo de fotólise na superfície de aerossóis suspensos na atmosfera ou mesmo no solo.
Fragmentação de biomoléculas em condições similares às do meio interestelar: Estudos da fragmentação de diversas biomoléculas por fótons energéticos ou partículas em condições de ultra-alto vácuo simulando o ambiente espacial têm sido realizados, de maneira a compreender a resistência das mesmas nessas condições. Tais estudos têm sido importantes para o cálculo do tempo de vida das diversas espécies moleculares, bem como para a geração de modelos químicos com as espécies químicas reativas formadas pelas fragmentações, os quais tem papel fundamental na química de moléculas biologicamente importantes no meio interestelar.

Planetas Extrassolares

Com as novas missões das Agências Espaciais do mundo, como a missão francesa CoRoT (com participação brasileira), e a norte-americana Kepler, da NASA, muitos cenários planetários foram procurados em nossa galáxia. Com isso, aumenta ainda mais a nossa ambição de busca de vida fora da Terra. Após estabelecidas as taxas geoquímicas na Terra, como intemperismo, composição atmosférica bem como estudadas os fatores astrofísicos, como, luminosidade da estrela, distância entre o planeta e a estrela, os especialistas em geofísica podem calcular variáveis importantes, como a temperatura média global do planeta. Os resultados serão absolutamente favoráveis à vida caso as temperaturas permitam a existência de água em estado líquido e permaneça estáveis em um intervalo de tempo considerável, como, uns bilhões de anos. Apesar das cresencetes descobertas de planetas extrassolares (mais de 400) e as descobertas envolvendo exoplanetas em zona habitável, ainda os dados não serão completos para efetivamente comprovar a existência de vida, seja ela um microorganismo (mais provável) ou uma civilização tecnologicamente desenvolvida. Em maio de 2007, foi encontrado o primeiro planeta em zona habitável. Esse planeta de massa aproximada de 8 massas terrestres orbita uma estrela anã vermelha, na constelação de Libra, a Gliese 581, a aproximadamente 20 anos-luz do Sol. Pesquisas em todo o mundo prometem anunciar grandes descobertas relacionadas à caça de planeta em zona habitável nas próximas décadas.

Cosmologia

Cosmologia (do grego κοσμολογία, κόσμος="cosmos"/"ordem"/"mundo" + -λογία="discurso"/"estudo") é o ramo da astronomia que estuda a origem, estrutura e evolução do Universo a partir da aplicação de métodos científicos.

A Cosmologia muitas vezes é confundida com a Astrofísica que é o ramo da Astronomia que estuda a estrutura e as propriedades dos objetos celestes e o universo como um todo através da Física teórica.

A confusão ocorre porque ambas ciências sob alguns aspectos seguem caminhos paralelos, e muitas vezes considerados redundantes, embora não o sejam.

Antiguidade
Na antiguidade a observação dos astros e a interpretação religiosa mantiveram uma ligação praticamente una. Os povos primitivos já utilizavam símbolos representando os corpos celestes nas manifestações de arte rupestre. No antigo Egito e outras civilizações acreditava-se que a Terra fosse plana, e os astros lâmpadas fixas numa abóbada móvel; em muitas civilizações existiam crenças onde se acreditava que o Sol nascia a cada amanhecer para morrer ao anoitecer, e que acabaram por se tornar a base de muitas religiões antigas. Os gregos, sobretudo os seguidores de Pitágoras, acreditavam que os corpos celestes tinham seus movimentos regidos rigorosamente pelas leis naturais, na esfericidade da Terra e na harmonia dos mundos; já os seguidores de Aristóteles consideravam a teoria geocêntrica, onde a Terra era o centro do universo.

Eratóstenes

Na cidade egípcia de Alexandria no século III a.C., Eratóstenes, lendo um papiro, observou que havia uma descrição de que uma localidade ao sul da antiga cidade egípcia de Suenet (conhecida na Grécia como Siena, e nos dias atuais como Assuão), localizada no Trópico de Câncer era atravessada pelo sol a pino no ultimo dia do solstício de verão . Nesse, ao meio dia, em 21 de junho, eram colocadas duas varetas perfeitamente em prumo e estas não produziam sombra. Sabia-se também que nesse momento a luz do Sol no solstício de verão refletia diretamente no fundo de um poço profundo e que as colunas dos templos não produziam sombra.

Uma medição para o perímetro da Terra

Esse sábio fez então uma experiência na biblioteca de Alexandria, onde posicionou varetas (respeitando o alinhamento norte sul) perfeitamente verticais . Comparando em localidades diferentes, as sombras ao meio dia do dia 21 de junho descobriu que, no solstício de verão de Alexandria a projeção do sol sobre elas eram de formas até bastante pronunciadas, em torno de sete graus.

Desta maneira Eratóstenes imaginou que se a Terra fosse plana as varetas não haveriam de projetar sombra em nenhuma das duas localidades, e se numa delas havia esta projeção e em outra não, é porque a Terra não era plana e sim curva; ainda num exercício de pura lógica matemática, após deduzir a defasagem de sete graus entre Siena e Alexandria pagou para um de seus auxiliares medir a distância em passos entre as duas localidades, chegando à conclusão que esta seria em torno de 800 quilômetros. Como a defasagem angular é em torno de 7 graus e a circunferência é 360 graus, dividindo 360 por 7 encontrou aproximadamente cinquenta, que multiplicado por oitocentos resultou numa circunferência de quarenta mil quilômetros; isto há dois mil e duzentos anos.

Alexandrino Estrabão

Em torno do século I da era cristã, o geógrafo "Alexandrino Estrabão", num de seus ensaios escreveu: “...(sic)Aqueles que retornam de uma tentativa de circunavegação não relatam impedimentos por terras opostas, pois os mares permanecem sempre abertos; provavelmente o impedimento é a escassez de alimentos ou água... nos diz Eratóstenes que se a extensão do Atlântico não é um obstáculo, a passagem do mar da Ibéria para a Índia deve ser feita facilmente... Sendo bem provável que na zona temperada haja uma ou duas terras habitadas... E realmente se esta ou outra parte do mundo é habitada, não o é por homens como os daqui, e deveremos considerá-la como um outro mundo habitado”...

Cláudio Ptolomeu

Cláudio Ptolomeu de Alexandria cem anos mais tarde, em torno do século II da era cristã, formulou no Almagesto sua teoria de que “...(sic) Terra se apresentava imóvel e rodeada de esferas transparentes de cristal que giravam a sua volta e a que se subordinavam o Sol e os planetas...” Ptolomeu relacionou as estrelas, registrou seus brilhos, estabeleceu normas de previsão de eclipses, tentou descrever o movimento dos planetas contra o fundo praticamente imóvel das constelações, acreditou que a Terra fosse o centro do universo e que todos os corpos celestes a rodeavam.

Esta teoria foi adotada por santo Tomás de Aquino no século XIII, e esta concepção do cosmo foi seguida até o século XVI.

Nicolau Copérnico

Os filósofos do século XV aceitavam o geocentrismo como fora estruturado por Aristóteles e Ptolomeu. Esse sistema cosmológico afirmava que a Terra era esférica, mas também afirmava que a Terra estaria parada no centro do Universo enquanto os corpos celestes orbitavam em círculos concêntricos ao seu redor. Essa visão geocêntrica tradicional foi abalada por Nicolau Copérnico em 1514, quando este começou a divulgar um modelo cosmológico em que os corpos celestes giravam ao redor do Sol, e não da Terra. Essa era uma teoria de tal forma revolucionária que Copérnico escreveu no seu de revolutionibus: "quando dediquei algum tempo à ideia, o meu receio de ser desprezado pela sua novidade e o aparente contra-senso, quase me fez largar a obra feita".

Ptolomeu já havia considerado a possibilidade de um modelo heliocêntrico, porém o rejeitou devido às teorias de Aristóteles, segundo as quais a Terra não poderia ter uma rotação violenta.

Ao contrário do que se poderia imaginar, durante a vida de Copérnico não são encontradas críticas sistemáticas ao modelo heliocêntrico por parte do clero católico. De fato, membros importantes da cúpula da Igreja ficaram positivamente impressionados pela nova proposta e insistiram que essas ideias fossem mais bem desenvolvidas. Apenas com Galileu Galilei, (quase um século depois do início da divulgação do heliocentrismo), a defesa do novo sistema cosmológico tornou-se problemática.

Em 1616 o principal trabalho de Copérnico chegou a entrar para a lista dos livros proibidos da Igreja Católica, mas apenas por um curto período, sendo novamente liberado depois de pequenas adaptações feitas pelos censores eclesiásticos.

Galileu Galilei

Galileu Galilei, na primeira metade do século XVII, reforçou a teoria heliocêntrica com o uso do recém-inventado telescópio, pois viu que a Via Láctea é formada por uma infinidade de estrelas ao invés de nuvens, observou as manchas solares, mapeou as crateras e montanhas na Lua, descobriu a existência de satélites ao redor de Júpiter, além de observar Saturno e os seus anéis.

Quando passou a defender o heliocentrismo como uma verdade literal, isso lhe rendeu muitos problemas com a Igreja Católica, que, por razões principalmente teológicas, mas também por não ter havido ainda comprovação cabal do novo modelo, insistia que Galileu tratasse o heliocentrismo apenas como uma hipótese.

Em 1615, Galileu escreveu uma carta para a grã-duquesa Cristina da Holanda dizendo: "(sic)...alguns anos atrás, como sabe sua Alteza, vi no céu muitas coisas que nunca ninguém viu até então. A novidade e as consequências se seguiram em contradição com as noções físicas comummente sustentadas entre académicos e filósofos que se voltaram contra mim um número grande de professores e eclesiásticos como se eu tivesse colocado as coisas no firmamento com as minhas próprias mãos para alterar a natureza e destruir a ciência e o conhecimento. Esquecem-se pois, que as verdades a crescer estimulam as descobertas e as investigações estabelecendo assim o crescimento das artes..."

Em 1633, Galileu foi a julgamento e terminou oficialmente condenado por "grave suspeita de crime de heresia", ficando oito anos em prisão domiciliária próximo a Florença, onde veio a morrer. Em 1979 o Papa João Paulo II, 346 anos depois da condenação, ilibou-o do julgamento executado pela Inquisição.

Fé e Ciência

Com a teoria do heliocentrismo, Galileu tornou-se a única pessoa já condenada pela Inquisição por ter defendido teses estritamente científicas e, por isso, é um exemplo muito citado em debates que falem de "fé versus ciência". Entretanto, este evento envolve elementos muito mais complexos do que simplesmente uma controvérsia entre estes dois modos de ver o mundo. Há historiadores e cientistas que dedicam toda a sua carreira a analisar apenas este ponto da história para tentar entendê-lo em todas as suas dimensões.

Johannes Kepler

Johannes Kepler descobriu que as órbitas dos astros do sistema solar são elípticas. Num de seus ensaios escreveu: “...(sic) É portanto, impossível que a razão não previamente instruída pudesse imaginar qualquer coisa senão que a Terra seria um tipo de casa imensa com a cúpula do céu no topo; não teria movimento e , dentro dela, o Sol tão pequeno passaria de uma região para outra, como um pássaro esvoaçando pelo ar.”...

Kepler baseou-se na geometria euclidiana para pôr em prática suas teorias. Certa vez escreveu em um de seus ensaios “(sic)...A Geometria existiu e existe desde antes da Criação. É co-eterna com a mente de Deus...A Geometria forneceu a Deus um modelo para a Criação... A Geometria é o próprio Deus...”

Em 1589, Kepler foi estudar na Universidade de Tübingen, na Alemanha, onde começou a confrontar as correntes intelectuais da época; foi quando se iniciou na chamada hipótese copernicana, vislumbrando um universo heliocêntrico.

Em Graz, na Áustria, foi ensinar matemática, desenvolveu almanaques meteorológicos e astronômicos. Naquela época se conheciam seis planetas, Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno, além dos sólidos platônicos, ou sólidos regulares.

Kepler tentou achar uma relação entre os sólidos e as distâncias entre as órbitas dos planetas. Pensou que estes sólidos, estando inscritos um ao outro, mostrariam as distâncias destes ao Sol, chamando a isto de Mysterium Cosmographicum.

A importância de Tycho Brahe

Kepler conheceu Tycho Brahe, que era o Matemático Imperial do Imperador Romano Rudolf II. Com o matemático, trabalhou por algum tempo.

Tycho reuniu informações e dados das órbitas planetárias por toda a sua vida. Quando morreu, deixou para Kepler todas as suas anotações.

As anotações de Tycho começaram a ser compiladas antes da invenção do telescópio.

Todos os astrônomos anteriores a Kepler dimensionaram órbitas circulares aos planetas conhecidos. Acreditavam ser o círculo a forma geométrica perfeita. Os círculos colocados no céu por Deus deveriam ser perfeitos.

Após três anos de cálculos e pesquisas infrutíferas, Kepler abandonou sua teoria do Mysterium Cosmographicum. Alguns meses depois de abandonar a antiga teoria, ainda seguiram pesquisas infrutíferas. Kepler finalmente abandonou definitivamente a órbita circular e passou a buscar as respostas por outros caminhos.

Depois de buscar incansavelmente uma resposta que explicasse satisfatoriamente os orbitais, Kepler iniciou o uso da elipse como forma das órbitas planetárias.

Começou seu estudo utilizando a fórmula da elipse codificada por Apolônio de Perga da Biblioteca de Alexandria, descobrindo que finalmente esta se ajustava com perfeição às observações de Tycho.

Isaac Newton

Com Isaac Newton, descobridor e formulador da lei da gravitação universal no século XVII, foi criada uma sólida base científica para a cosmologia, que passou do campo puramente filosófico para o experimental.

A cosmologia experimental

A partir do início do século XX, com a criação da teoria da relatividade surgiu também a cosmologia moderna, cujo artigo inicial foi escrito pelo físico alemão Albert Einstein, em 1917, com o título "Kosmologische Betrachtungen Zur Allgemeinen Relativitätstheorie" (Considerações cosmológicas sobre a teoria da relatividade geral). Nesse trabalho, Einstein analisava, sob a luz da relatividade, o universo como um todo, introduzindo o conceito de constante cosmológica.

Essa constante cosmológica faria o papel de uma 'força antigravidade', que impediria o universo de colapsar sob a ação da gravidade, permitindo assim a existência de soluções - ou modelos - cosmológicos estáticos.

No entanto, o que Einstein não percebeu (ou não quis perceber) de imediato é que, mesmo com a presença da constante cosmológica era possível obter soluções matemáticas que previam um universo dinâmico, em contração ou expansão. Tais famílias de soluções são hoje conhecidas genericamente como soluções de Friedmann, em homenagem ao matemático russo Alexander Friedmann, que as obteve em 1922.

Com o desenvolvimento de novos telescópios, ainda no início do século XX, foi possível estudar o universo em escalas então inexploradas. Um pioneiro no estudo sistemático das galáxias além da nossa Via Láctea foi o americano Edwin Hubble, que notou que a maioria das galáxias parecia estar se afastando da nossa, e que a velocidade de afastamento aumentava com a distância da galáxia em relação à nossa. Tal observação, confirmada posteriormente, tornou-se uma lei empírica, conhecida hoje como lei de Hubble, e era uma 'prova' experimental da expansão do universo: as galáxias se afastam umas das outras devido à expansão do espaço entre elas.

O Universo em expansão

Em 1917 o astrônomo holandês Willem de Sitter desenvolveu um modelo não estático do Universo. A teoria segundo a qual o universo está em expansão, formulada na década de 1920, acabou por constituir a moderna base da cosmologia. Em 1922 o modelo do universo em expansão foi adotado pelo matemático russo Alexander Friedmann.

Em 1927 o físico e sacerdote belga Georges Lemaître propôs um modelo de universo em expansão sem idade definida. Este modelo recebeu suporte do inglês Arthur Eddington, e ficou conhecido como modelo de Lemaître-Eddington. Em 1931, Lemaître propôs um novo modelo, com um começo no tempo, que ficou conhecido como modelo do átomo primordial, um dos precussores da teoria do Big Bang.

Em 1929, o astrônomo estadunidense Edwin Hubble publicou um trabalho científico no qual mostrava que as demais galáxias do universo (na época chamadas de nebulosas) estavam, em média, se distanciando de nós, e com uma velocidade proporcional à distância de nós até elas. Essa velocidade radial, igual em todas as direções, indicava que o universo estava, de fato, em expansão. Em 1948, o físico russo George Gamow mostrou que a teoria de universo em expansão poderia explicar as elevadas abundâncias dos elementos químicos hidrogênio e hélio no universo (cerca de 75% da matéria visível no universo é constituída de hidrogênio e 25% de hélio. Os demais elementos contribuem com menos de 1% no total): no início do universo, a alta densidade e temperatura propiciavam a fusão nuclear. Entretanto, a expansão do universo levou ao seu esfriamento e consequente término dessas reações, de forma que apenas os elementos químicos leves (de baixo número atômico) foram formados. Gamow previu também, baseado nesse modelo, a existência de uma radiação isotrópica e de espectro bem definido que teria se originado há bilhões de anos atrás, numa época próxima ao início do universo.

Em 1965, essa radiação foi observada, por acidente, por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson. Diversas observações científicas foram então realizadas para se certificar de sua existência e das características que comprovariam sua origem há bilhões de anos atrás. Uma das observações mais famosas foi realizada pelo satélite COBE, lançado em 1989. Essas observações confirmaram sua baixa temperatura (de 2,725 K) e seu espectro de corpo negro, características básicas da radiação prevista por Gamow e fruto do universo em expansão. A teoria do Big Bang previa que a energia residual do início do universo, hoje teria uma temperatura entre 5 K e 10 K (Kelvin) e poderia ser observada de qualquer região.
Essas observações, aliadas às sobre a velocidade radial das galáxias e a composição do universo deram suporte para a teoria do universo em expansão, atualmente amplamente aceita pela comunidade científica.

Novos constituintes do universo

Além da questão da expansão do universo, começaram a surgir, a partir de 1933, observações astronômicas que indicavam que a quantidade de matéria visível em galáxias era bem menor que a quantidade de matéria necessária para gerar os efeitos gravitacionais observados. Em 1978, por exemplo, Sandra Faber publicou um trabalho no qual mostra que a velocidade de rotação de galáxias espirais corresponde a uma concentração de massa maior do que a inferida por observações da luz emitida pela galáxia. Esse problema ficou conhecido como problema da massa faltante. O acúmulo de observações de naturezas variadas que indicavam a existência dessa matéria invisível afastou a possibilidade das teorias de gravitação estarem erradas e reforçou a possibilidade de existência de um tipo de matéria desconhecido que não participa das interações fortes nem das eletromagnéticas. A essa matéria foi dada o nome de matéria escura. Observações atuais indicam que, de toda a matéria existente no universo, cerca de 90% deve ser matéria escura. A matéria atualmente conhecida pela física compõem cerca de 10% da matéria do universo.

Em 1998, observações da magnitude aparente e do desvio para o vermelho de supernovas começaram a indicar que o universo não só está em expansão como está em expansão acelerada, ou seja, sua expansão está sendo cada vez mais rápida. Como forma de explicar essa aceleração, os cientistas têm como hipótese a existência de um outro tipo de energia desconhecida, chamada energia escura, que poderia atuar como uma "força antigravidade". O efeito de aceleração da expansão do universo também pode ser explicado com a introdução da constante cosmológica proposta por Albert Einstein muitos anos antes. Observações atuais das anisotropias da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (realizadas pelo satélite WMAP, por exemplo), indicam que aproximadamente 74% da densidade atual do universo é composta pela energia escura, 22% por matéria escura e apenas 4% pela matéria conhecida, composta por bárions e léptons.

Acredita-se na energia total zero do Universo, quando se inclui no cômputo a energia negativa do campo gravitacional. M.S.Berman também afirma que a densidade total de energia do Universo, quando computada a densidade negativa do campo gravitacional, é zero, o que mostra que não é infinita essa densidade no instante inicial, resolvendo assim o problema da singularidade inicial.

Modelo cosmológico padrão

Atualmente, acredita-se que o universo possua uma idade de aproximadamente 14 bilhões de anos, que esteja em expansão acelerada e que seja aproximadamente homogêneo (nenhuma posição no espaço é diferente das demais) e isotrópico (suas características são as mesmas em qualquer direção) em grandes escalas. Isso significa que, embora existam grandes aglomerações de matéria em estrelas, galáxias e grupos de galáxias (objetos pequenos quando comparados com o tamanho do universo), se calcularmos a densidade média em volumes bem maiores que os ocupados por um desses objetos, ela não deve variar muito de uma região do espaço à outra. Acredita-se que, no passado, o universo tenha sido ainda mais homogêneo que hoje, e que as grandes inomogeneidades observadas hoje (galáxias, por exemplo) surgiram de pequenas diferenças que cresceram, ao longo do tempo, por colapso gravitacional.

Também se acredita, baseado principalmente nas observações da radiação cósmica de fundo em micro-ondas feitas pelo satélite WMAP, que o universo possua uma geometria plana, em contraposição à geometria em espaços curvos proposta por Bernhard Riemann, com base na geometria diferencial. De maneira simples, isso significa que dois raios de luz paralelos devem continuar para sempre paralelos. Em espaços curvos do tipo fechado, por exemplo, esses raios irão convergir, enquanto que em espaços curvos abertos, eles irão divergir.

Quanto à sua composição, dados provenientes da observação da radiação cósmica de fundo, de supernovas, da abundância de elementos químicos e da quantidade de estruturas em grandes escalas, principalmente, indicam que 74% do universo é composto por um tipo exótico de matéria chamado de energia escura, 22% por outro tipo de matéria desconhecida chamada matéria escura e 4% por matéria ordinária, na forma de gás, poeira, estrelas e outros corpos celestes e seus agrupamentos (como as galáxias).

Modelos cosmológicos Alternativos

. A energia escura pode ser modelada por diferentes constituintes. Já é sabido que uma constante cosmológica pode explicar os dados observacionais. A constante cosmológica possui o inconveniente teórico de necessitar de um ajuste fino nas condições iniciais para que sejam obtidos no presente os valores requeridos pelas medições. Além disso, a densidade atual desta componente é da mesma ordem que a densidade de matéria, indicando que a energia escura passou a dominar na época atual. Este problema é conhecido como: "Problema da Coincidência cosmológica" (coincidence problem). A descrição desta forma de energia por componentes que possuam uma dinâmica nao trivial pode elucidar, à luz de um suporte teórico mais sólido, porque esta forma de energia passou recentemente a dominar a evolução do universo. A escolha de uma descrição teórica fundamentada em testes experimentais (como, por exemplo, potenciais de campo escalar que possam ser confirmados no contexto do modelo padrão de partículas) pode eventualmente solucionar o problema do fine-tunning. Modelos com uma dinâmica própria de um campo escalar são conhecidos como modelos de Quintessência.

O futuro da cosmologia

A cosmologia associada a outros ramos de pesquisa, como a informática e eletrônica, está cada vez mais aumentando seu nível de complexidade.

Com o advento do avanço das ciências de computação e a união de engenharias das mais diversas, existem estudos para a construção de um supercomputador interligado a outros espalhados pelo planeta onde se possa construir um universo virtual e se observar sua dinâmica.

Muitas Universidades no mundo estão empenhadas no projeto do Universo virtual que poderá ser o grande passo para a pesquisa cosmológica do século XXI.

Em abril de 2011, utilizando uma incerteza de Heisenberg persistente, relacionada à posição primordial de uma origem comóvel, Armando V.D.B. Assis (um físico brasileiro) publicou uma solução para as equações de campo de Einstein, dentro do contexto cosmológico, fornecendo uma temperatura de zero absoluto para o universo primordial: "On the Cold Big bang Cosmology".Recentemente, o mesmo autor publicou uma demonstração em que a incerteza de Heisenberg persistente que levara a uma temperatura de zero absoluto para o universo primordial advém de um critério de quantização para a energia.