20
jun
09

Receita para um oceano


 

A Terra tem um oceano . Sua bola de material sólido é coberta por uma película de umidade. No mínimo, trata-se de uma película pelos padrões planetários ; mas, ainda assim , tem até 11 Km de espessura . A superfície terrestre aflora através do oceano em alguns lugares ; mas continentes e ilhas compõem apenas 30 % da superfície global .

É esta uma situação comum ? Devemos nós esperar que todo planeta possua um oceano ? E será esse oceano um oceano de água , como o da Terra ?

Ou será um oceano uma coisa rara ?

Para respondermos à pergunta , consideremos quais são os requisitos de um oceano . Primeiro , ele precisa ser feito de uma substância que seja líquida à temperatura e à pressão da superfície do planeta . Segundo , ele deve ser de uma substância cosmicamente comum , de modo que dela se encontre , no planeta , o suficiente para formar um oceano .

Não existem muitos elementos que sejam cosmicamente comuns . Somente quinze podem ser selecionados : hidrogênio , hélio, carbono, nitrogênio, oxigênio, neônio, sódio, magnésio, alumínio, silício, cálcio, enxofre, argônio, ferro e níquel . Nenhuma substância, que não seja um desses quinze elementos, ou um composto feito de dois ou mais destes quinze elementos, tem a possibilidade de estar presente, em qualquer planeta, em quantidade suficiente para formar um oceano .

Se começarmos com esses quinze elementos , poderemos predizer que combinações formaremos ?

Para começar , o hélio , o argônio e o neônio não entram em combinação com outros elementos, nem consigo mesmos . Eles permanecerão sempre elementos não combinados .

A seguir , o hidrogênio é o componente predominate da mistura cósmica , compondo 90 % de todos os átomos do universo . O hidrogênio combina-se com os outros elementos de maneira mais ou menos livre ; mas , mesmo que ele o fizesse com todos os outros materiais disponíveis , grande parte dele sobraria sem se combinar .

Dos outros elementos , o carbono , o nitrogênio , o oxigênio e o enxofre combinam-se facilmente com o superabundante hidrogênio , para formar, respectivamente , metano, amônia, água e sulfeto de hidrogênio .

O oxigênio também tende a se combinar-se com o silício, que , por sua vez, tende a combinar-se com o sódio , o magnésio , o alumínio e o cálcio, para formar “silicatos”, o material de que é feita a crosta rochosa da Terra . O ferro e o níquel também podem ser encontrados nos silicatos , mas a tendência para isto é mais ou menos pequena , a e mistura ferro-níquel ( na proporção de 9 para 1 ) tem a probabilidade de não se combinar .

Vemos , pois, que a possível receita para a manufatura de um planeta precisa incluir os seguintes ingredientes : hidrogênio, hélio, neônio , argônio , metano, amônia, água, sulfeto de hidrogênio, silicatos e ferro-níquel .

Podemos dividir esses ingredientes em três classes .

A primeira classe inclui o hidrogênio, o hélio, o neônio e o argônio . Esses elementos possuem ponto de ebulição abaixo de – 170 C , e são gases sob todas as condições usuais, menos as insólitas . Não são substâncias possivelmente formadoras de oceanos .

A segunda classe inclui os silicatos e o ferro-níquel . Estes têm ponto de fusão acima de 1000 C , e são sólidos sob as condições mais usuais, menos as insólitas. Também não são substâncias possivelmente formadoras de oceanos .

Isto nos deixa com a terceira classe : metano , amônia . água e sulfeto de hidrogênio . Estas são as únicas substâncias que podem ser líquidas sob condições razoáveis , e que podem estar presentes em quantidade bastante para formar um oceano .

A seguir, consideraremos as condições sob as quais um planeta pode formar -se ( e a palavra “planeta” tem o propósito de incluir também corpos menores, como satélites e asteróides ) .

A principal variável , na formação de um planeta é a sua distância em relação à estrela central . O planeta pode formar-se relativamente perto da estrela , ou relativamente longe dela.

Se o planeta se formar perto de sua estrela , sua temperatura se torna comparativamente alta, e todos os átomos e moléculas que se reúnem para formá-lo se moverão de maneira comparativamente mais rápida .

Sob estas condições, os átomos de hélio e de neônio, particularmente pequenos e portanto ágeis , não podem ser retidos pelo pequeno campo gravitacional do planeta em formação . Também as pequenas moléculas de dois átomos de hidrogênio não podem ser retidas . Visto como o hidrogênio, o hélio e o neônio, juntos, formam cerca de 99 % de todos os átomos ou moléculas da mistura original, o planeta, formando-se dos restos que sobram não pode ser grande .

Se o planeta se situa suficientemente perto da sua estrela central ou se é particularmente pequeno, ele nem sequer pode reter as moléculas um tanto mais pesadas das substâncias da terceira classe – as chamadas “voláteis” ( porque , mesmo quando elas são líquidas, podem volatizar-se facilmente, ou transformarem-se em gases ). Tudo o que resta então são os silicatos e o ferro-níquel , cujos átomos e moléculas se mantém fortemente unidos entre si , por via de forças químicas, e não requerem atração gravitacional para tal fim .

Isso significa que corpos particularmente quentes, como Mercúrio , ou particularmente pequenos, como a Lua , têm de ser inteiramente sólidos , e não podem possuir oceanos .

Para que um oceano exista, um planeta precisa ser suficientemente grande e suficientemente frio para tal fim ( ou suficientemente quente ) . Os requisitos são bastante rígidos .

Assim , Marte é maior do que Mercúrio, e mais frio , de modo que pode reter alguns voláteis, mas não o suficiente para a formação de um oceano , e seus voláteis se encontram , na maior parte, congelados . Vênus , por outro lado , é ainda maior e possui muito mais voláteis do que Marte – mas é tão quente que todos os seus voláteis se encontram em estado gasoso . Sob sua atmosfera espessa , Vênus é um globo sólido e não possui oceanos .

Um planeta grande como Vênus , ou ligeiramente maior – e que seja também consideravelmente mais frio – poderá reter quantidades oceânicas de voláteis, e ter a maior parte em forma líquida . Nesse caso, porém, qual o volátil que formaria o oceano , ou poderia o oceano ser uma mistura ?

Suponhamos que um planeta seja suficientemente pequeno a ponto de perder a sobra de hidrogênio , mas suficientemente grande a ponto de reter os voláteis . Nesse caso , com o hidrogênio a menos , ocorrem processos químicos que tendem a fazer com que a amônia se transforme em nitrogênio ( que permanece gasoso ) e água . Há também a tendência de o metano tornar-se dióxido de carbono ( que permanece gasoso ) e água . Há , finalmente , a tendência de o sulfeto de hidrogênio se transformar em enxofre ( que é sólido e se combina com outros sólidos na crosta ) e água .

A tal planeta é , portanto , deixado apenas um volátil em quantidades oceânicas – essa substância é a água – e ai está a razão pela qual a Terra é o que é .

Agora , que dizer quanto aos corpos que se formam longe da estrela central ?

Ali, os pequenos átomos e as pequenas moléculas de hélio , neônio e hidrogênio são suficientemente viscosas a ponto de serem capturadas, e , na sua esmagadora presença, a massa do corpo em formação pode aumentar rapidamente . Com massa crescente , o campo gravitacional cresce , tornando-se mais denso , e os átomos e moléculas pequenas podem ser retidos ainda mais efetivamente .

O resultado é um planeta gigante , composto principalmente de hidrogênio .Os componentes sólidos , quando os há , formam uma fração negligível no seu centro – e nós temos o que costumava ser denominado um “gigante gasoso” . Sem dúvida, agora se pensa que Júpiter , embora composto principalmente de hidrogênio, comprime esse gás, tornando-o um líquido vermelho em brasa, e que esse planeta seria uma enorme esfera líquida . Ele pode ser considerado inteiramente oceano, mas esse não é o oceano no nosso sentido de um líquido parcial cobrindo uma parte de um planeta sólido , com terras secas que emergem aqui e acolá .

Nenhum planeta gigante pode ter oceano, no nosso sentido .

A vasta extensão de um sistema planetário externo não precisa , entretanto , conter somente planetas gigantes . Corpos menores também são formados com os materiais que sobram , e eles podem ser tão pequenos ou menores do que quaisquer dos corpos do sistema planetário interno .

Os corpos pequenos que se encontram distantes da estrela central são frios , mas , mesmo assim , não possuem campos gravitacionais capazes de reter hidrogênio , hélio ou neônio . Visto que os planetas gigantes ficaram com a maior com a a maior parte dessas sustâncias, os corpos menores não podem crescer até o ponto em que seus campos gravitacionais ultrapassem o ponto crítico e comecem o efeito de avalanche , ou de bola de neve . Não obstante , os corpos pequenos do sistema planetário exterior também podem fixar os voláteis, mas as temperaturas são tão baixas que a amônia, a água e o sulfeto de hidrogênio , se estiverem presentes , só existirão ali em forma sólida . Nas distâncias particularmente extremas, até o argônio e o metano serão congelados .

O resultado é que os corpos pequenos de um sistema planetário exterior são geralmente mistura de sólidos comuns ( silicatos e ferro-níquel ) e de “gelos” ( voláteis congelados ) . Isto é verdadeiro no nosso próprio sistema solar , por exemplo , quanto aos satélites de Júpiter e aos cometas .

Afigurar-se-ia que os pequenos corpos do sistema planetário exterior também não podem ter oceanos – a menos que , também aqui , existam condições estritas que , se encontradas exatamente da maneira correta …

A possibilidade surge em conexão com o metano , que ferve à temperatura de – 161,5 C . Os corpos das porções mais próximas do sistema planetário exterior seriam suficientemente quentes para mantê-lo sob forma de gás, os corpos das porções mais externas o manteriam em estado sólido . O que se passaria nas regiões de permeio ?

Suponhamos que possuamos um corpo a uma distância tal ,relativamente à estrela, que conserve o metano em estado líquido . Se ele for suficientemente grande para reter o metano e também o hidrogênio, poderá reunir metano bastante para possuir uma atmosfera generosamente espessa dessa substância – com alguma parte dela em forma líquida à superfície do corpo .

Com efeito, há alguma coisa a mais que isso . À diferença do caso dos outros voláteis , as moléculas de metano podem, sob determinadas condições, combinar-se formando moléculas maiores, que poderiam ser líquidas mesmo que o metano , em si mesmo , fosse gasoso . As moléculas maiores seriam carboidratos, mais ou menos fluídos e , por natureza, mais leves.

Acontece que há um corpo  no nosso sistema solar, que, apenas possivelmente , pode qualificar-se a tal respeito : é Titã, o maior satélite de Saturno , e , quanto ao volume , o maior do sistema solar . Titã possui atmosfera notavelmente espessa ( é o único satélite que , sabe-se, possui atmosfera digna de nota ) , contendo metano.

Será , então, que Titã possui um oceano de carboidrato cobrindo a maior parte de sua superfície ? Nós não o podemos dizê-lo, mas , pelo menos , é concebível .

Resumindo : para que um corpo astronômico possua um oceano em sua superfície, ele precisa preencher determinados requisitos rígidos em termos de temperatura, tamanho e intensidade gravitacional , de modo que se pode esperar que apenas uma pequena porção de corpos planetários existentes no universo o possua .

Dizendo de outro modo , qualquer corpo planetário que tenha aproximadamente o tamanho da Terra e também sua temperatura pode , com toda a certeza, possuir um oceano – e esse oceano tem toda probabilidade de ser formado por água .

Ademais , há a possibilidade de um corpo astronômico , que seja do tamanho da Terra , ou um pouco menor, e que seja muito mais frio que a Terra , possuir uma única outra variedade de oceano concebível : de carboidratos .

A vantagem de nosso próprio sistema solar é de um oceano de água ( a Terra , ou eu não estaria aqui para escrever este artigo , ou o leitor para lê-lo ) contra apenas, possivelmente, de um oceano de carboidrato ( Titã ) .

FONTE : artigo de Isaac Asimov para revista Natural History, in : The beginning and the end , ed. Círculo do Livro, 1977

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1 Response to “Receita para um oceano”


  1. 1 Leandro Leite
    outubro 2, 2011 às 3:13 pm

    Excelente texto, foi ele que me tornou fã de Isaac de uma vez por todas.


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