Considerações Sobre A Possibilidade De Vida
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UNIVERSIDADE PRESBITERIANA MACKENZIE CENTRO DE CIÊNCIAS BIOLÓGICAS E DA SAÚDE CURSO DE CIÊNCIAS BIOLÓGICAS Alexandre Pires de Oliveira CONSIDERAÇÕES SOBRE A POSSIBILIDADE DE VIDA EXÓGENA COM BASE NAS PRINCIPAIS HIPÓTESES PARA O SURGIMENTO DE VIDA NA TERRA São Paulo 2008 ALEXANDRE PIRES DE OLIVEIRA CONSIDERAÇÕES SOBRE A POSSIBILIDADE DE VIDA EXÓGENA COM BASE NAS PRINCIPAIS HIPÓTESES PARA O SURGIMENTO DE VIDA NA TERRA Monografia apresentada ao Centro de Ciências Biológicas e da Saúde, da Universidade Presbiteriana Mackenzie como parte dos requisitos exigidos para a conclusão do Curso de Ciências Biológicas. Orientador da Disciplina de TGI: Profa. Dra. Adriana Válio Roque da Silva São Paulo 2008 DEDICATÓRIA / PENSAMENTO "It is, I admit, mere imagination; but how often is imagination the mother of truth?" Sherlock Holmes Retirado de "The Valley of Fear" (1915) de Sir Arthur Conan Doyle. AGRADECIMENTOS À Universidade Presbiteriana Mackenzie; À minha orientadora Adriana Válio Roque da Silva, por acreditar na realização deste trabalho e me apresentar a possibilidade de trabalhar com um assunto tão interessante; Aos professores e laboratoristas, pela dedicação e conhecimento que me foi proporcionado durante todo o curso; Aos professores mestres Enéas Furtado de Araújo e Waldir Stefano, por se mostrarem atenciosos e dispostos a fazer parte de minha banca; Aos meus colegas de curso, especialmente Buda, Diogo, Leozão, Marina, Missae, Rafa, Thaty e Vika; e amigos, Bela, Beto, Flavika, Henrique, Maisa, Mayra, My, Nati, Nathy e Priscila, pelo apoio e carinho, e com quem muito aprendi; Aos meus pais, pelo esforço para me dar a oportunidade de estudar em uma faculdade de primeiro nível; À pessoa mais linda que já conheci, Thaís, pela ajuda, compreensão e carinho em uma fase complicada de minha vida. RESUMO A Terra é o único planeta, até hoje, em que foi comprovada a existência de Vida. Isso se deve a diversos fatores, sendo o principal a presença de água líquida disponível, por um longo período de tempo, na superfície do planeta. Outros sistemas "solares" podem ser comuns no Universo, e a Vida poderia florescer em outros lugares, mas há também a possibilidade de a Terra ser um único e raro lugar propício ao surgimento da Vida. Dessa forma, para que seja possível a comprovação de haver ou não Vida fora da Terra, se faz necessária uma análise sobre o que pode ser considerado um organismo vivo, como ele pode ter surgido, e como buscar algo semelhante em outros pontos do Universo. Palavras-chave: Astrobiologia, Origem da Vida, Química Prebiótica, Sistema Planetário ABSTRACT Earth is the only planet, so far, in which the existence of Life has been proven. This is due to a lot of factors, the main one being the presence of available liquid water, for a long period of time, at the planet's surface. Other "solar" systems may be common in the Universe, and Life my flourish elsewhere, but there is also the possibility that Earth is a unique and rare place favorable to the emergency of Life. In this case, so that the confirmation on whether there is or not Life outside of the Earth can be made, an analysis is necessary on what can be considered a living organism, how could it emerge, and how to search for anything similar elsewhere in the Universe. Key Words: Astrobiology, Origin of Life, Planetary System, Prebiotic Chemistry SUMÁRIO p. 7 I. INTRODUÇÃO I.1. A Astrobiologia. p. 7 I.2. Formação dos sistemas planetários do tipo solar. p. 7 I.2.1. Formação das estrelas. p. 7 I.2.2. Formação dos planetas. p. 10 I.3. A Zona Habitável. p. 11 I.4. O Planeta Terra. p. 13 I.4.1. As eras geológicas. p. 14 I.4.1.a. Éon Hadeano p. 14 I.4.1.b. Éon Arqueano p. 15 I.4.1.c. Éon Proterozóico p. 15 I.4.1.d. Éon Fanerozóico p. 15 I.5. A Origem da Vida. p. 15 I.5.1. A Geração Espontânea. p. 15 I.5.2. A Hipótese de Oparin-Haldane. p. 19 I.5.3. O Criacionismo. p. 20 I.5.4. A Panspermia. p. 22 1.7. Detecção de planetas. p. 23 I.7.1. Velocidade Radial ("Busca Doppler"). p. 23 1.7.2. Fotometria de trânsito. p. 24 1.7.3. Imagem Direta. p. 24 II. MATERIAL E MÉTODOS p. 26 III – RESULTADOS p. 27 IV – DISCUSSÃO p. 28 V – CONCLUSÕES p. 34 VI – REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS p. 35 7 I - INTRODUÇÃO I.1. A Astrobiologia. O presente trabalho tem como finalidade a discussão sobre as possibilidades para o surgimento de vida em outros planetas, tendo-se como base as condições que possibilitaram o surgimento e desenvolvimento da vida no planeta Terra. Para tanto se faz necessário um estudo interdisciplinar envolvendo diversas áreas, tais como Astronomia, Biologia, Física, Geologia e Química, englobados no que podemos chamar de Astrobiologia. O termo Astrobiologia foi adotado pela Agência Espacial Norte-Americana (NASA) em 1995. Até então, utilizava-se o termo "exobiologia", ainda utilizado internamente por alguns pesquisadores tanto da NASA como das agências espaciais européias. Pode-se encontrar ainda o termo "Bioastronomia" utilizado pela União Astronômica Internacional, IAU, ainda que raramente seja utilizado fora dos encontros da organização (IAU, 2008; NAI, 2008). A Astrobiologia é o estudo do universo vivo, o estudo da vida como um fenômeno planetário, que tem como objetivo o estudo da origem, evolução, distribuição e futuro da Vida na Terra e no Universo, e a compreensão da natureza fundamental dessa Vida. Para tanto, deve-se compreender como os processos planetários deram origem à Vida, como eles a sustentam ou inibem, e como ela pode se tornar um importante processo planetário; como os processos astrofísicos originam os planetas, a distribuição destes planetas, se algum deles pode ser habitável ou conter Vida, e como detectá-los. (CHYBA & HAND, 2005; MIX et al, 2006; NAI, 2008). I.2. Formação dos sistemas planetários do tipo solar e evolução. I.2.1. Formação das estrelas. As estrelas são enormes esferas de gás, que emitem uma alta quantidade de energia a cada segundo, sendo que a radiação emitida pelo Sol constitui a principal fonte de energia para a maioria das formas de vida da Terra. Somente na Via Láctea existem entre 100 8 e 400 bilhões de estrelas de diversas propriedades astrofísicas, sendo que a Via Láctea é apenas uma dentre centenas de bilhões de galáxias no Universo (LUNINE, 1999; MIX et al, 2006). As estrelas estão em constante processo de nascimento e morte dentro de uma galáxia, sendo que o material do qual são feitas é alterado física e quimicamente durante sua vida e morte. Praticamente todos os componentes das moléculas orgânicas necessárias para que ocorra a vida como conhecida na Terra são produzidos pelas estrelas e quando ocorre sua morte este material é, em parte, retornado para o meio interestelar (MIX et al, 2006). O Meio Interestelar (ISM em inglês) contém uma mistura de gás e poeira, dispersos entre as bilhões de estrelas que formam os braços espirais da nossa galáxia. Acredita-se que é nesse meio que se formam as estrelas, não de forma isolada, mas em agrupamentos, dentro das nuvens moleculares, que são densas e frias, sendo que as maiores dentro dessas regiões de gás e poeira, as nuvens moleculares gigantes, como a visualizada na nebulosa de Orion através do telescópio espacial Hubble (Fig. I.1), contém gás suficiente para gerar 100 mil estrelas com a massa do Sol, podendo ser consideradas "berçários de estrelas" (fig. I.1) (LUNINE, 1999; PATER & LISSAUER, 2001; MIX et al, 2006; MONTMERLE, 2006). (b ) (a) Fig. I.1: (a) Nuvem molecular gigante na constelação de Orion em luz, produzida por C. Robert O'Dell e colegas, e (b) detalhe ampliado em luz infravermelha, produzida por Rodger Thompson e colegas. Imagem retirada do site da NASA e disponível http://www.nasaimages.org/luna/servlet/detail/NVA2~4~4~3940~104466:The-Heart-Of-Orion. em: 9 As estrelas se formam nessas nuvens moleculares devido à alta concentração de hidrogênio, hélio e elementos mais pesados, presentes em regiões de alta densidade instáveis ao colapso gravitacional. Ondas de choque provenientes de ventos estelares supersônicos ou de supernovas auxiliam no adensamento do gás e poeira no interior das nuvens, e essa bolha de gás, com magnitude muito maior que a do sistema solar, chamada de núcleo pré-estelar, contrai-se sob sua própria gravidade para formar a proto-estrela (LUNINE, 1999; PATER & LISSAUER, 2001; MIX et al, 2006; MONTMERLE, 2006). Após alguns milhares de anos de colapso, proto-estrelas de baixa massa, ou seja, massa menor a quatro massas solares, alcançam temperaturas por volta de 2 mil Kelvin, quando começam a emitir luz. Após alguns milhões de anos essa temperatura do núcleo chega a poucos milhões de Kelvins, começando a realizar fusão termonuclear e converter hidrogênio em hélio, liberando muita energia. A energia gerada pela fusão inicial gera uma enorme pressão externa no núcleo, onde a implosão do gás gera explosões no centro da proto-estrela. Nesse momento, de acordo com simulações, a pressão se eleva a bilhões de atmosferas (LUNINE, 1999; PATER & LISSAUER, 2001; MIX et al, 2006; MONTMERLE, 2006). Quando um balanço hidrostático é alcançado, ou seja, quando a pressão externa se equivale à interna do núcleo, formando um núcleo balanceado, a proto-estrela passa a ser classificada como uma estrela. Durante cerca de 90% de sua vida, a estrela tem como principal fonte de energia a fusão termonuclear em seu núcleo. Em proto-estrelas com massa de quatro a quinze massas solares, ou mais, esse colapso e aquecimento se dá mais rápido, podendo alcançar um núcleo em equilíbrio hidrostático em apenas 20 mil a 1 milhão de anos. (LUNINE, 1999; PATER & LISSAUER, 2001; MIX et al, 2006; MONTMERLE, 2006). Discos circunstelares, compostos de gás e partículas de poeira, com massas equivalentes a muitos sistemas solares, estão presentes em torno de várias estrelas jovens do tipo solar. As partículas desses discos interagem entre si perdendo energia e assim migrando em direção à estrela, sendo incorporadas por ela. Acredita-se que os planetas se formam a partir desses discos (PATER & LISSAUER, 2001; MIX et al, 2006). O jovem Sol em desenvolvimento, junto ao seu disco é denominado como nebulosa solar primitiva e o sistema planetário se forma do disco proto-planetário (fig. I.2) dentro desta nebulosa (PATER & LISSAUER, 2001). 10 Fig. I.2: Imagem de um disco protoplanetário feita pelo telescópio espacial Hubble. Disponível em: http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_science.cfm. I.2.2. Formação dos planetas. Dentro da nebulosa solar primitiva, as partículas sólidas se condensam e colidem a outras partículas, dirigindo-se ao plano mais denso do disco. Ocorre formação de gelo nas regiões mais externas a partir de compostos voláteis, como água e metano, enquanto materiais como ferro e silicato podem condensar em temperaturas maiores e são mais comuns na parte mais interna do disco. Os grãos vão se acumulando e se transformam em planetesimais com tamanho de quilômetros através de um processo constante de aglomeração ou por colapso gravitacional (fig. I.3) (LUNINE, 1999; MIX et al, 2006). Fig. I.3: Concepção artística da formação de um sistema planetário. No quadro maior (a) visão geral das região de formação de um sistema planetário; em (b) um detalhe de galáxia; em (c) o detalhe de uma nuvem molecular; em (d) o detalhe de um disco proto-planetáro; em (e) as partículas que formam os planetesimais até chegar à formação dos planetas (f). Disponível em: http://universereview.ca/I07-10-planetformation.jpg 11 Os planetesimais crescem até se tornarem embriões planetários com aproximadamente o tamanho da lua terrestre ou de Marte, e ao fim desse estágio pode-se obter cerca de 100 embriões planetários na parte interna do sistema solar, cujas colisões, resultantes das interações gravitacionais entre eles ou com planetas gigantes, como Júpiter, levam à formação dos planetas rochosos. Essas colisões se sucedem até que poucos corpos sobrevivam em órbitas bem delimitadas (MIX et al, 2006). Ainda que esse modelo explique a formação dos planetas rochosos, os gigantes gasosos parecem ter sua origem diretamente do colapso do gás na parte mais externa do disco, diferenciando-se da formação estelar por serem mais ricos em elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio, aparentemente concentrados em núcleos no centro desses planetas. Uma possível explicação é de que sua formação teve início a partir do acréscimo de corpos rochosos e gelo, que geraram um corpo grande o suficiente para atrair o gás da nebulosa solar, cuja concentração atraiu ainda mais rochas, gelo e gás. Outra possibilidade é a de que esses planetas foram formados diretamente do disco proto-planetário através de instabilidade gravitacional, o que levaria parte do gás e poeira a se colapsar e formar um planeta massivo (LUNINE, 1999; MIX et al, 2006). I.3. A Zona Habitável. Uma estrela de massa pequena ou moderada é capaz de manter sua produção de energia estável por longos períodos de tempo (bilhões de anos), permitindo a existência de regiões da superfície do planeta no estado líquido, sendo estas regiões chamadas de zonas habitáveis. O tempo de vida dessas condições em estrelas massivas é mais curto, mas poderia ser compensado, do ponto de vista evolutivo, pela maior radiação ultra-violeta (PATTER & LISSAUER, 2001; CHYBA & HAND, 2005). O tempo de vida de uma estrela menor e mais tênue é maior do que a de uma estrela gigante, podendo existir por trilhões de anos. Entretanto, essas estrelas têm variações de luminosidade devido a explosões estelares ("flares"). Além disso, as órbitas dos planetas dentro da zona habitável seriam tão próximas dessas estrelas que sua rotação seria sincronizada a efeitos de maré, fazendo que o período de rotação fosse igual ao orbital. Nesse caso, o planeta teria sempre o mesmo lado voltado para a estrela, assim como a Lua em 12 relação à Terra. Não haveria um ciclo dia-noite, e caso a atmosfera fosse tênua congelaria no hemisfério escuro (norte) (PATTER & LISSAUER, 2001). Além do tempo de vida estelar, outros fatores podem influenciar o local na galáxia em que a estrela tem maiores chances de possuir planetas habitáveis, como a metalicidade (abundância dos elementos pesados, em Astronomia todos que apresentam massa atômica maior que o do hélio). Neste caso, a baixa concentração de elementos pesados pode limitar a formação de planetas rochosos, mas ao mesmo tempo um aumento de metalicidade promove a formação de gigantes gasosos que poderiam destruir os planetas rochosos habitáveis. Também a proximidade de uma região onde há supernovas freqüentes, geralmente em regiões mais densas da galáxia, cujas explosões poderiam destruir as condições atmosféricas do planeta, expondo a vida diretamente à luz ultra-violeta (figs. I.4 e I.5). Outro fator a se considerar é a freqüência de impactos que os planetas nessa zona poderiam sofrer (LINEWEAVER et al, 2004; CHYBA & HAND, 2005). Fig. I.4: Representação da Zona Galáctica Habitável da Via Láctea, mostrando a posição do sol, com destaque para a Zona Solar Habitável, nela representadas as órbitas de Vênus, Terra, Marte e Júpiter. Imagem retirada do site "The Internet Encyclopedia of Science" disponível em http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/galactic_habitable_zone.html 13 Fig. I.5: Zona Galáctica Habitável na Via Láctea, baseada na taxa de formação de estrelas, metalicidade (em azul), tempo de evolução suficiente (em cinza) em bilhões de anos, e livre de explosões de supernovas (em vermelho). O contorno em branco engloba 68% (interna) e 95% (externa) das origens de estrelas com maior potencial de conter formas de vida complexa atualmente, sendo que 1 parsec (pc) equivale a 3,08 x 1018 cm. A linha verde à direita representa a idade de distribuição de vida complexa (LINEWEAVER et al, 2004). I.4. O Planeta Terra. A Terra tem cerca de 4,5 bilhões de anos e durante as primeiras poucas centenas de milhões de anos foi bombardeada por enormes asteróides, que vaporizaram todos os oceanos, fazendo com que sua temperatura fosse alta demais para permitir a vida (RIDLEY, 2006). A atmosfera primitiva da Terra era uma nuvem de vapor de silicato durante a fase de acresção e formação do núcleo. Com o final da formação do núcleo, ocorreu um resfriamento da superfície e o vapor de silicato condensou para formar rocha sólida e 14 derretida. O escape de gases do interior terrestre do gás preso em rochas pode ter liberado sulfeto de hidrogênio (H2S), dióxido de carbono (CO2), e uma grande quantidade de água, todos originalmente dissolvidos no oceano magmático primitivo, na atmosfera e na superfície. Esses materiais voláteis podem ter se originado longe das proximidades da Terra, uma vez que as temperaturas eram altas demais para que houvesse condensação de água. Há a possibilidade de que o impacto de corpos celestes, vindos de pontos distantes do universo, tenham sido responsáveis por esses materiais, já que se sabe que cometas, "detritos" de outros corpos do sistema solar, e que eram muito mais comuns no início do sistema solar, são ricos em água, compostos orgânicos, CO2, monóxido de carbono (CO), e amônia (LUNINE, 1999). I.4.1. As eras geológicas. A história da Terra pode ser dividida em quatro períodos (éons), caracterizados por condições termodinâmicas e ambientes geodinâmicos específicos e, conseqüentemente, por diferentes conjuntos de nichos e condições para o desenvolvimento da vida (MIX et al, 2006; MONTMERLE et al, 2006): I.4.1.a. Éon Hadeano (4,568 a 4,00 bilhões de anos atrás), onde a emergência de Vida passou de impossível a condições favoráveis a uma emergência em potencial. A maior parte do manto terrestre apresentava temperatura tão alta que se encontrava derretido, dando vazão ao oceano magmático. A crosta continental, no início deste éon, ainda é inexistente, e não havia água líquida condensada na superfície terrestre. Apesar de não ser favorável à vida, as condições favoráveis à ela foram se criando, e ao final desse éon, a crosta já se encontrava estável e havia água superficial líquida (fig. I.6). Com isso, algumas das condições presumidas para o desenvolvimento da vida já estavam presentes. Fig. I.6: Representação de como poderia ter sido a Terra há 4540 milhões de anos atrás feita pelo site "A Review of the Universe - Structures, Evolutions, Observations, and Theories", disponível em http://universe-review.ca/I09-01-Earthevo3.jpg 15 I.4.1.b. Éon Arqueano (4 a 2,50 bilhões de anos atrás), onde a produção interna de calor da Terra era menor do que no Hadeano, mas continuava sendo de duas a quatro vezes maior do que a temperatura atual. É um éon de alta diferenciação da crosta continental e onde já existiam oceano e continentes emersos. Se ainda há discussões sobre a idade dos traços mais antigos e irrefutáveis de vida, é consenso que a vida surgiu durante este éon. I.4.1.c. Éon Proterozóico (2,50 bilhões a 540 milhões de anos atrás), que apresenta um resfriamento significativo. Devido ao aumento da quantidade de gás oxigênio (O2) na atmosfera terrestre, como conseqüência da atividade fotossintética, é neste éon que ocorre o desenvolvimento de formas de vida aeróbicas e multicelulares. 1.4.1.d. Éon Fanerozóico (540 milhões de anos atrás até atualmente). A divisão entre os éons Proterozóico e Fanerozóico há cerca de 540 milhões de anos consiste na forte diversificação dos metazoários, que resultou na conquista das superfícies continentais, e engloba a habitação do planeta pelos dinossauros, mamíferos e, conseqüentemente, humanos. I.5. A Origem da Vida. A maior parte das pesquisas sobre a origem da Vida não é feita através dos estudos com fósseis, mas em pesquisas de laboratório sobre o tipo de reações químicas que também poderiam ter acontecido na Terra há bilhões de anos. I.5.1. A Geração Espontânea A idéia da geração espontânea tem sua origem na Grécia antiga, que acreditava que rãs e minhocas surgiam espontaneamente de um pequeno lago de lama. Outros tinham como certo que larvas de insetos e moscas eram produzidas da mesma maneira, através de carne em decomposição, chegando a haver, inclusive, receitas para a produção de camundongos, através de panos e trapos de estofo colocados em recipientes por várias semanas em uma área isolada (PELCZAR JR et al, 1997). No século XII, alguns críticos começaram a se manifestar contra essas hipóteses, como o médico Francesco Redi (1626-1697), que demonstrou em 1668 que as larvas encontradas na carne em putrefação eram larvas provenientes de ovos de insetos (fig. 16 I.7), e não um produto da abiogênese, sendo este apenas um dos estudos realizados na época que indicavam que os organismos gerados de acordo com essa teoria não apareciam quando os experimentos eram conduzidos com meios controlados, fechados de alguma forma a impedir agentes externos, tendo grande repercussão e desacreditando a teoria da geração espontânea (PELCZAR JR et al, 1997). Fig. I.7: Estudo de Francesco Redi, questionando a hipótese da geração espontânea. Através de uma tampa de gaze, Redi comprovou que as larvas que apareciam em um pedaço de carne, tidas como geradas espontaneamente, surgiam na verdade da deposição de ovos de moscas. Disponível em: http://curlygirl.naturlink.pt/origem.htm. Uma sobrevida, no entanto, surgiu em 1745, através do padre jesuíta John Tuberville Needham (1713-1781), que cozinhou pedaços de carne para destruir microorganismos pré-existentes e colocou-os em frascos com diferentes meios de cultura. Submeteu os frascos à ebulição, e tampou parte hermeticamente e parte com uma rolha, levando, em todos os casos ao aparecimento de microorganismos (PELCZAR JR et al, 1997). Este dilema foi contestado por Lazzaro Spallanzani (1729-1799) em 1769, através de um experimento em que ferveu um pedaço de carne em um frasco durante uma 17 hora, vedando-o em seguida. Nenhum microorganismo foi detectado no caldo, sendo este resultado contrário a abiogênese. Este experimento foi contestado por John Needham, que insistia que o ar era essencial à vida e à geração espontânea, e que ele havia sido retirado do experimento de Spallanzani (PELCZAR JR et al, 1997). Em 1836, Franz Schulze (1815-1873) tentou elucidar a essencialidade do ar, passando o ar através de uma solução de ácido forte e, então, aerando uma infusão de carne previamente fervida em frasco fechado. Logo depois, em 1837, Theodor Schwann (18101882) realizou experimento semelhante, mas ao invés da utilização de ácido, utilizou-se de aquecimento do ar que passava por um tubo até o caldo. Em ambos os experimentos não houve crescimento de microorganismos, mas estes resultados eram contestados pelos defensores da geração espontânea por haver uma alteração do ar quando na passagem deste pelo calor ou pelo ácido (PELCZAR JR et al, 1997). Louis Pasteur (1822-1895), químico francês, tentando elucidar essa controvérsia, passou a estudar os microorganismos. Seu objetivo não era contestar a existência da força, mas tentar mostrar que os experimentos que sustentavam a abiogênese apresentavam conclusões falsas. Em 1862, enfim, demonstrou que o desenvolvimento de organismos num meio previamente esterilizado era devido à contaminação por microorganismos presentes no ar (PELCZAR JR et al, 1997; CARRAPIÇO, 2001). No experimento (fig. I.8), um meio nutritivo (ágar) é colocado em um frasco de vidro com pescoço de cisne, que tem o gargalo curvado. Logo, o meio é fervido e esterilizado, e mantém-se livre de microorganismos. Em caso de quebra do gargalo, ocorre a entrada de microorganismos no frasco, que entram em contato com o meio nutritivo, proporcionando uma alta proliferação (PELCZAR JR et al, 1997; GILLEN & SHERWIN III, 2008). 18 Fig. I.8: Esquema do experimento de Louis Pasteur, que levou ao descrédito da abiogênese. Disponível em: http://crentinho.wordpress.com. Esta descoberta foi precedida por um intenso debate entre Pasteur e Félix Archimède Pouchet (1800-1872), naturalista francês e um dos maiores defensores da geração espontânea, que publicara em 1859 um livro intitulado “Hétérogénie ou Traité de la Génération Spontanée” que sustentava a teoria da geração espontânea. Os resultados de Pouchet indicavam exatamente o contrário dos resultados de Pasteur, sendo que ambos os pesquisadores realizaram seus experimentos em diversas altitudes para que fosse possível a utilização de ar mais puro, das maiores altitudes (PELCZAR JR et al, 1997; CARRAPIÇO, 2001). O debate entre Pasteur e Pouchet levou a Academia de Ciências a constituir uma comissão para estudar o assunto, tendo esta comissão dado ganho de causa a Pasteur. (PELCZAR JR et al, 1997; MORTIMER, 2006). John Tyndall (1820-1883), por fim, em resposta ao argumento de que o calor utilizado para a esterilização do ar destruía a força vital necessária para a abiogênese, demonstrou que o ar poderia ficar isento de microorganismos simplesmente por permitir que partículas de poeira se sedimentassem no fundo de uma caixa fechada, inserindo tubos com líquido estéril dentro da caixa, onde o líquido permaneceu estéril, o que, junto ao parecer 19 favorável da Academia de Ciências a Pasteur, levou ao abandono da abiogênese (PELCZAR JR et al, 1997; GILLEN & SHERWIN III, 2008). I.5.2. A Hipótese de Oparin-Haldane O problema da origem da Vida foi deixado de lado por mais de 60 anos após os experimentos de Pasteur. Com o passar dos anos, a grande complexidade de uma célula, mesmo que de uma simples bactéria, fez com que a comunidade científica acreditasse que a questão “como se iniciou a vida” não era passível de estudo. Ao mesmo tempo, o desenvolvimento científico e tecnológico, principalmente na geologia e na astronomia, que passou a estudar a composição química das estrelas pela espectroscopia, desencadeou discussões na comunidade científica, sobre a idade da Terra e do Sistema Solar e como estes foram formados (ZAIA, 2003; DAMINELLI & DAMINELLI, 2007). A combinação dos fatos de que a Terra era muito antiga, e que uma competição entre moléculas poderia ter ocorrido até o surgimento do primeiro ser vivo, levou muitos cientistas a começar a pensar que, em princípio, os experimentos de Pasteur não excluíam a possibilidade da geração de organismos vivos a partir de matéria inanimada, porém isto não poderia ocorrer num tempo tão curto, como na geração espontânea (ZAIA, 2003; DAMINELLI & DAMINELLI, 2007). Em 1924, com o bioquímico Aleksandr Oparin (1894-1980), e em 1929, com o geneticista John Haldane (1892-1964), dois esquemas parecidos foram elaborados, dando origem a Hipótese de Oparin-Haldane, que pode ser resumida da seguinte forma: a partir de moléculas simples (por exemplo metano, amônia, água, hidrogênio) que reagiam entre si, ocorreu o acúmulo de biomoléculas (aminoácidos, lipídios, açúcares, purinas, pirimidinas, entre outras). Isto levou um período de muitos milhões de anos; posteriormente, estas biomoléculas começaram a combinar-se umas com as outras para formar biopolímeros (moléculas gigantescas feitas pela repetição de unidades simples, como as proteínas, sintetizadas a partir dos aminoácidos); mais alguns milhões de anos depois, estes biopolímeros começaram a se combinar, formando o que Oparin chamou de estruturas coacervadas, que lembram muito as células de hoje (BADA & LAZCANO, 2003; ZAIA, 2003; DAMINELLI & DAMINELLI, 2007). 20 Com o passar dos milhões de anos, reações cada vez mais complexas continuaram a ocorrer no interior dessas estruturas coacervadas, até o surgimento do primeiro organismo vivo. Essa hipótese abre a possibilidade de um estudo sobre a existência de vida fora da Terra, defendida por diversos pensadores e cientistas, como Leucipo (500 a. C.), Galileo Galilei (1564-1642), J. Kepler (1571-1630) e Immanuel Kant (1724-1804). Se todas as etapas necessárias para esse processo estiverem presentes, o Universo poderia estar repleto de diferentes formas de Vida (BADA & LAZCANO, 2003; ZAIA, 2003; DAMINELLI & DAMINELLI, 2007). Um dos experimentos que fundamentam essa hipótese é o de Stanley Miller (1930-2007) (fig. I.9) que, por uma mistura simples de gases, e simulando as condições de atmosfera da Terra primitiva, conseguiu gerar algumas moléculas essenciais aos organismos conhecidos hoje. As variações de marés, formando poças e lagoas, aliadas às variações climáticas (Sol, temperatura, pressão), também poderiam propiciar a síntese de moléculas e polímeros importantes para a Vida (BADA & LAZCANO, 2003; ZAIA, 2003; DAMINELLI & DAMINELLI, 2007). Fig. I.9: Aparelho usado no experimento original de Miller, publicado em 1952 (BADA & LAZCANO, 2003). I.5.3. O Criacionismo 21 O Criacionismo, como idéia geral, se caracteriza pela oposição, em diferentes graus, às teorias científicas sobre fenômenos relacionados à origem do universo, da vida e da evolução das espécies. Não pode, porém, ser considerado como uma ciência, nem sequer uma teoria. Uma teoria requer análises, estudos, testes, experiências, modificações e, finalmente, adequações. Uma teoria evolui com o decorrer do tempo, à medida que o ser humano amplia seus conhecimentos e suas descobertas. Naturalmente, a Ciência, no sentido usado nesse contexto, não pode nem afirmar nem negar que o Criacionismo seja verdadeiro, sendo nãofalseável e, portanto, não científico (NASCIMENTO & GRECCO, 2008). Há, dentre os criacionistas cristãos, os que apóiam radicalmente a idéia da criação em sete dias literais. Outros aceitam a idade da Terra, ou até mesmo do universo defendida pela ciência, mas mantendo ainda posições conflitantes com a biologia evolucionista, defendendo a idéia de que a Bíblia, ou outros livros considerados sagrados, dão margem a uma mistura da evolução, origem da Vida e criação, dizendo que Deus deu origem à vida, mas permitiu que esta evoluísse (ESPERANTE, 2008; NASCIMENTO & GRECCO, 2008). Os criacionistas contestam alguns pontos específicos das teorias propostas pelos evolucionistas como: os resultados dos experimentos de Miller e outros pesquisadores para a obtenção de precursores da Vida, onde as características dos aminoácidos obtidos não são observadas em nenhuma das moléculas pré-bióticas de uma maneira altamente organizada; alguns dos aminoácidos essenciais das proteínas não foram obtidos em níveis consideráveis; outros não são obtidos naturalmente na Terra e não apresentam função em proteínas conhecidas; e que tais experimentos tenham se realizado em condições controladas de laboratório (ESPERANTE, 2008). Um outro ponto em que ocorre divergência é a composição atmosférica da Terra primitiva, onde Esperanto (2008) questiona a diversificação das condições ambientais proposta pelos evolucionistas, afirmando que, se a origem das células orgânicas foi materialista, estas deveriam ter surgido em condições ambientais não muito distintas das atuais. O fato de o Criacionismo apresentar pesquisas realmente voltadas para o meio científico, no entanto, não tem sido suficiente para que a comunidade científica aceite suas 22 propostas, como mostrado em uma pesquisa da revista Newsweek, em que apenas 0,15% de todos os “cientistas da Vida” e da “Terra” (biólogos e geólogos) com credenciais acadêmicas respeitáveis nos Estados Unidos concordam com o Criacionismo (Newsweek Magazine, 1987; NASCIMENTO & GRECCO, 2008). I.5.4. A Panspermia. A panspermia básica tem como fundamentação a presença de vida microbiana no espaço ou em corpos como cometas ou asteróides, que podem ser levados a outros planetas e, neles, gerar Vida. Há também a pseudo-panspermia, onde ao invés de organismos em si, apenas compostos orgânicos complexos são levados aos planetas, levando a eles os ingredientes essenciais à sopa pré-biótica (KLYCE, 2001). Essas condições podem ser proporcionadas pelos cometas, que servem de proteção contra a radiação cósmica e ultra-violeta do espaço, e que poderiam espalhar a Vida por toda uma galáxia. Além disso, muitas bactérias parecem ser resistentes o suficiente para sobreviver ao espaço e à entrada na atmosfera de um planeta (KLYCE, 2001). Uma nova teoria relacionada à panspermia é a de que as reações químicas existentes na Terra primitiva tenham sido aceleradas pelo impacto de cometas, no lugar de ter trazido os compostos básicos. Através de experimentos e simulações de impactos ocorridos na Terra primitiva, Furukawa et al (2008) foram capazes de recuperar ácidos graxos, aminas e aminoácidos, levando-os a concluir que tais impactos possam ter resultado na síntese de compostos orgânicos em abundância e grandes variedade e complexidade. 23 Fig. I.10: Representação de um cometa aproximando-se de colisão com um planeta. Disponível em: http://cache.io9.com/assets/images/io9/2008/06/meteor_dark.jpg. 1.7. Detecção de planetas. A observação de planetas extra-solares pode ser extremamente difícil, devido às distâncias, o brilho de estrelas atenuando a visualização de planetas a elas ligados, além da tecnologia ainda não proporcionar uma possibilidade de visualização direta de planetas que tenham massas próximas à da Terra. Ainda assim, alguns avanços tecnológicos têm proporcionado novos métodos para inferir e até mesmo detectar diretamente esses corpos celestes mais distantes. A seguir estão alguns dos métodos mais utilizados atualmente de acordo com Kaasalainen (2004) e Mix et al (2006). I.7.1. Velocidade Radial ("Busca Doppler"). Pode-se observar planetas extra-solares indiretamente através do acompanhamento da velocidade radial de uma estrela. Devido à atração gravitacional exercida por um planeta que esteja em órbita ao redor de determinada estrela, esta pode aparentar uma pequena movimentação para perto ou longe da Terra, que leva a uma alteração da natureza luminosa que recebemos desta estrela, com variações no comprimento de onda com que a energia luminosa é detectada, sendo observável através de espectroscopia. Esta técnica proporciona uma estimativa da massa do planeta e de sua distância da estrela em questão, e é 24 responsável pela detecção de grande parte dos 326 exoplanetas conhecidos, ainda que não tenha possibilidade de encontrar planetas com a massa da Terra na zona habitável de uma estrela do tipo solar, uma vez que a técnica não consegue detectar planetas com menos de 12 massas terrestres orbitando uma estrela com a massa do Sol. 1.7.2. Fotometria de trânsito. É possível detectar planetas quando eles transitam em frente à estrela, ocasionando um eclipse. Dessa forma, pode-se perceber diminuições periódicas na luminosidade da estrela quando um planeta bloqueia, temporariamente, a detecção de luz desta estrela. Esse pequeno enfraquecimento da luz pode ser de cerca de até 2% do total, mas somente é detectado quando a órbita deste planeta é quase perpendicular ao plano do céu, sendo no máximo 10° da linha de observação. 1.7.3. Imagem Direta. Esta técnica consiste na tentativa de se isolar a luminosidade proveniente do planeta em si, desconsiderando-se os efeitos da estrela em que ele orbita. Oferece dados diretos sobre o tamanho e órbita do planeta, além de informações sobre sua composição atmosférica. É certamente o método mais difícil de ser realizado, porém, com a utilização em conjunto de bloqueadores da luz vinda da estrela e de observações em infra-vermelho (fig. I.11), já foi possível a detecção de planetas de 3 a 7 massas de Júpiter. 25 Fig. I.11: Concepção artística mostrando como pode ser uma estrela e um planeta próximo e ligado a ela observados em luz visível (à esquerda) e Infra-vermelho (à direita). As cores representam diferenças reais entre as imagens visível e infra-vermelha. Os modelos são cortesia dos doutores Curtis Cooper e Adam Showman da University of Arizona, Tucson à NASA. Disponível em: http://www.nasaimages.org/luna/servlet/detail/nasaNAS~12~12~64286~168752:Blinded-by-theLight. 26 II. MATERIAL E MÉTODOS Levantamento bibliográfico através de especializadas, sites da internet, periódicos, livros e palestras. artigos científicos, revistas 27 III – RESULTADOS Até hoje (14/11/2008) 326 “exoplanetas”, com massas entre 5 massas terrestres e 12 massas de Júpiter, foram descobertos (Enciclopédia dos Planetas Extra-solares, 2008), sendo que com a tecnologia disponível hoje, a probabilidade de se detectar uma estrela do tipo solar que detenha um planeta é de 5%. Além disso, as formas de busca por vida extraterrestre estão delimitadas de acordo com as características da vida que podem ser observadas na Terra, ou seja, dependente de água líquida, elementos biogênicos (em especial o carbono), e uma fonte de energia utilizável, possibilitando três formas de se realizar essa busca: buscas in situ dentro do sistema solar, com a possibilidade de coleta de amostras; espectroscopia da atmosfera planetária, em busca de evidências químicas de vida; e busca por evidências extraterrestres de tecnologia, como no projeto SETI ("Search for Extraterrestrial Inteligence"). Atualmente, há vários estudos envolvendo a capacidade de diversos compostos orgânicos de, em um contexto evolutivo, resultarem na formação de um organismo que possa ser considerado vivo após uma série de reações e interações. Dentre eles, há estudos envolvendo o papel de actinídeos (como o urânio) para a origem da Vida (ADAM, 2007); as etapas de transição entre os compostos orgânicos e as estruturas primitivas (KOMPANICHENKO, 2008); a revisão dos trabalhos de Miller sobre a síntese de aminoácidos numa condição de atmosfera primitiva, composta de metano, amônia, água e hidrogênio (BADA & LAZCANO, 2003); a possibilidade da utilização de silício ao invés de carbono como fonte biológica estrutural (CHYBA & HAND, 2005); a possibilidade de haver condições favoráveis à Vida em outros corpos celestes, como a lua de Júpiter Europa (CHYBA & PHILLIPS, 2001; DAMINELI & DAMINELI, 2007), a lua de Saturno Titan (NEISH, 2006; RAULIN, 2008) e Marte (LEVIN, 2000), entre outros. 28 IV – DISCUSSÃO A definição de Vida é ainda um assunto extremamente controverso no meio científico. Segundo Lazcano (2008), independentemente da complexidade, todos os organismos vivos foram moldados por um longo processo evolutivo. Dessa forma, do ponto de vista biológico, e partindo-se do princípio de que a Vida não é fruto de um milagre ou de um evento aleatório raro, deve-se levar em conta que os mínimos requisitos necessários para se definir um organismo como vivo são fruto de processos evolutivos que levaram à Vida, que tem como marco a passagem de reações puramente químicas para entidades autônomas, de auto-replicação molecular, capazes de evoluir através de um processo de seleção natural. Seguindo essa linha, Kompanichenko (2008) Sugere que a origem da Vida tenha se dado em um processo dividido entre 3 partes: Um ponto de bifurcação em condições não equilibradas, onde as estruturas coacervadas imaginadas por Oparin sofrem um estímulo do ambiente que as impele a uma reestruturação, ficando instáveis e podendo gerar estruturas mais ou menos organizadas. Esse estágio acaba com um paradoxo, já que este momento poderia ser considerado o ponto de início da Vida, mas não duraria por tempo suficiente para que ela se desenvolvesse. Aparentemente, no entanto, foi possível uma prorrogação deste exato momento, que é a segunda parte do processo, a estabilização. A estabilização consistiria na possibilidade de esse sistema apresentar oscilações balanceadas próximas ao ponto de bifurcação, o que permitiria a evolução de um sistema prebiótico à Vida. Por último, ocorreria uma inversão na relação energia livre/entropia, levando a um aumento das propriedades biológicas principais, onde os processos de transformação favoráveis ao organismo suplantariam os processos negativos. Como esses fatores poderiam acontecer em todo o Universo, esse sistema é uma opção a se considerar para a origem da Vida no Universo, já que, segundo ele, flutuações termodinâmicas e físico-químicas foram responsáveis por estimular esse processo. 29 Somando-se a isso, a visão convencional, ou seja, antropocêntrica, indica que, para um planeta ser habitável ele deve conter água líquida por um longo período de tempo e, ainda que não seja o único pré-requisito à vida, é um excelente guia para a habitabilidade por formas de vida similares à da Terra, ou, segundo Chyba & Hand (2005), formas de "Vida como a conhecemos". A estabilidade orbital dos planetas sugere que a maioria das estrelas teriam de um a dois planetas com água líquida em sua superfície, mas seria necessário que o efeito estufa compensasse a queda de temperatura devido a um aumento da distância em relação à estrela. Um número grande de planetas habitáveis em órbita de uma mesma estrela é extremamente improvável, mas existe a possibilidade de que nessa estrela haja um planeta gigante em órbita apropriada que possua uma lua que tenha condições favoráveis à habitabilidade, como acredita-se ser o caso das luas Europa, de Júpiter, e Titan, de Saturno. Marte sempre foi um dos principais candidatos à busca por vida extraterrestre. Está próximo à Terra, podendo haver missões espaciais ao planeta a cada dois anos, além de possuir superfície ampla o suficiente para que haja aterrissagens (MIX et al, 2006). A busca por vida em Marte se dá por vestígios de vida passada na superfície, uma vez que já foi evidenciada a existência de água congelada em sua superfície nas regiões polares através de espectroscopia. A discussão existente hoje sobre o planeta é se, no passado, houve um clima mais quente e úmido, já que algumas características da crosta marciana, observadas no local de aterrissagem das missões Spirit e Opportunity, indicam que houve fluxo de água líquida na superfície, e dados da Viking e da Pathfinder indicam que há água líquida por períodos significativos em porções de sua superfície (LEVIN, 2000; MIX et al, 2006). Europa, de acordo com imagens feitas pela nave espacial Galileo (fig. IV.1), poderia conter água líquida sob sua superfície, ainda que não provada. Um fator favorável a essa possibilidade é o campo magnético dessa lua, que varia em direção e intensidade de acordo com sua posição em relação ao campo magnético de Júpiter, que indica uma camada condutora próxima à superfície, que poderia ser água salgada (CHYBA & PHILLIPS, 2001). De acordo com Damineli & Damineli (2007), não há lugar que ofereça perspectiva melhor para o surgimento de vida do que em Europa. 30 Fig. IV.1: Imagem da Galileo de uma pequena região da superfície de Europa aparentemente inundada por material que poderia ser água líquida (CHYBA & PHILLIPS, 2001). Os traços vistos na superfície assemelham-se ao que se observa nos pólos terrestres em imagens de satélite. Titan, por sua vez, apesar de sua temperatura muito mais baixa, tem um ciclo de metano análogo ao ciclo da água na Terra, possui uma atmosfera densa, com estrutura similar à terrestre, com troposfera, tropopausa e estratosfera. Além disso, as atividades vulcânicas e meteorológicas apresentam similaridades com os da Terra. Uma região em especial, Ganesa Macula, poderia sustentar um ambiente com água líquida ou com amônia (NEISH, 2006). O criovulcanismo dessa região poderia expor os compostos orgânicos da superfície à água líquida, aumentando o potencial prebiótico de Titan. Mais de 150 moléculas orgânicas foram detectadas em experimentos de reprodução da atmosfera de Titan, que poderiam servir de base para a formação de vida (NEISH, 2006; RAULIN, 2008). Diversas simulações sem a presença de planetas gigantes (como Júpiter) tenderam à formação de menores e mais numerosos planetas rochosos (terrestres) do que simulações com a presença de planetas como Júpiter (gigantes gasosos). A figura IV.2 representa como poderia ser o ambiente no caso de se formar, na zona habitável, um planeta pequeno e um planeta grande em relação à Terra. No primeiro caso, o planeta pequeno (fig. IV.2, à esquerda) constituído do mesmo material da Terra seria menos denso, devido a uma menor pressão em seu interior. Teria uma alta razão entre a área de superfície e a massa, o que geraria um resfriamento interior mais rápido, e sua menor gravidade na superfície e crosta mais rígida permitiria a 31 formação de montanhas mais altas e vales mais profundos do que os da Terra. Além desses dois fatores, haveria um maior escape de substâncias voláteis para o espaço e um maior seqüestro de voláteis devido a uma menor reciclagem pela crosta. Entre outras coisas, a temperatura de superfície seria menor, devido à menor quantidade de gases do efeito estufa na atmosfera. Alguns aspectos que poderiam melhorar as condições de habitabilidade nesse caso são uma órbita mais próxima à estrela, onde é necessário menos gás estufa para manter a temperatura; aumentar a quantidade de voláteis; e uma maior quantidade de núcleos radioativos de longa-vida, para manutenção da reciclagem da crosta. Já o planeta maior (fig. IV.2, à direita), também feito do mesmo material que a Terra, teria uma densidade maior e teria uma temperatura interna mais elevada. Sua maior gravidade superficial e crosta menos rígida levariam a uma topografia mutada, com uma pressão atmosférica muito maior, e a menos que o efeito estufa fosse suficiente para ferver a água, oceanos muito mais profundos, provavelmente sobre toda a superfície. Alguns fatores que melhorariam as condições de habitabilidade seriam estar mais afastado da estrela, e ter um pequeno acréscimo de voláteis, já que não se sabe se a maior atividade de reciclagem na crosta seria um problema (LISSAUER, 1999) 32 Fig. IV.2: Representação do que poderia ser a superfície de planetas com a mesma composição da Terra se menor (à esquerda), mesmo tamanho (própria Terra, no centro), e maior (à direita) (LISSAUER, 1999). Klyce (2001) e Montmerle et al (2006) concordam que o transporte de boa parte dos compostos básicos à vida para a Terra se deu pelos cometas e meteoritos, ainda quando no intenso bombardeamento ocorrido ao final do período Hadeano, uma vez que servem de proteção contra radiação cósmica e ultra-violeta, e podem depositar células e compostos na camada externa da atmosfera para que caiam lentamente. Como muitas bactérias parecem ser resistentes o suficiente para sobreviver ao espaço e à entrada na atmosfera, os cometas poderiam espalhar a vida por toda a galáxia, o que justificaria a hipótese da panspermia, ainda que a hipótese mais aceita hoje seja a das estruturas coacervadas. Embora não saibamos qual era a molécula replicável mais ancestral, várias linhas de evidência sugerem que o RNA precedeu o DNA. Entretanto, até hoje não se descobriu um RNA que pudesse catalisar sua própria replicação. A fase (hipotética) primordial da Vida é chamada de “mundo de RNA” e um motivo para a mudança de RNA 33 para DNA pode ter sido a alta taxa mutagênica do RNA. (RIDLEY, 2006). Para uma melhor definição, são necessárias evidências que não dispomos, já que os registros fósseis mais antigos, obtidos em rochas de bilhões de anos atrás tem aspectos ambíguos. Das rochas conhecidas, algumas das mais antigas ficam em Isua, na Groenlândia, com 3,8 bilhões de anos, ainda que existam indícios de rochas ainda mais antigas. Elas contém traços químicos do que podem ter sido fósseis químicos de formas de vida (VAN ZUILEN et al., 2002). Inevitavelmente, uma evidência química desse tipo é incerta, uma vez que poderia ter sido produzida por um processo não biológico. A evidência fóssil de células provém de vários locais, no período entre 3,5 e 3 bilhões de anos atrás. Até recentemente, supunha-se que as células fósseis mais antigas fossem as das rochas de sílex apical (Apex Chert) de 3,5 bilhões de anos, localizadas na Austrália ocidental (SCHOPF, 1993). Brasier et al. (2002), no entanto, consideraram que os supostos fósseis destas rochas seriam artefatos. Ainda assim, existem outras evidências de células fósseis datadas desse período (KNOLL & BAGHOORN, 1977; SCHOPF, 1999), o que indica que, provavelmente, as células evoluíram há cerca de 3,5 bilhões de anos ou um pouco depois disso. 34 V – CONCLUSÕES É extremamente difícil, hoje, afirmar se a possibilidade de haver ou não vida em outros planetas ou luas é procedente ou não. A falta de consenso quanto ao que deve ser considerado um organismo vivo, e a falta de tecnologia para a detecção de planetas mais parecidos com a Terra, são os principais empecilhos nessa área, já que se trata de uma interligação de diversas áreas do conhecimento que, em sua maioria, não compartilham de uma mesma visão. O papel do biólogo, nesse sentido, acaba por ser extremamente especulativo, já que seu objeto de estudo, o ser vivo, é meramente uma hipótese, que sofre interferências e depende de todas as outras áreas. As formas de vida terrestres têm um papel fundamental na busca por planetas e luas habitáveis, já que são a única referência que possuímos sobre as condições que possibilitaram seu desenvolvimento, e para que seja possível direcionar a busca por vida exógena, se faz necessário um estudo sobre sua origem e sua evolução.Os organismos extremófilos, por sua resistência a condições extremamente desfavoráveis, como temperaturas acima de 300° Celsius, concentrações mínimas de oxigênio, pressões atmosféricas elevadas, congelamento, salinidade elevada, são, portanto, de extrema importância. Hoje, acredita-se que a vida deve ter surgido a partir da evolução de estruturas orgânicas que, com as condições extremas existentes há bilhões de anos, acabaram por se tornar mais e mais complexas até se tornarem organismos autônomos. Ainda que alguns ainda defendam a tese de que há um Deus criador, essa não é passível de comprovação, não podendo ser testada e, portanto, não aceita pelo meio científico, enquanto outra hipótese, a da panspermia, é pouco provável, já que nenhuma busca por outra civilização rendeu sequer sinais de vida. Sendo assim, novas missões e tecnologia mais avançada se fazem necessárias para a obtenção de resultados mais conclusivos, sendo Marte, com sua possibilidade de haver condições favoráveis quando em sua fase jovem e, portanto, poder ter possuído uma provável vida antes de se afastar do Sol, Europa, com seu oceano líquido salgado, Titan, com sua composição orgânica análoga à terrestre e atividade vulcânica, e futuros planetas que venham a ser detectados, como os do sistema GLIESE, os principais candidatos a serem habitáveis. 35 VI – REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS A Review of the Universe - Structures, Evolutions, Observations, and Theories. 2008. Disponível em http://universe-review.ca/index.htm. Último acesso em 31 de outubro de 2008 às 13h00m. ADAM, Z. Actinides and Life's Origins. 2007. Astrobiology. Vol. 7. N. 6. pp. 852-872. Mary Ann Liebert, Inc. Publishers. E.U.A. BADA, J. & LAZCANO, A. Prebiotic Soup – Revisiting the Miller Experiment. 2003. Science. Vol. 300. N. 5620. pp. 745-746. 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