Considerações Sobre A Possibilidade De Vida

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
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39
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.
Trabalho aprovado em novembro de 2008.
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Prof. Dr. Adriana Válio Roque da Silva
(Orientador da Disciplina de TGI – Universidade Presbiteriana Mackenzie)
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Alexandre Pires de Oliveira
(Aluno – Código de matrícula 3038087-1)