Há cerca de 4,6 bilhões de anos, quando o universo tinha dois terços da idade atual, uma nuvem de gás e poeira colapsou a cerca de 27 mil anos-luz do centro de uma galáxia espiral de aproximadamente um trilhão de massas solares e acendeu a estrela que hoje chamamos de Sol. Do ponto de vista da vida, aquele foi um endereço e um momento escolhidos a dedo. A galáxia já havia atravessado a juventude violenta em que supernovas e explosões de raios gama se sucediam num ritmo capaz de esterilizar mundos inteiros, e as estrelas vizinhas estavam espalhadas o bastante para que nenhuma delas cruzasse perigosamente as órbitas planetárias. Um novo estudo quantifica essa sorte e chega a uma conclusão desconcertante: ela não foi sorte nenhuma. A Via Láctea é um lar perfeitamente comum para a vida.

A conclusão vem de um artigo publicado no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society por uma equipe liderada por Luke Barnes, da Western Sydney University, com Geraint Lewis, da Universidade de Sydney, Jaime Salcido, Pascal Elahi, Miroslav Filipović e o cosmólogo britânico Richard Bower, da Universidade de Durham, falecido em janeiro de 2023 e a quem o trabalho é dedicado. O grupo partiu de uma pergunta que a astrobiologia formula há décadas sem conseguir responder com números: quando e onde a vida tem mais chance de surgir e, sobretudo, de sobreviver no universo? Para atacá-la, os pesquisadores usaram as simulações cosmológicas EAGLE, que reconstroem a formação de galáxias em um cubo virtual de universo, e acrescentaram a elas um ingrediente que os modelos anteriores do mesmo grupo não tinham: a morte.

A noção mais familiar de habitabilidade é a da zona habitável circunstelar, a faixa de distâncias em torno de uma estrela em que a água pode permanecer líquida na superfície de um planeta rochoso. Perto demais, os oceanos fervem; longe demais, congelam. Refinamentos sucessivos incorporaram a perda de atmosfera, o vulcanismo, a variabilidade estelar, a formação de nuvens e a migração planetária, mas a ideia central continua sendo a de um anel de conforto térmico ao redor de cada sol. A vida, porém, não depende só da estrela-mãe. Depende também do bairro cósmico em que o sistema planetário nasceu, e é isso que a chamada zona habitável galáctica tenta descrever: as regiões de uma galáxia onde há matéria-prima suficiente para fabricar planetas e, ao mesmo tempo, violência de menos para destruí-los.

Dois fatores puxam em direções opostas. Planetas rochosos precisam de elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio — aquilo que os astrônomos chamam genericamente de metais —, e esses elementos são forjados no interior das estrelas e devolvidos ao gás interestelar quando elas morrem. Onde não houve gerações estelares suficientes, falta tijolo para erguer uma Terra. Mas as mesmas regiões que produzem metais em abundância são as que fervilham de estrelas massivas prestes a explodir.

Em 2004, Charles Lineweaver, Yeshe Fenner e Brad Gibson usaram esse balanço para desenhar a primeira zona habitável da Via Láctea e encontraram um anel relativamente estreito, afastado do centro galáctico. Trabalhos posteriores, de Nikos Prantzos em 2008 e de Michael Gowanlock e colegas em 2011, apontaram incertezas consideráveis, e simulações do Grupo Local conduzidas por Duncan Forgan e colaboradores em 2017 devolveram zonas bem mais amplas, estendendo-se do centro até cerca de 10 quiloparsecs durante a maior parte da história cósmica.

O interesse por essa geografia do perigo nasceu, em boa medida, do passado da própria Terra. Em 1977, David Clark, William McCrea e Richard Stephenson calcularam que uma supernova deveria explodir a menos de 10 parsecs do Sistema Solar a cada travessia de um braço espiral. A radiação de uma explosão assim seria absorvida pela atmosfera e não chegaria ao solo, mas destruiria a camada de ozônio por anos, como argumentaram Malvin Ruderman em 1974 e Robert Whitten e colegas em 1976. Sem o escudo de ozônio, a radiação ultravioleta do próprio Sol passaria a matar a vida marinha de superfície, derrubando cadeias alimentares inteiras.

Para explosões a menos de 20 parsecs, a concha de material ejetado venceria a pressão do vento solar e inundaria o planeta de raios cósmicos. Adrian Melott e colegas estimaram em 2017 que os múons gerados por essa chuva irradiariam os oceanos até um quilômetro de profundidade, atingindo em cheio a megafauna marinha.

As explosões de raios gama, as mais energéticas que se conhecem, fariam estragos parecidos a distâncias muito maiores. Stephen Thorsett levantou essa possibilidade em 1995, e Brian Thomas e colegas modelaram em 2005 o efeito de uma explosão a uma distância típica de 2 quiloparsecs: cerca de um terço do ozônio seria eliminado por vários anos, os danos ao DNA dos seres vivos se multiplicariam por 16 e o clima esfriaria.

Um evento desse tipo é candidato a explicar a extinção em massa do fim do Ordoviciano, há cerca de 445 milhões de anos, que varreu 85 por cento das espécies marinhas. Usando um modelo analítico da Via Láctea, Tsvi Piran e Raul Jimenez estimaram em 2014 que há 50 por cento de chance de uma explosão de raios gama capaz de remover o ozônio e provocar uma extinção ter ocorrido nas vizinhanças da Terra nos últimos 500 milhões de anos. Em outras palavras, é tão provável que a biosfera terrestre já tenha sido atingida por uma dessas explosões quanto que tenha escapado de todas elas ao longo de quase todo o Fanerozoico.

Existe ainda uma categoria de catástrofe que não se contenta em matar: ela torna o planeta inabitável de vez. David Sloan, Rafael Alves Batista e Abraham Loeb calcularam em 2017 que bastam 5,6 × 10³³ erg para ferver os oceanos da Terra, elevando sua temperatura em mais de 100 graus Celsius. Uma supernova típica, com 10⁵¹ erg de energia, precisaria explodir a menos de 0,04 parsec — cerca de 8 mil vezes a distância entre a Terra e o Sol — para depositar tanta energia sobre o planeta, enquanto uma explosão de raios gama, que concentra sua energia em um feixe de dois graus de abertura, conseguiria o mesmo a 13,8 parsecs. Em escalas de tempo mais longas, os fótons de alta energia de um quasar ou de um núcleo galáctico ativo podem arrancar a atmosfera e até os oceanos de um planeta, átomo por átomo, ao longo de milhões de anos.

Levar essa contabilidade do perigo para a escala do universo inteiro é empreitada mais recente. Pratika Dayal, Martin Ward e Charles Cockell usaram em 2016 um modelo analítico da história de formação estelar cósmica e concluíram que as supernovas de colapso de núcleo e as de tipo Ia dominam a produção de radiação nociva à vida, com contribuição desprezível de explosões de raios gama e quasares.

Dois anos depois, Elizabeth Stanway e colegas combinaram a simulação Millennium com um modelo semianalítico de formação de galáxias e estimaram que 18 por cento das estrelas de hoje foram irradiadas por um evento cósmico de alta energia nos últimos 260 milhões de anos, uma fração que teria sido muito maior no passado. Loeb, Alves Batista e Sloan foram além e argumentaram, também em 2016, que um ser vivo tem mais chance de se descobrir orbitando uma estrela de um décimo da massa do Sol, 10 trilhões de anos depois do Big Bang.

O próprio grupo de Barnes havia usado as simulações EAGLE em 2018 para perguntar como a habitabilidade do cosmos mudaria com outros valores da constante cosmológica, a energia escura que acelera a expansão do universo. Naquele trabalho, a produção de observadores era tratada como proporcional à produção de planetas, que por sua vez depende da formação de estrelas e da síntese de elementos pesados; as catástrofes ficaram de fora.

Outros autores, porém, vinham argumentando que elas podem ser decisivas, sobretudo em universos com parâmetros fundamentais diferentes do nosso. Max Tegmark e Martin Rees mostraram ainda em 1998 que encontros entre estrelas, capazes de lançar planetas em órbitas excêntricas ou expulsá-los para o espaço interestelar, se tornam cada vez mais frequentes à medida que cresce a amplitude das flutuações primordiais de densidade, e Tomonori Totani sugeriu em 2019 que incluir a probabilidade de supernovas em regiões densas altera o valor esperado da constante cosmológica em modelos de multiverso.

O resultado mais contraintuitivo dessa linhagem veio de Tsvi Piran e colegas em 2016. Como as explosões de raios gama ocorrem preferencialmente em ambientes pobres em metais e têm raios de extinção que aqueles autores estimaram em 20 a 50 quiloparsecs, uma galáxia habitável precisaria estar livre de galáxias-satélite — reservatórios de gás e estrelas de baixa metalicidade — em suas regiões internas. Uma constante cosmológica maior produz mais halos isolados desse tipo, o que leva à conclusão de que um valor menor que o do nosso universo poderia ser prejudicial à vida. É nesse debate que o novo estudo se insere, aplicando às simulações EAGLE um modelo muito mais detalhado de produção e sobrevivência de observadores, que inclui cinco processos de extinção: supernovas de colapso de núcleo, supernovas de tipo Ia, encontros entre estrelas, explosões de raios gama e quasares.

As simulações EAGLE — sigla em inglês para Evolução e Montagem de Galáxias e seus Ambientes — são um projeto do Consórcio Virgo que acompanha a formação de galáxias e de buracos negros supermassivos em volumes representativos de um universo dominado por matéria escura fria e energia escura, com os parâmetros cosmológicos medidos pelo satélite Planck em 2014. A versão de referência usada no estudo simula um cubo de 100 megaparsecs comóveis de lado, povoado por 1.504³ partículas de matéria escura, cada uma com 9,7 milhões de massas solares, e um número igual de partículas de gás, com 1,81 milhão de massas solares cada.

O código resolve o resfriamento radiativo de 11 elementos químicos, a formação estelar, a perda de massa das estrelas, a injeção de energia das supernovas no gás, o crescimento dos buracos negros por acreção e fusões e a retroalimentação dos núcleos ativos. É, na prática, um terrário cósmico: dentro dele nascem, crescem, colidem e envelhecem milhares de galáxias que ninguém programou individualmente.

Esse realismo tem limites conhecidos, e os autores os expõem sem rodeios. Alguns parâmetros do modelo foram calibrados para reproduzir a função de massa estelar das galáxias, seus tamanhos e a relação entre a massa dos buracos negros centrais e a das galáxias hospedeiras; o acordo com outras observações é previsão legítima, mas há discrepâncias quanto à metalicidade das galáxias anãs e do meio intra-aglomerado.

O tamanho do cubo também impõe um teto: as galáxias gigantes que o Telescópio Espacial James Webb vem descobrindo em desvios para o vermelho acima de 8 são grandes demais para caber nele, e a simulação não captura a população de galáxias elípticas massivas do universo real. A resolução espacial, de 0,70 quiloparsec em escala física, é mais de duas mil vezes maior que a distância que separa uma supernova letal de sua vítima — um descompasso que o modelo precisa contornar com cálculos estatísticos.

Dentro da simulação, cada partícula estelar não é uma estrela, mas uma população inteira nascida ao mesmo tempo, com massa, metalicidade e idade conhecidas. Para converter essas populações em estrelas individuais, a equipe adotou a função de massa inicial de Gilles Chabrier, com estrelas entre 0,1 e 100 massas solares, o que resulta em uma massa média de 0,795 massa solar por estrela. Só interessam, para a habitabilidade, as estrelas que ainda queimam hidrogênio no núcleo, na chamada sequência principal, e a fração delas que permanece nessa fase diminui com o tempo: as mais massivas vivem poucos milhões de anos, enquanto uma estrela como o Sol dura cerca de 10 bilhões. O modelo usa uma relação simples entre massa e tempo de vida, normalizada para esses 10 bilhões de anos no caso de uma massa solar, para contabilizar quantas estrelas de cada população ainda estão acesas em cada instante.

A segunda peça é a probabilidade de que uma estrela da sequência principal abrigue um planeta rochoso na zona habitável, e aqui a metalicidade entra em cena com dois gumes. Seguindo a receita proposta por Lineweaver em 2001, a chance de um planeta semelhante à Terra se formar parte do zero em um décimo da metalicidade solar e chega a 100 por cento quando o gás tem quatro vezes mais metais que o Sol.

Mas gás muito rico em metais também favorece a formação de planetas gigantes que migram para perto da estrela — os chamados hot Jupiters, ou Júpiteres quentes, encontrados aos milhares pelas buscas de exoplanetas — e, ao migrarem, eles engolem ou expulsam qualquer mundo que estivesse na zona habitável. A probabilidade desse desastre começa a crescer um pouco abaixo da metalicidade solar e se torna certeza a cerca de 2,5 vezes esse valor. A janela ideal, portanto, não é a mais rica nem a mais pobre: é a intermediária.

Falta o ingrediente que ninguém conhece: a probabilidade de a vida de fato surgir em um planeta habitável. Diante da incerteza sobre a abiogênese, os autores se recusam a chutar um número. Assumem apenas que, uma vez reunidas as condições, existe uma chance fixa por unidade de tempo de que a vida apareça, e deixam esse fator como uma constante desconhecida que multiplica tudo o mais.

O resultado é que o estudo não conta seres vivos, e sim algo que os autores batizaram de habitable time, o tempo habitável: a soma de todos os anos que se passaram em condições favoráveis à vida em todos os planetas adequados, dividida pela massa de matéria comum, ou de estrelas, do universo. Um valor de um milésimo de bilhão de anos por massa solar significa que, em média, cada massa solar de matéria produziu um milhão de anos de tempo hospitaleiro em algum mundo.

É sobre esse tempo que as catástrofes agem, e a equipe distingue dois graus de gravidade. O primeiro é a extinção: um evento que mata toda a vida de um planeta sem destruir sua capacidade de abrigar vida de novo. O exemplo escolhido é o impacto de Theia, o corpo do tamanho de Marte que teria colidido com a Terra primitiva e dado origem à Lua — nada teria sobrevivido a ele, mas o planeta continuou perfeitamente habitável depois.

O segundo grau é o que os autores chamam de razing, termo que em inglês designa arrasar uma construção até o chão: um evento que remove a atmosfera e os oceanos e torna a reconstrução da vida efetivamente impossível. Para cada tipo de explosão, o modelo define um raio de extinção e, dentro dele, um raio menor de arrasamento. Quem está no primeiro perde o relógio biológico e recomeça do zero; quem está no segundo sai do jogo para sempre.

A grandeza que governa todos esses raios é a fluência, a energia que atravessa cada centímetro quadrado de superfície voltado para a explosão, que decai com o quadrado da distância e aumenta quando a energia é concentrada em um feixe estreito em vez de se espalhar em todas as direções. Uma fluência de 10⁸ erg por centímetro quadrado deposita sobre a seção reta da Terra 1,3 × 10²⁶ erg — mais do que o dobro da energia de todo o arsenal nuclear do planeta, estimado em 1.500 megatons de TNT, ou 6 × 10²⁵ erg.

É exatamente essa a fluência que, segundo Thorsett e a equipe de Thomas, destruiria uma fração substancial do ozônio, com o cortejo de ultravioleta solar, danos ao DNA, resfriamento global e chuva de ácido nítrico que pode ter encerrado o Ordoviciano. A biodiversidade terrestre, lembram os autores, voltou aos níveis anteriores em cerca de 10 milhões de anos — um atraso irrelevante na escala de vida de uma estrela, e que obviamente não impediu o surgimento posterior de vida inteligente.

Para os desfechos permanentes, a equipe recorreu aos cálculos de John Forbes e Abraham Loeb, de 2018, sobre a massa que um planeta perde quando absorve radiação ultravioleta extrema de um quasar: cada fóton nessa faixa carrega energia suficiente para dar a um átomo da atmosfera a velocidade de escape, de modo que o tempo de exposição deixa de importar. Uma fluência de 2,5 × 10¹⁶ erg por centímetro quadrado basta para remover o equivalente à atmosfera terrestre, e 6,3 × 10¹⁸ levam embora os oceanos; os 5,6 × 10³³ erg de Sloan e colegas correspondem, pela área da Terra, a 4,4 × 10¹⁵.

Como são argumentos puramente energéticos, que ignoram a fração da energia emitida em forma letal, os autores fixaram limiares de ordem de grandeza: 10¹⁴ erg por centímetro quadrado para uma extinção e 10¹⁷ para um arrasamento. Esses dois números, convertidos em distâncias para cada tipo de explosão, definem o tamanho das zonas de morte. Eles são, respectivamente, um milhão e um bilhão de vezes maiores que a fluência ordoviciana de 10⁸ — o estudo não está interessado em maus séculos para a biosfera, e sim em desfechos dos quais ela não se recupera.

As supernovas de colapso de núcleo são o primeiro algoz. Elas ocorrem quando estrelas com mais de seis a oito massas solares esgotam o combustível, o que acontece em menos de 40 milhões de anos após o nascimento — um piscar de olhos na escala da simulação, que trata a explosão como instantânea em relação à formação da estrela. Com a função de massa adotada, 1,4 por cento de todas as estrelas formadas terminam assim.

Para uma energia padrão de 10⁵¹ erg, os limiares de fluência resultam em um raio de extinção de 0,3 parsec, pouco menos de um ano-luz, e um raio de arrasamento de apenas 0,01 parsec, cerca de 2 mil vezes a distância entre a Terra e o Sol. A taxa de extinção de um planeta é, assim, proporcional à taxa de formação estelar em sua vizinhança: no núcleo da galáxia M82, em pleno surto de formação estelar — um starburst que fabrica 10 massas solares de estrelas por ano em um raio de meio quiloparsec —, chega a 0,04 evento por bilhão de anos; em uma galáxia como a Via Láctea, com 1 massa solar por ano espalhada por um disco enorme, cai para 10^-5.

As supernovas de tipo Ia seguem um relógio diferente. Elas nascem de anãs brancas em sistemas binários que roubam matéria da companheira até ultrapassar o limite de Chandrasekhar e detonar, e isso leva tempo: a taxa adotada decai exponencialmente com uma escala de 2 bilhões de anos a partir do nascimento da população estelar, com 2 × 10^-3 explosão por massa solar formada, o que equivale a 1,6 explosão para cada mil estrelas. Como as estrelas se dispersam pela galáxia nesse intervalo, o risco depende da densidade estelar local em cada instante, e não da formação estelar do momento.

Os raios letais são os mesmos das supernovas de colapso de núcleo, 0,3 e 0,01 parsec, e a taxa típica fica em 1,3 × 10^-4 evento por bilhão de anos para densidades de 1,4 estrela por parsec cúbico, tanto no núcleo de M82 quanto no disco fino da Via Láctea, com suas 200 bilhões de estrelas.

As explosões de raios gama são muito mais raras, mas alcançam mais longe porque sua energia sai em dois jatos estreitos, com meio ângulo de abertura de cerca de dois graus — uma colimação que concentra a mesma energia de 10⁵¹ erg em 1/1.600 do céu. Elas provêm, acredita-se, do colapso de estrelas com mais de 40 massas solares, em rotação rápida e pobres em metais, e por isso a probabilidade de uma estrela produzir uma delas cai conforme a metalicidade do gás aumenta.

A equipe calibrou essa eficiência para reproduzir a taxa global observada, de 10⁹ explosões por gigaparsec cúbico por bilhão de anos, o que resulta em uma fração de progenitoras da ordem de um milésimo das estrelas formadas. Os raios resultantes, de 12 parsecs para extinção e 0,4 parsec para arrasamento, são cerca de 40 vezes maiores que os das supernovas, mas ficam muito aquém dos 20 a 50 quiloparsecs usados por Piran e colegas em 2016, porque aqueles autores adotaram o limiar de fluência bem mais baixo de um evento de nível ordoviciano. No núcleo de M82 com metalicidade solar, a taxa chega a 4,3 × 10^-3 por bilhão de anos; na Via Láctea, a 10^-6.

O quarto risco não envolve explosão alguma. Se outra estrela passar perto demais do Sistema Solar, a órbita da Terra pode ser esticada em uma elipse extrema ou rompida de vez, com o planeta lançado ao espaço interestelar — um cenário estudado por Coryn Bailer-Jones em 2022. Como não há volta para um mundo expulso de sua estrela, a equipe trata esses encontros como eventos de arrasamento.

Usando as simulações de Monte Carlo de Fred Adams e colegas, de 2015, para um planeta de massa terrestre a uma unidade astronômica de uma estrela de massa solar, o modelo adota uma seção de choque de referência de uma unidade astronômica quadrada para encontros que deixem a excentricidade orbital acima de 0,5. A taxa de encontros disruptivos é o produto da densidade estelar local pela seção de choque e pela velocidade relativa; para uma estrela por parsec cúbico e velocidades baixas, dá cerca de 2 × 10^-5 por bilhão de anos, com dispersão mínima fixada em 5 quilômetros por segundo, típica de nuvens moleculares e galáxias esferoidais anãs.

O quinto algoz é o mais lento e, como se verá, o mais inesperado. Cada buraco negro supermassivo da simulação registra sua taxa de acreção de matéria, convertida em luminosidade com eficiência radiativa de 10 por cento; cerca de 20 por cento dessa luz sai na faixa do ultravioleta extremo, a que arranca atmosferas. O modelo acumula, para cada população estelar no mesmo halo do buraco negro, a fluência recebida ao longo do tempo, e declara inabitáveis os planetas que ultrapassam 2,5 × 10¹⁶ erg por centímetro quadrado. Não há extinção parcial nesse caso: como a energia chega diluída em milhões de anos, os oceanos têm tempo de esfriar e não fervem, mesmo quando a conta total supera os 5,6 × 10³³ erg de Sloan.

Para um buraco negro que acreta um décimo de massa solar por ano durante 100 milhões de anos, um planeta a 300 parsecs recebe cerca de 3 × 10¹⁶ — e, como as taxas observadas vão de 10^-5 a 0,1 massa solar por ano e os quasares vivem cerca de 10 milhões de anos, as regiões centrais das galáxias, sobretudo as compactas do universo jovem, podem ser substancialmente afetadas.

Todos esses números — 0,795 massa solar por estrela, raios de 0,3 e 0,01 parsec, 2 bilhões de anos para as supernovas Ia, cinco vizinhos para medir a densidade estelar, dois graus de abertura para os jatos — estão reunidos em uma tabela de parâmetros fiduciais que funciona como a ficha técnica do modelo. A partir dela, uma única equação soma, sobre todas as populações estelares da simulação, o número de estrelas ainda na sequência principal, a probabilidade de cada uma hospedar um planeta habitável, o tempo médio decorrido desde a última extinção e a probabilidade de o planeta jamais ter sido arrasado. O resultado, dividido pela massa do cubo, é o tempo habitável. Os autores admitem que a construção é simples e que as taxas de extinção dependem do cubo dos raios adotados: dobrar um raio multiplica por oito o volume letal.

A primeira resposta aparece quando se acompanha o tempo habitável do cubo inteiro ao longo da história cósmica. A curva sobe depressa nos primeiros bilhões de anos, impulsionada pelo surto inicial de formação estelar e pelo rápido acúmulo de metais que permitem fabricar planetas, e depois se achata. Sem catástrofes, ela continuaria subindo em ritmo quase constante no universo tardio: cada massa solar de matéria comum geraria cerca de 7 milhões de anos de tempo hospitaleiro a cada bilhão de anos, e cada massa solar de estrelas, cerca de 100 milhões.

Com as cinco catástrofes ligadas, a curva se aproxima de um patamar, hoje em torno de 0,02 bilhão de anos por massa solar de matéria comum — ou 0,3 bilhão de anos por massa solar de estrelas. Em palavras simples: cada massa solar de estrelas que o universo formou já rendeu, em média, 300 milhões de anos de condições favoráveis à vida em algum planeta.

A derivada dessa curva, que os autores chamam de taxa de tempo habitável, conta uma história mais inquietante. Ela mede quanto tempo hospitaleiro o universo está produzindo agora, por bilhão de anos, para cada massa solar — e, quando as extinções entram na conta, a taxa deixa de ser plana e começa a cair nos últimos bilhões de anos. Planetas estão sendo esterilizados ou arrasados mais depressa do que novos planetas habitáveis são fabricados. Nas palavras cautelosas do artigo, a taxa de tempo habitável parece ter atingido o pico há cerca de 1 bilhão de anos.

Não se trata de um colapso: o estoque acumulado continua crescendo, só que cada vez mais devagar. O resultado sugere, com todas as ressalvas que os próprios autores fazem, que a melhor época do universo para gerar tempo de vida pode ter ficado para trás — e que, no futuro distante, quando as estrelas começarem a morrer em massa, as curvas vão descer.

Que tipo de galáxia é mais eficiente em criar e preservar tempo habitável? Quando o tempo habitável é dividido pela massa de cada galáxia, o pico aparece em halos com massa total entre 10¹¹ e 10¹² massas solares, que correspondem a galáxias com 10¹⁰ a 10¹¹ massas solares em estrelas. No topo dessa curva, cada massa solar de matéria comum de uma galáxia como essa já acumulou 0,1 bilhão de anos de tempo habitável — cinco vezes a média cósmica. Galáxias mais massivas ou mais leves convertem seus bárions em tempo habitável com menos eficiência, e, durante a maior parte da história cósmica, a faixa de 10¹¹ a 10¹³ massas solares foi a mais produtiva.

A Via Láctea, com massa total de cerca de 10¹² massas solares e 5 × 10¹⁰ em estrelas, aparece no gráfico como um círculo marcado no desvio para o vermelho 0,42, o momento em que o Sol se formou. Ela está na extremidade mais massiva do pico largo — típica, não excepcional. Se a vida procurasse o melhor imóvel do universo, encontraria milhões de galáxias com credenciais iguais ou melhores; a nossa está entre as boas, não no topo da lista.

Essa posição confortável não foi sempre a mesma. Estimativas recentes de Sante e colaboradores, consistentes com os modelos de Camila Correa e colegas de 2015, indicam que a Via Láctea tinha cerca de 10¹¹ massas solares no desvio para o vermelho 6, quando o universo mal completara 1 bilhão de anos — ou seja, ela cresceu dez vezes desde então e atravessou, no caminho, exatamente a faixa de massa em que a formação de tempo habitável é mais eficiente. A taxa de tempo habitável por massa de bárions, calculada galáxia por galáxia, é ruidosa por causa das derivadas numéricas, mas mostra o mesmo declínio nos últimos bilhões de anos observado no cubo inteiro: a assinatura das extinções se repete em todas as escalas de massa.

O papel da formação estelar sofre uma inversão ao longo do tempo cósmico. Antes do desvio para o vermelho 2, quando o universo tinha menos de 3,3 bilhões de anos, as galáxias que mais formavam estrelas eram também as que mais acumulavam tempo habitável, simplesmente porque eram as que fabricavam estrelas e metais. Depois, a situação se inverte: as maiores reservas de tempo habitável passam a estar nas galáxias mais quietas, com baixa taxa de formação estelar absoluta e, sobretudo, baixa taxa específica — a formação estelar dividida pela massa em estrelas já existente.

A explicação está nos algozes: formar estrelas hoje significa semear supernovas de colapso de núcleo e explosões de raios gama no meio de planetas já formados. A Via Láctea, com suas 2 massas solares de estrelas novas por ano e taxa específica de 0,04 por bilhão de anos, cai de novo na região favorável — uma galáxia madura que já fez a maior parte de suas estrelas.

E dentro da galáxia, onde fica o melhor bairro? A resposta é mais tolerante do que a zona estreita desenhada por Lineweaver em 2004. Há uma queda nítida do tempo habitável nas regiões externas, pobres demais em metais para formar planetas, e um declínio apenas discreto nas regiões internas, onde as extinções são mais frequentes. Entre esses extremos estende-se um platô largo e estável, de 1 a 10 quiloparsecs do centro, que se mantém durante a maior parte da idade do universo.

Quando a distância é medida em unidades do raio que contém metade das estrelas de cada galáxia, o tempo habitável por massa estelar chega a crescer ligeiramente em direção ao centro nas épocas tardias: os planetas encontram condições mais hospitaleiras perto do núcleo do que na periferia. O Sol, a 8,2 quiloparsecs do centro galáctico e a 1,9 raio de meia massa estelar — a Via Láctea tem metade de suas estrelas dentro de 4,25 quiloparsecs —, está outra vez em cima do platô.

Qual das cinco catástrofes é a mais perigosa? A resposta depende da época. No universo jovem, as supernovas de colapso de núcleo dominam de longe, com taxa esperada próxima de um evento de extinção por bilhão de anos para um planeta habitável médio entre os desvios para o vermelho 5 e 8 — isto é, quando o universo tinha entre 0,6 e 1,2 bilhão de anos. As explosões de raios gama, que também acompanham a formação estelar instantânea, seguem a mesma curva em patamar muito mais baixo.

Nos últimos 5 a 6 bilhões de anos, porém, o cenário muda: os encontros entre estrelas passam a ser a ameaça mais provável a um planeta, ainda que a uma taxa modesta, de no máximo 10^-4 por bilhão de anos. As supernovas de tipo Ia são tão irrelevantes que os autores precisaram multiplicar sua curva por mil só para que ela aparecesse no gráfico. Os eventos de arrasamento por explosão, por sua vez, são tão raros que foram ignorados nessa comparação.

O mapa do perigo em função da massa das galáxias confirma a intuição e acrescenta nuances. As galáxias recém-formadas entre os desvios para o vermelho 4 e 8, nos primeiros 1 a 2 bilhões de anos do universo, são os lugares mais letais que a simulação produz; para um halo de 10¹² massas solares, quanto mais cedo ele se formou, mais denso e mais prolífico em estrelas ele é, e mais perigoso se torna. Mais tarde, galáxias pequenas e compactas, de cerca de 10⁸ massas solares, também se revelam hostis.

Na Via Láctea de hoje, e sem grande mudança ao longo da vida do Sol, apenas cerca de 0,1 por cento das estrelas deve ter passado por um evento de extinção causado por explosão ou encontro estelar nos últimos 4,5 bilhões de anos. Uma em cada mil. As outras 999 nunca viram um planeta seu ser esterilizado por uma catástrofe vinda de fora.

A nuance mais inesperada vem dos quasares. A fração de planetas habitáveis arrasados pela radiação ultravioleta extrema dos buracos negros supermassivos é, mais uma vez, maior nas galáxias jovens recém-formadas, mas os valores absolutos chamaram a atenção dos próprios autores: entre 5 e 30 por cento de todos os planetas em galáxias de 10¹² a 10¹³ massas solares teriam tido suas atmosferas arrancadas por um quasar em algum momento. Se isso estiver correto, uma parcela expressiva dos mundos rochosos das galáxias grandes seria hoje um conjunto de pedras nuas orbitando estrelas intactas. Os pesquisadores, contudo, levantam duas suspeitas sobre o número: as taxas de acreção dos buracos negros na simulação podem estar superestimadas, e o intervalo relativamente longo entre os instantâneos da simulação pode inflar o ciclo de atividade dos quasares, fazendo com que um núcleo ativo pareça brilhar por mais tempo do que de fato brilhou.

O último mapa cruza a taxa de extinção com a distância ao centro de cada galáxia, medida em raios de meia massa estelar, e devolve a hierarquia esperada: as regiões internas são as mais perigosas, e o pico absoluto de risco ocorre nas regiões centrais das galáxias densas do universo jovem, no auge de sua formação estelar. Tanto para as explosões quanto para os encontros entre estrelas, a taxa cai em ordens de grandeza do núcleo para a periferia. Os autores alertam que os cálculos nos menores raios esbarram na resolução da simulação, que não distingue aglomerados estelares nem nuvens moleculares individuais — justamente os ambientes onde as estrelas nascem mais apertadas e onde o perigo real pode ser maior do que o modelo enxerga.

Juntos, os dez mapas respondem à pergunta inicial com uma coerência rara em astrobiologia. Quando: depois do surto inicial de formação estelar, quando os metais já se acumularam e a chuva de supernovas já amainou — e, idealmente, antes que as estrelas comecem a morrer em massa. Onde: em galáxias de massa intermediária, entre 10¹¹ e 10¹² massas solares, já maduras e relativamente quietas, nem no centro congestionado nem na periferia estéril. A Via Láctea cumpre todos os requisitos sem se destacar em nenhum. Para os autores, nossa galáxia e nosso lugar dentro dela são típicos dos planetas habitáveis, e o tempo habitável não mostra preferência forte por nenhuma distância ao centro. É um resultado profundamente copernicano: não ocupamos uma posição privilegiada; ocupamos a posição mais provável.

O estudo também inverte uma intuição comum. As épocas e os lugares mais férteis do universo — as galáxias jovens que formavam estrelas a um ritmo frenético — foram também os mais letais, porque a mesma formação estelar que fabrica planetas semeia supernovas. Os números de Stanway e colegas, segundo os quais 18 por cento das estrelas atuais foram irradiadas nos últimos 260 milhões de anos, medem, ao que tudo indica, um limiar mais brando, o de eventos à distância capazes de perturbar uma biosfera; o novo trabalho olha para o limiar bem mais severo da esterilização completa e encontra uma estrela em mil. As duas estimativas não se contradizem: contam coisas diferentes. Mas o retrato que emerge delas é o mesmo — a Via Láctea atual é uma galáxia de meia-idade, com o metabolismo estelar desacelerado, cujos planetas podem acumular tempo biológico sem grandes sobressaltos externos.

Os autores são francos quanto às fragilidades do trabalho. As taxas de extinção e arrasamento escalam com o cubo dos raios letais, e esses raios saem de modelos simples, com uma única energia padrão para cada tipo de explosão. A probabilidade de a vida surgir continua sendo um fator desconhecido que o estudo contorna, mas não resolve. Os raios cósmicos, que modelos anteriores apontam como um dos vetores de dano mais importantes, ficaram de fora. A cadência dos instantâneos da simulação limita a precisão com que se pode acompanhar a atividade dos quasares, e a resolução não alcança aglomerados estelares nem nuvens moleculares. A lista de melhorias futuras inclui modelos mais detalhados das zonas habitáveis locais e das catástrofes, instantâneos mais frequentes, maior resolução da subestrutura galáctica e avanços gerais na física das simulações.

O trabalho faz parte de um esforço maior para consolidar o que Miroslav Filipović, um dos coautores, vem chamando de astrobiologia de alta energia — o estudo dos fenômenos mais violentos do cosmos como condicionantes da vida —, tema de um volume editado por ele que está no prelo. É uma área em que a ciência brasileira tem presença: entre as referências do artigo está o estudo de 2012 de Jorge Horvath, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da USP, e Douglas Galante sobre os efeitos de eventos astrofísicos de alta energia em planetas habitáveis, publicado no International Journal of Astrobiology. A pergunta sobre o lugar da vida no universo é, cada vez mais, uma pergunta coletiva, respondida por grupos espalhados por todos os continentes com os mesmos cubos virtuais de universo.

As implicações alcançam campos vizinhos. Para a busca por inteligência extraterrestre, o mapa sugere que as galáxias maduras e tranquilas de massa semelhante à da Via Láctea, e dentro delas as regiões intermediárias, são os alvos onde a vida teve mais tempo para evoluir sem interrupções — uma leitura que os autores não fazem no artigo, mas que decorre naturalmente dos resultados. Para a cosmologia, o modelo abre caminho para refazer a comparação entre universos com diferentes valores de energia escura e perguntar não só quantos planetas cada um forma, mas quantos deles sobrevivem. E para a história da própria Terra, o estudo reposiciona o Ordoviciano: um golpe que, segundo os modelos, teria removido um terço do ozônio e varrido 85 por cento das espécies marinhas é, na escala adotada pelos autores, um evento menor, do qual a biosfera se recuperou em 10 milhões de anos sem perder a capacidade de gerar inteligência.

Resta a imagem que o artigo deixa, quase sem querer: a de um universo que já passou pelo seu momento mais fértil e também pelo mais perigoso, e que agora envelhece em um longo entardecer no qual o estoque de tempo habitável cresce cada vez mais devagar. É um entardecer medido em bilhões de anos, e nós o assistimos de dentro, de um planeta que surgiu antes do pico e vai atravessar, sem perceber, o início do declínio.

O Sol se acendeu quando o universo já havia deixado para trás a juventude em que um planeta habitável típico sofria uma extinção a cada bilhão de anos, e se instalou num subúrbio galáctico onde, em 4,5 bilhões de anos, 999 de cada mil estrelas jamais sofreram uma catástrofe vinda de fora. Não há nada de especial nisso — e é exatamente essa a notícia. Se a vida precisa de tempo, de metais e de silêncio, o universo oferece esses três ingredientes em abundância, em bilhões de galáxias como a nossa. A Terra não é a exceção que confirma a regra. É a regra.