Bem, até 25% das estrelas parecidas com o Sol podem ter planetas parecidos com a Terra - mas se estiverem na zona de temperatura certa, é provável que tenham oceanos. O pensamento atual é que os oceanos da Terra se formaram a partir do material acumulado que construiu o planeta, em vez de serem entregues por cometas posteriormente. A partir desse entendimento, podemos começar a modelar a probabilidade de um resultado semelhante ocorrer em exoplanetas rochosos ao redor de outras estrelas.
Assumindo que planetas do tipo terrestre são realmente comuns - com um manto de silicato em torno de um núcleo metálico -, podemos esperar que a água possa ser exsudada em sua superfície durante os estágios finais do resfriamento do magma - ou de outra forma eliminada a gás como vapor que esfria para cair de volta à superfície como chuva. A partir daí, se o planeta for grande o suficiente para reter gravitacionalmente uma atmosfera espessa e estiver na zona de temperatura onde a água pode permanecer fluida, então você terá um exo-oceano.
Podemos supor que a nuvem de poeira que se tornou o Sistema Solar tenha muita água, dado o quanto persiste nos ingredientes restantes de cometas, asteróides e similares. Quando o Sol inflama, parte dessa água pode ter sido fotodissociada - ou expelida do sistema solar interno. No entanto, materiais rochosos frescos parecem ter uma forte propensão a reter água - e, dessa maneira, poderiam manter a água disponível para a formação do planeta.
Meteoritos de objetos diferenciados (isto é, planetas ou corpos menores que se diferenciaram de tal forma que, enquanto em estado de fusão, seus elementos pesados se afundaram em um núcleo deslocando elementos mais leves para cima) têm cerca de 3% de conteúdo de água - enquanto alguns objetos não diferenciados (como asteróides carbonáceos ) pode ter mais de 20% de conteúdo de água.
Agregue esses materiais juntos em um cenário de formação planetária e os materiais comprimidos no centro ficam quentes, causando a emissão de gases voláteis, como dióxido de carbono e água. Nos estágios iniciais da formação do planeta, grande parte dessa eliminação de gás pode ter sido perdida para o espaço - mas, à medida que o objeto se aproxima do tamanho do planeta, sua gravidade pode manter o material gasoso no lugar como atmosfera. E, apesar da eliminação de gases, o magma quente ainda pode reter o conteúdo de água - apenas exalando-o nos estágios finais de resfriamento e solidificação para formar a crosta de um planeta.
A modelagem matemática sugere que, se os planetas se acumularem a partir de materiais com 1 a 3% de teor de água, a água líquida provavelmente transborda para a superfície nos estágios finais da formação do planeta - movendo-se progressivamente para cima à medida que a crosta do planeta solidifica de baixo para cima.
Caso contrário, e mesmo começando com um conteúdo de água tão baixo quanto 0,01%, os planetas semelhantes à Terra ainda gerariam uma atmosfera de vapor gasoso que mais tarde choveria como água fluida após o resfriamento.
Se este modelo de formação oceânica estiver correto, pode-se esperar que exoplanetas rochosos de 0,5 a 5 massas terrestres, formados a partir de um conjunto aproximadamente equivalente de ingredientes, provavelmente formem oceanos dentro de 100 milhões de anos após a acumulação primária.
Esse modelo se encaixa bem com a descoberta de cristais de zircão na Austrália Ocidental - datados de 4,4 bilhões de anos e sugerindo a presença de água líquida há muito tempo - embora isso tenha precedido o bombardeio pesado tardio (de 4,1 a 3,8 bilhões de anos atrás), que pode enviaram toda a água novamente para uma atmosfera de vapor.
Atualmente, não se pensa que os sorvetes do sistema solar externo - que podem ter sido transportados para a Terra como cometas - poderiam ter contribuído com mais de 10% do conteúdo atual de água da Terra - já que as medidas até o momento sugerem que os sorvetes do sistema solar externo têm uma quantidade significativa níveis mais altos de deutério (ou seja, água pesada) do que vemos na Terra.
Leitura adicional: Elkins-Tanton, L. Formação de oceanos aquáticos adiantados em planetas rochosos.
