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Spectroscopic Signatures
of life in Exoplanets.
The Darwin and TPF
Missions.
Habitabilidad
RAMOS, XIMENA
Seminario de Astrobiología
La Plata - 2011
BIOMARCADORES
EN EXO-PLANETAS
RAMOS, XIMENA
Seminario de Astrobiología
La Plata - 2011
Ingredientes principales de una atmósfera que
sustenta la vida:
Agua - H 2 O
La capa de ozono - O 3
Dióxido de carbono - CO 2
•
•
•
Una de las cosas a considerar cuando se busca
planetas como la Tierra es la determinación
de las zonas habitables.
Habitabilidad
HABITABILIDAD
La habitabilidad planetaria es una medida del
potencial que tiene un cuerpo astronómico de
sustentar vida.
Un requisito para la vida es una fuente de energía. Por este
motivo, es interesante determinar la zona de habitabilidad de
diferentes estrellas, pero la noción de habitabilidad planetaria
implica el cumplimiento de muchos otros criterios geofísicos,
geoquímicos y astrofísicos para que un cuerpo astronómico sea
capaz de sustentar vida. Como se desconoce la existencia de
vida extraterrestre, la habitabilidad planetaria es, en gran parte,
una extrapolación de las condiciones de la Tierra y las
características del Sol y el Sistema Solar que parecen favorables
para el florecimiento de la vida.
Habitabilidad
¿Qué determina la habitabilidad?
Es limitada por los organismos que desean contemplar en el
medio ambiente en consideración.
Extremos de las consideraciones de habitabilidad:
➢microorganismos extremófilos: definen los límites
exteriores de la vida.
➢seres humanos y otros organismos multicelulares
complejos: requieren rangos estrechos de las condiciones
ambientales.
Habitabilidad
Algunos factores físicos y químicos importantes para definir si
un ambiente es habitable y los rangos de tolerancia:
Parámetro
Microorganismos
Humanos (a)
Temperatura
< 0 – 121 ºC
0 – 30 ºC
Presión
< 50 hPa –> 10 000 hPa (b)
700 hPa – 5 000 hPa
Radiación
4 000 Gy (c)
1– 3 Gy (c)
PH
0 – 13
Near neutral
Oxígeno
0 – ~100%
15 – 25%
Dióxido de carbono
0 – 100%
< 1%
Fuente: Algunos de estos valores se toman de McKay et al. 1991.
(a) Algunos de estos valores son aproximados. Por ejemplo, los seres humanos pueden tolerar un rango
más amplio de temperatura mediante el uso de la tecnología, y un rango más amplio de pH durante
períodos de tiempo cortos.
(b) 1 hPa = 1 mbar.
(c) dosis subletales, 1 Gy (Gray) = 100 rad.
Habitabilidad
Clases de hábitat en
exoplanetas (cualitativo)
Habitabilidad
Clase I: representa hábitats de los organismos en los que las
condiciones estelares y geofísicas permiten la evolución multicelular
análoga a planetas terrestres.
Habitabilidad
Clase II: incluye hábitats en donde la vida puede evolucionar, pero
debido condiciones geofísicas y estelares diferentes de la clase I.
Habitabilidad
Clase III: hábitats en donde los océanos bajo la superficie de los
cuerpos planetarios deben interactuar directamente con un núcleo
rico en silicatos.
Habitabilidad
Clase IV: hábitats que tienen capas de agua líquida entre dos
capas de hielo, o líquidos por encima del hielo.
Habitabilidad
Zona habitable (HZ)
La HZ alrededor de una estrella: región en la que el agua puede existir
en estado líquido, en forma permanente, sobre la superficie del planeta y
sin iniciar una condición de efecto invernadero que vaporice las reservas
de agua o fotodisociación de vapor de agua y la pérdida de H al espacio.
HZ → límite interior determinada por la capacidad del planeta para
mantener su reserva de agua.
HZ → límite exterior depende de la composición de la atmósfera y en
los gases de invernadero que contiene.
HZ cambia según la estrella → Sol actual: 0.84 UA < HZ < 2.5UA
LA PRESENCIA DE UN PLANETA EN LA HZ NO QUIERE DECIR
QUE ESTE PLANETA SEA HBITABLE!
Esta HZ está dada por el CO2 → gas compatible con una atmósfera
oxidante → sirve para ambientes biológicamente enriquecidos con O2
Habitabilidad
enana roja
deTE
M2.5V a
20.5 años
luz
Habitabilidad
La habitabilidad que hablamos es en realidad una
superficie de habitabilidad, que depende de funciones
químicas del planeta, condiciones físicas y evolución
biológica.
La química orgánica en la la vida tal como la conocemos,
utiliza la volatilidad de los elementos C, H, O y N. Si los
planetas telúricos se componen sólo de material formado en
el ámbito de su órbita, serían probablemente despojados de
materia orgánica, agua, y tal vez la atmósfera. Si éstos no
reciben una capa de material rico en volátiles (asteroides,
cometas o polvo interplanetario), ni se originan de una
mezcla con los embriones planetarios formados en la
nebulosa proto-estelar, la HZ como se ha definido pierde su
significado.
Detección de planetas
terrestres
Misiones espaciales:
- COROT (CNES-ESA, 2006)
- Kepler (NASA, 2009)
Nos dan: estadísticas sobre la abundancia de
planetas terrestres, su tamaño, período orbital y
distancia.
Detección directa de planetas
terrestres
Misiones espaciales:
- Darwin (ESA)
- TPF (NASA)
Para el 2014!!!
Se basa en la “interferometría de anulación”:
combina la luz de varios espejos permitiendo
atenuar la luz de la estrella central y así aumentar el
contraste entre la estrella y los posibles planetas.
¡Espectros de las posibles atmósferas exoplanetarias!
Detección directa de planetas
terrestres
Misiones espaciales:
- Darwin (ESA)
- TPF (NASA)
Para el 2014!!!
Se basa en la “interferometría de anulación”:
combina la luz de varios espejos permitiendo
atenuar la luz de la estrella central y así aumentar el
contraste entre la estrella y los posibles planetas.
¡Espectros de las posibles atmósferas exoplanetarias!
¿Qué es la atmósfera?
• Átomos (vapor) + esfera (globo): envoltura gaseosa alrededor
de un cuerpo celeste.
• El equilibrio entre la gravedad y la presión.
• Las fuentes de energía:
- la radiación solar (estelar) (factor principal)
- interna
• planetas rocosos: la desintegración radiactiva (->
vulcanismo, la tectónica de placas)
• planetas gaseosos: la contracción gravitacional, los procesos
internos
• Temperatura de la estructura:
- Tropósfera (régimen de convección)
- Estratósfera (régimen de radiación)
- Mesosfera, termosfera
Datos: planetas del SS con
atmósfera:
Planetas rocosos (M<10Me):
-Tipo Marte/Venus: CO2, N2+H2O
-Tipo Tierra: N2, O2+H2O
Planetas gigantes (M>10Me):
-Tipo Júpiter: H2, CH4, NH3+H2O
-Tipo Neptuno: H2, CH4
“Planetas” helados (M<Me):
-Tipo Titán: N2, CH4 + CO
Atmósfera de exoplanetas
Parámetros importantes:
• Parámetros orbitales:
- La distancia a la estrella -> temperaturas
- La oblicuidad -> efectos estacionales
• Parámetros físicos:
- La masa
• <10 ME: se espera planetas rocosos (helados) (Marte, Titán)
• >10 ME: se espera planetas gigantes (Júpiter, Neptuno)
- El albedo -> fracción reflejada/absorbida de energía estelar
- El período de rotación -> efecto en la circulación atmosférica
- El campo magnético -> existencia de una magnetosfera
Biomarcadores planetarios
O2 como marcador de la vida
En la Tierra, el O2 es totalmente producido por la biosfera, a menos
de 1 ppm procedentes de procesos abióticos. Las plantas y las
cianobacterias son responsables de esta producción utilizando los
fotones solares para extraer H del H2O y su uso para producir
moléculas orgánicas a partir de CO2 (fotosíntesis oxigénica).
≈1993 se analizó un amplio espectro de la Tierra → la gran
cantidad de O2 y la presencia simultánea de trazas de CH4 son
sugestivos para la biología + la detección de un pigmento rojo (que
absorbe sin origen mineral) apoya la hipótesis de bio-fotosíntesis.
≈2002 se registró de forma independiente espectros del brillo de la
Tierra en la luna (la luz reflejada por la Tierra, y luego por la Luna
a la Tierra) y se observó la firma de oxígeno, el ozono y el albedo
específica de la vegetación.
Biomarcadores planetarios
O3 como trazador de O2: un
biomarcador
O2 en sí no tiene transiciones de vibración...
O3 y su firma en el infrarrojo medio (banda centrada en 9.6μm).
En este rango de longitud de onda, el brillo contraste
estrella/planeta es 1000 veces más favorable que en el visible.
Pero el O3 disponible en la atmósfera de un planeta depende de
la disponibilidad de O2 y por tanto en la fotólisis de O2 por la
radiación UV.
Banda de O3 + banda de H2O → espectro de la Tierra
distinguido!
O3 como trazador de atmósferas ricas en oxígeno-sostenida por
la vida →concepto de Darwin/TPF.
Biomarcadores planetarios
Biomarcadores planetarios
Biomarcadores exo-planetarios
Instrumento de estudio:
Instrumento basado en el concepto de Darwin/TPF, capaz
de producir un espectro de baja resolución (λ/Δλ≈25) en el
infrarrojo cercano de un exoplaneta terrestre (≈5-20μm).
Vamos a considerar sólo la biofirmas posible dentro de este
rango espectral.
Para las composiciones atmosféricas similares a la Tierra,
simulaciones numéricas muestran que el O3 aumenta con el
flujo de rayos UV. Esta propiedad podría desempeñar un papel
muy importante para la habitabilidad de la superficie,
proporcionando una capa de ozono.
Biomarcadores exo-planetarios
Para detectar la función de O3, o su profundidad en el espectro
infrarrojo, se debe tener en cuenta: los perfiles de la abundancia
de ozono en la atmósfera y la temperatura.
Pero la capacidad de detectar O3 con Darwin/TPF, requiere una
firma tan profunda como en la Tierra.
Biomarcadores exo-planetarios
La radiación, la fotoquímica y la temperatura nos
impide la generalización de los procesos que
ocurren en la atmósfera terrestre y requiere de
modelos detallados.
Con el fin de investigar los cambios en la firma de
O3, se han modelado el clima de "planetas similares
a la Tierra" para los diferentes tipos espectrales de
la estrella madre.
Para tener en cuenta: una forma de clasificar las estrellas
es por su TE, es decir de acuerdo a la apariencia de su
espectro. El TE indica la temperatura de la fotósfera de
la estrella.
Para tener en cuenta: una forma de clasificar las estrellas
es por su TE, es decir de acuerdo a la apariencia de su
espectro. El TE indica la temperatura de la fotósfera de
la estrella.
Habitabilidad
TE: F,G,K... y M...
➢
Viven al menos unos cuantos miles de millones de
años, dando oportunidad a que la vida
evolucione...
➢
Emiten suficiente radiación UV para que se
produzcan fenómenos atmosféricos importantes
como la formación de ozono, pero no tanto para
que la ionización destruya la vida incipiente...
➢
➢
➢
Puede existir agua líquida en la superficie de los
planetas que orbitan a una distancia que no
produce acoplamiento de marea...
Habitabilidad
Biomarcadores exo-planetarios
Simulación:
Estrella de tipo K: más pequeña y fría que el Sol
(0.5 UA).
Resultado: tiene una capa de O3 más delgada que la
de la Tierra, pero aún presenta una absorción O3
profunda: el flujo UV baja en altitudes más bajas que
en la Tierra que da lugar a un calentamiento menos
eficiente. Por lo tanto, la capa de ozono es mucho más
fría que la superficie y el contraste de temperatura
produce un elemento importante en la emisión
térmica.
Biomarcadores exo-planetarios
Simulación:
Estrella tipo F: más masiva y más caliente que
el Sol (1.8 UA).
Resultado: la capa de ozono es más denso y más
caliente que la terrestre, exhibiendo
temperaturas cerca de la temperatura de la
superficie. Por lo tanto, el contraste que resulta
de la baja temperatura produce sólo una
característica débil y apenas perceptible en el
espectro infrarrojo.
Biomarcadores exo-planetarios
→ la búsqueda de vida con el criterio de O3 puede ser mejor en el caso
de G (solar) y estrellas de tipo K que en el caso de las estrellas de tipo
F (son pocas y de vida más corta).
Biomarcadores exo-planetarios
La historia temprana de la biosfera de la Tierra, nos
dice que la no detección de O2 u O3 no es en absoluto
indicativo de la ausencia de la vida en un exoplaneta.
En términos más generales, la ausencia de la vida no se
puede deducir de la ausencia de una función
espectroscópica. Por ejemplo, no se ha detectado en el
espectro de Marte o Europa algún biomarcador y sin
embargo nunca se ha excluido que la vida puede existir
allí.
Biomarcadores exo-planetarios
Resultados dudosos:
Falso-Positivo (FP): detección de una
característica abiótica que erróneamente se
atribuye a algún tipo de actividad biológica.
Falso-Negativo (FN): no se presenta
características buscadas, ya sea porque el
metabolismo dominante no produce la bio-firma
esperada o porque la bio-firma es indetectable o
enmascarada por algún otro proceso.
Biomarcadores exo-planetarios
FP: simulación numérica de
O2 y O3
Simular una acumulación de O2 y O3 por procesos abióticos en
la atmósfera de los exoplanetas → numéricamente se realiza una
evolución físico-química (temperatura y composición química)
de una atmósfera planetaria a partir de un estado inicial
arbitrario y sometidos a la irradiación de una estrella. Buscamos
las condiciones de maximizar la producción de moléculas de O2
y O3, a partir de la fotodisociación de CO2 y H2O, y se calcula
en cada caso la emisión IR de estos planetas en busca de las
características espectroscópicas relevantes.
Se trata de producir casos reales de "falsos positivos", es
decir, casos que presentan lo que hasta ahora se consideran
como una bio-firma: la banda de O3 en 9.6μm.
Biomarcadores exo-planetarios
Se encuentra que:
-En condiciones abióticas, una atmósfera puede contener cantidades de
O2 y O3 similar o incluso superior, a la actual en la atmósfera de la
Tierra.
-O2 u O3 solas, sin información adicional sobre la composición de la
atmósfera, no puede ser considerado como un biomarcador confiable.
-En 5-20μm la firma triple de O3-H2O-CO2, es una bio-firma fiable
que no se ha reproducido hasta el momento por cualquier modelo
fotoquímico abióticos. La no detección de esta firma no significa la
ausencia de vida en el planeta observado.
Con Darwin/TPF (λ/Δλ < 25), la identificación de estas tres especies en
el espectro es una forma eficaz para filtrar una producción no biológica
de O2 y O3. Con una mayor resolución espectral, se pueden discriminar
bien los FP. Por ejemplo, un ambiente abiótico puede presentar la
firma triple, pero la presencia de la "alta presión" de la banda CO2
permitiría señalar un posible origen abiótico de la O3.
Biomarcadores exo-planetarios
FN
Sea un planeta habitado similar a la Tierra, pero que orbita más lejos de
su estrella: presión de CO2 superior a 50mbar es necesaria para
garantizar una temperatura media de la superficie por encima de 0 ºC.
Si se observa con un "super-Darwin/TPF" y un espectrómetro con una
resolución mucho más alta, la firma de O3 se extrae de las bandas de CO2.
Sin embargo, la existencia de estas bandas específicas de CO2 implicaría la
existencia de altas presiones de CO2 y por lo tanto la posibilidad de una
producción no biológica de O2 y O3. Entonces, no se puede sacar ninguna
conclusión con respecto a la posible existencia de un ecosistema. Por esta
razón, la emisión térmica no hace posible la búsqueda de O2 que producen
los ecosistemas en toda la HZ.
PCO2 = 50mbar, más o menos define una frontera entre la HZ interna,
donde se detecta una firma espectral de O3 y la HZ externa donde no se
puede. En esta zona externa, el gas de efecto invernadero es el CO2 y el O3
ya no es un marcador biológico, o es otro gas (CH4, NH3, N2O) con
propiedades de reducción incompatible con una acumulación de O2/O3.
Biomarcadores exo-planetarios
La banda de 9.6 μm de O3 como biomarcador en HZ.
Biomarcadores exo-planetarios
Por lo que...
Estos límites cambian con el aumento de la luminosidad estelar con
el tiempo. La distancia orbital determina el mínimo de PCO2
necesaria para calentar una superficie planetaria por encima de 273K
(0.3mbar es el nivel atmosférico actual).
Para PCO2 por encima de 50mbar, dos procesos afectan el uso de
O3 como un biomarcador:
(1) la absorción de CO2, debido a las máscaras del O3
(2) la producción abiótica de O2 puede ser importante y puede
resultar ambigua los niveles O2/O3.
Es muy importante la PCO2 para asegurarse de que el O2 tiene
un origen biológico.
Biomarcadores exo-planetarios
Otros marcadores biológicos
La fotosíntesis oxigénica es sólo uno entre muchos posibles metabolismos
inventados por la vida en la Tierra. Otras fuentes de carbono se utilizan (CO, CH4,
las moléculas orgánicas), así como fuentes de H o "donadores de electrones" (H2S,
S, H2, CH4, las moléculas orgánicas, NH3, NO2, Fe2 +, Mn2 +, SO2- 4). Estos
metabolismos diferentes están presentes en nuestra atmósfera con abundancia de
unos, o inferior a una ppm (parte por millón).
Lista de los compuestos de la atmósfera terrestre que se producen por la actividad biológica
y que son detectables en la emisión térmica de un planeta.
Biomarcadores exo-planetarios
CH4
Ninguno de estos compuestos podrían ser detectados con la abundancia
actual terrestre con Darwin/TPF. Estas abundancias podrían haber sido
mayor en el pasado y este fue probablemente el caso de CH4.
Las arqueas metanogénicas que producen CH4 por el consumo de CO2 y
H2 son organismos muy primitivos y aparecieron antes de los
productores de O2. En un ambiente sin O2 (donde sería sustituido por,
por ejemplo, N2, CO2 o Ar), el CH4 sería entonces un gas de efecto
invernadero, fácilmente detectable en la emisión térmica del planeta.
Además, el metano es producido actualmente por los organismos
anaeróbicos que se encuentran confinados en ambientes
"marginales"(sedimentos, sistemas digestivos de los animales, fuentes
hidrotermales submarinas). El reciente descubrimiento de los organismos
anaeróbicos metanotróficas indica que el clima antes de la oxigenación
era controlada por éstos y por las metanogénicas.
Biomarcadores exo-planetarios
CH4
Entonces, la Tierra podría haber mostrado una fuerte firma biológica
de CH4 → CH4 como biomarcador complementario a O3 →
característica de mundos primitivos y/o mundos que requieren un
fuerte efecto invernadero que no puede ser proporcionada por CO2 →
es necesario llevar a cabo el mismo tipo de estudio de la capa de
ozono para el CH4 con el fin de saber si la detección de una atmósfera
planetaria rica en CH4 implica la presencia de un ecosistema.
El CH4 abunda en la parte externa y frío de nuestro SS: es un
componente importante de la atmósfera de Titán y es parte de la
composición de los planetas gigantes.
Por lo tanto, en ausencia de un estudio más a fondo, no es posible
considerar CH4 como un biomarcador confiable.
Biomarcadores exo-planetarios
N2O-NO2-NH3
-óxido nitroso (N2O) producido por una bacteria (nitrificación y
desnitrificación) en la tierra y en los océanos. Su contenido pequeño en la
atmósfera (0.3ppm) juega un papel importante en la fotoquímica: es la
principal fuente de óxidos de nitrógeno (NO y NO2), que son los destructores
principal de O3 en la atmósfera media y baja. Es un gas muy activo en el IR
y, en relación con el efecto invernadero, es más eficaz que el CH4. Las
cantidades mínimas para la detección de estos gases son mucho mayores que
su abundancia terrenales actuales y se considera que también pueden ser
producidos por fuentes abióticas (erupciones volcánicas).
-amoniaco (NH3), producido por las bacterias fijadoras de N. Tiene una vida
muy corta debido a nuestro entorno actual de oxidación, pero también por su
fotólisis por UV. La concentración necesaria para la detección de NH3 es tan
alta que supondría una fuente de producción grande y continua, que serían
difíciles de asignar a un proceso abiótico. Tampoco es evidente que cualquier
ecosistema sería capaz de producir tal cantidad de NH3.
Conclusiones
Se consideró la información proporcionada por:
-baja resolución: λ/Δλ ~ 25
-rango espectral: infrarrojo medio (5-20μm)
de los espectros de la naturaleza y la composición de la atmósfera
de los planetas extrasolares telúricos.
Asumiendo condiciones bióticas similares a la Tierra, se han
revisado biofirmas que se puede buscar en los espectros.
De manera más general, el rango IR del espectro está bastante
bien adaptado para exoplanetología y el estudio de las atmósferas
de los exoplanetas. Puede dar lugar a importantes parámetros
físicos, tales como el tamaño y una estimación de la temperatura
del planeta.
El TPF/Darwin -> gases atmosféricos (CO2, vapor de agua y O3.
Junto con la temperatura y el radio de los planetas detectados,
esta información permitirá determinar que planetas son o no
habitables.
Conclusiones
Biomarcadores planetarios (1)
Vapor de H2O es el segundo biomarcador más fiable. Es compatible
con las condiciones de habitabilidad.
O2 y su producto fotolítico O3 (ozono) producen fuertes características
espectrales. O2 es continuamente producido por la respiración vegetal
que mantiene su abundancia en la atmósfera de la Tierra. No hay fuentes
adicionales abiológicos de las cantidades continuas, gran cantidad de O2
se conocen. Por lo tanto, O2 y O3 se consideran gases biomarcadores,
aunque sólo sea para la vida tal como la conocemos.
O3 considerado como un marcador biológico, puede, si se
detecta solo, conducir a una detección falsa de la vida.
Conclusiones
Biomarcadores planetarios (2)
El CO2 debe ser indicativo de un planeta tipo terrestre (Tierra,
Venus y Marte tienen una línea muy fuerte saturada de CO2 en
el IR medio).
N2O es un gas secundario producido por vida microbiana durante las
reacciones de oxidación-reducción, pero se produce en pequeñas
cantidades y sólo tiene una firma espectroscópica muy débil que se
solapa con las bandas de absorción de H2O y CH4.
Las altas concentraciones de CH4, podría indicar la presencia de
bacterias metanogénicas, pero resultan de procesos de la superficie que
también podría relacionadas con la actividad volcánica.
La capa de ozono+el agua+el dióxido de carbono:
simultáneamente puede ser un criterio más sólido de la vida.
Conclusiones
Biomarcadores planetarios (3)
Bandas observadas:
-O3 (9.6 μm)
-H2O (<8 μm)
-CO2 (15 μm)
-CH4 (7.65 μm)
-NH3 (10.5 μm)
-(acuáticos) especies de clorofluorocarbono (10-11 μm)
Conclusiones
-O3 -> oxígeno abundante,
probablemente producido por la
vida.
-H2O -> océano.
-CO2 -> atmósfera.
-O3 + óxido nitroso o CH4 ->
planeta habitado.
También es posible que los planetas
sin oxígeno podría sostener la vida.
Es posible que la fotosíntesis pueda
ocurrir con otro elemento, como el
azufre, con azufre en el papel del
oxígeno.
GRACIAS!!!