Atmósferas de cuerpos sólidos
del sistema solar
Astrobiología
Lic. Ciencias de la Tierra
Antígona Segura Peralta
Estado Redox
• Las reacciones químicas que involucran el intercambio de electrones son
llamadas reacciones de reducción-oxidación o redox.
• En ellas un agente reductor (donador de electrones) es oxidado al mismo
tiempo que un agente oxidado es reducido.
• Un gas reducido está compuesto por agentes reductores, que para la
atmósfera terrestre son H
2, CH
4, CO y NH
3.
• Una mezcla oxidante consiste en N
2, CO
2y/o H
2O.
• El estado redox de la atmósfera es el resultado de estas reacciones
opuestas.
• Las atmósferas reductoras son generalmente “ricas en hidrógeno”
• Las atmósferas oxidantes son “pobres en hidrógeno”.
• La atmósfera terrestre primitiva era débilmente reductora
• La atmósfera presente de la Tierra es oxidante.
Cuerpo TSup (K) PSup (atm) H2 He H2O CH4 NH3 Ne H2S CO2 N2 O2 CO SO2 Ar N2O Sol --- --- 890000 110000 1000 600 150 140 25 --- --- --- --- --- --- ---Venus 735 93 10 12 60 0.6 --- 7 2 965000 35000 <0.3 30 0.1 70 ---Tierra 288 1 0.53 5.2 40000 1.7 <0.01 18 10-4 350 780840 209460 0.2 10-4 9340 0.3 Marte 223 0.006 --- --- 300 --- --- 2.5 --- 953200 27000 1300 700 --- 16000 ---Júpiter 165 --- 898000 102000 5 3000 2600 --- ?? --- --- --- 0.002 --- --- ---Saturno 134 --- 963000 32500 5 4500 200 --- <0.4 --- --- --- --- --- --- ---Urano 76 --- 825000 152000 --- 23000 --- --- --- --- --- --- --- --- --- ---Neptuno 72 --- 800000 190000 --- 15000 --- --- --- --- --- --- 1.2 --- --- ---Titán 95 1.6 2000 --- <0.0 01 20000 --- --- --- 0.0015 >970000 --- 60 --- <10000
---Tomado de Wayne, R. P. (2000) Chemistry of atmospheres, 3rd edition, Oxford.
Los valores para las abundancias relativas de las distintas especies químicas corresponden a partes por millón en volumen (ppmv). Corresponden a valores promedio de la región de la atmósfera con 1 atm de presión.
La atmósfera terrestre
• Composición (porcentaje por volumen):
– Oxígeno (O
2): 20.946%
– Nitrógeno (N
2): 78.084%
– Argón: 0.93%
– CO
2: alrededor de 0.033%
– H2O: ~ 1%
– En menores cantidades: neón (0.00182%), helio
(0.000524%), criptón (0.000114%), hidrógeno
(0.00005%), ozono (0.00116%).
• Capas de la atmósfera:
– Troposfera: 0 a 10-15 km (más
alta en los trópicos, mas baja
en los polos). Nubes, vuelo de
aviones.
– Estratosfera: 10-15 a 50 km.
Capa de ozono .
– Mesosfera: 50-90 km.
Ionosfera
– Termosfera: >90 km. Ionosfera
– Exosfera: >500 km. Capa de la
atmósfera tan tenue que la
moléculas que la componen
no chocan entre sí (fluido no
colisional)
Troposfera
• Difiere del resto de las capas de la atmósfera
porque es la única que presenta convección.
• La convección es el proceso en el que la
energía calorífica es trasportada por el
movimiento de un fluido.
• Los gases de la troposfera se encuentran bien
mezclados debido a que son transportados
por la convección.
Estratosfera
• Comienza en la tropopausa, la zona en la que
la atmósfera deja de ser convectiva.
• Contiene la mayor parte del ozono
atmosférico.
• Es seca pues contiene menos de 5 ppm
(partes por millón por volumen) de vapor de
agua.
Perfil de temperatura de la
atmósfera
Su estructura se debe a dónde
y cómo se transfiere o absorbe
la energía.
Las temperaturas cerca del
suelo se deben a la energía
que la superficie de la Tierra
absorbe del Sol y que
posteriormente reemite.
La elevación de la temperatura
alrededor de los 50 km se debe
a la absorción de radiación UV
por el ozono
Arriba de los 90 km el
calentamiento de la atmósfera
se debe a la absorción de
radiación UV por moléculas de
oxígeno (O
2)
Estructura y composición de la
atmósfera terrestre
http://www.periodni.com/gallery/download_image.php?name=atmospheric_composition_and_profiles.png&source=story_of_ozo ne_and_ozone_holes.html
Características de las atmósferas
Venus
Tierra
Marte
P superficial (atm)
93
1
0.007
T superficial (K)
730
290
190
Albedo de Bond
0.76
0.3
0.15
Peso molecular (g)
44
29
44
Aceleración de la
gravedad (m/s
2)
8.88
9.81
3.73
Calor específico Cp
(J kg
-1K
-1)
830
1005
830
Gradiente
troposférico (K/km)
10.7
9.8
4.5
Perfiles de temperatura para la Tierra, Venus y Marte
Planeta Teff Teq TSup Albedo
Venus 230 230 737 0.750
Tierra 255 253 288 0.306
Marte 212 209 253 0.250
Temperaturas en Kelvin.
T
efftemperatura efectiva
T
eqtemperatura de equilibrio
T
suptemperatura superficial
Composiciones químicas de los
planetas terrestres
Composición atmosférica
Las variaciones en la composición atmosférica de los planetas
rocosos del sistema solar se debe principalmente a:
• Gradientes en la composición de la nebulosa protosolar de
la que se formaron los planetas.
• Diferencias en la tasa de escape de los gases atmosféricos,
debida a diferencias en las tasas de fotones y partículas que
llegan a la atmósfera alta y al potencial gravitacional de
cada planeta.
• Procesos físicos y químicos que dependen directa o
indirectamente de la distancia al Sol y que gobiernan el
intercambio de material entre la superficie, el interior y la
atmósfera del planeta.
Ciclos químicos más importantes
Entre los ciclos más relevantes para la composición
atmosférica de los planetas terrestres están:
1) El del azufre
2) El del oxígeno
3) El del bióxido de carbono
Estos ciclos son relevantes para todas las
atmósferas terrestres pero en algunas son mucho
más relevantes. Para Venus el 1), para la Tierra el 2)
y para Marte el 3).
Ciclo del azufre
• Inicia con el SO
2que es producido por los volcanes.
• El SO
2se combina con átomos de O que pueden ser
producidos por la fotólisis del agua, del CO
2o del O
2:
SO
2+ O + M → SO
3+ M
SO
3+ H
2O → H
2SO
4• En la Tierra, el ácido sulfúrico es disuelto en las gotas
de lluvia formando lluvia ácida. De este manera se
remueve en la atmósfera
• En Venus, se mantiene en la atmósfera generando
otros compuestos y puede condensarse para formar
nubes.
Ciclo del ozono
La química básica del ozono puede resumirse en 4
reacciones conocidas como el ciclo de Chapman:
O
2
+ h
→ O + O (λ < 1750 Å)
O + O
2
+ M → O
3
+ M
O
3
+ h
→ O
2
+ O (λ < 3100 Å)
O + O
3
→ 2O
2
En el caso de la Tierra el O
2
proviene de la
fotosíntesis oxigénica mientras que en Marte y
Coeficientes de absorción para el
proceso de fotólisis
Ciclo atmosférico del bióxido de
carbono
Ciclo atmosférico del bióxido de
carbono
• De los gases emanados por la actividad volcánica, el CO
2y el N
2son
los que resultan más estables y por lo tanto, si un planeta rocoso
posee atmósfera, estos serían sus principales componentes.
• En la Tierra, la cantidad de CO
2en la atmósfera está regida por el
ciclo de carbonatos silicatos. La fotólisis del CO
2no es importante
pues el O
2y el O
3absorben la mayor parte de esta radiación en la
estratosfera
• En Marte, el CO
2se fotoliza:
CO
2+ h
→ CO + O (λ < 2240 Å)
Pero la reacción inversa de recombinación resulta muy lenta
comparada con la reacción de disociación por lo que se esperaría que
en las atmósferas de Venus y Marte el CO
2se hubiera convertido a CO.
• Puesto que la cantidad de CO y O
2observada en Venus y Marte es
muy pequeña debe haber una reacción que permita la rápida
Ciclo atmosférico del bióxido de
carbono
• Lo que se piensa es que la cantidad de CO está
controlada por un proceso catalítico en el que
interviene el OH y por un mezclado vertical
eficiente.
• El ciclo catalítico es:
H
2
O + h
→ OH + O (λ < 1900 Å)
CO + 2OH → CO
2
+ H
2
O
• Puesto que el agua es continuamente regenerada
en este ciclo, se requiere sólo un poco de vapor
de agua para mantener la predominancia del CO
2
Atmósfera de Venus: Composición y
formación de nubes
Atmósfera de Venus: Agua
Bullock and Grinspoon, 2013 Morley et al. 2019
Hay muy poca agua en la atmósfera de Venus. El deuterio en Venus está enriquecido 100 veces con respecto a la Tierra, lo que indica un proceso de escape de hidrógeno.
Campo magnético y escape
atmosférico
• Venus no tiene un campo magnético interno.
• La configuración del ambiente de plasma alrededor de Venus es el resultado del campo magnético inducido por la interacción entre el campo magnético
heliosférico, las partículas cargadas del viento solar y la atmósfera superior y la ionosfera de Venus
• El campo magnético inducido es varios órdenes de magnitud menor que el campo magnético generado por el dínamo terrestre y su extensión física es menor con una distancia desde la superficie al choque de proa de 0.4RV comparada con 13 RE para la Tierra.
• A pesar de esto, este campo es muy eficiente para limitar la erosión directa de la atmósfera superior de Venus.
• Durante el mínimo solar se han calculado tasas de escape del H+ de 1025 s-1 que es
comparable (dentro de las incertidumbres) a la tasa de escape terrestre.
• El O+ se está escapando a una tasa que es aproximadamente la mitad de la del H+,
coincidiendo con la estequiometría del agua. Esto indica que hoy en día el agua se sigue escapando de Venus.
La atmósfera de Marte
• Después de la atmósfera de la Tierra, la
atmósfera marciana es la mejor caracterizada en
el sistema solar.
• Existen varios modelos tipo GCM (Global
Circulation Model) que se utilizan para estudiar y
predecir el clima marciano.
• Los modelos además sirven para planear
misiones e interpretar los datos obtenidos por
ellas.
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Modelos GCM-3D (General Circulation Model)
Mars Express
Fromisano et al. 2004
0-30 partes por billón de metano acumulado en algunas partes de Marte
Mumma et al. 2009 encontró resultados similares usando dos telescopios infrarrojos en tierra
Posible fuente: procesos geológicos
Metano en Marte
Telescopio de Canadá-Francia-Hawai en Mauna Kea
Vladimir A. Krasnopolsky, Jean Pierre Maillard and Tobias C. Owen (Icarus, 2004)
Metano 10 partes por billón distribuido homogéneamente
Flujo calculado: 270 toneladas por año Posible fuente: Vida
Serpentinización
• Es una fuente abiótica de metano
que sucede en los volcanes
submarinos.
• En este proceso se genera hidrógeno
cuando el agua oxida el hierro de los
silicatos (olivino, ortopiroxeno):
Olivino ± ortopiroxeno + agua
serpentina
Productos: Brucita, magnetita e
hidrógeno (H
2)
• El hidrógeno se combina con el CO
2emanado por los volcanes,
formando metano
CO
2+ 4H
2→ CH
4+ 2H
2O
Metano en Marte
• No hay mecanismos que produzcan metano en la atmósfera
marciana.
• Fue detectado en observaciones remotas y con la sonda
Mars Express que orbita Marte.
• Las posibles explicaciones de su presencia son:
– Internas: Procesos geológicos
– Externas: Meteroritas, cometas y partículas interplanetarias
– Vida
• Los resultados de Curiosity favorecen a las fuentes externas
(Webster et al. 2014).
• En el 2018 se confirmó que la abundancia del metano varía
periódicamente.
U = densidad de columna de la atmósfera (km atm)
ΔT
surf= diferencia de temperatura entre el polo y el ecuador
Griffith et al. 2013
Titán
Titán
Titán: Formación de niebla y aerosoles
La niebla de Titán está formada por partículas llamadas tolinas (tholines)
que se forman a partir de la disociación del N
2y CH
4dela atmósfera.
La disociación de N
2es el resultado de su interacción con partículas de
alta energía (protones y electrones) acelerados por el campo magnético
de Saturno.
Titán
http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=4825
