Señales de un mundo
habitable
Astrobiología
Facultad de Ciencias, UNAM
Antígona Segura
Habitabilidad y señales de vida
• Habitabilidad: Agua y bióxido de carbono
• Bioseñales: Cualquier fenómeno,
sustancia o grupo de sustancias que
proveen evidencia de la presencia de vida
(Catling et al. Astrobiology, 2018).
• Meadows (2006) identifica tres tipos de
bioseñales: atmosféricas, superficiales y
temporales.
Criterios para elegir una bioseñal
atmosférica
• Confiabilidad: qué tan probable es que la
característica observada sea producida por la vida o por otros procesos.
• Supervivencia: el candidato a bioseñal puede
acumularse en un planeta de manera que se vuelva detectable (evaluación de fuentes y sumideros)
• Detectabilidad: el gas aparece en el espectro sin traslaparse con la señal de otros gases en la región del espectro que será observada y si está presente en la abundancia suficiente para ser detectable con
alguna técnica de observación específica (tránsito, imagen directa, etc.)
Bioseñales
• Necesitan ser globales o cubrir una buena parte
de la superficie del planeta.
• Deben identificarse considerando el ambiente del
planeta (temperatura, composición):
– Por ejemplo, el caso de la Tierra y Titán donde los procesos que generan metano son distintos.
• “Antibioseñales”
– Son compuestos como el H2, CO en planetas tipo terrestres de los cuales la vida podría obtener
energía. En caso de estar presentes en abundancia podría significar que nadie se los está “comiendo”.
Bioseñales atmosféricas
• “Entradas” y “salidas” netas de productos metabólicos • Dependen de lo que la vida “hace” no de lo que “es” • Son independientes de la maquinaria subyacente
(organismo)
• Tipos de bioseñales (Seager et al., 2012):
– Productos de la química redox: Producto del uso de gradientes químicos ambientales como energía para el metabolismo.
– Productos metabólicos secundarios: no se correlacionan ni con la química de otras moléculas ni con la masa o el número de organismos que los producen (por ejemplo, hormonas, venenos, etc.)
Productos de la química redox
Productos de la vida útiles como
bioseñales
06/03/2013 1er Taller Nacional de Astrofísica Planetaria
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Bioseñales atmosféricas
D. Crisp & V. Meadows
CO2 O2 H2O H2O H 2O H2O FeO CO2
Bioseñales atmosféricas
Estrellas de interés astrobiológico
• Estar en su etapa de secuencia principal • Permanecer en la secuencia principal al menos 1.5 mil millones de años (M* ~ 2M) • De preferencia con la metalicidad solar o mayor. • Eliminar binarias cerradas • Estrellas F, G y KActividad cromosférica
• Las enanas M tienen interiores en los que domina la convección lo que genera fuertes campos magnéticos. • Los campos magnéticos interactúan con la atmósfera
estelar generando una serie de fenómenos como emisiones coronales de masa y ráfagas, que son
acompañados por emisiones de rayos X y ultravioleta. • La mayoría de las estrellas M3 a M8 presentan altos
niveles de actividad mientras que sólo el 20% las estrellas M0-M3 son activas.
• Las estrellas como el Sol tienen un decaimiento en su actividad que va como t-2 sin embargo las estrellas M
Flujo UV de enanas M
• El flujo UV domina la fotoquímica
atmosférica.
• La concentración atmosférica de una
bioseñal depende de la tasa producción
de ese compuesto y de los procesos que
lo destruyen (o generan) en la atmósfera,
como la fotolisis.
• La abundancia de las bioseñales (o falsos
positivos) depende de la fotoquímica.
Muestra estelar
Estrella Tipo espectral Temperatura efectiva (K) Edad (años) Distancia (pc)Eje semi mayor del planeta (UA)
Sol G2V 5600 5 × 109 0 1
s Bootisa F2V 6700 2 × 109 12 1.69
e Eridania K2V 5100 5 × 108 3.2 0.53
AD Leob M4V 3400 Jóven 4.9 0.16
Modeloc M5V 3100 0.07
a Los espectros fueron compuestos a partir de los mediciones del International
Ultraviolet Explorer (IUE) y espectros sintéticos de Kurucz.
b Espectro a partir de IUE, Pettersen and Hawley (1989), Leggett et al. (1996) y los
modelos NextGen.
Muestra estelar
Los espectros estelares fueron normalizados para obtener una temperatura de ~288 K en la superficie del planeta
El caso del metano
Flujo = 9.5 x 1014 g/año excepto para la estrella M inactiva (2 x 1014 g/yr)
Fuentes: pantanos, termitas, océanos, descomposición de la basura,
Química atmosférica de un planeta
habitable alrededor de una estrella M
Destrucción del metano en la troposfera terrestre O2 + h ( < 290 nm) → O + O O2 + O → O3 O3 + h ( < 310 nm) → O2 + O1D O1D + H 2O → 2 OH CH4 + OH → CH3 + H2O CH3 + O2 + M → CH3O2 + M → … → CO (or CO2) + H2O
Es el OH el que destruye al metano, una vez destruido no hay ningún proceso en la atmósfera que produzca
Coeficientes de absorción en el UV
Los coeficientes indican las longitudes de onda donde se fotoliza cada compuesto
Fotólisis de O
2
y O
3
La PENDIENTE de la radiación UV determina la abundancia de O3 y OH y por lo tanto del metano en la atmósfera
En el planeta alrededor de AD Leo, hay más energía
para fotolizar el O2, con respecto a la que recibe la Tierra alrededor del Sol, por lo que se produce más O3 en
el planeta de AD Leo.. En el planeta alrededor de AD Leo hay menos energía
para fotolizar el O3 (con respecto a la energía que recibe la Tierra alrededor del
Sol) por lo que hay menos producción de O1D, menos
porducción de OH y menos destrucción de CH4
La Tierra alrededor de otras
estrellas
En el visible la única diferencia está en el metano. El espectro en el visible
depende de la presión atmosférica (que es la misma en estos planetas) y la
abundancia de los compuestos
En el IR las diferencias se deben al perfil de temperatura de cada uno de los planetas. Aunque tienen la misma temperatura superficial, la temperatura del resto de la atmósfera varia de
¿Puede producirse oxígeno
abiótico?
• Sí, la fotólisis del agua y posterior escape del H
2al espacio es una fuente neta de O
2• En un planeta con agua líquida en su superficie
(localizado en la zona habitable y con
atmósfera) el O
2y el H
2se recombinan en
especies químicas solubles en agua, por lo que
el O
2no se acumula en niveles detectables en la
atmósfera.
• En Marte hay 1.3×10
-3O
2
que se forma a partir
de la fotólisis de CO
2• Las bioseñales dependen del contexto
Oxígeno y ozono
SPICAV, Venus Express
Montmessin et al. Icarus 2011.
Hartogh et al. A&A, 2010.
Venus Marte
En Venus se ha detectado ozono y en Marte se ha detectado oxígeno. Estos provienen de la fotólisis de CO2 y se encuentran en bajas
Bioseñales atmosféricas
• Dependen del contexto planetario:
– No es lo mismo el metano en Titán, satélite
de Saturno, que en Marte o la Tierra
• Dependen de la radiación de la estrella
– La radiación ultravioleta fotoliza las
moléculas, es decir, las divide, promoviendo
reacciones químicas y destruyendo
compuestos atmosféricos
• Dependen de la tasa de producción
biológica
28
Bioseñales superficiales
Sagan et al. (1993) Borde rojo de la clorofila Observaciones de la sonda GalileoReflectancia de superficies
29 Sch w iete rm an et a l. 20 15Espectros atmosféricos con diferentes superficies 30 Sch w iete rm an et a l. 20 15
Sch w iete rm an et a l. 20 15
Los espectros estelares fueron normalizados para obtener una temperatura de ~288 K en la superficie del planeta
Sch w iete rm an et a l. 20 18
Brillo de la Tierra (Earthshine)
• El brillo de la Tierra es la luz de la Tierra
reflejada en el hemisferio no iluminado de la
Luna que da hacia la Tierra.
• El espectro de nuestro planeta obtenido del
brillo del la Tierra es equivalente a ver al
planeta como un punto, el espectro es un
promedio de todo el hemisferio que da hacia
la Luna.
• Este espectro sirve como referente para los
modelos que simulan el espectro promediado
de otros planetas.
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Espectro integrado de la Tierra obtenido del brillo de la Tierra en la Luna Montañés-Rodríguez et al., Ap. J., 2006
O
2La absorción de la clorofila no es
Detectabilidad
La detectabilidad de
estas bioseñales
dependerá de su
abundancia
(cobertura de
superficie o
concentración
atmosférica) y de la
capacidad de los
instrumentos.
Ejemplo de una medición simulada del espectro reflejado (puntos azules) por un planeta como la Tierra (con la misma composición atmosférica) a 5 parsecs de distancia obtenido por un telescopio espacial con Espejo de 12 m de diámetro y 30 hrs de integración. La línea es un modelo atmosférico. (Fuji et al. 2018).¿Qué produce la vida?
¿Puede engañarnos un planeta sin vida?
¿Cómo interpretamos con datos limitados? ¿Cómo cuantificamos las incertidumbres? 40