Transcript Exobiología Rover Soujourner en la superficie de Marte Mag. Andrea Sánchez Curso de actualización Docente Febrero de 2002

Exobiología
Rover Soujourner en
la superficie de Marte
Mag. Andrea Sánchez
Curso de actualización Docente
Febrero de 2002
¿Por qué Exobiología?
• Programa 1989
– Tema 4. La vida en el universo
– 4a.
• escencia de la vida a la luz de la ciencia actual
• condiciones físicas y límites para la existencia de vida
– 4b.
• Una exploracion en busca de vida: los astros del SS.
• Generalidades del sma.
– 4c. Origen del SS
– 4d. Características de planetas y satélites
– 4e. Otros sistemas planetarios
¿Qué cambió desde entonces?
• Disco en Beta Pic (1984).
• Trabajos sobre modelado del sistema. Existencia de planetas.
Sungrazers
• TNO’s:
• descubrimientos observacionales. Confirmación de las
predicciones teóricas.Importancia de los cometas. ¿Plutón?
• Planetas extrasolares
• detección. Modelos. Discrepancias con nuestro SS. Discusión
sobre el origen de nuestro SS.
• Nuevas misiones para exploración planetaria.
• Avance en estudios de extremófilos terrestres.
• Disco en Eps. Eridani (SETI)
Nuevo plan: Unidad II, Tema 6: Exobiología.
La lógica molecular de los organismos
vivos (Leningher)
• Estructuralmente complicados y altamente
organizados
• Extraen, transforman y utilizan energía de su
entorno (mantenimiento de estructura interna y trabajo mecánico)
• Autoreplicación, generando copias a partir de la
información genética.
• Basicamente: átomos de C unidos covalentemente
con
– otros C
– H,O,N
2- Composición química del Universo
• 1963- Con el análisis espectral surge la astrofísica.
• A partir del análisis espectral + meteoritos + rocas
lunares --> abundancias cósmicas.
• ¿Cómo se formaron estos elementos?
• Modelo Standard:
– Big Bang: hace 15000000000 de años (corrimiento al
rojo cosmológico + radiación de fondo).
– Al bajar la T: quarks que al combinarse forman átomos.
• H e isótopos (deuterio y tritio)
• He y Li
– ¿Los mas simples son los mas abundantes?
• C,N,O se forman en el interior de las estrellas (zona
superior de la secuencia principal)
• Los elementos mas pesados: en el interior de las SN
Abundancias cósmicas
• En general los mas simples son los mas abundantes.
• Li, Be, B se destruyen en el interior de las estrellas.
• Abundancia de C,H,O y N (compuestos de la vida).
3- Origen de la vida en la Tierra.
• La existencia de vida está ligada a dos requisitos:
– rango adecuado de T (algunos cientos de K)
– medio líquido (‘la búsqueda de vida comienza con la
búsqueda de agua’)
– PLANETAS (subproducto de la evolución estelar)
• Regiones de formación estelar: nubes de gas y polvo.
– Alta densidad (colapso autogravitatorio)
– baja T (gravedad compensa la energía cinética)
– Ep = 3/5 GM2/R
Ec= 3 TM/ 2
– el criterio de Jeans establece que M lim es tal que Ec <= Epg
– Para las nubes de hidrógeno molecular : T=20 K, =10 E -18 kg/m3,  =2
– Resultado: Masa de Jeans = 120 masas solares.
Nebulosa de Orión
Formación estelar y
planetaria.
El exceso infrarojo se
debe al disco circumestelar.
Origen del Sistema Solar
Nebulosa primitiva en contracción
Discos circumestelares (Beta Pic)
Vida
¿Proceso endógeno o exógeno?
Hace 4600 millones de años se formó la Tierra.
Registros fósiles muestran estromatolitos de 3800 millones de años.
¿Cómo se formaron / llegaron los componentes básicos?
* S XVII - Dios crea al hombre y a los org. superiores. Gen.espontánea
* SXIX- Pasteur demuestra que no existe la gen. espontánea.
Darwin y Wallace: selección natural -> evolución.
Origen químico de la vida: ‘en una pequeña charca caliente, con sales
de amonio y ac. Fosfórico, luz, calor, etc…’ (Darwin, correspondencia)
* S XX- Watson y Crick: estructura del ADN
Características del antepasado común
• Información genética (ac. nucleicos)
• Capacidad de replicarse (ejecución de instrucciones
genéticas regulado por proteínas)
Semejanza entre los organismos actuales
* constitución orgánica compleja, basada en el carbono.
* proteínas (el mismo ‘alfabeto’ de 20 AA)
* ac. Nucleicos (pentosa + grupo fosfato + base nitrogenada:A,T,C,G)
Los ac. nuc. tienen información para sintetizar proteínas.
Las proteínas regulan la transcripción genética.
No es probable un origen independiente.
Problema del huevo y la gallina.
La ayuda de la Bioquímica
• Década del 30- Oparin y Haldane: con una atmósfera
oxidante como la actual no pudo surgir la vida (el oxígeno
capta al hidrógeno libre imposibilitando la formación de molec. orgánicas) -->
atmósfera primordial reductora (rica en H y dadores : CH4, NH3)
• 1953- Miller y Urey: CH4, NH3,H2O,H2 = AA !
• 1961- Oro: AA y adenina (ADN,ATP)
Modelo atmosférico erróneo
(en realidad CO2 y N2)
• En meteoros carbonáceos se encontraron:
– AA
– bases purínicas : A, G
• En regiones de formación estelar se encontraron:
–
–
–
–
agua
amoníaco
formaldehído
cianuro de hidrógeno
• PANSPERMIA
– ALH84001 (¿los marcianos somos nosotros ?)
El rol de los impactos
• La Luna es un buen indicador de la tasa de impactos
en la Tierra a lo largo del tiempo por la ausencia de
atmósfera.
• Fuentes de proyectiles:
– restos de acreción
(R)
• bombardeo primitivo
• limpieza de remanentes
–
–
–
–
cinturón de asteroides (interno)
cinturón de asteroides (externo)
Región J - U
KB - Nube de Oort
(R)
(H)
(H)
(H)
Aspectos positivos
¿de donde provienen los océanos?
• El agua terrestre no es primordial, proviene de mayores
distancias al Sol (no condensa a 1 UA).
• Fernandez-Ip (1988-1996) y Brunini-Fernández (1999):
Agua en
oceanos
1.24 . 1024 g
Origen cometario
• La relación D/H en tres cometas (Halley,Hyakutake,Hale Bopp)
es casi 2 veces la del agua terrestre (cuidado: muestra pequeña)
‘the water problem’
Posibles explicaciones:
• Hubo un aporte inicial importante de agua
cometaria, pero se perdió en mega impacto
(¿Luna?)
• Aporte muy temprano: cuando el Fe no estaba
concentrado en el núcleo:
–
Fe + H2O = FeO + H2
(H2 volátil)
• Conclusión: los océanos se formaron con agua que
llegó después de 100 - 150 millones de años desde
la formación del SS.
Otras fuentes de H2O
• Delsemme (1999): cerca de la línea de nieve,
condensación posterior a la reacción
HDO + H2 = H2O + HD
– HDO: agua deuterada
– H2 : medio interplanetario
– H2O : agua pobre en deuterio
• En regiones cercanas a Júpiter al condensarse el
agua está empobrecida en deuterio.
• Mallada y Fernández - simulaciones numéricas con troyanos
(L4 y L5) de Júpiter y asteroides a mas de 3 UA, como
fuente del agua terrestre.
Aspecto ‘negativo’ de los impactos
(extinciones biológicas masivas)
• Ejemplo - Límite K-T ( hace 65.106 años): extinción de
organismos de mas de 25 kg.
• Pruebas:
• Alta concentración de iridio en capas de esa antiguedad (el
Iridio es siderófilo, por lo tanto siguió al Fe al núcleo y
habitualmente está en bajas concentraciones )
• Granos de cuarzo debido a las altas presiones por impacto.
• Ceniza (incendios post-impacto?)
• Cráter Chicxulu de 200 km (península de Yucatán)
• Proyecto BUSCA (FC-OALM)
Vida en el Sistema Solar
La vida en condiciones extremas.
• Se denominan extremófilos los organismos que viven en la
Tierra en condiciones extremas de temperatura, presión,
salinidad, acidez, energía no lumínica, etc..)
• Se estudian estos organismos para ver la posible
adaptación de formas de vida en condiciones diferentes a
las estandar en la Tierra.
• Ejemplos:
– Procariotas (sin núcleo): archea, bacterias, algas cianofíceas
– Eucariotas (moluscos, cangrejos).
• Ver práctica de habitabilidad.
MARTE
Mariner Valley (4000 km)
desde la sonda Viking.
Misiones Viking
búsqueda de vida microbiana
en la superficie.
– Liberación pirolítica: busca procesos
fotosintéticos en el suelo marciano.
– Intercambio gaseoso: busca organismos
heterótrofos capaces de consumir materia
orgánica. Usan 14 C como marcador.
– Búsqueda de moleculas orgánicas. Falsa
alarma. ¿Contaminación?
Agua en Marte
a) Canal marciano
(400 x 5 km)
b) Red River
(desde Louisiana a
Mississippi, USA)
Registros de inundaciones en el pasado de Marte.
Zonas ecuatoriales inundadas por agua presumiblemente desde las
tierras altas del hemisferio Sur.
Estructuras tipo islas
formadas por agua
fluyendo en Marte.
Mosaico de los polos marcianos (imagenes de la Mariner 9).
(a) Sur, compuesto por CO2
(b) Norte, compuesto por hielo de agua.
Mars Pathfinder (1997)
Rover que recorrió
terrenos marciano.
ALH 84001
Meteorito descubierto en 1984 en la
Antártida en la región de Alan Hills
• Las grandes masas de hielo de la Antártida se
comportan como fluídos, los meteoritos que caen
allí se desplazan en el hielo hasta encontrar
laderas rocosas donde se depositan.
• ¿Por qué viene de Marte?
– Roca ígnea de 4500 .106 años (mas joven que otros
meteoritos, proviene de una superficie no primordial)
– Gases nobles como trazadores. Se midió la
concentración de moléculas gaseosas atrapadas en el
mineral y coinciden con las proporciones marcianas
dadas por la Viking (son diferentes a las
concentraciones de Ar y Xe terrestres)
• ¿Cómo llegó a la Tierra?
– Se supone que un asteroide chocó con Marte.
– Debido a la tenue atmósfera y a la menor atracción
gravitatoria algunos fragmentos pudieron alcanzar
la velocidad de escape.
– Por exposición a los rayos cósmicos se puede
calcular el tiempo que estuvo en el espacio (aprox
16.106 años)
– Hace 10000 años impactó en la Antártida (cálculo
en base a los desplazamientos de hielo).
¿Arquebacterias?
(McKay y colaboradores, Nature, 273, 5277, pp. 924-930)
• Argumentos a favor de fósiles orgánicos:
– presencia en los depósitos de carbonatos de materia
orgánica compleja (hidrocarburos policíclicos
aromáticos)
– cristales de magnetita muy puros (lo utilizan las bacterias
para orientarse)
– minerales de óxido de hierro y sulfuro de hierro
– estructuras similares a bacterias terrestres
• Evidencias en contra:
– espesor de las ‘estructuras sospechosas’ = 1
décima de micra
– las bacterias terrestres tienen un órden de
magnitud superior
– hay espacio físico para el material genético?
Cuestión abierta en la comunidad científica.
¿Respuesta en las nuevas misiones?
• Mars Odissey
• Beagle Lander (2003)
– versión perfeccionada de las Viking
– paneles solares, detectores, experimentos
biológicos
• Rover 2003
– actualización del Soujourner
Europa
Los satélites
galieleanos de
Júpiter como modelo
a escala menor del
Sistema Solar
interior
a)
imagen de la sonda
Voyager II
Resolución: 5 km
b) c) imagenes de la
Galileo.
d) detalles de la
sonda Galileo
Resolución: 20 m
• Objeto rocoso con corteza exterior de hielo.
• No tiene atmósfera, por lo que se esperarían
estructruras debido a impactos: cráteres.
• Sin embargo, la superficie es lisa, con
estructuras tipo estrías.
• Explicación: las fuerzas de marea de Júpiter
(‘tironeos gravitatorios’) generan calor en el
interior, que derrite el hielo y este emerge a la
superficie.
• Las grietas se deben a surgientes de agua
caliente y ésta alisa la superficie.
• ¿Océano salado de 100 km de espesor?
Titán
• Titán es mayor que Mercurio y casi la mitad que la
Tierra.
– a) vista de la alta atmósfera enrojecida.
– b) imagen en infrarojo desde el HST (la zona mas brillante es del
tamaño de Australia)
Titan como modelo de la Tierra primitiva.
•
•
•
•
¿ La atmósfera mas intrigante del SS ?
Mas espesa y densa que la de la Tierra.
Compuesta por nitrógeno, argon y metano.
No se espera encontrar vida por las bajas
temperaturas, pero sí condiciones prebióticas
• Podría ser que parte del CH4 esté en estado líquido
en la superficie, formando lagunas o lagos.
• Cassini - Huygens llega en el 2004 ( paracaídas y
boyas para descenso en líquido).
Proyectos SETI
¿estamos solos?
Radiotelescopio de Arecibo
(300 m de diámetro), PR
Antecedentes de SETI.
Placa en la sonda Pioneer 10
• SETI busca señales de alta intensidad y muy
angostas en frecuencia (de origen inteligente).
• Hasta ahora falsas alarmas, pero sin
verificación.
¿Donde escuchar?
El pozo de agua