Exobiología

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

2. ¿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

3. ¿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.

4. 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

5. 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?

6. 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

7. 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).

8. 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.

9. Nebulosa de Orión

10. Formación estelar y planetaria. El exceso infrarojo se debe al disco circum- estelar.

11. Origen del Sistema Solar Nebulosa primitiva en contracción Discos circumestelares (Beta Pic)

12. 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

13. Características del antepasado común • Información genética (ac. nucleicos) • Capacidad de replicarse (ejecución de instrucciones genéticas regulado por proteínas) Semejanzaentre 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.

14. 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) La ayuda de la Bioquímica

15. 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 ?)

16. 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) (R) • cinturón de asteroides (externo) (H) • Región J - U (H) • KB - Nube de Oort (H)

17. 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

18. 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’

19. 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.

20. 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.

21. 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)

22. 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.

23. MARTE Mariner Valley (4000 km) desde la sonda Viking.

24. 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?

25. Agua en Marte a) Canal marciano (400 x 5 km) b) Red River (desde Louisiana a Mississippi, USA)

26. Registros de inundaciones en el pasado de Marte. Zonas ecuatoriales inundadas por agua presumiblemente desde las tierras altas del hemisferio Sur.

27. Estructuras tipo islas formadas por agua fluyendo en Marte.

28. Mosaico de los polos marcianos (imagenes de la Mariner 9). (a) Sur, compuesto por CO2 (b) Norte, compuesto por hielo de agua.

29. Mars Pathfinder (1997) Rover que recorrió terrenos marciano.

30. ALH 84001 Meteorito descubierto en 1984 en la Antártida en la región de Alan Hills

31. 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)

32. ¿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).

33. ¿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

34. 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.

35. ¿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

36. Europa Los satélites galieleanos de Júpiter como modelo a escala menor del Sistema Solar interior

37. 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

38. 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?

41. 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)

42. 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).

43. Proyectos SETI¿estamos solos? Radiotelescopio de Arecibo (300 m de diámetro), PR

44. Antecedentes de SETI. Placa en la sonda Pioneer 10

45. 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