1

Exobiología

Mag. Andrea SánchezCurso de actualización Docente

CTE - 2003

Rover Soujourner enla superficie de Marte

Exobiología

• Estudio de la potencial existencia de vida en otros planetas.

• Vida pasada (fósiles marcianos?), presente o futura.

• Desde las formas mas simples (bacterias) hasta civilizaciones inteligentes (proyecto SETI).

Descubrimientos fundamentales y ¿por quéaprender y enseñar exobiología?

• 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 (también considerada en el programa anterior).

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

2

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 ℜTM/ 2μ

– el criterio de Jeans establece que M lim es tal que Ec <= Epg– Para las nubes de hidrógeno molecular : T=20 K, ρ=10 E -18 kg/m3, μ =2

– Resultado: Masa de Jeans = 120 masas solares.

Nebulosa de Orión

Formación estelar yplanetaria.El exceso infrarojo sedebe al disco circum-estelar.

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 salesde amonio y ac. Fosfórico, luz, calor, etc…’ (Darwin, correspondencia)

* S XX- Watson y Crick: estructura del ADN

3

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) (R)– cinturón de asteroides (externo) (H)– Región J - U (H)– KB - Nube de Oort (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 oceanos1.24 . 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’

4

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

• 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.

La vida en condiciones extremas.

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?

5

Agua en Marte

a) Canal marciano(400 x 5 km)

b) Red River(desde Louisiana aMississippi, 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 aguafluyendo 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 recorrióterrenos marciano.

ALH 84001

Meteorito descubierto en 1984 en laAntártida en la región de Alan Hills

6

• 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 satélitesgalieleanos deJúpiter como modeloa escala menor delSistema Solar interior

7

a)imagen de la sondaVoyager IIResolución: 5 km

b) c) imagenes de laGalileo.

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?

JIMOJupiter Icy Moons Orbiter (2012)

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).

8

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