Lozada-Chávezsoma.nucleares.unam.mx/home/images/rb/Memorias-VIReunion... · 2009-06-08 · de...

ÍNDICE

Comité Organizador ii

Patrocinadores y anuncios iii

Objetivos de la Reunión 1

Programa de la VI Reunión de SOMA 2

Resúmenes del martes 16 de junio 5

Resúmenes del miércoles 17 de junio 31

Resúmenes de carteles 51

Directorio de SOMA 77

i

ÍNDICE

Comité Organizador

ii

Patrocinadores y anuncios

iii

Objetivos de la Reunión

1

Programa de la VI Reunión de SOMA

2

Resúmenes del martes 16 de junio

5

Resúmenes del miércoles 17 de junio

31

Resúmenes de carteles

51

Directorio de SOMA

77

Comité Organizador Local

Leticia Carigi

Instituto de Astronomía, UNAM

Antígona Segura Peralta

Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Bárbara Selen Pichardo Silva


Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz

Posgrado en Ciencias de la Tierra, Instituto de Geología, UNAM

Guadalupe Cordero Tercero

Instituto de Geofísica, UNAM

Salvador Curiel


Salvador Cuevas Cardona


Jesús Zendejas Domínguez

Posgrado en Ciencias-Astronomía, Instituto de Astronomía, UNAM

Octavio Valenzuela


Revisión de resúmenes

Octavio Valenzuela


Barbara Selen Pichardo Silva


Administración y finanzas

Guadalupe Cordero Tercero

Instituto de Geofísica, UNAM,

José de la Rosa Canales


Diseño y administración de la página web

Irma Lozada Chávez

Universidad de Leipzing, Alemania

Antígona Segura Peralta


Apoyo

Lilia Montoya Lorenzana

Centro de Investigaciones Químicas, UAEM

Patrocinadores




Instituto de Geología, UNAM

Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM

Museo de las Ciencias Universum

Año Internacional de la Astronomía

EXPOSICIÓN “LOS TESOROS DE LA MADRE TIERRA”

Instituto de Geología y Museo de Geología, UNAM

Dr. Gustavo Tolson Jones

Director del Instituto de Geología

M.C. Luis Espinosa Arrubarena

Director del Museo de Geología

Dr. Víctor Manuel Malpica Cruz

Curador y Responsable de los Minerales, Instituto de Geología, UNAM

Ing. Oscar Irazaba Ávila

Curador de los Fósiles y Rocas

Museo de Geología, UNAM

PAGE

i

karina�Índice e introducción memoria SOMA.doc�

COMITÉ ORGANIZADOR LOCAL

Leticia Carigi Instituto de Astronomía, UNAM

Antígona Segura Peralta Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Bárbara Selen Pichardo Silva Instituto de Astronomía, UNAM

Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz

Posgrado en Ciencias de la Tierra, Instituto de Geología, UNAM

Guadalupe Cordero Tercero Instituto de Geofísica, UNAM

Salvador Curiel Instituto de Astronomía, UNAM

Salvador Cuevas Cardona Instituto de Astronomía, UNAM

Jesús Zendejas Domínguez Posgrado en Ciencias-Astronomía, Instituto de Astronomía, UNAM

Octavio Valenzuela Instituto de Astronomía, UNAM

REVISIÓN DE RESÚMENES

Octavio Valenzuela Instituto de Astronomía, UNAM

Barbara Selen Pichardo Silva Instituto de Astronomía, UNAM

ADMINISTRACIÓN Y FINANZAS

Guadalupe Cordero Tercero Instituto de Geofísica, UNAM,

José de la Rosa Canales Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

DISEÑO Y ADMINISTRACIÓN DE LA PÁGINA WEB

Irma Lozada Chávez Universidad de Leipzing, Alemania

Antígona Segura Peralta Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

APOYO

Lilia Montoya Lorenzana Centro de Investigaciones Químicas, UAEM

ii

http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/112'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/2'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/81'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/81'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/80'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/80'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/5'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/115'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/114'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/17'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/111'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/111'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/81'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/81'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/5'mailto:[email protected]://www.nucleares.unam.mx/~soma/mesa/ILozada.htmhttp://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/2'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/116'

PATROCINADORES




Instituto de Geología, UNAM

Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM

Museo de las Ciencias Universum

Año Internacional de la Astronomía

EXPOSICIÓN “LOS TESOROS DE LA MADRE TIERRA”

Instituto de Geología y Museo de Geología, UNAM

Dr. Gustavo Tolson Jones Director del Instituto de Geología

M.C. Luis Espinosa Arrubarena Director del Museo de Geología

Dr. Víctor Manuel Malpica Cruz Curador y Responsable de los Minerales, Instituto de Geología, UNAM

Ing. Oscar Irazaba Ávila Curador de los Fósiles y Rocas Museo de Geología, UNAM

iii

http://www.astroscu.unam.mx/http://www.nucleares.unam.mx/http://www.geofisica.unam.mx/http://www.geologia.unam.mx/http://www.icmyl.unam.mx/http://www.universum.unam.mx/http://www.astronomia2009.org.mx/http://www.geologia.unam.mx/index.php?option=com_content&task=category&sectionid=16&id=79&Itemid=355http://www.geologia.unam.mx/index.php?option=com_content&task=category&sectionid=18&id=118&Itemid=315http://www.geologia.unam.mx/index.php?option=com_content&task=category&sectionid=16&id=73&Itemid=348

1

VI Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología

La Reunión tiene como objetivos:

a) Convertirse en un espacio para la interacción entre los científicos

cuyas investigaciones están relacionadas con la Astrobiología.

b) Acercar a los estudiantes de ciencias a la Astrobiología y darles a

conocer la investigación que se hace en México en esta área del

conocimiento.

c) La consolidación de la Astrobiología en México.

2

PROGRAMA DE LA VI REUNIÓN DE LA SOCIEDAD MEXICANA DE ASTROBIOLOGÍA

Martes 16

9:00 9:30 Inauguración

9:30 10:30 LOS SISTEMAS EXOPLANETARIOS: 55 CANCRI, GLIESE 581 Y LA LEY DE TITIUS-BODE Arcadio Poveda Ricalde, Patricia Lara

10:30 10:50 POSIBILIDAD DE VIDA EN LOS PLANETAS EXCÉNTRICOS Héctor Javier Durand Manterola

10:50 11:10

HABITABILIDAD DE PLANETAS ALREDEDOR DE ENANAS ROJAS: EFECTO DE LAS RÁFAGAS ESTELARES EN LA QUÍMICA ATMOSFÉRICA Antígona Segura Peralta

11:10 11:30 CATÁLOGO DE TRÁNSITOS DE PLANETAS EXTRASOLARES DEL OBSERVATORIO DE LA UNIVERSIDAD DE MONTERREY Pedro A. Valdés Sada

11:30 11:50 FACTIBILIDAD DE OBTENER IMÁGENES Y ESPECTROS DE EXO- PLANETAS CON FRIDA Salvador Cuevas Cardona, Mamadou N’Diaye

11:50 12:00 Foto de Grupo 12:00 12:30 Carteles

12:30 12:50 EFECTO DE LA MIGRACIÓN RADIAL ESTELAR EN LA ZONA DE HABITABILIDAD GALÁCTICA Sofía Meneses-Goytia, Leticia Carigi, Octavio Valenzuela, Jorge García- Rojas

12:50 13:10 DINÁMICA DE POLVO EN DISCOS PROTOPLANETARIOS Augusto Carballido

13:10 13:30 MIGRACIÓN PLANETARIA EN DISCOS ADIABÁTICOS Frederic Masset

13:30 14:30 EL ORIGEN DE LOS ELEMENTOS Y LA EVOLUCIÓN QUÍMICA DE LAS GALAXIAS Manuel Peimbert

14:30 16:00 COMIDA

16:00 17:00

SELECCIÓN A ESCALA GENÓMICA DE MARCADORES MOLECULARES ÓPTIMOS PARA ESTUDIOS DE MICROBIOLOGÍA AMBIENTAL Y EVOLUTIVA, USANDO APROXIMACIONES METAGENÓMICAS Y DEPENDIENTES DE CULTIVO Pablo Vinuesa

17:00 17:20 PONER A PRUEBA LA HIPÓTESIS DE DARWIN: UN ENFOQUE MOLECULAR Guillermo Mosquiera

17:20 17:30 Descanso 17:30 18:00 Carteles

18:00 18:20 SUPERFICIES MINERALES Y HCN María Colín García, Alicia Negrón Mendoza, Fernando Ortega Gutiérrez, Sergio Ramos Bernal

18:20 18:40

LOS PRIMEROS INDICIOS DE VIDA EN LA TIERRA Y OPORTUNIDADES PARA SU DESARROLLO EN MARTE Fernando Ortega Gutiérrez, María Coíin García, Alicia Negrón Mendoza, Julio Valdivia Silva, Sergio Ramos Bernal

3

Miércoles 17

9:00 9:40 BUSCANDO MOLÉCULAS PESADAS EN UNA PROTOESTRELLA DE TIPO SOLAR Laurent Loinard

9:40 10:00 LA FISICOQUÍMICA DEL CARBONO EN EL MEDIO INTERESTELAR Y EL ORIGEN DE LA QUIRALIDAD BIOLÓGICA Germinal Cocho Gil

10:00 10:20 LA RELACIÓN ENTRE LA ALTERACIÓN ACUOSA Y LA MATERIA ORGANICA EN EL SISTEMA SOLAR TEMPRANO: UNA REVISIÓN Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz, Fernando Ortega Gutiérrez

10:20 10:40 MICROMETEOROIDES EN LA ATMOSFERA DE LA TIERRA María Dolores Maravilla Meza

10:40 11:00 EMERGENCIA DE REDES DE CONTACTO EN SISTEMAS DE AGENTES EN MOVIMIENTO Denis Boyer, Gabriel Ramos-Fernández

11:00 11:10 Descanso

11:10 11:40 Carteles

11:40 12:40 ATMÓSFERAS PLANETARIAS: DINÁMICA ATMOSFÉRICA DEL PLANETA VENUS Héctor Pérez de Tejada

12:40 13:00 CAMBIOS DE LA MÉDULA ÓSEA EN EL VIAJE A MARTE María Elena Aguilar Mena

13:00 13:20

ACTIVIDAD OXIDANTE EN LOS SUELOS DEL DESIERTO DE LA JOYA (DESIERTO DE ATACAMA EN EL SUR DE PERÚ) BAJO CONDICIONES DEL EXPERIMENTO DE LIBERACIÓN ISOTÓPICA DEL VIKINGO Julio Ernesto Valdivia-Silva

13:20 14:20 LA LUNA, EXPLORACIÓN PASADA, PRESENTE Y FUTURA José de la Herrán y Rafael Navarro-González

14:20 14:30 Cierre

CARTELES

1 OBTENCIÓN DE CEPAS CON ACTIVIDAD LIPOLÍTICA DEL CAMPO GEOTÉRMICO “LOS AZUFRES” Dora Luz Pinzón Martínez

2

IRRADIACION DEL SISTEMA ADENINA ARCILLAS EN ESTADO SÓLIDO Claudia Consuelo Camargo Raya, Alicia Negrón-Mendoza, Sergio Ramos-Bernal

3 EFECTO DE LA RADIACIÓN GAMMA EN LA CUANTIFICACIÓN DE CARBONATOS Y MATERIA ORGÁNICA Omar Aguilar Torres

4

DETERMINACIÓN SIMULTÁNEA DE MATERIAL ORGÁNICO Y CARBONATOS EN SUELOS DE UN POSIBLE ANÁLOGO DE MARTE, EL DESIERTO DE MOJAVE EN LOS ESTADOS UNIDOS José de la Rosa, Rafael Navarro-González

4

5 DISTRIBUCIÓN DE HOPANOIDES A LO LARGO DEL GRADIENTE DE PRECIPITACIÓN EN EL DESIERTO DE ATACAMA, CHILE Jose Enrique Iñiguez Pacheco, Rafael Navarro-González

6 LÍNEAS DE ÁRBOLES A GRAN ALTITUD Luis Cruz Kuri

7

DETERMINACIÓN DE ACTIVIDAD BACTERIANA EN SUELOS DEL PICO DE ORIZABA UN POSIBLE ANÁLOGO DE MARTE POR CROMATOGRAFÍA DE GASES-MASAS Aura Verania Palma Jiménez

8 TERRAFORMANDO MARTE: CALENTAMIENTO DE LA ATMÓSFERA MARCIANA UTILIZANDO ÓXIDOS DE NITRÓGENO Sandro Cervantes Núñez, Antígona Segura Peralta

9 FORMACIÓN PLANETARIA Fátima Guadalupe Robles Valdez

10 ANÁLISIS ESTADÍSTICO DE FORMACIÓN DE SISTEMAS Claudia Hernández Mena

11 EFECTO DE LA FOTOEVAPORACIÓN EN LA MIGRACIÓN PLANETARIA EN DISCOS CIRCUNESTELARES (Proyecto en curso) Ramiro Álvarez Meraz, Antígona Segura, Sean Raymond, Avi Mandell

12

PÉRDIDA DE MASA ATMOSFÉRICA POR EROSIÓN DE VIENTOS ESTELARES EN PLANETAS ALREDEDOR DE ESTRELLAS M DE LA SECUENCIA PRINCIPAL Jesús Zendejas Domínguez, Antígona Segura Peralta

5

MARTES 16 DE JUNIO

6

LOS SISTEMAS EXOPLANETARIOS: 55 CANCRI, GLIESE 581 Y LA LEY DE TITIUS-BODE

Arcadio Poveda, Instituto de Astronomía, UNAM [email protected]

Patricia Lara, Faculta de Ciencias, UNAM Resumen

En esta presentación haremos una breve discusión sobre la muy controvertida Ley de Titius-Bode (Nieto, 1972) y la importancia que tendría para un mejor entendimiento de la evolución dinámica de los sistemas planetarios el verificar su validez para algunos sistemas exoplanetarios.

Por ello, el descubrimiento de un quinto planeta ligado a 55 Cancri (Fischer et al. 2007) nos ha motivado a investigar si este sistema exoplanetario se ajusta a alguna forma de la ley Titius-Bode (TB). Encontramos que una simple relación TB exponencial reproduce muy bien los cinco semiejes mayores observados siempre y cuando se asigne el orbital número 6 al planeta con el semieje más grande. Esta forma de contar las órbitas deja un vacío en la posición n = 5, una situación curiosamente reminiscente de la ley TB en nuestro propio sistema planetario, antes del descubrimiento de Ceres (n = 5). La aplicación de una ley TB exponencial a 55 Cancri nos permite predecir la existencia de un planeta con un semieje a ≈ 2.0 UA y con un período P ≈ 1130 días localizado en la gran brecha entre a = 0.781 UA (P = 260 días) y a = 5.77 UA (P = 5218 días) asociada a los dos períodos más grandes observados en este sistema. Con menos certeza, también predecimos un séptimo planeta con a ≈ 15 UA, y P ≈ 62 años. (Poveda & Lara, 2008)

Muy recientemente se ha anunciado la existencia de un cuarto planeta alrededor de la estrella G1 581(Mayor et al. 2009). También en este caso la Ley TB se satisface si al cuarto planeta recién descubierto se le asigna el orbital n = 6. A semejanza del sistema 55 Cancri, los orbitales n = 4, 5 estarían vacíos, a no ser que este amplio espacio entre 0.07 UA y 0.22 UA esté ocupado por 2 planetas aún no descubiertos. Tanto en 55 Cancri como en Gliese 581 los planetas predichos por la Ley TB tendrían que ser de pequeña masa, pues de lo contrario ya habrían dejado su señal en la curva de velocidades radiales. Esto los hace especialmente interesantes pues podrían ser planetas terrestres. Los semiejes (periodos) predichos por TB pueden ser una ayuda importante para orientar la búsqueda de nuevos planetas alrededor de estas estrellas. Referencias D. A. Fischer et al., ApJ. 675, 790-801 (2007). M. Mayor et al., 2009, A&A en prensa (disponible en: http://obswww.unige.ch/~udry/Gl581_preprint.pdf) M. M. Nieto, The Titius-Bode Law of Planetary Distances: Its History and Theory (Pergamon Press, Oxford, 1972). A. Poveda, P. Lara, Rev. Mex. Astr. 44, 243 (2008).

mailto:[email protected]

7

POSIBILIDAD DE VIDA EN LOS PLANETAS EXCÉNTRICOS Hector Javier Durand Manterola Instituto de Geofísica, UNAM

[email protected] Distribución de excentricidad

Se esperaba que todos los planetas tuvieran orbitas poco excéntricas sin embargo se ha visto que los planetas muy excéntricos son mayoría.

Cuando se calcula la distribución de excentricidades de los planetas extrasolares puede verse (figura 1) que hay dos poblaciones. Una población representada por una curva gaussiana muy aguda con excentricidades muy bajas y la otra representada por una curva gaussiana muy extendida que abarca todos los valores de excentricidad. Esto muestra dos mecanismos diferentes de formación planetaria. Los modelos de acreción planetaria suponían que las orbitas de los planetas deberían tener excentricidades cercanas a cero debido a la disipación de momento radial en el disco protoplanetario. Pero la presencia de tantos exoplanetas excéntricos nos habla de un mecanismo de formación en el cual no se disipa el momento radial o bien la excentricidad se genera después de creado el planeta.

La presencia de excentricidades altas presenta un grave problema astrobiológico para los mundos que tuvieran las condiciones necesarias para ser habitados. La variación muy notable en la distancia del planeta a la estrella produce una variación de su temperatura promedio que puede ser imposible de neutralizar con los mecanismos de adaptación de los seres vivos.

Extremos de temperatura en los exoplanetas La temperatura media de un planeta en equilibrio radiativo en su periapsis es:

( ) 41

2p

p 4σσcA1T

⎥⎥⎦

⎤

⎢⎢⎣

⎡ −=

Y en su apoapsis es:

( ) 41

2a

p 4σσcA1T ⎥

⎦

⎤⎢⎣

⎡ −=

La variación porcentual P de la temperatura entre el apoapsis y el periapsis con respecto al periapsis se define:

p

Ap

TTT

100P−

=

Cuando se pone en función de la excentricidad es una relación casi lineal (figura 2) que sigue la siguiente ecuación:

⎥⎥⎦

⎤

⎢⎢⎣

⎡⎟⎠⎞

⎜⎝⎛

+−

−=2

1

e1e11100P

La variación porcentual puede llegar hasta 75 % Condiciones planetarias para la vida

Un planeta tiene que tener ciertas condiciones para que pueda albergar vida. La condición básica que debe tener es que tenga las condiciones necesarias para tener agua liquida.


8

Para que haya agua liquida en superficie se requiere que tenga una atmósfera con presión suficiente.

Para que la atmósfera no se pierda por arrastre con el viento estelar se requiere o bien que tenga una atmósfera substancial, es decir, que la cantidad de atmósfera sea mucho mayor que la cantidad arrastrada por el viento en la vida del planeta. O bien que el planeta tenga un campo magnético que proteja a la atmósfera.

La zona de agua liquida superficial (ZALS)

El concepto de ZALS es más útil que el de Zona Habitable. La ZALS es la región en las cercanías de una estrella en la cual un planeta puede tener agua liquida en su superficie. Del diagrama de fase del agua la mínima temperatura para agua liquida es 250 K y la máxima temperatura es 640 K. Por lo tanto el límite interior de la ZALS es:

[ ] 214min L8.55x10R −= Y el límite exterior es:

[ ] 213max L9.477x10R −= Por lo tanto el ancho de la ZALS es:

213 L8.622x10∆R −=

Que para una estrella como el Sol da: Rmin= 0.11 UA, Rmax=1.24 UA y ∆R = 1.13 UA Tipos de orbitas de acuerdo a su porcentaje en la ZALS

La ZALS divide al espacio alrededor de una estrella en tres regiones: la zona interna a la ZALS, que es la mas cercana a la estrella; la ZALS y la zona externa a la ZALS que es la mas alejada de la estrella.

Las orbitas de los planetas pueden distribuirse en 6 grupos a) Orbitas cuyos periapsis y apoapsis están ambos en la zona interna b) Orbitas cuyo periapsis esta en la zona interna y su apoapsis en la ZALS. c) Orbitas cuyo periapsis esta en la zona interna y su apoapsis en la zona externa. d) Orbitas cuyo periapsis y apoapsis están en la ZALS. e) Orbitas cuyo periapsis esta en la ZALS y su apoapsis en la zona externa. f) Y orbitas que tanto su periapsis como su apoapsis están en la zona externa.

De estos grupos ¿Cuáles puede ser aptos para albergar vida? El grupo de planetas a) es improbable que tenga vida ya que por las altas temperaturas

debidas a la proximidad de su estrella no puede existir agua liquida en su superficie. Del grupo b) podría uno decir que dado que parte de la orbita esta en la ZALS y parte en la

zona en que el agua se evapora, solo mecanismos de adaptación muy rigurosos que permitieran mantener la vida en latencia durante la permanencia en la zona interna harían posible la vida en un mundo así. Hay que tomar en cuenta que las temperaturas en la zona interna son mayores a 640 K. En este grupo de planetas también la presencia de vida es improbable.

El grupo de planetas c) también tiene grandes problemas ya que parte del tiempo lo pasa en la zona interna y por lo tanto sin agua liquida y parte del tiempo la pasa en la zona externa con su superficie congelada. Los seres vivos que en estos planetas podrían existir tendrían que ser súper-extremófilos capaces de sobrevivir tanto a temperaturas extremadamente altas como extremadamente bajas. También en estos mundos es improbable la vida.

Los mundos de el grupo d) al estar siempre en la ZALS serian los mas prometedores para tener vida ya que siempre tienen agua liquida en superficie.

9

En los planetas del grupo e) podría medrar la vida durante su permanencia en la ZALS y mantenerse en latencia durante su permanencia en la zona externa, o bien, bajar a las zona profunda de los océanos que se mantuvieran liquidas.

Sin embargo la condición de que haya agua liquida en superficie no es necesaria para la existencia de vida como nos muestran los ecosistemas en las zonas termales submarinas. La ZALS es condición necesaria para la existencia de fotosíntesis con luz visible pero no para el surgimiento de la vida por lo cual en los mundos del grupo f) también podría haber vida en los océanos que existieran debajo de la capa de hielo.

En un conjunto de 185 exoplanetas (ver figura 2), 48 fueron del grupo a), 11 del grupo b), 0 del grupo c), 64 del grupo d), 26 del grupo e) y 36 del grupo f)

Resumiendo, los planetas de los grupos a), b) y c) tienen una probabilidad baja de albergar vida, mientras que los grupos d), e) y f) son los mas probables en los que debemos buscar vida. Y estos tres últimos grupos son el 68 % de los exoplanetas conocidos.

Figura 1 Distribución de excentricidades de una muestra de 303 Exoplanetas

Figura 2 Distribución de los exoplanetas en los seis grupos del texto.

10

HABITABILIDAD DE PLANETAS ALREDEDOR DE ENANAS ROJAS: EFECTO DE LAS RÁFAGAS ESTELARES EN LA QUIMICA ATMOSFÉRICA

Antígona Segura Peralta, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM [email protected]

Lucianne Walkowicz, University of California at Berkeley Victoria Meadows, University of Washington James Kasting, Pennsylvania State University Suzanne Hawley, University of Washington

Introducción

Las enanas rojas son estrellas tipo espectral M de la secuencia principal, también se conocen como enanas M (dM) o enanas rojas. Las características generales de estas estrellas se resumen en la Tabla 1. Las enanas M resultan interesantes para la astrobiología debido a su larga estancia en la secuencia principal ( ~1011 años) y por ser comunes en la vecindad solar (~75%). Sin embargo otras características de estas estrellas pueden resultar un problema para la habitabilidad de los planetas alrededor de ellas (Scalo et al. 2007, Tarter et al. 2007). La actividad en la cromosfera y corona estelares generan grandes cantidades de partículas y radiación que va de los rayos X al ultravioleta (UV), que pueden afectar la atmósfera de un planeta cercano a las estrella. Se calcula que alrededor de un 10% de las estrellas de tipos espectrales M0 a M3 son activas mientras que entre el 30 y 60% de las estrellas M4 a M7 presentan actividad cromosférica (Silvestri et al. 2005).

Consideraremos planetas habitables a aquellos que se encuentran en la zona habitable definida por Kasting et al (1993). Esta zona es una región circunestelar en la que un planeta con atmósfera tiene la temperatura superficial adecuada para mantener agua líquida en su superficie. Debido que la luminosidad de las enanas M es muy pequeña (10-1-10-3 L ), su zona habitable se halla a distancias menores de los 0.2 UA, por lo que sus planetas potencialmente habitables pueden verse más afectados por la actividad estelar que los planetas que circundan estrellas más luminosas.

En nuestro caso analizamos el caso particular de las ráfagas estelares y su influencia en la química atmosférica en un planeta con una atmósfera similar a la de la Tierra presente, es decir, 0.21 O 2 y 0.78 N2. Las ráfagas son emisiones repentinas de partículas provenientes de la atmósfera estelar. Junto con las partículas se emiten grandes cantidades de radiación que va desde los rayos X hasta el ultravioleta. Si el planeta cuenta con un campo magnético, tanto las partículas como los rayos X no podrán penetrar a la atmósfera baja (troposfera), sin embargo, la radiación UV puede llegar a la superficie generando cambios en la química atmosférica.

La estrella utilizada para estas simulaciones fue AD Leonis (AD Leo) una de las estrellas M más activa que se conoce. AD Leo se encuentra a una distancia de 5 pc, es de tipo espectral dM3.5e con una temperatura efectiva de 3400 K y una luminosidad de 2.3×10-2 L . Métodos Modelos atmosféricos

Se simuló una atmósfera de un planeta similar a la Tierra a una distancia orbital de 0.16 UA de la enana M, AD Leonis (AD Leo). Esta es la distancia equivalente a 1UA, es decir la distancia a la cual el planeta recibe la misma energía total de AD Leo que la Tierra recibe del Sol. Para esta simulación se modificaron dos programas existentes para que funcionaran acoplados y de manera dependiente del tiempo. Los modelos fueron un código radiativo-convectivo (Pavlov et al. 2000) de una dimensión (1-D) y un modelo fotoquímico 1-D (Pavlov and Kasting, 2002).


11

El modelo acoplado fue calibrado para reproducir la Atmósfera Standard U.S. de 1997 bajo las condiciones de la Tierra presente iluminada por el Sol actual.

Para simular el efecto de la ráfaga estelar en la atmósfera planetaria comenzamos con la solución en estado estacionario (Segura et al 2003, 2005). A partir de esta solución el flujo estelar fue modificado en intervalos temporales para longitudes de onda menores a 400 nm. Los intervalos temporales de la ráfaga corresponden a cambios en el flujo estelar que varían de 91s a 371s dependiendo de los datos disponibles. A un tiempo dado cada código corrió con sus propios intervalos de tiempo y métodos ya establecidos. Por ejemplo, el primer intervalo temporal de la ráfaga fue de 0 a 100 s y sus condiciones iniciales fueron las del estado estacionario. El modelo fotoquímico corrió comenzando en intervalos de tiempo de 10-4s y estos intervalos fueron aumentando conforme las especies químicas entraron en equilibrio. Una vez que el modelo fotoquímico alcanzó los 100s, su solución fue transferida al modelo convectivo-radiativo y este corrió hasta alcanzar los 100s. Las soluciones de ambos códigos fueron usadas como condiciones iniciales del siguiente intervalo temporal de la ráfaga. Una vez que la ráfaga hubo terminado la evolución de la atmósfera fue seguida hasta que se alcanzó un nuevo estado estacionario.

Espectro estelar

Para la presente simulación se utilizaron los espectros obtenidos durante la campaña de observación de AD Leo llevada a cabo con el observatorio McDonald y el International Ultraviolet Explorer (IUE) en 1985 (Hawley y Pettersen, 1991). La ráfaga observada en esta campaña tuvo una duración total de 4 hrs en las que emitió un total de 1034 ergs. Para nuestra simulación se utilizaron los primeros 2586 s (43 min) de la ráfaga en los cuales se emitió la mayor parte de la energía de la ráfaga. Resultados

Durante la ráfaga, el perfil de la temperatura atmosférica fue perturbado en unos cuantos grados. El máximo cambio en la superficie fue observado al final de la ráfaga y fue de sólo 0.6K. En la estratosfera el cambio máximo de temperatura fue de -5.4K alrededor de los 60 km. Durante la recuperación después de la ráfaga los cambios en la estratosfera (45-65 km) variaron de 1 a 8 K, alcanzando las mayores diferencias a alturas mayores. Una vez que se alcanzó el estado estacionario después de la ráfaga las temperaturas por arriba de los 45 km fueron unos 3K más frías que aquellas a las mismas altitudes en el estado estacionario inicial.

El vapor de agua fue removido en la estratosfera durante el desarrollo de la ráfaga, alcanzando un mínimo de 0.3 partes por millón por volumen (ppmv) alrededor de los 60 km. Los valores en el estado estacionario inicial a esta misma altura eran de 30 ppmv. El metano se mantuvo sin cambios durante la ráfaga, manteniendo su concentración de 335 ppmv. La densidad del ozono disminuyó en la estratosfera durante la primera fase de la ráfaga y luego incrementó. El máximo cambio en el ozono fue una disminución del 1% en la profundidad de la columna de ozono a los1000 s después de iniciada la ráfaga.

La radiación UV de la ráfaga que logra penetrar hasta la superficie es en general menor que la radiación UV que la que recibe la superficie terrestre. Conclusiones

Para un planeta con una atmósfera rica en oxígeno localizado en la zona habitable de una enana M activa, las ráfagas estelares no representan necesariamente un problema para la habitabilidad. La mayor parte de la radiación UV capaz de dañar a los organismos vivos es utilizada por en la fotólisis del ozono en la estratosfera, evitando que llegue a la superficie. Las

12

variaciones en el ozono generan fluctuaciones de temperatura en la atmósfera superior, pero estas son pequeñas y la temperatura superficial no se ve afectada.

Referencias S. L. Hawley, B. R. Pettersen, Astrophys. J. 378, 725-741 (1991). J. F. Kasting, D. P. Whitmire, R. T. Reynolds, Icarus 101, 108-128 (1993). J. Scalo et al., Astrobiology 7, 85-166 (2007). N. Silvestri, S. L. Hawley, T.D. Oswalt, Astron J. 129, 2428-2450 (2005). Tarter et al., Astrobiology 7, 30-65 (2007).

13

CATÁLOGO DE TRÁNSITOS DE PLANETAS EXTRASOLARES DEL OBSERVATORIO DE LA UNIVERSIDAD DE MONTERREY

– PRIMERAS OBSERVACIONES Pedro A. Valdés Sada, Departamento de Física y Matemáticas, Universidad de Monterrey

[email protected] Introducción

La confirmación de planetas orbitando alrededor de otras estrellas (planetas extrasolares o exoplanetas) desde hace ya más de una década (1) ha creado una nueva vertiente de vigorosa investigación científica. De particular interés es el hecho de que una gran parte de los primeros exoplanetas descubiertos tengan masas comparables con Júpiter y además se encuentren en órbitas cercanas a sus estrellas; una situación distinta a la encontrada en nuestro sistema solar. Este tipo de planetas son los más susceptibles a ser inicialmente identificados debido a las técnicas de detección utilizadas y sus presentes limitaciones observacionales. Las teorías de formación de sistemas planetarios explican a estos planetas como etapas terminales de migración de los mismos causadas por interacciones con el material del disco protoplanetario del que se acretaron (2, 3, 4).

Una característica de este tipo de exoplanetas es que, debido a sus masas y órbitas compactas, las probabilidades de que puedan ser observados transitar frente a los discos de sus estrellas son mayores dada una inclinación favorable del plano orbital con respecto a la Tierra. El primer planeta en ser observado de esta manera fue HD209458b(5), y a la fecha por lo menos 59 sistemas poseen esta característica (6). La ventaja principal de observar el tránsito de un exoplaneta es que se puede medir directamente el tamaño del planeta y la inclinación del sistema. La determinación de la inclinación del sistema permite restringir la masa del planeta obtenida por métodos espectroscópicos, mientras que la combinación de la masa y el tamaño del planeta nos permite conocer su densidad y por consecuencia comenzar a estimar sus características físicas.

Durante un tránsito la luminosidad de la estrella se reduce entre ~0.3% y ~3.0%, dependiendo del tamaño del planeta. Este cambio de brillo puede ser detectado con facilidad utilizando pequeños telescopios y cámaras CCD comerciales. En el Observatorio de la Universidad de Monterrey (Minor Planet Center Code 720) se ha establecido un programa de observación fotométrica de tránsitos de planetas extrasolares desde el 2005. A la fecha se han registrado 78 tránsitos en 24 de los sistemas conocidos. Estos han sido complementados con 25 tránsitos adicionales observados en colaboración con otros observatorios. El objetivo principal de esta programa es el de proveer una colección homogénea de tránsitos de exoplanetas observados a través de varios filtros fotométricos. De estas observaciones se medirán con precisión los tiempos centrales de los tránsitos, su duración, los puntos de contacto, y su cambio de brillo. Estos parámetros son claves para determinar características del sistema como lo son: el tamaño del planeta, la inclinación de la órbita, y el ensombrecimiento hacia el limbo de la estrella, entre otros. Además esta base de datos contribuirá a mejorar las efemérides de los tránsitos y podrá detectar posibles perturbaciones en los tiempos de los tránsitos debidas a la influencia gravitacional de otros planetas en el sistema (7, 8). El monitoreo de estos tránsitos podrá también detectar incidentalmente la posible presencia de anillos y/o lunas del exoplaneta y la presencia de manchas estelares (9).

En esta presentación daremos a conocer el programa de observación de tránsitos de planetas extrasolares del Observatorio de la Universidad de Monterrey y colaboradores.


14

Métodos Observatorio de la Universidad de Monterrey

El Observatorio de la Universidad de Monterrey inició sus actividades en 1997 con un pequeño telescopio computarizado con óptica Maksutov marca Meade de 18 cm. de diámetro (f/15), una cámara CCD marca Meade Pictor 416XT, y una serie de aditamentos ópticos y filtros fotométricos UBVRI estándar. El Minor Planet Center concedió el número de observatorio 720 al Observatorio de la Universidad de Monterrey tras haber demostrado la capacidad de exitosamente observar y medir astrométricamente posiciones de asteroides. En el 2005 el Observatorio adquirió un nuevo telescopio Schmidtt-Cassegrain marca Meade LX200GPS de 36 cm de diámetro (f/10) y lo albergó en un nuevo domo motorizado y automatizado de 2 metros de diámetro. También se actualizó la cámara con un CCD de Santa Barbara Instrument Group modelo ST-9. En el 2007, gracias a un apoyo del CONACYT, fue adquirida una nueva cámara CCD SBIG modelo STL-1301E con mayor sensibilidad y una nueva serie de filtros fotométricos.

Observaciones

En este proyecto se observan solamente eventos en estrellas ya identificadas con planetas que transitan. El tratar de detectar nuevos sistemas con estas características requiere de otra metodología y queda fuera de nuestros objetivos. La idea es monitorear y caracterizar los sistemas existentes. Las observaciones fotométricas en sí consisten en seleccionar un filtro estándar de observación y tomar imágenes del campo de estrellas continuamente durante la hora predicha para el tránsito enmarcada a ambos lados por observaciones de por lo menos una hora. Las observaciones en el Observatorio de la Universidad de Monterrey se realizan con filtros fotométricos estándar del sistema Johnson/Cousins V (545 nm), Rc (630 nm) e Ic (815 nm), y el filtro Sloan z´(895 nm). Recientemente (Oct. 2008 al presente) se han realizado observaciones adicionales en el Observatorio Kitt Peak en Arizona con telescopios de 2.1m, 1.5m, y 0.5m de diámetro en cooperación con astrónomos locales y del Centro Espacial Goddard de la NASA. En particular las observaciones con los telescopios grandes se han realizado en el infrarrojo cercano (filtros en las bandas H-1.2µm, J-1.6µm, y JH-combinación) ya que en estas longitudes de onda el ensombrecimiento hacia el limbo de la estrella se reduce considerablemente(10), eliminando esta variable de la solución del sistema y estableciendo así un mejor tamaño del planeta. Estos resultados en particular serán presentados en otro foro.

Reducción y Modelaje

En las etapas iniciales de este proyecto se concentraron esfuerzos en optimizar las técnicas de medición fotométrica de la serie de imágenes obtenidas en una noche. Esto se logró agilizando el proceso de calibración de imágenes, y automatizando la medición del brillo de las estrellas por medio de rutinas escritas en IDL (11). Estas rutinas varían el tamaño de las aperturas de medición y la cantidad de estrellas de comparación utilizadas en la fotometría diferencial hasta encontrar la combinación adecuada que minimiza la variación de brillo en la estrella objetivo entre cada imagen subsiguiente. La resultante curva de luz es inspeccionada y, si es necesario, se elimina cualquier tendencia de cambio de brillo causada por el cambio de masa de aire por la cual se está observando. Este fenómeno comúnmente se presenta cuando las estrellas de comparación tienen distintos colores con respecto a la estrella objetivo, y por lo tanto distintas absorciones atmosféricas con respecto a la masa de aire.

El modelaje de las curvas de luz se realiza utilizando un software comercial (Binary Maker 3.0 (12)) que fue diseñado para estudiar estrellas binarias eclipsantes. El software es bastante versátil y simplemente se sustituyeron los parámetros de una estrella por los del planeta

15

extrasolar. Inicialmente se utilizan parámetros del sistema extraídos de la literatura para ajustar la curva teórica a las observaciones y de ahí determinar los tiempos y la magnitud del tránsito. Las curvas de luz observadas en filtros similares son entonces combinadas para obtener una con mayor calidad. Las familias de curvas de luz para cada sistema en diferentes longitudes de onda son analizadas independientemente y los parámetros del sistema (tamaño del planeta, parámetro de impacto y ensombrecimiento del limbo de la estrella principalmente) son entonces calculados. Estos parámetros son de nuevo utilizados para ajustar el modelo a las observaciones y el proceso es iterado hasta converger.

De este proceso también se extraen los tiempos centrales de los tránsitos con el propósito de mejorar las efemérides de los eventos y considerar posibles desviaciones debidas a la influencia gravitacional de otro posible planeta en el sistema.

Resultados

A la fecha se han registrado 78 tránsitos en 24 de los sistemas conocidos en el Observatorio de la Universidad de Monterrey. Estos han sido complementados con 25 tránsitos adicionales observados en colaboración con otros observatorios. Todos estos eventos han pasado por el proceso de reducción de datos y actualmente estamos en el proceso de modelaje de las curvas de luz resultantes. Una vez establecido el procedimiento de modelaje se procederá a combinar las diferentes curvas de luz del mismo objeto observadas con el mismo filtro, y a la vez se comenzará a comparar las efemérides obtenidas con las disponibles en la literatura. Este proceso continuará hasta obtener resultados que puedan contribuir al conocimiento de los parámetros fundamentales de estos sistemas planetarios. Referencias 1. M. Mayor, D. Queloz, Nature 378, 355-359 (1995). 2. D. N. C. Lin, P. Bodenheimer, D. C. Richardson, Nature 380, 606-607 (1996). 3. N. Murray, B. Hansen, M. Holman, S. Tremaine, Science 279, 69 (1998). 4. Y. Alibert, C. Mordasini, W. Benz, C. Winisdoerffer, Astron. Astrophys. 434, 343 (2005). 5. G. Henry, G. Marcy, P. Butler, S. Vogt, ApJ. Letters 529, L41 (2000). 6. J. Schnider, J. Normand, The Extrasolar Planets Encyclopaedia, CNRS-LUTH, Paris Observatory, 1995 (http://www.exoplanet.eu/catalog.php). 7. M. J. Holman, N. Murray, Science, 307, 1288 (2005). 8. E. Agol, J. Steffen, R. Sari, W. Clarkson, MNRAS 359, 567 (2005). 9. F. Pont, R. L. Gilliland, C. Moutou, F. Bouchy, T. M. Brown, D. Charbonneau, M. Mayor, D. Queloz, N. Santos, S. Udry, Astron. & Astrophys 476, 1347-1355 (2007). 10. W. Van Hamme, A. J. 106, 2096- (1993) 11. IDL, ITT Visual Information Solutions 2009 (http://www.ittvis.com/). 12. D. H. Bradstreet, Binary Maker 3.0, Contact Software, 2003 (http://www.binarymaker.com/).

16

FACTIBILIDAD DE OBTENER IMÁGENES Y ESPECTROS DE EXO-PLANETAS CON FRIDA

Salvador Cuevas Cardona, Instituto de Astronomia, UNAM [email protected]

Mamadou N’Diaye, Instituto de Astronomia, UNAM [email protected]

Introducción

La “Piedra Filosofal” de la instrumentación de planetas extrasolares es la caracterización de los espectros de planetas tipo terrestre en la zona de habitabilidad de su estrella huésped. Este trabajo es un reto difícil ya que el contraste entre el espectro de las estrellas y estos planetas es mayor a 1010-1012 (Borrows et al 2004). Recientemente se ha caracterizado el espectro de planetas extrasolares de planetas gigantes de algunas masas jovianas (MJ) en estrellas relativamente jóvenes (Marois et al 2008). Sin embargo el contraste entre la estrella huésped y el planeta es del orden de 105 entre 0.7 y 1.5 segundos de arco de separación con un telescopio de 8 m de diámetro equipado con óptica adaptativa.

Para hacer el salto en la detectabilidad de espectros de un contraste de 105 hacia al menos 1010 se requiere construir telescopios extremadamente grandes (ELT’s) de diámetros del orden de 40-100 m equipados de sistemas de Óptica Adaptativa Extrema (con un numero de actuadores >1000), y con instrumentos de una calidad exquisita, esto es, con espectrógrafos de una calidad cercana al límite de la tecnología, con unidades integrales de campo (IFU’s) y un software de procesamiento de espectros con técnicas de deconvolución espectral. A esto se le llama, capacidad de obtener imágenes de Alto Contraste. Además, debido a que los contrastes entre los planetas y su estrella son más favorables en el infrarrojo es necesario que los instrumentos sean completamente criogénicos.

En el IAUNAM hemos contribuido en vencer algunos de los retos tecnológicos arriba enumerados. Hemos contribuido con el diseño y la fabricación del Instrumento de Verificación del Gran Telescopio Canarias (GTC) (Cuevas et al 2004). Este telescopio es un telescopio con espejo primario segmentado de 10.4 m de diámetro equivalente formado por 36 espejos de 1.8 m de diámetro (www.gtc.iac.es). Los telescopios ELT’s van a seguir esta clase de tecnología de espejos segmentados. El instrumento de verificación permite comprobar que los 36 espejos funcionan como si fuera uno solo de gran tamaño. A esto se le llama el “cofaseo” de los segmentos. Por consiguiente para lograr que los espejos segmentados de los ELT’s estén cofaseados, deberán estar equipados con instrumentos basados en los principios del Instrumento de Verificación.

Otro reto es el diseño y construcción de un instrumento criogénico con capacidad de obtención de imágenes, IFU y espectros de alto contraste. Este es caso de FRIDA (inFraRed Imager and Dissector for the Adaptive optics system of the Gran Telescopio Canarias), un instrumento que se desarrolla en el IAUNAM (Cuevas et al 2006).

Aunque este instrumento montado en el GTC no permitirá la observación de planetas extra-solares tipo terrestre, va a permitir la caracterización de algunos planetas gigantes en estrellas cercanas. Las lecciones aprendidas en la utilización de este instrumento, permitirán el desarrollo de instrumentos aun mas apropiados para el gran reto de estudiar el espectro de planetas extrasolares tipo terrestre para los telescopios ELT’s.

En este trabajo se va a mostrar el estudio de factibilidad para obtener imágenes y espectros

de muy alto contraste con FRIDA

mailto:[email protected]:[email protected]

17

Métodos

Para el estudio de factibilidad se simularon numéricamente imágenes en el infrarrojo cercano en diferentes longitudes de onda obtenidas con el sistema de optica adaptativa del GTC y con diferentes dispositivos coronográficos basados esencialmente en el coronógrafo de Lyot (1936) y en el de Roddier & Roddier (1997). Estas imágenes fueron después procesadas utilizando técnicas de procesamiento. Dos métodos fueron estudiados aquí: la eliminación de la componente simétrica azimutal (Thate, et al. 2007) y la técnica de imágenes diferenciales espectrales simultáneas (SSDI) (Marois, et al. 2000) (Figura 1).

Se alcanzaron resultados de ganancia en contraste muy prometedores: GTCAO+FRIDA puede ser capaz de formar la imagen y de caracterizar el espectro de un compañero de intensidad 105 más débil que su estrella huésped brillante con una separación angular de 0.2 arcsec (N’Diaye, et al. 2008, N’Diaye 2009).

Conclusiones

Métodos de post procesamiento añadidos a técnicas coronográficas constituyen una combinación completamente factible y prometedora para realizar imágenes de alto contraste con GTCAO+FRIDA para obtener imágenes y espectros de exo-planetas gigantes.

La experiencia que se va adquirir con FRIDA servirá poder diseñar un instrumento futuro mas adecuado para analizar la imagen y el espectro de exoplanetas con los telescopios (ELT’s).

No hay que descartar la posibilidad de desarrollar mejores técnicas que nos puedan acercar a la obtención de espectros de exoplanetas tipo terrestre en el futuro.

Referencias 1. Borrows, et al, A.J. 609, 407-416 (2004). 2. Cuevas, S. et al., New Astronomy Rev. 50, 389-391 (2006). 3. Cuevas, et al., Rev Mex AA (Conferences series) 28, 67-68 (2007). 4. Lyot, B., MNRAS 99, 580-594 (1934). 5. Marois, C., et al. PASP 112, 91 (2000). 6. Marois, C., et al, Science 322, 1348-1352 (2008). 7. N’Diaye, M., Cuevas, S., High contrast Imaging feasibility study for FRIDA, Proc. SPIE 7014, 701466 (2008). 8. N’Diaye, M., Ph.D. Thesis, Universidad Nacional Autónoma de México (2009). 9. Roddier, F., Roddier, C., PASP 109, 815-820 (1997).

18

Figura.1 Perfiles promediados en azimuth de una imagen puntual de magnitud 4.6 (en K) no coronográfica obtenida con GTCAO+FRIDA (línea sólida). Imágenes coronográficas obtenidas con el mismo sistema con diferentes técnicas de post-procesamiento. Se puede ver que el coronógrafo elimina la luz de la estrella principal (punteada). Restando el promedio del halo azimutal se obtiene la imagen en rayas cortas. Añadiendo la técnica de imágenes diferenciales se obtiene la curva punto-raya. El ruido de fotones, que limita la detectabilidad esta marcada por la curva de rayas largas. La línea constante en 20 magnitudes es el límite de funcionamiento del sistema de GTCAO. De las curvas se concluye que es posible alcanzar un contraste de imágenes de 105 respecto al máximo de la estrella principal a menos de 0.2 arcsecs en longitudes de onda de 2.2 µm.

19

EFECTO DE LA MIGRACIÓN RADIAL ESTELAR EN LA ZONA DE HABITABILIDAD GALÁCTICA

Sofia Meneses-Goytia, Instituto de Astronomía, UNAM [email protected]

Leticia Carigi, Instituto de Astronomía, UNAM Jorge García-Rojas, Instituto de Astronomía, UNAM

El objetivo de este trabajo fue determinar las Zonas de Habitabilidad Galáctica en la galaxia

de Andrómeda y para ello, se requirió conocer las regiones en las cuales, los elementos químicos se han movilizado y en consecuencia, concentrado. Así mismo, al existir movimiento dentro de la galaxia misma, las abundancias de los elementos químicos pueden verse modificadas o no, y se desea conocer cómo afecta esto en las Zonas de Habitabilidad Galáctica, siendo éste el segundo objetivo de la presente investigación. Es importante mencionar que el estudio de Zonas de Habitabilidad Galáctica sólo se había enfocado en nuestra Galaxia utilizando como único patrón de habitabilidad la Tierra en condiciones ideales.

Ahora bien, dado a que la Zona de Habitabilidad Galáctica requiere conocer las abundancias químicas, se desarrolló un modelo de Evolución Química para conocer no sólo el comportamiento en el espacio tiempo de los elementos químicos sino también, la densidad de la ocurrencia de supernovas ya que de ambos parámetros depende la formación planetaria y la supervivencia de los planetas.

El segundo objetivo del trabajo fue determinar el efecto de la migración radial estelar sobre la galaxia de Andrómeda por lo que se utilizó un modelo de n-cuerpos que simuló la evolución cosmológica de una galaxia en espiral, con características similares a la galaxia en estudio, con lo cual se lo logró determinar el efecto de la migración sobre las abundancias químicas y en consecuencia, la Zona de Habitabilidad Galáctica.


20

DINÁMICA DE POLVO EN DISCOS PROTOPLANETARIOS Augusto Carballido, Instituto de Astronomía, UNAM

[email protected] Neal Turner, Caltech/Jet Propulsion Laboratory

Jeff Cuzzi, NASA Ames Research Center Introducción

Las etapas tempranas de la formación de planetas son las que menos se entienden sobre este fenómeno. Las observaciones de discos protoplanetarios (PP) y las mediciones in situ en nuestro sistema solar sugieren una interacción compleja entre procesos dinámicos, químicos e isotópicos que convierten granos micrométricos de polvo de silicatos en cuerpos diferenciados con radios del orden de kilómetros. En este estudio, se analizan los aspectos dinámicos de partículas sólidas pequeñas, que interaccionan con el gas de un disco PP turbulento por arrastre. A través de simulaciones numéricas, calculamos las velocidades relativas entre sólidos y las comparamos con modelos analíticos existentes. De esta manera, se pueden hacer inferencias acerca del resultado de colisiones entre granos de polvo pre-planetario. Métodos

Modelamos el disco PP en una aproximación local por medio del código magnetohidrodinámico (MHD) ZEUS-3D (Stone & Norman 1992). La presencia de un campo magnético externo, en combinación con el flujo de corte del disco, genera la llamada inestabilidad magnetorotacional (MRI), la cual a su vez da lugar a turbulencia anisotrópica del gas. Los granos de polvo individuales y de distintos tamaños se modelan con una subrutina que resuelve su ecuación de movimiento con un algoritmo Runge-Kutta de segundo orden, tomando en cuenta la interacción de arrastre con el gas. De esta manera, se pueden medir las velocidades entre partículas de manera directa. Adicionalmente, utilizamos expresiones analíticas de velocidades relativas entre sólidos en las que insertamos valores correspondientes al flujo gaseoso obtenidos numéricamente. Resultados

Encontramos que una fracción considerable de partículas con tamaños entre ~1 cm y ~ 100 m, localizadas en la nebulosa solar entre el cinturón externo de asteroides y Júpiter, colisionan entre sí con la energía suficiente como para destruirse, de acuerdo a experimentos y a modelos semi-analíticos. Las velocidades relativas entre rocas de 1 m pueden alcanzar 60% de la velocidad del sonido del gas, mientras que para rocas de 100 m estas velocidades no exceden 15% de la velocidad del sonido.

Para granos de ~1 y ~10 micras de radio, las velocidades relativas no inducen destrucción, y por lo tanto no hay partículas secundarias más pequeñas que puedan transportarse a las capas superficiales del disco PP por los movimientos turbulentos del gas. Sin embargo, granos de ~1 micra y ~1 cm pueden destruirse entre sí, y los productos secundarios podrían ser transportados en la dirección vertical. Conclusiones

• La mayoría de las piedras y rocas formadas entre 3 y 5 unidades astronómicas en la nebulosa solar alcanzan velocidades relativas lo suficientemente altas como para provocar su destrucción.


21

• En discos PP turbulentos las partículas más pequeñas no colisionan con la energía suficiente para destruirse, y por lo tanto hay un déficit de material sólido en las capas superficiales del disco que podría manifestarse en la ausencia de emisión de silicatos en discos T Tauri. Referencia J. M. Stone , M. Norman, The Astrophysical Journal Supplement Series, 80, 753-790 (1992)

22

MIGRACIÓN PLANETARIA EN DISCOS ADIABATICOS Frederic S. Masset, SAp, CE-Saclay, France & ICF, UNAM


La migración planetaria es el proceso mediante el cual un protoplaneta, todavía rodeado por el disco a partir del cual se formo, ve variar sus semi-eje mayor con el tiempo, a raíz de una interacción de marea entre el planeta y el disco. Este proceso es sumamente eficaz y rápido para planetas de hasta 10 masas terrestres, y se hace en general hacia dentro, trayendo los planetas a orbitas de radio muy pequeño.

Esto lleva a la siguiente pregunta : ¿ porque en numerosos sistemas planetarios, incluyendo

el nuestro, no tenemos evidencia de migración planetaria hasta el objeto central ? Paardekooper y Mellema (2006) observaron, mediante simulaciones numéricas de alta

resolución, como en discos lo suficientemente opacos, la migración puede revertirse y hacerse hacia fuera.

En esta contribución presentamos un análisis de la llamada torca de corotación, un componente importante de la torca de marea total, en discos adiabáticos, que representan el caso limite de discos infinitamente opacos, incapaces de evacuar sus excesos de energía interna. Este análisis muestra la existencia de un nuevo termino en la torca de corotación, que escala con el gradiente de entropía. Aplicado al caso planetario, mostramos como la adiabaticidad del flujo en la vecindad del planeta induce una asimetría de la llamada región herradura, que da lugar a ondas evancentes y sabanas de vorticidad, llevando a un exceso de torca de corotación, que también escala con el gradiente de entropía, y que permite explicar las observaciones de Paardekooper y Mellema (2006).

Torca de corotación en discos adiabáticos

Analizamos la torca de corotación de diversas maneras: • Mediante un análisis lineal, suponiendo una resonancia aislada (Baruteau &

Masset, 2008) • Mediante simulaciones numéricas con resonancia aislada, para comprobar los

resultados del análisis lineal (Baruteau & Masset 2008). • Mediante un análisis de la región herradura de un planeta submergido en un disco

(Masset & Casoli, 2009) La torca de corotación en un disco adiabático, en el régimen lineal, en una resonancia

aislada, se evalúa con la siguiente expresión: T = T_0((V+2S)(Phi+Psi)^2-2S Phi Re(Phi+Psi)), Donde V es el gradiente de vortensidad en el disco, S el gradiente de entropía, Phi el valor

del potencial perturbador y Psi la respuesta en presión. Comprobamos esta formula con simulaciones numéricas, como se muestra en la figura 1. A

fin de apegarse a las condiciones del análisis lineal, tomamos un potencial perturbador que crece lenta, exponencialmente con el tiempo.

El análisis de la región herradura revela la existencia de una discontinuidad de velocidad

azimutal en la separatrices, que corresponde a una sabana de vorticidad, como se muestra en la


23

figura 2. A estas sabanas de vorticidad van asociadas ondas evanescentes, cuya perturbación de masa ejerce el exceso de torca.

Conclusión

El análisis del exceso de torca de corotación va a permitir un análisis de dicha torca en presencia de procesos disipativos (viscosidad y difusión térmica), los cual permitirá dar la expresión de la torca estacionaria en un disco realista. Se trata de un trabajo en curso (Masset, Baruteau & Casoli 2009), que proporcionara una expresión de torca precisa para modelos de formación/migración planetaria.

Referencias Revistas C. Baruteau, F. Masset, 2008, Ap. J. 678, 483 (2008). F. Masset, J. Casoli, Ap. J. subm. (2009) S.J. Paardekooper, G. Mellema, A&A 459, 17 (2006). Figuras Figura 1: expresión de la torca de corotación en función del tiempo en una resonancia aislada para varios parámetros del disco (líneas: predicciones teóricas, puntos: estimaciones a partir de simulaciones numéricas).

24

Figura 2. mapa de vorticidad en la región herradura de un planeta de dos masas terrestres. Se ven las sabanas (singularidades) de vorticidad en las separatrices de esta región. Estas singularidades son la firma de la excitación de las ondas evanescentes que ejercen el exceso de torca que puede contrarrestar la migración.

25

SELECCIÓN A ESCALA GENÓMICA DE MARCADORES MOLECULARES ÓPTIMOS PARA ESTUDIOS DE MICROBIOLOGÍA AMBIENTAL Y EVOLUTIVA, USANDO APROXIMACIONES METAGENÓMICAS Y DEPENDIENTES DE CULTIVO

Bruno Contreras-Moreira, Iraís Figueroa-Palacios, Agustín Avila, Enrique Zozaya, Bernardo Sachman, Claudia Silva, y Pablo Vinuesa*

Centro de Ciencias Genómicas-UNAM, Cuernavaca, Morelos, México; *[email protected]; http://www.ccg.unam.mx/~vinuesa/

El análisis multilocus de secuencias (MLSA) es actualmente el método más poderoso para

inferir filogenias de especies, para hacer estimas de parámetros de genética de poblaciones y para descubrir patrones de distribución geográfica y ambiental de microbios (4, 6-8). La naturaleza estocástica del proceso de segregación de linajes de genes que precede a los eventos de especiación implica que las filogenias de genes individuales no reflejan adecuadamente la filogenia de las especies. Por ello la inferencia de filogenias de especies es mucho más robusta si se estima considerando múltiples genealogías de loci no ligados (2, 3, 5, 7).

A pesar de su importancia en biología y ecología evolutiva de bacterias, son escasos los estudios destinados a identificar marcadores (amplicones de PCR) con propiedades óptimas para MLSA. Una de nuestras líneas de trabajo se ha enfocado en desarrollar y validar una tubería de análisis filogenómico diseñada para la identificación de tales marcadores moleculares para diversos grupos microbianos. La tubería consiste de dos bloques de análisis. El primero tiene por objetivo estimar una filogenia de especies robusta para el grupo de taxa elegidos usando para ello un conjunto de proteínas ortólogas cuidadosamente seleccionadas, incluyendo sólo aquellas familias que no presentan sesgos composicionales, con alineamientos globales fidedignos y alto contenido de información filogenética, entre otros atributos. El segundo bloque consiste en la identificación de pares de oligonucleótidos que amplifican amplicones teóricos (in silico) a partir de los cuales se infieren topologías de máxima verosimilitud altamente resueltas y congruentes con el árbol genómico de especies estimado en el primer bloque de la tubería. Además se estiman parámetros termodinámicos clave para cada par de oligos tales como sus Tm, potencial de formación de horquillas, complmentariedad cruzada, etc. Hemos validado empíricamente la tubería, habiendo desarrollado exitosamente protocolos de PCR para 7 nuevos marcadores para MLSA de un conjunto diverso de cepas de Bradyrhizobium que abarcan el espectro conocido de su diversidad. Al comparar el rendimiento de los mismos con respecto al de marcadores que hemos usado previamente (atpD, glnII, recA y rpoB), pudimos demostrar su utilidad filogenética para estudios de sistemática molecular del género Bradyrhizobium.

Parte de esta tubería de análisis la hemos hecho pública en forma del servidor web primers4clades (http://maya.ccg.unam.mx/primers4clades/), el cual hemos publicado recientemente (1). Este servidor (y nuestras tuberías de análisis filgoenómicas) está diseñado además para facilitar la identificación de primers linaje específicos para hacer estudios de diversidad de grupos bacterianos particulares en muestras de DNA ambiental.

Presentaré resultados de la evaluación de la diversidad de linajes específicos en suelos (bradyrhizobios – bacterias simbióticas fijadoras de nitrógeno) y agua (micobacterias ambientales; potenciales patógenos). Ambos estudios muestran claramente que la diversidad microbiana de estos linajes en el ambiente es mucho más alta de lo que conocemos en base al estudio de cepas cultivadas de los mismos, demostrando el gran potencial de la aproximación metagenómica para mostrar la magnitud de la biodiversidad microbiana en diversos ambientes y el sesgo que introducen los métodos dependientes de cultivo para su estima.

mailto:[email protected]://www.ccg.unam.mx/~vinuesahttp://maya.ccg.unam.mx/primers4clades/

26

Referencias 1. B. Contreras-Moreira, et al., 2009. primers4clades: a web server that uses phylogenetic trees to design lineage-specific PCR primers for metagenomic and diversity studies. Nucleic Acids Res. Online publication http://nar.oxfordjournals.org/cgi/content/full/gkp377v2:Advance Access published on May 21, 2009; doi:10.1093/nar/gkp377. 2. J. H. Degnan, N. A. Rosenberg, PLoS Genet. 2, e68 (2006). 3. S. V. Edwards, Evolution 63, 1-19 (2009). 4. D. Gevers, et al., Nat. Rev. Microbiol. 3, 733-739 (2005). 5. N. A. Rosenberg, Theor. Popul. Biol. 61, 225-247 (2002). 6. C. Silva, et al., Mol. Ecol. 14, 4033-4050 (2005). 7. P.Vinuesa, et al., Appl. Environ. Microbiol. 74, 6987-6996 (2008). 8. P. Vinuesa, et al., Mol. Phylogenet. Evol. 34, 29-54 (2005).

27

PONER A PRUEBA LA HIPÓTESIS DE DARWIN: UN ENFOQUE MOLECULAR Guillermo Mosquiera P.S., Dirección General de Divulgación de la Ciencia, UNAM

[email protected]

Introducción Dos organismos directamente relacionados en un árbol filogenético –digamos un ancestro y

la especie derivada inmediatamente de él- deben tener genomas muy parecidos pero, por supuesto, no idénticos. En esta presentación desearía plantear una clase de experimentos que pudieran discernir qué tan factible es que por efectos puramente aleatorios (mutaciones) un ancestro pudiera dar origen a una especie descendiente inmediata.

En la actualidad, tales experimentos no son realizables, dada su complejidad, aunque sería posible recurrir a organismos con genomas pequeños para intentar realizarlos. Método

Una medición del grado de factibilidad para obtener una especie descendiente a partir de su ancestro puede provenir de dos factores. Uno lo hace poco probable (cambios en el genoma); el otro actúa para incrementar esta probabilidad (número total de individuos). Discutiremos en secciones aparte cada uno de ellos. Cambios en el genoma

Para evaluar este factor, primero se deben conocer los cambios en el genoma que hacen posible que el ancestro y la especie derivada sean diferentes. Segundo, habría que hacer una clasificación de los cambios. Algunos podrían lograrse con mutaciones sencillas (es decir, se logran con cambios en un solo para de bases nitrogenadas del ADN). Otros podrían requerir cambios simultáneos. Esta clase de cambios podría ir desde dos (dos pares de bases nitrogenadas) hasta un máximo por determinarse. Con el uso de los teoremas de probabilidad sería posible evaluar la probabilidad de obtener una especie derivada a partir del ancestro. Número total de individuos de una especie

El cálculo de este factor es mucho más sencillo. Tendríamos que calcular el número total de individuos de esa especie que existieron durante los milenios o millones de años que permaneció esta especie como tal. Se podría obtener con datos tales como la longevidad del organismo, población del organismo por generación y su longevidad como especie.

En un juego de azar, el número de veces que se realiza tiene una gran importancia. Mientras más intentos se hacen, mayor probabilidad tendremos de alcanzar el objetivo del juego de azar. Cada individuo de esa especie representará un intento por lograr un genoma diferente. Comparación

Por ello, la comparación de los dos factores previos podría dar una idea de la factibilidad de surgimiento de una especie a partir de su ancestro inmediato.


28

SUPERFICIES MINERALES Y HCN María Colín García, Instituto de Geología, UNAM

[email protected] Alicia Negrón Mendoza, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Fernando Ortega Gutiérrez, Instituto de Geología, UNAM Sergio Ramos Bernal, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Introducción

Los procesos de evolución química no fueron privativos de la Tierra. Las mismas reacciones, que originaron a los compuestos biológicamente importantes en nuestro planeta, pudieron ocurrir en otros lugares del Sistema Solar, como cometas, meteoritos, granos de polvo interestelar, incluso, otros planetas o sus satélites. Los planetas terrestres tienen una superficie sólida de silicatos como componente fundamental, la cual pudo participar activamente en los eventos de evolución química. Esta superficie está constituida por distintos tipos de minerales que son indicativos de los eventos geológicos ocurridos. De aquí se desprende la importancia de los estudios comparados, para, por un lado evaluar qué tipos de minerales existen en cada planeta, y, por otro, cuál es la participación de cada uno de ellos en los procesos que ocurrieron para la formación de compuestos importantes, que llevaron al origen de la vida en la Tierra.

Muchos de los compuestos bioquímicos esenciales para la vida se pueden sintetizar a partir de moléculas muy sencillas; una de las moléculas clave es el ácido cianhídrico (HCN). El HCN es una de las moléculas más ampliamente distribuidas en el medio interestelar junto con sus derivados (Irving 1998); se le ha descubierto en las atmósferas de algunas estrellas, en diversos satélites y en la cola de los cometas (Ip et al. 1990, Magee-Sauer et al. 1999).

Determinar la contribución total de los minerales en los procesos de evolución química es muy complicado; por ello se requiere estudiar por etapas los procesos involucrados (adsorción, protección, catálisis, etc.). Es necesario evaluar, en primera instancia, qué sucede cuando los minerales se ponen en contacto con diferentes moléculas. Este trabajo tiene la finalidad de evaluar la posible adsorción del ácido cianhídrico, en solución, cuando se pone en contacto con diferentes minerales que forman parte de la corteza terrestre y que han sido detectados en otros cuerpos del sistema solar. Procedimiento Se preparó una solución 0,1 M de ácido cianhídrico por reacción de la sal de cianuro de potasio (KCN) con ácido sulfúrico (H2SO4), el gas producido se disolvió en agua tridestilada. Alícuotas de esta solución se pusieron en contacto con distintos minerales (olivino, serpentina, zeolita y dolomita), en una relación de 5 mL de ácido cianhídrico, por cada gramo de mineral. Los minerales se limpiaron previamente, para eliminar cualquier residuo de materia orgánica. Después de una hora de agitación, la cantidad adsorbida de ácido cianhídrico se evaluó por cromatografía de gases. Resultados y Discusión Después de una hora de agitación, hay una disminución en la concentración del HCN libre en todos los casos. Los experimentos de adsorción indican que hay, efectivamente, una interacción de la molécula de HCN con todos los minerales probados. El mineral, que presenta una adsorción mayor es la dolomita, le siguen la zeolita y la serpentina; mientras que el mineral que presenta una menor adsorción es el olivino (Fig. 1).


29

Es necesario evaluar que las moléculas del adsorbato sean retenidas en las superficie del adsorbente y saber si la adsorción es generada por una interacción química, o física. Estos experimentos preliminares muestran que las superficies presentan una capacidad distinta, que depende de la naturaleza del mineral, para adsorber al ácido cianhídrico. Una de las características más importantes es la porosidad. Por ejemplo, la dolomita (que es un carbonato de calcio y magnesio) es uno de los componentes más importantes de rocas almacenadoras de petróleo. Las dolomías (rocas formadas por este mineral) se vuelve muy porosas en disoluciones ácidas, lo que explica porqué el ácido cianhídrico se adsorbe tanto. La zeolita, por su lado, presenta una alta adsorción debido a la presencia de canales de dimensiones específicas en su estructura; en el caso del ácido cianhídrico, que es una molécula pequeña, ésta puede penetrar fácilmente. En tanto que el olivino, que no posee canales y es muy denso, retiene en menor medida al HCN. Estos estudios muestran que las superficies de los minerales son capaces de interaccionar con las moléculas disueltas en soluciones acuosas, en este caso particular, que pueden adsorber al HCN. Este experimento aunque sencillo, refuerza la idea de la contribución de los minerales al proceso de evolución química en la Tierra, ya que al estar inmovilizadas las moléculas sobre su superficie sólida, es más fácil que ocurran las reacciones químicas. Si en otros sitios del Sistema Solar se presentan estos minerales y se dio la existencia de microambientes acuosos, los procesos de adsorción pudieron presentarse y quizá, el proceso de evolución química hasta la generación de la vida. Referencias W. H Ip, H. Balsiger, J. Geiss, B. E. Goldstein, G. Kettmann, A.J .Lazarus, A. Meier, H. Rosenbauer, E. Schelley, Ann. Geophys. 8, 319-325 (1990). W.M. Irvine, O. Life and Evol. Biosph. 28, 365-383 (1998). K. Magee-Sauer, M. J. Mumma, M. A DiSanti, N. D. Russo y T.W. Rettig, Icarus 142, 498-598 (1999). Figuras

Figura 1. Porcentaje de adsorción del ácido cianhídrico en diferentes minerales; se muestran los resultados después

de una hora de agitación. La dolomita presenta el porcentaje máximo de adsorción, en tanto que el olivino es el mineral en el que menos se retiene el HCN.

30

LOS PRIMEROS INDICIOS DE VIDA EN LA TIERRA Y OPORTUNIDADES PARA SU DESARROLLO EN MARTE

Fernando Ortega Gutiérrez, Instituto de Geología, UNAM [email protected]

María Colín García, Instituto de Geología, UNAM Alicia Negrón Mendoza, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Julio Valdivia Silva, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Sergio Ramos Bernal, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

La edad del surgimiento de la vida en la Tierra está envuelta en la incertidumbre debido a la

antigüedad de su registro fósil en rocas sedimentarias que generalmente sufrieron alteraciones, deformación y metamorfismo reiterados desde su depósito. Los primeros indicios de vida propuestos para la Tierra parten de evidencias vagas de carácter isotópico (13C/12C, 34S/32S, 18O/16O, 56Fe/Fe54), o mineralógico (minerales biogénicos) que se remontan hasta edades mayores que 3850 Ma. La composición isotópica del carbón (grafito) hallado como inclusiones en apatita y propuesta como biomarcador en las rocas supuestamente sedimentarias más antiguas de la Tierra descubiertas en Akilia (>3850 Ma), ha sido seriamente cuestionado al comprobarse la naturaleza magmática y no sedimentaria de esa formación. Asimismo, persisten dudas fundamentadas sobre el origen biológico de los estromatolitos más antiguos (3500 Ma) encontrados en los pedernales de Pilbara, Australia y las rocas oceánicas de Barberton, África del Sur, pues se conocen también procesos abióticos que pudieron generar dichas estructuras.

Por otra parte, los fenómenos catastróficos asociados con el Gran Bombardeo Tardío, cuyas energías transferidas a las superficies de impacto mayores que 1035 ergios causarían la evaporación de los océanos y la erosión de las atmósferas primordiales, vuelven casi imposible la supervivencia de la materia viva durante la etapa cuando tuvo su intensidad máxima (~3900 Ma). Una implicación crítica de lo anterior es que la vida en las zonas internas del Sistema Solar pudo generarse, o regenerarse y evolucionar, solamente entre 4500 (después de la formación de la Luna) y 4000 millones de años, o bien después de los 3850 Ma, cuando la intensidad máxima del bombardeo meteorítico había cesado.

La existencia no probada de vida en la Tierra entre 3850 y 3500 Ma, aun cuando en esa época hayan existido cantidades grandes y por tiempos prolongados de agua líquida relativamente dulce (aH2O >0.65) y temperaturas relativamente bajas (–20 a 160º C) en nuestro planeta, en Marte se dificulta todavía más su aparición, pues hace 3900 Ma faltaba ya un campo magnético protector de la atmósfera, y probablemente las condiciones climáticas al terminar el Noaquiano (~3500 Ma) eran secas y el agua estaba congelada en los regiones polares o el subsuelo. Si se ignora de momento la teoría de la panspermia, únicamente si la evolución química de la materia orgánica hasta la aparición de la vida se desarrolla en tiempos muy cortos (miles de años), Marte tuvo después del Noaquiano varias oportunidades de crearla en sus capas superficiales y probablemente conservarla hasta el presente.

En consecuencia, proponemos en este trabajo un criterio numérico preliminar (P) para estimar burdamente la probabilidad de la presencia eventual de vida en Marte o sistemas análogos dado por la relación P = (t1/t2)/m, donde t1 es el tiempo en años de permanencia de agua líquida, t2 la duración mínima en años del proceso de evolución prebiótica de la materia orgánica hasta la vida, y m, un parámetro igual o mayor que la unidad donde se incorporarían otros efectos limitantes de la vida como son radiación, pH y salinidad del agua. Este índice P tendría que ser cercano a la unidad (1-10), o mucho mayor que 10 para considerar respectivamente el surgimiento de la vida como un fenómeno viable o inevitable.


31

MIÉRCOLES 17 DE JUNIO DE 2009

32

MOLECULAS PESADAS EN PROTOESTRELLAS DE TIPO SOLAR Laurent Loinard, Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM


En los últimos años, numerosas moléculas se han detectado en las partes mas densas del medio interestelar, y en particular en las condensaciones densas de gas en las que nacen nuevas estrellas. En esta platica, presentare primero los resultados mas relevantes de este campo.

Métodos

Las moléculas interestelares son detectadas mediante la observación de líneas espectrales características que emiten. La mayoría de dichas líneas se encuentran el la parte radio del espectro electromagnético.

Resultados

En esta platica, presentare observaciones recientes de moléculas pesadas en una protoestrella cercana llamada IRAS 16293-2422.

Conclusiones

Moléculas relevantes para la astrobiología se pueden detectar y estudiar con radiotelescopios grandes. Estas moléculas existen en protoestrellas que darán nacimiento a estrellas parecidas al Sol.


33

LA FISICOQUÍMICA DEL CARBONO EN EL MEDIO INTERESTELAR Y EL ORIGEN DE LA QUIRALIDAD BIOLÓGICA

Germinal Cocho, Instituto de Física, UNAM [email protected]

En las investigaciones sobre el origen de la vida en la Tierra se tienen entre otros dos

problemas: el de la ventana temporal y el de la quiralidad.. La edad de la Tierra es de alrededor de 4500 millones de años y durante alrededor de los primeros 500 millones de años las temperaturas eran muy altas y se descompondrían los materiales biológicos. Como, por otro lado, se han encontrado “fósiles celulares” con una edad de al menos 3800 millones de años, lo que implica un intervalo temporal muy corto desde que nuestro planeta tenía una temperatura suficiente baja y la presencia de organismos celulares. Por otro lado se tiene que las proteínas de los organismos están formadas por aminoácidos levógiros y las pentosas que forman parte de los ácidos nucleicos son dextrógiras.

Ante el problema de la ventana temporal uno de los enfoques es el suponer la llegada de material prebiológico, más o menos organizado, desde el espacio extraterrestre. Desde el año de 1960, se habían encontrado aminoácidos en algunos meteoritos carbonáceos Aunque bastante tiempo se discutió si estos aminoácidos eran prístinos o el resultado de contaminación biológica, las eventualmente se pudo estar razonablemente seguros de que no eran el resultado de contaminación terrestre.

Se supone, fundadamente, que los meteoritos carbonáceos se originan en cometas y que los cometas se forman a partir del material interestelar Con espectrografía de masas desde un satélite en la última llegada del cometa Halley y mediante análisis espectroscópico del medio interestelar, se ha encontrado la presencia, en ambos casos, de una multitud de compuestos (1,2). del carbono, incluyendo componentes biológicos y en el caso del material interestelar, se ve que están presentes casi todas las formas fisicoquímicas del carbono, incluyendo grafenos, fullerenos y nanotubos.

Por otro lado, si los materiales quirales han sido prebiologicos, podrían haberse formado compuestos con una quiralidad preferente en el medio interestelar. En tal caso se esperaría la presencia de aminoácidos con preferencia levógira en meteoritos, cometas y material interestelar. Se han analizado meteoritos, encontrándose tal preferencia (3).. Sin embargo, los aminoácidos sufren del proceso de racemización y cabe preguntarse si en el medio interestelar se tienen otros compuesto con una preferencia quiral, resistentes al proceso de racemizacion.. Como entre los compuestos del carbono se encuentran nanotubos quirales, podrían tener estos una preferencia quiral en dicho medio interestelar.

Si la preferencia de una quiralidad tiene lugar en el medio interestelar, se necesita algún mecanismo dinámico que de lugar a esta rotura de la simetría.. Bonner (4) ha propuesto un escenario en que radiación ultravioleta polarizada circularmente, proveniente de una pulsar, destruyese preferentemente compuestos, en particular aminoácidos, de una sola quiralidad. Vale la pena mencionar que en la nebulosa de Orión se han encontrado nubes que emiten radiación infrarroja fuertemente polarizada circularmente. (5) La radiación ultravioleta polarizada circularmente descompondría preferentemente los compuestos de una quiralidad,, dando lugar a una preferencia de la quiralidad contraria. Sin embargo, cálculos y experimentos han mostrado que esta preferencia quiral sería muy pequeña y que se necesitaría algún mecanismo adicional.

Tomando en cuenta lo anterior, se puede tener como candidatos a los nanoubos quirales, que se formarían en estrellas de temperatura baja, pasando a cometas y luego a meteoritos. Si lo anterior fuese cierto se deberían encontrar nanotubos con una quiralidad dominante en


34

meteoritos. De hecho se han encontrado fullerenos y lo que parece ser nanotubos cortos. (6). En su interior se han encontrado gases nobles lo que implica que son de origen interestelar (7).

Por otro lado Pizzarllo y Soai (8) han encontrado en meteoritos material quiral insoluble con las características: a) material insoluble, b) orgánico, c) soluble con tratamiento hidrotérmico, d) se destruye con plasma de oxígeno y e) con una quiralidad opuesta a la de los aminoácidos levógiros. Lo anterior es consistente con que este material esté constituido por nanotubos y que los aminoácidos con quiralidad opuesta hayan llegado a la Tierra pegados a estos nanotubos, Habría que ver si el material de Pizzarello y Soai está compuestos por estos nanotubos. Aunque las técnicas de búsqueda se ven difíciles, vale la pena intentarlo. Referencias. 1.S. Pizzarello Chemistry and Diversity 4 680-692 (2007) 2.P. Ehrenfreund y S.B. Charnley Ann. Rev. Astron. Astrophys. 38 427-487 (2000). 3.J.R. Cronin y S. Pizzarello Gechim. Cosmochim Acta 50 2419-2426 (1986). 4.W.A. Bonner orig. Life, Evol. Biosph. 25 1573-1582 (1993). 5.J.E. Balley y A. Chrysostomous Science 281 672-674 (1998). 6.L.E. Becker y T.E. Bunch Meteorites and Planetary Science 32 479-487 (1997). 7.L.E. Becker, R.J. Paredo y T.E. Bunch Proc. Nat. Acad, Sci. U.S.A. 97 2979-2983 (2000) 8.K.Soai, s. Pizzarello et al. Geochim. Cosmochim Acta 70 5395-5402 (2006).

35

LA RELACIÓN ENTRE LA ALTERACIÓN ACUOSA Y LA MATERIA ORGANICA EN EL SISTEMA SOLAR TEMPRANO: UNA REVISIÓN

Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz, Posgrado en Ciencias de la Tierra, UNAM [email protected]

Fernando Ortega Gutiérrez, Instituto de Geología, UNAM Introducción

Los minerales propios de la alteración acuosa y los compuestos orgánicos se encuentran dentro de la matriz de las meteoritas carbonosas. En esta revisión se presentan los diferentes escenarios y condiciones en donde ocurre la alteración acuosa, los minerales resultantes de esta alteración y aquellos minerales en donde los compuestos orgánicos se han asociado estrechamente. Los escenarios

La alteración acuosa es un proceso de temperatura baja (0-300 ºC; Keil, 2000) por medio del cual los minerales anhidros reaccionan con agua para formar fases secundarias hidratadas, además de otros minerales tales como carbonatos, sulfatos, óxidos, sulfuros y haluros. En la Tabla 1 se presentan los minerales indicativos de la alteración acuosa.

Existen varios contextos en donde se llevó a cabo este proceso (Brearley, 2006): Escenarios pre-acreción Se han encontrado evidencias de minerales secundarios formados en la nebulosa solar dentro de algunas inclusiones de calcio y aluminio, condros y fragmentos de brechas de las condritas carbonosas.

• Condensados anhidros de temperatura elevada reaccionaban con vapor de agua conforme la nebulosa se enfriaba a la temperatura de condensación de hielo de agua (-113 ºC a 10-6 bar).

• Hidratación de polvo silicatado en la nebulosa solar durante el paso de ondas de choque en regiones ricas en polvo y hielos.

• Alteración dentro de pequeños cuerpos planetesimales (decenas de metros) ricos en agua, los cuales fueron desintegrados totalmente e incorporados finalmente en otro cuerpo parental asteroidal.

Escenarios en cuerpos parentales Los minerales secundarios propios de esta alteración se han encontrado en todos los tipos de condritas y recientemente la presencia de esmectita en la superficie de Marte sugiere la acción de un mecanismo similar a la alteración acuosa.

• La alteración acuosa ocurre después de la acreción de los asteroides o cuerpos parentales. • La alteración se da en cuerpos planetarios como Marte (Amundson et al., 2008)

Fuentes de calor

Aunque las temperaturas implicadas en la generación de las fases secundarias son relativamente bajas, es necesaria la presencia de una fuente de calor constante. Esta fuente de calor es el decaimiento de 26Al a 26Mg. Wilson y colaboradores (1999) sugieren que hay que tomar en cuenta el calor generado por las reacciones exotérmicas al momento de generarse los minerales secundarios; por ejemplo, el calor generado en la reacción entre forsterita y agua para generar serpentina y brucita, produce un calor comparable al calor latente de fusión del hielo. Existen fuentes de calor alternativas, tales como la inducción electromagnética (Sonett et al.,


36

1968) o los eventos superluminosos Hayashi (Ezer y Cameron, 1962), los cuales se proponen también como mecanismos que calientan los cuerpos parentales; sin embargo, estos mecanismos se encuentran pobremente entendidos y los mecanismos físicos en los que se basan son difíciles de limitar (Bennett y McSween., 1996). La relación entre los minerales secundarios y la materia orgánica

Tradicionalmente se ha sugerido que la presencia de minerales ricos en Fe y Ni y sulfuros es necesaria para llevar a cabo algunos procesos de catálisis que generan material orgánico simple en la nebulosa solar, sin embargo, en el trabajo de Pearson y colaboradores (2002) encontraron que los componentes orgánicos se encuentran únicamente asociados al material arcilloso de la matriz de las condritas. Conclusiones

Durante la alteración acuosa los minerales de la arcilla atraparon, concentraron y promovieron reacciones de polimerización de los componentes orgánicos (Pearson et al., 2002). Algunos experimentos toman en cuenta solamente las reacciones de polimerización sobre la superficie de los minerales, sin embargo, hay que tomar en cuenta escenarios en donde la polimerización de materia orgánica ocurra en presencia de las reacciones exotérmicas por generación de minerales secundarios como los del grupo de la arcilla. Referencias

Revistas R. Amundson, et al., Geochim. Cosmochim. Acta 72, 3845-3864 (2008). M.E. Bennett, H.Y. McSween Jr., Met. Plan. Sci. 31, 783-792 (1996). D. Ezer, A.G.W. Cameron, Can. J. Phys. 43, 1497-1517 (1962). K. Keil, Planetary and Space Sci. 48, 887-903 (2000). V. K. Pearson, et al., Met. Plan. Sci. 37, 1829-1833 (2002). C.P. Sonett, et al., Nature 219, 924-926 (1968) L. Wilson, et al., Met. Plan. Sci. 34, 541-557 (1999). Libros A. J. Brearley, in Meteorites and the Early Solar System, D.S. Lauretta, H.Y. McSween Jr, Eds. (Arizona University Press, Tucson, 2006), pp. 587-624.

37

Tabla 1. Fases minerales características de la alteración termal en condritas carbonosas y ordinarias (Modificada de Brearley, et al., 2006). En itálicas se presentan los grupos de los minerales arcillosos. Grupo mineral Miembro final Formula química Filosilicatos Serpentina Crisotilo

Lizardita Antigorita Cronstedtita

Mg3Si2O5(OH)4 Mg3Si2O5(OH)4 Mg3Si2O5(OH)4 Fe22+Fe3+(SiFe3+)O5(OH)4

Esmectita Montmorillonita Saponita

(Na,Ca)0.3(Al,Mg)2Si4O10(OH)2 . nH2O (Ca/2)0.3(Mg, Fe2+,Mg)3(Si,Al)4O10(OH)2 . nH2O

Clorita Clinocloro Chamosita

(Mg, Fe2+)5Al(Si3Al)O10(OH)8 (Mg, Fe2+, Fe3+)5Al(Si3Al)O10(OH)8

Talco Mg3Si4O10(OH)2 Vermiculita Mg3(Si,Al)4O10(OH)2 . 4.5nH2O[Mg]0.35 Micas Clintonita

Margarita Muscovita Flogopita

CaMg3(Al2Si2)(OH)2 CaAl2(Al2Si2)(OH)2 KAl2(AlSi3O10)(OH)2 (K,Na)Mg3(AlSi3O10)(OH)2

Anfíboles Antofilita Hornblenda

Mg7Si8O22(OH)2 (Ca,Na)2-3(Mg,Fe,Al)5Si6(Si,Al)2O22(OH)2

Byopyriboles Jimthompsonita (Mg,Fe)10Si12O32(OH)4 Piroxenos Hedenbergita

Diópsida (Ca,Fe)Si2O6 (Ca,Mg)Si2O6

Piroxenoides Wollastonita CaSiO3 Granates Andradita

Grossularita Ca3Fe3+2Si3O12 Ca3Al2Si3O12

Feldespatoides Nefelina Sodalita

(Na,K)AlSiO4 Na8(AlSiO4)6Cl2

Olivinos Fayalita Kirschteinita Monticellita

Fe2SiO4 CaFeSiO4 CaMgSiO4

Tochilinita Tochilinita 2[(Fe,Mg,Cu,Ni)S] . 1.57-1.85[Mg,Fe,Ni,Al,Ca)(OH)2] Sulfatos Epsomita

Yeso Bloedita

MgSO4 . 7H2O CaSO4 . 2H2O Na2Mg(SO4)2 . 2H2O

Carbonatos Calcita Aragonita Dolomita Breunnerita Siderita

CaCO3 CaCO3 (Ca,Mg)CO3 (Mg,Fe,Mn,Fe)CO3 FeCO3

Sulfuros Pirrotita Pentlandita Cubanita

Fe1-xS(x = 0.017) (FeNi9)S8 CuFe2S3

Oxidos Magnetita Maghemita Ferrihidrita

Fe3O4 Fe2O3 5Fe2O3 . 9H2O

Hidroxidos Brucita Mg(OH)2 Haluros Halita

Silvita NaCl KCl

38

MICROMETEOROIDES EN LA ATMOSFERA TERRESTRE Dolores Maravilla, Instituto de Geofísica, UNAM

[email protected] Asoka Mendis, ECE, University of California San Diego

Introducción

El polvo interplanetario que entra en la a

Lozada-Chávezsoma.nucleares.unam.mx/home/images/rb/Memorias-VIReunion... · 2009-06-08 · de...

Documents

Transcript of Lozada-Chávezsoma.nucleares.unam.mx/home/images/rb/Memorias-VIReunion... · 2009-06-08 · de...