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La espectrometría de masas en la exploración espacial

14 agosto, 2012 34 comentarios

 

Introducción

 A finales de los ochenta y principios de los noventa, la instrumentación de espectrometría de masas (MS) sufrió una considerable evolución pasando de  aparatos complejos, tan grandes como una habitación, a sistemas más sencillos capaces de caber en una bancada. Este proceso se debe, en gran parte, a las restricciones impuestas por el programa espacial de la NASA (National Aeronautics and Space Administration)  a cualquier instrumento enviado al espacio.  Tales condicionantes a la operación del instrumento hicieron que la espectrometría de masas fuera seleccionada entre otras técnicas analíticas por su versatilidad, robustez y perspectivas de automatización y miniaturización. Así pues, el programa de exploración espacial impulsó el desarrollo de espectrómetros de masas altamente automatizados, de tamaño y peso mínimo y con una elevada robustez a las condiciones ambientales.

Las aplicaciones fundamentales de los MS en el espacio han sido fundamentalmente científicas, sin embargo, no hay que olvidar que también son utilizados para monitorizar las atmósferas las cabinas  de las estaciones espaciales y los transbordadores. El espacio representa quizás el ambiente más hostil para la operación de un instrumento tanto en condiciones físicas como humanas. Un instrumento utilizado en la exploración espacial debe resistir las fuerzas G elevadas, vibraciones y traqueteos de la salida y entrada a la atmósfera. Además, la ausencia de controladores humanos hace imperativa la automatización del sistema así como la redundancia y robustez de los dispositivos que permitan la correcta operación del instrumento aun habiéndose averiado algún componente.  Además, todo el espectrómetro debe soportar los rigores del espacio como la radiación, las grandes variaciones de presión y temperatura o los efectos corrosivos del oxígeno molecular y los radicales en las altas atmósferas. Como condición adicional, los costes económicos del envío de material al espacio obligan a que el instrumento sea lo más reducido posible, siendo imperativa la miniaturización y la optimización del gasto energético producido por el sistema.  Con todo, el MS debe preservar y maximizar sus cualidades analíticas como la precisión, la selectividad, la sensibilidad, la exactitud y la rapidez.

Los MS enviados al espacio han utilizado todo tipo de analizadores desde tiempo de vuelo (TOF), sectoriales en distintas configuraciones, cuadrupolos y trampas de iones cilíndricas y de cuadrupolo.  Puesto que la familia de instrumentos espaciales es relativamente grande, en esta revisión nos centraremos en los ejemplos más notables de dos de las aplicaciones fundamentales de la MS a la exploración espacial: el análisis de composición atmosférica y las sondas terrestres.

Análisis de composición atmosférica

En las misiones atmosféricas, los requerimientos de vacío son considerablemente menores (aún en baja atmósfera) a los de las misiones terrestres. En este sentido, el vacío del espacio y las bajas presiones de la baja atmósfera juegan a favor de la técnica de MS.  En el estudio de la composición atmosférica, es tan relevante la determinación de los compuestos como la información de la abundancia isotópica, que proporciona datos valiosos sobre la evolución del sistema solar.  Los instrumentos deben tener en cuenta el elevado número de especies isobaras que las relativamente simples atmósferas presentan.

La representatividad de la muestra también debe ser tenida en cuenta y el flujo de entrada al MS debe evitar los contaminantes derivados de los combustibles de la nave o los fragmentos de las superficies de la misma. Para ello, los muestreadores generalmente sobresaldrán del marco del instrumento una determinada distancia que minimice estos efectos.  Además, las superficies de los sistemas de entrada al MS pueden catalizar reacciones como la combinación del oxígeno atómico para dar oxígeno molecular con lo que los materiales para su confección deben ser escogidos cuidadosamente.

Pioneer Venus

La misión Pioneer enviada a Venus en 1978 pretendía estudiar nuestro planeta vecino determinado su composición atmosférica y otros parámetros físicos de interés. La misión utilizó varias sondas, habiendo a bordo de ellas cinco espectrómetros de masas para analizar la alta y la baja atmósfera del planeta.

El modelo espectrómetro utilizado para el estudio de la alta atmósfera (140-300 km) presentaba una fuente de ionización de impacto electrónico con una energía de 70 eV (dos filamentos de tungsteno, por redundancia) y un analizador de tipo cuadrupolo hiperbólico. Cabe reseñar que estos analizadores no estuvieron disponibles para su uso comercial hasta mediados de los ochenta principio de los noventa. Como hemos comentado, el vacío espacial es de gran ayuda en la misiones atmosféricas y permite seguir estrategias de muy bajo coste a la hora de mantener el vacío del instrumento. En el caso de esta  sonda, se vació antes de ser lanzada y se mantuvo simplemente con un capturador químico estático (getter) durante la misión. El espectrómetro estaba diseñado para analizar sólo los gases neutros con lo que se proyectó un mecanismo para evitar la entrada de los iones del plasma atmosférico. Simplemente, aplicando un voltaje determinado al sistema de entrada de muestra se logró dicho cometido. Otro aspecto a tener en cuenta, son las posibles interferencias del interior del instrumento o de los fragmentos de la nave generados en la entrada a la atmósfera. Dichos interferentes pueden ser diferenciados de los gases atmosféricos entrantes por su velocidad. Para distinguir entre los iones de dióxido de carbono y el nitrógeno se empleó un segundo voltaje de 27 eV variando el patrón de fragmentación y así diferenciando entre ambos isobaros. Un aspecto reseñable de este instrumento es  que cuando reentró en la atmósfera en 1992 seguía siendo funcional (Palmer et Limero, 2001).

El instrumento para el estudio de la baja atmósfera (menos de 62 km) el LNMS (Large Probe Neutral Mass Spectrometer) tenía unas dimensiones de 31×36 cm (10.6 L) pesando 11 kg  y  contenía el primer microprocesador enviado al espacio. Como su compañero de la alta atmósfera, presentaba una sistema de ionización de impacto electrónico redundante con dos filamentos de tungsteno capaces de operar a dos energías distintas.  En este caso, el analizador seleccionado era de tipo sectorial magnético (monofoco) empleando tanto un getter como una bomba de iones para mantener el vacío. El uso de este doble sistema de mantenimiento de vacío se justifica en las mayores presiones encontradas en la baja atmósfera. Además, el muestreo era mucho más reducido (dos micro-Leak cerámicos). El microchip permitía el control de la válvula y la potencia de la bomba para mantener el sistema en vacío en una atmósfera con una variabilidad de la presión en el descenso de 0.1 a 100 atm. Se empleó un capturador de hidrógeno en uno de los canales de muestra utilizados para discriminar ente HD y 3He. El rango de masas del instrumento cubría de 2-208 Da (dos canales de 2-16 Da y de 15-208 Da) siendo sensible a 1 ppm del componente atmosférico mayoritario (CO2). La resolución del canal de masa alta se encontraba entorno a los 440 M/ΔM.  La sonda permitió realizar 51 espectros (61 s cada escaneo) durante el vuelo. Además, el instrumento contaba con una celda de enriquecimiento de gases nobles para purgar el CO2  mayoritario y así incrementar la sensibilidad del MS a los componentes atmosféricos minoritarios (IRMC).  La calibración del instrumento se llevó a cabo en un simulador atmosférico para reproducir el rango de presiones a los que se vería sometido el instrumento en su descenso atmosférico (Hoffman et al. 1980).

 

La misión Pioneer a Venus fue un éxito de la aplicación de la espectrometría de masas a la exploración espacial y sentó un precedente en el uso de estos instrumentos para el estudio atmosférico.

 

Cassini-Hyugens

La misión Cassini-Hyugens con destino al sistema de Saturno fue lanzada en 1997 y llegó a su destino en 2004. La misión seguirá en marcha proporcionado datos del sistema de cuerpos celestes indicado hasta el 2017 cuando colisionará con Saturno. El espectrómetro de masas INMS (Ion Neutral Mass Spectrometer) de la sonda Cassini tiene como objeto analizar la magnetosfera de Saturno, y la alta atmósfera de alguna de sus lunas como Titán y Encelado. El espectrómetro fue especialmente diseñado para poder analizar tanto gases neutros como iónicos. Las densidades de las atmósferas  analizadas por la INMS son lo suficientemente bajas como para permitirse prescindir de sistemas especiales de mantenimiento del vacío (sólo un getter). El analizador que se empleó es de tipo cuadrupolo, con un rango de masas de 0.5 a 8.5 Da y 11.5 a 99.5 Da.

Los sistemas electrónicos y los detectores del instrumento se encuentran protegidos de la radiación cósmica por un escudo de tántalo de 0.23 cm de grosor. Además el instrumento está protegido de los cambios de temperatura y los impactos de micrometeoritos por un aislante mulitcapapa. El aislante no cubre un radiador que disipa el calor generado en el interior del instrumento. Con un peso final del 9.25 Kg, el instrumento fue un referente en cuanto a miniaturización para la época de su construcción.

Como fuente de muestras atmosféricas y, consecuentemente de iones, el INMS presenta dos modos; una fuente abierta y una cerrada. La fuente abierta simplemente permite el paso directo de los iones de la alta atmósfera al espectrómetro. Una serie de lentes coliman el haz de iones positivos llegando a la lente cuadrupolar, que lo enfoca hacia el analizador.  Además, esta fuente permite realizar análisis de gases neutros si se activan los deflectores de iones a la entrada del sistema. Por otro lado, la fuente cerrada fue especialmente diseñada para el análisis de gases neutros al hacer pasar el flujo atmosférico a una antecámara esférica donde se concentran por la presión generada por la aeronave en su aproximación al cuerpo planetario saliendo posteriormente al analizador por un orificio. Al tener un mayor tiempo de contacto con el instrumento, los iones atmosféricos que alcanzan la fuente cerrada reaccionan con las paredes de la cámara, evitando interferencias posteriores y mejorando la sensibilidad del instrumento a los gases neutros. Los parámetros de los que dependen las características de los espectros obtenidos no se limitan sólo a los relativos a los instrumentos. En ambos casos, el volumen de muestra que llega al detector depende de la inclinación de la nave. Especialmente para la fuente cerrada, el grado de concentración es función a su vez de la velocidad de la nave. Así pues, este parámetro de vuelo debe ser tenido en cuenta a la hora de optimizar el instrumento. Como hemos comentado, la selección de la fuente de iones  que envía analitos al analizador es realizada por una lente magnética cuadrupolar. La disposición perpendicular de las dos fuentes permite usar este dispositivo. En ambos tipos de fuente, el sistema ionización utilizado para ionizar los gases neutros fue el impacto electrónico a 70  y 20 eV (Waite et al. 2004).

Exploración terrestre de Marte

 

Introducción

En los apartados anteriores hemos analizado alguno de los espectrómetros de masas enviados en misiones espaciales con el objeto de estudiar las atmósferas de distintos planetas del sistema solar. Mención a parte requieren los sistemas utilizados en el estudio de muestras de suelos de nuestro planeta vecino Marte, puesto que el análisis de estas muestras impone condicionantes muy distintos a los que están sometidos los instrumentos empleados para estudiar la composición atmosférica.

Misión Viking

 

En 1976, la misión Viking de la NASA logró por primera vez el envío con éxito de los primeros aterrizadores a Marte. Los fracasos de los proyectos rusos anteriores habían ensombrecido las perspectivas pero con el viaje de las dos naves gemelas (Viking 1 y Viking 2) y sus respectivos aterrizadores se abrió una nueva etapa en el estudio científico de la superficie marciana. Uno de los objetivos principales de la misión era el de evaluar la existencia de vida, presente o pretérita,  en la superficie marciana a través de varios experimentos metabólicos y el análisis de compuestos orgánicos en la mediante espectrometría de masas. En este sentido, el espectrómetro a bordo de los aterrizadores Viking se enfrentaba a un reto mucho mayor que el de sus congéneres atmosféricos al tener que analizar muestras con moléculas complejas.

El proyecto de diseñar, construir y evaluar el espectrómetro de masas adecuado para la misión Viking corrió a cargo del químico del MIT Klaus Biemann. De nuevo, la miniaturización y automatización del instrumento analítico fueron parámetros fundamentales en el diseño del espectrómetro de masas. El analizador escogido fue de tipo sectorial de doble foco con configuración de Nier-Johnson utilizándose un imán permanente en lugar de un electroimán para reducir las necesidades energéticas del sistema. Este tipo de analizador presenta las ventajas de ser estable, presentar un diseño simple e interferir mínimamente con el resto de dispositivos electrónicos. El rango de masas se encontraba entre 12-200 Da.  Como bomba de vacío se utilizó una bomba de iones de moderada capacidad.

Para el análisis de muestras de suelo, Biemann escogió como método de separación la cromatografía de gases, al presentar una relación óptima de versatilidad, capacidad de miniaturización y capacidad de análisis de muestras complejas de compuestos volátiles. Se empleó una columna microempaquetada Tenax recubierta de poli-MPE al resultar óptima en los ensayos de laboratorio.  Este tipo de columna se desarrolló para maximizar la separación de agua y dióxido de carbono de los compuesto orgánicos, minimizar la adsorción irreversible, operar al nivel de nanogramo, presentar una estabilidad térmica excepcional y tener unas propiedades mecánicas adecuadas a los rigores del viaje espacial (Novotny et al, 1975). El gas portador escogido fue el hidrógeno, que proporcionó los mejores resultados de separación en los ensayos de laboratorio. El sistema de introducción de la muestra consistió en tres hornos distintos en los que poder calentarla durante 30 segundos a 200, 350 y 500ºC  respectivamente y luego analizar los productos de la pirolisis de la muestra triturada. Se escogió la pirolisis por su generalidad y la imposibilidad de utilizar otras técnicas de extracción de orgánicos en ese momento. Para transportar los volátiles generados desde los hornos al cromatógrafo se utilizó 13CO2, que además puede servir de patrón interno. Paralelamente, el uso de CO2 marcado isotópicamente permitiría estudiar la incorporación de este gas a los analitos durante la pirolisis, evaluando de este modo la termosíntesis de compuestos orgánicos en la operación. La eficiencia de la separación se mejoró utilizando un programa de temperaturas en gradiente, partiendo de una temperatura inicial de 50 º C durante 10 minutos para luego subir hasta los 200 º C  en 18 minutos y permanecer en esta temperatura durante un tiempo seleccionable entre 18, 36 y 54 minutos.

A la salida del GC se colocaron una serie de divisores de flujo con el objeto de limitar la cantidad de efluente que llegaba al MS. La serie de divisiones de flujo (1:0, 1:20, 1:400 y 1:800) eran controladas por un bucle de retroalimentación negativo desde la bomba de vacío. Paralelamente, para evitar daños en el detector y el desbordamiento de la capacidad de bombeo de la bomba de iones, se utilizó un depurador  Ag/Pd/NaOH como método de eliminación del hidrógeno.  Un aspecto a tener en cuenta con este sistema de divisiones es la caída en la sensibilidad que estas provocan y, por tanto, de la señal de la señal en el cromatograma de masas. Por esta razón, el estado de los divisores debe ser tenido en cuenta a la hora de procesar los datos. El instrumento estaba preparado para tomar espectros de masas cada 10 s durante aproximadamente 84 minutos de desarrollo cromatográfico.

Además de los análisis de suelo, el GC-MS de la Viking se diseñó para poder determinar muestras atmosféricas. Las muestras de aire marciano eran aspiradas directamente sin pasar por sistema cromatográfico. En el muestreador se incorporó un sistema de adsorción de dióxido y monóxido de carbono (Ag2O/LiOH) para poder determinar nitrógeno en ausencia de sus interferentes isobáricos puesto que eliminado el 99% del monóxido y el 99.9% de dióxido de carbono se puede lograr determinar nitrógeno hasta las 100 ppm.

La hazaña de Biemann fue la de poder llegar a un tamaño y peso final del instrumento que sentaría precedentes en la historia de la miniaturización de instrumental científico. El GC-MS del laboratorio de Biemann ocupaba una habitación entera y, sorprendentemente, la versión miniaturizada para las Viking logró reducirse hasta un tamaño final de 21.5x33x25cm y un peso total de 20 Kg.

El calibrado del instrumento se realizó con mezclas sintéticas de compuestos orgánicos candidatos o aires de composición determinada y con fragmentos del meteorito Murchinson. Los resultados para el calibrado con mezclas conocidas de compuestos orgánicos fueron los esperados. Sin embargo, la muestra compleja del meteorito dio algunos problemas relativos la abundancia de agua. Aun así, se pudieron extraer conclusiones positivas del ensayo, ya en el meteorito que se determinaron los mismos compuestos de los que otros autores habían expuesto su presencia en trabajos anteriores. El límite de detección para orgánicos pesados resultó ser de alrededor de una ppb mientras que de una ppm para orgánicos ligeros.

Durante el viaje hacia marte, se realizó un blanco calentando uno de los hornos a 500 º C. Se encontraron niveles residuales de agua y freones que sirvieron para comprobar la calibración del instrumento. Las muestras de suelo estudiadas se limitaron a una profundidad de 10 cm y menos de 200 mg.

Los resultados arrojados por los experimentos bioquímicos de la Viking no fueron concluyentes a la hora de establecer la existencia de una biosfera marciana. Si bien se había producido una metabolización de los compuestos suministrados en el experimento, los resultados podían ser explicados geoquímicamente. La ausencia de materia orgánica detectada por el GS-MS de la Viking ayudó a orientar las interpretaciones abióticas se los resultados (sólo se encontraron trazas de productos clorados que se supusieron terrestres). Sin embargo, la posibilidad de que el instrumento no fuera adecuado para la determinación cobró fuerza cuando se realizaron cálculos del componente orgánico que los meteoritos dejan sobre la superficie marciana. Además, los compuesto encontrados en los meteoritos son volátiles o dejan señales al sufrir pirolisis con lo que el GC-MS de la Viking debería haberlos detectados. La hipótesis más aceptada para explicar el destino de los compuestos orgánicos meteoríticos invoca la posibilidad de que el entorno oxidante del suelo marciano junto con las reacciones fotoquímicas estimuladas por la radiación ultravioleta oxidan las moléculas hasta ácidos carboxílicos que no pueden ser detectados por GC-MS. Otros críticos con el trabajo de Biemann pusieron en duda la capacidad de la pirolisis a 500 ºC para volatilizar polímeros orgánicos complejos como el kerógeno, sugiriendo temperaturas superiores a los 1000 º C para posteriores determinaciones.

Las medidas atmosféricas de la Viking corrieron mejor suerte siendo especialmente relevantes a la hora de establecer la composición de la baja atmósfera marciana (Biemann et al 1997). Los resultados evidenciaron el buen funcionamiento del instrumento diseñado por Biemann al encontrar la misma composición de gases que podía hallarse en las burbujas de vidrio de los meteoritos marcianos encontrados en la Tierra.

 

Misión Phoenix

 

La ausencia de materia orgánica detectada por la Viking no pudo ser revisada hasta 30 años después con la siguiente misión exitosa de la NASA a Marte. El 25 marzo de  2008 el módulo Phoenix tocó la superficie marciana siendo la primera de las misiones de bajo coste (420 millones de dólares) proyectadas por la NASA para la exploración del planeta rojo. El objetivo fundamental del Phoenix era el de confirmar la presencia de agua en la superficie marciana siendo el heredero del proyecto fallido anterior Mars Polar Lander (de ahí su nombre sugiriendo el renacimiento del módulo). El aterrizador inicial (MPL) no contaba con un espectrómetro de masas, sino simplemente con un horno calorímetro (TE) que permitía estudiar la composición de las muestras de suelo a través de los cambios de fase. La adición del espectrómetro de masas al calorímetro dio lugar al instrumento TEGA (Thermal and Evolved Gas Analyzer) que debería repetir, aun sin un mecanismo de separación previo, los análisis de los GC-MS de las sondas Viking.

En esta misión se solventaron algunos de los problemas relativos a la extracción  de orgánicos de las misiones anteriores. El TEGA presentaba una temperatura de pirolisis de 1000 º C permitiendo, a priori, vencer las limitaciones impuestas por los compuestos orgánicos refractarios. El instrumento TEGA disponía de ocho hornos de un solo uso para la pirolisis de las muestras y un espectrómetro de masas magnético de doble foco con un rango de 2-140 Da (Hoffman et al. 2008). El sistema de ionización del espectrómetro de masas consistía en un haz de electrones producido por emisión térmica de dos filamentos de wolframio (uno de recambio) requiriendo 1 W de potencia. Un microprocesador permitía que se emitieran electrones con dos tipos de corriente (25-200 µA) y cuatro energías electrónicas (90, 37, 27 y 23 eV). Como en las sondas Cassini-Hyugens, disponer de varias energías de ionización permite el estudio diferencial de los patrones de fragmentación y la consecuente asignación de los picos del espectro. El analizador es un imán permanente de 0.65 T  hecho con NeBFe material que minimiza el volumen necesario para una determinada intensidad de campo. Se seleccionaron cuatro trayectorias específicas que cubrían los rangos de masas de 0.7– 4, 7–35, 14–70, y 28–140 Da. El uso de cuatro canales permite la cobertura simultánea de distintos rangos de masas.  La resolución del instrumento está determinada por las rendijas objeto y colectora así como el radio descrito por el ion en el analizador. La resolución del canal de masa alta es de 140 M/ΔM siendo proporcionalmente menor para los otros canales. Se utilizó como detector un multiplicador electrónico cerámico operando como conteo de pulso. Los gases evolucionados en los hornos eran transportados a espectrómetro de masas por nitrógeno.

El instrumento del TEGA también realizó determinaciones atmosféricas entre las medidas de muestras de suelo con el objeto de establecer la composición de gases nobles minoritarios. Para ello, el dispositivo contaba con un getter químico que a 250 º C permitía la eliminación del CO2 y el nitrógeno, dejando el argón y otros componentes minoritarios a una presión parcial superior en un factor de 50 a la atmosférica (el dispositivo utilizado era capaz de eliminar el 99% de los gases mayoritarios).

El TEGA no encontró compuestos orgánicos, al igual que sus predecesores, si bien es cierto que no estaba particularmente preparado para hacerlo. Lo que sí encontró TEGA fue agua y percloratos cuya presencia en las muestra pirolizadas podría haber oxidado completamente los compuestos orgánicos presentes (Hetch et al. 2009, Smith et al. 2009, Boyton et al. 2009). Con estos resultados en mente,  parte de la comunidad de astrobiólogos quedó convencida de que el método pirolítico no era el más adecuado para el estudio de los compuestos orgánicos en al superficie marciana. Grupos como el de Navarro–González estudiaron las diferencias entre análisis pirolíticos y de extracción en análogos marcianos como los suelos de jarosita de Río Tinto. Encontraron que la presencia de óxidos de hierro catalizaba la reacción de oxidación completa de la materia orgánica allí presente. Si a esto se le añade el posible estado como ácido carboxílico de los posibles compuestos orgánicos en el entorno oxidante marciano, aparecen serias dudas sobre el procedimiento de extracción utilizado. En sus estudios, Navarro-González y su grupo determinaron que se podrían obtener resultados positivos con el método pirolítico para suelos (marcianos) con contenido en orgánicos  >1500 ppm y no se observaba traza alguna para contenidos <150 ppm. El mismo grupo afirma que la presencia de perclorato hace que lo poco que quede tras la pirolisis esté clorado tal y como se había detectado en los compuestos residuales de los experimentos de la Viking (Navarro-González et al. 2006, Wu 2007, Inge 2010).

 

Mars Science Laboratory

 

El róver Mars Science Laboratory (MSL), también conocido como Curiosity, llegará a Marte en 2012 (lanzada en octubre del 2011) con el objetivo de esclarecer, en la medida de lo posible, la ausencia de señal de compuestos orgánicos que sus predecesores han reportado. Puesto que ninguna de las misiones anteriores logró establecer sin ambigüedad la presencia o ausencia de compuestos orgánicos en la superficie marciana, el MSL utilizará técnicas más sofisticadas que la pirolisis para sus análisis. Quizás la naturaleza móvil de la estación sea el aspecto más reseñable de la misión que lo diferencia de las anteriores puesto que permite seleccionar cuidadosamente los lugares de toma de muestra. Además, el uso de métodos espectroscópicos para establecer la composición aproximada del suelo marciano permitirá escoger con mucha seguridad la idoneidad del suelo a analizar. Paralelamente, el taladro del rover posibilitará la obtención muestras más profundas escapando de los efectos fotoxidativos que sufre la porción superficial del suelo marciano. Todos los instrumentos fueron calibrados con análogos marcianos como los suelos del desierto de Atacama, suelos del volcán hawaiano Manua Kea y fragmentos de meteoritos marcianos.

El conjunto de instrumentos dedicados al análisis de compuestos orgánicos del MSL recibe el nombre de SAM (Sample Analysis at Mars) y consta de una GC-MS, un equipo de pirolisis, un equipo de derivatización y un espectrómetro láser ajustable. El espectrómetro de masas utilizado es de tipo cuadrupolo y presenta un rango de 2-535 Da, mayor que el disponible para misiones anteriores. Las dudas razonables acerca de el proceso pirolítico como método de extracción de orgánicos han hecho que para este experimento se cuente con un procedimiento de extracción química (sólido-líquido) y derivatización one pot. El disolvente de extracción seleccionado ha sido la dimetilformamida por ofrecer los mejores resultados en análogos de suelo marciano. El procedimiento de derivatización utilizado sililará los posibles ácidos carboxílicos presentes con N-metil-N-(tert-butildimetilsilil)-trifluoroacetamida (MTBSTFA) (Buch et al, 2006). Sin embargo, la reacción puede ser inhibida considerablemente por la evolución de agua de los suelos marcianos y/o su composición química con lo que el uso de un patrón interno es obligatorio. Con este propósito, se someterá a las mismas condiciones de reacción un estándar de un aminoácido fluorado que permitirá evaluar si la reacción ha tenido lugar en las condiciones impuestas por la matriz marciana. La inclusión de orgánicos para este procedimiento hace que sea necesario evaluar su estabilidad a las radiaciones cósmicas durante el viaje, añadiendo un condicionante adicional a los comentados en la introducción para el diseño del instrumento y el método.

El proceso de separación cromatográfica también se ha mejorado considerablemente respecto a misiones anteriores, incluyendo 6 columnas distintas en el instrumento. Algunas de ellas presentan matrices quirales con el objeto de evidenciar asimetrías en la homoquiralidad por su naturaleza generalmente biótica. En este caso, el gas portador escogido ha sido el helio que subsana los problemas del hidrógeno de las misiones anteriores al prescindir de su eliminación.

El horno pirolítico de esta misión es capaz de alcanzar los 1000 º C, solucionando los problemas que presentaban las misiones Viking con posibles compuestos orgánicos refractarios. Por otro lado, en lugar de presentar tantos hornos de un solo uso como muestras a analizar, el SAM dispondrá de 60 celdillas de cuarzo (podrán ser reutilizadas) donde realizar el análisis de las muestras. Esto obliga a disponer de secuencias de limpieza del horno. La capacidad de las celdas es de 0.5 cm3 y el instrumento es capaz de depositar volúmenes exactos de triturado de suelo en porciones mínimas de 0.05 cm3. Paralelamente, la temperatura del instrumento se podrá ajustar hasta los 80 º C para poder llevar a cabo en él la reacción de derivatización del proceso químico de extracción. Otra característica relevante del nuevo proceso pirolítico es la posibilidad e enriquecer la muestra que pase al cromatógrafo mediante un adsorbente de compuestos orgánicos de elevada superficie evitando los posibles problemas de sensibilidad relativos a bajas concentraciones de orgánicos en la superficie (Meunier et al. 2005, Mahaffy, 2007).

Además de la extracción/derivatización y la pirolisis, un tercer procedimiento de análisis será incorporado con el propósito de determinar el ratio C13/C12 de los posibles compuestos orgánicos marcianos. El análisis por combustión de estos compuestos con 16O2 puro permitirá distinguir entre los isótopos de carbono mencionados. La selectividad isotópica hacia C12 de los sistemas vivos terrestres ha sido siempre considerada como una biosignatura relevante aunque no exenta de matizaciones geoquímicas. Como estándares inorgánicos se utilizarán los resultados del análisis atmosférico y de los carbonatos presentes en las rocas.

ExoMars

Las misiones a Marte llevan mucho tiempo de preparación y existe la posibilidad de que no se lleven a cabo con éxito, con lo que no es de extrañar que la próxima misión conjunta de la NASA y la ESA al planeta rojo, proyectada para 2018, también tenga los mismos objetivos que el MSL. La sonda ExoMars contará con el espectrómetro de masas y cromatógrafo de gases MOMA (Mars Organic Molecules Analyser) con el objeto de profundizar y complementar los resultados obtenidos por el MSL.  Como mejoras respecto a instrumentos anteriores, contará con dos fuentes de ionización tanto por impacto electrónico (EI) como la desorción láser (LD) ambiental para poder estudiar las muestras in situ sin necesidad de grandes sistemas de alto vacío. Además, se pretende rebasar el límite de masas impuestos por los otros dispositivos. Una de las razones para ir más allá es la de tratar de encontrar biopolímeros (>1000 Da) que podrían ser indicativos de la presencia de sistemas vivos. En este sentido, ha habido esfuerzos para ampliar el rango de masas de los detectores de tipo cuadrupolo con trampa de iones hasta los 2000 Da a bajos voltajes (Evans-Nguyen et al, 2008). Paralelamente, este analizador permitirá estudios MSn  con lo que la asignación de la naturaleza molecular será mucho más exacta.

Con el instrumental a bordo del ExoMars, se podrán analizar múltiples muestras de suelo conteniendo 50-100 mg. Respecto al proceso de extracción de orgánicos, se utilizarán tres procesos distintos de extracción y derivatización además del método pirolítico. El primer método será la sililación utilizada por el MSL con dimetilformamida y MTBSTFA. Además, teniendo en cuenta la relevancia de la quiralidad como biosignatura, se utilizará un método específico para dicho propósito con N,N-dimetilformamida dimetilacetal  (DMF-DMA). El tercer método será la termoquimiolísis con tetrametilhidróxido de amonio (TMAH). Este último combina la pirolisis a 400 º C (los hornos del MOMA podrán alcanzar 900 º C) con un agente químico derivatizante . Durante los 5 minutos de reacción el TMAH permite la ruptura de los enlaces polares y la metilación de los grupos COOH, OH y NH2 mejorando considerablemente las separaciones por  GC  al liberar compuestos menos polares (permite la detección de ácidos grasos) (Buch et al. 2011).

Del instrumento MOMA se han realizado pruebas de campo con éxito en el archipiélago ártico de Svalbard además de con análogos marcianos como muestras del desierto de Atacama (Goetz et al. 2011).

Perspectivas de futuro

 

Con todo lo expuesto, todavía queda mucha exploración espacial que realizar y aun cuando proliferan métodos distintos a la espectrometría de masas para el análisis químico de atmósferas y suelos de planetas del sistema solar, la espectrometría de masas continúa siendo una herramienta preferente. En el estudio de composición atmosférica cabe destacar la misión Rostta que en 2014 se encontrará con el cometa Churyumov-Gerasimenko en la que el instrumento COSIMA (Cometary Dust Secondary Ion Mass Analyzer) incluirá un espectrómetro de masas reflectron-TOF y una trampa de iones cuadrupolar (reducida utilizando apenas 300 V). La exploración de marte sufrirá en 2018 un cambio de paradigma importante con la misión de retorno de muestras a marte Mars Sample Return. En este sentido, no se proyectarán nuevos instrumentos puesto que podremos disponer de los laboratorios terrestres para el análisis de las muestras traídas.

Referencias

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Ampliando los límites de la habitabilidad

23 noviembre, 2011 26 comentarios

Hace más o menos un año nos hacíamos eco en este blog sobre una noticia referente al descubrimiento, de lo que parecía ser, el primer planeta extrasolar con unas características aptas para albergar vida como la conocemos hoy en día. Sin embargo, lo de que las condiciones sean razonables o no depende de dónde queramos poner el límite en la detección de variables, y ahí radica uno de los mayores problemas en la búsqueda de planetas con vida, que solamente tenemos un ejemplo: el nuestro. Además de la no trivial cuestión de definir qué es la vida, el no tener más modelos que el real (que no conocemos ni siquiera del todo) junto con otros totalmente teóricos, hace extremadamente complicado este estudio.

Entrando en materia, lo que ocurre es que un grupo internacional compuesto por miembros de la NASA, del SETI y otras cuatro universidades, ha intentado hacer un primer atisbo de catalogación de los exoplanetas existentes en función de su habitabilidad. Para ello se han basado en dos índices creados por ellos y que responden a dos cuestiones clave que se han propuesto: la primera concierne en encontrar planetas parecidos a la Tierra pues ya está más que demostrado que es capaz de albergar vida (ejem) y que han nombrado ESI (Earth Similarity Index), y la segunda se enfoca en buscar otros lugares que pudieran tener una vida más exótica o extraña PHI (Planetary Habitability Index). Es un hecho importante el que se empiecen a tener en cuenta otras posibilidades para la vida, que nos alejemos del “geocentrismo” como dicen los autores, y que exploremos nuevas metas.

Por ahora, y tras este estudio tan precoz, solamente dos exoplanetas han pasado el test: Gliese 581d y HD 85512b. Curiosamente, y si os dais cuenta, se puede caer en el error de pensar que el planeta que orbita alrededor de la enana roja Gliese 581 es el mismo del que hablamos hace tiempo, pero no lo es, este es el “d” y el protagonista de la noticia anterior era el “g”. Resulta muy curioso que tras todo el humo que se levantó respecto al descubrimiento de Gliese 581g, al final no haya sido incluido en este, por ahora, selecto grupo de exoplanetas, y sin embargo, su vecino sí que esté presente. Estoy esperando a que salga el artículo y pueda ver en qué se han basado para hacer esta clasificación, aunque puedo suponer que puede que no hayan incluido al planeta “g” debido a que parece ser que hubo algunas controversias en torno a su existencia y quizá no se haya confirmado aún.

Por último, dentro de unos 12 días se abrirá el acceso al catálogo de planetas habitables que está montando la universidad de Puerto Rico. Esperemos que se vayan añadiendo planetas de forma regular, quizá entonces, a la vista de la existencia de otros lugares que poblar, relancemos los olvidados y malogrados programas espaciales de estas últimas décadas a donde les correspondería estar ahora.

Schulze-Makuch, D., et al., 2011. A Two-Tiered Approach to Assessing the Habitability of Exoplanets. Astrobiology. doi:10.1089/ast.2010.0592 (Enlace)

Origins 2011: arranque y conferencia de Ada Yonath

Desde Montpelier nos hemos puesto de acuerdo algunos participantes de Bioxano para reavivar este desolado rincón de la blogosfera. Nos encontramos en el día 1 del Origins 2011 Conference, organizado conjuntamente por el ISSOL y la International Astronomic Union. Durante seis días iremos actualizando los acontecimientos más sobresalientes de este suculento congreso.

Tras disfrutar brevemente de la agitación nocturna de una noche de sábado y de la exagerada calma de una mañana de domingo en esta encantadora ciudad, hemos podido asistir a los primeros compases de lo que promete ser una semana apasionante. Las primeras intervenciones, previsiblemente faltas de ritmo, eran el preludio a la conferencia plenaria de inauguración de Ada Yonath, investigadora israelí ganadora del Premio Nobel de Química de 2009 por sus estudios sobre la estructura del ribosoma. Cabe decir que la charla ha sido como una montaña rusa: una introducción innecesariamente simple y tediosa y un final con aderezos decepcionantes han flanqueado un grueso amasijo de información muy ilustrativo e interesante. El avance en el conocimiento de la asombrosa estructura del ribosoma aporta una perspectiva más precisa sobre el funcionamiento de los seres vivos. Por otra parte, el tema del origen y la evolución de esta compleja máquina biológica es sumamente interesante y probablemente lo retomaremos en entradas posteriores.

La demostración del papel catalítico del RNA ribosómico constituye el ejemplo más paradigmático de que las proteínas no poseen el monopolio de la catálisis celular y lanza pistas sugerentes sobre la evolución bioquímica primitiva. Sin querer entrar en detalles excesivos (al menos en este comentario introductorio del congreso), hemos pensado en conseguir algún material que represente visualmente la relevante aportación de Ada a la biología básica. En nuestro esfuerzo, hemos acudido esperanzados a preguntarle a la conferenciante sobre un vídeo que había mostrado en su intervención. Con un rictus demoledor, nos ha espetado un compacto “está en Youtube” antes de darse la vuelta sin mediar más palabra y alejarse cabizbaja de la zona de reunión. De ese modo, además de la sorprendentemente reducida interacción con ella, conseguimos triunfantes un vídeo muy ilustrativo de su presentación que os mostramos a continuación.

 

Otro encuentro a destacar durante el aperitivo ha sido con una asistente que se registró a última hora para sorpresa de los asistentes. Se trata de Felisa Wolfe-Simon, la cabeza destacada de los ya famosos estudios de seres vivos con componentes aparentemente basados en arsénico, que ya comentamos aquí y que tanto ha dado que hablar con posterioridad (véanse por ejemplo los comentarios de Juli Peretó, Carl Zimmer y Steve Benner). Aun sin llegar a hablar con ella, sí pudimos ver que hace gala de una gran vitalidad que le puede venir muy bien en una época tan complicada tras el ya reconocido fiasco del arsénico.

En resumen, hoy hemos disfrutado de un aperitivo para nutrir la ilusión de formar parte de un evento como éste, que aúna en una misma gran sala a científicos de la talla de Gerald Joyce, James Kasting, John Sutherland y Antonio Lazcano, cuyas intervenciones esperamos con la impaciencia de un niño al que llevan a un parque de atracciones. Eso sí: aunque podemos prever algunos éxitos cantados, esperamos que los ponentes no se queden en la superficie de sus respectivos temas y que el debate tras las charlas no sea demasiado tímido. La valentía de los participantes puede hacer que este congreso sea realmente memorable.

Montpelier, por su parte, ha resultado ser una ciudad atractiva y llena de rincones muy agradables. La brisa matutina nos ha acompañado en el paseo por su casco histórico, en el que nos ha faltado visitar uno de los jardines botánicos más antiguos de Europa. También nos ha encantado encontrar en la Place de la Comédie una asamblea de Indignados apoyando la demanda de una democracia real aunque, por supuesto, no les hemos entendido un pijo.

Escrutando el cielo con Francisco Anguita

8 diciembre, 2010 24 comentarios

El pasado viernes, en un sorprendentemente poco publicitado acto, tuvo lugar una charla impartida por el eminente geólogo planetario Francisco Anguita en el aula de seminarios del departamento de geología de la Universitat. Pese a la reducida audiencia (no más de unas 50 personas), la conferencia fue de muy alto nivel. No podía ser menos, viniendo de un hombre curtido en ciencia que sabe cómo transmitir en palabras y gestos su pasión por los temas que trata.

Anguita realizó una exposición atractiva y heterogénea, en la que habló sobre cuestiones diversas, bajo el contexto común de la planetología y la astrobiología. Comenzó con una revisión histórica del desarrollo de la disciplina exobiológica, desde su origen y desarrollo temprano, con los contrastes clásicos entre entusiastas como Joshua Lederberg y críticos como George G. Simpson, hasta el asentamiento de la rama de la mano de investigadores de la talla de Bada, Sagan y Drake. La ecuación de Drake es, precisamente, uno de los conceptos más famosos en relación con la búsqueda de vida e inteligencia extraterrestres. Al hablar sobre ello, Anguita nos mostró una camiseta amarillo chillón que le doblaba en tamaño, obsequio de Frank Drake, en cuya espalda se incluía su famosa ecuación. Mientras lo hacía, afirmó que “probablemente esto será lo único que recordéis dentro de unos meses cuando penséis en esta charla”. Confío en que no sea así.

Uno de los puntos en los que más énfasis hizo Anguita fue en la necesidad de tener en cuenta el contexto geológico al analizar los procesos evolutivos. Así, por ejemplo, habló sobre la probabilidad de que un planeta que albergue una biosfera compleja, posea también una dinámica de tectónica de placas. Para Anguita, la diversidad ambiental actúa claramente como agente generador de diversidad biológica y por ello podría ser un factor interesante a investigar ante el descubrimiento de planetas habitables.

La habitabilidad de planetas y satélites de fuera y dentro del Sistema Solar era también un tema obligado. Habló de Marte y de Europa. Habló de exoplanetas, de sus características y posibles biosferas. Habló del interés en la localización de Supertierras (planetas rocosos de masa menor a diez veces la terrestre), las cuales potencialmente contendrían abundantes océanos, atmósferas densas y, tal vez, una dinámica litosférica digna.

La charla terminó con una esperanzadora promesa. Con el refinamiento tecnológico en la exploración espacial, ha aumentado astronómicamente (guiño) el número de planetas extrasolares conocidos. En 1964, Simpson clamaba el aspecto pseudocientífico de la exobiología en parte por la ausencia de evidencia experimental de este tipo de planetas. 31 años después, apareció el primero; y hasta ahora, no hemos dejado de contar: ¡y ya van más de 500! Pese a todo, el número total y los detalles asociados son todavía ridículos. Pero la progresión es evidente, y las próximas décadas vienen cargadas de misterio. Respecto a la búsqueda de inteligencia en el espacio escribía Sagan “Es difícil pensar en cualquier otra empresa a nuestro alcance (…) que sea una promesa tan grande para el futuro de la humanidad”. Personalmente, me conformaría con que en algún momento encontremos algún bichito simpáticamente original.

Arsénico en bacterias, ¿un nuevo modo de vida?

2 diciembre, 2010 9 comentarios

Y el misterio, unas dos horas antes de la charla de la NASA, se desveló gracias a una noticia de Nature. Tras dos días con una intensa expectación y rumorología (permitan el uso del palabro) sobre qué habían encontrado esta gente que daría un golpe en la astrobiología, donde hasta se incluían ideas sobre el descubrimiento de vida en Titán o alguna foto simpática de E.T., ya tenemos la respuesta. Aunque no es cierto que la tengamos ahora, durante el día de ayer ya se filtró por la red que muy seguramente tendría que ver con el arsénico aunque no de qué manera. Aun así, eso no impidió que diversos “lugares especializados en información” siguieran con sus hombrecillos verdes y esas cosas.

Como imagino que sabréis, el fósforo es un elemento de importancia en nuestra química orgánica ya que forma parte de moléculas tan importante como los monómeros del DNA y RNA, así como también del ATP, molécula energética por excelencia, o en los propios lípidos de membrana como bien indican en la noticia. Es un elemento crucial para el correcto funcionamiento de una célula y su falta o intercambio parecía ser letal… Hasta ahora. Lo que han descubierto es un integrante de las proteobacterias, de la familia Halomonadaceae, parece que es capaz de suplir el fósforo por arsénico en varias moléculas. El arsénico y el fósforo son dos elementos ciertamente parecidos, de hecho el primero está debajo del segundo en la tabla periódica, y el ion arsenato (AsO43-) tiene una estructura tetraédrica con sitios de unión idéntico al fosfato.

El caso es que esta bacteria se ha encontrado en el Mono Lake, en California, un lago donde la concentración de arsénico es bastante elevada. Lo que se intentaba buscar ahí eran microorganismos que pudieran usar arsénico y no solamente tolerarlo. Una vez recogidas las muestras, éstas se diluyeron hasta que no quedó nada de fosfato en el medio (homeopatía de fosfato, vaya) y se vio que una bacteria creía más rápido que las otras. De hecho, con únicamente arsénico en el medio, el bicho crece a un 60% de la velocidad que en presencia de fosfato.  Se ha utilizado arsénico marcado radiactivamente para ver las localizaciones donde se encuentra el elemento observando que estaba presente en proteínas, lípidos y ácidos nucleicos, con unas cantidades más o menos cercanas en las que está situado el fosfato. También sometieron las muestras a rayos X del sincrotron y observaron que el elemento tomaba forma de arsenato y que formaba enlaces con el oxígeno y el carbono como el fosfato. Pero que todo esto no os deslumbre, técnicas posteriores basadas en espectroscopía de masas aun no aseguran que el elemento haya tomado la función del fosfato en el DNA y el RNA .

Como podemos ver en el comentario de Felisa Wolfe-Simon, una de las responsables del descubrimiento, es fácil ser atrevido con estos resultados preliminares:

Our data are strongly suggestive of arsenic replacing phosphorus,

Sin embargo, hay otros investigadores que arrojan algo de escepticismo a esta afirmación tan prematura como podemos ver en el comentario de Mary Voytek:

I think no single one of their measurements can prove that arsenate is doing what phosphate normally would,(…) I will conservatively say that it’s very hard to come up with an alternative explanation.

Es importante conocer en un futuro si el arsénico forma parte de verdad de esas moléculas que hemos visto tal y como dice Barry Rosen, bioquímico de la Universidad de Florida:

It would be good if they could demonstrate that the arsenic in the DNA is actually in the backbone, (…) What we really need to know is which molecules in the cell have arsenic in them, and whether these molecules are active and functional,

Sin embargo, también hay puntos de vista más conservadores como por ejemplo el de Steven Benner, quien nos alerta de algunos detalles interesantes sobre la química del arsenato, como por ejemplo el tiempo de vida inferior respecto al fosfato en el agua de los enlaces que forma, del orden de minutos. Comenta que será un descubrimiento “fenomenal” cuando esté respaldado por las pruebas químicas pertinentes:

It remains to be established that this bacterium uses arsenate as a replacement for phosphate in its DNA or in any other biomolecule found in ‘standard’ terran biology, (…)It means that many, many things are wrong in terms of how we view molecules in the biological system.

Resumiendo, aunque el descubrimiento no deja de ser interesante a priori, es fácil caer en el júbilo de asentar una química con el arsénico en el papel del fosfato a estas alturas pues aun quedan muchos datos que tomar y que analizar. No obstante, en el instante en el que se confirmen todos estas hipótesis, será algo bastante importante en el estudio de diversas áreas dentro del terreno de la biología, y en buena manera, de la astrobiología. No olvidemos que de ser cierto, será una constatación de que la vida puede adoptar más formas que la que conocemos aquí, algo que ya se ha postulado teóricamente pero que carecía de un respaldo físico.

PD: os dejo el enlace al artículo de Science:

http://www.sciencemag.org/content/early/2010/12/01/science.1197258.abstract

Cuando el río suena a veces se desborda.

2 diciembre, 2010 1 comentario

Parece que estamos en la época de las filtraciones y al periódico más serio de Albión le ha faltado tiempo para construir un Star Gate. No sabemos lo que escucharemos mañana o leeremos el viernes pero sería histórico que nuestro amigo desacoplador de la glicólisis nos diese alguna sorpresa que permitiese un gran impulso al campo de la química prebiótica. Sin  querer aguar la fiesta, en una época en que la NASA debe justificar más que nunca su propia existencia y teniendo en cuenta los precedentes, debemos mostrar cautela al ilusionarnos con el posible hallazgo.

Bienvenidos al hype

30 noviembre, 2010 6 comentarios

La NASA ha colocado hoy un mensaje un tanto viral en internet sobre una conferencia que tendrá lugar este jueves y que se centrará en un descubrimiento que, según ellos, impactará en la investigación sobre vida extraterrestre.

Esta conferencia tendrá como responsables a Mary Voytek, director del programa de astrobiología de la NASA; Felisa Wolfe-Simo, geóloga; Pamela Conrad, astrobióloga; Steven Benner, y James Elser, profesor de la universidad de Arizona. La conferencia la podréis ver en streaming por aquí (http://www.nasa.gov/ntv) a las 14:00 p.m. hora local de Washington, 20:00 hora española si no me equivoco.

Veremos si de verdad se cumple el viejo refrán “cuando el río suena, agua lleva” y es cierto que sea algo que merezca ser contado.

 

 

Enlace a la noticia original: http://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/nov/HQ_M10-167_Astrobiology.html