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La espectrometría de masas en la exploración espacial

14 agosto, 2012 32 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 25 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)

La doble hélice

12 octubre, 2011 66 comentarios

Si os pensabais que desempolvaríamos Bio-Xano con una magnífica entrada en inglés y con diez hojas de referencias sobre los tardígrados para satisfacer los más ansiosos deseos de nuestros lectores, (en este largo tiempo de hibernación, han sido fundamentalmente gente bizarra y alumnos con dudoso criterio en cuanto a la selección bibliográfica) estabais equivocados (después de un paréntesis tan largo esta estructura enfática carece de sentido). Hoy decido abrir con una noticia triste para la ciencia valenciana: la ominosa “representación artística” del DNA que presagia la entrada al museo de los horrores de la ciencia en Valencia ha escapado del vestíbulo donde se la creía sellada. Pensaba que el desafortunado monumento a la ignorancia y la incompetencia había tenido ya su momento y que sus últimos estertores eran las fotos en perspectiva de Craig Venter, sonriente ante un insulto al resultado del anuus mirabilis de la biología. Sin embargo, la fatua aparición parece no querer abandonar este mundo y ahora es portada de los libros de texto de Valenciano de la editorial Oxford.

 

 

 

Como habitantes del País Valencià considero que debemos exorcizar este demonio y por ello os propongo jugar al juego de las N diferencias. Será sencillo, debéis detectar el mayor número de fallos posibles que contiene la estructura del museo Príncipe Felipe y hacer un motivational con las diferencias titulado Epic Fail y el subtítulo que os plazca. Espero que esta iniciativa sirva, al menos, para concienciar a la comunidad bloggera de que la pasividad ante este tipo de errores (ya me diréis el número) sólo les da tiempo para propagarse y acabar poblando escenarios educativos donde tienen efectos perniciosos (al menos se pone en duda el criterio de los editores). Nada más, espero que la próxima entrada sea una de verdad y no una propuesta para quemar en la próximas fallas la dichosas representación.

Aprendiendo con iTunes U

23 diciembre, 2010 2 comentarios

Quería compartir con todos vosotros algo que realmente creo que merece la pena. Hace ya bastante tiempo hablé en este mismo blog sobre los programas de tipo “podcast” y la utilidad que podían tener (“Póngame un Podcast para llevar, por favor”). Pues bien, para demostrar una vez más la potencia de este tipo de transmisión de mensajes, os traigo lo que para mí es una de las mejores ideas que ha tenido Apple, el iTunes U.

Al margen de que esto pueda parecer un post publicitario de los de la manzana, lejos queda de mi intención. Lo que ofrece este peculiar servicio son clases de universidades bastante prestigiosas, como por ejemplo Oxford o Stanford, sobre temas de lo más variado, que pueden ir desde política, arte, literatura o ciencia por poner unos pocos ejemplos. Estos archivos se encuentran en diversos formatos (.pdf, .mp4, .mp3 o  incluso .epub) y casi siempre en inglés, lo cual puede ser también un aliciente para mejorar el idioma. Pero lo mejor de todo es que este servicio es totalmente gratuito.

Desde luego los antiguos límites de adquisición del conocimiento se van difuminando cada vez más en la distancia gracias a este tipo de iniciativas que, junto con el poder de las redes sociales como Facebook o Twitter (ésta última la recomiendo encarecidamente), ayudan a dispersar cada vez más el conocimiento.

Lo poco que he aprendido carece de valor, comparado con lo que ignoro y no desespero en aprender.

René Descartes


Categorías:Divulgación, Universitat

La aproximación umpolung de la transaminación

22 noviembre, 2010 7 comentarios

El principio de Curie establece que la asimetría de los efectos debe estar presente en la causas, es decir, de una causa simétrica no pueden generarse efectos asimétricos. La asimetría de la causa, por el contrario, no lleva necesariamente a un efecto asimétrico pudiéndose obtener efectos más simétricos que las causas. Como puede verse, de acuerdo con esta intuición, al igual que los griegos pensaban de los números pares, la simetría es poco fecunda al no poder más que engendrar simetría.  Este galimatías de simetría puede ejemplificarse perfectamente en las reacciones de síntesis orgánica en las que intervienen elementos de quiralidad. La aplicación del principio de Curie resultaría de explicar las posibles desviaciones de los productos del racemato (composición equimolecular de ambos enantiómeros) por la intervención de reactivos o entornos quirales que generasen estados de transición de diferente energía desviando la reacción  a uno de los enantiómeros.

 

Uno de los ejemplos más apabullantes de mantenimiento de la asimetría lo encontramos en la homoquiralidad de toda la vida conocida. Los seres vivos que pueblan la tierra utilizan en la construcción de sus biopolímeros sólo uno de los enantiómeros posibles de las unidades químicas que los componen. Esta selectividad genera catalizadores quirales que se imponen a los mecanismos de reacción generalmente simétricos para obtener los monómeros asimétricos.  La homoquiralidad es un argumento a favor de la ancestralidad común de nuestro bioclado y su fortaleza quedará explícita cuando logremos detallar la ruptura espontánea  de la quiralidad que parece presentar la vida.

 

La síntesis de aminoácidos nos puede servir como ejemplo de ruptura de la quiralidad promovida por un catalizador asimétrico en los sistemas vivos. Para ello, repasaremos previamente la reacción de síntesis abiótica de aminoácidos de Strecker. Si queremos sintetizar un aminoácido sencillo como la serina de acuerdo con este mecanismo, debemos partir de su aldehído correspondiente, el glicoaldehído, cuya imina será objeto de una adición nucleofílica de cianuro para obtener un a-aminonitrilo que posteriormente sufrirá hidrólisis resultando en el a- aminoácido.  La síntesis requiere de medio ácido que es proporcionado por uno de los reactivos, el ácido cianhídrico, a su vez, la fuente del nucleófilo (cianuro) que se adiciona al carbonilo. Como detalla la Figura 1, primeramente se forma, en medio ácido, la imina del aldehído, que luego sufre la adición del cianuro.

Figura 1: Mecanismo de reacción de la síntesis de Strecker. Se muestra la formación de la imina y la posterior obtención del nitrilo. (Tomado de http://www.organic-chemistry.org/)

El carbonilo del producto inicial de la reacción presenta un tipo de proquiralidad  conocido como proquiralidad facial, puesto que se genera un carbono quiral por el cambio de hibridación sp2 a sp3 durante la adición. La proquiralidad se conserva en la imina y  la adición puede ser por una de las dos facies o caras –re o si- (Figura 2) dando, si no se presentan asimetrías, una mezcla racémica de los productos. Es en este momento de la reacción en el que se establece la isomería final de los productos puesto que la consecutiva hidrólisis del nitrilo (Figura 3) no produce ningún cambio en la configuración del carbono quiral.

 

Figura 2: Proquiralidad del carbonilo, se indican las caras re y si. (Tomado de http://www.wikipedia.org/)

 

Figura 3: Mecanismo de reacción de la síntesis de Strecker: Se muestra la hidrólisis del nitrilo para obtener el aminoácido. (Tomado de http://www.organic-chemistry.org/)

El mecanismo de biosíntesis de aminoácidos procede de un modo distinto.  Una vez incorporado el amonio como glutamato y glutamina, la transaminación de a-cetoácidos es la etapa que determina la quiralidad de los aminoácidos. En el caso de la serina, la ruta de síntesis habitual (Figura 4) parte del 3-fosfoglicerato de la glicólisis para obtener por oxidación el a-ceto-β-hidroxiácido correspondiente. El 3-fosfohidroxipiruvato será el que se transamine para dar fosfoserina que tras hidrolizarla se obtendrá serina.

Figura 4: Rutas de obtención de serina. (Tomado de (http://www.genome.jp/kegg/kegg2.html/)

 

La reacción bioquímica de transaminación transcurre de un modo radicalmente distinto al del mecanismo de Strecker al invertir la polaridad del grupo carbonilo. Este tipo de reacciones conocidas como umpolung permiten incrementar la versatilidad química del grupo y poder llevar a cabo reacciones de adición electrófila al mismo. La transaminación acontece en el centro activo de unas proteínas conocidas como transaminasas que presentan como coenzima el fosfato de piridoxal (PLP). El PLP es una piridina tetrasustituida unida al enzima mediante una imina con el e-amino de una lisina del centro activo.  La transaminación ocurre en varias etapas siendo la primera de ellas la recepción del grupo amino del glutamato y la consecuente ruptura de la imina interna con el e-amino. A continuación, el grupo amino libre forma una imina con el a-cetoácido y se produce la pérdida de un protón para dar el intermediario quinoideo (Figura 5) (se asemeja una quinona) que presenta una forma resonante carbaniónica de gran contribución al híbrido de resonancia (podemos interpretar que la carga negativa se encuentra deslocalizada por el anillo, estabilizando el carbanión). En este punto, hemos invertido la naturaleza electrofílica del grupo carbonilo permitiendo la adición de un protón (electrófilo). La reacción termina con la regeneración de la imina interna con la lisina y liberación del aminoácido.

 

Figura 5: Mecanismo de formación del intermedio carbaniónico quinoideo (Tomado de Vederas et Floss, 1980).

Como hemos visto, la reacción de transaminación presenta diferencias sustanciales con la síntesis de Strecker, tanto en los productos de partida  e intermedios (aldehídos vs a-cetoácidos) como en la reactividad del  grupo carbonilo (adición nucleófila vs adición electrófila), sin embargo la diferencia de mayor relevancia biológica la encontramos en la estéreoespecificidad. De nuevo, la imina presenta proquiralidad facial, pero a diferencia que en el mecanismo de Strecker, sólo una de las caras es atacada. Las transaminaciones catalizadas por enzimas conservan la asimetría preservando la homoquirliadad de los polímeros biológicos. La conservación de dicha quiralidad, a diferencia del racemato producido en la síntesis de Strecker, requiere invocar el principio de Curie y dado que ambos mecanismos propuestos son simétricos la diferencia la deberemos buscar en el elemento quiral de la reacción: el enzima.  Quedarnos con esta respuesta seria muy ingenuo por lo que debemos indagar en la naturaleza íntima de la asimetría. Dentro de las explicaciones propuestas, el efecto de la matriz asimétrica, que es la proteína, en la conformación final del carbono proquiral es la más plausible. La estabilización por resonancia del intermedio carbaniónico exige la perpendicularidad del grupo entrante (o saliente) para la correcta interacción con el sistema p de la molécula (Figura 6). De acuerdo con esta restricción, la matriz proteica fija la conformación mediante interacciones del carboxilo cetoácido con una arginina conservada, exponiendo sólo la cara adecuada a la protonación (Figura 7).

Figura 6: Efecto estereoelectrónico en la orientación de los sustituyentes. Se observa como el enlace a formar o romper debe encontrarse perpendicular al anillo para lograr el máximo solapamiento con el sistema  (Tomado de Toney, 2004).

Figura 7: Fijación de la configuración del C por interacción del carboxilo con el enzima (E+). Se muestra como un cambio en la esteroquímica del carbono cambia el grupo reactivo perpendicular al sistema  (Dunathan,1966).

De este modo, el catalizador asimétrico mantiene la fecunda asimetría de los sistemas biológicos y cuya explicación final es uno de los grandes misterios de la química prebiótica de nuestro tiempo.

Referencias:

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H. C. Dunathan. (1966) Conformation and reaction specificity in pyridoxal phosphate enzymes. Proc.Natl.Acad.Sci.U.S.A. 55:712

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J. C. Vederas and H. G. Floss. (1980) Stereochemistry of pyridoxal phosphate catalyzed enzyme reactions. Acc.Chem.Res. 13:455-463

 

 

Happy Birthday Carl!

9 noviembre, 2010 5 comentarios

Hoy no me puedo ir a dormir tranquilo sin rendirle un pequeño tributo a uno de los más grandes científicos y divulgadores que ha dado este punto azul pálido. Como tal vez sabréis o tal vez no, hace 76 años nació un ilustre ejemplar de persona capaz de transgredir el estatus de divulgador de aquel entonces, donde la persona que ejercía la divulgación estaba mal visto por la comunidad científica; nació un científico capaz de acercar la ciencia a millones de individuos de una manera tan eficaz como bella; nació una de las mayores personalidades sustentadora del pensamiento crítico y escéptico como base del avance social y tecnológico; nació uno de los mayores impulsores y responsables del proyecto SETI; nació el hombre que define el concepto de vida en la enciclopedia británica. Señoras y señores, hace 76 años nació Carl Sagan.

Science is a way of thinking much more than it is a body of knowledge.

La búsqueda de vida extraterrestre

27 octubre, 2010 3 comentarios

La búsqueda de vida en el universo es una de las empresas más viscerales de la humanidad. El inmenso manto de obsidiana salpicado de estrellas genera un sentimiento de soledad infinita que nos arrastra a preguntarnos si otras formas de vida se sienten tan desdichadas al contemplar el cielo nocturno. Cuando apartamos la vista de la bóveda celeste, todo vuelve a la normalidad y nuestras relaciones sociales cuotidianas mitigan la soledad inconmensurable de la nada del espacio. Sin embargo, aquellos pocos a los que la inercia del sistema no les ahoga la mente en lo consuetudinario manteniendo esa fascinación, llegando a educar y estructurar su curiosidad, pueden concretar ese sentimiento en la búsqueda racional de vida en el espacio.

La búsqueda de vida inteligente cristalizó inicialmente en el proyecto SETI, que sondea el espacio esperando encontrar emisiones electromagnéticas propias de una civilización extraterrestre avanzada. Sin embargo, los biólogos, conscientes de la elevada contingencia que exhibe el fenómeno de la vida, consideramos estos intentos poco realistas: nos daríamos con un canto en los dientes encontrando una forma de vida simple como una bacteria poblando algún planeta del universo. Actualmente, desde el paradigma de la astrobiología, existen otros enfoques a la búsqueda de vida extraterrestre que no parten de la restricción a las formas inteligentes que padece el proyecto SETI.

Es en este contexto cuando la comunidad científica necesita de algún criterio para acotar la búsqueda y hacerla lo más eficiente posible. Dentro de las herramientas conceptuales que orientan esta ardua empresa encontramos la conocida como zona de habitabilidad que queda definida por aquello que caracteriza e impregna toda la vida terrestre, el agua líquida. Así pues, la zona de habitabilidad quedaría restringida a la corona circular alrededor de una estrella en la que existiría agua líquida en la superficie de un hipotético planeta situado en la misma. Aunque esta asunción es muy conservadora permite establecer un criterio efectivo que no dependa de vagas elucubraciones sobre formas de vida con una química radicalmente distinta a la propia de la vida terrestre. La zona de presencia de agua líquida viene determinada por considerar el flujo de energía solar y su luminosidad, corregidos adecuadamente con modelos climáticos que introducen el albedo o el efecto invernadero. Buscar planetas entorno la comentada zona de habitabilidad de una estrella sería lo más razonable a la hora de encontrar vida extraterrestre, sin embargo hay otros criterios que pueden acotar todavía más la búsqueda.

La duración de la zona de habitabilidad es tan importante como su presencia puesto que la emergencia de la vida y evolución en complejidad requiere de tiempos suficientemente grandes. Así pues, no todas las estrellas pertenecientes la secuencia principal serán anfitriones adecuados para la vida por el simple motivo de apartarse de esta secuencia (completar su ciclo) demasiado pronto como para que una biosfera emerja en un planeta de su zona habitable.  Podemos calcular el tiempo de vida media de permanencia en la secuencia principal a través de una ley de potencia que escala con la masa:

Por poner un ejemplo, una estrella con el doble de masa que nuestro sol (clase A) tendría una vida media de unos 1800 millones de años. Si consideramos que el tiempo de formación de los planetas y su adecuación para la existencia de agua líquida es similar al de la tierra nos queda poco tiempo, menos de 800 millones de años, para la emergencia de la vida.  Aunque algunas estimas del tiempo necesario para la biogénesis son del comprenden unos 10-300 millones de años, tendríamos relativamente poco tiempo para la diversificación y evolución de vida compleja quedándonos como mucho –y rezando- con formas de vida simples. Aún teniendo en cuenta estas consideraciones, podríamos salvar de la purga a esta estrella hipotética si se diese una evolución rápida de la biosfera merced de una mayor irradiancia U.V. De acuerdo con los tiempo de vida media (Figura 1), las estrellas anfitrionas que se deberían tener en cuenta en la búsqueda de exoplanetas susceptibles de albergar vida son las pertenecientes a las clases F,G y K.

 

Figura 1: Distribución de la zona de habitabilidad en función del tiempo para estrellas de diferente masa (tomado de Kasting et al, 1993).

Figura 1: Distribución de la zona de habitabilidad en función del tiempo para estrellas de diferente masa (tomado de Kasting et al, 1993).

Por otro lado, estrellas más pequeñas que nuestro Sol como las de clase M, aunque tienen una vida media muy larga siendo las más abundantes en nuestro cosmos, pueden plantear problemas adicionales. Tal y como se muestra en la Figura 2, el radio al que un planeta queda sometido al acoplamiento de marea en su órbita invade la zona habitable en las estrellas enanas de la clase M. Los planetas allí presentes tendrían siempre una cara iluminada y otra oculta, siendo éste un motivo por el que inicialmente las estrellas de clase M no se consideraron habitables. Revisiones posteriores que implementan modelos climáticos con transporte de la energía térmica han recuperado estas estrellas como anfitrionas para la vida, de hecho ya comentamos en este blog el descubrimiento de un planeta habitable alrededor de una estrella de tipo M.

 

Figura 2: Distribución de la zona de habitabilidad en función de la masa de la estrella. La línea punteada indica el radio al que se produce el acoplamiento de marea. Sombreada en amarillo queda la zona de habitabilidad (tomado de Kasting et al, 1993).

Gracias al razonamiento científico, los modelos y los datos cosmológicos hemos podido acotar la búsqueda lo suficiente como para tener perspectivas de encontrar un contingente importante de planetas habitables.  Aunque podemos esta obviando otros factores, como biosferas bajo el hielo o la presencia de satélites -puesto que pueden ejercer un efecto conocido como tidal heating (calentamiento de marea) que calentaría el manto permitiendo una tectónica de placas estable (El vulcanismo del satélite Io es un buen ejemplo de este efecto)- el concepto de zona de habitabilidad ha mostrado resultar útil guiando la búsqueda de planetas en los que podría existir vida. El refinamiento de las técnicas podrá en un futuro permitirnos encontrar planetas de tamaño similar a la tierra e incluso evaluar la presencia de una biosfera en los mismos.

Referencias

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