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LaTierravistacomoexoplaneta

Antígona Segura

Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Autónoma de MéxicoCircuito Exterior C.U. A.Postal 70-543 04510 México D.F. México.

antigona@nucleares.unam.mx

RESUMEN

La Tierra, como único ejemplo de planeta habitable, nos da los primeros elementos para caracte-rizar el espectro de planetas de tipo terrestre alrededor de otras estrellas que podrían ser detectados en el transcurso de la próxima década gracias a misiones como CoRoT y Kepler y caracterizados por las misiones Terrestrial Planet Finder y Darwin. En este artículo se compendian los estudios que utilizan a la Tierra para determinar las posibles características de mundos habitables alrededor de otras estrellas. A partir de comparar las características de la Tierra con las de los demás planetas terrestres del Sistema Solar se ha determinado que, en principio, un planeta habitable debe tener atmósfera, agua líquida y el tamaño adecuado para retener dicha atmósfera y mantener actividad tectónica por periodos de tiempo geológicamente largos. Un planeta habitado podría ser reconocido como tal a partir de la detección de bioseñales en su espectro. Simulaciones de atmósferas similares a la Tierra presente y pasada, así como el conocimiento de la evolución geológica de nuestro planeta indican que el oxígeno (O2) resulta una excelente señal de vida, en especial si está acompañado de compuestos como el metano o el óxido nitroso. Los pigmentos usados por organismos fotosintéticos también pueden generar una señal en el espectro de un planeta, la cual sería similar a la absorción de la clorofila en la Tierra. Las observaciones del brillo de la Tierra permiten analizar el espectro promediado del disco de nuestro planeta y determinar los cambios de las bioseñales dadas diferentes condiciones de iluminación y geometría. A partir de estas observaciones y modelos que generan espectros promediados del disco terrestre, se ha encontrado que la presencia de nubes en una atmósfera es el mayor reto para reconocer bioseñales y, en general, las características de la superficie planetaria. La concentración atmosférica de los compuestos producidos por la vida depende de la cantidad de radiación ultravioleta que recibe el planeta, pues ésta controla buena parte de la química atmosférica. Esta radiación depende del tipo de estrella alrededor de la cual gira el planeta. La caracterización de planetas de tipo terrestre requiere conocer las propiedades de la estrella alrededor de la cual se buscan planetas (edad, temperatura superficial, radiación emitida del ultravioleta al infrarrojo), así como construir bibliotecas de espectros planetarios que permitan reconocer los mundos habitables de los que no lo son.

Palabras clave: Astrobiología, exoplanetas, planetas habitables, bioseñales.

Revista Mexicana de Ciencias Geológicas, v. 27, núm. 2, 2010, p. 374-385

Antigona,S.,2010,LaTierravistacomoexoplaneta:RevistaMexicanadeCienciasGeológicas,v.27,núm.2,p.374-385.

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ABSTRACT

Earth, as the only example of a habitable world, offers the first elements to characterize the spectra of terrestrial planets around other stars. Those planets may be detected in the next decade by missions like CoRoT and Kepler, and characterized by Terrestrial Planet finder and Darwin. In this paper, I reviewed the research that uses Earth to determine the possible characteristics of habitable worlds around other stars. Comparing Earth’s characteristics with those of the terrestrial planets in the Solar System, the main properties of a habitable world have been determined. A habitable planet must have atmosphere, liquid water and the right size to keep that atmosphere and to maintain tectonic activity for long geologic periods. A habitable world could be recognized as such by the detection of biosignatures on its spectrum. Simulations of past and present Earth-like atmospheres and the knowledge of the geological evolution of our planet indicate that oxygen (O2) is an excellent signature of life, in particular if it comes along with compounds like methane and nitrous oxide. Also, the pigments used by photosynthetic organisms could generate a signature in a planet’s spectrum. This signature may be similar to the chlorophyll absorption on Earth. Earthshine observations help to analyze the disk average spectrum of our planet and to deter-mine the changes of the biosignatures given certain conditions of illumination and geometry. From such observations and models that generate disk averaged spectra of Earth it has been found that clouds are the biggest challenge to identify biosignatures and characteristics of the planetary surface in general. The atmospheric abundance of the compounds produced by life depends on the amount of ultraviolet radiation received by the planet as it drives most of the atmospheric chemistry. This radiation depends on the stellar type of the planet’s parent star. The characterization of terrestrial planets requires the knowledge of the target star properties (age, effective temperature, radiation emitted from the ultraviolet to the infrared), as well as to build spectra libraries that allow recognizing habitable worlds from those that are not.

Key words: Astrobiology, exoplanets, habitable planets, biosignatures.

INTRODUCCIÓN

DesdeeldescubrimientodelprimerplanetaalrededordeunaestrellasimilaralSol(MayoryQueloz,1995)sehanabiertomuchasposibilidadesparaladeteccióndevidaenotrosmundos.Enprincipio,eldescubrimientodeplanetasfuera del Sistema Solar (exoplanetas) nos permite verificar yrestringirlosmodelosdeformaciónplanetaria.SibienlamayoríadelosplanetasencontradossondeltamañodeJúpiter(UrdryySantos,2007),losmodelosdeformaciónyevolucióndeplanetasnosindicanqueesmuyprobablequetambiénhayaplanetasdetipoterrestreinclusoensistemasdondelosplanetasdetipojovianosehallanmuycercadesuestrella(Raymondet al.,2006).Porplanetasterrestresnosreferimosaaquelloscuerposquegiranalrededordeunaestrella,estánconstituidosprincipalmenteporrocaycuyamasanoexcedelas10M⊕.Unanuevageneracióndeproyectosymisionesqueseencuentranactualmenteendesarrollonospermitirádetectarplanetasterrestresyobtenersuscaracterísticasparadeterminarsipuedenserhabitables.

Enelpresenteartículosemuestra loquehemosaprendidodenuestroplanetaparaextrapolarloalosposi-blesmundoshabitablesalrededordeotrasestrellas.EnlaprimerasecciónsedescribenlascaracterísticasquehacendelaTierraunplanetahabitable.Enlasegundasecciónsepresentanlosresultadosdediversasinvestigacionesquehanestudiado a la Tierra con la finalidad de buscar caracterís-ticasparaladeteccióndevidaenotrosmundos.Laúltimasecciónpresentabrevementelasmisionesmásrelevantesparaladetecciónycaracterizacióndeplanetashabitables.

LA TIERRA, UN MUNDO HABITABLE

Deloscuatroplanetasterrestresdelsistemasolar(Mercurio,Venus,TierrayMarte),elnuestroeselúnicoconlaevidentecapacidaddemantenervida.AsíqueelprimerpasoparadeterminarloquehacehabitableanuestromundoescompararsuscaracterísticasconlasdesussimilaresenelSistemaSolar(Tabla1).Mercurioesunplanetarocoso,muysimilaranuestraLuna,sinatmósferaymuycercanoalSol.Debidoaesto,ladiferenciadetemperaturaentresuhe-misferioiluminadoyelnocturnoesdeunos600°C.Venus,conunamasasimilaraladelaTierra,tieneunaatmósferadensadeCO2yN2 con una presión superficial de 90 bares. Sutemperaturaesrelativamenteuniformealcanzandolos480 °C en la superficie. Marte, en cambio, tiene una atmós-feratenue(~10milibares)deCO2yN2conunatemperaturasuperficial promedio de -63 °C. La Tierra por su parte tiene unatemperaturapromediode15°C,unaatmósferadeO2yN2 de un bar de presión superficial. Mercurio y Venus son planetassinagua,mientrasqueenMartelaevidenciageo-lógica indica que hubo agua líquida en su superficie (e.g.,McEweenet al.,2007)ydeacuerdoconlasmedicionesdelasondasOddiseyyMarsGlobalSurveyor,existeunareservadeaguacongeladaenelsubsuelomarciano(e.g.,Mitrofanovet al.,2007).Porrazonesquenorevisaremosaquí,elaguaesconsideradacomouncompuestoprimordialparaelsurgimientoyevolucióndelavida(paraanálisissobreelaguacomosubstanciaprimordialparalaformaciónyevoluciónverChybayMcDonald,1995).

Asípues,laprimeracaracterísticasobresalientedelaTierracomoplanetahabitableesquetienelacapacidadde

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mismobombardeo,peroenelcasodeMartesutamañonolepermitióretenergravitacionalmentelaatmósferaevaporadaporlosimpactos.Asípues,ademásdeconteneragua,unplanetahabitabledebetenerunaatmósferaquenoseanimuydensanimuytenue.

Unplanetaconatmósferapuedeperderlanosóloporimpactossinotambiénporlainteraccióndeéstaconla superficie del planeta. El CO2deunaatmósferasecom-bina con las rocas de la superficie planetaria a través de la reacción:

CaSiO3+2CO2+H2O→Ca2++2HCO3-+SiO2,

porloqueenpresenciadeagua,elbióxidodecarbonoesretiradodelaatmósferayparapoderrestituirloserequieredelatectónicadeplacas.Eltectonismoeselresultadodelaliberacióndelaenergíadeformacióndelplanetaqueesguardadaensunúcleo,enunprocesoenelquelacortezadelplanetasehayadivididaenplacastectónicasqueseformanysesubducencontinuamente.Elreciclajedelaatmósferaseproduceatravésdelvolcanismooriginadoporlasub-ducción de las placas, las cuales liberan fluidos y funden alentrarencontactoconelmanto.SibienelCO2yelH2Osonliberadosporelvulcanismoasociadoalaformacióndeplacasyalosllamadospuntoscalientesqueasciendendirectamentedelmanto,sóloelvulcanismodesubducciónpermiteelreciclajedelCO2secuestradodelaatmósfera.Entrelosplanetasterrestres,nuestromundoeselúnicocontectónicadeplacasactiva.EnVenushayvolcanesperosumecanismodeerupciónsedebealosllamadospuntoscalientes,zonasenlasqueelmaterialdelmantoasciendedirectamente a la superficie sin necesidad de tectónica de placas.EstemismoprocesodioorigenalasislasdeHawaiymantieneactivoelvulcanismoenestazona.Porloqueotracaracterísticadeunmundohabitableesposeerunatectónicadeplacasactiva.

Tantolapresenciayretencióndeunaatmósferacomolaactividadtectónicadependendeltamañodelplaneta.Unplanetapocomasivonoretienesuatmósferanitienesuficiente energía como para mantener procesos tectónicos. Unplanetamuygranderetienedemasiadaatmósfera,loqueresultacontraproducenteparalavida.Haypocosestudiosdetalladossobrelamasadeunplanetahabitable(p.ej.,IkomayGenda,2006)peroengeneralseconsideraunrangode1a10M⊕(p.ej.,Catanzariteet al.,2006).

OtrascaracterísticasdelaTierrahansidoconsidera-

contener agua líquida en su superficie. Para ello requieren la presiónytemperaturaadecuadas.Ambasestánrelacionadasconlapresenciadelaatmósfera,lacualmantienelapresiónnecesariaparaqueelaguanoseevaporeperoademásguardapartedelcalorrecibidoporelSolporelprocesollamadoefectoinvernadero.EsteefectosucedecuandohayespeciesquímicasenlaatmósferaplanetariaquepermitenelpasodelaradiaciónvisibleprovenientedelSolperoabsorbenla radiación infrarroja emitida por la superficie del planeta, elevandoasílatemperaturaatmosférica.Ladiferenciaentrelatemperaturadecuerponegrodeunplaneta(temperaturaefectiva) y su temperatura superficial se debe al efecto in-vernaderocausadoporlapresenciadesuatmósfera(Tabla1).Estadiferenciadependedelamasaatmosféricaydesucomposición,puesgasescomoelCO2,H2OyCH4incre-mentanelefectoinvernadero.

LaatmósferatambiénpuedetenerunefectonegativoparalapresenciadeaguayVenuseselmejorejemplodeésto.Actualmenteesteplanetanocontieneaguaynosesabesilatuvoenalgúnmomentodesuhistoria.SielaguaestuvopresenteenVenusdebióhaberseevaporado.ExistendoshipótesissobrelaevaporacióndelaguaenVenus,laprimeraproponequeelaguaseevaporóenloquesellamaelefectoinvernaderodesbocado(runaway greenhouse effect)(KastingyPollack,1983).Elefectocomienzacuandolasaltastemperaturasdelplaneta,generadasporelCO2enlaatmósfera, evaporan el agua de la superficie. El vapor de aguaincrementaelefectoinvernadero,elevandoaúnmáslatemperatura,loquegeneraunamayorevaporacióndeagua.Laestratosferadelplanetasevuelvehúmedayelefectoterminacuandotodaelagualíquidadelplanetaesevaporada.LaotrapropuestaesqueVenusperdiósuaguaporunefectoinvernaderohúmedo,encuyocasotambiénsegeneraunaestratosferahúmedaperopartedelaguasemantiene líquida en la superficie (Kasting et al.,1984).Enamboscasos,elaguasefotolizaenlascapasaltasdelaatmósfera,esdecir,esdivididaenH2yOporradiaciónul-travioletayelH2escapadelaatmósferadeVenushastaqueelplanetaquedaseco.EnelcasodeMarte,lasevidenciasgeológicas indican que contuvo agua líquida en su superficie yporlotantounaatmósferamásmasivaquelapresente(p.ej.,McKayyStoker,1989).Sinembargo,estaatmósferaseperdiódebidoalagrancantidaddeimpactosdeasteroidesycometasrecibidosdurantelaépocadelbombardeopesadoenlosprimerosmilmillonesdeañosdespuésdesuformación(Owen,1992).Todoslosplanetasestuvieronsujetosaeste

Planeta Radio (km) Masa (kg) Distancia al Sol (UA)

Atmósfera Temperatura (K)a

Compuestosprinc. Presión(bar) Superficial Efectiva

Mercurio 2440 3.30×1023 0.387 H,Na 10-15 433 430Venus 6051 4.87×1024 0.723 CO2 90 745 240Tierra 6378 5.97×1024 1.000 N2,O2 1 275 235Marte 3397 6.42×1023 1.524 CO2 0.01 220 210

Tabla1.CaracterísticasdelosplanetasterrestresdelSistemaSolar.

aDatosdeLewisyPrinn(1984),p.97.

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dasimportantesparasuhabitabilidad,yentreellaslasmásrelevantessonlapresenciadelaLuna(Laskaret al.,1993;WilliamsyKasting,1997)ydeuncampomagnético(p.ej.,vanThienenet al.,2007).LaLunaharestringidolaprece-sióndelejederotaciónterrestreloqueayudaaquenohayacambiosclimáticosseveros.Sinembargo,otrosprocesoshandadolugaraquelaTierrasecongelecompletamenteenloquesehallamadolaTierraBoladeNieve(Snowball Earth)yestonohaterminadoconsuhabitabilidad.ElcampomagnéticoprotegealaTierradelvientosolar,partículascargadasmuyenergéticasprovenientesdelaatmósferasolar,quepodríanerosionarlaatmósferadeunplaneta(Dehantet al.,2007).Elcampomagnéticodeunplanetaeselresultadodecorrienteseléctricasproducidasenlazonaexternadelnúcleoplanetario.Aligualquelatectónicadeplacas,elcampomagnéticodeunplanetaeselresultadodeprocesoscomplejosqueseríandifícilesdedetectarremotamenteenplanetasalrededordeotrasestrellas.Porloqueenprincipiounplanetaconaguayatmósferaseríaellugarparacomen-zarabuscarvida.Porsupuesto,cuandoconsideramosalaTierracomoejemplodeplanetahabitable,estamosdejandodeladootrasposibilidadescomovidaenunocéanocubiertodehielocomosehapropuestoquepodríasucederenlalunadeJúpiter,Europa,ometabolismosdistintosalosdelaTierraenambientescomoeldelalunadeSaturno,Titán.Marte,porotrolado,podríamantenervidaenelsubsuelodondelosorganismostendríanaccesoalaguayestaríanprotegidosdelaradiaciónletalquepenetralibrementelaatmósferadeesteplaneta.Sinembargo,siexistevidaenesascondicionesaúnnosabemoscómodetectarlaremotamente.Existeninvestigacionessobreplanetasquenosondeltipoterrestreysobreotrasposibilidadesparalaquímicadelavida,peroenestetrabajonosenfocaremosenloquehemosaprendidodelplanetaTierracomounmundohabitable.

La Tierra en el tiempo

Enlos4,500millonesdeañosquehantranscurridodesdelaformacióndenuestroplaneta,éstehasufridomuchoscambios.Elmásrelevanteparaelpropósitodeladeteccióndevida,eselcambioensucomposiciónatmos-férica.Hacecuatromilmillonesdeañoslaatmósferate-rrestreestabacompuestaprincipalmentedeCO2yN2(p.ej.,KastingyCatling,2003),mientrasquehoyendíahaysólotrazasdeCO2(335partespormillónporvolumen,ppmv),21%deO2y78%deN2.EstecambiodecomposiciónsedebealapresenciadevidaenlaTierra.ElO2(oxígenolibre)enlaatmósferafuegeneradoporbacteriasfotosintéticasllamadascianobacteriasquerespiranCO2yliberanelO2.Laproduccióndeoxígenoporfotosíntesispuedeserdescritaengeneralporlasiguientereacción:

CO2+H2O→CH2O+O2.

Haceunos2400millonesdeañoselniveldeoxígeno

libreenlaTierracomenzóaelevarse;laexplicaciónmássencillaseríaqueenestemomentoaparecieronlosorga-nismoscapacesdeproducirlo,sinembargolasevidenciasgeológicasmuestranquelosorganismoscapacesderealizarlafotosíntesisoxigénicaaparecieronhace2700millonesdeaños.Larazónporlacuallaelevacióndelniveldeoxí-genolibreenlaatmósferaterrestrenofuecontemporáneaalaaparicióndeestosorganismosestáaúnendebate(p.ej.,KumpyBarley,2007).LoquenosindicalaevidenciageológicaesqueelO2continuóincrementándosedemaneranolinealhastaelnivelpresente.

Otroscompuestosgeneradosporlavidahancam-biadosuconcentraciónalolargodelahistoriadenuestroplaneta.Elmetano(CH4)yelóxidonitroso(N2O)sondoscompuestosquehansidoconsideradoscomoindicadoresdevida.ElmetanoesproducidoenlaTierratantoporprocesosgeológicoscomobiológicos.Hoyendíalafuenteprincipaldeestecompuestoeslavida(WuebblesyHayhoe,2002),peroparalaTierraprimitiva(3800millonesdeaños)nosabemossidominaronlosprocesosgeológicosobiológicosenlaproduccióndeestecompuesto(verKastingyCatling,2003).Elóxidonitroso,encambio,sóloesproducidopororganismosvivos;laúnicafuenteabióticaconocidaeslaenergíaliberadaporrelámpagos,perosutasadeproducciónesmuyreducida(Nna-Mvondoet al.,2001,2005).ElN2OaparecióenlaTierraalmismotiempoqueeloxígenolibre,debidoaquelosorganismosqueloproducenrespiranO2.

La zona habitable

Ademásdeposeeratmósfera,aguayeltamañoade-cuadopararetenerambas,nuestroplanetatieneotracaracte-rísticaquelohacehabitable:estáenellugarideal.Laenergíaemitidaporunaestrellasediluyedemaneracuadráticaconladistancia,porloqueunplanetamáscercanoasuestrellarecibemayorenergíaqueunoqueseencuentramáslejos.Asípueshayunazonaanularalrededordeunaestrellaenlaquelaenergíaesidealparaqueunplanetaconatmósferamantenga agua líquida en su superficie. Esta zona es llamada lazonahabitable.Ladeterminacióndelazonahabitabledeunaestrellarequieredemodelosclimáticosquedeterminenla temperatura superficial de un planeta localizado a cierta distanciadesuestrella,conunacomposiciónypresiónatmosféricas específicas. Desde que fue propuesto el con-ceptodezonahabitable(Huang1959,1960)suslímiteshanvariadodeautorenautor,dependiendodelmodeloclimáticousado.HoyendíaloslímitesmásaceptadossonloscalculadosporKastinget al.(1993)paraplanetasconatmósferasricasenCO2.ParaelSol,estoslímitesseencuentranentrelos0.84y1.67UA,aunquehancambiadoconelpasodeltiempodebidoaqueelSolhaincrementadosu luminosidad (Iben, 1967). De esta forma se define la zona continuamentehabitablecomoaquellaregiónalrededordeunaestrellaenlaqueunplanetapuedeteneragualíquidaen su superficie en un periodo de tiempo determinado. La

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zonahabitable,encambio,sedefineparaunmomentoespecífico en el tiempo. Como es lógico pensar, la zona habitablevaríaademásdependiendodelaluminosidaddelaestrella(Kastinget al.,1993).

IDENTIFICACIÓN DE MUNDOS HABITABLES: LAS LECCIONES DE LA TIERRA

Bioseñales

Lasbioseñalessoncaracterísticascuyapresencia,osuabundancia,sólopuedeserdebidaalavida.Existenvariostiposdebioseñales(Meadows,2006),perolasmásrelevan-tesparaladetecciónremotadevidaenplanetasalrededorde otras estrellas son las atmosféricas y las superficiales. La vidaenlaTierraproduceunagranvariedaddecompuestosquesonliberadosalaatmósfera,entreloscualesalgunos,comoeloxígenoyelóxidonitroso,sonproducidosúnica-menteporlavida,mientrasqueotros,comoelmetanoyelbióxidodecarbono,sontambiénproducidosporprocesosgeológicos.Lamejorbioseñalseríaladetecciónsimultáneadedoscompuestosproducidosporlavida,porejemploelmetanoyeloxígeno(DesMaraiset al.,2002).

Existen una gran variedad de superficies en nuestro planeta:arena,hielo,agua,suelovolcánico,pormencionaralgunas. Si bien estas superficies no son de origen biológico, cada una de ellas tiene una reflectividad diferente por lo que supresenciaharávariarelalbedodeunplaneta.Asípues,la superficie sobre la cual se encuentra una atmósfera incide enladetectabilidaddelasposiblesbioseñalesatmosféricas(p.ej.,Tinettiet al.,2006a).

Lospigmentosdelosorganismosfotosintéticossonutilizadosparacapturarfotonesporloquesonabsorbedoreseficientes en determinadas regiones del espectro electro-magnético. En particular, la absorción de la clorofila, el pigmentomásusadoporlosorganismosfotosintéticos,puedeserdetectadadesdeelespacioentrelos0.6y0.8µmsielinstrumentoesenfocadoenunáreacubiertaporplantas,comoelAmazonas(Saganet al.,1993).Laabsorcióndelaclorofila produce una pendiente entre la zona roja del visible yelcercanoinfrarrojo(~0.7µm) en el espectro reflejado por los organismos fotosintéticos. El punto de inflexión de estapendienteesllamado“borderojo”yseleconsiderauna bioseñal superficial. El borde rojo varía dependiendo deltipodeorganismo:lasplantasterrestrestienenunbor-derojoentrelos0.746y0.765µm,lasplantasacuáticasentrelos0.730y0.745µmyloslíquenes,musgosyalgasposeenunborderojoentrelos0.720y0.733µm(Kianget al.,2007a).

El espectro terrestre

ElespectrodelaTierrapresentacaracterísticasparti-cularesquelodistinguendelosotrosplanetas.Vistoenel

infrarrojomedio(5–20µm),laTierramuestralaabsorcióndelaguayelozono(O3),mientrasqueenlosespectrosdeVenusyMartesóloesevidentelapresenciadeCO2(Figura1).ElozonoesformadoporlafotólisisdelO2,porloqueladeteccióndeO3indicalapresenciadeO2enunaatmósferaplanetaria. En la región visible del espectro, la luz reflejada porVenus,MarteylaTierratambiénpresentarasgosmuydistintos.Elvapordeaguaestápresenteenvariasbandascentradasen0.72,0.82,0.94,1.13y1.41µm.Eloxígenotieneunaabsorciónprominentea0.76µm(bandaA).Eloxígenoyelozonosonpues,lasseñalesmásevidentesdevidaenelespectrodenuestroplaneta.

Asícomolacomposicióndelaatmósferaterrestrehacambiadodesdesuformaciónhastaelpresente,suespectrotambién se ha modificado. La Figura 2 presenta espectros de laTierraenelvisible,infrarrojocercanoeinfrarrojomediosimuladosparatresperiodosdiferentes.LaTabla2listalacomposicióndelaatmósferaterrestreempleadaparasimu-larcadaunodeesosperiodos.ParaelArcaicoseutilizólaradiacióndelaestrellasimilaralSol,EKDraconis(EKDra/HD129333,tipoespectralG1.5V).EKDraesunaestrella

Figura1.EspectrossintéticosdeVenus,TierrayMarteenelvisibleeinfrarrojocercanogeneradosporelVirtualPlanetaryLaboratory(VPL)(Fuente:V.S.Meadows,U.Washington).

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jovenque,aligualquesepiensasucedióconnuestrosol,emitemayorradiaciónenelUVqueunaestrellaconsusmismascaracterísticasperomásvieja.LaemisiónUVdeEKDraesunlímitesuperiordelacantidadderadiaciónquepudohaberrecibidonuestraatmósferaenépocastempranas(másdetallesenSeguraet al.,2007).DuranteelArcaico,elespectrodenuestroplanetaestabadominadoporelCO2,particularmenteenelinfrarrojomedio,dondecualquierpo-sibleabsorcióndeozono(9.7µm)severíaopacadapordosprominentesbandasdelCO2.Tantoenelinfrarrojocomoenelvisiblepuedeapreciarselaabsorcióndelaguayelmetano.EnelcasomostradoenlaFigura2,elmetanopresenteenlaatmósferaesproducidoabióticamente.Esmuyprobablequeyahubieraproduccióndemetanobiológicohaceunos3milmillonesdeaños(p.ej.,KastingyCatling,2003),peroéstenoresultaríaunabuenabioseñaldadoqueobservadoenotroplanetanopodríamossaberlafuentededichocompuesto.EnelproterozoicomedioyaestápresentelaabsorcióndelO2yelO3,asícomotambiénladelCH4,porloqueésteseríaelperiodoidealparaladeteccióndevidaenlaTierrapuescontienedosbioseñales.Enelpresente,elCH4noesdetectable,perolapresenciadeaguayoxígenoyozonoseríanunbuenindicativodelapresenciadevida.

El caso del oxígenoLavidaexistióenlaTierraunosmilmillonesdeaños

antesdequeeloxígenocomenzaraaelevarseenlaatmósferadenuestroplaneta(p.ej.,CatlingyClaire,2005),porloqueesposiblequelavidasurjaenotrosplanetassinquesedesarrolleunaatmósferaricaenoxígeno.Peroenelcasodequesedetectaraoxígenoenunexoplaneta¿seríaposiblequeéstefueraproducidoporunprocesonobiológico?Dehechosí.Marteporejemplocontiene0.1%deO2ensuatmósferaproducidoparalafotólisisdeCO2,sinembargo,sidetectáramosunplanetaasíseríadescartadocomoplanetahabitableporsuevidentefaltadeagua.TambiénesposiblequeunplanetadesarrolleunaatmósferaricaenO2comoresultadodelafotólisisdelagua,paralocualserequierequeelplanetaestéenellímiteinternodelazonahabitableyque se encuentre en un proceso de evaporación catastrófica producidoporunefectodeinvernaderohúmedooelcasoextremo,unefectodeinvernaderodesbocado.EsteseríauncasocomoeldeVenusqueseexplicóanteriormente.Desucederesto,lapresenciadelO2seríasóloporuncortoperiodogeológico(delordende108años)yelplanetare-sultaría“sospechoso”porencontrarseenellímiteinternodelazonahabitable.

Figura2.EspectrosdelaTierraenelvisibleeinfrarrojocercano(a)yenelinfrarrojomedio(b)simuladosparatresperiodosgeológicos.Presente:líneadiscontinua;ProterozoicoMedio:líneagris;Arcaico:líneanegracontinua.DatosdeSeguraet al.(2003,2007).Lasbandasdeabsorcióndeloscompuestosmás relevantes se indican en cada figura con el nombre del compuesto.

Periodo CO2 O2 O3(cm-2)

CH4

Abundanciaporvolumen

Abundanciaporvolumena

(cm-2) Flujosuperficial b

Abundanciaporvolumen

Arcaicoc 2.00×10-1 1.67×10-13;2.13×10-3 3.63×1019 6.79×1014 0.033 4.1×10-5

ProterozoicoMedio 3.35×10-4 2.10×10-2 4.65×1023 7.16×1018 8.300 1.0×10-4

Presente 3.35×10-4 2.10×10-1 4.65×1024 8.61×1018 1.000 1.6×10-6

Tabla2.ComposiciónatmosféricadelaTierrausadaparasimularlosespectrosdetresperiodosgeológicos(verFigura2).

Todaslasatmósferastienen1bardepresiónatmosférica.aParaelArcaicolacantidaddeO2 varía de la superficie (mínimo presentado en la tabla) a los 65km,laalturamásaltaalcanzadaporelmodelo(valormáximoenlatabla).ParaelProterozoicoMedioyelPresentelaabundanciadeO2esconstanteentodalaatmósfera(0–65km).bFlujo superficial normalizado al flujo en el presente (5.54×1014gr/año,Houghtonet al.1995).cEnestecasoseusólaradiacióndelaestrellaEKDraconis(vertexto).

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unamayorproduccióndeCH4enelpresente,suabundanciaatmosféricaesmuchomenoralcasodelaTierraprimitiva;estosedebeaquelasreaccionesdescritasanteriormentesonmuyefectivasparaeliminarmetanodelaatmósfera.

EnunplanetaricoenCO2dondetambiénsedetectaranaguaymetanoseríadifícildiscernirsiésteúltimoprovienedefuentesbiológicasogeológicaspueshastaelmomentodesconocemoscuálessonloslímitesposiblesenlaproduc-cióndemetanoparacadaunadeestasfuentes.

La Tierra alrededor de otras estrellas

Seconsideraquelosmejorescandidatosparabuscarplanetasasualrededorsonlasllamadasestrellasdelasecuenciaprincipal(p.ej.,Porto-deMelloet al.,2006).Lacaracterísticadeéstasesquesunúcleoquemahidrógenoysuevoluciónduranteesteperiodoesrelativamentelibredecambiosdrásticosensuluminosidad.Deentrelasestrellasdelasecuenciaprincipal,lasmásmasivasevolucionanrápidamentemientrasquelasmenosmasivaspermanecenmuchomástiempoensuetapadequemadodehidrógeno.Poresto,labúsquedadeplanetashabitablesseenfocaaestrellasquevivanalmenosunosdosmilmillonesdeaños,queeseltiempoqueposiblementerequeriríalavidaparasurgirenunplanetaalrededordeesaestrella(p.ej.,Gouldet al., 2003). Dependiendo de su temperatura superficial, las estrellassedividenentiposespectrales,siendorelevantesparalabúsquedadeexoplanetashabitableslosdetipoF,G,KyM.ElSolesunaestrellaG.SilaTierrapresentegiraraalrededordealgunaestrellaconuntipoespectraldiferentealdelSol,éstapresentaríaalgunascaracterísticasdiferentesensuespectrocomolomuestranlassimulacionesqueseresumenacontinuación.

La Tierra alrededor de estrellas F, G, K y M: simulaciones

Elespectrodelasestrellasutilizadasparaestassimu-lacionesfueobtenidoporMartinCohen(U.deCalifornia,Berkeley)apartirdemodelosyobservaciones.LasestrellasusadasysuscaracterísticasprincipalessonlistadasenlaTabla3.Losplanetasfueroncolocadosenlazonahabitable

Simulacionesnuméricashanmostradoqueunplane-taenlazonahabitableconaguayunaatmósferaricaenCO2contendríaoxígenoproducidoporlafotólisisdeaguayCO2encantidadesmínimasquenoseríandetectablesensuespectro(Seguraet al., 2007). Esto significa que si detectáramosunplanetaenlazonahabitabledesuestrellayelplanetamostraraensuespectrolapresenciadeagua,bióxidodecarbonoyoxígeno,esteúltimocompuestosólopodríaprovenirdeprocesosbiológicos.

El caso del metanoLapresenciasimultáneademetanoyoxígenosecon-

sideraunabuenabioseñaldebidoaqueelO2promueveladestruccióndelmetano,porloqueserequierelaproduccióncontinuayabundantedeésteparaquepuedasobrevivirenunaatmósferaricaenoxígeno.EnelcasodelaTierra,laproducciónbiológicademetanoes~30vecessuperioralaproducciónporprocesosgeológicos(verSeguraet al.,2007ylasreferenciascitadasahí).EnlaTabla2sepre-sentanlasabundanciasdeCH4 de los casos graficados en la Figura 2, así como los flujos superficiales que producen esas cantidades, normalizados al flujo presente de metano. Puedeversequeunaproducciónreducidademetanoenel caso que ilustra la Tierra primitiva es suficiente para queestecompuestoseadetectableenelespectroterrestre.Duranteesteperiodo,elprincipalprocesodedestruccióndelCH4atmosféricofuelafotólisisporloquesuabundanciadependiódelaluzultravioletarecibidaporelplaneta.Laaparicióndeloxígenoenlaatmósferadiolugaraunnuevomecanismodedestruccióndelmetano:

O3+hν(λ<310nm) → O2+O(1D) O(1D)+H2O→ 2OH CH4+OH → CH3+H2O CH3+O2+M → CH3O2+M →… …→ CO(oCO2)+H2O

Enelpresente,estaseriedereaccionessonelmeca-nismomásimportanteparaladestruccióndelCH4enlatroposferadelaTierra.TantoparaunaatmósferaricaenCO2comounaricaenO2nohayprocesosatmosféricosqueproduzcanmetano.EnlaTabla2puedeversequeaúncon

Estrella Tipo espectral Temperatura efectiva (K)

Edad(años)

Distancia (parsecs)

Eje semi mayor del planeta(UA)

Sol G2V 5600 5×109 0.0 1.00σ Bootisa F2V 6700 2×109 12.0 1.69ε Eridania K2V 5100 5×108 3.2 0.53ADLeob M3.5V 3400 Joven 4.9 0.16Modeloc M5V 3100 0.07

Tabla3.CaracterísticasdeestrellasF,G,KyMconsideradasenlasimulacióndeespectrosdeplanetascomolaTierra(verFigura3).

aLosespectrosfueroncompuestosapartirdelasmedicionesdelInternationalUltravioletExplorer(IUE)yespectrossinté-ticosdeKuruczajustadosadiversasobservaciones(detallesenSeguraet al,2003).bEspectroapartirdeIUEylosmodelosNextGen(detallesenSeguraet al.,2005).cModeloNextGentomadodeBaSeL(www.astro.mat.uc.pt/BaSeL/).

La Tierra como exoplaneta 381

b)

a)de su estrella de manera que su temperatura superficial fuera de288K(Seguraet al.,2003,2005).ParalasestrellasMfueronelegidasdosestrellas:ADLeoyunaestrellaobtenidaapartirdeunmodelofotosférico.ADLeoesunadelasestre-llasmásactivasquesehanobservado,constantementelanzallamaradas(ráfagas)queemitenaltasdosisderadiaciónquevadesdeelvisiblehastalosrayosX.Enmomentosdequietud,suespectroenelultravioletaestádominadoporlapartedelaatmósferaestelarllamadacromosfera.Laemisiónde la otra estrella M, identificada de aquí en adelante por su temperatura superficial (Teff=3100K),provienetotalmentedelafotosfera.ProbablementetodaslasestrellasMtenganalguna actividad cromosférica por lo que el flujo emitido por estaestrellarepresentaunlímitemínimoparalaradiaciónUVquepodríarecibirunplaneta.

Lasatmósferasdelosplanetassimuladoscontenían,enfracciónporvolumen,0.21O2,0.78N2,0.1Ary355ppmvdeCO2yseconsideróparaellasunapresiónsu-perficial de 1 bar. Los compuestos biogénicos (H2,CH4,N2O,COyCH3Cl)fueronincluidosconlasmismastasasde producción superficial que se requieren para generar la abundanciamedidaenlaTierrapresentealrededordelSol.EstoimplicatrasladaralaTierraaotraestrellademaneraquelabioproducciónsemantengaigual.Estacondiciónfuemodificada para el planeta alrededor de la estrella M(Teff= 3100K) en la que se consideró una cantidad fija para el metanode500ppmv.

Lassimulacionesfueronrealizadasutilizandodoscódigosacopladosdeunadimensión.Unodeellosesunmo-deloradiativo/convectivoyelotrounmodelofotoquímico.Latemperaturaycantidaddeaguatroposféricageneradasporelmodeloradiativo/convectivofueronintroducidasalmodelofotoquímicoquecalculabalasabundanciasde55especiesquímicas,ydeéstas,elozonoyelaguaestratos-féricaerantransferidosalmodeloradiativo/convectivo.Seiteróentrelosdosmodeloshastaobtenerunasoluciónconvergente.LosespectrosdelosplanetassimuladosseobtuvieronusandoelmodelodetransferenciaradiativaSMART(MeadowsandCrisp,1996;Crisp,1997).SMARTutilizó los perfiles de temperatura y las concentraciones de agua,metano,oxígeno,ozono,clorometanoyóxidonitrosocalculadosporlosmodelosdescritosanteriormente.

La Tierra alrededor de estrellas F, G, K y M: resultadosLaFigura3presentalasbandasmásrelevantesdelos

espectrosdelaTierraalrededordeestrellascondiferentestiposespectrales.Lasbandasdeabsorcióndelaguayeloxígenoprácticamentenovaríandeunplanetaaotroporloquesólosepresentanlasbandasdelmetano,ozono,óxidonitrosoybióxidodecarbono.Elozonoproducidoencadaplanetadependedelaradiaciónultravioletaprovenientedesuestrella.Demaneradirectapuededecirsequeunamayorradiaciónultravioletaproducemásozono(Tabla4),sinem-bargounamayorabundanciadeO3noimplicaunaabsorciónmayor.EnlaFigura3puedeapreciarsequelabandadeO3conmenorabsorciónesjustamenteladelplanetaalrededor

delaestrellaF,elquecontienemayorabundanciadeO3.EstosedebealaestructuradetemperaturadelaatmósferaqueenelcasodelplanetaalrededordelaestrellaFpresentaunazonacaliente(∼340K)ensuestratosferaalrededordelos50kmproducidaporlaabsorcióndeO3;comocompara-ción,latemperaturamáximaalcanzadaenlaestratosferaporlaTierraalrededordelSolesde∼270Kylasestratosferasdelosplanetassimuladosalrededordelasotrasestrellas(KyM)estánpordebajodeestatemperatura.Engeneral,ladeteccióndeloscompuestosenelIRdependenosólode su abundancia sino también del perfil de temperatura de la atmósfera. Una primera aproximación al perfil de temperaturapuedeobtenersedelabandadeCO2(15µm),queensucentromuestraunaestructuradeemisiónparalosplanetasalrededordelasestrellasFyG,loqueindicazonascalientesenlaestratosferadeestosplanetas.

Laabsorcióndelmetanoyóxidonitrosoesevidente

Figura3.BandasprominentesdeCH4,N2O,O3,yCO2enelinfrarrojocercano(a)yelinfrarrojomedio(b)enespectrossimuladosdeplanetascomolaTierraalrededordeestrellasF,G,KyM.Elespectroenelinfrar-rojomedioestánormalizadoauncuerponegrocontemperaturade288K.PlanetaalrededordelaestrellaF:líneanegracontinua;planetaalrededordelaestrellaG:líneanegradiscontinua;planetaalrededordelaestrellaK:líneagrisclaro;planetaalrededordelaestrellaM(ADLeo):líneagrisobscuro;planetaalrededordelaestrellaM(3100K):punto-rayanegra.DatosdeSeguraet al.(2003,2005)

Segura382

sóloparalosplanetasalrededordelasestrellasMendondelaabundanciadeOHesmenorqueladelaTierraencincoórdenesdemagnitud.EstosedebeaquelafotólisisdeO3disminuyeconrespectoalosplanetasalrededordelasotrasestrellasquerecibenmayorradiaciónUVenlaslongitudesdeondaquefotolizanelozono(170–350nm).EstoimplicaunamenorproduccióndeO(1D)yporellounadisminuciónenlacantidaddeOH.ParaelcasodelaestrellaM(Teff=3100 K), la radiación UV es tan baja que se requirió fijar la cantidaddemetanoensuplanetaparaevitarunproblemanumérico en los modelos. El flujo superficial de metano requeridoparaproducir500ppmvenesteplanetaes21%eldelaTierraalrededordelSol.

El borde “rojo” en planetas alrededor de otras estrellasKianget al.(2007a)exploraronlasposiblesrazo-

nesporlasquelosorganismosquerealizanfotosíntesisoxigénica producen un borde rojo y utilizan a la clorofila comopigmentoprincipalparaconvertirfotonesenenergíaquímica.Engeneral,losorganismosfotosintéticosusanunagranvariedaddepigmentos,cadaunodeellosconpicosdeabsorciónquepuedenirdelos0.4alas1.07µm.Losorganismosqueproducenoxígeno(fotosíntesisoxigéni-ca)utilizanfotonesconlongitudesentre0.40y0.72µm.Estotieneimplicacionesparalabúsquedadeoxígenoenplanetashabitablesalrededordeotrasestrellas,puessilaestrellanotienemuchosfotonesenestaregióndelespectro(comosucedeconlasestrellasM),esmenosprobablequesedesarrollenorganismosqueproduzcanoxígeno,queesunadelasprincipalesbioseñales.

Elestudiodeunagranvariedaddeplantasmostróque(1)suborderojoseencuentraentrelasdosbandasdeabsor-cióndelO2(0.688y0.761µm);(2)sumáximodeabsorcióncoincideconelmáximodefotonesprovenientesdelSolque llegan a la superficie terrestre (0.685 µm).Conbaseenestasobservaciones,Kianget al. (2007b)proponenquelosorganismosfotosintéticosquehabitenplanetasalrededordeotrasestrellaspodríanusarpigmentosparaabsorberenlosrangosdelongituddeondadondelaestrellaemitamayorcantidaddefotones.Así,enelcasodelosorganismosenunplanetaalrededordeunaestrellaF,lasplantaspodríantenercoloresquevandelmoradoalinfrarrojo,mientrasqueenplanetasalrededordeestrellasMlosorganismosfoto-sintéticostendríanmayorcantidaddefotonesenlaregióninfrarrojadelespectroelectromagnético.

BÚSQUEDA DE MUNDOS HABITABLES

Las misiones

Hastalafecha(mayo2010)sehanencontradomásde450planetasylalistacrecesemanaasemana.LamayoríadeellossonplanetassimilaresaJúpiter(UdryySantos,2007)yporlotantonosonconsideradoscomoposiblesplanetashabitables.Larazónporlaquenosehandetectado

planetasmáspequeñosespuramentetecnológica,pueslassimulacionesdeformacióndesistemasplanetariosnosindi-canquepuedehaberplanetasterrestresenlazonahabitabledesusestrellas.Elmayorproblemaparadetectarplanetasdetipoterrestreeselbrillodelaestrella,elcualesmayorque la luz reflejada y emitida por el planeta en 1010–1011vecesenelvisibley106–107vecesenelinfrarrojomedio.Aestoseleagregalaseparaciónangulardelossistemasestrella-planetaqueesde0.1segundosdearcoparaunnúmerolimitadodeestrellasenlavecindadsolar(unradiode~20pcalrededordelSol).Lacombinacióndeestasdoscondicioneshacequeladeteccióndeplanetasconmasasmenoresque10M⊕estélimitadaaestrellasdebajamasa(tipoespectralM,~0.5M).Ladeteccióndeexoplanetasterrestresrequiereinstrumentosenelespacio.Actualmentehay dos misiones en órbita para llevar a cabo este fin: CoRoT yKepler.Ambasutilizanelllamadométododetránsitoqueconsisteendetectarcambiosenlaluminosidaddelaestrelladebidosalpasodeunplanetafrenteaella.

CoRoTesuntelescopiode27cmquefuelanzadoendiciembredel2006.Susobjetivossonelestudiodeoscila-cionesestelares(sismologíaestelar)yladeteccióndeplane-tasextrasolaresalrededordeestrellascontiposespectralesKyM(Bordéet al.,2003).LamisiónestáadministradaporelCentroNacionaldeEstudiosEspacialesdeFranciayenellaparticiparonvariospaísesdeEuropayBrasil.KepleresunamisióndelaNASAqueconsisteenuntelescopioespacialde95cmquefuelanzadoenel2009paradetectarplanetasenunamuestradeunas100,000estrellascercanas(Basriet al.,2005).

Misionessubsecuentesseránnecesariasparanecesa-riasparadeterminarsilosplanetasterrestresencontradosporCoRoTyKeplerpuedenserhabitables.Actualmenteseencuentranbajoestudiodosmisiones,DarwindelaAgenciaEspacialEuropea(Cockellet al.,2009)yTerrestrialPlanetFinder(TPF)delaNASA(planetquest.jpl.nasa.gov/TPF),cuya finalidad es caracterizar exoplanetas tipo terrestre. Darwinconsistiráenuninterferómetroenelinfrarrojo(6–20µm)queusarálatécnicadeinterferometríadeanulaciónpara“ocultar”laluzdelaestrellayobservarplanetasasualrededor.Darwinserácapazdeobtenerelespectrodelplanetaobservadoconunaresolución(λ/∆ λ)de~25yuncocientedeseñalaruidoentre5y10.LamisiónTPFconsisteendosinstrumentos,unoserásimilaraDarwin

Planeta alrededor de

O3cm-2

Sol 8.4×1018

F2V 1.6×1019

K2V 6.6×1018

ADLeo 4.4×1018M3100 1.2×1018

Tabla4.CantidaddeozonoenplanetascomolaTierraalrededordeestrellasF,G,KyM(datosdeSeguraet al.2003,2005).

La Tierra como exoplaneta 383

llamadoTPF-I(LawsonyDoodley,2005).Elotroinstru-mento,TPF-C,seráuncoronógrafoqueobtendráespectrosdelosplanetasobservadoslaregiónvisibleydelcercanoinfrarrojo(0.5–1.1µm).LaresoluciónplaneadaparaTPF-Cesde70conunarazóndeseñalaruidodeentre5y10(Levineet al.,2006).

Detectabilidad de las bioseñales

EnlasFiguras1,2y3sepresentanespectrosdepla-netasenaltaresoluciónquepermitenverclaramentetodaslasbandasdeabsorcióndebidasavariosdeloscompuestosatmosféricosyentodosloscasoslaatmósferaestálibredenubes.Enrealidad,losinstrumentosparalacaracterizacióndeexoplanetastendránunabajaresoluciónyesprobablequeunplanetaquecontengaaguatambiéntenganubes.Además,losinstrumentosnolograránresolverespacial-menteelplaneta,loquedetectaránseráunpromediodelaluzemitidaportodounhemisferiodelplaneta.

Tinettiet al.(2006a)realizaronunestudiosobrelavariacióndelespectropromediadodeldiscodelaTierraendiferentescondicionesdeiluminaciónygeometría.Susresultadosmuestranqueelmayorproblemaparalacaracteri-zación de la atmósfera y superficie planetarias son las nubes quedisminuyenlacolumnaatmosféricaobservadadebidoasu alta reflectividad. Las variaciones en la luz reflejada por elplanetadurantesurotacióndiariapodríanindicarcarac-terísticas superficiales, aunque las nubes también afectarían estasobservacionesyaquepresentansuspropiospatronesderotación(Fordet al.,2001).EnlaFigura4sepresentanlosespectrosdelaFigura2enlasresolucionesplaneadasparaTPFyDarwin.

En el caso del borde rojo y la absorción de la clorofi-la,sabemosqueestasseñalessonfácilmentedistinguiblescuandoelinstrumentoapuntaaunazonaconaltadensidaddeplantas(Saganet al.,1993),sinembargoéstonoesalgoquepodremoshacerconplanetasextrasolaresdondecon-taremosconinformaciónpromediadadeldiscoplanetario.Enestesentido,lasobservacionesdelbrillodelaTierra(Earthshine)sonparticularmenteútiles.ElbrillodelaTierraes el reflejo de la luz de nuestro planeta en la región obscura de la Luna. El análisis de este reflejo ha permitido calibrar modelosnuméricosqueproducenespectrossintéticospro-mediadosdeldiscodelaTierrayanalizarladetectabilidaddel borde rojo de la clorofila (Tinetti et al.,2006a,2006b;Montañés-Rodríguezet al.,2006).Apartirdesumodelo,Tinettiet al.(2006b)concluyenquelaplantaspuedenincrementarelalbedodeunplanetahastaenun50%,yque el borde rojo de la clorofila puede ser detectable bajo ciertascondicionesdegeometríaeiluminaciónobiensilasplantas cubren al menos el 20 % de la superficie observada ylaatmósferaestálibredenubes.

Lacaracterizacióndemundoshabitablespresentaademáselretodedistinguirentreposiblesfalsospositivosyfalsosnegativos.LaTierra,porejemplo,noseríareconocida

comounmundohabitado(aunquesíhabitable)durantesusprimerosdosmilmillonesdeaños.Hastalafechaningunodeloscompuestosquesepiensaestuvieronpresentesensuatmósferaduranteesaépocaresultaunabuenabioseñal.Esteseríaelcasodeunfalsonegativo.Enelotroextremoestánaquellosplanetasnohabitadosdondeunprocesonobiológicogenereunacaracterísticasemejanteaunabioseñal.Estosucederíaenunplanetacuyaaguaseevaporaradema-nera catastrófica, como se piensa que sucedió en Venus (ver secciónEl caso del oxígeno),dondesegeneraríaunagrancantidaddeO2porlafotólisisdelaguaysinlaintervencióndeningúnprocesobiológico(Seguraet al.,2007).

Uncasointeresanteseríaeldeunplanetacompleta-mentecongeladoquesehallaradentrodelazonahabitable.LaTierrahapasadoalmenostresperiodosdeglaciaciónglobalalosqueselesdenomina“TierraBoladeNieve”(Snowball Earth).Secreequeestosperiodosduraronunas

Figura4.BandasprominentesdeCH4,N2O,O3,yCO2enespectrosdeplanetascomolaTierraalrededordeestrellasF,G,KyMconlasresolucionesplaneadasparaTPFyDarwin:70paraelvisibleeinfrarrojocercano(panelsuperior)y25paraelinfrarrojomedio(panelinferior).Elespectroenelinfrarrojomedioestánormalizadoauncuerponegrocontemperaturade288K.Clave:planetaalrededordelaestrellaF:líneanegracontinua;planetaalrededordelaestrellaG:líneanegradiscontinua;planetaalrededordelaestrellaK:líneagrisclaro;planetaalrededordelaestrellaM(ADLeo):líneagrisobscuro;planetaalrededordelaestrellaM(3100K):punto-rayanegra.

b)

a)

Segura384

decenasdemillonesdeañosomenos.Estoseventossongeológicamentecortosenduracióndebidoaquelaacumula-cióndeCO2enlaatmósferaacabarevirtiendolaglaciación.Duranteestasépocasesposiblelaacumulaciónenlaatmós-feradeO2/O3generadosporprocesosabióticos(Seguraet al.,2007).UnplanetacomoéstepresentaríaademásseñalesdevapordeaguayCO2ensuatmósfera.Seríaposiblede-terminarqueunplanetaestácongeladoglobalmentedebidoa la alta reflectividad del hielo en el espectro visible y la determinacióndelatemperaturaefectivadelplanetausandolaemisiónenelinfrarrojomedio.Sinembargo,nopodríadeterminarsesisetratadeunplanetacongeladoquenoestáhabitadoo,comosucedióenlaTierra,unplanetahabitadoquepasaporunaglaciaciónglobal.

COMENTARIOS FINALES

LaTierra,comonuestroúnicoejemplodemundoha-bitado, nos da las bases para identificar planetas semejantes alrededordeotrasestrellas.Nosabemosquéotrasformasdevidapodríanexistir,peroelentenderlosprocesosgeo-lógicos,químicosyfísicosdenuestroplanetaydelrestodelosplanetasterrestresesunprimerpasoparadistinguirentreaquellascaracterísticasquepuedentenerfuentesnobiológicasylasquesólopuedenserexplicadasporlapre-senciadeorganismosvivos.

Lasinvestigacionesrealizadashastaahorasobrenues-troplanetacomounmundohabitablenosindicanque:

1.Losorganismosunicelularessoncapacesdegenerarbioseñalesdistribuidasglobalmenteyporlotantopoten-cialmentedetectablesconinstrumentosenórbitaalrededordenuestroplaneta.

2.Eloxígenoenelespectrovisibleyelozonoenelinfrarrojomedio,resultanexcelentesbioseñalesdebidoaqueparaunplanetaenlazonahabitabledesuestrella,conaguayunaatmósferadeCO2-N2,laproduccióndeoxígenoyozonoporprocesosabióticosesmínimaynoproduceunaseñalenelespectrodelplaneta.

3.Lospigmentosdelosorganismosfotosintéticospodríanoriginarunabioseñalsicubrenalmenosel20%de la superficie observada.

4.Lasvariacionesorbitalesydiurnaspuedenofrecerpistas sobre las superficies que componen al planeta.

5.Lasnubessonelmayorretoaenfrentarenelanálisisdeespectrosdeplanetaspueslimitanlacolumnaatmosféricaobservable.

6.Laradiaciónultravioletarecibidaporelplanetadominabuenapartedelaquímicaatmosférica.

7.Enelinfrarrojomedio,lasseñalesgeneradasporloscompuestosdelaatmósferaplanetariadependennosólode su abundancia sino también del perfil de temperatura de laatmósfera.

8.Ladetecciónsimultáneadedosbioseñales,porejemploO2/O3yCH4oN2O,seríaunaevidenciaconvincentedelapresenciadevidaenunplaneta.

AGRADECIMIENTOS

Elpresente trabajofuerealizadobajoelApoyoComplementariopara laConsolidacióndeGruposdeInvestigación,modalidadRepatriacióndelCONACYTNo.51715ylosproyectosCONACYT79744yPAPIITIN119709-3.AgradezcoaAlejandroEsquivelporsuayudapara desentrañar los misterios de graficar con IDL, a Lisa Kalteneggerporsuayudaconladescripcióndelasmisio-nesdedeteccióndeplanetasterrestres,aNancyKiangporintroducirmeenelmundodelafotosíntesis,aDavidCrispquiencreóyactualizaconstantementeelprogramausadoparagenerarlosespectrosplanetarios,aVictoriaMeadowsconquienaprendíelanálisisdeespectrosplanetariosyespecialmenteaJamesKastingconquienmeiniciéenelconocimientodelasbioseñalesyladetecciónremotadevidaenplanetasalrededordeotrasestrellas.

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Manuscritorecibido:Noviembre27,2007Manuscritocorregidorecibido:Junio18,2008Manuscritoaceptado:Diciembre5,2008

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