Presentación en cartel - VIII Reunión de SOMA - Universidad ...

VIII Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología
Cuernavaca, Morelos. 24 de agosto de 2012 64
resistencia a técnicas de laboratorio muy severas, algunas de las cuales incluyen ácidos y otras
sustancias para limpiar la exina y estudiar mejor sus componentes.
A la fecha se han desarrollado modelos para la estratificación de la exina que indican que
cuanto más compleja es su estructura, mayor es su resistencia a las condiciones extremas [6]. Aunque
existen varios estudios referentes a la arquitectura del grano de polen y su viabilidad bajo diversos
ambientes, no existen estudios astrobiológicos acerca de la viabilidad del polen en el espacio exterior ni
en las atmósferas de otros planetas. Hasta este momento, nuestro equipo ha obtenido muestras de
granos de polen de algunas especies resistentes las cuales se encuentran en proceso de caracterización y
análisis (por ejemplo, en la Fig. 1 se muestra una fotografía de polen de Opuntia littorallis).
Fase III
Estudiar las condiciones físicas relacionadas con la entrada a otro planeta del “transportador de
polen”. Esta etapa del viaje interplanetario del material biológico es la menos estudiada de todas. Esto
se debe a que en su ingreso de alta velocidad a la atmósfera de un planeta, el calentamiento por fricción
derrite la superficie del meteorito y el flujo de viento remueve la roca líquida enfriando el remanente.
Debido a que el tiempo en que el meteorito cruza la atmósfera es muy corto (unos cuantas decenas de
segundos) solamente la capa superficial del mismo (del orden de 1 mm) se funde, y el interior del
meteorito no se calienta significativamente [7]. De manera que esta fase del trayecto interplanetario no
representa un gran peligro para el material biológico contenido en el interior del meteorito.
Para meteoritos de tamaños moderados (de centímetros a metros) como los mencionados aquí,
generalmente se considera que el impacto con la superficie del planeta blanco ocurre a la velocidad
terminal en la atmósfera de dicho planeta (300 m/s para Marte y 10 m/s para Venus en la actualidad).
En este caso, las fuerzas generadas durante el impacto final son mucho menores que aquellas a las que
se sometió el material al ser eyectado. De tal manera que el efecto del impacto a baja velocidad
contribuye a mezclar el contenido del meteorito con el material en el sitio de impacto [8]. Esta fase del
proyecto ha sufrido cierto retraso en su inicio, pero esperamos que en el transcurso del segundo año del
proyecto se pueda iniciar sin mayor problema.
Resultados
Hemos calculado la trayectoria de un conjunto de partículas que representan el material eyectado
de la Tierra, como resultado de un gran impacto de un cometa o asteroide, para determinar su
probabilidad de colisión con distintos cuerpos del Sistema Solar. Se han explorado varias velocidades
de eyección, así como diferentes configuraciones planetarias iniciales, basados en simulaciones de
163,842 partículas sobre un periodo de 30,000 años. En concordancia con trabajos previos [3],
encontramos que el material terrestre puede llegar a la Luna, Venus, e incluso regresar de vuelta a la
Tierra después de un periodo de varios miles de años en el espacio. Por primera vez se predice que el
material de la Tierra también puede alcanzar, así como a Júpiter e incluso a Saturno.
Conclusiones
1. En colisiones con velocidades de impacto U > 2Vesc, una cantidad significativa de material (del
orden de unos cuantos puntos porcentuales) regresará a la Tierra después de permanecer menos
de 10,000 años en el espacio interplanetario.
2. El transporte de material hacia Venus y la Luna puede ocurrir mientras U ≳ 2Vesc.
3. La transferencia de material a Marte requiere una velocidad de eyección sólo ligeramente
mayor a la velocidad de escape de la Tierra: menos de un 5% adicional.