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

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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.
VIII Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología Cuernavaca, Morelos. 24 de agosto de 2012 65 4. El transporte de material de la corteza terrestre hacia la vecindad de Júpiter y Saturno requiere velocidades de impacto U ≈ 3 Vesc, y puede ocurrir sólo si el impacto ocurre en la cara del planeta que se encuentra viendo hacia la dirección de su movimiento orbital. 5. Una fracción importante, del orden del 40%, de todo el material que llega a otros planetas dentro del tiempo considerado en nuestras simulaciones, lo hacen en 10,000 años o menos. Estos resultados se publicaron recientemente en la revista Icarus [9], aunque ya muchos medios hablaban sobre sus implicaciones [http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-14637109], [http://news.discovery.com/space/has-earth-brand-life-seeded-the-galaxy-110822.html]. Agradecimientos Este es un proyecto apoyado por el CONACYT 128563. Referencias [1] H. J. Melosh, Geology, 13, 144-148 (1985) [2] C. Mileikowsky, F. A. Cucinotta, J. W. Wilson, B. Gladman, G. Horneck, L. Lindegren, J. Melosh, H. Rickman, M. Valtonen, J. Q. Zheng, Icarus, 145, 391-427 (2000). [3] B. Gladman, L. Dones, H. F. Levison, J. A. Burns, Astrobiology, 5, 483-496 (2005). [4] G. Horneck, D. Stöffler, S. Ott, U. Hornemann, C. S. Cockell, R. Moeller, C. Meyer, J. P. P. de Vera, J. Fritz, S. Schade, N. A. Artemieva. Astrobiology, 8, 17-14 (2008). [5] R. Vázquez, P. G. Núñez, M. reyes-Ruiz, C. E. Chávez, zS. Hernández, Y. Oceguera, S. Gil, P. F. Guillén, S. Rodríguez, A. Segura, F. J. Martín-Torres, L. Olguín, trabajo presentado en ORIGINS 2011: ISSOL and Bioastronomy Joint International Conference, Montpellier, Francia, 3-8 de Julio de 2011. [6] J. R. Rowley, A. O. Dahl, S. Sengupta, J. S. Rowley, Palynology, 5, 107-152 (1981). [7] P. Fajardo-Cavazos, A. C. Schuerger, W. L. Nicholson, Acta Astronautica, 60, 534-540 (2007). [8] R. M. E. Mastrapa, H. Glanzberg, J. N., Head, H. J. Melosh, W. L. Nicholson, trabajo presentado en XXXI Lunar and Planetary Science Conference, Houston, Texas, EEUU, 13- 17 de marzo de 2000. [9] M. Reyes-Ruiz, C. E. Chávez, H. Aceves, M. S. Hernández, R. Vázquez, P. G. Núñez, Icarus, 220, 777-786 (2012). Figuras Fig. 1. Grano de polen de Opuntia littorallis.
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