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

VIII Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología
Cuernavaca, Morelos. 24 de agosto de 2012 75
simula la influencia del Sol sobre la atmósfera con un ángulo de cenit de 50º, dividiendo la atmósfera
en 70 capas de 1 km de ancho para los planetas de 1 M⊕ y 0.5 km para los de 5 M⊕. Una ventaja de
éste modelo es su capacidad para mantener el balance redox, mediante el balance de moléculas de H2
consumidas o formadas en las diferentes reacciones [10]. El modelo fue modificado para incluir el
degasamiento de CH4 geológico.
Acoplado al modelo fotoquímico se empleó un modelo climático (radiativo-convectivo) que
calcula los perfiles de temperatura a partir de la radiación solar adsorbida por la atmósfera y su
composición química. El modelo considera una presión total de 1 bar para los planetas de 1M⊕ y 2
bares para los de 5 M⊕. Las nuevas temperaturas calculadas por el modelo climático, sirven como datos
de entrada para que el modelo fotoquímico determine las abundancias al equilibrio de las especies
químicas; éstas son devueltas al modelo climático para recalcular la temperatura. El proceso se repite
hasta que se llega a una convergencia.
Resultados
Usando las mejores condiciones para maximizar los rendimientos, estimamos que el CH4 puede
alcanzar flujos de hasta 2.25×10 11 moléculas cm -2 s -1 . Estos se logran a temperaturas de 533 K que
pueden existir en el interior de los sistemas hidrotermales. En la Tierra se han medido concentraciones
de CH4 de alrededor de 2.5 mmol/kg de agua en este tipo de ambientes [11]. Análisis de isotopos de
H2 sugieren que el CH4 encontrado en las ventilas hidrotermales en
The Lost City es de origen geológico [12], aunque la discusión sobre su origen continua aún [13]; no
obstante, diferentes estudios teóricos y experimentales sugieren que, tanto el H2, como el CH4 puede
ser formados en esos ambientes por procesos de serpentinización [2,14].
A partir de los flujos superficiales de CH4 calculamos su abundancia en atmósferas de planetas
terrestres de 1 M⊕ y 5 M⊕ alrededor de una estrella similar al Sol. Los planetas fueron colocados a una
distancia de su estrella de 1.13 UA y 1.16 UA para planetas de 1 M⊕ y 5 M⊕ respectivamente, donde la
temperatura mínima obtenidas están por encima del punto de congelamiento del agua (Tabla 1). En
todos los casos las atmósferas estuvieron libres de oxígeno y contenían presiones parciales de CO2 de
0.01, 0.03, 0.1 y 0.3 con la cantidad necesaria de N2 para alcanzar una presión total de 1 bar para los
planetas de 1 M⊕ y 2 bares para los de 5 M⊕.
La tabla 2 muestra las abundancias de CH4 superficial obtenidas para todos los sistemas
ensayados, donde podemos observar que la tasa de mezclado de CH4 atmosférico aumenta con su flujo
superficial y la figura 1 muestra sus perfiles de abundancia a diferentes alturas
Comentarios finales
La capacidad de producción de CH4 en planetas terrestres fue estimada en base a las propiedades
cinéticas y termodinámicas de reacciones que ocurren en el interior de los sistemas hidrotermales,
ligados a la actividad de las placas tectónicas. Valencia et al. [15] sugiere que el tectonismo es
inevitable en planetas rocosos de 1 M⊕ a 10 M⊕; aunque no es posible saber cuánta superficie de un
planeta extrasolar estaría cubierta por sistemas hidrotermales. Esto no supone un problema pues
nuestros cálculos están enfocados a estimar un máximo posible de producción.
Referencias
[1] J. D. Des Marais et al, Astrobiology 2, 153–81 (2002).
[2] C. Marcaillou et al. Earth Planet. Sci. Lett. 303, 281-290 (2011).
[3] G. Etiope, D. Z. Oehler, C. C. Allen. Planet Space Sci 59, 182–195 (2011).
[4] J. F. Rudge, P.B. Kelemen, M. Spiegelman, M. Earth Planet. Sci. Lett., 291, 215-227 (2010).