SOCIEDAD MEXICANA DE ASTROBIOLOGÍA...

ÍNDICE

Comité Organizador ii

Patrocinadores y agradecimientos iv

Objetivos de la Reunión 1

Programa de la VII Reunión de SOMA 2

Resúmenes del miércoles 18 de junio 5

Resúmenes del jueves 19 de junio 42

Resúmenes de carteles 66

Folleto guía de la Excursión a Tepexi 88

Directorio de SOMA 97

i

ÍNDICE

Comité Organizador

ii

Patrocinadores y agradecimientos

iv

Objetivos de la Reunión

1

Programa de la VII Reunión de SOMA

2

Resúmenes del miércoles 18 de junio

5

Resúmenes del jueves 19 de junio

42

Resúmenes de carteles

66

Folleto guía de la Excursión a Tepexi

88

Directorio de SOMA

97

Comité Organizador Local

Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz

Seminario Mexicano de Meteorítica, Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM)

María Guadalupe Cordero Tercero

Instituto de Geofísica, UNAM

María Dolores Maravilla Meza


Antígona Segura Peralta

Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

José Luis García Martínez


María Colín García

Instituto de Geología, UNAM y Centro de Astrobiología, Madrid, España

Sandra I. Ramírez Jiménez

Centro de Investigaciones Químicas, Universidad Autónoma del Estado de Morelos

Luis Espinosa Arrubarrena

Museo de Geología, UNAM

Fernando Ortega Gutiérrez

Instituto de Geología, UNAM

Gustavo Tolson Jones


Revisión de resúmenes





María Colín García

Centro de Astrobiología, Madrid, España

APOYO LOGÍSTICO

Manet Estefanía Peña Salinas

Facultad de Ciencias, UNAM

Alejandro Nabor Lozada Chávez

Instituto de Investigaciones Biomédicas, UNAM

Administración y finanzas


Instituto de Geofísica, UNAM,

José de la Rosa Canales


Diseño y administración de la página web

Irma Lozada Chávez

Universidad de Leipzing, Alemania



MODERADORAS




Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz


EXPOSICIÓN “LOS TESOROS DE LA MADRE TIERRA”

Instituto de Geología y Museo de Geología, UNAM

M.C. Luis Espinosa Arrubarena

Jefe del Museo de Geología

Ing. Oscar Irazaba Ávila


Julio Caballero Corona


Isabel Murrieta Ponce


EXPOSICIÓN PERMANENTE DE ROCAS Y MINERALES


Víctor Manuel Malpica Cruz


Gabriela Pantoja Irys


Patrocinadores

Dra. Elena Centeno García, Instituto de Geología, UNAM

Dr. José Francisco Valdés Galicia, Instituto de Geofísica, UNAM

Dr. Alejandro Frank Hoeflich, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

M.C. Luis Espinosa Arrubarrena, Museo de Geología, UNAM

Dirección General de Divulgación de la Ciencia

ABC Instrumentación Analítica

Proyecto PAPIME PE103609

AGRADECIMIENTOS

La Sociedad Mexicana de Astrobiología agradece y reconoce el apoyo otorgado por las secretarías académicas, técnicas y administrativas de estas dependencias.

Instituto de Astronomía

Instituto de Geología

Ana María Rodríguez Simental

Nora Ahuatzin Z.

Olga L. Ramírez Ramírez

Hilda López Soria

Instituto de Geofísica

Dr. Luis Quintanar Robles

Jesús D. Martínez Gómez

Cecilia Pliego Garza

Ing. Lucila M. Cortina Urrutia

Carlos López Cantero

Ma. Guadalupe Solís Jiménez

PAGE

iv

karina�-ndice e introducci=n memoria SOMA.doc�

COMITÉ ORGANIZADOR LOCAL

Karina Elizabeth Cervantes de la CruzSeminario Mexicano de Meteorítica, Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM)

María Guadalupe Cordero Tercero Instituto de Geofísica, UNAM

María Dolores Maravilla Meza Instituto de Geofísica, UNAM

Antígona Segura Peralta Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

José Luis García Martínez Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

María Colín García Instituto de Geología, UNAM y Centro de Astrobiología, Madrid, España

Sandra I. Ramírez Jiménez Centro de Investigaciones Químicas, Universidad Autónoma del Estado de Morelos

Luis Espinosa Arrubarrena Museo de Geología, UNAM

Fernando Ortega Gutiérrez Instituto de Geología, UNAM

Gustavo Tolson Jones Instituto de Geología, UNAM

REVISIÓN DE RESÚMENES

María Guadalupe Cordero Tercero Instituto de Geofísica, UNAM

María Dolores Maravilla Meza Instituto de Geofísica, UNAM

María Colín García Centro de Astrobiología, Madrid, España

APOYO LOGÍSTICO

Manet Estefanía Peña Salinas Facultad de Ciencias, UNAM

Alejandro Nabor Lozada Chávez Instituto de Investigaciones Biomédicas, UNAM

ADMINISTRACIÓN Y FINANZAS

María Guadalupe Cordero Tercero Instituto de Geofísica, UNAM,

José de la Rosa Canales Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

ii

http://www.geologia.unam.mx/pct/index.php?option=com_content&view=article&id=164:cervanteshttp://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/5'mailto:[email protected]://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/2'mailto:[email protected]:[email protected]:[email protected]://www.geologia.unam.mx/igl/index.php?option=com_content&view=category&layout=blog&id=145&Itemid=128mailto:[email protected]:[email protected]://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/5'mailto:[email protected]:[email protected]:[email protected]:[email protected]://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/5'mailto:[email protected]

DISEÑO Y ADMINISTRACIÓN DE LA PÁGINA WEB

Irma Lozada Chávez Universidad de Leipzing, Alemania

Antígona Segura Peralta Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

MODERADORAS

María Dolores Maravilla Meza María Guadalupe Cordero Tercero

Antígona Segura Peralta Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz


EXPOSICIÓN “LOS TESOROS DE LA MADRE TIERRA”

Instituto de Geología y Museo de Geología, UNAM

M.C. Luis Espinosa Arrubarena Jefe del Museo de Geología

Ing. Oscar Irazaba Ávila Museo de Geología, UNAM

Julio Caballero Corona Museo de Geología, UNAM

Isabel Murrieta Ponce Museo de Geología, UNAM

EXPOSICIÓN PERMANENTE DE ROCAS Y MINERALES


Víctor Manuel Malpica Cruz Instituto de Geología, UNAM

Gabriela Pantoja Irys Instituto de Geología, UNAM

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http://www.nucleares.unam.mx/~soma/mesa/ILozada.htmhttp://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/2'mailto:[email protected]://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/5'http://www.nucleares.unam.mx/~soma/ocs/index.php/reunion/6reunion/about/organizingTeamBio/2'http://www.geologia.unam.mx/pct/index.php?option=com_content&view=article&id=164:cervantesmailto:[email protected]://www.geologia.unam.mx/index.php?option=com_content&task=category&sectionid=18&id=118&Itemid=315http://www.geologia.unam.mx/igl/index.php?option=com_content&view=category&layout=blog&id=195&Itemid=235http://www.geologia.unam.mx/igl/index.php?option=com_content&view=category&layout=blog&id=195&Itemid=235http://www.geologia.unam.mx/igl/index.php?option=com_content&view=category&layout=blog&id=195&Itemid=235mailto:[email protected]:[email protected]

PATROCINADORES

Dra. Elena Centeno García, Instituto de Geología, UNAM

Dr. José Francisco Valdés Galicia, Instituto de Geofísica, UNAM

Dr. Alejandro Frank Hoeflich, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

M.C. Luis Espinosa Arrubarrena, Museo de Geología, UNAM

Dirección General de Divulgación de la Ciencia

ABC Instrumentación Analítica

Proyecto PAPIME PE103609

AGRADECIMIENTOS

La Sociedad Mexicana de Astrobiología agradece y reconoce el apoyo otorgado

por las secretarías académicas, técnicas y administrativas de estas dependencias.

Instituto de Astronomía

Instituto de Geología

Ana María Rodríguez Simental Nora Ahuatzin Z.

Olga L. Ramírez Ramírez Hilda López Soria

Instituto de Geofísica

Dr. Luis Quintanar Robles Jesús D. Martínez Gómez

Cecilia Pliego Garza Ing. Lucila M. Cortina Urrutia

Carlos López Cantero Ma. Guadalupe Solís Jiménez

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http://www.geologia.unam.mx/http://www.geofisica.unam.mx/http://www.nucleares.unam.mx/http://www.geologia.unam.mx/igl/index.php?option=com_content&view=category&layout=blog&id=195&Itemid=235http://www.dgdc.unam.mx/http://www.abcia.com.mx/

1

VII Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología

La Reunión tiene como objetivos:

a) Convertirse en un espacio para la interacción entre los científicos

cuyas investigaciones están relacionadas con la Astrobiología.

b) Acercar a los estudiantes de ciencias a la Astrobiología y darles a

conocer la investigación que se hace en México en esta área del

conocimiento.

c) La consolidación de la Astrobiología en México.

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PROGRAMA DE LA VII REUNIÓN DE LA SOCIEDAD MEXICANA DE ASTROBIOLOGÍA

MIÉRCOLES 18 DE AGOSTO 8:30 9:00 Registro a la Reunión y a la Excursión 9:00 9:30 Inauguración 9:30 10:30 Exploring new worlds: characterizing super-earths to mini-

neptunes Lisa Kaltenegger 6

10:30 10:50 Habitabilidad y detección de bioseñales en planetas alrededor de estrellas M de secuencia principal Antígona Segura Peralta 7

10:50 11:10 Curvas de luz de tránsitos de planetas extrasolares en el infrarrojo cercano (1.25 - 2.5 µm) Pedro A. Valdés Sada 10

11:10 11:30 Estudio dinámico y de habitabilidad en enanas rojas y cafés en cúmulos estelares jóvenes Santiago Torres Rodríguez 13

11:30 11:50 Descanso 11:50 12:10 Zona de habitabilidad galáctica de la galaxia del triángulo: I.

Modelo de evolución químico-fotométrico Fátima Guadalupe Robles Valdez 17

12:10 12:30 Análisis de la evolución de trampa para protoplanetas sujeta a fotoevaporación Ramiro Álvarez Meraz 20

12:30 12:50 Acreción de polvo alrededor de condros en una nebulosa solar turbulenta Augusto Carballido Somohano 23

12:50 13:50 Adsorción de compuestos químicos de relevancia prebiótica en superficies minerales Alicia Negrón Mendoza 27

13:50 14:20 Carteles 14:20 16:00 Comida 16:00 16:20 La Agencia Espacial Mexicana y el Desarrollo de la medicina

aeroespacial en México Ramiro Iglesias Leal 31

16:20 16:40 Estrés oxidativo y pérdida osea en viajes espaciales María Elena Aguilar Mena 33

16:40 17:00 Cuantificación simultánea de carbonatos y material orgánico en suelos hiperáridos, como posibles análogos a Marte. Desierto de Mojave-EEUU José Guadalupe de la Rosa Canales 36

17:00 17:20 La reinterpretación de los resultados de la misión Vikingo sugiere la presencia de orgánicos y percloratos en latitudes intermedias de Marte Rafael Navarro González 39

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JUEVES 19 DE AGOSTO 9:30 10:30 Geología del origen de la vida: las condiciones geológicas de la

Tierra cuando comenzó la vida Fernando Ortega Gutiérrez 43

10:30 10:50 Efectos benéficos del gran bombardeo tardío en pro del surgimiento de la vida en la Tierra José Luis García Martínez 46

10:50 11:10 Encuentros entre objetos cósmicos y sus repercusiones para la vida María Guadalupe Cordero Tercero 48

11:10 11:30 Biofirmas para reconocer microbios en rocas precámbricas Hugo Beraldi Campesi 51

11:30 11:50 Bacterias halotolerantes y sus límites de adecuación en entornos salinos Sandra Ramírez Jiménez 55

11:50 12:10 Foto de grupo 12:10 12:40 Carteles 12:40 13:00 Algunas consideraciones sobre líneas de árboles

Luis Cruz Kuri 57 13:00 13:20 La Panspermia de los planetas libres

Héctor Javier Durand-Manterola 60 13:20 14:20 El entorno geológico de las microbialitas de Rincón de Parangueo,

Guanajuato, México José Jorge Aranda Gómez 63

14:20 15:00 Reunión SOMA 15:00 Comida

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EXPOSICIÓN “Tesoros de la Madre Tierra”, vestíbulo del Auditorio Tlayolotl

Oscar Irazaba Ávila, Julio Caballero Corona, Luis Espinosa Arrubarrena e Isabel Ponce Murrieta

EXPOSICIÓN “Rocas y Minerales”, vestíbulo del Instituto de Geología Víctor Manuel Malpica Cruz y Gabriela Pantoja Irys

EXCURSIÓN VIERNES 20 DE AGOSTO 8:00 20:30 Excursión al sitio paleontológico de Tepexi de Rodríguez, Puebla.

Museo Regional Mixteco y Cantera de Tlayúa. M.C. Luis Espinosa Arrubarrena y Manet Estefanía Peña Salinas 88 *Salida del estacionamiento del Instituto de Geología, UNAM a la población de Tepexi de Rodríguez, Puebla.

CARTELES 1 Producción y detección de Metano en planetas habitables

Andrés Guzmán Marmolejo 672 Respuesta de la química atmosférica de un planeta habitable a la

variabilidad temporal de la radiación estelar Marisol Sánchez Flores 70

3 Formación de polímeros de HCN: importancia en estudios prebióticos María Colín García 73

4 Análisis de la Pirólisis del Desierto de Atacama con adición de Percloratos. Reinterpretación del experimento de Pir-CG-EM de la Misisón Vikingo Edgar Vargas Frías 76

5 Estudio de los mecanismos de adaptación de Bacillus ante variaciones en su entorno salino Julio Alberto Símuta López 79

6 La adecuación de Halomonas halodurans a distintos valores de aw Rocío Elizabeth Avendaño Serrano 82

7 Variación altitudinal de Nitrógeno orgánico e inorgánico en suelos del Pico de Orizaba Aura Verania Palma Jiménez 85

5

Miércoles 18 de agosto de 2010

6

EXPLORING NEW WORLDS: CHARACTERIZING SUPER-EARTHS TO MINI-NEPTUNES

Lisa Kaltenegger, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics [email protected]

Spurred by the recent large number of radial velocity detections, Kepler candidates and the

discovery of the transiting system CoRoT-7b and GJ1214, the study of planets orbiting nearby stars has now entered an era of characterizing massive terrestrial planets (aka super-Earths). The Gl 581 system is a particularly striking example among these new discoveries, consisting of an M3V star orbited by 4 planets, 3 of which are in the Earth to super-Earth.

While many uncertainties remain (as will be discussed), our calculations attest to the potential for the habitability of, and detection of biosignatures on super-Earths like Gl581d, and rocky planets around very low mass stars and their detectability in the near future.

7

HABITABILIDAD Y DETECCIÓN DE BIOSEÑALES EN PLANETAS ALREDEDOR DE ESTRELLAS M DE SECUENCIA PRINCIPAL

Antígona Segura Peralta, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM [email protected]

Introducción

Las enanas rojas son estrellas tipo espectral M de la secuencia principal, también se conocen como enanas M (dM) o enanas rojas. Las características generales de estas estrellas se resumen en la Tabla 1. Las enanas M resultan interesantes para la astrobiología debido a su larga estancia en la secuencia principal ( ~1011 años) y por ser comunes en la vecindad solar (~75%). Sin embargo otras características de estas estrellas pueden resultar un problema para la habitabilidad de los planetas alrededor de ellas (Scalo et al. 2007, Tarter et al. 2007). La actividad en la cromosfera y corona estelares generan grandes cantidades de partículas y radiación que va de los rayos X al ultravioleta (UV), que pueden afectar la atmósfera de un planeta cercano a las estrella. Se calcula que lalrededor de un 10% de las estrellas de tipos espectrales M0 a M3 son activas mientras que entre el 30 y 60% de las estrellas M4 a M7 presentan actividad cromosférica (Silvestri et al. 2005).

Consideraremos planetas habitables a aquellos que se encuentran en la zona habitable definida por Kasting et al (1993). Esta zona es una región circunestelar en la que un planeta con atmósfera tiene la temperatura superficial adecuada para mantener agua líquida en su superficie. Debido que la luminosidad de las enanas M es muy pequeña (10-1-10-3 L ), su zona habitable se halla a distancias menores de los 0.2 UA, por lo que sus planetas potencialmente habitables pueden verse más afectados por la actividad estelar que los planetas que circundan estrellas más luminosas.

En esta plática se revisarán los resultados de varios trabajos de investigación que contribuyen a la determinación de la habitabilidad y la detección de bioseñales en planetas alrededor de estrellas enanas rojas. Las bioseñales son compuestos cuya abundancia o presencia sólo puede deberse a procesos biológicos (Des Marais et al. 2002).

Métodos y resultados

Se estudió la posible detección de bioseñales en planetas habitables alrededor de enanas M utilizando dos códigos de 1-D acoplados, uno es un código radiativo-convectivo (Pavlov et al. 2000) de una dimensión (1-D) y el otro es un modelo fotoquímico 1-D (Pavlov and Kasting, 2002). El modelo acoplado fue calibrado para reproducir la Atmósfera Standard U.S. de 1997 bajo las condiciones de la Tierra presente iluminada por el Sol actual. Las atmósferas simuladas están compuestas por 0.21 O2 y 0.78N2 con una presión superficial de 1 bar. Los gases de origen biológico (H2, N2O, CH3Cl, CO y CH4) fueron introducidos con flujos superficiales constantes. Los planetas se colocaron en la zona habitable de enanas M activas y no activas.

Se considera que la detección de dos bioseñales es una de las mejores pruebas de la presencia de vida en un planeta (Lovelock, 1965). En particular se consideraba que encontrar oxígeno (O2) y metano (CH4) es una excelente bioseñal pues el metano se destruye en atmósferas ricas en oxígeno por lo que se requieren producir grandes cantidades de este compuesto para mantener cierta concentración en la atmósfera. Sin embargo, los resultados de esta investigación indican que en el caso de planetas alrededor de estrellas enanas M, de hecho dada la misma cantidad de oxígeno y la misma producción de metano, un planeta tendrá mayor abundancia de metano alrededor de una estrella M que alrededor de una estrella como el Sol. Esto implica que el

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metano podría provenir de una fuente no biológica y producir una señal detectable (Segura et al, 2005).

Otro aspecto que se analizó es la cantidad de ozono (O3) generada en un planeta con una composición atmosférica similar a la de la Tierra presente. El ozono es producido por la fotólisis del O2 y es detectable en el infrarrojo medio (5-25 µm), por lo que es una forma de determinar la presencia de O2 en una atmósfera en este rango de longitudes de onda. En las enanas M con actividad cromosférica la cantidad de O3 que se genera por la radiación UV proveniente de la estrella es mayor a la cantidad e O3 en la Tierra, dada la misma cantidad de O2 (Segura et al. 2005).

Como se mencionó anteriormente muchas enanas M se caracterizan por una intensa actividad cromosférica. Una de las manifestaciones de esta actividad son las ráfagas estelares. Las ráfagas son emisiones repentinas de partículas provenientes de la atmósfera estelar. Junto con las partículas se emiten grandes cantidades de radiación que va desde los rayos X hasta el ultravioleta. Si el planeta cuenta con un campo magnético, tanto las partículas como los rayos X no podrán penetrar a la atmósfera baja (troposfera), sin embargo, la radiación UV puede llegar a la superficie generando cambios en la química atmosférica. Por su parte las partículas cargadas (protones) producen óxidos de nitrógeno (NOx =NO + NO2) que destruyen el ozono atmosférico. En otro estudio analizamos el caso particular de las ráfagas estelares y su influencia en la química atmosférica en un planeta con una atmósfera similar a la de la Tierra presente, es decir, 0.21 O 2 y 0.78 N2. La estrella utilizada para estas simulaciones fue AD Leonis (AD Leo) una de las estrellas M más activa que se conoce. AD Leo se encuentra a una distancia de 5 pc, es de tipo espectral dM3.5e con una temperatura efectiva de 3400 K y una luminosidad de 2.3×10-2 L (Segura et al. 2010).

Los resultados de esta investigación muestran que una atmósfera rica en oxígeno se ve poco afectada por la radiación UV emitida por una ráfaga estelar. Cuando se incluye el efecto de las partículas ionizantes en la química atmosférica entonces hay una disminución en la columna de ozono que llega al 94%, sin embargo, la cantidad de radiación UV que llega a la superficie en las longitudes de onda peligrosas para la vida exceden a las que se reciben en la Tierra sólo por 100 s (Segura et al. 2010).

En los estudios sobre la habitabilidad planetaria se analizó la erosión de la atmósfera de un planeta habitable por los vientos estelares de una estrella enana M. La atmósfera es considerada como una condición para la habitabilidad superficial de un planeta. Se utilizó un modelo analítico basado en el concepto de capa de mezclado (Cantó y Raga, 1991) para calcular el tiempo en el que el viento de una enana M erosiona por completo la atmósfera de un planeta localizado en la zona habitable de esa estrella. De acuerdo con esta investigación los planetas alrededor de enanas M de tipos espectrales M0 a M5 podrían mantener su atmósfera por el tiempo suficiente para permitir el origen y evolución de la vida (>1 Ga). Las estrellas M de tipos espectrales que van de M6 a M9, suelen ser activas por periodos de tiempo mayores a estrellas activas de tipos espectrales tempranos, por lo que sus vientos pueden erosionar la atmósfera de un planeta localizado en su zona habitable en escalas de tiempo menores a 1 Ga (Zendejas et al. 2010).

Conclusiones

Los resultados aquí descritos son relevantes para la planeación de misiones como el Terrestrial Planet Finder (NASA) y Darwin (ESA). Estas misiones tienen como objetivo caracterizar planetas habitables a partir de su espectro en el visible e infrarrojo. Los planetas alrededor de enanas M resultan candidatos factibles para la búsqueda de vida con estos instrumentos.

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Referencias D. J. Des Marais et al. Astrobiology 2, 153–181. (2002 S. L. Hawley, B. R. Pettersen, Astrophys. J. 378, 725-741 (1991). J. F. Kasting, D. P. Whitmire, R. T. Reynolds, Icarus 101, 108-128 (1993). J.E. Lovelock, Nature 207, 568–570. (1965). A. Pavlov et al. J. Geophys. Res. 105, 11981–11990 (2000). A. Pavlov, J.F. Kasting, Astrobiology 2, 27–41 (2002). J. Scalo et al., Astrobiology 7, 85-166 (2007). A. Segura et al. Astrobiology 5, 706-725 (2005). A. Segura et al. Astrobiology, aceptado (2010) N. Silvestri, S. L. Hawley, T.D. Oswalt, Astron J. 129, 2428-2450 (2005). Tarter et al., Astrobiology 7, 30-65 (2007). J. Zendejas, A. Segura, A. C. Raga, Icarus, en revisión (2010) Tabla 1. Características generales de las estrellas M de secuencia principal

Tipo espectral

Temperatura efectiva

Masa (M )

Luminosidad (L )

Sol (G2V) 5800 1.00 1.00 M0 V 3900 0.50 0.06 M3 V 3600 0.29 0.03 M6 V 3000 0.10 0.005 M9 V 2400 0.08 0.0002

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CURVAS DE LUZ DE TRÁNSITOS DE PLANETAS EXTRASOLARES EN EL INFRARROJO CERCANO (1.25 - 2.5 µm)

Pedro A. Valdés Sada - Departamento de Física y Matemáticas, Universidad de Monterrey [email protected]

Drake Deming, Donald E. Jennings & Brian K. Jackson - Planetary Systems Laboratory, NASA’s Goddard Space Flight Center

Introducción

La confirmación de planetas orbitando alrededor de otras estrellas (planetas extrasolares o exoplanetas) desde hace ya quince años ha creado una nueva vertiente de vigorosa investigación científica. De particular interés es el hecho de que una gran parte de los primeros exoplanetas descubiertos tengan masas comparables con Júpiter y además se encuentren en órbitas cercanas a sus estrellas; una situación distinta a la encontrada en nuestro sistema solar. Este tipo de planetas son los más susceptibles a ser inicialmente identificados debido a las técnicas de detección utilizadas y sus presentes limitaciones observacionales. Las teorías de formación de sistemas planetarios explican a estos planetas como etapas terminales de migración de los mismos causadas por interacciones con el material del disco protoplanetario del que se acretaron.

Una característica de este tipo de exoplanetas es que, debido a sus masas y órbitas compactas, las probabilidades de que puedan ser observados transitar frente a los discos de sus estrellas son mayores dada una inclinación favorable del plano orbital con respecto a la Tierra. El primer planeta en ser observado de esta manera fue HD209458b, y a la fecha por lo menos 89 sistemas poseen esta característica (1). Recientemente la misión Kepler ha anunciado la existencia de otros 306 candidatos, incluyendo cinco sistemas con más de un planeta que transitan (2, 3). La ventaja principal de observar el tránsito de un exoplaneta es que se puede medir directamente el tamaño del planeta. Combinando la masa del planeta, derivada por métodos espectroscópicos, y el tamaño podemos conocer su densidad y por consecuencia comenzar a estimar sus características físicas.

Durante un tránsito la luminosidad de la estrella se reduce entre

11

través de alguna de las bandas fotométricas del infrarrojo cercano (J - 1.25µm, H - 1.5µm, K - 2.5µm) en cuatro períodos de siete noches de observación (28 en total) entre Octubre del 2008 y Mayo del 2010. Debido al brillo de algunas estrellas y el tamaño del telescopio fue necesario desenfocar las imágenes para distribuir el brillo de las estrellas en varios pixeles y evitar saturación del detector. Teoría

Observaciones en el infrarrojo cercano tienen una ventaja muy importante sobre las observaciones en el visible en el sentido de que el ensombrecimiento hacia el limbo (limb-darkening) de las estrellas es proporcional al inverso de la longitud de onda utilizada. En otras palabras, el ensombrecimiento hacia el limbo disminuye al observar en longitudes de onda mayores. Esto simplifica la forma de la curva de luz observada durante un tránsito, reduciendo la curvatura entre el segundo y tercer contacto e incrementando la pendiente del ingreso (primer y segundo contacto) y egreso (tercer y cuarto contacto) del planeta. Esto resulta en una estimación del diámetro del planeta más precisa y con menores incertidumbres. Vale la pena recordar que la profundidad del tránsito solamente nos da un estimado de la fracción del disco de la estrella que es ocultado, y que una determinación del diámetro del planeta por este único parámetro sufre de la incertidumbre inherente en conocer con precisión el tamaño de la estrella. La duración del ingreso y el egreso es menos sensitiva al diámetro de la estrella y nos da una mejor estimación del tamaño del planeta. Un modelaje completo del diámetro del planeta utiliza de forma complementaria tanto la profundidad del tránsito como la duración del ingreso y el egreso, ambos favorecidos en observaciones infrarrojas con menor ensombrecimiento hacia el limbo.

Otra ventaja de observar en longitudes de onda infrarrojas es que la actividad estelar es menos pronunciada comparada con observaciones en el visible. Tradicionalmente la rotación de las estrellas con actividad magnética se mide monitoreando su variación de brillo a través de filtros fotométricos U ó B debido a que estas longitudes de onda muestran un mayor contraste ante la presencia de manchas estelares. En el infrarrojo este contraste se minimiza y la posible presencia de actividad estelar tiene menor efecto en el brillo total de la estrella. Esto es importante porque la profundidad de un tránsito asume que el brillo de la estrella no es afectado por la presencia de manchas estelares. Reducción y Modelaje

Las imágenes fueron calibradas de forma estándar utilizando dark-frames y flat-fields. La fotometría diferencial fue realizada utilizando rutinas escritas en IDL (7) que varían el tamaño de las aperturas de medición y la cantidad de estrellas de comparación hasta encontrar la combinación adecuada que minimiza la variación de brillo en la estrella objetivo. Durante cada prolongada sesión de observación el foco del telescopio cambiaba constantemente debido a variaciones de temperatura y altitud de la estrella. Este efecto fue compensado periódicamente por ligeros cambios de foco siguiendo las sugerencias publicadas en la sala de observación. Aún así las secuencias de imágenes en ocasiones muestran variaciones en el diámetro de las estrellas. Fue necesario programar un sistema de rastreo de cambios de foco y modificación automática del tamaño de las aperturas de medición para compensar por este efecto y así optimizar la fotometría. En algunos casos las resultantes curvas de luz muestran variaciones sistemáticas en el brillo que atribuimos a una combinación de cambios en el foco del telescopio, guiado imperfecto, gradientes internos de temperatura en el instrumento y cambios en la masa de aire a través de la cual se está observando. Este último fenómeno comúnmente se presenta cuando las estrellas de

12

comparación tienen distintos colores con respecto a la estrella objetivo, y por lo tanto distintas absorciones atmosféricas en función de la masa de aire.

El modelaje preliminar de las curvas de luz se realiza utilizando un software comercial (Binary Maker 3.0 [8]) que fue diseñado para estudiar estrellas binarias eclipsantes. El software es bastante versátil y simplemente se sustituyeron los parámetros de una estrella por los del planeta extrasolar. Inicialmente se utilizan parámetros del sistema extraídos de la literatura para ajustar la curva teórica a las observaciones. El ajuste consiste en incrementar simultáneamente la duración y profundidad del modelo inicial hasta obtener el mejor ajuste posible. De este modelo se obtiene directamente la profundidad del tránsito, su duración, y la hora del centro del tránsito. El siguiente paso es el de utilizar estos parámetros de las curvas de luz para determinar las características del sistema; en particular el diámetro del planeta y la inclinación de la órbita.

Resultados

A la fecha hemos obtenido las curvas de luz de los 15 tránsitos completos que tenemos registrados de 13 sistemas diferentes y de estas hemos derivado los parámetros observacionales (profundidad, duración, hora central del tránsito). En la mayoría de los casos los parámetros del sistema obtenidos de la literatura para modelar la curva de luz se ajustan casi perfectamente a las observaciones, confirmando trabajos previos. De igual manera los tiempos centrales de los tránsitos son consistentes con las efemérides publicadas, limitando la posible presencia de planetas adicionales en los sistemas estudiados. Estamos preparando la publicación de estas observaciones.

Un caso particular es de importancia. La estrella GJ 1214 es una enana roja cercana (~40 años luz) que posee un planeta extrasolar que transita de solamente ~6.6 masas terrestres y ~2.7 radios terrestres (9). Se estima que esta “Super-Tierra” pueda tener una composición diferente a los exoplanetas anteriormente descubiertos y se especula que pueda ser un planeta con una gruesa capa de agua líquida (planeta acuático). Nuestras observaciones de Mayo del 2010 confirman el diámetro del planeta y mejoran significativamente las efemérides publicadas de los tránsitos (10). Referencias 1. J. Schnider, J. Normand, The Extrasolar Planets Encyclopaedia, CNRS-LUTH, Paris Observatory, 1995 (http://www.exoplanet.eu/catalog.php). 2. W. J. Borucki et al., 2010 (http://arxiv.org/abs/1006.2799). 3. J. H. Steffen et al., 2010 (http://arxiv.org/abs/1006.2763). 4. P. A. Valdés Sada, presentado en la VI Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología, Cd. De México, 16-17 de Junio, 2009. 5. E. Agol, J. Steffen, R. Sari, W. Clarkson, MNRAS 359, 567 (2005). 6. R. Elston, SPIE, 3354, 404 (1998). 7. IDL, ITT Visual Information Solutions 2009 (http://www.ittvis.com/). 8. D. H. Bradstreet, Binary Maker 3.0, Contact Software, 2003 (http://www.binarymaker.com/). 9. D. Charboneau et al., Nature 462, 891-893 (2009). 10. P. V. Sada et al., Astrophys. J. Lett., eviado (2010).

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ESTUDIO DINÁMICO Y DE HABITABILIDAD EN ENANAS ROJAS Y CAFÉS EN CÚMULOS ESTELARES JÓVENES

Santiago Torres Rodríguez, Instituto de Astronomía, UNAM [email protected]

Bárbara Pichardo Silva, Instituto de Astronomía, UNAM Introducción

En el presente trabajo se analizarán las condiciones orbitales de un disco planetario ligado a estrellas de baja masa (enanas rojas) y a enanas cafés, bajo interacciones gravitacionales de estrellas pasajeras en un cúmulo estelar joven (en una región de formación o en un cúmulo abierto). Este tipo de estrellas poco masivas son las más abundantes y las que duran más tiempo en secuencia principal, esto es, son estrellas que proporcionan luz de forma más estable por periodos casi tan largos como la edad del Universo en muchos casos, haciendo más probable en principio el crecimiento y evolución de la vida.

Las propiedades orbitales de los planetas son de gran relevancia para la habitabilidad. La zona de habitabilidad se define como la distancia en la estrella de secuencia principal y un planeta tipo Tierra, donde el intervalo medio orbital implique temperaturas moderadas sobre la superficie del planeta, adecuadas para el desarrollo y la subsistencia de la vida basada en carbón (Siegfried Franck, et al. 2000).

La formación estelar sucede dentro de nubes de gas denso y polvo conocidas como nubes moleculares (Shu et al. 1987). De esta forma, la mayoría de las estrellas se forman en cúmulos estelares (Carpenter 2000; Lada y Lada 2003) y a lo largo de su evolución, éstas se enfrentan a interacciones gravitacionales en su entorno.

Estos cúmulos jóvenes, conocidos como cúmulos abiertos, son vulnerables a efectos destructivos de marea de la galaxia y encuentros con nubes interestelares; se han hecho estudios acerca de estas interacciones obteniendo un tiempo de vida para estos cúmulos de 108~109 años (Spitzer 1958, Spitzer y Harm 1958, Wielen 1977, Terlevich 1987). Estas escalas de tiempo dependen tanto de la masa del cúmulo, como del radio, lo que provoca que la interacción dinámica entre las estrellas jóvenes (durante la vida del cúmulo) pueda afectar la estabilidad y movimiento orbital de los sistemas planetarios que se encuentren alrededor de sus estrellas. Los encuentros estelares interesantes son los cercanos, ya que pueden perturbar considerablemente la estructura dinámica de los sistemas planetarios, produciendo órbitas muy excéntricas, y con ello disminuir la probabilidad de que los planetas en estos sistemas sean habitables e incluso que sean expulsados de su disco de origen y que vaguen como planetas errantes en el cúmulo (Zapatero-Osorio et al. 2000). Algunos de estos cúmulos son de gran interés Astrobiológico porque en su mayoría poseen similitudes en cuanto a las metalicidades, edades y masas estelares, con respecto al Sol (p.e M67 posee un enrojecimiento E(B-V) 0.5 ± 0.01, metalicidad [Fe/H]=0.05± 0.03, Pléyades tiene 120Ma y una metalicidad [Fe/H]=0 -Moraux et al. 2005-). Las poblaciones estelares de estos cúmulos varían dependiendo de la edad y las masas (M67: masa promedio 1.138Mּס). En este trabajo nos concentraremos en el estudio de las enanas cafés en estos ambientes, analizando los posibles encuentros estelares que puedan tener estas estrellas, y con ello determinar si pueden desarrollar plenamente un disco protoplanetario que de origen a planetas candidatos a albergar vida.

Las enanas cafés (o enanas marrón) son estrellas de baja masa, esto es, ²0.08Mּס (de La Fuente y de La Fuente, 1999), lo que les impide mantener reacciones termonucleares continuas de fusión de hidrógeno en su núcleo, en su lugar queman deuterio y las más grandes (~70MJúpiter) también litio. Debido a su poca masa, estas estrellas tienen una vida larga, ya que la quema del deuterio sucede en la juventud de la estrella, y éstas siguen brillando debido al calor residual de las reacciones y la lenta contracción de la materia (por su poca masa), se cree que son estrellas fallidas ya que contienen propiedades estelares, pero su masa es comparable a los planetas gigantes. El interés sobre estas estrellas para nuestra investigación recae en el hecho de que se han descubierto varias docenas en cúmulos abiertos, 103 candidatas en las Pléyades con edades entre 100-130 millones de años, 17 confirmadas (J. Bouvier1 et al. 1998, Basri et al. 1996), IC 2391 con 24 candidatas y en varios

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cúmulos más (De La Fuente, y De La Fuente 2000), siendo así candidatas a poseer discos protoplanetarios (Luhman et al. 2005, De La Fuente y De La Fuente 2000) al tener poca masa y metalicidades tipo solar (Chauvin et al. 2004, Bennett et al. 2008) las hace de interés Astrobiológico, ya que posibilita el desarrollo de vida en sus planetas. Métodos

Se trabajó de manera teórica mediante simulaciones numéricas, que reproducen un disco frío protoplanetario o de escombros (esto es, planetas, asteroides y cometas) en forma de un sistema de partículas de prueba, controlado por una estrella central. Las fuerzas presentes son las generadas por la estrella central y una fuerza secundaria originada por una estrella pasajera, que sentirán tanto la estrella principal como las partículas que componen el disco. Las características principales del código son: 3D y el muestreo de las órbitas que va como a~n-²/³, donde a es el semieje mayor de la órbita de la partícula, y n es el número de órbita. Además corremos diferentes fases para cada órbita tomando en cuenta las trayectorias hiperbólicas de las estrellas; con lo anterior se resuelve el problema en el sistema de referencia de la estrella central. El integrador utilizado es el conocido como Bulirsh-Stoer, esta herramienta nos proporciona un error máximo antes del encuentro en las integrales de energía y de momento angular de 10-13 y 10-14, respectivamente, en corridas de un millón de años. El código calcula las características orbitales principales, tales como la excentricidad, semiejes mayores y menores, pericentros, apocentros e inclinaciones orbitales de las partículas prueba.

Para la geometría de los encuentros estelares, los parámetros dinámicos involucrados durante un encuentro estelar son la distancia de máximo acercamiento de la estrella perturbadora con la estrella central del sistema planetario, la velocidad y masa de la estrella pasajera, así como la dirección de entrada de la estrella perturbadora (prógrada o retrógrada). Para estos encuentros hemos considerado tres ángulos: i) El ángulo azimutal, que hemos llamado φ y está en el intervalo de 0° a 360°; ii) el ángulo polar θ que se encuentra en el intervalo de -90° a 90°, y iii) el ángulo α que es el ángulo formado por la estrella pasajera y el eje vertical Z (Jiménez-Torres et al. 2010). El código fue desarrollado por la Dra. Barbara Pichardo en Fortran. Resultados Preliminares

Se realizaron algunas pruebas para una enana café en las siguientes condiciones: �Masa de la estrella central : 0.08Mּס �Masa de la estrella perturbadora: 0.08Mּס •Partículas en el disco: 100 •Parámetros de impacto: 1000, 1500, 3000 UA •Ángulos de interacción: φ:0 , θ:45 y α:45 •Disco: [0.01,10] UA

Se hicieron tres experimentos variando el parámetro de impacto: 1000, 1500, 3000. Como primer ejercicio se pensaron estas distancias por el espaciamiento entre las estrellas en un cúmulo abierto, dejando los demás valores fijos; esto se hizo para darnos una idea de la distancia a la cual la perturbación es considerable. Partiendo de que estamos tratando con una estrella de 0.08M ּס, tenemos que su luminosidad correspondiente es ~ 0.01%Lּס, y pudimos calcular así su zona habitable, [0.009,0.0137] UA. Con los resultados arrojados en la simulación podemos ver que una perturbación a 1000 UA (Fig.1 Fig.1.1) causa un efecto ~9 UA considerable, pero dado que nuestra estrella posee una zona habitable de [0.009, 0.0137] UA implica que el disco puede sobrevivir y con ello los planetas evolucionar. Para los resultados de 1500 (Fig.2 y Fig.2.1) y 3000 (Fig.3 y Fig 3.1) vemos que el efecto sobre el disco es despreciable.

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Conclusiones Con los resultados preliminares de este trabajo obtuvimos que hasta 1000 UA como

parámetros de impacto estudiados en esta etapa inicial de la investigación, un disco protoplanetario en estrellas enanas (0.08Mּס) puede evolucionar y desarrollar planetas a lo largo de la vida del cúmulo si la mayoría de los acercamientos son con estrellas de baja masa, un sólo encuentro con una estrella de masa parecida a la solar, cambiaría estos resultados posiblemente dramáticamente. Como trabajo en proceso está calcular la densidad estelar en un cúmulo abierto promedio y el número de encuentros a lo largo de la vida del cúmulo y las masas más probables de las estrellas en estos cúmulos para calcular el resultado de un impacto con estas características en un disco alrededor de cuerpos con masas desde una enana roja (0.4 Mּס) hasta una enana café tipo Júpiter, las cuales son abundantes en los cúmulos abiertos y se les conocen discos protoplanetarios y planetas. Referencias Artículos 1.- Bennett D. P, Bond I. A, Udalski A, AJ 648 , 663-683 (2008). 2.- Carpenter J, ApJ 583, L151 (2000). 3.- E.Moraux, J. Bouvier, C. Clarke, Mem S.AIt vol. 76, 265 (2005). 4.- Fred C. Adams, A&A 48, (2010). 5.- G. Chauvin, A. M Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J. L Beuzit, P Lowrance, A&A 425, L29-L32 (2004). 6.- J. Bouvier1, J.R. Stauffer, E.L. Martín, D. Barrado y Navascues, B. Wallace, V.J.S. B. jar, A& A. 336, 490–502 (1998). 7.- K. L. Luhman, Lucía Adame, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lee Hartmann, S. T. Megaeth, G. G. Fazio, AJ 635:L93-L96 (2005). 8.- Lada C, y Lada E, ARA&A 41, 57 (2003). 9.- R. De La Fuente, y C. De La Fuente, Astrophysics and Space Science 271: 127–144 (2000). 10.- S. Franck, A. Block, W. von Bloh, C. Bounama, H.J. Schellnhuber, Y. Svirezhev, Tellus 52B, No.1, 94 (2000). 11.- Spitzer L. ApJ, 127:17 (1958). 12.- Spitzer y Harm, ApJ, 127:544 (1958). 13.- Shu F, Adams F, Lizano S, ARA&A 35, 23-81 (1987). 14.- Terlevich E, MNRAS, 224:193 (1987) 15.- Wielen, A&A 60, 263-275. (1977). 16.- Zapatero-Osorio M, Bejar V, Martin E, Rebolo R, Barrado y Navascus D, Bailer-Jones C, Mundt R, Science 290, 5489, 103-107 (2000). Tesis Juan José Jiménez Torres, Tesis, Instituto de Astronomía (2009).

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Figuras

Fig.1 Orbitas 1000UA Fig.1.1Parámetros Orbitales 1000UA

Fig.2 Orbitas 1500UA Fig.2.1 Parámetros Orbitales 1500UA

Fig.3 Orbitas 3000UA Fig.3.1 Parámetros Orbitales 3000UA

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ZONA DE HABITABILIDAD GALÁCTICA DE LA GALAXIA DEL TRIÁNGULO: I. MODELO DE EVOLUCIÓN QUÍMICO-FOTOMÉTRICO

Fátima Guadalupe Robles Valdez, Instituto de Astronomía, UNAM [email protected]

Leticia Carigi Delgado, Instituto de Astronomía, UNAM Introducción

En esta década, se han propuesto regiones dentro de las galaxias que son favorables para el desarrollo y mantenimiento de vida (simple y compleja), a estas regiones se les conoce como zona de habitabilidad galáctica (ZHG). La ZHG se define como la región con suficiente abundancia de elementos químicos para formar sistemas planetarios donde planetas tipo Tierra alberguen vida que se mantenga o desarrolle gracias a la lejanía de eventos astronómicos súper energéticos, como explosiones de estrellas en etapas finales de su vida donde emiten grandes cantidades de radiación (supernovas, hipernovas y brotes de rayos gama), y de otras estrellas que desestabilicen el sistema planetario (González et al. 2001; Lineweaver et al. 2004).

Las galaxias espirales presentan gradientes químicos, con lo cual se puede seguir la evolución de las abundancias químicas y su distribución radial. El estudio de estos gradientes se hace por medio de modelos de evolución química (MEQ). Los MEQ son capaces de reconstruir la historia de la composición química del gas contenido en las galaxias, infiriendo procesos de formación de galaxias (acreción galáctica y pérdida de material al medio intergaláctico) y formación estelar al suponer la eficiencia de las estrellas en formar elementos químicos a través de procesos de nucleosíntesis. Los modelos de evolución espectral (MEE) reproducen la historia fotométrica de la galaxia basada principalmente en la historia de formación estelar. Ambos modelos se complementan y potencian, de manera que la utilización en paralelo de ellos converge a una inferencia sólida de la evolución de una galaxia y por lo tanto una localización más certera de las regiones galácticas más aptas para la formación de planetas que pueden albergar vida.

Existen en la actualidad sólo dos estudios de ZHG, uno para nuestra Galaxia, la Vía Láctea y otro para la galaxia de Andrómeda, las dos espirales más grandes del Grupo Local (GL). En este trabajo me enfocaré en la galaxia del triángulo (M33 o NGC 598), galaxia espiral tipo tardía de baja luminosidad, en la clasificación de Hubble es una Sc. M33 es la tercera en tamaño de las espirales del GL, con lo que en nuestro proyecto se analiza la ZHG de una galaxia más pequeña y las posibles correlaciones entre sus propiedades y su ZHG. Se encuentra a una distancia de nosotros de 840kpc (Freedman et al. 1991). Su proximidad implica un gran tamaño angular, el cual junto con su inclinación de 54° (McConnachie et al. 2006) la hacen muy práctica para detallar el contenido estelar, la distribución de gas y gradientes de abundancias químicas. Con todas estas herramientas se puede generar un modelo muy completo de la evolución químico-fotométrica de M33 y a partir de éste, determinar la zona que cumple las condiciones de habitabilidad en tiempo y espacio.

Para obtener una historia confiable de M33 se usa el código de evolución química: CHEVO (Carigi 1994) y una versión del código de poblaciones estelares de Bruzual y Charlot (Bruzual y Charlot, 2003) que considera intrínsecamente evolución química de las poblaciones estelares, y un escenario de formación galáctica de M33 según modelos cosmológicos. De esta manera, recreando la historia química de M33 se obtendrá la evolución de los elementos básicos para la formación de un planeta y para la evolución de vida sobre él.

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Modelo de Evolución Químico-Fotométrico de la galaxia del Triángulo Las observaciones en distintas etapas de la vida de las estrellas y del gas interestelar en las

galaxias revelan una gran diversidad de abundancias de elementos químicos. Por otro lado, la fotometría por regiones galácticas nos da información sobre las poblaciones estelares. Utilizando ésta información observacional para restringir modelos, se puede abrir paso al estudio de épocas tempranas en las galaxias y describir su evolución químico-fotométrica espacial y temporal hasta la actualidad. Componentes básicos para construir el Modelo de Evolución Químico-Fotométrico.

1) Condiciones iniciales: hay que establecer si la composición química del gas inicial es primordial o pre-enriquecido por una generación pre-galáctica; y si el sistema estudiado es una caja cerrada o un sistema abierto. El gas primordial es aquel que contiene solo elementos ligeros que fueron sintetizados en los primeros segundos del Universo (como He y Li). Un sistema abierto tiene intercambio de material con el medio que lo rodea (flujos galácticos).

2) Tasa de formación estelar (SFR por sus siglas en inglés): los modelos de evolución química usan comúnmente una parametrización que ha sido derivada empíricamente, enunciando que la SFR es proporcional a la densidad superficial del gas elevada al exponente k=1.4, para nuestro caso (Ley de Kennicutt-Schimidt).

3) Función inicial de masa (IMF por sus siglas en inglés): normalmente consiste de una ley de potencias para un cierto rango de masas, puede ser entre 0.1 a 100 M (1 M = 2x1030Kg, es la masa del Sol); por ejemplo, Salpeter 1955; Scalo 1986; Kroupa et al. 1993.

4) Rendimientos químicos estelares (conocidos como “yields” estelares): estos son uno de los ingredientes fundamentales en los modelos, representan la cantidad de nuevos elementos que son producidos por las estrellas y eyectados al medio interestelar. Estos son calculados con modelos de evolución estelar y nucleosíntesis.

Los rendimientos químicos tienen una dependencia con la masa inicial de la estrella que los produce; estrellas de baja masa (masa inicial10 M ) son responsables de la creación de elementos pesados (Woosley y Weaver 1995; Kobayashi et al. 1996), entre los más importantes están el C, N, O, Mg, Si y Fe. También se estudia el aporte químico de explosiones de SNIa, las cuales aportan una considerable cantidad de Fe, en menor cantidad Si, O, C, Ne, Mg, S, Ar, Ca, Ti, entre otros elementos (Nomoto et al. 1997).

5) Flujos de gas: las parametrizaciones más comunes, para la tasa de entrada de gas es una ley exponencial en función del tiempo (la entrada de flujo es proporcional a e-T/t donde T es un parámetro libre). La tasa de salida de flujo es generalmente tomada proporcional a la tasa de formación estelar (SFR).

Utilizaremos el escenario de formación galáctica dentro-fuera, el cual predice una formación más eficiente en el centro de la galaxia comparado con la periferia. También incluiremos dos episodios principales de acreción de gas (Chiappini et al. 1997); durante el primer giga-año se forma el halo y la mayor parte del disco grueso, y luego el disco delgado.

No se incluirán pérdidas de gas del disco de la galaxia del Triángulo por vientos, chimeneas o fuentes galácticas, debido a que observacionalmente la mayoría de las galaxias espirales no presentan grandes cantidades de material caliente en rayos X.

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Restricciones observacionales. Las observaciones en distintas etapas de la vida de las estrellas y del gas interestelar en las galaxias revelan una gran diversidad de abundancias de elementos químicos. Por otro lado, la fotometría por regiones galácticas nos da información sobre las poblaciones estelares. Utilizando ésta información observacional para restringir modelos, se puede abrir paso al estudio de épocas tempranas en las galaxias y describir su evolución químico-fotométrica espacial y temporal hasta la actualidad. Dentro las restricciones observacionales químicas más confiables tenemos a las regiones HII, las cuales se encuentran asociadas con zonas de formación estelar, por lo tanto nos dan la abundancia actual del gas y con esto nos dicen que elementos químicos han dejado las poblaciones estelares que murieron antes de la formación de la región HII. Otros objetos importantes son las nebulosas planetarias, ya que nos brindan información del pasado del MIE cuando sus progenitoras se formaron. Debido a que ellas sintetizan He, C y N, las NP se usaran en el estudio de elementos más pesados que los nombrados.

Utilizando una versión de un código que produce modelos de evolución espectral (Bruzual y Charlot, 2003) restringiremos la historia de formación estelar inferida a partir del modelo de evolución química; ya que según la edad de las estrellas se les identifica con distintos colores, asociados principalmente con temperatura. Estrellas más jóvenes tienen temperaturas más altas y suelen presentar un color más azul; mientras que, estrellas viejas se han ido enfriando y tendiendo a un color rojizo. Así, los colores observados nos dan historias de formación estelar y con ello se puede trazar la evolución fotométrica que ha alcanzado la galaxia.

Éste código sigue la evolución en el tiempo de los espectros producidos por poblaciones estelares simples. La versión del código con al que contamos, integra temporalmente poblaciones de diferentes metalicidades, edades y masas totales. A partir del modelo de evolución química se infiere la tasa de formación estelar y la metalicidad en función del tiempo (SFR(t) y Z(t)), ambas funciones se utilizan en el código de modelaje de evolución espectral y se compara el resultado con los datos fotométricos observacionales de la galaxia del Triángulo. Si se logra un acuerdo entre estos se estarán corroborando la evolución de dichas funciones obtenidas del MEQ. En caso de no reproducir las observaciones se iterará ambos códigos hasta llegar a una SFR(t) y una Z(t) que logre reproducir tanto las abundancias químicas como fotométricas. Referencias 1. Bruzual, Charlot, MNRAS 344, pp. 1000-1028 (2003). 2. Carigi, ApJ 424, pp. 181-188 (1994) 3. Chiappini, et al. ApJ 477, p. 765 (1997) 4. Freedman et al. ApJ 372, pp. 455-470 (1991). 5. González, et al. Icarus 152, pp. 185-200 (2001). 6. Karakas, et al. MNRAS 403, pp. 1413-1425 (2010) 7. Kobayashi, et al. ApJ 653, pp. 1145-1171 (2006) 8. Kroupa et al., MNRAS 262, pp. 545-587 (1993) 9. Lineweaver et al. Science 303, pp. 59-62 (2004). 10. McConnachie et al. ApJ L647, pp. L25-L28 (2006). 11. Nomoto, et al. Nuclear Physics A. 621, pp. 467-476 (1997) 12. Salpeter, ApJ 121, p. 161 (1955) 13. Scalo, Fundamentals of Cosmics Physics 11, p. 1-278 (1986) 14. Wossley y Weaver, ApJS 101, p. 181 (1995)

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ANÁLISIS DE LA EVOLUCIÓN DE TRAMPA PARA PROTOPLANETAS SUJETA A FOTOEVAPORACIÓN

Ramiro Álvarez, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM [email protected]

Frèdèric Masset, CEA-Saclay Antígona Segura, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Introducción

Desde el descubrimiento de los primeros planetas extrasolares, fue sorpresiva la identificación de Júpiter calientes, en contraste con la posición de gigantes gaseosos del Sistema Solar de allí que se estudiara a detalle la interacción planeta-disco como medio para explicar su posición. Trabajos teóricos demuestran que planetas de baja masa ( 13.6 eV) capaces de ionizar el gas neutro de la atmósfera del disco protoplanetario. En este sentido, se define el radio gravitacional del disco la distancia a la estrella a la que la energía cinética del HII es igual al potencial gravitacional de la estrella. Es decir, a radios mayores que el radio gravitacional el HII será incapaz de permanecer ligado gravitacionalmente a la estrella y el gas saldrá eyectado del disco, este proceso es conocido como fotoevaporación.

Se presenta diagrama esquemático (Fig. 1) que muestra la evolución del disco protoplanetario compuesto de H2 (azul oscuro), HI (azul claro) y HII (margenta). Izquierda: muestra evolución de la estructura del disco que se corta en el radio gravitacional (linea vertical punteada). Durante la primera etapa fotones EUV directos ionizan la superficie del disco (formando su atmósfera), en la segunda etapa comienza después de ~106 años los EUV difusos son los principales responsables de fotoionizar el gas fuera del radio gravitacional, después de ~105 años se forma un hueco en el radio gravitacional y consecuentemente se elimina el disco interno, en la tercera etapa el disco externo es ionizado por EUV directos, esta última etapa finaliza cuando este disco desaparece. Derecha: muestra el viento fotoevaporado producido en la atmósfera del disco para radios mayores que el radio gravitacional. Al final de la figura se muestra como se verían los cuerpos (planetas acuosos en azul y terrestres en café).

Durante la etapa evolutiva intermedia del disco, la fotoevaporación se vuelve prominente sobre efectos viscosos en el disco lo que resulta en una rápida evolución de su estructura. En esta etapa se forma un hueco en el radio gravitacional, el cual representa un salto en el perfil de densidad superficial (Fig. 2). Por otra parte, un salto en el perfil de densidad superficial puede atrapar protoplanetas y conducirlos con el salto (2). Metodología

Para estudiar la interacción planeta-disco en esta etapa intermedia se utiliza el código hidrodinámico FARGO (3). Se implementó fotoevaporación en el código similar a lo descrito en (4). En este trabajo inicialmente colocamos un perfil de densidad superficial acorde a la solución de la ecuación de difusión para un disco viscoso (5-7), usando esas herramientas simulamos la migración de planetas de baja masa alrededor del radio gravitacional, antes y durante la formación del hueco.

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Resultados Se grafica (Fig. 2) la densidad superficial de gas (eje vertical, función del radio orbital r y

τ, donde τ=t/3´105 años y el tiempo t en años) contra el radio orbital para el modelo que incluye fotoevaporación. Se inicia la simulación con τ=8 y flujo fotoevaporativo en el radio gravitacional de 1.3×1013 M0/UA2 año, y parámetro α viscoso α=0.01 Se grafica τ=8, 8.5, 9, 9.9 y 10. La fotoevaporación modifica rápidamente la estructura del disco a partir de τ=9.9, formando un hueco en τ=10, definiendo disco interno y externo del disco. En la Fig. 3 se muestran los datos preliminares de la evolución del semieje mayor y excentricidad para planetas con masas

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Figura 2. Evolución de densidad superficial de un disco viscoso sujeta a fotoevaporación. Figura 3. Evolución de la posición y excentricidad de planetas

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ACRECIÓN DE POLVO ALREDEDOR DE CONDROS EN UNA NEBULOSA SOLAR TURBULENTA

Augusto Carballido, Instituto de Astronomía, UNAM [email protected]

Introducción

Los condros son incrustaciones aproximadamente esféricas en los meteoritos conocidos como condritas carbonáceas. El origen de los condros es uno de los problemas centrales de la meteorítica, y parte de los esfuerzos encaminados a entender la formación del sistema solar está dirigida a determinar los mecanismos que dieron origen a estos objetos ígneos, que pueden medir entre algunos cientos de micras hasta (en muy pocos casos) algunos centímetros de diámetro.

Muchos condros en meteoritos condríticos están rodeados de una capa de polvo fino, compuesta por granos de alrededor de 1 µm. La procedencia de estos bordes de polvo aún está sujeta a debate: por un lado, tanto análisis de secciones delgadas de condritas del grupo CM por medio de microscopía electrónica de barrido y óptica (Metzler et al. 1992), como modelos teóricos detallados (Morfill et al. 1998; Cuzzi 2004; Ormel et al. 2008) sugieren que estos mantos de polvo pudieron haberse formado en el ambiente gaseoso de la nebulosa solar primitiva, como resultado de procesos de acreción. No obstante, los defensores de un origen no nebular de estos bordes favorecen su formación en los asteroides parentales, a través del impacto sobre material matricial y su subsecuente compactación alrededor de los condros (Trigo-Rodríguez et al. 2006), seguidos de alteración acuosa. El escenario no nebular aún requiere más análisis cuantitativos.

El modelado teórico de la formación de bordes de polvo de granos finos supone que dos poblaciones distintas, condros y polvo, ambas flotando libremente en el gas de la nebulosa solar primitiva, entran en contacto. Cuzzi (2004) mostró que la abundancia relativa inicial de condros es un parámetro importante que determina tanto la tasa de agotamiento local del polvo, como la tasa de crecimiento de partículas con borde.

El modelo analítico de Cuzzi (2004) predice que partículas del tamaño de condros adquieren los volúmenes observados de sus bordes de polvo en ~100 – 1000 años, dependiendo del valor del parámetro α de viscosidad turbulenta, que es una medida de los esfuerzos en un disco de acreción. Ormel et al. (2008) utilizan un esquema numérico Monte Carlo para estudiar el pegamiento entre condros por medio de sus bordes de polvo. En este modelo, los radios de los condros crecen, nuevamente, en un tiempo de 100 a 1000 años.

Estos autores no toman en cuenta el origen de la turbulencia en la nebulosa, ni la distribución de su intensidad. En este nuevo trabajo se modela el flujo turbulento de la nebulosa solar a partir de la llamada inestabilidad magneto-rotacional (Balbus & Hawley 1998), debido a la cual la combinación de un campo magnético con la rotación diferencial del disco protoplanetario genera un campo de velocidades caótico en el gas nebular. De esta manera, las velocidades relativas entre condros y polvo debidas a la turbulencia pueden estudiarse auto-consistentemente. Además, se incluye la componente vertical de la gravedad del sol, lo que permite estudiar el efecto de la sedimentación de las partículas sólidas más pesadas en la nebulosa. Método numérico Disco protoplanetario solar

La nebulosa solar se representa con un modelo local que consiste en un sistema de coordenadas rectangular localizado a una distancia arbitraria de la estrella central. Las direcciones x, y, z representan las direcciones radial, azimutal y vertical en el disco, respectivamente. La rotación diferencial del disco se reemplaza con un flujo de corte a lo largo de y. Se utiliza el código euleriano ZEUS-3D (Stone & Norman 1992a,b) para resolver las ecuaciones de la magnetohidrodinámica ideal en la caja.

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Polvo

Los granos de polvo pequeños, que están aerodinámicamente bien acoplados al gas, se representan por un contaminante pasivo que sigue el movimiento del gas. Condros

Los condros con y sin borde de polvo están modelados por partículas lagrangianas que interaccionan con el gas a través de arrastre aerodinámico. La distribución inicial de tamaños de los condros es 1) monodispersa (r=300 µm), ó 2) log-normal con un diámetro medio de 622 µm y una desviación estándar de 453 µm, como se ha medido en la condrita del grupo L3, ALHA77011 (Rubin & Keil 1984). Interacción polvo-condro

En este modelo, cuando un condro penetra en una región permeada por polvo, se supone que adquiere un manto, dependiendo de la abundancia local del polvo. El radio del condro aumenta y la abundancia local del polvo disminuye de manera correspondiente. Simulaciones

La Tabla 1 contiene una lista de las simulaciones que se llevaron a cabo, junto con algunas de sus características. Resultados

La Figura 1 muestra la abundancia de polvo en la caja a dos tiempos diferentes: el instante en el que polvo y condros se introducen en la caja (columna izquierda), y 83.2 años después (columna derecha).

Los cuadros superiores corresponden a una simulación con una abundancia de condros 40 veces mayor que la mostrada en los cuadros inferiores. Como se puede apreciar, una densidad de condros más alta agota más rápidamente el polvo.

La Figura 2 muestra el radio de los condros promediado en masa (curvas negras, medido en el eje izquierdo), y la dispersión de su coordenada vertical (curvas grises, medida en el eje derecho), como funciones del tiempo. Los diferentes tipos de línea corresponden a las simulaciones descritas en la Tabla 1. La simulación con la densidad más baja de condros (A) produce el mayor radio de partículas (1 cm), porque disponen de más polvo para acrecentar su tamaño. Durante el periodo de máximo crecimiento (entre 0 y 200 años), las partículas de la simulación A experimentan una sedimentación vertical considerable. En contraste, las partículas de la simulación C exhiben un incremento en su radio de sólo 0.1%, imperceptible en la escala de la figura. Conclusiones

1. Las escalas de tiempo en las que condros en la nebulosa solar adquieren sus tamaños asintóticos, como resultado de la formación de capas de polvo a su alrededor, varían entre 10 y 800 años, dependiendo de la abundancia inicial de condros.

2. Las distribuciones de tamaños de condros con capas de polvo envolventes podrían utilizarse para determinar el nivel de turbulencia en la nebulosa solar primitiva, o de manera equivalente, las condiciones magnetohidrodinámicas del gas (incluyendo su estado de ionización).

3. La variación vertical tanto de la intensidad turbulenta como de la abundancia de polvo produce una dependencia moderada del tamaño de condros que tienen bordes, con la altitud en el disco.

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Referencias S. Balbus, J. Hawley, Rev. Mod. Phys. 70, 1-53 (1998). J. Cuzzi, Icarus 164, 484-497 (2004). K. Metzler, A. Bischoff, D. Stöffler, Geochim. Cosmochim. Acta 56, 2873-2897 (1992). G. Morfill, R. Durisen, G. Turner, Icarus 134, 180-184 (1998). C. Ormel, J. Cuzzi, A. Tielens, Astrophys. J. 679, 1588-1610 (2008). A. Rubin, K. Keil, Meteoritics 19, 135-143 (1984). J. Stone, M. Norman, Astrophys. J. Suppl. 80, 753-790 (1992a). J. Stone, M. Norman, Astrophys. J. Suppl. 80, 791, 818 (1992b). J. Trigo-Rodríguez, A. Rubin, J. Wasson, Geochim. Cosmochim. Acta 70, 1271-1290 (2006). Tabla 1. Descripción de simulaciones

Simulación Densidad de número de condros nc (cm-3)

Distribución inical de tamaños de condros

A 4.37 × 10-10 Monodispersa B 4.37 × 10-8 Monodispersa C 4.37 × 10-6 Lognormal D 1.09 × 10-7 Lognormal

Figura 1

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Figura 2

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ADSORCIÓN DE COMPUESTOS QUÍMICOS DE RELEVANCIA PREBIÓTICA EN SUPERFICIES MINERALES

B. Zamora, Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM)

E. Aguilar-Ovando, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM L. López-Ezquivel, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

L. T. Ramírez, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM S. Ramos-Bernal, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

A. Negrón-Mendoza, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM [email protected]

M. Colín-García, Centro de Astrobiología, Madrid, España; Instituto de Geología, UNAM.

Introducción El problema del origen de la vida es antiquísimo y sobre él se han planteado numerosas teorías. Todas las culturas conocidas, pasadas y presentes, primitivas y sofisticadas, tienen alguna clase de mito de la creación que explica cómo apareció la vida. Sin embargo, es sólo en la era moderna que ha sido posible considerar el origen de la vida y referirlo a un marco científico, es decir, sometido a la comprobación experimental. Hay varias hipótesis que tratan de explicar de qué manera los seres vivos pudieron emerger como resultado de interacciones fisicoquímicas entre las moléculas presentes en ese tiempo. La forma precisa en la que se llevó a cabo la metamorfosis de los compuestos orgánicos a las entidades biológicas simples esta aún sujeta a un intenso estudio. El siglo pasado en los años 20, surge la primera teoría moderna del origen de la vida propuesta independientemente por Alexander Oparin y J. B. S. Haldane,.

Así, para que la síntesis de compuestos orgánicos se llevara a cabo en la Tierra primitiva se requirió tanto de las condiciones energéticas precisas, como de una concentración adecuada de las materias primas. Cuando se analizan los ambientes probables en donde pudieron formarse compuestos de importancia biológica en la Tierra primitiva, se encuentra que el medio más extendido lo constituyen las interfases. Así reacciones de tipo heterogéneo entre minerales y agua, atmósfera/litosfera, pudieron ser muy relevantes. Este tipo de reacciones pudieron ocurrir en las orillas de los océanos, en lagunas someras, etc., donde los procesos de evaporación/re-hidratación fueron importantes para aumentar la concentración de los compuestos. Estos ambientes geológicos son ricos en minerales capaces de adsorber compuestos orgánicos. La participación de las superficies sólidas debió ser fundamental en una etapa temprana de síntesis, sin embargo no ha sido valorada adecuadamente. En una superficie sólida se debió adsorber un compuesto, lo que resultó en un aumento en la concentración del mismo, además pudieron llevarse a cabo procesos catalíticos de condensación y posiblemente también las superficies sólidas sirvieron en procesos de transferencia de energía que no se dan en medios homogéneos. Las superficies sólidas que pudieron ser relevantes en la evolución química son los minerales arcillosos, zeolitas, óxidos metálicos, hidróxidos de doble capa, sulfuros, fosfatos y sulfatos.

Bernal (1951) y Goldsmicht (1952) fueron los primeros, en sugerir que las superficies arcillosas pudieron haber sido sitios donde ocurrieron reacciones prebióticas de condensación. Las arcillas constituyen una parte importante de los suelos y son sustancias que han estado presentes desde que se formó la Tierra. El papel de las arcillas en química prebiótica es múltiple, se les ha propuesto como absorbedores, catalizadores de reacciones, e incluso se ha sugerido que las arcillas fueron los primeros genes (Cairns-Smith, 1982, 1988). La coexistencia de arcillas, sales minerales y materia orgánica en sedimentos antiguos en la Tierra primitiva y en otros objetos muy antiguos del Sistema Solar es significativa, así se encontró que el suelo marciano

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contiene arcillas, las condritas contienen esmectitas (un tipo de arcillas), en los datos analizados por el telescopio espacial Spitzer de la NASA realizadas al cometa Tempel 1 se ha encontrado arcilla y carbonato (Chang, 2005). Todo ello sugiere la necesidad de estudiar la catálisis de reacciones promovida por arcillas.

Las propiedades de las arcillas son consecuencia de sus características estructurales. Por ello es imprescindible conocer su estructura para poder comprender sus propiedades. Las arcillas químicamente son alumino-silicatos hidratados, compuestos de silicio, aluminio, oxígeno, magnesio y potasio, de composición muy variable, con una gran superficie especifica y espacios o huecos internos, su forma y propiedades dependen del tipo de arcilla de que se trate (Cairns-Smith y Hartman, 1988, Yariv, y Cross, 2002).

Parte experimental Se estudió la adsorción en una arcilla (montmorillonita de sodio). Se realizó la adsorción de varios compuestos tipo como son bases nitrogenadas (adenina, guanina, y sus nucleósidos; aminoácidos (ácido glutámico, ácido aspártico)y algunos cianuros simples como el HCN. Análisis

Para analizar las muestras se utilizaron técnicas espectroscópicas y de cromatografía de líquidos de alta eficiencia y de gases. Para el estudio de la superficie sólida se utilizó espectroscopía de IR y rayos X para corroborar las diversas interacciones moleculares y sitios posibles de unión en las superficies sólidas analizadas. Resultados y discusión

Los mecanismos de adsorción de compuestos orgánicos son procesos complejos, y en ellos influyen muchos factores tales como, el tipo de arcilla, el pH de la solución, el adsorbato, etc. La interacción del compuesto orgánico-arcilla puede ser por intercambio iónico, unión por puentes de hidrógeno, interacciones de van der Waals, etc. Bases nitrogenadas y sus nucleósidos.- Se examinó la capacidad del arcilla (montmorillonita de sodio) para adsorber y desorber las bases nitrogenadas y sus nucleósidos a distintos valores de pH, determinándose que todos se adsorben rápidamente (en menos de 10 min) a pH ácido (aprox. 2), siendo los derivados de purinas los que se concentran en mayor porcentaje. Se desorben en medios neutros y levemente básicos. En el caso de los nucleósidos, la arcilla cataliza la descomposición en sus bases nitrogenadas correspondientes, especialmente en el caso de los derivados de purinas. Las Figs 1 y 2 muestran la adsorción de guanina y adenosina en función del tiempo de contacto. La Fig. 3 muestra la co-adsorción de adenina-uracilo. Como puede observarse el fenómeno de co-adsorción es importante para la adsorción de de los derivados pirimídicos, ya que sólo se adsorben en presencia de su base complementaria. Aminoácidos. Los ensayos de adsorción con His, Asp y Glu en montmorillonita de Na+ muestran que todos los aminoácidos se adsorben preferentemente a pH ácido, mientras que a pH básico la adsorción es muy baja. La Figura 4 muestra la adsorción de histidina en montmorillonita de sodio. En el caso de Trp y Glu, su interacción con la arcilla genera complejos coloridos para el Trp se forma un complejo arcilla-sustrato de color púrpura), para el Glu el complejo es amarillo-limón. Dada la estructura del ácido glutámico, la arcilla pudo promover la ciclización interna, formando otro compuesto el llamado ácido piroglutámico, que puede obtenerse con relativa facilidad, gracias a una deshidratación. Adsorción del HCN. La adsorción de HCN en arcilla también es un proceso dependiente del pH. Como KCN, a pH básico su adsorción es nula. A pH 8 se adsorbe un 60% y a pH 2 se adsorbe el

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100% (Fig.4). Estudios con sustancias que bloquean selectivamente el canal o las orillas en la arcilla, muestran que se adsorbe en el canal interlaminar. Comentarios Finales Todos los compuestos estudiados se adsorben en la arcilla en diferentes porcentajes. Los compuestos en estudio presentan el máximo de su adsorción a pH ácidos y esta disminuye considerablemente al incrementarse el pH. Esto es importante desde el punto de vista de evolución química, pues se ha propuesto que el pH de los océanos primitivos era cercano a 8. Recientemente, se ha propuesto que la atmósfera primitiva tenía una cantidad considerable de dióxido de carbono, de cerca de 10 bar, y que este se precipito y disolvió en los mares, por lo que el pH de estos debió ser mas ácido y por otro lado, también existe la posibilidad de que muchos de los procesos de síntesis se pudieron llevar a cabo en micro-ambientes, en los cuales el pH fuese mas ácido debido a la presencia de fumarolas (Waker, 1985). El fenómeno de co-adsorción es importante para el caso de las bases pirimídicas, que solas se adsorben muy poco, aun a pH ácidos, pero en presencia de su base complementaria aumentan su adsorción. Agradecimientos Se agradece el apoyo de CONACYT (IN104109-3) y DGAPA (82937) Referencias D. Bernal, The Physical Basis of Life, Proc. Phys. Soc. Conference November 1947, 62, 537 London, (1949). A.G. Cairns-Smith, Genetic takeover and the mineral origins of life, Cambridge University Press, Cambridge (1982). A.G. Cairns-Smith, y H. Hartman, Clay Minerals and the Origin of Life, Cambridge University Press, Cambridge (1988). K. Chang, Composition of a Comet Poses a Puzzle for Scientists: The New York Times Sep 7. (2005). J.D. Bernal, The Origin of Life,. World Publ. Co. Cleveland, pp. 242-249(1977). S. Yariv, and H Cross. Organo-clay complexes and interactions, Marcel Dekker Inc., New York (2002) J.C.G. Walker, Origins of Life. 16:117-127. (1985).

Fig. 1. Adsorción de guanina a diferentes pH. Fig. 2 Adsorción de adenosina a diferentes pH.

0

20

40

60

80

100

% A

dsor

ptio

n

2 6 9 12pH

Adsorption of guanine at different pH

30

Fig. 3. Co-adsorción de adenina y uracilo. Fig. 4. Adsorción de histidina a pH 2

Fig. 5. Adsorción de HCN a pH 2

Adenine+ uracil

0

40

80

120

0 20 40 60 80Time, min

Ads

orpt

ion

(%)

Uracil Adenine

0

20

40

60

80

100

120

0 20 40 60 80 100 120 140Tiempo de agitación (min)

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LA AGENCIA ESPACIAL MEXICANA Y EL DESARROLLO DE LA MEDICINA AEROESPACIAL EN MEXICO

Dr. Ramiro Iglesias Leal, Centro Universitario Victoria, UAT [email protected]

Introducción

En la estructura de las agencias espaciales de diferentes países y en las universidades que cuentan con investigación cósmica, la medicina aeroespacial ocupa un lugar importante. Esta disciplina nace de la necesidad de proteger la salud y la vida de los tripulantes y pasajeros de las naves aéreas y espaciales y contribuir a la seguridad y eficiencia de las operaciones dentro y fuera de la atmosfera terrestre.

En el mundo se transportan en avión anualmente alrededor de 2,000 millones de pasajeros; en México la cifra es cercana a los 50 millones. Se calcula que en el mundo radican 140 millones de seres humanos en una altitud sobre el nivel del mar que impone cambios importantes en la fisiología y la patología humana. La tecnología médica espacial está haciendo contribuciones importantes a la medicina moderna. La Agencia Espacial Mexicana debe ser un conducto apropiado para difundir y aprovechar estos avances en beneficio de la población nacional, independientemente de que debe promover la investigación en esta área del conocimiento. Programas a desarrollar

La Agencia Espacial Mexicana, de reciente creación, deberá contar con una área de medicina aeroespacial, la cual, con programas propios o en coordinación con instituciones nacionales de salud, impulsará proyectos específicos para elevar la calidad y cobertura de la atención medica, modernizar la docencia en el nivel de pre y posgrado y estimular la investigación para el combate a los problemas de salud publica, así como proponer experimentos biomédicos para llevar a el espacio e incrementar la investigación medica en las operaciones aeronáuticas. Mencionaremos algunos ejemplos de programas factibles de llevar a cabo en nuestro medio:

a) Atención medica. La medicina a distancia o telemedicina es una aportación genuina de la medicina espacial y tiene aplicaciones prácticas en nuestro país, para llevar los beneficios de la medicina moderna a poblaciones rurales aisladas o dispersas, a los grandes reclusorios, a las carreteras de alto flujo vehicular, a los pasajeros de las grandes naves aéreas y marítimas, a los damnificados de catástrofes naturales, etc…

b) Docencia La enseñanza de la medicina aeronáutica y espacial debe estar presente en la formación de los médicos del futuro, no solo para incorporar los avances que la medicina espacial ha experimentado, sino porque la aviación nacional se ha incrementado notablemente y porque más de la mitad de la población del país radica en altitud media y un menor porcentaje en la gran altitud, y eso merece estudio especial.

c) Investigación El ejercicio de la medicina no se limita al otorgamiento de los servicios de salud y la docencia, debe haber investigación y publicaciones científicas que acrediten esas tareas. La actividad aeronáutica en nuestro país ofrece un vasto campo de investigación medica orientada a la protección de la salud de los trabajadores del aire y los pasajeros y hacia la seguridad de las operaciones aeronáuticas.

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En cuanto a la investigación en medicina espacial percibimos un horizonte todavía más amplio, y aún cuando en nuestro medio todavía no existe la tradición y la experiencia en este campo, el país cuenta con centros e investigadores de alto nivel a través de los cuales la Agencia Espacial Mexicana podrá impulsar algunos proyectos en las siguientes áreas:

• La producción en gravedad cero de medicamentos y vacunas de absoluta pureza. • La percepción remota satelital para el control de las enfermedades transmitidas por

insectos, para la localización de zonas altamente contaminadas y para la identificación de lugares de alta radioactividad del subsuelo y sus posibles consecuencias en la población.

• El estudio de los efectos en la vida humana (y en otras formas de vida) de las tormentas solares y los trastornos del campo magnético terrestre.

• Propuestas de experimentos biomédicos para llevar al espacio. d) Por ultimo, y a semejanza de lo que ocurre en las más importantes agencias espaciales del

mundo, el área de medicina aeroespacial de la Agencia Espacial Mexicana, podrá crear y coordinar un grupo multidisciplinario para la realización de transferencia tecnología espacial a la medicina en general. Por ejemplo, utilizar la percepción remota para monitorear las áreas de contaminación ambienta; los mecanismos de reprogramación de satélites para ajustar el funcionamiento de prótesis electrónicas; la tecnología de procesamiento digital de imágenes en el espacio en beneficio de la imagenología medica; los procedimientos de asepsia y aislamientos de las naves aplicables a la medicina y la cirugía, etc…

e) Otro rubro de aprovechamiento de la tecnología espacial para la salud, es el creado para resolver problemas específicos en las operaciones espaciales. Por ejemplo, la bomba de infusión continua utilizada para los experimentos de las naves Vikingo en Marte, actualmente es utilizada para la administración automática y precisa de medicamentos; el mecanismo que se diseñó para desplazarse en vehículos lunares, se utiliza ahora para manejar la silla de ruedas con el movimiento de los globos oculares; el traje espacial forma parte del equipo de protección para trabajadores en temperaturas extremas; el casco espacial aísla al cirujano del campo operatorio, evitando las frecuentes infecciones en los quirófanos; la ausencia de gravedad en el espacio exterior permite la fabricación de vacunas y medicamentos 100% puros; algunos de los nuevos materiales producidos por la industria aeronáutica y aeroespacial, están siendo considerados para la construcción de corazones artificiales y otro tipo de prótesis mecánicas, etc….

La Agencia Espacial Mexicana deberá iniciar sus actividades en el área médica apoyándose en profesionales que actualmente cuenten con preparación satisfactoria en medicina aeronáutica y espacial, en telemedicina y telecirugía robótica y en ingeniería biomédica. El siguiente paso es enviar personal joven a capacitarse en estas disciplinas a instituciones con experiencia en investigación espacial.

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ESTRÉS OXIDATIVO Y PÉRDIDA ÓSEA EN VIAJES ESPACIALES. Ma. Elena Aguilar Mena, Cardiopediatría, INER

[email protected]

Introducción La exposición de los Astronautas a la radiación comprende no sólo la radiación solar sino la radiación cósmica. Esta última consistente en partículas nucleares cargadas de alta energía (l) de las cuales aproximadamente el 86% son protones 13 % partículas alfa y otras como rayos Gama, rayos X, etc. El hueso es un tejido altamente dinámico que requiere en su mineralización la participación de dos tipos de células: los osteoblastos formadores de hueso (ayudan en la precipitación de calcio) y los osteoclastos que se encargan de la resorción del mismo. Su metabolismo se incrementa cuando el humano realiza el acto de la bipedestación, entonces, la fuerza gravitatoria terrestre ejerce su máxima influencia provocando la formación de un hueso denso capaz de resistir la carga diaria de trabajo en la gravedad terrestre sin fracturarse. Existe un balance entre la producción de hueso y la destrucción, que depende además de funciones hormonales a diferentes edades del humano. La osteoporosis es una alteración esquelética caracterizada por menor densidad mineral ósea y deterioro estructural que reduce la habilidad de los huesos para resistir una carga normal diaria de actividad a gravedad terrestre. Se ha comprobado en laboratorio que la radiación Gama incrementa el número de osteoclastos y causa la pérdida de hueso del tejido óseo de reserva, cambios similares ocurren durante el estrés oxidativo. Los viajes espaciales de larga duración ocasionan un declive en la densidad ósea incrementando el riesgo de fracturas a la llegada a la Tierra. Situación que algunos astronautas sufrieron en el pasado y que llevó a la necesidad de incrementar la densidad ósea a través de ejercicio antes y durante los viajes. Una de las primeras discusiones con respecto a la influencia que ejercen la falta de gravedad y la radiación en el espacio fue hecha por Portugakov (2) en relación a la estancia por mas de 6 meses de los astronautas en el Estación MIR. En los últimos 5 años se han realizado diferentes modelos experimentales con la finalidad de e

SOCIEDAD MEXICANA DE ASTROBIOLOGÍA...

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