Exobiologia: Aditya Khuller és investigador postdoctoral al Jet Propulsion Laboratory de la NASA. Entre els aspectes que estudia hi ha els gels planetaris. Aquesta setmana ha publicat com a autor primer i corresponsal un article a Communications Earth & Environment on reflexiona sobre la potencialitat de la fotosíntesi en l’interior de la neu i del gel de Mart. A la Terra hom assum que la fotosíntesi és general en les terres emergides desproveïdes de gel, i que ho és també en la capa superior de les masses d’aigua (zona fòtica), però oblidem habitualment que la radiació solar també arriba fins a un metres dins del gel. Certament la zona fòtica d’una massa de gel és relativament prima, d’uns metres tan sols, i això matisant-ho segons les propietats òptiques d’aquesta massa. Al gel encara més que en l’aigua líquida hi ha una forta absorció de la radiació ultraviolada. Això, però, no és pas dolent per organismes psicròfils fotosintètics que viuen dins del gel i que queden així protegits dels efectes perjudicials de la radiació ultraviolada. La clau per a aquests organismes de la criosfera és una certa disponibilitat d’aigua líquida i d’uns nivells suficients de radiació activa fotosintèticament. Va a dir que a la Terra hi ha una absorció de radiació ultraviolada per l’acció de la capa d’ozó estratosfèrica. A Mart, en canvi, no hi ha aquesta protecció i la radiació ultraviolada que arriba a la superfície és un 30% superior a la de la Terra, malgrat ésser un planeta un 50% més allunyat del Sol. Khuller et al. han modelat la transferència radiativa Mart comptant amb els efectes deleteris de la radiació ultraviolada per tal de definir zones que siguin radiativament habitables, és a dir zones de Mart on potencialment pot haver fotosíntesi. Aquestes zones habitables es trobarien en zones de latitud mitjana amb gel exposat a la radiació solar. En un gel pur, aquesta capa fòtica arribaria a uns quants metres. En un gel amb un contingut de pols entre el 0,01 i el 0,1%, seria d’uns pocs centímetres. Khuller també modelitzen el comportament de la neu en latituds mitjanes de Mart: si és prou densa i té un bon contingut de pols pot arribar a fondre’s. Així si en la zona fòtica del gel marcià hi ha prou disponibilitat d’aigua líquida tindríem el lloc més propici per a cercar vida actual a aquest planeta.
La latitud més propera a l’equador on s’ha detectat la presència de gel d’aigua és 33°S. Khuller et al. han calcular la variació espectral de flux actínic segons la fondària per a diferents tipus de gel segons el radi de gra i el contingut de pols.
Gel i neu a Mart
Aditya R. Khuller és investigador al Jet Propulsion Laboratory del California Institute of Technology, amb seu a Pasadena. Steven G. Warren és professor emèrit del Department of Atmospheric Sciences de la University of Washington, a Seattle. Philip Christensen és professor de la School of Earth and Space Exploration de l’Arizona State University, a Tempe. Gary D. Clow és investigador de l’Institute of Arctic and Alpine Research de la University of Colorado Boulder.
La recerca s’ha fet en part al JPL sota un contracte de la NASA. Els autors agraeixen Joe Aslin, Candice Bedford, Kathleen Williamson, Matt Cooper i Carol Stoker els comentaris fets en l’elaboració de l’article. Agraeixen Matt Cooper per fer-los arribar mesures de radiació fets en una glacera de Groenlàndia. També agraeixen les discussions amb Erin Burkett, Scott Perl, Alejandro Martinez, Rahul Kushwaha, i Arnav Banerji.
L’article fou tramès a la revista el 23 de febrer del 2024. Després d’una revisió l’article fou acceptat el 25 de setembre i publicat el 17 d’octubre.
En les zones polars de Mart, a latituds de 75°, hom ha detectat la presència de gel d’aigua amb un contingut de pols inferior a l’1% en termes de massa. Aquest gel relativament net es troba exposat a la superfície.
En latituds inferiors, de 60° a 30°, aquest gel de contingut moderat de pols, ja no es trobaria exposat a la superfície, sinó cobert per un material completament dessecat. Ara bé, l’impacte de meteorits pot retirar aquest material dessecat, que també es pot desprendre de zones de pendent elevat.
El gel de latituds mitjanes a Mart tindria un caràcter ‘fòssil’. Seria el producte de l’acumulació de neu polsegosa en períodes d’alta obliqüitat orbital de Mart. Aquests ‘períodes glacials’ haurien tingut lloc nombroses vegades en els darrers milions d’anys. En qüestió de segles, aquesta neu es transforma en congesta de gra més groller, i més endavant en gel de glacera.
La neu, la congesta i el glaç són relativament transparents. L’absorció de la radiació electromagnètica fotosintèticament activa (longituds d’ona de 400 a 700 nm, més o menys la llum visible) i de la radiació ultraviolada (longituds d’ona de 200 a 400 nm) és feble. Aquestes dues bandes són les més abundants en la radiació solar, i totes dues poden arribar a uns quants metres a l’interior de la neu o del gel.
A la Terra, masses de neu o de gel, situades en contacte amb l’atmosfera, es beneficien de la reducció de radiació ultraviolada que efectua la capa d’ozó. Això permet l’existència de zones radiativament habitables dins del gel, és a dir de zones on és possible la fotosíntesi.
A Mart, el nivell de radiació ultraviolada a la superfície és un 30% superior a la de la Terra. Aquest és un factor que fa que les zones radiativament habitables de la neu i del gel polars de Mart se situïn a una fondària entre 5 cm i 4,5 metres. El primer límit es defineix com la zona on ja hi ha hagut prou absorció de radiació ultraviolada. El segon límit es defineix com la zona on ja hi ha hagut massa absorció de radiació visible. Val a dir que aquesta modelització es basa en els organismes fotosintètics actualment existents a la Terra. Al mateix temps les simulacions fan mà d’anàlegs naturals i sintètics de neu i de gel de mar que tenim a la Terra. Khuller et al. pensen que aquestes simulacions no tenen prou en compte que la neu marciana actual s’ha transformat ja en congesta o glaç. La congesta i el glaç ofereixen encara menys resistència al pas de la radiació solar que no pas la neu o el gel de mar.
Khuller et al. també recorden un altre aspecte. El règim de temperatures a les zones polars de Mart no permeten que la neu o el gel arribin a fondre’s mai. Així, per molt que hi penetri la llum, no poden ésser zones radiativament habitables per manca de disponibilitat d’aigua líquida. Per això Khuller et al. es fixen en la situació de gel polsegós exposat en latituds mitjanes, situades entre els 30 i els 50º.
Khuller et al. han desenvolupat un model de transferència radiativa per al gel. Utilitzen el mètode Delta-Eddington, tenint en compte diverses barreges de neu, congesta i glaç, així com de la presència de pols marciana. La pols marciana té una capacitat d’absorció de la radiació solar set ordres de magnitud superior a la del gel. La raó d’això es troba en la presència de ferro fèrric, molt més abundant en l’escorça de Mart que la de la Terra, degut a la diferent història dels dos planetes pel que fa a la separació de nucli i mantell.
Zones radiativament habitables a Mart
Cap missió a la superfície de Mart ha avaluat el flux espectral de radiació solar dins del gel de Mart. Khuller et al. utilitzen per això mesures d’irradiància espectral obtingudes en una columna verticalment heterogènia de gel de glacera de Groenlàndia. El nivell d’impureses d’aquest gel equival a 0,001-0,002 ppm de carbó negre.
El model de Khuller et al. té en compte el fet que el radi de gra i la densitat del material és crucial en el comportament òptic d’una massa de neu o de gel. Això explica que la radiació solar tingui una major penetració en neu granulada, congesta o glacera, que no pas en neu fresca de gra més fi.
Khuller et al. consideren que el paràmetre de radiació rellevant per a la fotosíntesi és el flux actínic o irradiància escalar. Aquest paràmetre integra tota la radiància amb independència de la direcció, o del grau de difusió. Al capdavall els organismes fotosintètics utilitzen els fotons disponibles de totes direccions i angles.
Com que hom ha detectat la presència de gel d’aigua a una latitud de 33°S, aquesta és la situació que Khuller et al. prefereixen per al seu model. Assumeixen que un gel pur, la major penetració s’assoleix a la banda de 0,42 μm de longitud d’ona (llum blava-violada), seguida després per la banda ultraviolada. Així, la banda vermella de 0,7 μm és la més absorbida pel gel d’entre la franja fotosintèticament activa. En gel pur, la radiació fotosintèticament activa pot arribar, en la banda violada, fins a 6,5 metres. Ara bé, la radiació ultraviolada també penetra força, i arriba a uns 6 metres de fondària.
La presència de pols marciana altera la situació. Amb una presència de 0,01% de pols, la major penetració correspon a la banda vermella (0,7 μm). L’atenuació de la radiació ultraviolada es multiplica llavors per 25: la radiació ultraviolada no passa de 15 cm si la pols és del 0,01% o de 2 cm si la pols és de 0,1%. Ara bé, la pols també redueix dràsticament la penetració de radiació solar en el gel, que amb prou feines arriba a 40 cm de fondària. Quan el valor de pols puja al 0,1%, la penetració es redueix a 5,5 cm de fondària.
Per a definir la zona radiativament habitable, Khuller et al. es fonamenten en el fet que els organismes fotosintètics de la Terra necessiten un flux actínic mínim de 10 nmol fotons·m-2·s-1 (= 0,0022 W·m-2).
Per a una congesta neta amb un contingut de pols de 0,0001 ppm, una densitat de 775 kg·m-3 i un radi de gra de 2,5 m, situada a una latitud de 40°, la zona radiativament habitable es trobaria entre 2,15 i 3,10 de fondària. La radiació en aquesta zona, val a dir, seria molt tènue.
Per a un gel amb un contingut de pols de l’1%, la zona radiativament habitable es trobaria entre 2 i 6 metres de fondària.
Per a un gel amb un contingut de pols de 0,01%, com més gran sigui la mida de gra més profunda i àmplia serà la zona radiativament habitable. Per a una neu granulada (mida de gra de 360 μm, i densitat de 390 kg·m-3) la zona radiativament habitable es trobaria en la franja de 5 a 18 cm de fondària. Per a un gel de glacera (mida de gra de 15 mm, i densitat de 910 kg·m-3), la franja seria situada entre 10 i 38 cm de fondària.
L’efecte de la latitud sobre les dimensiones d’aquestes capes fòtiques seria menor. Al capdavall, la variació latitudinal sobre el pic estival de flux solar no és tan gran. El que no és tan menyspreable és la variació de l’angle zenital solar local. Aquest angle varia lògicament al llarg del dia (pic al migdia) i de l’any (pic en el solstici estival).
Khuller et al. pensen que la zona fòtica del gel amb un contingut de pols de l’1% o més, és massa prima i massa superficial (va de 2 a 6 mm) com perquè hi pugui haver fotosíntesi. Si el contingut de pols és inferior al 0,1%, en canvi, la zona fòtica és més profunda i més àmplia.
Khuller et al. conclouen que organismes fotosintètics terrestres podrien trobar condicions radiatives favorables en algunes localitats de gel exposat de Mart. Però les condicions radiatives no ho són tot. Fins i tot l’organisme fotosintètic terrestre més psicròfil requereix una temperatura superior a 255 K per realitzar divisions cel·lulars, i requereix alhora aigua líquida per fer fotosíntesi (la fotòlisi d’aigua i l’alliberament conseqüent d’oxigen és el primer pas de la fotosíntesi oxigènica). En la zona fòtica del gel marcià que calculen Khuller et al. les temperatures són massa fredes perquè hi hagi fusió. Tampoc és probable que el gel present en porus del sòl marcià arribi a fondre’s. Un cas diferent seria el de la neu marciana: alguns models numèrics indiquen que la fusió de neu oferiria una precipitació equivalent a 0,33 mm diaris durant 50 dies de cada any marcià (un any marcià dura 668,6 dies marcians).
La pressió parcial de vapor d’aigua a Mart és de 1 Pa. Això fa que l’aigua líquida exposada a la superfície de Mart s’evapori ràpidament. No obstant, l’aigua líquida generada dins de la neu podria quedar protegida front l’evaporació. El gas dels porus de la neu es troba saturat de vapor d’aigua, i també actuarien en contra de l’evaporació les capes superiors de neu, gel i pols. Una neu polsegosa exposada a la superfície, per exemple, en pendents pronunciats, podria arribar a una temperatura de 273 K i a una pressió parcial local d’aigua de 611 Pa: en aquestes condicions l’aigua líquida subsuperficial seria estable.
Ens pot semblar que aquesta disponibilitat d’aigua líquida és massa precària. No obstant a la Terra hi ha hàbitats microbians en la subsuperfície (cm-m) de capes de gel, glaceres o llacs gelats. En aquests hàbitats la pols i el sediment fosc juga un paper en l’absorció de radiació solar i la consegüent fusió. Entre els microorganismes que hi viuen hi ha cianobacteris, cloròfits, fongs, diatomees i bacteris heterotròfics. En aquests ecosistemes l’organisme dominant són els cianobacteris. N’hi ha prou amb uns pocs dies d’activitat al llarg de l’any per sostindre la comunitat cianobacteriana.
Khuller et al. consideren que futures missions robòtiques i humanes a Mart haurien de pensar en aquesta mena d’hàbitats com el lloc més accessible on realitzar prospeccions per trobar i estudiar els organismes vivents de Mart.
Lligams:
- Potential for photosynthesis on Mars within snow and ice. Aditya R. Khuller, Stephen G. Warren, Philip R. Christensen, Gary D. Clow. Communications Earth & Environment 5: 583 (2024).
- Planetary Spectrum Generator.
- Gebrades matinals dalt dels volcans tropicals de Mart (12/06/2024).
- El casquet antàrtic de Mart consisteix en glaç aquós en un 90% (18/03/2007).
Cap comentari:
Publica un comentari a l'entrada