dilluns, 14 de setembre de 2020

Detecten gas fosfà en la coberta nuvolosa de Venus

Química atmosfèrica: Algú ha dit que si Venus és el planeta bessó de la Terra és perquè en seria el bessó dolent en el sentit de planeta inhabitable. L’atmosfera de Venus és molt més densa que la de la Terra, la qual cosa condiciona una temperatura mitjana de superfície de 740 K i una pressió de 9,3 MPa. L’elevada temperatura s’explica per un efecte hivernacle descomunal, i de fet el CO2 suposa el 96,5%. El reconeixement d’aquestes condicions en els anys 1960 va portar a assumir que Venus era una planeta inhabitable. No obstant, astrobiòlegs s’han ocupat intensament de dos aspectes: l’habitabilitat de Venus en el passat, i l’habitabilitat de Venus no pas a la superfície sinó a l’alta atmosfera. S’ha generat una interessant literatura sobre la dinàmica de la hipotètica biosfera venusina, que inclou la idea panspèrmica que la vida a la Terra s’originà a partir de gèrmens venusians transportats per impactes meteòrics. Una línia de recerca és la investigació de la dinàmica química de l’atmosfera de Venus. James Lovelock, pioner en la química atmosfèrica, ja va advertir que la presència de gasos traça de diferents nivells d’oxidació és un indici potent de l’existència de la biosfera. És comprensible, doncs, que hi hagi hagut en les darreres hores un enrenou pel comunicat de la Royal Astronomical Society sobre la descoberta de fosfà (PH3) en l’atmosfera de Venus. A la revista Nature Astronomy podem llegir l’article corresponent, encapçalat per la professora Jane S. Greaves. A una altitud de 50 km, la coberta nuvolosa de Venus té una temperatura moderada. Les condicions químiques a aquesta altitud són de caràcter hiperacídic, i hom esperaria doncs trobar tot el fòsfor en formes oxidades. Greaves et al., però, forneixen indicis de la presència de fosfà, és a dir de l’hidrur de fòsfor (PH3), que és justament una de les formes més reduïdes (menys oxidades) de fòsfor. Vet ací doncs l’enrenou. Algú pot recordar que enrenous semblants hi ha hagut per la detecció de metà (CH4) a Mart, un altre planeta amb una atmosfera acidificant/oxidant dominada pel CO2 (però molt menys tènue que la de Venus). Però mentre que hi ha explicacions abiòtiques per a la generació de CH4 no n’hi ha pas tantes per a la generació de PH3. Però, ¿de segur què es PH3? Greaves et al. es basen en deteccions espectrals d’una sola línia en la longitud d’ona de mil·límetres de molt bona qualitat (15σ) fetes des dels telescopis JCMT i ALMA. Greaves et al. sostenen que no hi ha altra identificació plausible que assumir una abundància atmosfèrica de PH3 a Venus de 0,02 ppm. Greaves et al. no coneixen de cap ruta abiòtica que pugui explicar aquests nivells.

La icònica fotografia d’ultraviolat de Venus obtinguda pel Pioneer Venus Orbiter el 26 de febrer del 1979

El fosfà com a biosignatura

Clara Sousa-Silva, una de les autores d’aquest article, encapçalà l’any passat una recerca sobre la utilització de PH3 com a gas bioindicador de la presència de vida en una planeta. La dificultat de caracteritzar atmosferes planetàries pel que fa a la presència de compostos rars convida a aplicar aquestes idees primer als planetes del Sistema Solar.

Un dels avantatges d’emprar PH3 com a biosignatura és que, en principi, és molt menys ambigu que el CH4. Per exemple, a la Terra, PH3 té una abundància de l’ordre de parts per bilió (per bé que amb força heterogeneïtat) i el seu origen es vincula bé a activitats microbianes o a activitats antropogèniques. En els planetes gegants, hi ha més presència de PH3, però les atmosferes d’aquestes planetes (Júpiter i Saturn) són reductores, i cal pensar que el PH3 es produeix en les capes profundes de l’atmosfera a alta temperatura i pressió, i es distribueix a les capes altes per convecció. De fet, com a biosignatura, el PH3 no valdria per als planetes jovians, però si per als planetes terrestres, particularment en aquells que tinguin atmosferes i escorces altament oxidades. Venus és un planeta encara més oxidant que la Terra, i per això PH3 pot funcionar encara millor com a biosignatura.

A la recerca de PH3 en l’atmosfera de Venus

Greaves et al. basen aquesta recerca en la transició rotacional 1-0 de la molècula de PH3 en la banda electromagnètica de mil·límetres de longitud d’ona. Fa 25 anys, Eric Weisstein aplicà aquest procediment a la detecció de PH3 en l’atmosfera de Saturn.

La recerca se centra en les capes opaques de l’atmosfera de Venus, justament on més s’ha especulat sobre la possibilitat de que hi hagi formes de vida (aeroplàncton). En aquestes altituds (50 km), les condicions de temperatura i de pressió són comparables a les d’alguns ecosistemes anaeròbics terrestres que produeixen PH3.

Dades del JCMT i de l’ALMA

Les dades utilitzades procedeixen del James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) i de l’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Les dades de l’ALMA s’utilitzaren també per calcular la possible atribució de les línies al diòxid de sofre (SO2).

Per fer l’estimació de l’abundància de PH3, Greaves et al. modelen l’atmosfera de Venus fins a una altitud de 140 km, bo i dividint-la en capes de 1 km. Utilitzen el model de referència internacional de Venus (VIRA) pel que fa al perfil de temperatures. S’assum una ratio de barreja vertical constant per a PH3. El grau d’opacitat de les diferents capes atmosfèriques s’estima d’acord amb la interacció de les línies moleculars de CO, SO2, H2, PH3 amb les de CO2. No consideren l’efecte de dispersió degut a les partícules dels núvols, però si l’efecte d’angle d’emissió relacionat amb el terminador que separa els hemisferis diürn i nocturn de Venus.

Greaves et al. apliquen un model fotoquímic de degradació de PH3, que té en compte a més la interacció amb espècies reactives d’hidrogen, d’oxigen i de clor. Pel que fa a la producció de PH3 tenen en compte la producció fotoquímica i la producció no-fotoquímica. Per a la producció fotoquímica contemplen una sèrie de passes a partir de l’àcid fosfòric (H3PO4).

La detecció de PH3

El juny del 2017 es feren cinc observacions de Venus, llavors estel matutí, amb el JCMT. Els espectres obtinguts cobrien tot el planeta. Se seleccionaren les línies d’absorció corresponents a la coberta nuvolosa pel contrast que mostraven amb el quasi-continu generat per la capa atmosfèrica inferior opaca.

El març del 2019 es feren observacions de Venus amb l’ALMA, d’una major resolució.

A l’esquerra espectre de la transició 1-0 de PH3 per a tot el planeta. A la dreta s’hi diferencien les zones polar (negre), mitjana (blau) i equatorial (vermella). La concentració de PH3 és més elevada a latituds mitjanes que a latituds equatorials, i no és detectable en les regions polars.

Les dades d’ALMA confirmen la detecció de línies corresponents a la transició 1-0 de PH3. Les velocitats de les línies coincideixen amb la velocitat de l’atmosfera de Venus. Les línies no serien atribuïbles a SO2. L’abundància de PH3 és estimada en 0,02 ppm, un valor tres o quatre ordres de magnitud superior al de l’atmosfera terrestre. Aquestes són unes xifres sorprenents per a una atmosfera tan oxidada (hiperàcida) com la de Venus.

D’on prové tot aquest PH3? Greaves et al. consideren possibles fonts de fòsfor: de l’atmosfera de Venus, de la superfície (o escorça) de Venus o de l’espai interplanetari. És cert que les sondes soviètiques Vega ja van detectar la presència de fòsfor fa més de trenta anys, però no van determinar les espècies químiques corresponents. Hom esperaria, donades les condicions oxidants, que tot el fòsfor de l’atmosfera de Venus fos en formes oxidades (fosfats, etc.). Greaves et al. descarten que l’origen del PH3 sigui la hidròlisi de fosfurs de la superfície (bé originats per la pròpia geologia de Venus o d’origen meteorític). També descarten la formació d’àcid fosforós (H3PO3).

Hi ha una raó que explica que el PH3 sigui més abundant a l’atmosfera de Venus que a la de la Terra. En l’atmosfera terrestre hi ha una quantitat notable de O2 (21%), mentre que l’oxigen en l’atmosfera de Venus es troba essencialment combinat (CO2, SO2, H2O, CO, etc.). Les espècies reactives d’oxigen fan que la vida mitjana de PH3 a l’atmosfera de la Terra sigui molt més breu que a l’atmosfera de Venus. En la mesosfera de Venus (a més de 80 km d’altitud), la vida mitjana de PH3 seria de <103 s, limitada per la presència d’espècies radicals (Cl-, etc.). En la troposfera de Venus, la vida mitjana de PH3 seria molt més llarga, de 108 s, limitada únicament per la descomposició tèrmica. En termes generals, la vida mitjana de PH3 en l’atmosfera de Venus seria inferior a 1000 anys.

Amb aquesta estimació, si el PH3 procedís de l’escorça de Venus caldria un flux de 106-107 molècules per cm2 i segon. Aquests nivells són massa elevats per les reaccions fotoquímiques contemplades per Greaves et al.

I els llamps? Les tempestes elèctriques a l’atmosfera de Venus són d’un nivell inferior al de la Terra. La formació de PH3 per llamps no podria explicar l’abundància detectada. I els volcans? L’activitat volcànica de Venus hauria d’ésser 200 vegades superior per explicar l’abundància detectada de PH3. I els meteorits? Aquesta font no aportaria més que unes poques tones de fòsfor per any, també insuficients per explicar l’abundància detectada de PH3. I processos triboquímics o friccionals a gran escala? De nou, Greaves et al. el consideren un procés insuficient. I els protons del vent solar? Tampoc.

Un procés desconegut: fotoquímic, geoquímic o bioquímic?

Descartades totes aquestes hipòtesis, cal pensar un procés alternatiu de producció continuada de PH3. Greaves et al. admeten la dificultat de pensar en processos fotoquímics quan hom ignora aspectes bàsics de les gotes de condensació que formen els núvols de Venus. La conclusió, a hores d’ara, és que necessitem noves sondes que explorin Venus i que prenguin mesures in situ de l’atmosfera o que fins i tot recullin mostres d’aerosols per dur-les a la Terra. Tant de bo els responsables dels programes especials de Rússia, Índia, Europa, Xina o Estats Units, entre d’altres, en prenguin nota.

Lligams:

- Phosphine gas in the cloud decks of Venus. Jane S. Greaves, Anita M. S. Richards, William Bains, Paul B. Rimmer, Hideo Sagawa, David L. Clements, Sara Seager, Janusz J. Petkowski, Clara Sousa-Silva, Sukrit Ranjan, Emily Drabek-Maunder, Helen J. Fraser, Annabel Cartwright, Ingo Mueller-Wodarg, Zhuchang Zhan, Per Friberg, Iain Coulson, E’lisa Lee & Jim Hoge. Nature Astronomy (2020).

- Hints of life on Venus, comunicat de la Royal Astronomical Society.

Cap comentari: