La Tierra es el único planeta habitado conocido del Sistema Solar. ¿Podría Venus, si su señal de fosfina es real, ser nuestro segundo mundo con vida?
Una vista infrarroja del lado nocturno de Venus, por la nave espacial Akatsuki. Las características reveladas aquí corresponden a variaciones de temperatura a través de varias capas y propiedades de las nubes venusianas. La presencia de moléculas inesperadas, como la fosfina, podría tener implicaciones significativas para la vida, no solo en Venus, sino en exoplanetas de todo el Universo. Crédito: ISAS/JAXA
En 2020, un equipo de astrónomos que observaba la atmósfera de Venus anunció el descubrimiento de una molécula sorprendente: la fosfina. La fosfina, en tan gran abundancia, no tiene ningún mecanismo físico conocido de generarla que no sea a través de la actividad biológica. Pero ahora, dos años después, la presencia de fosfina es muy debatida. El equipo de descubrimiento original se está duplicando; ¡Veamos cómo se acumula la evidencia!
De todos los lugares donde puedes imaginar que la vida podría estar escondida en este vasto e inmenso Universo, Venus podría ser uno de los últimos lugares en los que pensarías en mirar. Como el planeta más caliente del Sistema Solar, más caliente que incluso Mercurio a plena luz del sol, la superficie de Venus es continua de 475 ° C (900 ° F), día y noche. Estas temperaturas fueron causadas por un efecto invernadero desbocado que comenzó hace miles de millones de años, como una combinación de cubiertas de nubes en capas, una atmósfera rica en dióxido de carbono y vientos que circulan rápidamente en una atmósfera espesa, todo combinado para aumentar irrevocablemente el calor.
En 2020, se hizo un anuncio sorprendente: las cubiertas de nubes de Venus mostraron evidencia de fosfina, una molécula formada como un subproducto de los procesos de la vida en la Tierra. Aunque su presencia fue muy disputada, el equipo original, reforzado por nuevos datos, acaba de presentar un caso completo de abundancias robustas de fosfina en las cubiertas de nubes de Venus. Esto es lo que eso significa, y qué preguntas deberíamos hacernos, hoy, sobre nuestro vecino planetario más cercano.
Esta vista de Venus es cortesía de los datos de Mariner 10, con la imagen del lado derecho que muestra los detalles adicionales revelados por el procesamiento adicional de imágenes. Las nubes que se muestran aquí se encuentran aproximadamente a 60 kilómetros (~ 37 millas) sobre la superficie de Venus, donde existen presiones y temperaturas similares a las de la Tierra. Crédito: NASA/JPL-Caltech
Venus, en muchos sentidos, es el planeta más parecido a la Tierra que conocemos. A pesar de nuestro conocimiento actual de más de 5000 exoplanetas, Venus sigue siendo uno de los únicos planetas del tamaño de la Tierra que orbitan una estrella similar al Sol a una distancia donde el agua líquida en su superficie sería posible con las condiciones atmosféricas adecuadas. Aunque Venus no tiene las condiciones atmosféricas adecuadas hoy en día, teniendo unas ~ 90 veces la presión atmosférica de la Tierra, es posible que cuando el Sistema Solar era mucho más joven, su atmósfera era mucho más delgada. Además, dado que el joven Sol era más frío, el Sistema Solar temprano realmente podría haber visto una superficie templada y húmeda en Venus desde el principio: un lugar potencial para que surja la vida, tal como lo hizo en la Tierra.
A pesar de la naturaleza hostil de la superficie de Venus, sus diversas capas de nubes, a pesar de su fuerte acidez, conservan las condiciones de habitabilidad. Con temperaturas similares a las de la Tierra, presiones atmosféricas similares a las que se encuentran en la superficie de la Tierra, y fuertes vientos y gradientes de energía química, es posible que los organismos vivos puedan estar prosperando dentro de las cubiertas de nubes de Venus. Ya sea que la vida una vez tuvo éxito en Venus y se refugió en las cubiertas de nubes cuando ocurrió el efecto invernadero desbocado, o si un impacto trajo organismos originarios de la Tierra a las nubes de Venus, donde sobrevivieron y se adaptaron, sigue siendo un lugar posible tentador para la vida potencial.
Múltiples capas de nubes en Venus son responsables de diferentes firmas en diferentes bandas de longitud de onda, pero todas muestran una imagen consistente de un planeta “invernadero” dominado por un efecto invernadero desbocado. Crédito: Venus Express/Planetary Science Group
La fosfina es una molécula que sería excelente para absorber la luz en longitudes de onda particulares. Elaborado con la misma composición química que el amoníaco (NH3), excepto con fósforo sustituido por nitrógeno, fosfina (PH3) es una molécula asimétrica que exhibe estados rotacionales y vibracionales. Si usted tiene una molécula como la fosfina que es:
presente en un ambiente energético,
silueta sobre un fondo emisor de luz,
y es lo suficientemente abundante como para que su apariencia pueda detectarse por encima del fondo, entonces la espectrocopia de absorción tiene la oportunidad de revelarlo.
En alrededor de una longitud de onda de 1,1 milímetros, la fosfina exhibe exactamente tal transición: desde el primer estado excitado hasta el estado fundamental. Si hay nubes que emiten radiación en un continuo, la fosfina presente allí absorberá una fracción de esa radiación en esa longitud de onda precisa. Dependiendo de la profundidad de la fosfina en las cubiertas de nubes y su abundancia general, la fuerza de la función de absorción le dice cómo se distribuye esa fosfina, así como cuánto hay.
Los espectros de absorción de las cubiertas de nubes de Venus se centraron en la longitud de onda de la transición J1-0 de fosfina, según lo obtenido con ALMA. El panel izquierdo es el promedio de todo el planeta, los paneles derechos, de arriba a abajo, muestran las latitudes polares (negras), medias (azules) y ecuatoriales (rojas). Por alguna razón, la señal es más fuerte, y solo clara, en latitudes medias. Crédito: J. Greaves et al., Nature, 2020
Si la fosfina está presente, entonces tendríamos que preguntar de dónde viene. El elemento fósforo tiene que venir de alguna parte, y encontrarlo en la atmósfera de un planeta rocoso plantea un poco de desafío, ya que, en igualdad de condiciones, es una molécula pesada y es bastante difícil de hacer. De hecho, solo conocemos tres buenas formas en que se hace en la Tierra.
Se puede hacer a partir de la actividad industrial, donde ciertos productos químicos se combinan en presencia de otros en condiciones estrictamente controladas. Esto parece poco probable para la fosfina en Venus.
Se puede hacer en penachos volcánicos, donde el fósforo de debajo del suelo se expulsa a la atmósfera. Sabemos que Venus es volcánicamente activo, pero solo hemos encontrado evidencia de un flujo volcánico activo y nunca hemos medido una detección positiva de una abundancia general de fósforo en las nubes venusianas o en la superficie venusiana. Si la fosfina en Venus proviene de volcanes, esperaríamos una cantidad mucho mayor de actividad volcánica de lo que se ha sugerido a partir de la evidencia hasta ahora.
O bien, está la tercera vía: a través de los procesos de metabolización de los organismos anaeróbicos.
Es esta última posibilidad la que es tan tentadora, y llevó a la proposición de que la fosfina podría usarse como un marcador químico para la vida extraterrestre potencial en exoplanetas.
Una vía hipotética, que involucra microorganismos, que podría producir la cantidad necesaria de fosfina en la atmósfera venusiana. Esto implica una dosis saludable de especulación, y debe tratarse en consecuencia. Si la fosfina resulta no estar presente, esta vía se evapora como un escenario viable de vida en Venus. Crédito: S. Seager et al., Astrobiología, 2021)
La fosfina, usando radioastronomía, podría ser observable incluso desde el suelo si está presente en Venus. Es una biofirma potencial de organismos anaeróbicos, y sabemos que las nubes de Venus proporcionan un entorno altamente anaeróbico. Y, si está presente a altitudes de ~ 55 kilómetros o más, será capaz de absorber la luz irradiada desde las cubiertas de nubes que se encuentran en Venus.
Entonces, ¿qué muestran los datos?
Hay dos conjuntos independientes de datos que son relevantes para el problema: el Telescopio James Clerk Maxwell, el telescopio de plato único más grande diseñado específicamente para la astronomía submilimétrica, y ALMA, el Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array, con 66 platos todos unidos entre sí. Aunque no obtendrá imágenes espectacularmente bonitas de ninguno de estos observatorios, pueden analizar la luz proveniente no solo de un planeta, sino de diferentes partes de un planeta, lo que nos permite concentrarnos en áreas específicas que podrían ser más ricas o más pobres en una molécula en particular que estamos tratando de identificar.
El Atacama Large Millimeter/Submillimetre Array (ALMA) consiste en un conjunto de radiotelescopios. La matriz tiene el poder de recolección de luz de la suma total de las áreas de recolección de los platos individuales, pero tiene la resolución de la distancia que separa los platos. Se puede usar para identificar firmas moleculares que absorben o emiten en longitudes de onda de radio largas, y es capaz de sondear incluso múltiples regiones diferentes y separadas de un planeta dentro de nuestro Sistema Solar, incluido Venus. Crédito: ESO/B. Tafreshi (twanight.org))
La forma en que se obtienen datos útiles sobre la fosfina proviene de la realización de espectroscopia: donde se divide la luz en una gran cantidad de “contenedores” individuales que sondean componentes muy estrechos del espectro electromagnético. En cada contenedor individual, habrá un valor promedio para la cantidad de señal que recibe; ese valor promedio es lo que se conoce como el “continuo”.
Cada contenedor individual no necesariamente va a tener ese valor preciso y promedio, ya que realizamos espectroscopia recopilando fotones individuales y clasificándolos por energía / longitud de onda. Algunos contenedores tendrán un mayor o menor número de fotones que el promedio, por lo que si desea decir: “He encontrado una característica que corresponde a algo físicamente real”, debe demostrar que, en el lapso de suficientes contenedores adyacentes y en relación con la fuerza del continuo circundante, realmente tiene una característica de absorción o emisión.
Los tres conjuntos de datos, tomados por dos instrumentos separados, que muestran la presencia de una gran característica de absorción que afecta el espectro de Venus a 1,1 milímetros, consistente con la fosfina y no con las alternativas que se han presentado. Crédito: Jane Greaves/AAS240, foto de E. Siegel)
Entonces, ¿qué encontraron los investigadores cuando examinaron los datos de estos telescopios con gran detalle?
En primer lugar, hay una “caída” observada en ambos conjuntos de datos: del Telescopio James Clerk Maxwell y también de ALMA. En ambos conjuntos de datos, la caída no solo está en la misma longitud de onda, sino que corresponde a la transición específica de la fosfina que esperaríamos ver a 1,1 milímetros. Sería razonable preocuparse de que esta “caída” pudiera ser una característica espuria inherente al instrumento, pero ese no sería el caso en dos instrumentos diferentes.
A pesar de que hubo algunas preguntas sobre el procedimiento de ajuste polinómico utilizado por el equipo de descubrimiento, la evidencia de esas características de absorción aún persiste cuando uno abandona el procedimiento de ajuste y en su lugar hace un simple análisis de Fourier, lo que indica que realmente está allí. Y otras moléculas que potencialmente podrían confundirse con fosfina, como el agua pesada o el dióxido de azufre, pueden descartarse como posibles fuentes contaminantes para esta señal. El telescopio James Clerk Maxwell encontró una señal de absorción que coincide con la longitud de onda esperada de la fosfina con 1 parte en 100.000; Los partidos de ALMA a 1 parte en 10.000.000.
Los datos WISPR de la sonda solar Parker, en monocromo, coinciden claramente con las características de la superficie vistas por el orbitador infrarrojo Magellan, que se muestra en el color asignado. La luz de longitud de onda larga, como la luz infrarroja, puede mirar a través de las nubes de Venus, hasta la superficie. Es solo porque las nubes mismas irradian en el infrarrojo que la fosfina puede actuar como un absorbente a lo largo de la línea de visión. Crédito: NASA/APL/NRL (izquierda), Magellan Team/JPL/USGS (derecha).
Pero la fosfina no está igualmente presente en todas partes. La astronomía infrarroja no ha detectado fosfina, pero le ha establecido límites: un máximo de unas pocas partes por billón en latitudes medias hasta unas pocas partes por diez mil millones en latitudes polares. Tampoco hemos detectado ninguna otra transición rotacional o vibratoria de fosfina que pueda revelar su apariencia.
Pero eso no significa que no se deba confiar en la detección de fosfina.
De acuerdo con el Telescopio James Clerk Maxwell y los datos de ALMA, los datos de espectroscopia de masas han dado fuertes indicios de la presencia de fosfina. Dióxido de azufre, que también ha sido detectado en Venus por el Telescopio James Clerk Maxwell, y se encontró utilizando datos que se tomaron en la misma semana en que se tomaron los datos de fosfina. La abundancia de dióxido de azufre, que muchos han avanzado como una molécula sospechosa potencial “confusa”, es solo alrededor del 10% de lo que se necesita para explicar la señal atribuida a la fosfina. Se ha demostrado que este modelo de “imitación” falla en la reproducción de la señal observada.
La misión propuesta High Altitude Venus Operational Concept (HAVOC) tendría búsqueda de vida pasada o presente en la atmósfera superior de Venus, donde las condiciones son sorprendentemente similares a las que se encuentran en el medio ambiente justo en la superficie de la Tierra. Esta tarea recaerá en otras misiones futuras, como DAVINCI y VERITAS, en su lugar, pero el caso de la vida en las cubiertas de nubes de Venus se ve reforzado por la sugerente detección de fosfina. Crédito: NASA Langley
Por supuesto, todo esto sugiere que realmente hay fosfina en la atmósfera superior de Venus, pero eso es todo lo que es: sugerente, no una certeza. Uno esperaría, si la fosfina fuera una biofirma, que seguiría la abundancia de agua, pero no lo hace. En cambio, parece que sigue la abundancia de dióxido de azufre, lo cual es inesperado, por decir lo menos.
Si quisieras verificar que esta es, de hecho, una señal de fosfina, querrías una transición rotacional de orden superior de las moléculas de fosfina. El Observatorio Estratosférico de Astronomía Infrarroja (SOFIA) de la NASA ha observado a Venus, buscando precisamente la transición de 4 a 3 (en lugar de 1 a 0).
Preliminarmente, ven una señal consistente con una abundancia de fosfina de hasta ~ 3 partes por mil millones a altitudes de 65 km o más: potencialmente dentro de las nubes más altas.Desafortunadamente, SOFIA es el único observatorio adecuado para realizar este tipo de observaciones, y a pesar de tener una vida útil planificada de 20 años, y su desmantelamiento ha sido programado a partir del 30 de septiembre de 2022 debido a los costos, ya que para sus operaciones necesita:
Tripulación de vuelo,
Personal de tierra,
y combustible para cada vuelo.
Esto se traduce en un costo de $85 millones por año para las operaciones. A pesar de las capacidades únicas de SOFIA, esos costos son simplemente prohibitivos cuando se trata del desarrollo de nuevas misiones superiores que serán menos costosas a largo plazo.
El espejo primario de la misión SOFIA de la NASA, de 2,5 metros (100 pulgadas) de diámetro, se muestra a través de la ventana abierta del avión que observa desde altitudes superiores a los 40.000 pies. Al estar a bordo de un avión, tiene muchas de las ventajas de ir al espacio, al tiempo que conserva la capacidad de actualización que se logra desde el suelo. Desafortunadamente, sus costos continuos se consideraron demasiado altos para continuar con los excelentes programas científicos que ha estado realizando. Crédito: NASA/Tom Tschida
Muchos, tanto en las comunidades de astronomía y ciencia planetaria como entre el público en general, están ansiosos por pasar a las implicaciones potencialmente extraordinarias de encontrar fosfina en Venus. Si podemos descartar la actividad volcánica u otras fuentes geológicas de fósforo como el origen de la fosfina, y si podemos confirmar que es, de hecho, fosfina en las cubiertas de nubes lo que estamos viendo, tal vez realmente esté sucediendo algún tipo de proceso anaeróbico y metabólico. Tal vez realmente hay fosfina en esas cubiertas de nubes en el nivel de pocas partes por billón, y tal vez eso realmente implica vida.
En cualquier caso, no tenemos más remedio que seguir los datos. No prueba, pero sí sugiere, que puede haber una molécula inesperada presente, en gran abundancia, en un entorno potencialmente bio-amigable. Ya sea que haya fosfina allí o no, y si resulta estar relacionada con la vida o no, está claro que necesitamos una mejor mirada a Venus para averiguarlo. Venus es sumamente importante como punto de referencia: habrá análogos de Venus entre los exoplanetas, y cuanto más nos enteremos de ello, más entenderemos lo que estamos viendo cuando llegue el momento y los datos.
Publicado originalmente en BIG THINK, traducido por La Ciencia Espacial