Gases de azufre biogénicos como firmas biológicas en mundos acuáticos templados subneptunos

Gases de azufre biogénicos como firmas biológicas en mundos acuáticos templados subneptunos

El panel superior izquierdo muestra las temperaturas (escala de colores) y los vientos (flechas) en el plano ecuatorial promediados en ±30◦ latitudes desde nuestro GCM K2-18 b (punto subestelar ubicado a 180◦ de longitud). El panel superior derecho muestra perfiles de temperatura verticales alrededor del ecuador correspondientes a diferentes ubicaciones longitudinales, donde el perfil de temperatura del cálculo de transferencia radiativa 1D (HELIOS) se representa en negro para comparar. Los dos paneles inferiores muestran temperaturas y vientos de 0,1 bar y 0,1 mbar. — astro-ph.EP

Las predicciones teóricas y los datos observacionales indican que una clase de exoplanetas subneptunos podrían tener interiores ricos en agua cubiertos por atmósferas dominadas por hidrógeno. Si las condiciones climáticas son favorables, estos planetas podrían albergar océanos líquidos en la superficie.

Motivados por las recientes observaciones del JWST de K2-18 b, modelamos por primera vez de manera autoconsistente la fotoquímica y la potencial detectabilidad de gases de azufre biogénicos en las atmósferas de mundos de agua templadas subneptuno. Hoy en día, en la Tierra, los compuestos orgánicos de azufre producidos por la biota marina se destruyen rápidamente mediante procesos fotoquímicos antes de que puedan acumularse a niveles significativos. Shawn et al. (2011) sugieren que podrían surgir firmas de azufre biogénico detectables en atmósferas similares a arqueas con mayor producción biológica o bajo flujo de rayos UV.

Izquierda: espectros estelares ultravioleta de GJ 436 (M2.5), una estrella M (45 Myr) joven y activa, Epsilon Eridani, y el Sol en el panel superior. Los espectros de GJ 436 y Epsilon Eridani provienen del estudio MUSCLES (versión 2.2) (France et al. 2016; Youngblood et al. 2016; Loyd et al. 2016), el espectro de estrellas M activas proviene de HAZMAT (Peacock et al. . 2020), y el espectro solar es de Gueymard (2018). El panel inferior muestra la fotosfera UV (τ = 1) con diferentes Sorg. Contribuciones del DMS, DMDS y CH3Los SH también se muestran para el modelo Sorg 30×. Derecha: El panel superior muestra los VMR promedio para varias especies de azufre en función de la atenuación total del flujo ultravioleta estelar para el flujo de Sorg de la Tierra. El panel inferior muestra la duración promedio de la abundancia entre 1 y 10−4 barra para flujo de Sorg 1×–20× alrededor de diferentes tipos estelares. — astro-ph.EP

En este estudio, exploramos el azufre biogénico en una amplia gama de flujos biológicos y entornos ultravioleta estelares. Es importante señalar que los principales sumideros fotoquímicos están ausentes en el lado nocturno de los planetas bloqueados por mareas. Para abordar este problema, realizamos además experimentos con un GCM 3D y un modelo fotoquímico 2D (VULCAN 2D (Tsai et al. 2024)) para simular la distribución global de gases biogénicos para estudiar sus concentraciones de terminador, como muestra la espectroscopia de transmisión. Nuestros modelos indican que los gases de azufre biogénicos pueden alcanzar niveles potencialmente detectables en mundos acuáticos ricos en hidrógeno, pero solo para un mayor flujo global de bioazufre (≳20 veces el flujo terrestre moderno).

Encontramos que es difícil identificar el DMS a 3,4 μm donde se superpone fuertemente con el CH.4si bien es más plausible detectar DMS y sus subproductos asociados, etileno (C2h4) y etano (C2h6), en el infrarrojo medio entre 9 y 13 μm.

Proporciones de mezcla volumétrica promedio (VMR) en función del flujo biológico de azufre (Sorg). Adoptamos el espectro estelar de GJ 436 como estrella análoga a K2-18 para nuestro modelo nominal Hycean K2-18 b (arriba). Además, escalamos el flujo solar para que coincida con un flujo equivalente (abajo). Los círculos abiertos representan los VMR promedio durante el período 1 a 10−4 rango de presión en bares, mientras que las barras de error indican el rango completo de VMR en ese rango de presión. La línea discontinua representa el límite de DMS dado por la deposición superficial con una tasa de deposición seca de 0,01 cm-1. Combinada con las abundancias de DMS no depositacionales en nuestro modelo, la región sombreada en azul ilustra los límites superior e inferior de la abundancia de DMS. La barra de error negra marca el DMS VMR informado por Madhusudhan et al. (2023) (M23). La banda naranja resalta el régimen en el que los precursores de la niebla de hidrocarburos, C4h2 etc.6h6, supera el 1%. Asimismo, la banda amarilla resalta el régimen en el que el azufre elemental (S8) se satura y se condensa. — astro-ph.EP

Shang-Min Tsai, Hamish Innes, Nicholas F. Wogan, Edward W. Schwieterman

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Asignaturas: Astrofísica terrestre y planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv:2403.14805 [astro-ph.EP] (o arXiv:2403.14805v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
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Por: Shang-Min Tsai
[v1] Jueves, 21 de marzo de 2024, 19:35:27 UTC (1369 KB)
https://arxiv.org/abs/2403.14805
Astrobiología,

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