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Marcatori della vita

Fra migliaia di esopianeti ad ora confermati, che ipotesi possiamo effettivamente formulare circa la possibilità che qualcuno di essi possa ospitare forme di vita? Per rispondere a questa domanda dobbiamo considerare la presenza di biofirme, ovvero le tracce e i prodotti delle reazioni che direttamente o indirettamente sono associabili ad attività metabolica di esseri viventi.

Lo studio delle biofirme è uno dei rami di ricerca dell’astrobiologia, una materia interdisciplinare che accomuna ricercatori di fisica, astronomia e chimica dedita allo studio dell’origine dei composti organici nell’universo, dell’evoluzione dei sitemi planetari, delle condizioni di abitabilità e molto altro.

Essa classifica le biofirme in tre categorie principali:

  • gassose
  • superficiali
  • temporali

Consideriamo anzitutto biofirme gassose: a questa categoria appartengono biofirme associate a processi metabolici ottenute da reazioni chimiche presenti nell’atmosfera di un esopianeta. Alcuni scienziati, tra cui Joshua Lederberg (premio Nobel per la chimica), suggeriscono che una condizione necessaria per attività biologica sia l’instabilità e disequilibrio delle reazioni chimiche.

Un modo per quantificare l’eccesso di disequilibrio chimico di un esopianeta è quello di riferirsi alla quantità di energia libera di Gibbs: in termodinamica l’energia libera di Giggs (o entalpia libera) ∆G rappresenta la quantità di potenziale termodinamico che può essere convertita in lavoro reversibile a temperatura e pressione costante. La differenza fra ∆G dell’esopianeta rilevato sulla “superficie” e il ∆G° teorico all’equilibrio chimico, può rappresentare un indice di attività biologica in quanto esprime la presenza di un potenziale energetico continuo su scala planetaria.

Se prendiamo come esempio la Terra, sappiamo che la presenza di O2 e di CH4 può essere un buon indicatore della presenza di vita: il metano infatti rilasciato come prodotto di scarto da batteri anaerobici, che usano idrogeno molecolare come principale fonte di fattore riducente, dalle mucche e dagli idrocarburi usati dall’uomo.

L’ossigeno invece è una molecola altamente reattiva, e la sua presenza in elevata quantità in atmosfera può essere indice dell’attività di un secondo processo di generazione in grado di fornire misura suppletiva superiore a quella che è coinvolta nelle reazioni. L’ossigeno inoltre viene prodotto anche per foto dissociazione dell’acqua e dal processo di fotosintesi clorofilliana (vediamo in seguito).

La presenza della coppia CH4 – O2 è quindi di per sé già un buon segno, tuttavia molto è funzione anche dalla classe spettrale della stella ospite: ad esempio nel caso di stelle di classe M, la radiazione ultravioletta che investirebbe il pianeta sarebbe minore rispetto a quella di una stella come il nostro Sole (classe G2V), quindi il processo di dissociazione del metano sarebbe inibito. Questo vuol dire che nello studio dell’abitabilità bisogna capire in che rapporti l’eccesso di metano (o di un altro composto) sia dovuto alla naturale diminuzione di radiazione UV oppure alla presenza di attività biologica.

Tra le famiglie di biofirme gassose bisogna considerare anche alcuni composti dell’azoto, quali:

  • ossido di azoto (N2O), la cui presenza in atmosfera può essere messo in relazione con la presenza di batteri.
  • Il biossido di azoto (NO2): un gas che viene generato dalla denitrificazione dei nitrati.

La possibilità di analizzare la composizione atmosferica di un esopianeta da terra o dallo spazio è già realtà,  (ci sono già in corso missioni in questo senso come l’interferometro GRAVITY del Very Large Telescope dell’ESO o missioni in programma nel 2021 come il James Webb Telescope), ma l’idea di cercare marcatori gassosi risale al 1990 su proposta di Carl Sagan, noto divulgatore scientifico, in occasione della sonda Galileo diretta verso Giove. Egli convinse la NASA a puntare la strumentazione della sonda in direzione della Terra durante uno dei suoi fly – by a circa 1000 Km di altezza per analizzarne lo spettro. Sfruttando l’atmosfera del nostro pianeta come test, l’analisi dello spettrometro NIMS (Near Infrared Mapping Spectrometer) ne analizzò i costituenti, confermando la presenza di acqua (liquida e ghiacciata), e ad una grande quantità di O2.

Un secondo test è stato fatto anche nel 2008, ma da molto più distante con la sonda Deep Impact: gli astronomi hanno potuto così notare anche variazioni di luminosità in funzione della lunghezza d’onda e, sfruttando le osservazioni svolte in più giorni, furono in grado di inferire anche sulla presenza di sistemi nuvolosi. Lo stesso strumento ha registrato anche quello che per alcuni scienziati è la prova principale che identifica attività biologica: si tratta del picco nel rosso nello spettro visibile, ovvero la firma della clorofilla.

La clorofilla è un esempio di biofirma superficiale: a questa categoria appartengono biofirme le cui caratteristiche spettrali sono dovuti a effetti di scattering e riflessione della luce ad opera di composti prebiotici sul pianeta. Essi per poter essere prodotte hanno necessità di usare energia e, per definizione, hanno una natura biologica. La clorofilla in particolare, è un pigmento presente nelle piante responsabile dell’assorbimento della luce visibile nell’intorno della lunghezza d’onda di 0,663 µm e gioca un ruolo fondamentale nella fotosintesi clorofilliana.

Il cosiddetto “incremento del rosso dello spettro terrestre”, dovuto alla presenza di clorofilla nell’atmosfera. Crediti: S. Seager et al., MIT.

La fotosintesi è un processo fondamentale sulla Terra e si divide in:

  • anossigenica in cui entrano in gioco composti come H2S e utilizzato dai batteri sulfurei.
  • Ossigenica: in questo secondo caso a partire da CO2 e H2O (e fotoni) le piante producono come prodotto di scarto O2 e zucchero semplice. Questo pigmento è in grado di assorbire la luce rossa (e parzialmente anche blu) e riflettere il verde (per questo motivo le foglie sono di questo colore).

Si ritiene che questa caratteristica sia una conseguenza evolutiva per sopravvivere in un ambiente che riceve radiazione tipica delle che hanno un profilo di emissione come il Sole. In questa prospettiva è possibile immaginare un bio marcatore con dei picchi di assorbimento a lunghezze d’onda diverse dalla clorofilla per un altro un esopianeta? Gli astronomi ipotizzano che potrebbero esistere altri pigmenti vegetali (ad esempio il retinale?) più semplici la cui firma biologica sia basata sull’assorbimento della luce verde.

Le biofirme temporali infine, si riferiscono agli impatti che le attività di esseri viventi hanno sull’ambiente circostante del pianeta: esse sono molto più variegate e sono usate dagli organismi viventi per rispondere ai diversi stimoli ambientali che innescano di conseguenza delle reazioni naturali di difesa. Consideriamo per esempio la Terra: sul nostro pianeta si nota una variazione stagionale di CO2 dovuta alla variazione di insolazione in funzione della latitudine e dell’emisfero: nell’emisfero in cui l’attività vegetativa è elevata (primavera/estate) la quantità di CO2 diminuisce mentre è minima nell’emisfero opposto (autunno/inverno): la situazione si inverte sei mesi dopo. Queste considerazioni indicano che un fattore determinante per l’analisi di questo tipo è l’angolo di vista dell’osservazione.

Variazione annuale della CO2 negli ultimi 50 anni Fonte: https://www.gettyimages.co.uk/detail/illustration/the-keeling-curve-stock-graphic/141482456

Ovviamente la coesistenza di biofirme non indica di per sé attività biologica: si tratta una condizione necessaria (ma non sufficiente) di abitabilità e bisogna fare attenzione a non generalizzare. Lo stesso metano per esempio, può essere prodotto dal processo di erosione dell’acqua per serpentinizzazione di alcuni minerali Maggiori informazioni si hanno sul pianeta e più precise sono le considerazioni che si possono fare per escludere dei falsi positivi.

Dal fronte opposto la conferma di più biofirme rafforza dal punto di vista statistico la possibilità che sia effettivamente presente attività biologica, e proprio su questo aspetto che gli astronomi si concentrano: incrociare sempre più dati disponibili provenienti da marcatori diversi per formulare ipotesi più vicine alla realtà (finché non saremo in grado di fare ricerca in situ …).

Un altro supporto fondamentale per lo studio delle biofirme in atmosfera è l’introduzione di modelli matematici. Essi si basano principalmente su:

  • simulazioni numeriche al computer: partendo dai costituenti dell’atmosfera presenti nello spettro si suddivide il pianeta in griglie superficiali, quindi per ogni settore del reticolo si sviluppano modelli matematici di circolazione del calore.
  • metodi di validazione statistica bayesiana: al fine di individuare e limitare gli eventi falsi positivi (vedi sopra): partendo sempre dai costituenti dell’atmosfera e dai parametri fisici dell’esopianeta (massa, densità, atmosfera, orbita…) si formula un modello statistico di validazione la cui soluzione viene confrontata con i dati ottenuti da altri sistemi planetari per confermare/rigettare la validità del modello (valutando anche la similarità con la Terra, ESI).

Si tratta sempre di un processo in cui il continuo confronto e il feedback riveste una fase fondamentale del lavoro.

 

Riferimenti

Conservazione dell’atmosfera

La presenza di acqua allo stato liquido sulla superficie dell’esopianeta è alla base della definizione di fascia (continua) di abitabilità ma, come accennato precedentemente, rappresenta una condizione necessaria ma non sufficiente per classificare un esopianeta come abitabile. L’atmosfera rappresenta un ulteriore fattore che determina la temperatura superficiale del pianeta: la sua composizione chimica può generare un effetto serra e garantire una temperatura più alta di quella alla quale il pianeta si troverebbe in assenza della stessa.

Queste situazioni suggeriscono che un esopianeta può essere abitabile anche al di fuori della fascia di Goldilocks.

L’effetto serra viene generato dalla capacità che hanno le molecole componenti l’atmosfera a trattenere calore a diverse lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico: sulla Terra per esempio, la nostra atmosfera è trasparente alla radiazione solare nella banda del visibile e vicino infrarosso; quando quest’ultima giunge a terra essa riscalda il suolo, il quale riemette la radiazione nel medio infrarosso (legge di Wien) verso lo spazio. Fortunatemente la nostra atmosfera diventa opaca alla lunghezza del medio infrarosso (viene assorbita dall’acqua e dalla CO2) quindi intrappola energia: il sistema raggiunge un nuovo equilibrio termodinamico, ad una temperatura efficace Teff più alta 1.

Questo concetto si estende anche alle atmosfere degli esopianeti e dipende dalla capacità che essi hanno di trattenere gravitazionalmente a sé l’involucro gassoso che lo circonda. La capacità che ha di un esopianeta di trattenere un’atmosfera dipende dalle molecole di cui è composta l’atmosfera e dalla massa dell’esopianeta. Ogni molecola possiede infatti un’energia totale che è somma della sua energia cinetica Ec ed energia potenziale Ep.

Ove vc è la velocità della molecola, m la sua massa, M la massa dell’esopianeta e r è la distanza dal centro dell’esopianeta: ogni molecola è in grado di sfuggire nello spazio solo se ha abbastanza energia totale tale da vincere l’attrazione gravitazionale che la trattiene legata al pianeta.

L’energia cinetica Ec dipende dalla velocità media <vc> delle molecole, cioè alla distanza media percorsa prima di entrare in collisione con un’altra molecola, che a sua volta è legata al numero medio di urti fra due molecole. Negli strati più bassi dell’atmosfera, dove la densità atmosferica è maggiore, questo fenomeno è irrilevante poiché le molecole non riescono a raggiungere una velocità vc sufficiente, mentre nell’esosfera la densità è minore, così come il numero di urti molecolari e quindi è molto più probabile che le particelle di gas sfuggano al pianeta. Oltre a questi due casi estremi, ci sono anche tutte le sfumature intermedie: Boltzmann ha creato un modello della distribuzione di tutte le velocità delle molecole di un gas (ideale) per temperature differenti.

3Distribuzione di Maxwell-Boltzmann della velocità molecolare in un gas ideale. vp è la velocità più probabile vrms è il valore quadratico medio della velocità

Il grafico precedente mostra che:

  • le molecole dell’atmosfera che sfuggono dall’esopianeta si trovano nella parte destra della funzione (la coda della distribuzione)
  • la distribuzione è dinamica: una volta che le molecole sono sfuggite dal campo gravitazionale la distribuzione si riadatta e recupera la forma originaria (non ci sono “buchi” nella distribuzione).
  • La distribuzione dipende dal tipo di gas (nell’esempio O2). A parità di temperatura, maggiore è il peso molecolare del gas, più a sinistra (velocità minori) e più bassa si troverà il valore massimo della funzione.

Queste considerazioni ci consentono di affermare che, a seconda del peso molecolare della miscela di gas atmosferica, ci saranno alcuni elementi della sua composizione che in ogni caso sfuggono all’attrazione gravitazionale dell’esopianeta. Dalla legge di Boltzmann, sappiamo che l’energia cinetica è legata all’agitazione termica delle molecole dalla seguente relazione:

Dove m rappresenta la massa molecolare. Solo le molecole con <vt> maggiore di <vc> saranno in grado di sfuggire al campo gravitazionale, mentre le altre rimarranno legate all’esopianeta come atmosfera.2

Se poniamo come condizione limite Ep = Et possiamo risolvere rispetto a m e, noto il raggio del’esopianeta R, la sua massa M e temperatura T possiamo conoscere la massa molecolare minima della miscela che teoricamente può essere trattenuta dall’esopianeta e quindi farci un’idea di della sua composizione chimica (analisi spettroscopiche a parte).

La tabella precedente mostra nell’ultima colonna a destra, la capacità teorica (o meno) di alcuni pianeti del Sistema Solare (Terra, Giove e Luna) di trattenere in atmosfera alcuni composti:

  • la Terra per esempio, non è in grado di trattenere idrogeno molecolare, mentre è in grado di trattenere ossigeno e acqua
  • la Luna non è in grado di trattenere alcun composto/elemento dell’elenco (N2, H2, He, O2 ed H2O),
  • Giove invece, grazie alla sua enorme massa, è in grado di trattenere tutti questi.

Consideriamo, per esempio l’esopianeta HD209458 b. Si tratta un pianeta gioviano di cui gli astronomi hanno potuto studiare l’atmosfera con indagini spettroscopiche: essa contiene idrogeno, ossigeno, carbonio e vapore acqueo.

Con i parametri di massa, temperatura e raggio disponibili su http://www.openexoplanetcatalogue.com/ si ottiene che tutti e tre i composti sono in grado di essere trattenuti dalla gravità del pianeta, quindi in linea con le osservazioni sperimentali.

Immagini e bibliografia

1.[Ho considerato H2O e CO2 perché (assieme all’idrogeno molecolare H2) sono le due molecole che contribuiscono maggiormente all’effetto serra di un pianeta.]

2.[Al posto di vc, alcuni considerano più corretto il valore di vc/6, ma in questo caso i risultati comunque non cambiano]

La temperatura efficace

I limiti teorici di abitabilità per un esopianeta dipendono (anche) dalla temperatura efficate Teff: essa rappresenta la temperatura attesa di un pianeta posto ad una distanza d dalla stella ospite all’equilibrio termodinamico con con l’esterno senza considerare la presenza della atmosfera (quindi non considerando gli effetti climatici sulla sua superficie). Si tratta quindi di considerare il bilancio energetico fra l’energia che riceve il pianeta dalla stella ospite e quella che emette per radiazione termica: ovviamente la presenza di un’atmosfera è necessaria per definire l’abitabilità di un esopianeta, e verrà presa in considerazione più tardi: le considerazioni che seguono quindi appartengono alla lista delle condizioni necessarie ma non sufficienti per garantirne l’abitabilità.

Dalla legge di  Stefan Boltzmann sappiamo il flusso di energia (per area e per secondo) viene irradiata dalla stella al secondo grazie al processo di fusione nucleare:

Es = σT4

Dove σ è la costante di Stefan – Boltzmann e T è la temperatura superficiale (ovvero della fotosfera) della stella ospite. Se la stella ha raggio Rs la potenza totale irradiata dalla stella sarà:

Ps = 4 π Rs Es= 4 π Rs σ T4

Supponendo la radiazione emessa dal sole isotropa (ovvero sia uguale in tutte le direzioni), possiamo calcolarne il flusso F su una generica superficie S posta ad una distanza d:

Questo valore viene chiamato anche costante solare della stella: sostituendo i parametri della nostra stella (Rs, T) e considerando d = 1 u.a. otteniamo: F = 1366 W/(m2 s)

La frazione di radiazione assorbita dall’esopianeta di raggio Rp all’equilibrio è funzione della sezione circolare attraversata dal flusso di radiazione stellare e dalla frazione di radiazione riflessa dal pianeta (albedo) A:

Pabs = F π Rp2 (1 – A)

La frazione di radiazione emessa dallo stesso esopianeta di raggio Rp, supposto un corpo nero perfetto, (emissività pari al 100%) è dato dalla legge di Stefan Boltzmann:

Pem = 4 π Rp2 σ Teff4

All’equilibrio Pabs = Pem, quindi si può ricavare la Teff del pianeta:

Per il nostro pianeta per esempio si otttiene Teff = 254,8 K = -18,35 °C: questo significa che se non ci fosse un’atmosfera ed un ciclo climatico il nostro pianeta non sarebbe abitabile, ma piuttosto una palla di ghiaccio: questi ultimo, unitamente all’effetto serra contribuiscono ad ottenere una temperatura media attuale del nostro pianeta di circa 19 °C. In generale la formula indica che la Teff del pianeta decresce con la radice quadrata della distanza: ad una distanza di 2 u.a. per il pianeta Terra (o un altro pianeta con la stessa albedo A) la temperatura efficiace scende di un fattore 1/√2 = 0,707, quindi ad un valore di Teff = 180,18 K = -92,97 °C. Il procedimento può essere generalizzato a un generico sistema esoplanetario, di cui sono noti i parametri planetari, ovvero:

  • A: albedo dell’esopianeta
  • Rs, Ts: raggio e temperatura superficiale della stella ospite, che si ricava da analisi spettroscopiche oppure conoscendo la classe stellare
  • d: il semi asse maggiore dell’orbita, puo essere stimato in base alla metodologia utilizzata per la scoperta.

Applicando l’equazione precedente al nostro Sistema Solare, per esempio, possiamo fare una stima iniziale della dimensione della fascia di abitabilità; ovviamente non consideriamo l’effetto serra provocato dall’atmosfera dei pianeti, ma è sicuramente un punto di partenza. Un risultato più accurato si ottiene considerando il contributo di tutte le variabili in gioco come per esempio la composizione atmosferica, l’inclinazione dell’asse del pianeta e l’orbita … Per il Sistema Solare considerando Marte e Venere come estremi inferiore e superiore otteniamo dmin = 0,72 u.a. e dmax = 1,5 u.a.

I nostri estremi superiori ed inferiori sono il punto di congelamento dell’acqua (273 K) e il punto di ebollizione dell’acqua (373 K); sostituendo questi valori nella formula precedente ed invertendo l’equazione rispetto a d otteniamo i seguenti  valori teorici dmin = 0,68 u.a. e dmax = 1,44 u.a.

Un’ultima considerazione: supponiamo ora che l’esopianeta orbiti in prossimità della sua stella ospite in maniera tale da rivolgere ad esso sempre la stessa faccia, come il sistema Terra – Luna (si tratta di un caso particolare di sincronismo di moto medio). La frazione di radiazione emessa dall’esopianeta di raggio Rp in questo caso (sotto le stesse ipotesi precedenti) sarà la metà, perché solo la faccia rivolta verso la stella potrà re-irradiare potenza all’equilibrio:

Pem = 2 π Rp2 σ Teff4

Quindi la temperatura efficace del pianeta sul lato esposto alla radiazione stellare sarà:

Ovvero un valore molto più alto di un fattore:

Il lato perennemente in ombra invece avrà una temperatura molto più bassa, quindi possiamo supporre che se il pianeta dovesse avere un’atmosfera, a causa dell’enorme gradiente termico, saremmo in presenza fenomeni atmosferici molto insistenti con forti venti convettivi.