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Gases de azufre biogénicos como firmas biológicas en mundos de aguas templadas debajo de Neptuno

Gases de azufre biogénicos como firmas biológicas en mundos de aguas templadas debajo de Neptuno

El panel superior izquierdo muestra las temperaturas (escala de colores) y los vientos (flechas) en el nivel ecuatorial medio en latitudes ±30◦ del GCM K2-18 b (un 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. — Doctorado en Astronomía EP

Las predicciones teóricas y los datos observacionales sugieren que una clase de exoplanetas neptunianos puede tener interiores ricos en agua cubiertos por atmósferas dominadas por hidrógeno. Si se dieran las condiciones climáticas adecuadas, estos planetas podrían albergar océanos líquidos en sus superficies.

Motivados por las recientes observaciones del JWST de K2-18 b, modelamos por primera vez la fotoquímica y la detectabilidad de gases de azufre biogénicos en las atmósferas de mundos de agua templada subneptunianos. Hoy en la Tierra, los compuestos organosulfurados producidos por organismos marinos se destruyen rápidamente mediante procesos fotoquímicos antes de que se acumulen a niveles significativos. Shawn et al. (2011) sugieren que podrían aparecer firmas detectables de azufre bioluminiscente en atmósferas similares al argán con mayor producción biológica o menor flujo de rayos UV.

Izquierda: Espectros estelares en el ultravioleta de GJ 436 (M2.5), la estrella joven (45 millones de años), la estrella M activa, Epsilon Eridani, y el Sol en el panel superior. Los espectros de GJ 436 y Epsilon Eridani son del estudio MUSCLES (versión 2.2) (France et al. 2016; Youngblood et al. 2016; Loyd et al. 2016), el espectro estelar M activo es de HAZMAT (Peacock et al. 2020), y el espectro solar De Guimard (2018). El panel inferior muestra la fotosfera UV (τ = 1) con un Sorg diferente. Contribuciones de DMS, DMDS y CH3SH también se muestra para el modelo 30×Sorg. Derecha: El panel superior muestra los VMR promedio para varias especies de azufre en función de la atenuación del flujo ultravioleta estelar total al flujo atómico en la Tierra. El panel inferior muestra abundancias promediadas entre 1 y 10-4 Barra para flujo de Sorg 1×-20× alrededor de diferentes tipos de estrellas. — Doctorado en Astronomía EP

En este estudio, exploramos el azufre biogénico en una amplia gama de flujos biológicos y entornos ultravioleta estelares. Es importante destacar que los principales sumideros fotoquímicos están ausentes en el lado nocturno de los planetas con restricciones de mareas. Para abordar esto, también realizamos experimentos utilizando un GCM 3D y un modelo fotoquímico 2D (VULCAN 2D (Tsai et al. 2024)) para simular la distribución global de biogases y verificar sus concentraciones finales vistas mediante espectroscopia de transmisión. Nuestros modelos sugieren que los gases de azufre biogénico podrían aumentar a niveles detectables en mundos acuáticos ricos en hidrógeno, pero solo para mejorar el flujo global de azufre biogénico (≳20 veces el de la Tierra moderna).

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Nos resulta difícil identificar DMS a 3,4 μM ya que se superpone fuertemente con CH4aunque es más plausible detectar DMS y sus subproductos asociados, como el etileno (C2h4) y etano (C2h6), en el infrarrojo medio entre 9 y 13 µm.

Proporciones de mezcla en volumen promedio (VMR) en función del flujo biológico de azufre (Sorg). Adoptamos el espectro estelar de GJ 436 como una estrella similar a K2-18 para nuestro modelo nominal Hycean K2-18 b (arriba). Además, escalamos el flujo solar para que coincida con el flujo equivalente (abajo). Los círculos abiertos son VMR promedio de 1 a 10-4 rango de presión de banda, mientras que las barras de error indican el rango completo de VMR dentro de este rango de presión. La línea discontinua representa el DMS máximo dado por la deposición superficial a una velocidad de deposición seca de 0,01 cm. Combinada con la abundancia de DMS sin precipitación en nuestro modelo, la región sombreada en azul muestra los límites superior e inferior de la abundancia de DMS. La barra de error negra indica el DMS VMR informado por Madhusudhan et al. (2023) (M23). La barra naranja resalta el sistema en el que está presente el precursor de la niebla de hidrocarburos, C.4h2 Y C6h6, superando el 1%. Asimismo, la barra amarilla resalta el régimen en el que el azufre elemental (S8) se satura y se condensa. — Doctorado en Astronomía EP

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

Comentarios: 9 páginas, 4 figuras, revisado después de la revisión inicial.
Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP)
Citar como: arXiv:2403.14805 [astro-ph.EP] (o arXiv:2403.14805v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
Día de entrega
De: 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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