Introduzione:
Principale:
Lo studio delle atmosfere dei pianeti rocciosi fornisce indizi su come interagiscono con superfici e sottosuperfici e se eventuali composti non in equilibrio potrebbero riflettere la presenza della vita.
Il Sistema Solare offre quindi importanti banchi di prova per l'esplorazione della geologia planetaria, del clima e dell'abitabilità, sia tramite campionamento in situ che monitoraggio remoto. La prossimità rende i segnali dei gas in traccia molto più forti di quelli dei pianeti extrasolari, ma i problemi rimangono nell'interpretazione.
Finora, l'esplorazione del Sistema Solare ha trovato composti di interesse, ma spesso in luoghi in cui le fonti di gas sono inaccessibili, come il sottosuolo marziano e le riserve d'acqua all'interno delle lune ghiacciate. Sono note acqua, sostanze organiche semplici e specie più grandi portatrici di carbonio non identificate. Tuttavia, possono esistere sorgenti geochimiche di composti di carbonio e le anomalie temporali o spaziali possono essere difficili da conciliare, ad esempio, per il metano marziano campionato dai rover e osservato dall'orbita.
Un gas con biofirma ideale sarebbe inequivocabile. Gli organismi viventi dovrebbero essere la sua unica fonte e dovrebbero avere transizioni spettrali intrinsecamente forti, caratterizzate con precisione, non miscelate con linee contaminanti, criteri che di solito non sono tutti realizzabili. È stato recentemente proposto che qualsiasi fosfina (PH3) rilevata nell'atmosfera di un pianeta roccioso sia un promettente segno di vita. La traccia di PH3 nell'atmosfera terrestre è associata in modo univoco all'attività antropica o alla presenza microbica: la vita produce questo gas altamente riducente anche in un ambiente ossidante generale. Il PH3 si trova altrove nel Sistema Solare solo nelle atmosfere riducenti dei pianeti giganti, dove viene prodotto in strati atmosferici profondi ad alte temperature e pressioni, e dragato verso l'alto per convezione. Le superfici solide dei pianeti rocciosi rappresentano una barriera al loro interno e il PH3 verrebbe rapidamente distrutto nelle loro croste e atmosfere altamente ossidate. Pertanto, il PH3 soddisfa la maggior parte dei criteri per una ricerca di gas con firma biologica, ma è impegnativo da trovare poiché molte delle sue caratteristiche spettrali sono fortemente assorbite dall'atmosfera terrestre.
Motivati da queste considerazioni, abbiamo sfruttato la transizione rotazionale PH3 1–0 in banda d'onda millimetrica che può assorbire gli strati otticamente spessi dell'atmosfera di Venere. Le speculazioni di lunga data considerano le biosfere aeree nei gruppi di nubi ad alta quota, dove le condizioni hanno qualche somiglianza con gli ecosistemi che producono PH3 sulla Terra. Abbiamo sfruttato una buona sensibilità dello strumento, 25 anni dopo la prima osservazione in banda millimetrica nel Sistema Solare di PH3 (nell'atmosfera di Saturno) . Abbiamo proposto un esperimento che potrebbe fissare limiti di abbondanza dell'ordine delle parti per miliardo su Venere, paragonabili alle produzioni di PH3 di alcuni ecosistemi anaerobici terrestri. L'obiettivo era un punto di riferimento per sviluppi futuri, ma inaspettatamente, le nostre osservazioni iniziali hanno suggerito che fosse presente una quantità rilevabile di PH3 venusiano.
Presentiamo qui di seguito i dati della scoperta e la conferma, con la mappatura preliminare mediante osservazioni di follow-up ed escludiamo la contaminazione della linea. Ci occupiamo quindi se reazioni gassose, reazioni foto/geochimiche o input esogeni di non equilibrio potrebbero plausibilmente produrre PH3 su Venere.
Risultati:
La transizione rotazionale PH3 1–0 alla lunghezza d'onda di 1,123 mm è stata inizialmente cercata con il James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), nelle osservazioni di Venere per cinque mattine nel giugno 2017. Gli spettri a punto singolo coprono l'intero pianeta. Le linee di assorbimento dalle nuvole sono state cercate contro il quasi-continuo creato dalla sovrapposizione di ampie caratteristiche di emissione dall'atmosfera più profonda e opaca.
La principale limitazione a un piccolo rapporto linea-continuo (di seguito, rapporto l:c) era il "ripple" spettrale, causato da artefatti come i riflessi del segnale. Abbiamo identificato tre problemi (vedi "Riduzione dei dati JCMT" in Metodi ), con il più problematico che è l'ondulazione ad alta frequenza che si sposta all'interno delle osservazioni in un modo difficile da rimuovere anche nello spazio di Fourier. Abbiamo quindi seguito un approccio standardizzato per diversi decenni , adattando i polinomi di ampiezza rispetto alla lunghezza d'onda alle increspature (in 140 spettri). La banda passante è stata troncata a 100 km/s per evitare di utilizzare ordini polinomiali elevati. (L'ordine si basa sul numero N di `` protuberanze '' nel modello di ondulazione; l'adattamento è ottimale con l'ordine N +1 e migliorato in modo trascurabile all'aumentare dell'ordine. Una banda più ampia comprende più 'colpi', aumentando N . Per una libertà minima, un adattamento lineare può essere impiegato immediatamente attorno alla linea candidata, ignorando la banda passante rimanente (vedere la Tabella 1 per le differenze sistematiche risultanti). Abbiamo esplorato una gamma di soluzioni con gli spettri appiattiti al di fuori di un intervallo di velocità entro il quale è consentito l'assorbimento. (Il polinomio deve essere interpolato su un intervallo, come se adattato alla banda completa rimuoverà sempre una linea candidata, data la libertà di aumentare l'ordine.) Questi intervalli di interpolazione variavano da molto stretti, preservando solo il nucleo della linea (previsto dal nostro radiativo modelli di trasferimento, Fig. 1), fino a un limite definito da Fourier al di sopra del quale gli artefatti di segno negativo possono imitare una linea di assorbimento. I dettagli sono nel paragrafo ''Metodi''. Gli spettri sono stati anche ridotti in modo completamente indipendente da un secondo membro del team, tramite un metodo di elaborazione minima che fa collassare lo stack di dati lungo l'asse temporale e si adatta a un polinomio di ordine inferiore a un passaggio; questo ha dato uno spettro di uscita simile ma con un rapporto segnale / rumore inferiore.
Gli assi sono il rapporto l:c rispetto alla velocità spostata Doppler riferita alla lunghezza d'onda PH3 . A sinistra: le soluzioni meno e più conservative dopo l'adattamento e la rimozione del ripple spettrale (vedere "Riduzione dei dati JCMT" nei metodi ), con la linea residua presente all'interno degli intervalli di velocità di | v | = 8 km/s (pieno, nero) e | v | = 2 km/s (tratteggiato, arancione). I dati sono stati raggruppati per chiarezza in istogrammi (ovvero, barre che indicano le medie) sull'asse x ; le barre di errore 1σ rappresentative sono 0,46 × 10E−4 in rapporto l:c per 3,5 km/s bin spettrale. Le barre di errore indicano la dispersione all'interno di ciascun canale da 140 spettri di ingresso co-aggiunti; la dispersione da canale a canale è maggiore del 40% circa, attribuibile al ripple residuo e contribuisce alla gamma del rapporto segnale / rumore (Tabella 1 ). A destra: la soluzione di fascia media adottata con | v | = 5 km/s (istogramma), sovrapposto al nostro modello per 20 ppb di abbondanza in volume. La curva rossa continua mostra questo modello dopo l'elaborazione con lo stesso adattamento spettrale utilizzato per i dati. Le ali della linea e la pendenza continua sono state così rimosse dal modello originale (curva rossa tratteggiata in basso). Poiché l'adattamento spettrale forza le ali di linea verso lo zero, solo l'intervallo ± 10 km/s intorno alla velocità di Venere è stata utilizzata nella caratterizzazione della linea (Tabella 1 ).
Nel nostro spettro co-aggiunto (Fig. 1 ), abbiamo visto l'assorbimento del candidato PH3 1–0, con il rapporto segnale-rumore variabile su ~ 3–7, a seconda della selezione dell'intervallo di velocità. La caratteristica è coerente con la velocità di Venere, ma non è caratterizzata con precisione (Tabella 1 ). Ciò potenzialmente consente alla caratteristica di essere un debole artefatto residuo o una transizione di un'altra molecola a una lunghezza d'onda vicina.
Abbiamo quindi cercato la conferma della stessa transizione, con una tecnologia indipendente e un migliore rapporto segnale-rumore, utilizzando l'Atacama Large Millimeter / submillimetre Array (ALMA) nel marzo 2019. In linea di principio, la risoluzione in scala d'arco di ALMA consentirebbe una mappatura dettagliata del l'atmosfera del pianeta. In pratica, la risposta interferometrica di un grande pianeta luminoso ha prodotto increspature spettrali artefatte che variano dalla linea di base alla linea di base (e non eliminate dalla calibrazione del passa banda). Questa calibrazione sistematica è stata notevolmente ridotta, prima dell'imaging, escludendo tutte le linee di base da telescopio a telescopio di lunghezza <33 m. Ciò era necessario per la gamma dinamica ed era l'unica deviazione sostanziale dall'approccio standard ALMA "QA2" alla riduzione dei dati. Sebbene la calibrazione del passa-banda utilizzando la luna di Giove Callisto non fosse del tutto sufficiente, la gamma dinamica ottenuta era ancora sostanzialmente superiore alle specifiche di ALMA (~ 10E−3 nel rapporto l:c, senza le tecniche che abbiamo usato per ridurre la sistematica, e che abbiamo verificato non produceva caratteristiche spurie). Per eliminare il ripple residuo dagli spettri estratti, abbiamo testato strategie di adattamento polinomiale con ordini che vanno da 12 (ottimale per una banda passante di 80 km/s , Fig. 2), fino a 1 (adattamento solo attorno alla linea candidata). Le incertezze sistematiche risultanti sono riassunte nella tabella 1 .
Abbiamo anche verificato la robustezza cercando simultaneamente acqua deuterata (HDO) nota per essere presente su Venere. È stata rilevata la linea HDO 2 2,0 –3 1,3 alla lunghezza d'onda di 1,126 mm, con un profilo di linea ben adattato dal nostro modello di trasferimento radiativo, e un abbondanza su Venere d'acqua normale (vedere "Riduzione dei dati ALMA" in Metodi ). Le impostazioni simultanee di banda passante più ampia ci hanno anche permesso di impostare limiti superiori su altre specie chimiche: le transizioni qui potrebbero essere un controllo su possibili contaminanti, cioè, vincolare le transizioni in lunghezza d'onda alla linea che identifichiamo come PH3 1–0. L'accordatura a banda larga incentrata su questo PH3 di transizione ha fornito un ulteriore controllo di riproducibilità. Questi dati hanno maggiori problemi con il ripple spettrale rispetto alle impostazioni a banda stretta, ma la linea PH3 è stata recuperata
L'effetto della rimozione dei dati ALMA a base corta è che i segnali di linea da aree uniformi su scale > 4 arcsec sono sostanzialmente diluiti. Pertanto il nostro rapporto l:c corrisponde ai limiti inferiori dell'abbondanza di PH3 (ma la significatività del rilevamento non è influenzata; questi valori sono come indicato nella tabella 1 ). Inoltre, i ripidi gradienti di densità del flusso sull'arto hanno portato a un maggiore recupero del flusso. Per garantire che i risultati siano affidabili, non abbiamo tentato di interpretare gli spettri di assorbimento su scale al secondo d'arco. Per mitigare il bias nel campionamento migliore dell'arto, gli spettri in Fig. 2 sono tutte le medie da strisce "da lato a lato" in tutto il pianeta.
A sinistra: lo spettro PH3 1–0 dell'intero pianeta, con errori 1σ (qui da canale a canale) di 0,11 × 10E−4 per 1,1 km/s bin spettrale. A destra: spettri delle zone polare (istogramma in nero), media latitudine (in blu) ed equatoriale (in rosso), come definito nella Tabella 1 . Gli spettri sono stati compensati verticalmente per chiarezza e lo spettro polare è stato ridotto in velocità per ottenere un limite superiore più profondo. Le ali di linea sono forzate verso lo zero fuori | v | = 5 km/s in questi spettri, e solo questo intervallo è stato utilizzato nella caratterizzazione (Tabella 1 e "Riduzione dei dati ALMA" nei metodi ).
I dati di ALMA confermano la rilevazione dell'assorbimento alla lunghezza d'onda PH3 1–0. Tutte le velocità dal centro della linea sono coerenti con la velocità di Venere compresa tra −0,2 e +0,7 km/s (circa il 10% della larghezza della linea), con la migliore precisione di misurazione a ± 0,3 km/s e sistematica di ~ 0,1-0,7 km/s (Tabella 1 ). Per questo grado di coincidenza della velocità apparente, qualsiasi transizione contaminante da un'altra specie chimica dovrebbe coincidere in lunghezza d'onda a riposo con PH3 1–0 entro ~ 10E−6 .
I dati sopra rappresentano la scoperta del candidato di PH3 su Venere. A causa dell'elevata sensibilità del rapporto l:c richiesta, abbiamo testato la robustezza attraverso diversi percorsi. In particolare, abbiamo analizzato i dati di entrambe le strutture con una serie di metodi e abbiamo stimato le incertezze sistematiche.
Gli spettri JCMT e ALMA dell'intero pianeta concordano in velocità e larghezza della linea e sono coerenti nella profondità della linea dopo aver preso in considerazione il filtraggio spaziale di ALMA (quindi, nessuna variazione temporale nell'abbondanza di PH3 deve essere invocata nel 2017-2019). Abbiamo considerato la massima perdita di linea di ALMA, nel caso di una distribuzione PH3 uniforme come il continuo quasi liscio. Confrontando i segnali di continuum ALMA con o senza linee di base <33 m nella riduzione dei dati, abbiamo riscontrato perdite di filtraggio che variano da un 60% netto nelle nostre regioni polari al 92% per la nostra banda equatoriale. Correggendo il segnale della linea dell'intero pianeta con questo metodo, il rapporto l:c potrebbe aumentare da −0,9 × 10E−4 a −4,9 × 10E−4 , valori tra parentesi −2,5 × 10E−4 dal JCMT. Quindi, le linee ALMA e JCMT differiscono per fattori da due a tre al massimo, con un accordo possibile se il PH3 è distribuito su scale intermedie (tra macchie altamente uniformi e piccole).
Infine, per robustezza, abbiamo considerato la possibilità di un "doppio falso positivo", in cui si verifica un calo negativo in entrambi i set di dati vicino alla velocità venusiana. Confrontando i dati prima che avvenga la fase di elaborazione finale dell'adattamento polinomiale, la Fig. 3 mostra che non si verificano altre coincidenze di caratteristiche simili a linee di assorbimento negli spettri JCMT e ALMA.
Questi sono gli spettri JCMT (verde) e ALMA (viola) aggiunti congiuntamente prima della rimozione di una linea di base polinomiale finale. Lo spettro ALMA è stato ingrandito di un fattore tre, la perdita stimata per il filtraggio spaziale (confrontare le prime due voci del rapporto l:c nella tabella 1 ). Le barre rosse verticali collegano i dati JCMT e ALMA (i centri del bin concordano in velocità entro ± 0,2 km/s). Una caratteristica di linea è considerata reale quando questa dispersione (barra rossa) è bassa; solo l' elemento candidato PH3 intorno a v = 0 km/s soddisfa questo criterio. Altri "avvallamenti" attraverso la banda hanno un'elevata dispersione (si verificano in un solo set di dati) o coprono solo pochi contenitori contigui (molto meno della larghezza della linea prevista per l'assorbimento nell'atmosfera superiore di Venere).
Successivamente, abbiamo esaminato se le transizioni da gas diversi dal PH3 potrebbero assorbire a lunghezze d'onda vicine. L'unico candidato plausibile (tabella supplementare 1 ) è una transizione SO2 compensata di +1,3 km/s nel sistema di riferimento di PH3 1–0. Si prevede che questo produrrà una linea debole nelle nuvole, con il suo livello quantico inferiore ad un energia > 600 K non essendo altamente popolato in <300 K di gas. Sono stati rilevati assorbimenti di SO2 da livelli di energia a ~ 100 K, e abbiamo cercato una di queste transizioni nei nostri dati simultanei a banda larga ALMA. Non abbiamo rilevato un assorbimento significativo (Fig. 4a). Data questa osservazione, il nostro modello di trasferimento radiativo prevede quale sarebbe il massimo assorbimento dalla linea SO2 'contaminante' , trovando un debole rapporto l:c, non più profondo di −0,2 × 10E−4 (Fig. 4b). l' SO2 può contribuire al massimo al <10% al rapporto l:c integrato su ± 5 km/s e spostare il centro della linea di <0,1 km/s . Questi risultati sono abbondanti e indipendenti dal modello. La linea del contaminante SO2 potrebbe solo "imitare" la funzione del PH3 mentre la banda SO2 la linea rimaneva inosservata se il gas era più del doppio di quanto misurato nelle nuvole superiori, cioè a temperature che si trovavano solo ad altitudini molto inferiori rispetto alla nostra sonda di dati.
A sinistra: una sezione di dati a banda larga ALMA (l'intero pianeta, dopo che è stata rimossa una correzione polinomiale di terzo ordine per l'ampia curvatura), attorno alla frequenza di riposo SO2 di 267,53745 GHz (lunghezza d'onda ~ 1,121 mm ). L'istogramma più spesso nell'intervallo ± 10 km/s mostra che l'assorbimento di SO2 non è visibile. La curva tratteggiata rossa è un modello SO2 10 ppb, dopo aver sottratto una linea di forzatura polinomiale ali verso lo zero esterno | v | = ± 10 km/s. Il modello a 10 ppb è stato scelto per riprodurre la massima profondità di linea possibile all'interno dei dati, approssimandosi al ripple spettrale picco-picco. La curva rossa piena viene scalata per mostrare l'ampiezza che questa linea di SO2 dovrebbe avere se la linea che identifichiamo come PH3 1–0 è invece tutta attribuita alla transizione SO2. A destra: il nostro modello per il contributo massimo consentito di SO2 viene nuovamente tracciato come istogramma verde; questo è il modello tratteggiato in rosso del pannello di sinistra, ma senza alcuna sottrazione polinomiale. Lo spettro del PH3 dell'intero pianeta Fig. 2 (qui un istogramma tratteggiato con punti neri) viene quindi tracciato nuovamente (istogramma solido rosso) dopo la sottrazione di questo modello massimizzato di SO2.
Non siamo in grado di trovare un'altra specie chimica (nota negli attuali database) oltre al PH3 che possa spiegare le caratteristiche osservate. Concludiamo che il rilevamento candidato del PH3 è altamente probabile, per quattro ragioni principali. In primo luogo, l'assorbimento è stato visto, a una profondità di linea comparabile, con due strutture indipendenti; secondo, le misurazioni di linea sono coerenti con metodi di elaborazione vari e indipendenti; terzo, la sovrapposizione degli spettri delle due strutture non mostra altre caratteristiche negative così coerenti; e quarto, non c'è altra transizione candidata ragionevole nota per l'assorbimento diversa da PH3 .
Le larghezze di pochi km/s degli spettri del PH3 sono tipiche degli assorbimenti dall'atmosfera superiore di Venere. Le tecniche di inversione possono convertire i profili di linea in una distribuzione molecolare verticale, ma questo è difficile qui a causa delle incertezze nella diluizione della linea PH3 e nell'ampliamento della pressione. Poiché il continuum contro il quale vediamo l'assorbimento sorge ad altitudini di ~ 53-61 km , negli strati di nubi medio / superiore , le molecole di PH3 osservate devono essere almeno così in alto. Qui le nuvole sono 'temperate', fino a 30°C, e con pressioni fino a ~ 0,5 bar. Tuttavia, il PH3 potrebbe formarsi ad altitudini più basse (più calde) e poi diffondersi verso l'alto.
Il PH3 viene rilevato più fortemente alle medie latitudini e non viene rilevato ai poli (Tabella 1 ). La zona equatoriale sembra assorbire più debolmente delle medie latitudini, ma i valori equatoriali e medi della latitudine potrebbero concordare se si apportassero correzioni per il filtraggio spaziale. Seguendo il metodo sopra (trattando il gas come se fosse distribuito come il continuo), il rapporto l:c può essere profondo fino a −4,6 × 10E-4 per l'equatore e −5,8 × 10E-4 per le medie latitudini, in accordo a i limiti 1σ (entrambi ± 0,7 × 10E-4 ). Tuttavia, per le calotte polari, il rapporto l:c non può superare −0,7 × 10E-4 con questo metodo. I nostri intervalli di latitudine sono stati impostati empiricamente, per massimizzare i contrasti nel rapporto l:c, quindi potrebbero non rappresentare zone fisiche. Non siamo stati in grado di confrontare bande di longitudine (ad esempio, per qualsiasi effetto dell'angolo solare), poiché le regioni più vicine all'arto presentavano problemi crescenti di rumore e ripple spettrale.
L'abbondanza di PH3 nell'atmosfera di Venere è stata stimata confrontando una linea del modello con lo spettro JCMT, che ha le minori perdite di segnale. Il trasferimento radiativo nell'atmosfera di Venere è stato calcolato utilizzando un modello sferico multistrato, con profili di temperatura e pressione provenienti dalla Venus International Reference Atmosphere (VIRA). Gli assorbimenti molecolari sono calcolati da un codice riga per riga, inclusa l'opacità indotta dal continuo di CO2 . La diluizione del fascio JCMT è inclusa. L'abbondanza calcolata è di ~ 20 ppb (Fig. 1). La principale incertezza del modello è nel coefficiente di ampliamento della pressione di CO2 , che non è stato misurato per il PH3 . Prendiamo per il PH3 i coefficienti di ampliamento della linea 1–0 che vanno da 0,186 cm−1 atm−1 , (nostra stima teorica) a 0,286 cm−1 atm−1 (il valore misurato per l'allargamento di CO2 della linea NH3 1-0). L'ammoniaca e il PH3 condividono molte somiglianze (vedere "Recupero dell'abbondanza" in Metodi) e ci si può aspettare che abbiano proprietà di ampliamento comparabili. Con questo intervallo dei coefficienti, le abbondanze derivate vanno da ~ 20 ppb (utilizzando la nostra stima teorica) fino a ~ 30 ppb (utilizzando il proxy NH3). Inoltre, l'incertezza nel rapporto l:c nello spettro JCMT contribuisce per ~ 30% (± 6 ppb), con ulteriori spostamenti di −2, + 5 ppb possibili dalla sistematica (Tabella 1 ).
La presenza anche di poche parti per miliardo di PH3 è del tutto inaspettata per un'atmosfera ossidata (dove i composti contenenti ossigeno dominano notevolmente su quelli contenenti idrogeno). Esaminiamo tutti gli scenari che potrebbero plausibilmente creare PH3 , data la conoscenza consolidata di Venere.
La presenza di PH3 implica una fonte atmosferica, superficiale o sotterranea di fosforo, o la consegna dallo spazio interplanetario. Gli unici valori misurati del fosforo atmosferico su Venere provengono dalle sonde di discesa Vega , che erano sensibili solo al fosforo come elemento, quindi la sua speciazione chimica non è nota. Nessuna specie di fosforo è stata segnalata sulla superficie planetaria.
La maggior parte del fosforo presente nell'atmosfera o nella superficie di Venere è prevista come forme ossidate di fosforo, ad esempio fosfati. Considerando tali forme e adottando i dati di abbondanza di Vega (il valore più alto dedotto, più favorevole per la produzione di PH3 ), calcoliamo se la termodinamica di equilibrio in condizioni rilevanti per l'atmosfera, la superficie e il sottosuolo venusiano può fornire ~ 10 ppb di PH3 . (Adottiamo un limite inferiore che si adatti adeguatamente ai dati JCMT, per trovare la soluzione termodinamica più facilmente ottenibile.) Troviamo che la formazione di PH3 non è favorita anche considerando ~ 75 reazioni rilevanti in migliaia di condizioni che comprendono qualsiasi probabile proprietà dell'atmosfera, della superficie o del sottosuolo (a temperature di 270-1.500 K, e pressioni atmosferiche e sotterranee di 0,25-10.000 bar, con un ampio intervallo di concentrazioni di reagenti). L'energia libera delle reazioni è inferiore ovunque da 10 a 400 kJ/mol. In particolare, escludiamo quantitativamente l'idrolisi del fosfuro geologico o meteoritico come fonte del PH3 venusiano . Si esclude anche la formazione di acido fosforoso (H3 PO3). Mentre l'acido fosforoso può essere sproporzionato rispetto al PH3 per riscaldamento, la sua formazione a temperature e pressioni di Venere richiederebbe condizioni piuttosto irrealistiche, come un'atmosfera composta quasi interamente da idrogeno.
La durata della vita del PH3 su Venere è la chiave per comprendere i tassi di produzione che porterebbero all'accumulo di concentrazioni di pochi ppb. Questa vita sarà molto più lunga che sulla Terra, la cui atmosfera contiene un notevole ossigeno molecolare e i suoi radicali fotochimicamente generati. La vita sopra gli 80 km su Venere (nella mesosfera) è costantemente prevista dai modelli per essere inferiore ai mille secondi, principalmente a causa delle alte concentrazioni di radicali che reagiscono e distruggono il PH3 . Vicino alla base dell'atmosfera, la durata stimata è di ~ 10E8 secondi, a causa dei meccanismi di decomposizione termica (distruzione collisionale). La durata della vita è molto limitata ad altitudini intermedie (<80 km), essendo dipendente dall'abbondanza di specie di radicali in tracce, in particolare il cloro. Questi tempi di vita sono incerti per ordini di grandezza, ma sono sostanzialmente più lunghi del tempo necessario per miscelare il PH3 dalla superficie a 80 km (<1000 anni). La durata del PH3 nell'atmosfera non è quindi superiore a 1000 anni, o perché viene distrutta più rapidamente o perché viene trasportata in una regione in cui viene rapidamente distrutta.
Si stima il flusso degassamento del PH3 necessaria per mantenere i livelli di ~ 10 ppb, prendendo la colonna di PH3 derivata da osservazioni e dividendo questo per la durata chimica del PH3 nell'atmosfera di Venere (Fig. 5). Il flusso di degassamento totale necessario per spiegare ~ 10 ppb di PH 3 è ~ 10E6 –10E7 molecole/cm2 s (tempi di vita più brevi porterebbero a requisiti di flusso più elevati). Le reazioni fotochimiche nell'atmosfera di Venere non possono produrre PH3 a questa velocità. Per generare PH3 dalle specie di fosforo ossidato, i radicali generati fotochimicamente devono ridurre il fosforo estraendo ossigeno e aggiungendo idrogeno, che richiedono reazioni prevalentemente con H, ma anche con radicali O e OH. I radicali di idrogeno sono rari nell'atmosfera di Venere a causa delle basse concentrazioni di potenziali fonti di idrogeno (specie come H2O e H2S che vengono fotolizzate con ultravioletti per produrre radicali H). Modelliamo una rete di reazioni in avanti (cioè, da specie di fosforo ossidato a PH3 ), non solo come un tasso di produzione massimo conservativo per PH3 ma anche perché molti dei tassi di reazione di ritorno non sono noti. Troviamo che le velocità di reazione dei radicali H con le specie di fosforo ossidato sono troppo lente per fattori 10E4 –10E6 sotto le temperature e le concentrazioni nell'atmosfera venusiana (Fig. 5).
a , Limiti superiori dei tassi di produzione fotochimici previsti di PH 3 (escluso trasporto; curva rossa, s −1 ) rispetto ai tassi di distruzione fotochimica (curva blu, s −1 ), inclusi radicali e atomi (solido blu) e ignorando i radicali e atomi (tratteggiati in blu), in funzione dell'altezza (km). Vedere rete cinetica di Extended dati Fig. 7 . b , Rapporto di miscelazione di PH 3 in funzione dell'altezza atmosferica (km), per un flusso di produzione ( ϕ (PH 3 )) all'interno dello strato di nubi (~ 55-65 km) di 10 7 cm −2 s −1(curva solida), rispetto al limite superiore abiotico previsto allo stato stazionario (curva tratteggiata). Vedere rete cinetica di Extended dati Fig. 7 .
Anche gli eventi energetici non sono un percorso efficace per fare PH3 . Su Venere possono verificarsi fulmini, ma a livelli di attività inferiori ai terrestri. Troviamo che la produzione di PH3 da parte dei fulmini venusiani sarebbe inferiore all'abbondanza di pochi ppb per fattori di 10E7 o più. Allo stesso modo, dovrebbe esserci circa 200 volte più attività vulcanica su Venere che sulla Terra per iniettare abbastanza PH3 nell'atmosfera (fino a ~ 10E8 volte, a seconda delle ipotesi sulla chimica della roccia del mantello). Studi topografici degli Orbiter hanno suggerito che non ci sono molti punti caldi vulcanici grandi, attivi e su Venere. La consegna meteoritica aggiunge al massimo alcune tonnellate di fosforo all'anno (per l'accumulo di meteoriti simile alla Terra). Anche i processi esotici come i processi tribochimici (di attrito) su larga scala e i protoni del vento solare generano solo PH3 in quantità trascurabili (W. Bains et al., Manoscritto in preparazione, presentato ad Astrobiology come "La fosfina su Venere non può essere spiegata dai processi convenzionali'').
Discussione:
Se nessun processo chimico noto può spiegare il PH3 all'interno dell'atmosfera superiore di Venere, allora deve essere prodotto da un processo non precedentemente considerato plausibile per le condizioni venusiane. Questa potrebbe essere fotochimica o geochimica sconosciuta, o forse vita. Le informazioni mancano: ad esempio, la fotochimica delle goccioline delle nuvole venusiane è quasi completamente sconosciuta. Si deve quindi considerare una possibile fonte fotochimica in fase gocciolina per PH3 (anche se PH3 è ossidato dall'acido solforico). Anche le domande sul perché organismi ipotetici su Venere potrebbero produrre PH3 sono altamente speculative.
Quantitativamente, possiamo notare che i tassi di produzione di ~ 10E6 - 10E7 molecole/cm2 s , desumibili sono inferiori alla produzione da alcuni ecologie terrestri, di circa 10 volte. Considerando anche la distribuzione, il PH3 su Venere è presente o vicino alle altitudini temperate, ed è carente intorno alle calotte polari. È stato suggerito che le cellule di circolazione di Hadley a latitudine media offrono l'ambiente più stabile per la ipotetica vita, con tempi di circolazione di 70–90 giorni adeguati per la riproduzione dei microbi (analoghi della Terra). PH3 non viene rilevato da ALMA al di sopra di un limite di latitudine di ~ 60°, concordando entro ~ 10° con il limite superiore della cella di Hadley proposta, dove il gas circola ad altitudini inferiori. Tuttavia, è auspicabile un ulteriore lavoro sui processi di diffusione.
Nel contesto delle ricerche sulla biosegnatura del Sistema Solare, le nostre osservazioni della linea PH3 1–0 si sono dimostrate efficaci per un tempo di struttura modesto (<10 ore alla fonte). L'abbondanza di PH3 è sufficientemente limitata (entro i fattori ~ 2–3) per una modellazione utile e non è necessaria alcuna introduzione ad hoc di effetti temporali. Abbiamo escluso i contaminanti e le linee strette indicano che una specie chimica attualmente sconosciuta dovrebbe avere una transizione a una lunghezza d'onda estremamente vicina per imitare la linea PH3 1-0. Tuttavia, la conferma è sempre importante per un rilevamento di transizione singola. Dovrebbero essere ricercate altre transizioni PH3 , sebbene l'osservazione di caratteristiche spettrali ad alta frequenza possa richiedere un futuro grande telescopio aereo o spaziale.
Anche se confermato, sottolineiamo che il rilevamento di PH3 non è una prova robusta per la vita, ma solo per una chimica anomala e inspiegabile. Ci sono problemi concettuali sostanziali per l'idea della vita nelle nuvole di Venere: l'ambiente è estremamente disidratante oltre che iperacidico. Tuttavia, abbiamo escluso molte vie chimiche verso la sintesi del PH3 , con le più probabili mancanze di 4-8 ordini di grandezza. Per discriminare ulteriormente tra processi fotochimici e / o geologici sconosciuti come fonte di PH3 venusiano, o per determinare se c'è vita tra le nuvole di Venere, saranno importanti la modellazione e la sperimentazione sostanziali. In definitiva, una soluzione potrebbe venire dalla rivisitazione di Venere per misurazioni in situ o ritorno di aerosol.
Potenziali percorsi per la produzione di PH3
I potenziali percorsi di produzione di PH3 nell'ambiente venusiano sono discussi in dettaglio nelle informazioni supplementari (W. Bains et al., Manoscritto in preparazione). Sono state considerate due possibili classi di percorsi per la produzione di PH3 : produzione fotochimica o chimica non fotochimica.
Per la modellazione fotochimica, abbiamo creato una rete di reazioni di parametri cinetici noti che potrebbero portare da H3 PO4 (acido fosforico) a PH3 (fosfina), per reazione con radicali fotochimicamente generati nell'atmosfera venusiana. Laddove le reazioni erano possibili ma non erano noti dati cinetici per le specie di fosforo, è stata invece utilizzata la cinetica di reazione delle specie di azoto omologhe, convalidata confrontando le reazioni di specie di azoto e fosforo analoghe. Il tasso massimo possibile per la chimica riduttiva in questa rete è stato confrontato con il tasso di distruzione in funzione dell'altitudine.
Le reazioni non fotochimiche sono state modellate termodinamicamente. Per la chimica superficiale e atmosferica, abbiamo creato un elenco di sostanze chimiche, le loro concentrazioni e reazioni, per tutte le potenziali reazioni di produzione di PH3 . Le abbondanze delle specie di fosforo sono state calcolate in modo dinamico e si presume che fossero in equilibrio con le specie liquide / solide alla base della nuvola. L'energia libera di reazione, che indica se la produzione netta di PH3 era termodinamicamente favorita, è stata calcolata utilizzando metodi standard. Nessuna delle reazioni favorisce la formazione di PH3 , avendo mediamente un'energia libera di reazione di +100 kJ/mol.
La modellazione della chimica del sottosuolo è stata affrontata tramite la fugacità dell'ossigeno ( f O2 ), oltre alla concentrazione teorica di ossigeno libero nelle rocce crostali. Modelliamo quindi l'equilibrio tra fosfato e PH3 , per temperature comprese tra 700 K e 1.800 K, a 100 o 1.000 bar, e con 0,01%, 0,2% e 5% di acqua. La fugacità di ossigeno della crosta plausibile e delle rocce del mantello sulla base dei dati geologici del lander Venus è di 8-15 ordini di grandezza troppo alta per supportare la riduzione del fosfato, quindi il degassamento delle rocce del mantello produrrebbe solo quantità insignificanti di PH3 . La consegna vulcanica, fulminea e meteoritica è stata calcolata sulla base di parallelismi con i tassi terrestri di eventi all'interno dell'atmosfera venusiana e sono stati calcolati come trascurabili.
PH3 e ipotesi sulla vita venusiana
Nelle informazioni supplementari , riassumiamo brevemente le idee sul perché le nuvole venusiane temperate ma iperacidiche sono state proposte per decenni come potenzialmente abitabili, nonostante ovvie difficoltà come resistere alla distruzione da parte dell'acido solforico. In precedenza abbiamo proposto che qualsiasi molecola di PH3 rilevabile trovato nell'atmosfera di un pianeta roccioso sia un promettente segno di vita e abbiamo dimostrato che la produzione biologica di PH3 è favorita da condizioni fresche e acide. La modellizzazione iniziale basata sulla biochimica terrestre suggerisce che la riduzione biochimica del fosfato a PH3 è termodinamicamente fattibile nelle condizioni delle nubi di Venere (W. Bains et al., manoscritto in preparazione). Abbiamo anche descritto un possibile ciclo di vita per una biosfera aerea venusiana .
LINK (EN) :
- https://www.nature.com/articles/s41550-020-1174-4
- https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2015/eso2015a.pdf
Nessun commento:
Posta un commento