Bioastronomia-atmosfery-mars

Transkrypt

ASTROBIOLOGIA
Wykład 11 – 12
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
1
UZUPEŁNIENIE 1
Ucieczka Jeansa – podatność na
ucieczkę Jeansa zależy od grawitacji
obiektu oraz temperatury górnych
warstw jego atmosfery (jeśli brak
atmosfery – od temperatury
powierzchni.
Obiekt utrzymuje dany gaz, jeśli leży
po prawej stronie jego linii.
Mars: dwutlenek węgla, tlen i
częściowo wodę;
Wenus traci tylko wodę;
…
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
2
UZUPEŁNIENIE 2
Erozja uderzeniowa – najsilniejsza gdy
obiekt ma słabą grawitację a planetoida lub
kometa uderza z dużą prędkością.
Obiekty bez atmosfery – lewa strona
wykresu – erozja najsilniejsza.
Siła grawitacji określa minimalną prędkość
zderzenia – małe prędkości są niefizyczne –
zielony obszar.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
3
ATMOSFERY PLANET POZASŁONECZNYCH
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
4
BADANIE ATMOSFERY: METODY
Strukturę (budowa, parametry
atmosferyczne – temperatura, ciśnienie;
występowanie chmur itd.) i skład
chemiczny atmosfer planet badamy
wykorzystując:
•
analizę widmową: nachylenie kontinuum
i linie widmowe; położenie, głębokość i
kształt linii widmowych niosą informacje
nie tylko o składzie chemicznym, ale też
o warunkach fizycznych i ruchach w
atmosferze; możliwość identyfikacji
biosygnatur.
•
pomiar na miejscu (lądowniki) – takie
badania można przeprowadzić tylko dla
planet/księżyców Układu Słonecznego.
BADANIE ATMOSFER PLANET
OBSERWACJE SPEKTROSKOPOWE
Jak obserwować widma planet
pozasłonecznych?
Dwie podstawowe metody
obserwacji:
• Obrazowanie bezpośrednie
(ograniczenie: duże, jasne,
młode i masywne planety);
• Metoda pośrednia,
wykorzystująca zakrycia
(zaćmienia, tranzyty).
METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA
Metoda tranzytowo-zaćmieniowa.
Promieniowanie gwiazdy, światło
odbite od planety,
Promieniowanie termiczne planety
Tranzyt: promieniowanie gwiazdy
przechodzi przez atmosferę
planety.
Cykliczne zmiany jasności planety
(oświetlanie). Rozprowadzanie
energii gwiazdy w atmosferze
planety.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
9
Ly α, zjonizowane
metale;
Utrata atmosfery.
EN, ASTROBIOLOGIA
Na, K, TiO;
Chmury, mgły, atmosfera
przejrzysta, inne absorbery
H2O, CH4, CO, CO2;
2015-02-23
10
Jak sobie radzić z
plamami:
1. Wyznaczyć
temperaturę plamy.
2. Wyznaczyć spadek
strumienia
spowodowany
obecnością plamy.
3. Poprawić strumień
gwiazdy.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
11
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH:
MODELOWANIE
Pytanie: jak zinterpretować widmo
planety?
1.
Co ma wpływ na wygląd widma
planety? (atmosfera planety, odległość
planety od gwiazdy, parametry
gwiazdy).
2.
Interpretacja obserwowanego widma
planety (nachylenie kontinuum i linie
widmowe).
1.
Budowa modelu atmosfery
planety;
2.
Wyliczenie teoretycznego widma
planety;
3.
Porównanie widma teoretycznego
i obserwowanego;
4.
…
MODELOWANIE
Musimy znać:
• Typ widmowy gwiazdy macierzystej (czyli parametry fundamentalne i
atmosferyczne gwiazdy);
• Odległość planety od gwiazdy.
MODELOWANIE
Budujemy model atmosfery planety:
•
Równania opisujące strukturę atmosfery: np. równowaga hydrostatyczna,
Widmo
Ziemi
(IR, NIMS,
równowaga promienista, transfer promieniowania,
warunki
brzegowe
itd. satelita
Galileo, grudzień 1990)
•
Założenia: 1D/3D; równowaga termodynamiczna lub jej brak; geometria: płaskorównoległa/sferycznie symetryczna itd.
•
1D: rozwiązujemy wspomniane równania (numerycznie) i mamy rozkład T, P,
nieprzezroczystości (z wysokością) i pole promieniowania w funkcji położenia i
długości fali;
•
3D: dochodzą dodatkowe równania: równanie zachowania masy, pędu,
energii; modelowanie 3D jest konieczne jeśli chcemy badać cyrkulacje w
atmosferze (wiatr);
MODELOWANIE
Budujemy model atmosfery planety:
•
Do rozwiązania równania transferu: nieprzezroczystości, współczynniki
Ziemi (IR,
satelita
absorbcji i emisji; termiczne i rozproszenioweWidmo
(np. rozpraszanie
na NIMS,
molekułach,
na cząstkach skondensowanych); z tym wiążą się kolejne
założenia;
Galileo,
grudzień 1990)
•
Trzeba znać (to znaczy założyć):
• parametry wyjściowe atmosfery;
• skład chemiczny atmosfery (molekuły!);
• obecność chmur (i ich rodzaj i położenie);
• wiatr: prędkość, kierunek;
• mechanizmy utrata atmosfery: tak/nie; w jaki sposób;
• inne czynniki: albedo, efekt cieplarniany, rotacja planety (…).
MODELOWANIE
1. Zakładamy jakąś atmosferę początkową planety (czyli zmiany T, P, składu
chemicznego z wysokością, strukturę atmosfery);
2. Wyliczamy teoretyczne widmo atmosfery planety;
3. Porównujemy widmo obserwowane i teoretyczne;
4. Poprawiamy parametry atmosfery; wyliczamy nowe widmo teoretyczne;
5. Itd., aż widmo teoretyczne będzie zgodne z widmem obserwowanym;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
16
DYGRESJA:
KLASYFIKACJA GAZOWYCH OLBRZYMÓW
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
17
PODZIAŁ SUDARSKIEGO:
KLASA I – CHMURY AMONIAKU
•
Odległość od gwiazdy: kilka AU; zewnętrzne
części układu planetarnego;
•
Temperatura: około 150 K;
•
W atmosferze dominują: metan i amoniak;
chmury amoniaku w górnej części
atmosfery;
•
Wygląd widma zdominowany przez chmury
amoniaku;
•
W części widzialnej i bliskiej podczerwieni
odbite światło gwiazdy; odbicie – od chmur
amoniaku;
•
Chmury amoniakowe są optycznie grube,
dlatego słaby efekt H 2O w widmie;
•
Molekuły organiczne – tholin: czerwonopomarańczowy kolor;
•
Przykład: Jowisz i Saturn.
KLASA II – CHMURY H2O
• Odległość od gwiazdy 1-2 AU,
• Temperatura: około 250 K;
• Chmury H2O w troposferze; duże albedo;
biało-niebieski kolor;
• Odbite światło gwiazdy: w viz. i IR – chmury
H2O;
• Widmo zdominowane przez cechy
absorbcyjne H2O i metanu;
• Często w strefie habitacyjnej gwiazdy – na
księżycach mogło rozwinąć się życie; mogą
mieć oceany i lądy;
• Przykład: 47 Ursae Majoris b i Upsilon
Andromedae d
KLASA III – PLANETY BEZCHMURNE
•
Odległość od gwiazdy: mniej niż 1 AU;
•
Temperatura: od 350 do 800 K;
•
Za gorąco na kondensacje H 2O ale za
chłodne na kondensacje Fe i krzemianów;
•
Brak chmur w atmosferze;
•
Wygląd widma zdominowany przez gazowy
metan i wodę, amoniak, metale: sód i potas;
•
Kolor: wynik rozpraszania Rayleigha;
•
Małe albedo; wewnętrzne części układu
planetarnego (migracje);
•
Przykłady: Gliese 876 b i Upsilon
Andromedae c.
KLASA IV – METALE ALKALICZNE
•
„Gorące Jowisze”
•
Odległość od gwiazdy: 0.1 – 0.2 AU;
•
•
Dużo CO2;
•
Wygląd widma zdominowany przez metale:
Na, K, Li, Ru, Ce;
•
Chmury Fe i krzemianowe, głęboko w
atmosferze;
•
Przykłady: HD 209458 b i HD 189733 b.
KLASA V – CHMURY KRZEMIANOWE;
•
Odległość od gwiazdy: około 0.05 AU;
•
•
Dużo CO2, H2O;
•
W widmie: linie metali alkalicznych;
•
Chmury Fe i krzemianowe, wysoko w
atmosferze; silny wpływ na widmo;
•
Przykłady: 51 Pegasi, HAT-P-11b,
planety olbrzymy odkryte za pomocą
Keplera.
ATMOSFERY PLANET POZASŁONECZNYCH
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
24
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
25
Sygnał fotosferyczny
OBSERWACJE PLANET POZASŁONECZNYCH
Sygnał atmosferyczny
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
26
OBSERWACJE PLANET POZASŁONECZNYCH
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
27
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B
Konstelacja: Lis (Vulpecula); gwiazda: HD189733,
typ widmowy K1 – K2 V; odległość: 19.3 (± 0.2) pc
Odkrycie: 2005 rok; tranzyt; potwierdzenie: pomiary
prędkości radialnych; na podstawie tranzytu: brak
dużych księżyców, brak pierścieni.
Własności planety HD189733b:
•
Masa: 1.138 (± 0.025) MJ;
•
Promień: 1.138 (± 0.077) RJ;
•
Półoś wielka: 0.03142 (± 0.00052) AU;
•
Ekscentryczność: 0.0041 ( -0.002 +0.002 );
•
Okres orbitalny: 2.21857312 ( -7.6e-07 +7.6e-07 ) d
dnia; prędkość: 152,5 km/s;
•
Obserwacje: HST, Spitzer, HET, SpeX (…)
Metoda tranzytowo-zaćmieniowa.
Tranzyt: promieniowanie gwiazdy
przechodzi przez atmosferę
planety; widmo tranzytowe
(transmisyjne); spadek jasności
: 2.5% w IR.
Promieniowanie gwiazdy,
światło odbite od planety,
Promieniowanie termiczne
planety; zaćmienie – spadek
jasności 0.5% w IR.
Cykliczne zmiany jasności planety
(oświetlanie). Rozprowadzanie
energii gwiazdy w atmosferze
planety.
•
Temperatura równowagowa dla
HD189733b (albedo = 0): 1200 – 1400 K
(dzień – noc);
•
Przewidywania teoretyczne: „czysta”
atmosfera, zdominowana przez
absorpcję na neutralnym Na i K (część
widzialna), pasma molekularne H 2O,
NH3, CO, CO2 i CH4 (IR); rozpraszanie
na H2 (UV);
•
Źródło ciepła – promieniowanie
gwiazdy – atmosfera stabilna, brak
chmur, ale temperatura bliska temp.
kondensacji krzemianów i żelaza;
obecność chmur „wygładza” cechy
widmowe lub je maskuje (w zależności
od położenia);
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
30
Widma teoretyczne
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
31
Model atmosfery planety bez chmur i warstwy mgły.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
32
Widmo HD189733b w części IR:
•
Niezgodne z teoretycznymi
przewidywaniami dla bezchmurnej
atmosfery: brak silnych cech molekuł;
•
Widmo jest płaskie;
•
Brak wyraźnych śladów H 2O; pomiędzy 7
– 8 μm: wynik istnienia chmur wysoko
w atmosferze?;
•
•
Obserwacje spektroskopowe – od
2006 roku;
HST
Analiza obserwacji: trudna; np. linie
telluryczne, efekty instrumentalne;
bardzo niska rozdzielczość –
dopuszcza różne interpretacje
wyników;
Spitzer
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
34
•
Widmo transmisyjne (tranzytowe); dodatkowe utrudnienie: plamy gwiazdowe; HD189733
– gwiazda aktywna; obecność plam powoduje osłabienie obserwowanego strumienia;
•
Przy wyznaczeniu wartości strumienia, trzeba wziąć pod uwagę plamy nie przysłaniane
przez planetę (podczas tranzytu) i plamy przysłaniane przez planetę; nie modelujemy:
pociemnienia brzegowego plam i jaśniejszych obszarów na gwieździe;
•
Jak to zrobić: badanie aktywności gwiazdy; obserwacje.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
35
STIS: krzywa blasku
Fragment krzywej blasku obserwowany na
różnych długościach fali.
Obserwacje STIS: 330, 395, 445, 495, 545 nm.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
36
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
37
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
38
•
Nachylenie w UV – rozpraszanie
Rayleigha na pyle (rozmiary ziaren
<0.1 m); zależność przekroju
czynnego od długości fali ~𝜆−4 ;
•
Rozpraszanie: np. na pyle
krzemianowym (lub Na 2S);
•
Nachylenie (i zmiany nachylenia w
kierunku UV) oraz wysokość linii sodu
mogą wskazywać na wzrost
temperatury w górnej części atmosfery
(średnia temperatura ~1300 K w
pobliżu fotosfery, wzrost do 2000 K w
wyższych warstwach);
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
39
Widmo transmisyjne HD189733b: nachylenie kontinuum + natężenie linii alkalicznych + brak
ciśnieniowo poszerzonych skrzydeł = rozpraszanie Rayleigha wysoko w atmosferze. Analiza
kształtu linii sodu: położenie i grubość warstwy mgły/chmur. Położenie warstwy: kilkaset km
nad powierzchnią; rozpraszanie promieniowania od gwiazdy w UV i viz. (błękitna mgła)
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
40
•
Widmo IR: mało wyraźne cechy
widmowe; płytkie cechy absorpcyjne
molekuł;
•
Model atmosfery bez chmur: linie
molekuły H2O w zakresie 1 – 2 m;
•
Interpretacja: pojedyncza warstwa
mgły, mgła – pył; kształtuje linie Na i
K; przezroczysta w części widzialnej –
nachylenie Rayleigha dominuje nad
absorpcją;
•
Pył i chmury – ważne składniki
atmosfer gorących Jowiszy;
kondensaty: MgSiO3, Mg2SiO4, Al2O3,
Fe;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
41
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
42
•
Dodatkowo: model pyłowy wskazuje
na występowanie „gorącej
stratosfery”, czyli wzrostu
temperatury z wysokością w
atmosferze;
•
Profil P-T: policzony przy założeniu, że
mgła powoduje tylko rozpraszanie,
absorpcja jest zdominowana przez
atomy i molekuły;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
43
•
Pył występuje w przezroczystej warstwie
atmosfery; rozmiary ziaren pyłu maleją
gdy maleje P;
•
Rozpraszanie na pyle dominuje w widmie
transmisyjnym;
•
Rozpraszanie na pyle i absorpcja w
części widzialnej powoduje
odwrócenie temperaturowe;
•
Nieprzezroczystość maleje od 3.6 do 4.5
m z powodu dużych ziaren pyłu (inaczej
by było gdyby w IR dominowały
molekuły);
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
44
EN, ASTROBIOLOGIA
•
Chmury i/lub mgła (od kilkuset do około
1000 km nad powierzchnią) są niezbędne
by wyjaśnić obserwowane cechy widma.
•
Chmury/mgła: kondensaty krzemianowe;
rozmiary ziaren pyłu: 10-2 – 10-1 μm;
•
Albedo planety: 0.14;
•
W świetle widzialnym planeta byłaby
błękitna: efekt rozpraszania Rayleigha
(np. na MgSiO3);
2015-02-23
45
EN, ASTROBIOLOGIA
•
Chmury i/lub mgła (od kilkuset do około
1000 km nad powierzchnią) są niezbędne
by wyjaśnić obserwowane cechy widma.
•
Chmury/mgła: kondensaty krzemianowe;
rozmiary ziaren pyłu: 10-2 – 10-1 μm;
•
Albedo planety: 0.14;
•
W świetle widzialnym planeta byłaby
błękitna: efekt rozpraszania Rayleigha
(np. na MgSiO3);
•
Niebo obserwowane z powierzchni planety
przy zachodzie gwiazdy byłoby czerwone;
2015-02-23
46
•
To nie jest jedyna interpretacja widma HD189733b;
•
Obserwacje HST i Spitzer; obserwacje dziennej strony planety;
•
Model atmosfery: atmosfera w równowadze termochemicznej, bez inwersji
temperaturowej; zdominowana w części IR przez H 2O.
•
Wnioski: zarówno modele bez chmur i modele z chmurami są akceptowalne; widmo
transmisyjne wskazuje na obecność mgły;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
47
Obserwacje teleskopu Spitzer:
• Mapa temperaturowa planety;
• Obserwacje ciągłe: 33 godziny;
• Początek: gdy nocna strona planety zaczęła być widoczna;
• Zakresy temperatur wskazują, że energia absorbowana od gwiazdy jest rozprowadzana
równomiernie w atmosferze; zmiany temperatury: 973 ± 33 K to 1,212 ± 11 K
• Maksimum temperatury: położenie jest związane ze sposobem rozprowadzania energii: czyli
kierunkiem i prędkością wiatru (>9600 km/h).
Gorący punkt (hot spot) –
jest położony około 30O od
punktu podgwiazdowego; to
wskazuje na wiatr o
prędkości około 9600 km/h.
•
Obserwacje naziemne; instrument
SpeX; teleskop NASA Infrared
Telescope Facility (IRTF); zakres
2.0–2.4 μm i 3.1–4.1 μm;
•
Bardzo jasna cecha emisyjna;
•
Jest to emisja związana z molekułą
CH4 (podobnie jak w atmosferach
planet Układu Słonecznego) – emisja
fluorescencyjna (fluorescencja –
zjawisko emitowania światła przez
wzbudzony atom lub cząsteczkę).
•
Ucieczka atmosfery; wskazówka: silne linie wodoru w części UV; (Lyα, widmo
tranzytowe);
•
Tempo utraty atmosfery: 1 – 100 Gg na sekundę (1 Gg = 1,000,000,000 gram); 0.2 %
masy planety w ciągu 10 mld lat;
•
Szeroka egzosfera złożona z wodoru atomowego;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
51
MARS
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
52
VIKING I, VIKING II:
PIERWSZE POSZUKIWANIA ŻYCIA
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
53
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
54
VIKING I, VIKING II
1976 – pierwsze i jedyne poszukiwania życia
na innym globie;
Cztery eksperymenty (metody oparte na
badaniu kultur bakterii, które mogą być
hodowane na szalkach Petriego; eksperyment
Levina):
1. Próbka gruntu + związki węgla
(+radioaktywny izotop C 14) (pożywka dla
mikroorganizmów); założenie:
mikroorganizmy obecne = absorbują
pokarm i wydzielają CO 2; efekt
zaobserwowany;
2. Dowody na fotosyntezę; wyniki
niejednoznaczne;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
55
VIKING I, VIKING II
3. Próbka gruntu + specjalna pożywka (z
wodą); przy obecności organizmów żywych
powstanie CO 2, powstał tlen (reakcja
chemiczna?)
4. Poszukiwanie związków organicznych
zawierających węgiel (kapilarna
chromatografia gazowa GC MS); nie
stwierdzono (mimo, że związki organiczne
pochodzenia niebiologicznego są
dostarczane na Marsa za pomocą
meteorytów); eksperyment nie przebiegał
prawidłowo; wyniki niejednoznaczne.
 Podsumowanie: brak śladów życia na
Marsie (mimo niejednoznacznych wyników). Nie
wszyscy zgadzają się z tym zgadzają.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
56
VIKING I, VIKING II, PHOENIX
Sonda Phoenix (2008):
•
odkrycie nadchloranów (4 atomy O +
jon Cl + jon Mg lub Ca); nadchlorany
podgrzane do 350 oC ulegają
rozkładowi i wydzielają tlen i chlor;
Viking: próbki podgrzewane były do 500 oC
– badanie fazy gazowej cząsteczek; w
2010 pokazano, że podczas podgrzewania
nadchloran niszczy związki węgla;
wytłumaczenie dwóch eksperymentów
Vikingów.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
57
Eksperymenty Vikingów (1 i 3):
•
Próbka gruntu + związki węgla (pożywka
dla mikroorganizmów); założenie:
mikroorganizmy obecne = absorbują pokarm i
wydzielają CO 2; efekt zaobserwowany;
WYJAŚNIENIE: nadchlorany + promienie
kosmiczne  związki chemiczne
(wybielacze), które mogą rozłożyć
cząsteczki organiczne, w tym procesie
wytwarza się CO 2.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
58
Eksperymenty Vikingów (1 i 3):
•
Próbka gruntu + woda; przy obecności
organizmów żywych powstanie CO 2, powstał
tlen (reakcja chemiczna?);
WYJAŚNIENIE: w trakcie produkcji
wybielaczy nadchloranowych powstaje
tlen, jest uwięziony w glebie, uwalniany po
podgrzaniu; (związki węgla znalezione –
Curiosity, 2012).
•
Inne wyjaśnienia: możliwości użytej
aparatury (m.in. czułość chromatografu niższa
niż zakładano początkowo).
•
Czy Vikingi odkryły życie: wciąż kwestia
sporna.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
59
JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE?
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
60
JAK SZUKAĆ ŻYCIA NA MARSIE
Nowoczesne laboratorium:
1. Wykrywanie i sekwencjonowanie DNA;
wada: nie wiadomo, czy DNA jest istotne
dla życia pozaziemskiego; mogą
występować znaczne różnice;
2. Wykrywanie białek i polisacharydów:
•
białka – łańcuchy zbudowane z
aminokwasów; polisacharydy – łańcuchy
cukrów, tworzonych przez enzymy, czyli
białka;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
61
3. Wykrywanie białek i polisacharydów:
•
wykrycie tych cząstek: dowód na
istnienie organizmów (układy biologiczne
kodujące informacje i tworzące złożone
cząsteczki).
•
metoda: testowanie immunologiczne –
jednoczesne wykrywanie setek różnych
rodzajów białek, polisacharydów i innych
biomolekuł (np. DNA);
•
metoda pozwala wykrywać cząsteczki
mniejsze i mniej złożone niż białka;
prostsze molekuły związane z życiem;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
62
Marsjański detektor białek
Testy immunologiczne – wykorzystują właściwości przeciwciał w celu
wykrywania obcych cząsteczek. Pojedynczy test może wykryć setki biomolekuł.
Studzienki mikromatrycy pokryte są przeciwciałami
wychwytującymi; mogą się one „doczepiać” do
konkretnych cząsteczek
Jeśli w roztworze
znajdują się
szukane molekuły to
wiążą się z
przeciwciałami.
Kolejny roztwór na mikromatrycę; inne
przeciwciała łączą się z konkretnymi
cząstkami; zawierają molekułę emitującą
promieniowani fluorescencyjne.
Promień lasera na mikromatrycę – wzbudzanie
związanych molekuł fluorescencyjnych.
Studzienki z biomolekułami świecą. Natężenie:
liczba cząstek.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
63
•
Metoda pozwala wykrywać cząsteczki
mniejsze i mniej złożone niż białka;
prostsze molekuły związane z życiem;
•
Ziemskie organizmy: ~10 mln różnych
białek; których poszukiwać na Marsie?
(można wybrać kilkaset);
1. Białka ułatwiające przetrwanie na
Marsie (zapewniających odporność
na niskie temperatury,
naprawiających szkody wywołane
promieniowaniem jonizującym),
2. Najpowszechniejsze cząstki (np.
składniki ścian komórkowych).
•
Dodatkowo: sprawdzenie chiralności
(pomysł Levina).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
64
Trzy eksperymenty (urządzenia): detektor DNA,
mikroczip immunologiczny, instrument
wykrywający i określający aminokwasy.
Wybór miejsca dla lądownika:
•
Najlepsze: lód i sól – chronią przed
zniszczeniem i rozkładem;
•
Niesprzyjające: promieniowanie jonizujące i
ciepło;
•
Cele: tereny oblodzone; miejsca poddane
erozji;
•
Konieczne – wiercenia i próbki z głębokości
> 1m (bo promieniowanie jonizujące).
Planowane misje: ExoMars (2018?), Curiosity II
(2020?) i Icebreaker Life (kiedy?).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
65
MISJE NA MARSA: PODSUMOWANIE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
66
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
67
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
68
TERRAFORMOWANIE I KOLONIZACJA MARSA
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
69
TERRAFORMOWANIE I KOLONIZACJA: KOSZT
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
70
TERRAFORMOWANIE: MOTYWACJE
Powody terraformowania Marsa:
•
Podobieństwo Marsa do Ziemi; odległość od Ziemi;
•
Badania naukowe: postęp (metody terraformowania, każdy etap);
•
Zasoby marsjańskie – potencjalne korzyści ekonomiczne;
•
Położenie w szerokiej strefie habitacyjnej; w przyszłości w optymalnej strefie habitacyjnej.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
71
TERRAFORMOWANIE: MOTYWACJE
Powody terraformowania Marsa:
•
Nowy dom dla ludzkości; populacja ludzi na Ziemi rośnie – kolonizacja Marsa mogłaby
być rozwiązaniem;
•
Jest to wyzwanie; któremu możemy spróbować sprostać;
•
Bo możemy i chcemy?
•
Ciekawość (czy się uda, jak zasiedlenie Marsa wpłynie na ludzi na Ziemi);
•
Potencjał dyplomatyczny;
•
…
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
72
TERRAFORMOWANIE I KOLONIZACJA:
PROBLEMY
1. Niska grawitacja (Ziemia: 9.807 m/s2;
Mars: 3,69 m/s2);
2. Brak pola magnetycznego (pole
magnetyczne Ziemi: ochrona przed
promieniowaniem jonizującym);
3. Skład atmosfery (musi być odpowiedni dla
życia ziemskiego);
4. Skład chemiczny gleby (możliwość
wegetacji);
5. Woda (jak zapewnić odpowiednią ilość
wody);
6. Szkodliwe promieniowanie: jak się przed
nim chronić? Czy to konieczne?
Projekt Nomad
7. Inne problemy: np. odległość od Ziemi.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
73
TERRAFORMOWANIE: WYZWANIA
GRAWITACJA
Grawitacja na Marsie: 38% grawitacji Ziemi.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
74
GRAWITACJA
Grawitacja na Marsie: 38% grawitacji Ziemi;
Problemy:
1. Niska grawitacja – mała prędkość ucieczki –
problem z utrzymaniem atmosfery – konieczne
ciągłe źródła gazów atmosferycznych;
2. Wpływ na zdrowie ludzi:
• Choroba kosmiczna (Space Adaptation
Syndrome, SAS) – zanik czynności
motorycznych organizmu spowodowany
długotrwałym przebywaniem w stanie
nieważkości. Inne objawy: brak apetytu,
nudności i wymioty, zawroty i bóle głowy, złe
samopoczucie, senność. Dolegliwości
ustępują po 2-3 dniach pobytu na Ziemi.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
75
GRAWITACJA
•
Atrofia układu mięśniowego, zanik układu kostnego, osteopenia (zapobieganie:
ćwiczenia, odpowiedni strój);
•
Redystrybucja płynów w organizmie: „moon face” – przyczyny: spowolnienie układu
krążenia, zmniejszenie wytwarzania czerwonych ciałek krwi, zaburzenia równowagi i
osłabienie układu odpornościowego, utrata masy ciała, uczucie zatkanego nosa,
zaburzenia snu, obrzęki twarzy. Efekty te ustępują po powrocie na Ziemię;
•
Problemy z widzeniem;
•
Uszkodzenia mózgu prowadzące do choroby Alzheimera.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
76
WODA
Woda w przeszłości
EN, ASTROBIOLOGIA
Woda obecnie
2015-02-23
77
WODA
Skąd pozyskać wodę?
•
Woda w postaci lodu (biegun
północny: dysk ~1000 km, ~3 km
grubości; prawie czysta woda: ~2.35
mln km3; biegun południowy: ~300 km,
~2 km grubości);
•
Woda podpowierzchniowa (także w
postaci lodu; mapy wód podziemnych
już częściowo powstały);
•
Woda z atmosfery (para wodna w
obszarach równikowych).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
78
POLE MAGNETYCZNE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
79
POLE MAGNETYCZNE
•
Pierwotne pole magnetyczne zaniknęło
(dynamo przestało pracować wskutek
uderzenia meteorytu? Samo wygasło?).
•
Problem: brak osłony przed szkodliwym
promieniowaniem.
•
Czy można odbudować pole
magnetyczne?
• Teoretycznie tak;
• Praktycznie: potrzebna będzie
sztuczna osłona przed
promieniowaniem.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
80
ATMOSFERA
Co trzeba zrobić:
•
Utworzyć atmosferę o odpowiednim
składzie;
•
Utrzymać ją w odpowiedniej
temperaturze;
•
Utrzymać odpowiednie ciśnienie;
•
Nie pozwolić atmosferze ulotnić się w
kosmos (problem: mała grawitacja,
brak pola magnetycznego).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
81
ATMOSFERA
Metody:
•
Podgrzanie: sublimacja CO 2 (gaz
cieplarniany) podgrzanie atmosfery o kilka
stopni – CO2 wspomaga efekt cieplarniany –
dodatkowo wyzwala się CO 2 z obszarów
zamarzniętych (bieguny); podgrzanie
atmosfery o kilka stopni – wzrost ciśnienia do
30 kilopascali (0.3 atm); fitoplankton zamienia
CO2 w O.
•
Amoniak (gaz cieplarniany) – dostarczenie
amoniaku, np. z obiektów pasa Kuipera; NH3
– N (skład atmosfery); zderzenia: wzrost
temperatury i masy atmosfery.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
82
ATMOSFERA
Metody:
•
Dostarczenie węglowodorów: metanu
CH4 i innych; wspomagają efekt
cieplarniany, powodują wzrost ciśnienia,
pomagają w produkcji H 2O i CO2 w
atmosferze (konieczne do fotosyntezy).
•
Dostarczenie H (wpływ na tworzenie
atmosfery i hydrosfery); H 2 + Fe2O3 (z
gleby marsjańskiej)  H2O + 2FeO; w
zależności od ilości CO 2 w atmosferze,
dostarczenie H: ogrzewanie i woda a
także grafit lub/i metan.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
83
ATMOSFERA
Metody:
•
Potrzebny jest stabilny klimat (do kolonizacji);
– dostarczenie związków fluoru (wydajne gazy cieplarniane);
– propozycje: heksafluorek siarki, freony, węglofluory – bardzo wydajne gazy
cieplarniane;
– sposób dostarczenia – wysłanie rakiet ze sprężonymi gazami – zderzenie z Marsem,
czas: około 10 lat.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
84
ATMOSFERA
Metody:
•
Zwierciadła na orbicie – lustra wykonane z cienkiej aluminiowanej folii PET i
umieszczone na orbicie wokół Marsa w celu zwiększenia całkowitego nasłonecznienia.
Działa na fragment powierzchni. Efekt: zwiększenie temperatury powierzchni, w pobliżu
biegunów – do sublimacji pokrywy lodowej CO2, wzmocnienie efektu cieplarnianego.
Dodatkowo: ułatwienie dla pierwszych kolonizatorów.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
85
ATMOSFERA
Metody:
•
Redukcja albedo – wydajniejsze
wykorzystanie światła słonecznego i
wzrost temperatury; wykonanie:
rozpylenie pyłu z księżyców
marsjańskich, dostarczenie ekstremofili
(porosty, algi i bakterie); dodatkowy efekt:
O do atmosfery.
•
Uderzenia asteroidów – uderzenie –
energia uderzenie – ciepło – sublimacja
CO2 – efekt cieplarniany; wynik: wzrost
temperatury na powierzchni; wykonanie:
zmiana trajektorii asteroidów (które mogą
być wybrane pod względem składu –
dodatkowa korzyść – amoniak i azot do
atmosfery).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
86
KOLONIZACJA: PROMIENIOWANIE
Brak pola magnetycznego + cienka atmosfera:
znaczna ilość promieniowania jonizującego
dochodzi do powierzchni;
•
Mars Odyssey – MARIE (Mars Radiation
Environment Experiment): poziom
promieniowania 2.5 większy niż na ISS
(22 miliardy na dzień);
•
Zagrożenia zależą od strumienia cząstek,
widma energii i składu promieniowania:
bezpośrednie uszkodzenie DNA; efekty
słabo poznane, eksperymenty:
niskoenergetyczne promieniowanie jest
bardziej szkodliwe od
wysokoenergetycznego (wolne cząstki –
więcej czasu na oddziaływanie z
molekułami).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
87
KOLONIZACJA: PROMIENIOWANIE
Rozwiązanie:
•
Budynki pod powierzchnią;
•
Specjalne osłony;
•
Zbudowanie sfery naładowanej plazmy
do otoczenia statku kosmicznego,
utrzymywana przez cienką siatkę z
nadprzewodzącego drutu
•
Pole siłowe – sztuczna kopia pola
magnetycznego – teoretycznie możliwe
do zrobienia dla misji na Marsa („mini
magnetosfera” o szerokości kilkuset
metrów).
•
(…)
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
88
KOLONIZACJA: TRANSPORT
•
Orbita transferowa Hohmanna – podróż
trwa 9 miesięcy; potrzebne dwukrotne
użycie silników.
•
Zmodyfikowane trajektorie: 6 – 7
miesięcy podróży (większa ilość energii i
paliwa, standardowo używane w misjach
marsjańskich)
•
Dalsze skrócenie czasu podróży:
opłacalne w przypadku
zaawansowanych technologii
(VASIMIR) i rakiet jądrowych. W
pierwszym przypadku, czas podróży ~40
dni, w drugim ~14 dni.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
89
KOLONIZACJA: TRANSPORT
•
VASIMIR: silnik plazmowy o zmiennym
impulsie właściwym, (VAriable Specific
Impulse Magnetoplasma Rocket) –
jonowy napęd statku kosmicznego, który
wykorzystuje energię mikrofal i pole
magnetyczne do podgrzania,
przyspieszania i ukierunkowania czynnika
roboczego a tym samym wytworzenia siły
ciągu.
•
Napęd jądrowy – różne metody
wykorzystujące reakcje jądrowe, jako
podstawowe źródło zasilania. Pomysł
wykorzystania materiałów jądrowych do
napędu pochodzi z początku 20 wieku.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
90
KOLONIZACJA: LOKALIZACJA
•
Obszary biegunowe – lód, woda, ale dzień
i noc polarna;
•
Obszary równikowe – naturalne jaskinie w
pobliżu wulkanu Arsia Mons (ochrona przed
mikrometeorytami i szkodliwym
promieniowaniem; dodatkowo energia
geotermalna.
•
Obszary pośrednie (midlands) – w trakcie
badań, pory roku bardziej
charakterystyczne;
•
Kaniony (Valles Marineris) – „Wielki
Kanion” – ~3000 km, głębokość ~8 km;
ciśnienie ~25% wyższe niż na powierzchni;
woda?
•
Jaskinie lawowe – wiele zlokalizowano na
Arsia Mons (ochrona przed
promieniowaniem, łatwo przystosować do
upraw).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
91
KOLONIZACJA: LOKALIZACJA
1.
2.
3.
4.
5.
6.
Olympus Mons
Tharsis Tholus
Ascraeus Mons
Pavonis Mons
Arsia Mons
Valles Marineris.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
92
KOLONIZACJA: KOMUNIKACJA
•
Stopień trudności – zależy od położenia
obiektów na orbicie;
•
Misje NASA i ESA – urządzenia na wielu
orbiterach – satelity komunikacyjne już są;
•
Opóźnienie w komunikacji: od ~3 minut do
~22 minut; rozmowy w czasie rzeczywistym –
nie; mogą występować przerwy w
komunikacji ~14 dni do miesiąca (np.
ułożenie planet i Słońca); rozwiązanie –
pośrednie satelity w punkcie L4 i L5 lub
grupa satelitów komunikacyjnych; inne
rozwiązania – orbity nie-keplerowskie.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
93
KOLONIZACJA: WYPOSAŻENIE
•
Urządzenia: usługi dla ludzi, urządzenia do produkcji (żywności, wody, energia, tlen itp.)
•
Siedliska – magazyny – obszary robocze;
•
Sprzęt do wydobycia lub produkcji wody, tlenu, minerałów, materiałów budowlanych itp.
•
…
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
94
KOLONIZACJA: EKONOMIA
Ekonomia – klucz do sukcesu kolonii
•
Wykorzystanie zasobów: handel Mars – Ziemia; produkcja żywności i sprzętu dla
kopalni na obiektach pasa asteroid;
•
Główny problem – koszt inwestycji – terraformowania i kolonizacji;
•
Ważne – samowystarczalność.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
95
STRONY INTERNETOWE
•
http://www.science20.com/robert_inventor/trouble_terraforming_mars-126407
•
http://www.redcolony.com/art.php?id=061008a#Some_Ideas_Regarding_the_Biological_C
olonization_of_The_Planet_Mars
•
http://terraforming.wikia.com/wiki/Mars
•
http://en.wikipedia.org/wiki/Terraforming_of_Mars
•
http://www.dailymotion.com/video/x230f9m_terraformowanie-marsa-polskilektor_shortfilms
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
96
KONIEC
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
97

Bioastronomia-atmosfery-mars

Transkrypt

Podobne dokumenty

Bioastronomia-woda-materia-org-w-us

Bioastronomia-atmosfery

prof. K. Juda-Rezler - Ważna Misja Zdrowa Emisja

Ruch geocentryczny i heliocentryczny planet .