Firmas biológicas, de equilibrio y fotocímicas de isótopos de C, N y S en la Tierra primitiva y en las atmósferas de exoplanetas

La detección inequívoca de firmas biológicas en las atmósferas de exoplanetas es un objetivo principal para los astrobiologistas y astrónomos de exoplanetas. La metodología principal es la observación de combinaciones de gases que se consideran poco probables de coexistir en una atmósfera o gases individuales que se consideran altamente biogénicos. Ejemplos similares a la Tierra de lo primero incluyen CH4 y O3, y lo segundo incluye sulfuro de dimetilo (DMS). Para mejorar la plausibilidad de la detección de vida, argumento que se necesitan las proporciones de isótopos de especies atmosféricas clave. Las proporciones de isótopos de C en CO2 y CH4 son especialmente valiosas. En la Tierra, la termogénesis y el volcanismo resultan en una diferencia sustancial en δ13C entre CH4 atmosférico y CO2 de ~−25‰. Esta diferencia podría haber cambiado significativamente, quizás tan grande como −95‰ después de la evolución de metanógenos hidrogenotróficos. En contraste, la fijación de nitrógeno por la nitrogenasa resulta en una diferencia relativamente pequeña en δ15N entre N2 y NH3. Las firmas isotópicas biológicas en la antigua Tierra y en exoplanetas rocosos probablemente coexisten con firmas fotocímicas mucho más grandes. El enriquecimiento extremo de δ15N en HCN puede deberse a un autoprotección fotocósmica en N2, un proceso puramente abiótico. La fotólisis prohibida por el spin de CO2 produce CO con δ13C < −200‰, como se ha observado en la mesosfera de Venus. La autoprotección en SO2 puede generar un enriquecimiento detectable de 34S en SO en atmósferas similares a la de WASP-39b. Medidas de proporciones de isótopos suficientemente precisas de estos gases y gases relacionados en atmósferas de exoplanetas tipo terrestre requerirán instrumentos con resoluciones espectrales y áreas de recolección de luz significativamente mayores que las actualmente disponibles.