La forma y el tamaño de los granos del polvo RZV analizados en el CODULAB

Una característica muy importante que influye en los patrones de scattering de las muestras de polvo es el tamaño de los granos y la forma de los mismos. En las entradas anteriores hemos incluido imágenes de microscopio electrónica de barrido de las muestras analizadas en el IAA. En nuestro caso no disponemos de esos medios, pero hemos obtenido imágenes a microscopía óptica que nos permiten hacernos una idea tanto de la forma como del tamaño de los granos. Juan de Dios Alché, de la EEZ, nos ha proporcionado un portaobjetos calibrados que nos ha permitido estimar el tamaño de las partículas. 

Para preparar el polvo que se sometió al análisis de scattering filtramos el polvo con un tamiz con tamaño de poros de 0,074 mm (74 micras), por tanto las partículas eran inferiores a este tamaño. Las imágenes confirman estos tamaños a la vez que muestran una gran heterometría en los granos. La forma de las partículas es muy irregular, lo que se puede explicar por el proceso de obtención del polvo.

A efectos de comparación, en entradas anteriores se pueden observar las imágenes de las distintas muestras con las que comparamos en nuestro proyecto. ¿Se parece nuestro análogo RZV en forma y tamaño a las muestras analizadas en el Laboratorio de Polvo Cósmico? 

 

Comparamos nuestro análogo con materia orgánica con los tholines

Uno de los objetivos de nuestro proyecto es ver si las técnicas de scattering pudiesen resultar útiles para detectar biomarcadores o material orgánica en el polvo. Para ello, adicionamos nuestro análogo marciano RZV con microorganismos, tal y como describíamos en una entrada anterior, mientras que a otra muestra le añadíamos glucosa. Pudimos comprobar cómo no había diferencias entre los patrones de scattering del suelo RZV y del mismo con Pseudomonas putida. Por otro lado, se apreciaban unas pequeñas diferencias entre el suelo RZV y el que llevaba añadida glucosa.

En la base de datos del IAA se han analizado mediante la técnica que empleamos muestras orgánicas, concretamente los tholines. Estos son una partículas que Carl Sagan propuso que se podían formar en atmósferas de planetas gaseosos. Se producen por irradiación ultravioleta solar, partículas de alta energía, etc. de mezclas de compuestos de carbono, oxigeno y nitrógeno, tales como dióxido de carbono, metano o ácido cianhídrico. Este tipo de compuestos posiblemente sean responsables del color rojizo de cuerpos como Plutón o Ceres o de las neblinas observadas en la atmósfera de Titán. Las imágenes de abajo, tomadas de la página con las bases de datos del IAA (https://scattering.iaa.csic.es/node/128), muestran el aspecto de los tholines bajo el microscopio electrónico de barrido.

1. Comparación análogo RZV adicionado con microorganismos con los tholines

1. Comparación análogo RZV adicionado con glucosa con los tholines

Es ahora momento de hacer una valoración de los resultados. ¿Qué opináis de los resultados?  Dejad vuestras impresiones en los resultados.

Frattin E, Muñoz O, Moreno F, Nava J, Escobar-Cerezo J, Gomez Martin JC, Guirado D, Cellino A, Coll P, Raulin F, Bertini I, Cremonese G, Lazzarin M, Naletto G, La Forgia F. Experimental phase function and degree of linear polarization of cometary dust analogues. MNRAS, vol. 484, pp. 2198–2211, 2019

Comparamos nuestro análogo de suelo marciano RZV con otros análogos

1. Comparaciones globales

Uno de los objetivos de nuestro proyecto es comparar nuestro análogo de suelo marciano, RZV, con otros análogos desarrollados, concretamente con los analizados en el Laboratorio de Polvo Cósmico (CoDuLab) del IAA. En primer lugar vamos a mostrar gráficos conjuntos con todos los análogos y más adelante se comparará el RZV con cada uno de los suelos simulados. La mayoría simulan suelos marcianos, menos uno de ellos, el JSC 1A, que es un análogo lunar. Todos ellos están medidos con láser de longitud de onda del rojo. Un dato importante en estos análogos es el tamaño de los granos, que se indica en las descripciones. Con respecto a nuestro regolito RZV, tras triturarlo fue tamizado por un filtro que impedía el paso de granos de un diámetro mayor a 0,074 mm, lo que equivale a fragmentos menores de 74 micras.

2. Comparación RZV con Palagonita

Este análogo procede de cenizas volcánicas recolectadas en Hawaii, tamizadas.

https://scattering.iaa.es/node/78

Aspecto de los granos de palagonita al microscopio electrónico de barrido

Laan EC, Volten H, Stam DM, Muñoz O, Hovenier JW, Roush TL. Scattering matrices and expansion coefficients of martian analogue palagonite particles. Icarus vol. 199, pp. 219–230, 2009

3. Comparación RZV con JSC MARS-1

El análogo JSC MARS-1 fue uno de los primeros simulantes que se prepararon; procede de ceniza volcánica meteorizada del volcán Pu'u Nene, un cono de cenizas volcánicas de la isla de Hawaii. La muestra analizada por el IAA procesada en el Instituto de Cerámica y Vidrio (CSIC-ICV) para obtener partículas comprendidas entre 20 y 40 micras.

Aspecto de los granos del análogo JSC Mars-1 al microscopio electrónico de barrido

Martikainen J, Muñoz O, Jardiel T, Gómez Martín JC, Peiteado M, Willame Y, Penttilä A, Muinonen K, Wurm G, Becker T. Optical constants of Martian dust analogs at UV-visible-Near-infrared wavelengths. ApJS, vol. 268 (47), 2023.

4. Comparación RZV con JSC 0

Este análogo es una tefra palagonítica que se prepara a partir del JSC Mars-1 (obtenido de cenizas volcánicas meteorizadas del volcán Pu'u Nene, de Hawaii), tamizada con un filtro de 200 micras.

Aspecto de los granos del análogo JSC 0 al microscopio electrónico de barrido

Dabrowska DD, Muñoz O, Moreno F, Ramos JL, Martínez-Frías J, Gerhard W. . Scattering matrices of Martian dust analogs 488 nm and 647 nm. Icarus, vol. 250, pp. 83-94, 2015

5.  Comparación RZV con JSC 200

Este análogo es una tefra palagonítica que se prepara a partir del JSC Mars-1 tamizada con un filtro de 200 micras (por tanto igual que el JSC 0) pero que ha sufrido un calentamiento a 200ºC para eliminar volátiles.

Aspecto de los granos del análogo JSC 200 al microscopio electrónico de barrido

Dabrowska DD, Muñoz O, Moreno F, Ramos JL, Martínez-Frías J, Gerhard W. . Scattering matrices of Martian dust analogs 488 nm and 647 nm. Icarus, vol. 250, pp. 83-94, 2015

6. Comparación RZV con MGS-1

El MGS-1 (Mars Global Simulant) es un suelo preparado mezclando minerales individuales junto a material amorfo para dar un suelo con una composición basáltica similar a la observada por el rover Curiosity en el cráter Gale de Marte. Se ha procesado para dar un tamaño de grano comprendido entre 20 y 40 micras.

Aspecto de los granos del análogo MGS 1 al microscopio electrónico de barrido

Martikainen J, Muñoz O, Jardiel T, Gómez Martín JC, Peiteado M, Willame Y, Penttilä A, Muinonen K, Wurm G, Becker T. Optical constants of Martian dust analogs at UV-visible-Near-infrared wavelengths. ApJS, vol. 268 (47), 2023.

7. Comparación entre RZV y MMS 2M

El análogo MMS-2 (Simulante de Marte mejorado) se elabora a partir del análogo MMS (Mojave Mars Simulant), elaborado a partir de basaltos  Saddleback del desierto de Mojave, en Estados Unidos, al que se le añado óxido  férrico, óxido de magnesio, sulfatos y silicatos de manera que se parezca en un 90% a los materiales de la superficie de Marte. El tamaño de las partículas oscila entre 20 y 40 micras.

Aspecto de los granos del análogo MMS-2 al microscopio electrónico de barrido

Martikainen J, Muñoz O, Jardiel T, Gómez Martín JC, Peiteado M, Willame Y, Penttilä A, Muinonen K, Wurm G, Becker T. Optical constants of Martian dust analogs at UV-VIS-NIR wavelengths. ApJS 2023, in press.

8. Comparación RZV con el análogo JSC 1A Lunar

El JSC-1A es un material que procede de una cantera de cenizas del cráter Merriam, un cono de cenizas volcánicas cercano a Flagstaff (Arizona, Estados Unidos). No es un análogo de suelo marciano, sino de regolito lunar. Se eligió de modo que coincidiese con una muestra traída a la Tierra por el Apolo 14 y no dispone de añadidos, a diferencia de otras. Es una muestra de naturaleza basáltica con un gran contenido en vidrio volcánico. Nuestro suelo RZV también tiene un alto contenido en vidrio volcánico.

Aspecto de los granos del análogo JSC 1A al microscopio electrónico de barrido

Escobar-Cerezo J, Muñoz O, Moreno F, Guirado, D, Gómez Martín JC, Goguen JD, Garboczi EJ, Chiaramonti AN, Lafarge T, West RA. An Experimental Scattering Matrix for Lunar Regolith Simulant JSC-1A at Visible Wavelengths. The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 235, pp. 19-27, 2018

Detectando bacterias adheridas a la superficie de granos de nuestro análogo marciano RZV

A iniciativa de Manuel Espinosa, hemos estudiado la capacidad de los microorganismos de colonizar granos del suelo de nuestro análogo de suelo marciano, el RZV. Para ello ha puesto en un tubo un fragmento pequeño del simulante, del orden de 1 mm, con medio líquido de cultivo. Se ha inoculado con Stutzerimonas stutzeri (antes Pseudomonas stutzeri, como la denominamos en fases anteriores de nuestro proyecto). Esta bacteria está marcada con el gen de la proteína fluorescente verde (gfp). El medio de cultivo es un medio rico, pero algo diluido para que las bacterias no crezcan demasiado rápido y se pueda comprobar su capacidad de adherirse a las superficies de los fragmentos. Se ha incubado durante unas 18 horas a una temperatura de 30ºC.

Esta mañana hemos visitado la Estación Experimental del Zaidín para comprobar los resultados de estos experimentos. Pasadas las 18 horas, se ha lavado la muestra y se ha procedido a su observación en un microscopio de fluorescencia en el laboratorio de Manuel Espinosa en la Estación Experimental del Zaidín. Este instrumento tiene una fuente de luz ultravioleta, que en el caso de que estén presentes sustancias fluorescentes hará que estas emitan luz visible. 

Los resultados se muestran en las imágenes adjuntas. La presencia de luz de tono verdoso en el fragmento de análogo confirma que las bacterias se han adherido a nuestra muestra de suelo marciano simulado.

Sesión con Olga Muñoz (IAA) y Manuel Espinosa (EEZ)

Nuestro proyecto de Marte gira ahora en torno al estudio del polvo cósmico, concretamente nuestro principal objetivo es ver en qué medida nuestro análogo RZV se parece a otros análogos o simulantes de suelos marcianos a través de sus propiedades ópticas. A final del curso anterior llevamos a cabo nuestros experimentos en el Instituto de Astrofísica de Andalucía y esta mañana hemos tenido una nueva reunión con los dos investigadores que dirigen el proyecto, los doctores Olga Muñoz (astrofísica del IAA-CSIC) y Manuel Espinosa (microbiólogo de la EEZ-CSIC).

En la exposición inicial Olga ha destacado la importancia del estudio del polvo marciano, cuyo efecto se manifiesta en las tormentas globales que impiden ver la topografía de la superficie del planeta y que interviene en la regulación de la temperatura en el planeta rojo.

El polvo y sus características puede ser estudiado a partir de la luz que aquel dispersa en todas direcciones cuando es iluminado. En el laboratorio de polvo cósmico del IAA (CoDuLab) han desarrollado el dispositivo con el que hicimos las mediciones de nuestro análogo y que consiste, básicamente, en una sistema que genera una nube de polvo con las muestras sobre la que incide un haz de luz láser y un detector que va girando y captando la cantidad de luz que el polvo dispersa a determinados ángulos. A partir del análisis de los resultados se pueden hacer inferencias sobre el tamaño, la forma y la composición de los granos de polvo. La presentación que Olga usó para su charla se puede consultar en este enlace y en la pestaña recursos.

En nuestro caso nos planteamos un doble objetivo, por un lado comprobar en qué medida se parece nuestro análogo RZV a otros desarrollados por otras instituciones y si la técnica podría detectar la presencia de microorganismos en el polvo o la presencia de materia orgánica en él, en este caso de un compuesto ópticamente activo como es la glucosa.

Nuestros resultados se muestran en las siguientes gráficas.

La figura de arriba compara la función de fase de nuestro suelo RZV (azul) y del mismo con microorganismos (rojo). Los resultados no muestran diferencias significativas entre ambas muestras. Lo mismo se concluye de las gráficas siguientes.

En el caso del suelo añadido con glucosa, se han observado ligeras diferencias para algunos ángulos, pero en cualquier caso no son importantes.

Hemos hecho también algunas comparaciones de nuestras muestras con otras que hay en la base de datos de polvo cósmico del IAA. En primer lugar con palagonita. Este análogo es similar al nuestro en cuanto a elaboración pues se trata de material volcánico, aunque en este caso no hay selección del tamaño del material. Los resultados se muestran a continuación y, como se aprecia, muestran diferencias entre nuestro análogo y la palagonita.

Hemos comparado también con muestras orgánicas. La primera de ella son los tolines, unas partículas sintetizadas a partir de los componentes de la atmósfera de Titán y que son de naturaleza orgánica. En este caso las diferencias son muy apreciables. A diferencia de nuestras muestras, los tolines son muy heterogéneos en cuanto a su tamaño y presentan una forma irregular.

Y también hemos encontrado diferencias muy apreciables comparando con polen de ciprés. Este presenta un tamaño más homogéneo en cuanto a su forma, aunque su superficie es muy irregular.

Llegados a este punto y con estos resultados, tenemos proyecto, y un proyecto muy interesante. Tenemos a nuestra disposición la base de datos del IAA, accesible desde este enlace: https://scattering.iaa.es. 

Podemos acceder a los datos de las muestras que han estudiado y hacer comparaciones con las nuestras. Nuestro proyecto ahora camina por ahí, porque veamos qué análisis son interesantes para nuestros planteamientos y para que comparemos sus resultados con los nuestros.  ¿Qué comparaciones os parecen oportunas y cuál sería su finalidad? Ya sabéis, las propuestas en comentarios.