Ep 57 — Colección de casos interesantes (Parte 1): Infrarrojo en el espacio — JWST y exploración de Marte

Serie: Enciclopedia de espectroscopia infrarroja: de la teoría a la práctica
Capítulo: Sexta parte · Práctica y expansión — del laboratorio al infinito
Público: Todos los espectadores, especialmente interesados en química astrofísica, ciencia planetaria y exploración espacial
Conocimientos previos: Ep 01–09 (Fundamentos de IR), Ep 28 (Monitoreo de gases atmosféricos), Ep 56 (Herramienta ftir.fun)
Tiempo de lectura: Aprox. 30 minutos

Introducción: Cuando la espectroscopia infrarroja abandona la Tierra

En los cincuenta y seis episodios anteriores, nuestro espectrómetro infrarrojo siempre estuvo en laboratorios terrestres: de mesa, portátil, de mano, pero en definitiva en la "superficie". Sin embargo, el escenario más grandioso de la tecnología infrarroja está mucho más allá, a cientos de millones de kilómetros en el espacio.

El 5 de septiembre de 2022, el Telescopio Espacial James Webb (JWST) publicó por primera vez el espectro infrarrojo cercano de Marte [1]. En este espectro se observan claramente las características de absorción de CO₂, H₂O y CO, moléculas que ya conocemos del monitoreo atmosférico en Ep 28, ¡vistas a cien millones de kilómetros de distancia!

"Las primeras observaciones de Marte con JWST produjeron datos espectrales de alta calidad, permitiéndonos detectar simultáneamente componentes atmosféricos clave como CO₂, H₂O y CO en un solo espectro."[1]

Esta es la magia del infrarrojo: el mismo principio físico que analiza una muestra de plástico en tu mano puede 'oler' la composición química de la atmósfera marciana.

En este episodio dejaremos el laboratorio para ir al espacio y ver cómo el infrarrojo ayuda a la humanidad a explorar el universo.

1. Telescopio Espacial James Webb (JWST) y espectroscopia infrarroja

1.1 ¿Por qué infrarrojo?

JWST es conocido como el "telescopio infrarrojo" no por casualidad. Elegir el infrarrojo para observaciones cósmicas tiene tres razones fundamentales:

Primero, corrimiento al rojo cosmológico. La luz de galaxias distantes se alarga debido a la expansión del universo (corrimiento al rojo), y la luz ultravioleta/visible original llega a la Tierra convertida en infrarroja. Para ver el universo temprano, debemos mirar en infrarrojo.

"Debido a la expansión del universo, la luz ultravioleta de galaxias formadas unos 200 millones de años después del Big Bang solo puede observarse hoy en el infrarrojo."[2]

Segundo, penetración de polvo. El polvo interestelar es opaco en luz visible, pero el infrarrojo puede atravesar estas nubes de polvo, permitiendo ver regiones de formación estelar detrás de ellas.

Tercero, huellas dactilares moleculares. Como aprendimos en Ep 05, las transiciones vibracionales y rotacionales de las moléculas caen principalmente en la región infrarroja. Para detectar moléculas en el universo (agua, CO₂, metano, materia orgánica), el infrarrojo es la ventana más directa.

Fig: El espejo primario dorado del JWST consta de 18 segmentos hexagonales, optimizado para observaciones infrarrojas. Fuente: NASA/ESA/CSA [2]

1.2 Instrumentos infrarrojos del JWST

JWST lleva cuatro instrumentos científicos centrales, dos de ellos directamente relacionados con la espectroscopia infrarroja:

"NIRSpec puede obtener simultáneamente espectros de hasta 100 objetivos en una sola observación, siendo el instrumento espectral más central del JWST. MIRI cubre el infrarrojo medio, crucial para detectar bandas vibracionales moleculares."[3]

Nota el rango de longitudes de onda: el infrarrojo cercano de NIRSpec (0.6–5.3 μm, ~1900–16600 cm⁻¹) y el infrarrojo medio de MIRI (5–28 μm, ~360–2000 cm⁻¹) juntos cubren exactamente la conocida "región de grupos funcionales" del infrarrojo medio y parte del infrarrojo lejano.

2. Primer espectro infrarrojo de Marte del JWST

2.1 Contexto de la observación

El 5 de septiembre de 2022, JWST realizó su primera observación espectral de Marte usando NIRSpec [1]. Fue un desafío técnico: Marte es "demasiado brillante" para JWST y podría dañar sus detectores sensibles, por lo que el equipo utilizó exposiciones cortas y técnicas especiales de bloqueo.

Fig: Espectro infrarrojo cercano de Marte obtenido por JWST NIRSpec, con bandas de absorción de CO₂, H₂O y CO marcadas. Fuente: NASA/ESA/CSA [1]

2.2 Análisis del espectro

En este espectro marciano se observan claramente tres características de absorción principales [1]:

🔗 Las características infrarrojas de estas moléculas son idénticas a las de la Tierra. Puedes consultar las páginas de grupos funcionales en ftir.fun:

• Molécula de agua: ftir.fun/ir/group/water
• Discusión sobre CO adsorbido/gaseoso se puede comparar con monóxido de carbono adsorbido (nota: las condiciones de ATR en laboratorio difieren de las observaciones planetarias en infrarrojo cercano); la página de carbonilos orgánicos no debe equipararse directamente con CO gaseoso.

¿Por qué estas moléculas? Composición atmosférica de Marte: CO₂ (95.3%), N₂ (2.7%), Ar (1.6%), O₂ (0.15%), CO (0.08%), H₂O (variable) [4]. CO₂ y H₂O tienen fuertes bandas de absorción en el infrarrojo cercano, y la banda de CO a 4.6 μm está dentro del rango de NIRSpec.

2.3 Comparación con la atmósfera terrestre

Curiosamente, el componente principal de la atmósfera marciana, CO₂, es una de las interferencias más molestas en los experimentos de espectroscopia infrarroja en la Tierra (mencionado en Ep 18 sobre procesamiento de espectros). En el laboratorio restamos la absorción de CO₂ y vapor de agua atmosféricos; en las observaciones de Marte con JWST, estas "interferencias" son precisamente las señales que queremos detectar.

"La belleza de la espectroscopia infrarroja es que el mismo principio físico, en el laboratorio es 'interferencia', pero en la observación planetaria es 'señal'. La clave está desde qué lado miras el problema."[5]

3. Observaciones de ciencia planetaria con JWST

3.1 Isótopos atmosféricos de Marte: HDO/H₂O

Un objetivo científico importante del JWST es medir las razones isotópicas en la atmósfera marciana, especialmente HDO (agua semipesada)/H₂O [6].

¿Por qué importa HDO?

• La relación D/H es un indicador clave para rastrear la historia de escape de agua de Marte
• Marte pudo haber tenido grandes cantidades de agua líquida en el pasado; la relación D/H permite estimar la pérdida de agua
• HDO tiene bandas de absorción características en el infrarrojo (estiramiento O-D ~2700 cm⁻¹, separado del O-H)

"La relación D/H en la atmósfera marciana es aproximadamente 5–6 veces la de la Tierra, indicando que Marte ha perdido grandes cantidades de agua en los últimos miles de millones de años. La espectroscopia de alta precisión del JWST refinará esta estimación."[6]

El programa GTO (Tiempo Garantizado de Observación) 1415 de JWST está dedicado a las observaciones de Marte, con la científica principal G. Villanueva [6].

Fig: Página de información del programa GTO 1415 de JWST para Marte. Fuente: STScI [6]

3.2 Búsqueda de materia orgánica

La espectroscopia infrarroja es una herramienta poderosa para detectar materia orgánica. Como aprendimos en los Ep 05–06, el estiramiento C-H (2800–3000 cm⁻¹), el estiramiento C=O (~1700 cm⁻¹), etc., son las "huellas dactilares" de los compuestos orgánicos. Los instrumentos NIRSpec y MIRI del JWST cubren exactamente estas bandas.

La búsqueda de materia orgánica en Marte tiene dos significados:

1. Química prebiótica: Si existe materia orgánica en Marte, indica que Marte tiene la base química para el origen de la vida.
2. Biomarcadores: Ciertos compuestos orgánicos (como porfirinas, hidrocarburos de cadena larga) podrían ser productos de actividad biológica.

"El instrumento de infrarrojo medio (MIRI) del JWST puede detectar características moleculares en la banda de 5–28 μm, incluyendo bandas de vibración de moléculas orgánicas, lo que abre una nueva ventana para la búsqueda de materia orgánica en Marte."[3]

Sin embargo, hay que tener en cuenta que las observaciones de Marte con JWST son a "escala global", con resolución espacial limitada. Quienes realmente buscan materia orgánica en la superficie de Marte son los rovers (ver más abajo).

3.3 Química atmosférica de exoplanetas

Una de las aplicaciones más emocionantes del JWST es la detección de atmósferas de exoplanetas. Cuando un exoplaneta pasa frente a su estrella anfitriona (tránsito), la luz estelar atraviesa la atmósfera del planeta, y las moléculas en la atmósfera absorben longitudes de onda específicas, formando un espectro de transmisión.

JWST ya ha realizado observaciones espectroscópicas de varios exoplanetas, detectando:

• Vapor de agua (H₂O): Detectado en las atmósferas de varios Júpiter calientes.
• Dióxido de carbono (CO₂): Primera detección inequívoca en WASP-39b [7].
• Metano (CH₄): En las atmósferas de algunos planetas.
• Dióxido de azufre (SO₂): Producto de reacciones fotoquímicas.

"Las observaciones de WASP-39b con JWST detectaron por primera vez CO₂ de manera inequívoca en la atmósfera de un exoplaneta, un hito para comprender la química atmosférica de exoplanetas."[7]

El principio detrás de estas detecciones es exactamente el mismo que la espectroscopia infrarroja en nuestro laboratorio: la absorción de luz infrarroja por vibraciones moleculares. Solo que la fuente de luz ya no es una barra de carburo de silicio, sino una estrella a decenas de años luz de distancia.

Cuatro: Espectroscopia infrarroja y cargas útiles de espectroscopia vibracional en rovers marcianos

JWST es "observar desde lejos", mientras que los rovers/orbitadores son "observar de cerca". Esta sección describe tanto las cargas útiles infrarrojas reales como los instrumentos de espectroscopia vibracional que a menudo se discuten juntos, para evitar confundir Raman con infrarrojo.

4.1 Perseverance: SHERLOC (Raman) y cargas útiles relacionadas con infrarrojo

El SHERLOC a bordo del rover Perseverance de la NASA es un instrumento de Raman UV profundo + fluorescencia, utilizado para la detección in situ de materia orgánica y minerales [8]. Pertenece a la misma familia de espectroscopia vibracional que el FTIR (Ep 09), pero no es un espectrómetro infrarrojo.

Otras cargas útiles como SuperCam en el mismo rover brindan capacidades espectrales más cercanas a la observación de minerales/atmósfera (incluyendo canales infrarrojos, los detalles deben consultarse con la descripción de la misión). Los primeros rovers marcianos también utilizaron instrumentos infrarrojos reales como Mini-TES (espectroscopia de emisión térmica infrarroja).

Consejo didáctico: Al ver "espectro", no asuma automáticamente que se trata de FTIR de infrarrojo medio.

4.2 Espectroscopia infrarroja de orbitadores marcianos

CRISM: A bordo del MRO, 0.4–4.0 μm, enfocado en el mapeo de minerales hidratados [9].

TES: A bordo del MGS, infrarrojo térmico ~6–50 μm, utilizado para perfiles de temperatura de minerales y atmósfera; cubre regiones de vibración de minerales como silicatos.

Figura: Consulte la página del instrumento CRISM de la NASA. Fuente: NASA [9]

Cinco: Espectroscopia infrarroja y búsqueda de vida extraterrestre

5.1 ¿Qué es un "biomarcador"?

En astrobiología, un biomarcador (biosignature) es una señal química o física que indica actividad vital. Los posibles biomarcadores que la espectroscopia infrarroja puede detectar incluyen:

🔗 Consulte moléculas relacionadas en ftir.fun:

• Agua: ftir.fun/ir/group/water
• Materia orgánica con C=O: ftir.fun/ir/group/carbonyl
• Alquilo C-H: ftir.fun/ir/group/alkyl-c-h

5.2 Desequilibrio atmosférico como señal de vida

La actividad vital produce desequilibrio químico atmosférico. Por ejemplo, la atmósfera terrestre contiene simultáneamente O₂ (producido por fotosíntesis) y CH₄ (producido por bacterias anaeróbicas), que termodinámicamente no deberían coexistir de manera estable, a menos que la vida los reponga continuamente.

Telescopios como JWST detectan CH₄, H₂O, etc., en las atmósferas de exoplanetas mediante espectroscopia infrarroja. Combinado con la detección de O₂ en luz visible, se puede evaluar si un planeta tiene "química de desequilibrio", lo que podría ser una señal indirecta de vida.

"Si se detectan simultáneamente O₂ y CH₄ en la atmósfera de un planeta similar a la Tierra, y las concentraciones no pueden explicarse por procesos abióticos, sería una de las señales de vida más sólidas."[10]

5.3 El misterio del metano en Marte

El metano (CH₄) en la atmósfera marciana es un enigma de larga data. Observaciones espectroscópicas infrarrojas desde telescopios terrestres y orbitadores han reportado la detección de cantidades traza de metano (~10 ppb), pero las concentraciones varían con el tiempo y la ubicación [4].

Hay dos posibles fuentes de metano:

1. Biológica: Producido por microorganismos subterráneos (como metanógenos en la Tierra).
2. Abiótica: Reacciones de serpentinización (agua con olivino), descomposición de meteoritos carbonáceos por radiación UV.

La espectroscopia infrarroja de alta precisión del JWST podría proporcionar nuevos datos para resolver el misterio del metano [6].

Seis: Espectroscopia infrarroja en astroquímica

6.1 Nubes moleculares interestelares

En el espacio interestelar de la Vía Láctea, existen enormes nubes moleculares, como la Nebulosa de Orión. Estas nubes son cunas de estrellas y planetas, y las regiones más ricas en moléculas del universo.

La espectroscopia infrarroja es crucial en el estudio de nubes moleculares interestelares:

• Hielo de agua (H₂O ice): 3.05 μm (~3280 cm⁻¹) estiramiento O-H — se detectan granos de polvo cubiertos de hielo de agua en nubes frías.
• Hielo de CO: 4.67 μm (~2140 cm⁻¹) — capa de hielo de monóxido de carbono.
• Hielo de CO₂: 4.27 μm (~2340 cm⁻¹) — la misma banda de absorción que el CO₂ en la atmósfera marciana.
• Hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH): 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 μm — vibraciones C-H y C=C aromáticas.

"Se han detectado más de 200 especies de moléculas orgánicas en nubes moleculares interestelares, muchas de ellas mediante espectroscopia infrarroja. Estas moléculas podrían ser precursores químicos para el origen de la vida."[11]

🔗 Las características infrarrojas de estas moléculas interestelares son exactamente las mismas que en la Tierra. Visite ftir.fun/ir/group/water para ver las frecuencias de vibración de las moléculas de agua — ya sea la molécula de agua en un laboratorio terrestre o en la Nebulosa de Orión, la frecuencia de estiramiento O-H es de ~3400 cm⁻¹.

6.2 Composición de cometas

Los cometas son "cápsulas del tiempo" de los primeros tiempos del sistema solar. La espectroscopia infrarroja es una herramienta central para analizar la composición de los cometas:

• Agua (H₂O): Componente principal de la desgasificación cometaria, fuerte absorción en 2.7 μm.
• CO₂: 4.27 μm, segundo componente después del agua.
• CO: 4.67 μm.
• Materia orgánica: Banda de estiramiento C-H (3.3–3.5 μm), incluyendo metanol, formaldehído, etc.

"Las observaciones del cometa 81P/Wild con JWST revelaron las abundancias relativas de H₂O, CO₂ y CO en la desgasificación cometaria, proporcionando datos clave para entender la formación del sistema solar."[11]

Siete: De la Tierra al espacio: la unidad de la espectroscopia infrarroja

7.1 Mismo principio, diferentes escalas

Revisando el contenido de este episodio, encontramos un hecho profundo: los principios físicos de la espectroscopia infrarroja son universales.

| Nube molecular interestelar | Estrella de fondo | Capa de hielo de polvo interestelar | Matriz infrarroja | Absorción de vibración molecular |

Ya sea la muestra un plástico en el laboratorio, el suelo de la superficie de Marte, la atmósfera de un planeta a decenas de años luz, o granos de hielo interestelar a miles de años luz — mientras las moléculas vibren, la espectroscopia infrarroja puede 'verlas'.

"La grandeza de la espectroscopia infrarroja radica en su universalidad: la misma frecuencia de estiramiento O-H define tanto un vaso de agua en la Tierra como un grano de hielo en la Nebulosa de Orión."[5]

7.2 ftir.fun y la química cósmica

Curiosamente, las frecuencias de grupos funcionales registradas en ftir.fun también se aplican a las moléculas en el cosmos. Cuando visitas ftir.fun/ir/group/water para ver las características infrarrojas del agua, estos mismos datos te ayudan a entender las bandas de absorción de vapor de agua en Marte observadas por JWST — porque las leyes de la física son consistentes en todo el universo.

Ilustraciones (esquema clave de este episodio)

📷 Fig. 1: Esquema del concepto central de este episodio
Fuente: Imagen real/de código abierto · NASA IR pillars (PD) (con marca de agua ftir.fun)

📷 Fig. 2: Espectro de características infrarrojas relacionadas
Fuente: Imagen real/de código abierto · NASA JWST-related IR astronomy (PD) (con marca de agua ftir.fun)

📷 Fig. 3: Ubicación en la ruta de aprendizaje
Fuente: Imagen real/de código abierto · NASA/JPL-Caltech (public domain) (con marca de agua ftir.fun)

Resumen del episodio

Preguntas de reflexión

1. Cuando JWST observa Marte, las bandas de absorción de CO₂ y H₂O ¿son exactamente iguales en número de onda a las de la misma molécula que ves en un ATR de laboratorio? ¿Por qué? ¿Qué factores hay que considerar?

2. La atmósfera de Marte es 95% CO₂, mientras que la de la Tierra solo tiene 0.04% de CO₂. Pero Marte es mucho más frío que la Tierra. Explica esta "paradoja" desde la perspectiva de la espectroscopia IR y el efecto invernadero. (Pista: presión atmosférica, otros gases de efecto invernadero)

3. Si fueras astrobiólogo buscando signos de vida en un exoplaneta, ¿qué tres moléculas priorizarías detectar con espectroscopia IR? ¿Por qué la combinación de estas tres es más convincente que una sola molécula?

4. La frecuencia de estiramiento O-H del agua (~3400 cm⁻¹) registrada en ftir.fun y la frecuencia de absorción de vapor de agua observada por JWST en Marte son, en teoría, la misma cantidad física. Pero las condiciones de observación son muy diferentes. Enumera al menos tres factores físicos que afectan la frecuencia observada.

Referencias

[1] NASA/ESA/CSA. "Mars (Near-Infrared Spectrum)." JWST First Images, 2022.
https://webbtelescope.org/con…

[2] NASA. "The James Webb Space Telescope Mission." JWST Overview.
https://webbtelescope.org/con…

[3] Gardner, J. P. et al. "The James Webb Space Telescope." Space Science Reviews, 2006, 123:485–606.
https://www.springer.com/jour…

[4] NASA. "Mars Fact Sheet." Planetary Sciences.
https://nssdc.gsfc.nasa.gov/p…

[5] ftir.fun 项目. Infrared Spectroscopy Functional Group Database.
https://ftir.fun

[6] Villanueva, G. et al. "JWST Mars GTO Program 1415." STScI Program Information.
https://www.stsci.edu/jwst/sc…

[7] JWST Transiting Exoplanet Community Early Release Science Team. "Identification of carbon dioxide in an exoplanet atmosphere." Nature, 2023, 614:649–652.
https://www.nature.com/articl…

[8] NASA. "SHERLOC - Scanning Habitable Environments with Raman & Luminescence for Organics & Chemicals." Mars 2020 Mission.
https://mars.nasa.gov/mars202…

[9] NASA. "CRISM Instrument." Mars Reconnaissance Orbiter.
https://science.nasa.gov/miss…

[10] Kaltenegger, L. "How to Characterize the Atmosphere of a Transiting Exoplanet." AIP Conference Proceedings, 2017.
https://doi.org/10.1063/1.497…

[11] van Dishoeck, E. F. "Astrochemistry of dust, ice and gas: introduction and overview." Faraday Discussions, 2014, 168:9–47.
https://doi.org/10.1039/C4FD0…

Avance del próximo episodio: Ep 58 — Colección de casos divertidos (parte 2): autenticación de obras de arte, descubrimientos arqueológicos, historias forenses
Dejando el espacio y regresando a la Tierra, la espectroscopia IR también brilla en el ámbito de las humanidades y ciencias sociales. Desde autenticar frescos renacentistas hasta descifrar secretos de momias egipcias, y en la corte identificando fragmentos de pintura de la escena del crimen — la espectroscopia IR es un puente entre la ciencia y las humanidades. En el próximo episodio, contaremos algunos casos "con mucha historia".