Atmósferas

@article{wormell1948atmospherics,
    author = "Wormell, T.W. y Pierce, E.T.",
    title = "Atmospherics",
    year = "1948",
    journal = "Journal of the Institution of Electrical Engineers - Parte III: Ingeniería de Radio y Comunicación",
    url = "https://doi.org/10.1049/ji-3-2.1948.0078",
    doi = "10.1049/ji-3-2.1948.0078",
    number = "37",
    pages = "331-332",
    volume = "95"
}

@book{brown1949rare4,
    author = "Brown, H",
    title = "Gases Raros y la Formación de la Atmósfera de la Tierra, en Kuiper, G. P., ed., Las Atmósferas de la Tierra y los Planetas",
    year = "1949",
    publisher = "Chicago, Ill., University of Chicago Press",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Brown, H., 1949, Gases Raros y la Formación de la Atmósfera de la Tierra, en Kuiper, G. P., ed., Las Atmósferas de la Tierra y los Planetas: Chicago, Ill., University of Chicago Press.}"
}

@book{kuiper1949the8,
    author = "Kuiper, G. P",
    title = "The Atmospheres of the Earth and Planets",
    year = "1949",
    publisher = "Chicago, Ill., University of Chicago Press",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Kuiper, G. P., 1949, The Atmospheres of the Earth and Planets: Chicago, Ill., University of Chicago Press.}"
}

@book{byers1954the5,
    author = "Byers, H. G",
    title = "La atmósfera hasta 30 kilómetros, en Kuiper, G. P., ed., La Tierra como un planeta",
    year = "1954",
    publisher = "Chicago, University of Chicago Press",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Byers, H. G., 1954, La atmósfera hasta 30 kilómetros, en Kuiper, G. P., ed., La Tierra como un planeta: Chicago, University of Chicago Press.}"
}

@book{berkner1964in2,
    author = "Berkner, L. V. y Marshall, L. C",
    title = "en Brancazio, P. J., y Cameron, A. G. W., eds., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans",
    year = "1964",
    publisher = "New York, John Wiley and Sons, p. 102-126",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Berkner, L. V., y Marshall, L. C., 1964,, en Brancazio, P. J., y Cameron, A. G. W., eds., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans: New York, John Wiley and Sons, p. 102-126.}"
}

@inproceedings{brekner1965history3,
    author = "Brekner, L. V. y Marshall, L. C",
    title = "Historia de los Componentes Atmosféricos Principales, en Simposio sobre la Evolución de la Atmósfera de la Tierra",
    year = "1965",
    booktitle = "v. 53, No.6, p. 1215-1226; Proceedings of the National Academy of Sciences",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Brekner, L. V., y Marshall, L. C., 1965, Historia de los Componentes Atmosféricos Principales, en Simposio sobre la Evolución de la Atmósfera de la Tierra: v. 53, No.6, p. 1215-1226; Proceedings of the National Academy of Sciences.}"
}

@misc{connes1967traces7,
    author = "Connes, P. y Connes, J. y Benedict, W. S. y Kaplan, L. D",
    title = "Rastros de HCl y HF en la atmósfera de Venus",
    year = "1967",
    howpublished = "Ap. J., v. 147, p. 1230",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Connes, P., Connes, J., Benedict, W. S., y Kaplan, L. D., 1967, Rastros de HCl y HF en la atmósfera de Venus: Ap. J., v. 147, p. 1230.}"
}

@book{openalexw1667069063,
    author = "Safronov, Viktor Sergeevich",
    title = "Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas",
    year = "1972",
    journal = "Entomología Médica y Zoología",
    openalex = "W1667069063"
}

@misc{ruderman1974possible10,
    author = "Ruderman, M. A",
    title = "Posibles consecuencias de explosiones de supernovas cercanas para el ozono atmosférico y la vida terrestre",
    year = "1974",
    howpublished = "Science, v. 184, p. 1079-1081",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Ruderman, M. A., 1974, Posibles consecuencias de explosiones de supernovas cercanas para el ozono atmosférico y la vida terrestre: Science, v. 184, p. 1079-1081.}"
}

@misc{walker1977evolution11,
    author = "Walker, J. C. G",
    title = "Evolución de la atmósfera",
    year = "1977",
    howpublished = "New York, Macmillan",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Walker, J. C. G., 1977, Evolución de la atmósfera: New York, Macmillan.}"
}

@article{doi1010160019103581901019,
    author = "Watson, Andrew y Donahue, T. M. y Walker, James C. G.",
    title = "La dinámica de una atmósfera que escapa rápidamente: Aplicaciones a la evolución de la Tierra y Venus",
    year = "1981",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(81)90101-9",
    doi = "10.1016/0019-1035(81)90101-9",
    openalex = "W2106231443"
}

Las inferencias combinadas de la sismología, experimentos de alta presión y teoría, geomagnetismo, dinámica de fluidos y las visiones actuales de la evolución planetaria terrestre conducen a modelos del núcleo de la Tierra con las siguientes propiedades. La formación del núcleo fue contemporánea con la acreción de la Tierra; el núcleo no está en equilibrio químico con el manto; el núcleo externo es una aleación de hierro fluida que contiene cantidades significativas de elementos más ligeros y es probablemente casi adiabática y composicionalmente uniforme; el núcleo interno sólido más rico en hierro es una consecuencia del congelamiento parcial del núcleo externo, y la liberación de energía de este proceso mantiene el campo magnético de la Tierra; y las propiedades termodinámicas del núcleo están bien restringidas por la aplicación de la teoría de estado líquido a datos sísmicos y de laboratorio.

@article{doi101126science2144521611,
    author = "Stevenson, D. J.",
    title = "Models of the Earth's Core",
    year = "1981",
    journal = "Science",
    abstract = "Combined inferences from seismology, high-pressure experiment and theory, geomagnetism, fluid dynamics, and current views of terrestrial planetary evolution lead to models of the earth's core with the following properties. Core formation was contemporaneous with earth accretion; the core is not in chemical equilibrium with the mantle; the outer core is a fluid iron alloy containing significant quantities of lighter elements and is probably almost adiabatic and compositionally uniform; the more iron-rich inner solid core is a consequence of partial freezing of the outer core, and the energy release from this process sustains the earth's magnetic field; and the thermodynamic properties of the core are well constrained by the application of liquid-state theory to seismic and laboratory data.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.214.4521.611",
    doi = "10.1126/science.214.4521.611",
    openalex = "W2074267811"
}

@misc{austin1982did1,
    author = "Austin, S. A",
    title = "¿Tenía la Tierra una atmósfera reductora?",
    year = "1982",
    howpublished = "Serie de Impacto ICR, no. 109, p. i-iv",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Austin, S. A., 1982, ¿Tenía la Tierra una atmósfera reductora?: Serie de Impacto ICR, no. 109, p. i-iv.}"
}

@article{doi1010160019103582900793,
    author = "Pollack, James B. y Black, David C.",
    title = "Gases nobles en atmósferas planetarias: Implicaciones para el origen y la evolución de las atmósferas",
    year = "1982",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(82)90079-3",
    doi = "10.1016/0019-1035(82)90079-3",
    openalex = "W2044634350"
}

En este primer intento a gran escala de reconstruir la evolución química de la atmósfera y los océanos de la Tierra, Heinrich Holland recopila datos de un amplio espectro de disciplinas para rastrear la historia del sistema océano-atmósfera. Pionero en un área de investigación cada vez más importante, presenta un tratamiento exhaustivo del conocimiento sobre este tema, proporciona una extensa bibliografía y esboza problemas y enfoques para investigaciones futuras. Los primeros cuatro capítulos tratan sobre los turbulentos primeros mil millones de años de la historia de la Tierra. Los siguientes cuatro capítulos, dedicados en gran parte a la Tierra desde hace 3.900 millones hasta 0.600 millones de años, demuestran que los cambios en la atmósfera y los océanos durante este período no fueron dramáticos. El último capítulo del libro trata sobre el Eón Fanerozoico; aunque la composición isotópica del azufre y el estroncio en el agua de mar varió enormemente durante este período de la historia de la Tierra, la composición química del agua de mar no lo hizo.

@book{doi1015159780691220239,
    author = "Holland, Heinrich",
    title = "La evolución química de la atmósfera y los océanos",
    year = "1984",
    booktitle = "Princeton University Press eBooks",
    abstract = "En este primer intento a gran escala de reconstruir la evolución química de la atmósfera y los océanos de la Tierra, Heinrich Holland recopila datos de un amplio espectro de disciplinas para rastrear la historia del sistema océano-atmósfera. Pionero en un área de investigación cada vez más importante, presenta un tratamiento exhaustivo del conocimiento sobre este tema, proporciona una extensa bibliografía y esboza problemas y enfoques para investigaciones futuras. Los primeros cuatro capítulos tratan sobre los turbulentos primeros mil millones de años de la historia de la Tierra. Los siguientes cuatro capítulos, dedicados en gran parte a la Tierra desde hace 3.900 millones hasta 0.600 millones de años, demuestran que los cambios en la atmósfera y los océanos durante este período no fueron dramáticos. El último capítulo del libro trata sobre el Eón Fanerozoico; aunque la composición isotópica del azufre y el estroncio en el agua de mar varió enormemente durante este período de la historia de la Tierra, la composición química del agua de mar no lo hizo.",
    url = "https://doi.org/10.1515/9780691220239",
    doi = "10.1515/9780691220239",
    openalex = "W1638884317"
}

@article{doi1010160019103588900310,
    author = "Zahnle, Kevin y Kasting, James F. y Pollack, James B.",
    title = "Evolución de una atmósfera de vapor durante la acreción de la Tierra",
    year = "1988",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90031-0",
    doi = "10.1016/0019-1035(88)90031-0",
    openalex = "W1998781690",
    references = "doi1010079781461261674, doi101007bf00151270, doi1010160019103581901019, doi1010160019103583900325, doi1010160019103583902415, doi1010160019103585901460, doi1010160019103587901047, doi1010160019103588901169, doi101126science2144521611, openalexw1667069063, openalexw2341059552"
}

@article{doi1010160019103588901169,
    author = "Kasting, James F.",
    title = "Atmósferas de invernadero desbocado y húmedo y la evolución de la Tierra y Venus",
    year = "1988",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90116-9",
    doi = "10.1016/0019-1035(88)90116-9",
    openalex = "W1968152463",
    references = "doi1010160019103578900210, doi1010160019103588900310"
}

@article{crossref1989atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "1989",
    journal = "Europhysics News",
    url = "https://doi.org/10.1051/epn/19892010154b",
    doi = "10.1051/epn/19892010154b",
    number = "10",
    pages = "154-154",
    volume = "20"
}

@article{doi101016001910359190036s,
    author = "Pepin, Robert O.",
    title = "Sobre el origen y la evolución temprana de las atmósferas de los planetas terrestres y los volátiles meteoríticos",
    year = "1991",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(91)90036-s",
    doi = "10.1016/0019-1035(91)90036-s",
    openalex = "W2044377375",
    references = "doi1010160019103583900325, doi1010160032063363901132, doi101029jb087ib07p05611, doi101038338487a0, doi101126science2214611651"
}

La competencia entre la erosión por impacto y el suministro de volátiles por impacto a las atmósferas planetarias puede determinar si un planeta o satélite acumula una atmósfera. En ausencia de otros procesos (por ejemplo, desgasificación), encontramos que una atmósfera planetaria debería ser gruesa, o que no debería haber atmósfera en absoluto. El límite entre los dos casos extremos está determinado por las distribuciones de masa y velocidad y el contenido intrínseco de volátiles de los impactores. Aplicamos nuestro modelo específicamente a Titán, Calisto y Ganimedes. La población de impactores se identifica con cometas, ya sea en forma de planetesimales errantes de Urano-Neptuno o como cometas del cinturón de Kuiper desalojados. Las velocidades de impacto sistemáticamente más bajas en Titán le permiten retener una atmósfera gruesa, mientras que Calisto y Ganimedes no obtienen nada. La atmósfera de Titán puede ser, por lo tanto, una expresión de una capa rica en volátiles que se acumuló tarde. Un origen por impacto para la atmósfera de Titán explica naturalmente la alta relación D/H que comparte con la Tierra, los meteoritos carbonáceos y Halley. También explica la similitud general de la atmósfera de Titán con las de Tritón y Plutón, lo cual es de otro modo desconcertante a la luz de las historias y composiciones totales radicalmente diferentes de estos objetos.

@article{doi101016001910359290187c,
    author = "Zahnle, K y Pollack, J B y Grinspoon, D y Dones, L",
    title = "Atmósferas generadas por impactos sobre Titán, Ganimedes y Calisto.",
    year = "1992",
    journal = "Icarus",
    abstract = "La competencia entre la erosión por impacto y el suministro de volátiles por impacto a las atmósferas planetarias puede determinar si un planeta o satélite acumula una atmósfera. En ausencia de otros procesos (por ejemplo, desgasificación), encontramos que una atmósfera planetaria debería ser gruesa, o que no debería haber atmósfera en absoluto. El límite entre los dos casos extremos está determinado por las distribuciones de masa y velocidad y el contenido intrínseco de volátiles de los impactores. Aplicamos nuestro modelo específicamente a Titán, Calisto y Ganimedes. La población de impactores se identifica con cometas, ya sea en forma de planetesimales errantes de Urano-Neptuno o como cometas del cinturón de Kuiper desalojados. Las velocidades de impacto sistemáticamente más bajas en Titán le permiten retener una atmósfera gruesa, mientras que Calisto y Ganimedes no obtienen nada. La atmósfera de Titán puede ser, por lo tanto, una expresión de una capa rica en volátiles que se acumuló tarde. Un origen por impacto para la atmósfera de Titán explica naturalmente la alta relación D/H que comparte con la Tierra, los meteoritos carbonáceos y Halley. También explica la similitud general de la atmósfera de Titán con las de Tritón y Plutón, lo cual es de otro modo desconcertante a la luz de las historias y composiciones totales radicalmente diferentes de estos objetos.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11538396/",
    doi = "10.1016/0019-1035(92)90187-c",
    openalex = "W2080496895",
    pmid = "11538396",
    references = "doi101016001670378990286x, doi1010160019103583900325, doi1010160019103588900310, doi1010160022286070900190, doi1010160734743x87900698, doi101038338487a0, doi101038343129a0, doi101126science11538074, doi101130spe190, doi102307jctv1v3gr3r6"
}

Las ideas sobre la composición atmosférica y el clima de la Tierra primitiva han evolucionado considerablemente en los últimos 30 años, pero aún persisten muchas incertidumbres. Generalmente se acepta que la atmósfera contenía poco o ningún oxígeno libre inicialmente y que las concentraciones de oxígeno aumentaron notablemente hace cerca de 2.000 millones de años, pero el momento preciso y las razones de su aumento permanecen sin explicar. Del mismo modo, suele reconocerse que el efecto invernadero atmosférico debe haber sido mayor en el pasado para compensar la luminosidad solar reducida, pero los niveles de dióxido de carbono atmosférico y otros gases de efecto invernadero requeridos siguen siendo especulativos. Una mejor comprensión de la evolución atmosférica pasada es importante para entender la evolución de la vida y para predecir si podrían existir planetas similares a la Tierra en otra parte de la galaxia.

@article{doi101126science11536547,
    author = "Kasting, James F.",
    title = "La atmósfera primitiva de la Tierra",
    year = "1993",
    journal = "Science",
    abstract = "Las ideas sobre la composición atmosférica y el clima de la Tierra primitiva han evolucionado considerablemente en los últimos 30 años, pero aún persisten muchas incertidumbres. Generalmente se acepta que la atmósfera contenía poco o ningún oxígeno libre inicialmente y que las concentraciones de oxígeno aumentaron notablemente hace cerca de 2.000 millones de años, pero el momento preciso y las razones de su aumento permanecen sin explicar. Del mismo modo, suele reconocerse que el efecto invernadero atmosférico debe haber sido mayor en el pasado para compensar la luminosidad solar reducida, pero los niveles de dióxido de carbono atmosférico y otros gases de efecto invernadero requeridos siguen siendo especulativos. Una mejor comprensión de la evolución atmosférica pasada es importante para entender la evolución de la vida y para predecir si podrían existir planetas similares a la Tierra en otra parte de la galaxia.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.11536547",
    doi = "10.1126/science.11536547",
    openalex = "W2001363398",
    references = "doi101006icar19931010, doi101007bf00151270, doi101016001670379290064p, doi1010160019103588900310, doi101029gm032, doi101029jc086ic10p09776, doi101038321832a0, doi101038331612a0, doi101038342139a0, doi101038343129a0, doi101111j150239311988tb02083x, doi101126science11536492, doi101126science11538074, doi101126science1173046528, doi101126science1303370245, doi101126science1585174, doi101126science1631544, doi101126science177404352, doi101130001676061951621111ghosw20co2, doi1015159780691220239, doi102475ajs2837641, miller1953a, openalexw2026796374"
}

@incollection{crossref1999atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "1999",
    booktitle = "Shakespeare: The Comedies",
    url = "https://doi.org/10.5040/9781350391055.ch-001",
    doi = "10.5040/9781350391055.ch-001"
}

Presentamos nuestra rejilla de atmósferas de modelo NextGen para estrellas de baja masa para temperaturas efectivas mayores de 3000 K. Estos modelos LTE se calculan con las mismas suposiciones básicas del modelo y la física de entrada que la parte VLMS de la rejilla NextGen, de modo que la rejilla completa pueda utilizarse, por ejemplo, para cálculos consistentes de evolución estelar y para análisis internamente consistentes de espectros de estrellas frías. Esta rejilla también es el punto de partida para una gran rejilla de atmósferas de modelo detalladas NLTE para enanas y gigantes. Los modelos se calcularon de 3000 a 10.000 K (en pasos de 200 K) para 3.5 ≤ log g ≤ 5.5 (en pasos de 0.5) y metalicidades de -4.0 ≤ [M/H] ≤ 0.0.

@article{doi101086306745,
    author = "Hauschildt, P. H. y Allard, F. y Baron, E.",
    title = "La rejilla de atmósferas de modelo NextGen para \documentclass{aastex} \usepackage{amsbsy} \usepackage{amsfonts} \usepackage{amssymb} \usepackage{bm} \usepackage{mathrsfs} \usepackage{pifont} \usepackage{stmaryrd} \usepackage{textcomp} \usepackage{portland,xspace} \usepackage{amsmath,amsxtra} \usepackage[OT2,OT1]{fontenc} \newcommand\cyr{\renewcommand\rmdefault{wncyr} \renewcommand\sfdefault{wncyss} \renewcommand\encodingdefault{OT2} \normalfont \selectfont} \DeclareTextFontCommand{\textcyr}{\cyr} \pagestyle{empty} \DeclareMathSizes{10}{9}{7}{6} \begin{document} \landscape $3000\leq T\_{\mathrm{eff}\,}\leq \mathrm{10,000}\,$ \end{document} K",
    year = "1999",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Presentamos nuestra rejilla de atmósferas de modelo NextGen para estrellas de baja masa para temperaturas efectivas mayores de 3000 K. Estos modelos LTE se calculan con las mismas suposiciones básicas del modelo y la física de entrada que la parte VLMS de la rejilla NextGen, de modo que la rejilla completa pueda utilizarse, por ejemplo, para cálculos consistentes de evolución estelar y para análisis internamente consistentes de espectros de estrellas frías. Esta rejilla también es el punto de partida para una gran rejilla de atmósferas de modelo detalladas NLTE para enanas y gigantes. Los modelos se calcularon de 3000 a 10.000 K (en pasos de 200 K) para 3.5 ≤ log g ≤ 5.5 (en pasos de 0.5) y metalicidades de -4.0 ≤ [M/H] ≤ 0.0.",
    url = "https://doi.org/10.1086/306745",
    doi = "10.1086/306745",
    openalex = "W4292406868"
}

Resumen— En el sistema solar primitivo, las fuentes más plausibles del agua acrecida por la Tierra estaban en el cinturón de asteroides exterior, en las regiones de los planetas gigantes y en el Cinturón de Kuiper. Investigamos las implicaciones sobre el origen del agua de la Tierra de los modelos dinámicos de la evolución primitiva de los cuerpos del sistema solar y los comprobamos con respecto a las restricciones químicas. Encontramos que es plausible que la Tierra acreció agua a lo largo de toda su formación, desde las fases tempranas cuando la nebulosa solar aún estaba presente hasta las etapas tardías del barrido libre de gas de planetesimales dispersos. Los asteroides y los cometas de la región de Júpiter-Saturno fueron los primeros proveedores de agua, cuando la Tierra tenía menos de la mitad de su masa actual. La mayor parte del agua presente actualmente en la Tierra fue transportada por unos pocos embriones planetarios, originalmente formados en el cinturón de asteroides exterior y acrecidos por la Tierra en la etapa final de su formación. Finalmente, un manto tardío, que representa como máximo el 10% de la masa de agua actual, ocurrió debido a cometas de la región de Urano-Neptuno y del Cinturón de Kuiper. El resultado neto de la acreción desde estos varios reservorios es que el agua en la Tierra tenía esencialmente la relación D/H típica del agua condensada en el cinturón de asteroides exterior. Esto está de acuerdo con la observación de que la relación D/H en los océanos es muy cercana al valor medio de la relación D/H de las inclusiones de agua en los condritos carbonáceos.

@article{doi101111j194551002000tb01518x,
    author = "Morbidelli, Alessandro y Chambers, John y Lunine, J. I. y Petit, Jean-Marc y Robert, F. y Valsecchi, G. B. y Cyr, K. E.",
    title = "Orígenes de las regiones y escalas de tiempo para la entrega de agua a la Tierra",
    year = "2000",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    abstract = "Resumen— En el sistema solar primitivo, las fuentes más plausibles del agua acrecida por la Tierra estaban en el cinturón de asteroides exterior, en las regiones de los planetas gigantes y en el Cinturón de Kuiper. Investigamos las implicaciones sobre el origen del agua de la Tierra de los modelos dinámicos de la evolución primitiva de los cuerpos del sistema solar y los comprobamos con respecto a las restricciones químicas. Encontramos que es plausible que la Tierra acreció agua a lo largo de toda su formación, desde las fases tempranas cuando la nebulosa solar aún estaba presente hasta las etapas tardías del barrido libre de gas de planetesimales dispersos. Los asteroides y los cometas de la región de Júpiter-Saturno fueron los primeros proveedores de agua, cuando la Tierra tenía menos de la mitad de su masa actual. La mayor parte del agua presente actualmente en la Tierra fue transportada por unos pocos embriones planetarios, originalmente formados en el cinturón de asteroides exterior y acrecidos por la Tierra en la etapa final de su formación. Finalmente, un manto tardío, que representa como máximo el 10% de la masa de agua actual, ocurrió debido a cometas de la región de Urano-Neptuno y del Cinturón de Kuiper. El resultado neto de la acreción desde estos varios reservorios es que el agua en la Tierra tenía esencialmente la relación D/H típica del agua condensada en el cinturón de asteroides exterior. Esto está de acuerdo con la observación de que la relación D/H en los océanos es muy cercana al valor medio de la relación D/H de las inclusiones de agua en los condritos carbonáceos.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    doi = "10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    openalex = "W2014359877",
    references = "doi101006icar19941039, doi101006icar19960190, doi101006icar19986007, doi101006icar19996299, doi1010079781461261674, doi101007bf00642464, doi1010160019103588900310, doi101016001910359190036s, doi101017cbo9780511545986, doi101126science25550501391, doi101126science27653191670"
}

▪ Resumen Nuestra comprensión de la evolución de las moléculas orgánicas y su viaje desde las nubes moleculares hasta el sistema solar temprano y la Tierra ha cambiado drásticamente. Incorporando resultados observacionales recientes desde la superficie y el espacio, así como experimentos de simulación de laboratorio y nuevos métodos de modelado teórico, esta revisión recapitula el inventario y la distribución de moléculas orgánicas en diferentes entornos. Se monitorea la evolución, supervivencia, transporte y transformación de los compuestos orgánicos, desde las nubes moleculares y el medio interestelar difuso hasta su incorporación en materiales del sistema solar como cometas y meteoritos. Restringimos las vías de formación en fase gaseosa y en la superficie de granos para moléculas orgánicas en nubes interestelares densas, utilizando observaciones recientes con el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) y radiotelescopios terrestres. Se discute la principal evidencia espectroscópica para compuestos carbonáceos en el medio interestelar difuso (bump UV a 2200 Å, bandas interestelares difusas, emisión roja extendida y bandas de absorción y emisión infrarrojas). Revisamos críticamente las firmas y los problemas no resueltos relacionados con los principales componentes orgánicos sugeridos para estar presentes en el gas difuso, tales como hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP), fullerenos, diamantes y sólidos carbonáceos. También discutimos brevemente la formación circumestelar de compuestos orgánicos alrededor de estrellas de tipo tardío. En el sistema solar, las misiones espaciales al cometa Halley y las observaciones de los cometas brillantes Hyakutake y Hale-Bopp han permitido recientemente una reexaminación de la química orgánica del polvo y volátiles en cometas de período largo. Revisamos los avances en este área y también discutimos el progreso realizado en elucidar el complejo inventario orgánico de los meteoritos carbonáceos. El conocimiento de la química orgánica en nubes moleculares, cometas y meteoritos y su vínculo común proporciona restricciones para los procesos que conducen al origen, evolución y distribución de la vida en la Galaxia.

@article{doi101146annurevastro381427,
    author = "Ehrenfreund, P. y Charnley, Steven B.",
    title = "Moléculas Orgánicas en el Medio Interestelar, Cometas y Meteoritos: Un Viaje desde Nubes Oscuras hasta la Tierra Temprana",
    year = "2000",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "▪ Resumen Nuestra comprensión de la evolución de las moléculas orgánicas y su viaje desde las nubes moleculares hasta el sistema solar temprano y la Tierra ha cambiado drásticamente. Incorporando resultados observacionales recientes desde la superficie y el espacio, así como experimentos de simulación de laboratorio y nuevos métodos de modelado teórico, esta revisión recapitula el inventario y la distribución de moléculas orgánicas en diferentes entornos. Se monitorea la evolución, supervivencia, transporte y transformación de los compuestos orgánicos, desde las nubes moleculares y el medio interestelar difuso hasta su incorporación en materiales del sistema solar como cometas y meteoritos. Restringimos las vías de formación en fase gaseosa y en la superficie de granos para moléculas orgánicas en nubes interestelares densas, utilizando observaciones recientes con el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) y radiotelescopios terrestres. Se discute la principal evidencia espectroscópica para compuestos carbonáceos en el medio interestelar difuso (bump UV a 2200 Å, bandas interestelares difusas, emisión roja extendida y bandas de absorción y emisión infrarrojas). Revisamos críticamente las firmas y los problemas no resueltos relacionados con los principales componentes orgánicos sugeridos para estar presentes en el gas difuso, tales como hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP), fullerenos, diamantes y sólidos carbonáceos. También discutimos brevemente la formación circumestelar de compuestos orgánicos alrededor de estrellas de tipo tardío. En el sistema solar, las misiones espaciales al cometa Halley y las observaciones de los cometas brillantes Hyakutake y Hale-Bopp han permitido recientemente una reexaminación de la química orgánica del polvo y volátiles en cometas de período largo. Revisamos los avances en este área y también discutimos el progreso realizado en elucidar el complejo inventario orgánico de los meteoritos carbonáceos. El conocimiento de la química orgánica en nubes moleculares, cometas y meteoritos y su vínculo común proporciona restricciones para los procesos que conducen al origen, evolución y distribución de la vida en la Galaxia.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.38.1.427",
    doi = "10.1146/annurev.astro.38.1.427",
    openalex = "W2148340339",
    references = "doi101006icar19996299, doi101038318162a0, doi101038347354a0, doi101038355125a0, doi101038359707a0, doi101086155591, doi101126science11538074, doi101126science2735277924, doi101146annurevaa09090171000245, doi101146annurevaa28090190000345, doi105860choice312093"
}

Los experimentos de laboratorio sobre la captura de gases por el hielo que se forma a bajas temperaturas implican a los cometas como principales transportadores de los gases nobles pesados hacia los planetas interiores. Estos planetesimales helados también pudieron haber traído los compuestos de nitrógeno que finalmente produjeron el N2 atmosférico. Sin embargo, si la muestra de tres cometas analizados hasta ahora es representativa, los océanos de la Tierra no pudieron haber sido producidos únicamente por cometas; requieren una fuente adicional de agua con baja relación D/H. El neón altamente fraccionado en la atmósfera de la Tierra también puede indicar la importancia de los portadores no helados de volátiles. El portador adicional más importante es probablemente el material rocoso que constituye la mayor parte de la masa de estos planetas. Venus podría requerir una contribución de planetesimales helados formados a las bajas temperaturas características del Cinturón de Kuiper.

@article{doi101023a1011809412925,
    author = "Owen, T C and Bar-Nun, A",
    title = "Contributions of icy planetesimals to the Earth's early atmosphere.",
    year = "2001",
    journal = "Origins of life and evolution of the biosphere: the journal of the International Society for the Study of the Origin of Life",
    abstract = "Laboratory experiments on the trapping of gases by ice forming at low temperatures implicate comets as major carriers of the heavy noble gases to the inner planets. These icy planetesimals may also have brought the nitrogen compounds that ultimately produced atmospheric N2. However, if the sample of three comets analyzed so far is typical, the Earth's oceans cannot have been produced by comets alone, they require an additional source of water with low D/H. The highly fractionated neon in the Earth's atmosphere may also indicate the importance of non-icy carriers of volatiles. The most important additional carrier is probably the rocky material comprising the bulk of the mass of these planets. Venus may require a contribution from icy planetesimals formed at the low temperatures characteristic of the Kuiper Belt.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11599179/",
    doi = "10.1023/a:1011809412925",
    openalex = "W2257792074",
    pmid = "11599179",
    references = "doi101006icar19951190, doi1010160012821x76901187, doi101016001670378990286x, doi101016001910359190036s, doi101029js082i028p04341, doi101029js082i028p04635, doi101038190389a0, doi101111j194551001994tb01092x, doi101126science27553081904, doi101146annurevaa32090194001203"
}

Aunque la evidencia de biomarcadores, elementos traza e isotópicos se ha utilizado para afirmar que la fotosíntesis oxigénica evolucionó hace 2.8 giga-años antes del presente (Ga) y quizás tan pronto como hace 3.7 Ga, un examen escéptico genera considerables dudas sobre la presencia de productores de oxígeno en esos momentos. Características geológicas sugestivas de oxígeno, como los lechos rojos, los paleosuelos lateríticos y la reaparición de depósitos sedimentarios de sulfato después de un hiato de aproximadamente 900 millones de años, ocurren poco antes de la aproximadamente 2.3-2.2 Ga Makganyene "Tierra bola de nieve" (glaciación global). La masiva deposición de Mn, que tiene un alto potencial redox, prácticamente requiere la presencia de oxígeno ambiental después de la bola de nieve. Nuevas restricciones de edad del Supergroupo de Transvaal de Sudáfrica sugieren que las tres glaciaciones en el Supergroupo de Huronia de Canadá preceden al evento de bola de nieve. Un modelo simple de crecimiento de cianobacterias que incorpora el rango de flujos de C, Fe y P esperados durante una glaciación parcial en un mundo anóxico con océanos ricos en Fe indica que la fotosíntesis oxigénica podría haber destruido un efecto invernadero de metano y desencadenado un evento de bola de nieve en escalas de tiempo tan cortas como 1 millón de años. Dado que la evidencia geológica que requiere oxígeno no aparece durante la glaciación de Pongola hace 2.9 Ga ni durante las glaciaciones de Huronia, argumentamos que las cianobacterias oxigénicas evolucionaron y se radiaron poco antes de la bola de nieve de Makganyene.

@article{doi101073pnas0504878102,
    author = "Kopp, Robert E. and Kirschvink, Joseph L. and Hilburn, Isaac A. and Nash, Cody Z.",
    title = "The Paleoproterozoic snowball Earth: A climate disaster triggered by the evolution of oxygenic photosynthesis",
    year = "2005",
    journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
    abstract = {Aunque la evidencia de biomarcadores, elementos traza e isotópicos se ha utilizado para afirmar que la fotosíntesis oxigénica evolucionó hace 2.8 giga-años antes del presente (Ga) y quizás tan pronto como hace 3.7 Ga, un examen escéptico genera considerables dudas sobre la presencia de productores de oxígeno en esos momentos. Características geológicas sugestivas de oxígeno, como los lechos rojos, los paleosuelos lateríticos y la reaparición de depósitos sedimentarios de sulfato después de un hiato de aproximadamente 900 millones de años, ocurren poco antes de la aproximadamente 2.3-2.2 Ga Makganyene "Tierra bola de nieve" (glaciación global). La masiva deposición de Mn, que tiene un alto potencial redox, prácticamente requiere la presencia de oxígeno ambiental después de la bola de nieve. Nuevas restricciones de edad del Supergroupo de Transvaal de Sudáfrica sugieren que las tres glaciaciones en el Supergroupo de Huronia de Canadá preceden al evento de bola de nieve. Un modelo simple de crecimiento de cianobacterias que incorpora el rango de flujos de C, Fe y P esperados durante una glaciación parcial en un mundo anóxico con océanos ricos en Fe indica que la fotosíntesis oxigénica podría haber destruido un efecto invernadero de metano y desencadenado un evento de bola de nieve en escalas de tiempo tan cortas como 1 millón de años. Dado que la evidencia geológica que requiere oxígeno no aparece durante la glaciación de Pongola hace 2.9 Ga ni durante las glaciaciones de Huronia, argumentamos que las cianobacterias oxigénicas evolucionaron y se radiaron poco antes de la bola de nieve de Makganyene.},
    url = "https://doi.org/10.1073/pnas.0504878102",
    doi = "10.1073/pnas.0504878102",
    openalex = "W2145815106",
    references = "doi101146annurevearth241191, doi102113gsecongeo6871135"
}

Informamos sobre los resultados del programa multionda Sun in Time (rayos X a UV) de análogos solares con edades que abarcan ∼0.1-7 Gyr. Los principales objetivos científicos son estudiar el dinamo magnético solar y determinar las propiedades radiativas y magnéticas del Sol durante su evolución a través de la secuencia principal. El presente artículo se centra en este último objetivo, que tiene como propósito final proporcionar la evolución de la irradiancia espectral de estrellas tipo Sol para ser utilizada en el estudio y modelado de atmósferas planetarias. Los resultados del programa Sun in Time sugieren que las emisiones de rayos X-EUV coronales del Sol de secuencia principal joven fueron ∼100-1000 veces más intensas que las del Sol actual. De manera similar, se espera que las emisiones de FUV-UV de la región de transición y la cromosfera del Sol joven sean 20-60 y 10-20 veces más intensas, respectivamente, que las actuales. Cuando consideramos la emisión de alta energía integrada de 1 a 1200 Å, la relación resultante indica que hace aproximadamente 2.5 Gyr el flujo de alta energía solar era aproximadamente 2.5 veces el valor actual y hace aproximadamente 3.5 Gyr era aproximadamente 6 veces el valor actual (cuando se supone que surgió la vida en la Tierra). Las fuertes emisiones de radiación inferidas deberían haber tenido influencias importantes en la estructura térmica, la fotoquímica y la fotoionización de las atmósferas planetarias y haber desempeñado un papel importante en el desarrollo de la vida primitiva en el sistema solar. Se discuten algunos ejemplos de la aplicación de los resultados de Sun in Time sobre exoplanetas y sobre planetas del sistema solar temprano.

@article{doi101086427977,
    author = "Ribas, I. y Guinan, E. F. y Güdel, M. y Audard, M.",
    title = "Evolución de la Actividad Solar a lo Largo del Tiempo y Efectos sobre las Atmósferas Planetarias. I. Irradiancias de Alta Energía (1–1700 Å)",
    year = "2005",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Informamos sobre los resultados del programa multionda Sun in Time (rayos X a UV) de análogos solares con edades que abarcan ∼0.1-7 Gyr. Los principales objetivos científicos son estudiar el dinamo magnético solar y determinar las propiedades radiativas y magnéticas del Sol durante su evolución a través de la secuencia principal. El presente artículo se centra en este último objetivo, que tiene como propósito final proporcionar la evolución de la irradiancia espectral de estrellas tipo Sol para ser utilizada en el estudio y modelado de atmósferas planetarias. Los resultados del programa Sun in Time sugieren que las emisiones de rayos X-EUV coronales del Sol de secuencia principal joven fueron ∼100-1000 veces más intensas que las del Sol actual. De manera similar, se espera que las emisiones de FUV-UV de la región de transición y la cromosfera del Sol joven sean 20-60 y 10-20 veces más intensas, respectivamente, que las actuales. Cuando consideramos la emisión de alta energía integrada de 1 a 1200 Å, la relación resultante indica que hace aproximadamente 2.5 Gyr el flujo de alta energía solar era aproximadamente 2.5 veces el valor actual y hace aproximadamente 3.5 Gyr era aproximadamente 6 veces el valor actual (cuando se supone que surgió la vida en la Tierra). Las fuertes emisiones de radiación inferidas deberían haber tenido influencias importantes en la estructura térmica, la fotoquímica y la fotoionización de las atmósferas planetarias y haber desempeñado un papel importante en el desarrollo de la vida primitiva en el sistema solar. Se discuten algunos ejemplos de la aplicación de los resultados de Sun in Time sobre exoplanetas y sobre planetas del sistema solar temprano.",
    url = "https://doi.org/10.1086/427977",
    doi = "10.1086/427977",
    openalex = "W2082329580",
    references = "doi101006icar19931010, doi101038342139a0, doi101086304264"
}

@incollection{furnham2006atmospherics,
    author = "Furnham, Adrian",
    title = "Atmospherics",
    year = "2006",
    booktitle = "Management Mumbo-Jumbo",
    url = "https://doi.org/10.1057/9780230626591\_5",
    doi = "10.1057/9780230626591\_5",
    pages = "23-25"
}

@article{doi101007s1121400894135,
    author = "Lämmer, H. y Kasting, James F. y Chassefière, Éric y Johnson, Robert E. y Kulikov, Yuri N. y Tian, Feng",
    title = "Escape Atmosférico y Evolución de Planetas y Satélites Terrestres",
    year = "2008",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-008-9413-5",
    doi = "10.1007/s11214-008-9413-5",
    openalex = "W1972266886",
    references = "doi1010160019103583900325"
}

El calentamiento por fotoionización debido a la radiación UV incidente sobre las atmósferas de Júpiteres calientes puede impulsar la pérdida de masa planetaria. Construimos un modelo de escape que incluye calentamiento y enfriamiento realistas, equilibrio de ionización, gravedad de marea y confinamiento de presión por el viento de la estrella anfitriona. Mostramos que la pérdida de masa toma la forma de un viento hidrodinámico ("Parker"), emitido desde el lado diurno del planeta durante las pausas en el viento estelar. Cuando los vientos diurnos son suprimidos por la acción confinante del viento estelar, los vientos nocturnos podrían intensificarse si hay un transporte horizontal suficiente de calor. Un Júpiter caliente pierde masa a tasas máximas de ~2 x 10^12 g/s durante la fase presecuencial de su estrella anfitriona y ~2 x10^10 g/s durante la vida secuencial principal de la estrella, para pérdidas máximas totales de ~0.06% y ~0.6% de la masa del planeta, respectivamente. Para flujos UV F_UV < 10^4 erg/cm^2/s, la tasa de pérdida de masa es aproximadamente limitada por la energía y es proporcional a F_UV^0.9. Para flujos UV más grandes, como los típicos de estrellas T Tauri, las pérdidas radiativas y la recombinación de plasma obligan a que la tasa de pérdida de masa aumente más lentamente como F_UV^0.6. Los vientos diurnos se apagan durante la fase T Tauri debido al confinamiento por la presión abrumadora del viento estelar. Concluimos que, aunque la radiación UV puede impulsar vientos desde Júpiteres calientes, tales vientos no pueden alterar significativamente las masas planetarias durante ninguna etapa evolutiva. Sin embargo, pueden producir firmas observables. Los candidatos para explicar por qué los fotones de Lyman-alpha de HD 209458 son absorbidos a velocidades desplazadas por efecto Doppler de +/- 100 km/s incluyen el intercambio de carga en la choque entre el viento planetario y el viento estelar.

@article{doi1010880004637x693123,
    author = "Murray‐Clay, Ruth y Chiang, Eugene y Murray, Norman",
    title = "ESCAPE ATMOSFÉRICO DE JÓVITERES CALIENTES",
    year = "2009",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = {El calentamiento por fotoionización debido a la radiación UV incidente sobre las atmósferas de Júpiteres calientes puede impulsar la pérdida de masa planetaria. Construimos un modelo de escape que incluye calentamiento y enfriamiento realistas, equilibrio de ionización, gravedad de marea y confinamiento de presión por el viento de la estrella anfitriona. Mostramos que la pérdida de masa toma la forma de un viento hidrodinámico ("Parker"), emitido desde el lado diurno del planeta durante las pausas en el viento estelar. Cuando los vientos diurnos son suprimidos por la acción confinante del viento estelar, los vientos nocturnos podrían intensificarse si hay un transporte horizontal suficiente de calor. Un Júpiter caliente pierde masa a tasas máximas de \textasciitilde 2 x 10^12 g/s durante la fase presecuencial de su estrella anfitriona y \textasciitilde 2 x10^10 g/s durante la vida secuencial principal de la estrella, para pérdidas máximas totales de \textasciitilde 0.06\% y \textasciitilde 0.6\% de la masa del planeta, respectivamente. Para flujos UV F\_UV < 10^4 erg/cm^2/s, la tasa de pérdida de masa es aproximadamente limitada por la energía y es proporcional a F\_UV^0.9. Para flujos UV más grandes, como los típicos de estrellas T Tauri, las pérdidas radiativas y la recombinación de plasma obligan a que la tasa de pérdida de masa aumente más lentamente como F\_UV^0.6. Los vientos diurnos se apagan durante la fase T Tauri debido al confinamiento por la presión abrumadora del viento estelar. Concluimos que, aunque la radiación UV puede impulsar vientos desde Júpiteres calientes, tales vientos no pueden alterar significativamente las masas planetarias durante ninguna etapa evolutiva. Sin embargo, pueden producir firmas observables. Los candidatos para explicar por qué los fotones de Lyman-alpha de HD 209458 son absorbidos a velocidades desplazadas por efecto Doppler de +/- 100 km/s incluyen el intercambio de carga en la choque entre el viento planetario y el viento estelar.},
    url = "https://doi.org/10.1088/0004-637x/693/1/23",
    doi = "10.1088/0004-637x/693/1/23",
    openalex = "W1974543936"
}

@misc{crossref2011atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "2011",
    booktitle = "Enciclopedia de Gestión y Marketing de Deportes",
    url = "https://doi.org/10.4135/9781412994156.n42",
    doi = "10.4135/9781412994156.n42"
}

«Atmospherics es la adaptación del entorno diseñado (a veces denominado «construido» – véase Mehrabian y Russell, 1974) para aumentar la probabilidad de efectos o resultados deseados en los usuarios» (Greenland y McGoldrick, 1994).

@misc{greenland2015atmospherics,
    author = "Greenland, Steve y Newman, Andrew",
    title = "Atmospherics",
    year = "2015",
    booktitle = "Enciclopedia Wiley de Gestión",
    abstract = "«Atmospherics es la adaptación del entorno diseñado (a veces denominado «construido» – véase Mehrabian y Russell, 1974) para aumentar la probabilidad de efectos o resultados deseados en los usuarios» (Greenland y McGoldrick, 1994).",
    url = "https://doi.org/10.1002/9781118785317.weom090343",
    doi = "10.1002/9781118785317.weom090343",
    pages = "1-1"
}

@incollection{yung2015solar,
    author = "Yung, Y.L. y Wong, M.L. y Gaidos, E.J.",
    title = "SISTEMA SOLAR/SOL, ATMÓSFERAS, EVOLUCIÓN DE ATMÓSFERAS | Evolución de la atmósfera de la Tierra",
    year = "2015",
    booktitle = "Enciclopedia de las Ciencias Atmosféricas",
    url = "https://doi.org/10.1016/b978-0-12-382225-3.00038-4",
    doi = "10.1016/b978-0-12-382225-3.00038-4",
    openalex = "W29049456",
    pages = "163-167",
    references = "doi101006icar19951122, doi1010160019103587900224, doi101038338487a0, doi101073pnas0504878102, doi101093oso97801951050180010001, doi101126science11536547, doi101126science1183260, doi1015159780691220239, doi103402tellusav26i129731"
}

A medida que la búsqueda de exoplanetas similares a la Tierra gana velocidad, para comprenderlos necesitamos teorías integrales sobre cómo se forman y evolucionan las atmósferas planetarias. Escrito por dos científicos planetarios bien conocidos, este texto explica los principios físicos y químicos de la evolución atmosférica y las atmósferas planetarias, en el contexto de cómo la composición atmosférica y el clima determinan la habitabilidad de un planeta. Los autores revisan nuestro conocimiento actual sobre la evolución atmosférica y el clima en la Tierra, en otros planetas rocosos dentro de nuestro Sistema Solar y en planetas mucho más allá. Incorporando un tratamiento matemático riguroso, abordan los conceptos y ecuaciones que gobiernan una serie de temas, incluyendo la química atmosférica, la termodinámica, la transferencia radiativa y la dinámica atmosférica, y ofrecen una visión integrada de las atmósferas planetarias y su evolución. Este texto interdisciplinario es un recurso invaluable de una sola parada para estudiantes de posgrado e investigadores que trabajan en los campos de la ciencia atmosférica, la geoquímica, la ciencia planetaria, la astrobiología y la astronomía.

@book{doi1010179781139020558,
    author = "Catling, David C. y Kasting, James F.",
    title = "Evolución atmosférica en mundos habitados y sin vida",
    year = "2017",
    booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
    abstract = "A medida que la búsqueda de exoplanetas similares a la Tierra gana velocidad, para comprenderlos necesitamos teorías integrales sobre cómo se forman y evolucionan las atmósferas planetarias. Escrito por dos científicos planetarios bien conocidos, este texto explica los principios físicos y químicos de la evolución atmosférica y las atmósferas planetarias, en el contexto de cómo la composición atmosférica y el clima determinan la habitabilidad de un planeta. Los autores revisan nuestro conocimiento actual sobre la evolución atmosférica y el clima en la Tierra, en otros planetas rocosos dentro de nuestro Sistema Solar y en planetas mucho más allá. Incorporando un tratamiento matemático riguroso, abordan los conceptos y ecuaciones que gobiernan una serie de temas, incluyendo la química atmosférica, la termodinámica, la transferencia radiativa y la dinámica atmosférica, y ofrecen una visión integrada de las atmósferas planetarias y su evolución. Este texto interdisciplinario es un recurso invaluable de una sola parada para estudiantes de posgrado e investigadores que trabajan en los campos de la ciencia atmosférica, la geoquímica, la ciencia planetaria, la astrobiología y la astronomía.",
    url = "https://doi.org/10.1017/9781139020558",
    doi = "10.1017/9781139020558",
    openalex = "W2611894198"
}

@article{gebauer2017evolution,
    author = "Gebauer, S. y Grenfell, J.L. y Stock, J.W. y Lehmann, R. y Godolt, M. y von Paris, P. y Rauer, H.",
    title = "Evolución de atmósferas planetarias extrasolares similares a la Tierra: Evaluación de las atmósferas y biosferas de planetas análogos a la Tierra temprana con un modelo biogeoquímico acoplado de atmósfera",
    year = "2017",
    journal = "Astrobiología",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2015.1384",
    doi = "10.1089/ast.2015.1384",
    number = "1",
    openalex = "W2577254876",
    pages = "27-54",
    volume = "17",
    references = "doi101002aic690010222, doi101002qj49709640815, doi101006icar19931010, doi10102997jd00237, doi101038247181a0, doi1011751520046919670240241teotaw20co2, doi101256004316502320517344, doi1015159780691220239, doi105860choice305638a, openalexw1552913007"
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@article{doi101007s001590180108y,
    author = "Lämmer, H. y Zerkle, Aubrey L. y Gebauer, S y Tosi, Nicola y Noack, Lena y Scherf, Manuel y Pilat‐Lohinger, Elke y Güdel, M. y Grenfell, John Lee y Godolt, M. y Nikolaou, Athanasia",
    title = "Origen y evolución de las atmósferas de Venus primitiva, la Tierra y Marte",
    year = "2018",
    journal = "La Revisión de Astronomía y Astrofísica",
    url = "https://doi.org/10.1007/s00159-018-0108-y",
    doi = "10.1007/s00159-018-0108-y",
    openalex = "W2801411495",
    references = "doi1010160019103583900325, doi1010292006je002784, gebauer2017evolution"
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@article{gebauer2018evolution,
    author = "Gebauer, S. y Grenfell, J.L. y Lehmann, R. y Rauer, H.",
    title = "Evolución de atmósferas planetarias similares a la Tierra alrededor de estrellas enanas M: Evaluación de las atmósferas y biosferas con un modelo acoplado de atmósfera biogeoquímica",
    year = "2018",
    journal = "Astrobiología",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2017.1723",
    doi = "10.1089/ast.2017.1723",
    number = "7",
    openalex = "W2883137068",
    pages = "856-872",
    volume = "18",
    references = "doi101006icar19931010, doi101016jsolener200308039, doi10102997jd00237, doi101038247181a0, doi101038nature17448, doi101038nature19106, doi101038nature21360, doi1010510004636120078091, doi101086306745, doi101089ast20141231"
}

Contexto. La caracterización de la atmósfera de los exoplanetas es uno de los principales objetivos de la ciencia de los exoplanetas en las próximas décadas. Objetivos. Investigamos la detectabilidad de las características espectrales atmosféricas de planetas similares a la Tierra en la zona habitable (HZ) alrededor de enanas M con el futuro Telescopio Espacial James Webb (JWST). Métodos. Utilizamos un modelo acoplado de 1D de clima-química para simular la influencia de una gama de espectros de enanas M observados y modelados en planetas similares a la Tierra. Las atmósferas simuladas sirvieron como entrada para el cálculo de los espectros de transmisión de los planetas hipotéticos, utilizando un modelo de transferencia radiativa espectral línea por línea. Para investigar la detectabilidad espectroscópica de las bandas de absorción con JWST, desarrollamos además un modelo de relación señal-ruido (S/N) y lo aplicamos a nuestros espectros de transmisión. Resultados. Las altas abundancias de metano (CH 4) y agua (H 2 O) en la atmósfera de planetas similares a la Tierra alrededor de enanas M de tipo medio a tardío aumentan la detectabilidad de las características espectrales correspondientes en comparación con los planetas de enanas M de tipo temprano. Los aumentos de temperatura en la atmósfera media de los planetas de enanas M de tipo medio a tardío expanden la atmósfera y aumentan aún más la detectabilidad de las bandas de absorción. Para detectar CH 4, H 2 O y dióxido de carbono (CO 2) en la atmósfera de un planeta similar a la Tierra alrededor de una enana M de tipo medio a tardío, observar solo un tránsito con JWST podría ser suficiente hasta una distancia de 4 pc y menos de diez transiciones hasta una distancia de 10 pc. Como consecuencia de los límites de saturación de JWST y las bandas de absorción menos pronunciadas, la detección de características espectrales de planetas similares a la Tierra hipotéticos alrededor de la mayoría de las enanas M de tipo temprano requeriría más de diez transiciones. Identificamos 276 enanas M existentes (incluyendo GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 y LHS 1140) alrededor de las cuales las características de absorción atmosférica de planetas similares a la Tierra hipotéticos podrían detectarse mediante la suma de solo unos pocos transiciones. Conclusiones. El satélite TESS probablemente encontrará nuevos planetas terrestres de tránsito dentro de 15 pc de la Tierra. Mostramos que utilizando espectroscopía de transmisión, JWST podría proporcionar suficiente precisión para poder caracterizar parcialmente la atmósfera de los hallazgos de TESS con una composición similar a la Tierra alrededor de enanas M de tipo medio a tardío.

@article{doi10105100046361201834504,
    author = "Wunderlich, Fabian y Godolt, M. y Grenfell, John Lee y Städt, Steffen y Smith, A. M. S. y Gebauer, S y Schreier, Franz y Hedelt, Pascal y Rauer, H.",
    title = "Detectabilidad de características atmosféricas de planetas similares a la Tierra en la zona habitable alrededor de enanas M",
    year = "2019",
    journal = "Astronomía y Astrofísica",
    abstract = "Contexto. La caracterización de la atmósfera de los exoplanetas es uno de los principales objetivos de la ciencia de los exoplanetas en las próximas décadas. Objetivos. Investigamos la detectabilidad de las características espectrales atmosféricas de planetas similares a la Tierra en la zona habitable (HZ) alrededor de enanas M con el futuro Telescopio Espacial James Webb (JWST). Métodos. Utilizamos un modelo acoplado de 1D de clima-química para simular la influencia de una gama de espectros de enanas M observados y modelados en planetas similares a la Tierra. Las atmósferas simuladas sirvieron como entrada para el cálculo de los espectros de transmisión de los planetas hipotéticos, utilizando un modelo de transferencia radiativa espectral línea por línea. Para investigar la detectabilidad espectroscópica de las bandas de absorción con JWST, desarrollamos además un modelo de relación señal-ruido (S/N) y lo aplicamos a nuestros espectros de transmisión. Resultados. Las altas abundancias de metano (CH 4) y agua (H 2 O) en la atmósfera de planetas similares a la Tierra alrededor de enanas M de tipo medio a tardío aumentan la detectabilidad de las características espectrales correspondientes en comparación con los planetas de enanas M de tipo temprano. Los aumentos de temperatura en la atmósfera media de los planetas de enanas M de tipo medio a tardío expanden la atmósfera y aumentan aún más la detectabilidad de las bandas de absorción. Para detectar CH 4, H 2 O y dióxido de carbono (CO 2) en la atmósfera de un planeta similar a la Tierra alrededor de una enana M de tipo medio a tardío, observar solo un tránsito con JWST podría ser suficiente hasta una distancia de 4 pc y menos de diez transiciones hasta una distancia de 10 pc. Como consecuencia de los límites de saturación de JWST y las bandas de absorción menos pronunciadas, la detección de características espectrales de planetas similares a la Tierra hipotéticos alrededor de la mayoría de las enanas M de tipo temprano requeriría más de diez transiciones. Identificamos 276 enanas M existentes (incluyendo GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 y LHS 1140) alrededor de las cuales las características de absorción atmosférica de planetas similares a la Tierra hipotéticos podrían detectarse mediante la suma de solo unos pocos transiciones. Conclusiones. El satélite TESS probablemente encontrará nuevos planetas terrestres de tránsito dentro de 15 pc de la Tierra. Mostramos que utilizando espectroscopía de transmisión, JWST podría proporcionar suficiente precisión para poder caracterizar parcialmente la atmósfera de los hallazgos de TESS con una composición similar a la Tierra alrededor de enanas M de tipo medio a tardío.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834504",
    doi = "10.1051/0004-6361/201834504",
    openalex = "W2917710115",
    references = "gebauer2017evolution, gebauer2018evolution"
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@incollection{schlessinger2019atmospherics,
    author = "Schlessinger, Monroe",
    title = "Atmospherics",
    year = "2019",
    booktitle = "Fundamentos de la tecnología infrarroja",
    url = "https://doi.org/10.1201/9780203750834-4",
    doi = "10.1201/9780203750834-4",
    pages = "76-92"
}

@incollection{hannah2021atmospherics,
    author = "Hannah, Dehlia",
    title = "Atmospherics",
    year = "2021",
    booktitle = "Routledge Handbook of Art, Science, and Technology Studies",
    url = "https://doi.org/10.4324/9780429437069-47",
    doi = "10.4324/9780429437069-47",
    pages = "591-645"
}

Los objetos del cinturón de Kuiper (KBOs) tienen composiciones superficiales diversas, y la misión New Horizons al sistema Plutón-Caronte nos permite probar hipótesis sobre el origen y la evolución de estas superficies de KBO. Trabajos anteriores propusieron que el polo norte rico en compuestos orgánicos de Caronte se formó a partir de volátiles procesados radiolíticamente procedentes de la atmósfera en fuga de Plutón. Aquí, mostramos que una fuente endógena de volátiles desde el interior de Caronte es plausible. Calculamos que la resurfacing criovolcánica liberó 1.29 × 1015-3.47 × 1015 kg de metano a la superficie de Caronte desde su interior. Modelamos el transporte de volátiles y encontramos que la gran mayoría de este metano liberado volcánicamente migra a los polos de Caronte, con tasas de deposición suficientes para ser procesados en los compuestos orgánicos observados. Los productos de metano irradiados aparecen en KBOs de tamaño similar que no orbitan un objeto del tamaño de Plutón para extraer una atmósfera en fuga, por lo que los volátiles de origen interior podrían ser un proceso común e importante en todo el cinturón de Kuiper.

@article{doi101038s41467022318468,
    author = "Menten, Stephanie M y Sori, Michael M y Bramson, Ali M",
    title = "Volátiles de origen endógeno en Caronte y otros objetos del cinturón de Kuiper.",
    year = "2022",
    journal = "Nature communications",
    abstract = "Los objetos del cinturón de Kuiper (KBOs) tienen composiciones superficiales diversas, y la misión New Horizons al sistema Plutón-Caronte nos permite probar hipótesis sobre el origen y la evolución de estas superficies de KBO. Trabajos anteriores propusieron que el polo norte rico en compuestos orgánicos de Caronte se formó a partir de volátiles procesados radiolíticamente procedentes de la atmósfera en fuga de Plutón. Aquí, mostramos que una fuente endógena de volátiles desde el interior de Caronte es plausible. Calculamos que la resurfacing criovolcánica liberó 1.29 × 1015-3.47 × 1015 kg de metano a la superficie de Caronte desde su interior. Modelamos el transporte de volátiles y encontramos que la gran mayoría de este metano liberado volcánicamente migra a los polos de Caronte, con tasas de deposición suficientes para ser procesados en los compuestos orgánicos observados. Los productos de metano irradiados aparecen en KBOs de tamaño similar que no orbitan un objeto del tamaño de Plutón para extraer una atmósfera en fuga, por lo que los volátiles de origen interior podrían ser un proceso común e importante en todo el cinturón de Kuiper.",
    url = "https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC9363412/",
    doi = "10.1038/s41467-022-31846-8",
    openalex = "W4290786844",
    pmcid = "PMC9363412",
    pmid = "35945207",
    references = "doi1010160009254194001404, doi1010160019103584901428, doi101016jepsl200605041, doi101017s0305004100023197, doi101038s41467022318468, doi101086191050, doi101126science1106818, doi101126scienceaad1815, doi101126scienceaad7055, doi101126scienceaad9189, doi1012019781315380476"
}

Resumen Los planetas que orbitan estrellas de tipo M-dwarf son objetivos principales en la búsqueda de atmósferas de exoplanetas rocosos. El pequeño tamaño de las M-dwarf hace que sus planetas sean objetivos excepcionales para la espectroscopía de transmisión, facilitando la caracterización atmosférica. Sin embargo, sigue siendo desconocido si los entornos de radiación extremo-UV altamente variables de sus estrellas anfitrionas permiten que las atmósferas persistan. Con JWST, hemos comenzado a determinar si o no los mundos rocosos más favorables que orbitan M-dwarf tienen atmósferas detectables. Aquí, presentamos un espectro de transmisión JWST NIRSpec/G395H de 2.8–5.2 μ m del súper-Tierra caliente (700 K, 40.3× la insolación de la Tierra) GJ 486b (1.3 R ⊕ y 3.0 M ⊕). El espectro medido de nuestros dos tránsitos de GJ 486b se desvía de una línea plana en 2.2 σ − 3.3 σ, basado en tres reducciones independientes. A través de una combinación de modelos de avance y recuperación, determinamos que GJ 486b tiene una atmósfera rica en agua (con la restricción más estricta sobre la abundancia de agua recuperada de H 2 O > 10% a 2 σ) o el espectro de transmisión está contaminado por agua presente en manchas estelares frías no ocultadas. También encontramos que el espectro estelar medido se ajusta mejor a un modelo estelar con manchas estelares frías y faculae calientes. Mientras que ambos escenarios de recuperación proporcionan ajustes de igual calidad (χ ν 2 = 1.0) a nuestras observaciones NIRSpec/G395H, las observaciones de longitudes de onda más cortas pueden romper esta degeneración y revelar si GJ 486b mantiene una atmósfera rica en agua.

@article{doi10384720418213accb9c,
    author = "Moran, Sarah E. y Stevenson, Kevin B. y Sing, David K. y MacDonald, Ryan J. y Kirk, James y Lustig‐Yaeger, Jacob y Peacock, Sarah y Mayorga, L. C. y Bennett, Katherine A. y López‐Morales, Mercedes y May, Erin y Rustamkulov, Zafar y Valenti, Jeff A. y Redai, Jéa Adams y Alam, Munazza K. y Batalha, Natasha E. y Fu, Guangwei y Gonzalez-Quiles, Junellie y Highland, Alicia N. y Kruse, Ethan y Lothringer, Joshua D. y Ceballos, Kevin Ortiz y Sotzen, Kristin S. y Wakeford, Hannah R.",
    title = "¿Marea alta o remolino en la orilla cósmica? ¿Una atmósfera rica en agua o contaminación estelar para el súper-Tierra caliente GJ 486b desde las observaciones de JWST",
    year = "2023",
    journal = "The Astrophysical Journal Letters",
    abstract = "Resumen Los planetas que orbitan estrellas de tipo M-dwarf son objetivos principales en la búsqueda de atmósferas de exoplanetas rocosos. El pequeño tamaño de las M-dwarf hace que sus planetas sean objetivos excepcionales para la espectroscopía de transmisión, facilitando la caracterización atmosférica. Sin embargo, sigue siendo desconocido si los entornos de radiación extremo-UV altamente variables de sus estrellas anfitrionas permiten que las atmósferas persistan. Con JWST, hemos comenzado a determinar si o no los mundos rocosos más favorables que orbitan M-dwarf tienen atmósferas detectables. Aquí, presentamos un espectro de transmisión JWST NIRSpec/G395H de 2.8–5.2 μ m del súper-Tierra caliente (700 K, 40.3× la insolación de la Tierra) GJ 486b (1.3 R ⊕ y 3.0 M ⊕). El espectro medido de nuestros dos tránsitos de GJ 486b se desvía de una línea plana en 2.2 σ − 3.3 σ, basado en tres reducciones independientes. A través de una combinación de modelos de avance y recuperación, determinamos que GJ 486b tiene una atmósfera rica en agua (con la restricción más estricta sobre la abundancia de agua recuperada de H 2 O > 10\% a 2 σ) o el espectro de transmisión está contaminado por agua presente en manchas estelares frías no ocultadas. También encontramos que el espectro estelar medido se ajusta mejor a un modelo estelar con manchas estelares frías y faculae calientes. Mientras que ambos escenarios de recuperación proporcionan ajustes de igual calidad (χ ν 2 = 1.0) a nuestras observaciones NIRSpec/G395H, las observaciones de longitudes de onda más cortas pueden romper esta degeneración y revelar si GJ 486b mantiene una atmósfera rica en agua.",
    url = "https://doi.org/10.3847/2041-8213/accb9c",
    doi = "10.3847/2041-8213/accb9c",
    openalex = "W4376983012",
    references = "doi10384715384357aa7846"
}

@article{regoli2023understanding,
    author = "Regoli, Leonardo y Brandt, Pontus y Andre, Mats y Brain, David y Chaffin, Mike y Cohen, Ian y Dandouras, Iannis y Gkioulidou, Matina y Holmstrom, Mats y Ilie, Raluca y Jasinski, Jamie y Keika, Kunihiro y Kollmann, Peter y Lillis, Robert y Nikoukar, Romina y Nordheim, Tom y Rymer, Abigail y Seki, Kanako y Tucker, Orenthal y Vourlidas, Angelos",
    title = "Understanding the Evolution of Planetary Atmospheres: the need for an Earth-based atmospheric escape mission",
    year = "2023",
    journal = "Bulletin of the AAS",
    url = "https://doi.org/10.3847/25c2cfeb.8e5df1cf",
    doi = "10.3847/25c2cfeb.8e5df1cf",
    openalex = "W4386360768",
    references = "doi1010022014ja020714, doi101016jicarus201505012, doi101016jicarus201805030, doi1010179781139020558, doi1010292006ja011823, doi101029jd094id12p14971, doi101126science1058913"
}

@incollection{stewart2023atmospherics,
    author = "STEWART, KATHLEEN",
    title = "Atmospherics",
    year = "2023",
    booktitle = "A to Z of Creative Writing Methods",
    url = "https://doi.org/10.5040/9781350184244.ch-3",
    doi = "10.5040/9781350184244.ch-3"
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@incollection{lee2024atmospherics,
    author = "Lee, Jason W.",
    title = "Atmospherics",
    year = "2024",
    booktitle = "Encyclopedia of Sport Management",
    url = "https://doi.org/10.4337/9781035317189.ch41",
    doi = "10.4337/9781035317189.ch41",
    pages = "70-72"
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