Vida en el UniversoSemestre 2006-II

Curso Básico de Astronomía

Área de Astronomía del

Centro de Investigación en Física

Universidad de Sonora

Las preguntas son:

• ¿Qué consideramos vida?

• ¿Qué condiciones son necesarias para que surja la vida?

• ¿Dónde se dan tales condiciones?

Definición

Se considera como vivo a un sistema químico basado en compuestos orgánicos (compuestos de carbono) que tiene la propiedad de ordenar la materia de manera que codifica información y es capaz de tomar materiales simples de su medio ambiente y utilizarlos para crecer, obtener energía y reproducirse, creando descendientes sometidos a un proceso de evolución por selección natural (darwiniana) que portan prácticamente su misma información genética y que finalmente muere (deja de funcionar).

Los primeros sistemas que cumplían con esta definición fueron proteínas antecesoras del RNA (hace unos 3,900 millones de años).

En esta etapa la vida se encontraba a nivel molecular.

¿Qué se necesita?

Las condiciones para que surja la vida son las condiciones para que se formen moléculas orgánicas suficientemente complejas como para poder reproducirse e iniciar el proceso de selección natural.

Para esto necesitamos las siguientes condiciones ambientales:

1. Materiales orgánicos simples en abundancia.

2. Un lugar estable y grande donde se realicen experimentos naturales.

3. Energía del medio ambiente para producir reacciones químicas.

4. Un medio para que se diluyan los materiales básicos sin ser destruidos.

5. Protección contra cambios bruscos en las condiciones ambientales.

Astronómicamente estas condiciones implican un planeta con superficie sólida, abundante agua que se mantenga en estado líquido y que orbite una estrella longeva y de alta metalicidad.

Estamos hablando de un planeta como la Tierra, Venus o Marte.

Metalicidad

Los elementos más simples se forman dentro de las estrellas y son expulsadosal morir estas.

Estos elementos son:C, O, N, Si, Fe y otros de menor importancia.

AAHidrógenoquemando

Hidrógenosin quemar

BHidrógenoquemando

Helioquemando

Hidrógenosin quemar

Helio sinquemar

CHHeCNeOSi

Todosquemando

Después de ser creados en las estrellas, estos elementos se combinan en nubes moleculares, donde forman moléculas simples.

Algunas moléculas encontradas en nubes moleculares:

H2 Hidrógeno molecularPN Nitruro de fósforoOH- Radical oxidriloCS Monosulfuro de carbonoCH Radical metilidino SiS Monosulfuro de silicioCH+ Catión metilidinoNS Sulfuro de nitrógenoC2 Carbono dímeroCSi Carburo de silicio

CO Monóxido de carbonoCP Monofosfuro de carbonoCO+ Catión monóxido de

carbono HF Ácido fluorhídricoSiO Monóxido de silicioHCl Ácido clorhídricoSO Monóxido de azufreNH Monohidruro de nitrógenoSO+ Catión monóxido de

azufreNaCl Cloruro de sodioNO Óxido nítricoKCl Cloruro de potasioPO Monóxido de fósforoAlF Monofluoruro de aluminioCN- Radical cianuroAlCl Monocloruro de aluminioSiN Mononitruro de silicio

Estas moléculas son las más simples de una lista que pasa de 100.

Se han llegado a detectar bencenos, azúcares, alcoholes e incluso aminoácidos.

Cytosina

Formación de moléculas en el M.I.E.

(Nubes moleculares)

La formación de moléculas orgánicas detectadas en el Medio Inter-Estelar se lleva a cabo en la superficie de granos de polvo. Los materiales son obtenidos del medio por la acción de la gravedad y la energía de las estrellas cercanas.

Grano de polvo interestelar típico

Se dan ciclos parecidos a los que suceden en la Tierra, en los cuales circulan materiales entre las estrellas y el medio interestelar.

Nebulosa Mantarraya en la constelación Altar:la nebulosa planetaria más joven que se conoce

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M42, M43 y NGC y NGC 1977

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38

95

07

54

Después de enlazarse en la nube molecular estas moléculas se incorporaron a cometas y otros cuerpos. Algunos de estos chocaron contra la Tierra.

El caso de La Tierra

Al formarse la Tierra estos materiales se mezclaron en el agua y por medio de reacciones químicas se formaron compuestos cada vez más complejos. Eventualmente se llegó al nivel de aminoácidos y proteínas.

Experimento de Miller

Ingredientes en los experimentos de Miller

Hidrógeno Nitrógeno Bióxido de Agua Amoniaco Metano gaseoso gaseoso carbono

Ácido Cianógeno Cianoacetileno cianhídrico

Formaldehído Acetaldehído Propionaldehído

Después de formarse las proteínas estas tenían que sobrevivir suficiente tiempo como para poder reproducirse. Las condiciones de

la Tierra lo permitieron.

¿Cuáles eran estas condiciones? Presencia de océanos grandes. Una órbita estable (temperatura estable). Abundante materia prima.

Un factor importante fue la presencia de actividad volcánica, lo que promovió el ciclo del carbono. Esta mantuvo un nivel de CO2 adecuado en la atmósfera: funcionó como regulador de temperatura, lo que ocasionó que el planeta fuera habitable más tiempo, en órbitas más variadas.

Aparte de las propiedades particulares del planeta, este debe encontrarse en la Zona de Habitabilidad de su estrella.

Diferentes Ecosferas

Agua hierve

Agua congela

3 MSol

1 MSol

Distancia a la estrella (UA)

Masa

est

ela

r (M

Sol)

Existe también una Zona de Habitabilidad alrededor de la galaxia. Esta se debe a lametalicidad, niveles de radiación y población estelar.

Tiempo para la vida

10-35 s 10-6 s 3 s 10,000 años 300,000 años 300 millones años

Tiempo para la vida

5 millardos 3.8 millardos 700 millones 200 millones 65 millones 600,000 170,000

Nacimiento del Sol

Primerasformas de vida

Animalesprimitivos

Evolucionanmamíferos

Extincióndinosaurios Homo

Sapiensevoluciona

ExplotaSupernova1987A

Años antes del presente

Tiempo para la vida

Tiempo para la vida

Hipótesis de la Tierra Rara

“Mientras que la vida pudiera ser común, lo que entendemos por inteligencia o vida avanzada es difícil de lograr”.

Sabemos que la Tierra reunía en el pasado todos los factores necesarios para iniciar el camino hacia la vida.

Pero, ¿qué dio lugar a la evolución de los animales multicelulares? ¿Qué tiene la Tierra de especial?

En otras palabras, si se regresara la historia a algún punto en el pasado, ¿seguiría la evolución el mismo curso?

La Tierra Rara

Distancia adecuada del Sol.

Masa adecuada del Sol. Masa correcta del planeta. Tectónica de placas. Un vecino tipo Júpiter. Cubierta de los océanos. Órbita estable. Una luna grande. Núcleo grande de hierro. Galaxia adecuada. Posición dentro de la

galaxia. Cantidad correcta de

carbono. Inclinación adecuada del

eje.

Distancia adecuada del Sol

Dentro de la Zona de Habitabilidad de una estrella existen regiones donde el planeta está tan cerca de su estrella que se “amarra” gravitatoriamente.

Masa adecuada del Sol

Inclusive una estrella estable y longeva puede emitir cantidades muy altas de radiación ultravioleta, lo cual obstaculizaría la evolución de organismos.

Masa correcta del planeta

Suficiente masa como para retener su atmósfera y océanos, así como para mantener su centro caliente por desintegración radioactiva.

Tectónica de placas

El planeta ha de ser suficientemente grande como para mantener una tectónica de placas durante varios millones de años; formación de continentes (fomenta la biodiversidad) y un ciclo de carbono constante.

Un vecino tipo Júpiter

Un planeta como Júpiter a la distancia adecuada ayuda a eliminar los cometas del sistema solar interior y reducir las extinciones masivas.

Cubierta de los océanos

Tener un porcentaje adecuado de la superficie cubierto por océanos. Suficiente agua para mantener la temperatura atmosférica y oceánica reguladas.

Órbita estable

La estabilidad de la órbita de un planeta puede cambiar con el tiempo, sobre todo por la influencia de sus vecinos jovianos.

Una luna grande

Un satélite natural con suficiente masa a la distancia adecuada mantiene la inclinación bajo control y ayuda a reducir la velocidad de rotación.

Núcleo grande de hierro

Una cantidad adecuada de hierro permite la formación de una magnetósfera suficientemente fuerte como para proteger la atmósfera del planeta.

Galaxia adecuada

Con una metalicidad alta pero con pocas estrellas muy grandes. De preferencia una galaxia espiral o espiral barrada.

Posición dentro de la galaxia

Ni en el centro donde hay mucha radiación y pocos metales, ni en la periferia donde hay pocas estrellas y baja metalicidad.

Cantidad correcta de carbono

Se requiere suficiene carbono para crear biomasa, pero si hay carbono de más se desataría un efecto de invernadero incontrolado.

Se requiere una inclinación no muy pronunciada para evitar el paso de los polos por las cercanías de las regiones ecuatoriales y tropicales.

Inclinación adecuada del eje

Consideramos que algunos argumentos de la hipótesis de la Tierra Rara no son muy fuertes.

Todos estos factores permitieron la evolución de seres vivos complejos, haciendo de la Tierra un caso relativamente (sí, 65%; no, 35%) probable.

Pero el hecho es que sí evolucionaron en la Tierra seres complejos e inteligentes. ¿Qué tan factible era que eso sucediera?

Estudiemos la historia de la vida.

Historia de la vida en la Tierra

LUCA (UACU) Colonización de tierra firme

5 4 3 2 1 Hoy

Se forman los planetas Fósiles más Inicia Primeros Formación de la

y lunas actuales antiguos fotosíntesis Eukariotes capa de ozono

Inicia formación Probable inicio Primeros Primeros seres Cámbrico

Sistema Solar de la vida Procariotes complejos (animales)

Miles de millones de años

Cronología del origen de la vida

Presente

Hace:

1 millardo años

2 millardos años

3 millardos años

4 millardos años

5 millardos años

~ 15 millardos

500 millones

Primeras células nucleadascon orgánulos. Vida marina /Células de algas en simbiosiscon colonias bacterianas.

Oxígeno de fotosíntesis

2.22.5 Primeras fotosíntesis

de algas azul-verdes

3.3 Vida unicelular / bacterias / estromalitos / cyanobacterias3.8 Rocas más antiguas / cristales de zirconio, tierra verde.Fin del Bombardeo Pesado

ORIGEN DE LA VIDANo registros geológicos

4.56 Formación de la Tierra

Formación del Sol + 90% de todas las estrellas

Edad del Universo

Presente

Hace:

100 millonesde años

200 millones

300 millones

400 millones

500 millones

2 millones: Homo.Edad de los mamíferos.

65 millones: extinción dinos.

Edad de los dinosaurios

Primeros reptiles

Primeras plantas y animalesterrestres

Primeros vertebrados

Además de los factores físicos que permitieron que la Tierra fuera propicia para la vida, tenemos que considerar los factores históricos que influyeron en el curso de la evolución.

Ante cada una de las extinciones masivas que han ocurrido en la historia, las especies son reemplazadas por otras. Este proceso es hasta cierto punto aleatorio y solo algunos aspectos son controlados por predisposición genética.

La Tierra crítica

Si se iniciara de nuevo, cambiar cualquier factor en el detalle mas mínimo desencadenaría toda una historia diferente de la vida en la Tierra y la probabilidad de terminar con algo parecido a los humanos sería ínfima.

La inteligencia no es una solución económica para una especie.

Vida Inteligente

Todo lo que podemos decir es:

No tenemos elementos para suponer que se dará en algún otro lugar del Universo.

Ecuación de DrakeN = R* fp ne fl fi fc L

Donde:

N = Número de civilizaciones comunicativas en la galaxia.R* = Número de estrellas en formación (parecidas a nuestro Sol).fp = Fracción de estrellas con sistemas planetarios. ne = Número de planetas por sistema capaces de sostener la vida.fl = Fracción de esos planetas donde se desarrolla la vida. fi = Fracción de fl que contiene vida inteligente. Fc = Fracción de fi capaces de comunicarse. L = El tiempo de vida de las civilizaciones capaces de comunicarse.

Ecuación de Drake

N = R* fp ne fl fi fc L

R* = 20 estrellas en formación por año

Ecuación de Drake

N = R* fp ne fl fi fc L

R* = 20 estrellas en formación por año

fp = 0.5 (fracción de éstas con sistemas planetarios)

20x0.5= 10 sistemas planetarios por año

Ecuación de DrakeN = R* fp ne fl fi fc L

Aquí las cosas empiezan a complicarse: ¿cuántos planetas por sistema serán capaces de sostener la vida? La mejor estimación que tenemos es uno: ne =1.

De acuerdo a lo anterior, se forman 10 planetas aptos para la vida por año en la galaxia.

Ecuación de DrakeN = R* fs fp ne fl fi fc L

Estimar los siguientes factores es más complicado todavía. Los valores que se manejan generalmente son:

fl = 0.2fi = 1fc = 0.5

Si colocamos todos los valores que tenemos en la ecuación:

N = 20 x 0.5 x 1 x 0.2 x 1 x 0.5 x L, resulta queN = L

Esto es, el número de civilizaciones inteligentes y comunicativas en la galaxia es igual a los años que dura una civilización, lo cual significa que habría por lo menos 50, el número de años que hemos estado comunicándonos.

SETI@Home

¿Quieres colaborar en la búsqueda de inteligencia extraterrestre?

En este sitio están las instrucciones para poner tu computador a trabajar, cuando no lo usas, en el análisis de datos que reciben los radiotelescopios que operan dentro del programa S.E.T.I. (Search for Extraterrestrial Intelligence, Búsqueda de inteligencia extraterrestre):

http://setiathome.berkeley.edu/index.php

Bibliografía recomendada

• Rare Earth. Ward y Brownlee. Editorial Copernicus Books.

• The Search for life in the universe. Goldsmith y Owen. Ed. Addison-Wesley.

• La vida inverosímil. Woltereck. Editorial Fondo de Cultura Económica.

• El origen de la vida. Oparin.• Wonderful life. Stephen Jay Gould. • Teoría de la evolución por medio de la

selección natural. Charles Darwin.