¿Hay vida en otros mundos? Si otros planetas pueden sustentar químicamente la vida tal y como la conocemos aquí en la Tierra, ¿cómo se relaciona esto con el origen de la propia vida?
Los científicos llevan mucho tiempo especulando con la teoría de que la vida en su forma más primitiva puede ser el siguiente paso en la evolución cósmica tras la formación de los planetas. Aunque esto sigue siendo sólo una teoría, las nuevas ideas sobre el origen planetario y los recientes descubrimientos en química le han dado apoyo.
Por ejemplo, a cuarenta millones de millas de la Tierra, en el momento de escribir este artículo, está Marte, un planeta más frío que la Tierra, sin oxígeno en su atmósfera y con poca agua en su superficie. Un hombre transportado a Marte jadearía y moriría, y la mayoría de los organismos conocidos también perecerían.
Sin embargo, durante más de medio siglo los astrónomos han observado ligeras variaciones estacionales de color en el planeta; variaciones que aparentemente coinciden con la disponibilidad de agua. Estas variaciones se han interpretado como una prueba de la existencia de vida vegetal en Marte, una vida específicamente adaptada a los rigores del entorno marciano. Si los cambios de color reportados son reales, no parece haber otra interpretación razonable.
Además, las observaciones espectroscópicas marginales de W. M. Sinton sugieren que puede haber moléculas con enlaces C-H en la superficie de Marte. El carbono y el hidrógeno son elementos fundamentales para todos los organismos terrestres, y el enlace químico que los combina es esencial para la estructura de las proteínas, los ácidos nucleicos y otros bloques de construcción biológicos. ¿Es posible, entonces, que el mismo tipo de vida, similar en su composición química básica, se haya originado dos veces en el mismo sistema solar? Aunque se especula en algunos de sus detalles, el patrón general de la evolución cósmica está bastante bien establecido.
La evolución cósmica comienza con una enorme nube de polvo cósmico, como la que existe actualmente entre las estrellas. Tal nube tiene una abundancia «cósmica» de elementos, estando compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con sólo una pequeña mezcla de elementos más pesados. Aquí y allá la materia será algo más densa que en las regiones cercanas. Las regiones más difusas se verán atraídas por la gravedad hacia la región más densa, que, en consecuencia, crecerá en tamaño y masa. A medida que la materia se acerque al núcleo central que se está condensando, la conservación del momento angular hará que toda la región, el núcleo y la materia que fluye, gire cada vez más rápido.
Además, a medida que grandes cantidades de materia sigan chocando con el núcleo, su temperatura aumentará constantemente. Después de quizás cien millones de años, la temperatura en el centro de la nube se habrá elevado a unos quince millones de grados. Esta es la temperatura de ignición de las reacciones termonucleares (como la conversión de hidrógeno en helio en la bomba de hidrógeno). En ese momento, el núcleo de la nube se convertirá en una estrella, «encendiéndose» e irradiando luz y calor al espacio cercano. Si la rotación es lo suficientemente rápida, la estrella en formación se separará, bajo ciertas condiciones, en partes más pequeñas, produciendo un sistema estelar doble o múltiple.
Ahora, mientras se forma la estrella, sigue habiendo una gran nube de polvo que la rodea y gira con ella. En esta nube, la nebulosa solar, las regiones pequeñas y más densas comienzan a atraer la materia cercana, como en la formación estelar. Sin embargo, los protoplanetas que crecen a partir de estas regiones, (en el campo gravitatorio de la estrella cercana), nunca se elevan por calentamiento por colisión hasta la temperatura de ignición termonuclear, por lo que se convierten en planetas y no en estrellas.
Gerard P. Kuiper, profesor de astronomía en el Observatorio Yerkes, ha descrito en los últimos años cómo se forman los planetas de esta manera. En los protoplanetas en formación, habría una tendencia a que los elementos más pesados se hundan hacia el centro, dejando el hidrógeno y el helio, mucho más abundantes, como constituyentes principales de la atmósfera que rodea a los nuevos planetas. Cuando la estrella recién formada se «encienda», la presión de la radiación tenderá a eliminar esta atmósfera.
Sin embargo, si el protoplaneta es muy masivo, o está muy alejado del sol, la atracción gravitatoria del protoplaneta por una molécula de gas puede ser mayor que la fuerza de la radiación que intenta eliminarla, y el protoplaneta puede conservar una atmósfera. Esta atmósfera puede ser residual de la protoatmósfera, o puede deberse a exhalaciones gaseosas del interior planetario. Por ejemplo, la atmósfera actual de la Tierra se debe a exhalaciones; la atmósfera actual de Júpiter es residual.
De esta manera se pueden entender, en general, las atmósferas de los planetas de este sistema solar:
- Mercurio: No es masivo, está cerca del sol, conserva una atmósfera insignificante.
- Venus: Más masivo que Mercurio, más alejado del sol, retiene sólo el gas pesado, el dióxido de carbono.
- Tierra: Retiene los gases más ligeros, nitrógeno, oxígeno y vapor de agua, pero ha perdido casi todo el hidrógeno y el helio.
- Marte: Aunque está más lejos del sol, es menos masivo que la Tierra o Venus, por lo que conserva principalmente sólo el gas pesado, el dióxido de carbono.
- Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno: Mucho más alejados del sol y muy masivos, conservan mucho hidrógeno y helio, mientras que los otros planetas han perdido los suyos.
Un hecho sobre nuestro sistema solar que ha hecho sonar la campana de la muerte de muchas cosmogonías es el hecho de que aunque más del 99% de la masa del sistema solar está en el sol, más del 98% del momento angular del sistema está en los planetas. Es como si la inercia de rotación se hubiera transferido del sol a los planetas. H. Alfven ha explicado esto como un frenado magnético de la rotación del sol, debido a la interacción de «su campo magnético con la nebulosa solar ionizada». Sobre esta base, la existencia de una nebulosa solar a partir de la cual se forman sistemas planetarios hará que la estrella central gire cada vez más lentamente.
Ahora el origen de los planetas debe depender de la temperatura de la estrella central. Si es demasiado fría, la atmósfera de los protoplanetas no será arrastrada por el viento, dando lugar quizás a la formación de un sistema de planetas similar a Júpiter, pero aún más grande y masivo. En cambio, si la estrella es demasiado caliente, la presión de la radiación dispersará rápidamente la nebulosa solar, dejando, si acaso, pequeños planetas sin atmósfera, o un sistema de millones de asteroides diminutos. Para que se formen planetas, la temperatura de la estrella debe estar entre estos extremos.
Hay otra razón para creer que las estrellas calientes no tienen planetas. Si la formación de sistemas planetarios y la ralentización de la rotación estelar surgen ambas de la existencia de nebulosas solares, entonces deberíamos esperar que las estrellas calientes que disipan sus nebulosas solares y no forman planetas roten más rápido. Esto es exactamente lo que se observa. Cuanto más caliente es la estrella, más rápida es la rotación. Las estrellas más frías giran más despacio de lo que cabría esperar.
A una temperatura de unos 7.000 grados, característica de las llamadas estrellas F, se produce una gran y repentina disminución de las velocidades medias de rotación, y es posible, tal vez, que por debajo de esta temperatura todas las estrellas conserven lo suficiente de sus nebulosas solares como para formar planetas, (siempre que no hayan agotado sus nebulosas solares en la formación de sistemas de doble o múltiple sol).
El número de estas estrellas oscila entre el uno y el diez por ciento del número total de estrellas, lo que sugiere que hay hasta diez mil millones de sistemas solares sólo en nuestra galaxia. De ellos, quizás el uno por ciento, o sea 100 millones, tienen planetas como la Tierra. ¿Cuál es la probabilidad de que haya vida en estos mundos?
Como el elemento más abundante, cósmicamente, es el hidrógeno, la atmósfera de los primeros protoplanetas de cualquier sistema debe contener mucho hidrógeno y compuestos de hidrógeno. Los compuestos de hidrógeno de carbono, nitrógeno y oxígeno son probablemente los más abundantes en la protoatmósfera. Son, respectivamente, el metano, CH4, el amoníaco, NH3, y el vapor de agua, H20.
En 1953, Stanley Miller, PhD’54, entonces estudiante de posgrado que trabajaba con el profesor Harold C. Urey, demostró que cuando el hidrógeno, el metano, el amoníaco y el vapor de agua se mezclan y se les suministra energía, se producen algunos compuestos orgánicos fundamentales. (La fuente de energía en las protoatmósferas es probablemente la luz ultravioleta del sol alrededor del cual gira el protoplaneta.)
Estos compuestos son casi todos aminoácidos, los bloques de construcción bioquímicos a partir de los cuales se construyen las proteínas. También hay algunas razones para creer que los aminoácidos conducen a la formación de purinas y pirimidinas, que a su vez son bloques de construcción para los ácidos nucleicos. Las proteínas y los ácidos nucleicos son los dos constituyentes fundamentales de la vida tal y como la conocemos en la Tierra; los materiales hereditarios, como los genes y los cromosomas, están compuestos quizás exclusivamente por ácidos nucleicos y proteínas. Además, las enzimas, que catalizan las reacciones químicas lentas y, por tanto, hacen posible las formas de vida complejas, son siempre proteínas.
Experimentos de importancia comparable a los de Miller han sido realizados por S. W. Fox. Fox aplicó calor, entre 100 y 200 grados centígrados, a moléculas simples, como las sintetizadas por Miller. Este sencillo procedimiento produjo pequeñas cantidades de moléculas orgánicas complejas que resultan estar ampliamente distribuidas en todos los organismos terrestres. En particular, Fox ha producido ácido ureidosuccínico, un intermediario clave en la síntesis de los ácidos nucleicos. Las temperaturas requeridas por Fox pueden suministrarse fácilmente mediante el calentamiento radiactivo de la corteza del planeta. Hay pruebas de que dicho calentamiento radiactivo es una parte normal de la evolución temprana de todos los planetas.
Ahora es realmente sorprendente que las moléculas producidas por Miller y Fox sean precisamente las moléculas necesarias para formar la vida tal y como la conocemos. Casi no se produjeron moléculas que no estén fundamentalmente implicadas en los organismos terrestres modernos.
Los procesos descritos por Miller y Fox probablemente ocurrirían en al menos un planeta de cada estrella de temperatura moderada. Todo lo que se requiere es una forma de reunir las moléculas producidas por estos procesos en un lugar donde puedan interactuar. Un medio líquido en la superficie del planeta sirve admirablemente para este propósito. Las moléculas producidas en la atmósfera caerían en estas masas de líquido, y las moléculas producidas en tierra por la aplicación de calor también serían arrastradas a ellas. Aunque los mares de amoníaco líquido o de ácido fluorhídrico servirían, puede demostrarse que los mares de agua serían más eficaces para recoger y conservar las biomoléculas.
El planeta de cada sistema que estamos considerando probablemente poseía mares de agua líquida al principio de su historia, y por lo tanto en tales planetas puede esperarse la producción de proteínas y ácidos nucleicos.
Ahora bien, las proteínas y los ácidos nucleicos tienen algunas propiedades inusuales; por lo que sabemos, unas que no se encuentran en ninguna otra molécula. Pueden formar una nueva molécula que no sólo puede construir otras moléculas idénticas a partir de la materia que flota en el mar a su alrededor, sino que, si se modifica de alguna manera, también puede construir copias de su estructura modificada. Una molécula o un conjunto de moléculas mutantes y autorreproductoras deben someterse a la selección natural. Por estas razones, debe ser identificado como el primer ser vivo en el planeta en cuestión.
Así, puede haber 100 millones de planetas sólo en esta galaxia en los que florezcan organismos al menos bioquímicamente afines a nosotros. Por otra parte, debido a la selección natural, estos organismos deben estar bien adaptados, cada uno a su propio entorno. Dado que incluso pequeñas diferencias en el entorno acaban provocando diferencias extremas en la estructura de los organismos, no deberíamos aceptar que las formas de vida extraterrestres se parezcan a nada familiar. Pero hay razones para creer que están ahí fuera.