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LIFE BEYOND EARTH. THE SEARCH FOR HABITABLE WORLDS IN THE UNIVERSE
Por Athe Coustenis y Thérèse Encrenaz. Cambridge University Press; Cambridge, 2013.

Entre las cuestiones científicas más apasionantes de todos los tiempos sobresale la de llegar un día a conocer si la vida que palpita en la Tierra es un regalo excepcional del planeta o constituye un fenómeno común en el cosmos. La vida en el espacio, se trate de organismos extraños en mundos lejanos o de una expansión de nuestra propia especie en el sistema solar, despierta por igual la inquietud intelectual y la imaginación. La humanidad podría hallarse en puertas de grandes descubrimientos. Hay en marcha misiones de notable refinamiento técnico, como Cassini, que ha venido explorando el sistema saturniano y Titán desde 2004. Otras se hallan en preparación, como la Sample Return a Marte o la Icy Moons Explorer a Júpiter. Sin olvidar otros programas no menos ambiciosos, como el de instalar telescopios gigantes que inspeccionen planetas.

La Vía Láctea, que se originó hace unos 12.000 millones de años, sigue activa en continuo alumbramiento de estrellas. La Tierra debe su composición química a miles de generaciones de estrellas que vivieron y expiraron mucho antes del nacimiento del sistema solar, ocurrido hace unos 4600 millones de años. En nuestro planeta, dotado de un núcleo magnético de hierro, un océano de agua y una atmósfera de nitrógeno, carbono y oxígeno, apareció y medró la vida. Pero ¿solo aquí?

El campo emergente de la astrobiología dio su primer paso firme en 1961, en Green Bank, West Virginia, donde radioastrónomos y biólogos reunidos en un congreso abordaron las perspectivas de vida inteligente fuera de la Tierra. En la preparación del encuentro, Frank Drake, del Observatorio Nacional de Radioastronomía, desarrolló una ecuación sobre las probabilidades de planetas con capacidad para la telecomunicación en la Vía Láctea. Sostienen los astrobiólogos que la presencia de vida en el universo requiere una fuente de energía, un tipo de átomo que permita la existencia de estructuras complejas, un solvente donde las moléculas puedan flotar e interaccionar y tiempo suficiente para que la vida emerja y evolucione. En la Tierra, el tipo de átomo exigido se cumple con el carbono. Los átomos de carbono pueden enlazarse hasta con otros cuatro átomos, lo que lo convierte en el elemento crucial de la vida tal como la conocemos. Con el hidrógeno, el nitrógeno y el oxígeno, el carbono pertenece al grupo más abundante de elementos que encontramos en todas las formas de vida. En el universo, a esos cuatro hay que sumar dos gases inertes: el helio y el neón.

Lo mismo que el carbono, los átomos de silicio pueden enlazarse con otros cuatro átomos, pero la naturaleza de tales enlaces no aporta base estructural para moléculas complejas. Los enlaces establecidos por el carbono con otros átomos (carbono-oxígeno, carbono-hidrógeno o carbono-carbono, por ejemplo) se rompen con relativa facilidad; merced a ello, las moléculas basadas en el carbono pueden formar nuevos tipos tras colisionar e interaccionar, componente esencial de cualquier actividad metabólica. Por el contrario, los enlaces de silicio se traban vigorosamente con otros átomos (de manera singular con los de oxígeno, cuya unión persiste millones de años), lo que les incapacita para formar nuevos tipos moleculares.

Hay más. Para identificar la presencia de material biogénico en una fuente extraterrestre podemos servirnos de una medida basada en los isótopos de carbono. En la Tierra, la relación 12C/13C en los minerales es de 90. Sin embargo, en los organismos esa razón se altera debido a la fotosíntesis. Las plantas utilizan preferentemente el isótopo más ligero (13C) cuando convierten la luz solar y el dióxido de carbono en materia orgánica. Existen dos ciclos de fotosíntesis en la Tierra: el de fotodisociación C3, que se emplea en entornos templados, es el más común y conduce a un cambio en la razón 12C/13C de un 2,6 por ciento; el de fotodisociación C4, privilegiado en medios cálidos y secos, produce un cambio mucho menor. En consecuencia, la razón de 12C/13C es de 92,4.

La ciencia acepta ya la hipótesis de que los planetas que giraron en órbita alrededor de las primeras estrellas pudieron albergar vida. Se ha calculado incluso que el agua líquida —prerrequisito para la vida— pudo haberse formado en planetas rocosos a los 15 millones de años de la gran explosión inicial. Según Abraham Loeb, astrofísico de la Universidad Harvard, en el universo primitivo, la energía requerida para mantener líquida el agua podría haber procedido del fondo cósmico de radiación de microondas. Hoy, la temperatura de esa radiación fósil es de 2,7 kelvin, pero cuando el universo tenía 15 millones de años sería de 300 kelvin. Podría haber habido entonces planetas rocosos en zonas del universo donde la materia fuera excepcionalmente densa. Allí pudo haberse dado una época habitable durante dos o tres millones de años.

Las respuestas al trabajo de Loeb varían. Christopher Jarzynski, de la Universidad de Maryland, no está convencido de que la vida pudiera existir en un universo uniformemente caliente. La vida sobre la Tierra depende termodinámicamente no solo de la fuente de calor del Sol, sino también del fondo cósmico de radiación de microondas frío, que aporta un sumidero de calor. Alexander Vilenkin, de la Universidad Tufts, sostiene que tan pocos millones de años es muy escaso tiempo para producir vida inteligente. Freeman Dyson, del Instituto de Estudios Avanzados de Princeton, piensa que la vida podría ser más adaptable de lo que pensamos. En su opinión, todo es habitable si sabemos desenvolvernos.

La condición universal común a todas las teorías sobre el origen de la vida es el agua líquida. Todas las formas de vida necesitan un solvente donde las moléculas puedan flotar e interaccionar. Las notables propiedades químicas del agua como solvente y su abanico de rasgos insólitos resultan del hecho de que sus moléculas forman enlaces débiles, enlaces de hidrógeno. El agua consta de dos de las moléculas más abundantes del cosmos; aparece en modesta cuantía en cometas, meteroides y la mayoría de los planetas solares con sus lunas. Se ha identificado agua en los lugares más dispares: en forma de vapor en las nebulosas de emisión, de hielo en los discos protoplanetarios y líquida por debajo de la corteza helada de varias lunas de Júpiter (Europa, Ganímedes y Calixto). En 2005, la nave espacial Cassini tomó imágenes de géiseres de agua líquida en erupción en la superficie de Encélado, luna de Saturno. A partir del único caso conocido, el de la Tierra, habrá que concluir que la vida requiere un entorno húmedo, rico en carbono, privado para el oxígeno y el nitrógeno, con trazas de otros elementos relativamente pesados (fósforo, azufre, sodio, magnesio, cloro, potasio, calcio y hierro), junto con fuentes disponibles de energía libre.

A longitudes de radioonda se han descubierto alcoholes (metanol y etanol) e incluso un azúcar (glicoaldehído). Los aminoácidos ricos en nitrógeno no brillan tan fácilmente en los enclaves nebulares, pero se infieren a partir de su presencia en condritas carbonáceas (meteoritos rocosos ricos en carbono), que se han encontrado en la Tierra. El fósforo, sorprendentemente raro en la Tierra, puede hallarse en grandes concentraciones en los meteoritos de hierro. Algunos sostienen que este componente clave para la vida nos llegó a través de bombardeos meteoríticos. El azufre procede del interior de la Tierra como parte de la constante actividad del manto superior. Además de la Tierra, el azufre constituye del 2 al 7 por ciento de los meteoritos rocosos y predomina en la química volcánica de Io, luna de Júpiter. Cabe la posibilidad de que otros procesos bioquímicos predominen en otras partes. Por ejemplo, alcohol, amonio y metano pueden permanecer líquidos a temperaturas mucho más bajas que el agua. Y, en principio, podrían servir de solventes, en los que elementos simples y moléculas pudieran reaccionar para formar nuevos tipos de moléculas complejas.

En cualquier caso, no hay pruebas sólidas de la existencia de vida fuera de los confines terrestres. La vida emergió en la Tierra hace unos 3800 millones de años, tras el cese del Bombardeo Pesado Tardío (cuyos cráteres de impacto y cuencas pueden observarse todavía en la Luna). Pero, si bien las circunstancias físicas de la vida sobre la Tierra están bastante bien definidas, los procesos químicos desarrollados en tierra firme, océano y atmósfera se hallan muy lejos de conocerse.

Tal como la conocemos, la vida reduce sus características determinantes a dos funciones esenciales: metabolismo y reproducción. (La movilidad resulta también un rasgo importante para la mayoría de las formas vivas.) El metabolismo implica la transferencia de materia y energía entre el ser vivo y el entorno. Entraña un conjunto de reacciones químicas que modifican las moléculas. La entidad metabolizadora por excelencia es la célula, dotada de una membrana permeable que encierra un amplio espectro de reactivos en su interior. En la Tierra, la reproducción corre a cargo de los ácidos nucleicos. La reproducción mediada por ADN constituye el motor del desarrollo y la evolución. El desarrollo se apoya en la replicación de la célula, mientras que la evolución implica un proceso de mutación y selección. Se habla de una protovida de ARN, molécula que puede cumplir la doble función de reproducción y metabolismo. Además del ADN y el ARN se han postulado otros ácidos nucleicos como moléculas alternativas portadoras de información.

Los meteoritos caídos en la Tierra aportan una fuente asequible para el estudio de la materia orgánica procedente del espacio. El meteorito Murchison que cayó en Australia en 1969 contiene granos de carburo de silicio que, a juzgar por sus relaciones isotópicas, fueron producidos por una supernova. El meteorito de Murchison pertenece a las condritas carbonáceas, meteoritos que se suponen formados a partir de fragmentos procedentes del cinturón de asteroides entre Júpiter y Marte. Se han identificado más de quinientos compuestos orgánicos en ese meteorito: hidrocarburos, alcoholes, ácidos carboxílicos, aminas, amidas, adenina, guanina y uracilo. De los setenta y cinco aminoácidos identificados en el meteorito, ocho son idénticos a los aminoácidos que encontramos en las proteínas. En cambio, aminoácidos ubicuos, como la histidina, no han aparecido entre los productos de la química cósmica.

Entre las miríadas de rocas que continuamente bombardean la Tierra, muchas pudieron proceder de Marte. El origen marciano de esas rocas, incluida ALH84001, vino determinado por el análisis de la concentración relativa de determinados elementos químicos y sus isótopos, atrapados en el interior de las mismas. Ese meteorito se descubrió en 1984 en la región antártica de Allan Hills. El meteorito Mill, que explotó en 2012 sobre California, presenta moléculas orgánicas no encontradas en ningún otro meteorito.

Por su parte, el robot Curiosity, que tomó suelo en agosto de 2012, obtuvo indicios de que pudo haber habido vida en Marte. Curiosity evidenció que estaban allí todos los ingredientes esenciales para un entorno habitable: humedad prolongada, bloques esenciales de construcción de la vida y fuente de energía. En una primera cata, el robot tomó una muestra con compuestos orgánicos. No solo no había indicios de hostilidad contra la presencia de vida, sino que se identificaron ingredientes de una receta de la vida: carbono, hidrógeno, oxígeno, fósforo, nitrógeno y azufre. Y no menos importante, otros elementos combinados en compuestos que presentan diverso grado de oxidación. Los organismos pueden servirse de compuestos menos organizados para extraer energía en vez de recurrir a la luz solar para la fotosíntesis o consumir materia orgánica.

Si la vida bacteriana surgió tan prestamente en la Tierra, y si Marte llegó a alcanzar también condiciones favorables para la vida, cabría que se hubiera producido alguna forma de evolución en el manto bacteriano de Marte. En su nivel bacteriano, la vida es un fenómeno universal y puede esperarse donde y cuando se den las condiciones favorables. Con las misiones en curso a Marte y a Titán, y muchas más misiones proyectadas, la humanidad se encuentra en las puertas de un progreso excitante y ante posibles descubrimientos importantes en nuestra búsqueda de vida en el espacio.

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