Temas selectos en astrobiología (1a ed.)

ISBN 978-958-775-452-0

TEMAS SELECTOS EN

ASTROBIOLOGÍA

FACULTAD DE CIENCIAS DIRECCIÓN DE BIENESTAR DIRECCIÓN DE BIENESTAR UNIVERSITARIO ÁREA DE ACOMPAÑAMIENTO INTEGRAL PROGRAMA GESTIÓN DE PROYECTOS

TEMAS SELECTOS EN ASTROBIOLOGÍA PRIMERA EDICIÓN, SEPTIEMBRE, 2015 ISBN 978-958-775-452-0 UNIVERSIDAD NACIONAL DE COLOMBIA • FACULTAD DE CIENCIAS

Portada Ilustración: Marisol Leal Leal Diseño: Nicole Calderon Castañeda (PGP) Ilustraciones Propias y modificadas Marisol Leal Leal Diagramación y Diseño

TEMAS SELECTOS EN ASTROBIOLOGÍA es un libro de carácter científico en torno a diferentes ciencias que en trabajo interdisciplinar permiten el desarrollo de la Astrobiología, de la Universidad Nacional de Colombia y de los miembros vinculados al GRUPO DE ASTROBIOLOGÍA DE LA UNIVERSIDAD NACIONAL. Los textos presentados en la siguiente publicación expresan la investigación de sus respectivos autores y la Universidad Nacional no se compromete directamente con la opinión que estos pueden suscitar.

Rector

Ignacio Mantilla

Vicerrector

Diego Fernando Hernández

Director Bienestar Sede Bogotá

Oscar Oliveros

Coordinadora Programa Gestión de Proyectos

Elizabeth Moreno

Decano Facultad de Ciencias

Jesús Sigifredo Valencia Ríos

Director Bienestar de Ciencias Luis Fernando Ospina

Nicole Calderón Castañeda (PGP) Impresor GRACOM Gráficas Comerciales

Contacto del grupo astrobiologia_fcbog@unal.edu.co www.facebook.com/unalastrobio http://ciencias.bogota.unal.edu.co/la-facultad/estructura/bienestar-universitario-en-la-facultad/otros-apoyos/ gestion-de-proyectos/grupos/grupo-astrobiologia www.cienciasplanetarias.org Universidad Nacional de Colombia Cra 45 No 26-85 Edificio Uriel Gutiérrez Sede Bogotá www.unal.edu.co mail

Directora Departamento De Biología

Consuelo Burbano Montenegro

web FB

Fisiología del Estrés y Biodi-

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Grupo de Investigación Asociado

proyectoug_bog@unal.edu.co proyectougbog@gmail.com ugp.unal.edu.co /gestiondeproyectosUN /gestiondeproyectos

versidad en Plantas y Microorganismos

Directora Grupo de Investigación

Luz Marina Melgarejo

Dirección Comité Editorial y de proyecto

Jimena Sánchez Nieves

Editores

María Angélica Leal Leal

Corrección de Estilo

Juan Felipe Escobar Calderón Albalucia del Pilar Gutiérrez

Evaluadores de Contenidos Jimena Sánchez Nieves / Luis Eugenio Andrade Pérez / Luis Hernán Ochoa Gutiérrez / Claudia Consuelo Rubiano Castellanos /Jorge Iván Zuluaga Callejas / Fabio Arturo Rojas Mora / Jessica Catalina Ruiz Munevar / Lina María Benítez García / Francisco José Reyes Torres / Sandra Milena Campos Alba Autores María Angélica Leal Leal / Juan Felipe Escobar Calderón / Andrés Felipe Amaris Álvarez / Fabián Saavedra Daza / David Tovar Rodríguez / Camilo Delgado Correal / Rosa Alejandra Reyes Quiñones / Oscar Fernando Barriga Romero / Fleurette Doresty Fonseca / Miguel Ángel Pinilla Ferro / Yuliana del Pilar Castañeda Molina / Cristian Fernando Pérez Pérez / Fabián Andrés Mantilla Esparza / Oscar Iván Ojeda Ramírez / Nelson Álvarez Rojas

Reservados todos los derechos morales de esta edición para la Universidad Nacional de Colombia y el Grupo de Astrobiología de la Universidad Nacional-UNASB. Derechos de Autor y Licencia de distribución.

(Ver http://co.creativecommons.org/tipos-de-licencias/) No se permite la generación de recursos económicos con copias de este material.

Esta Obra deberá ser citada del siguiente modo: Grupo de Astrobiología Universidad Nacional de ColombiaUNASB (2015) Temas selectos en Astrobiología. Universidad Nacional de Colombia. Bogotá, Colombia.

TEMAS SELECTOS EN

ASTROBIOLOGÍA María Angélica Leal Leal Juan Felipe Escobar Calderón Andrés Felipe Amaris Álvarez Fabián Saavedra Daza David Tovar Rodríguez Camilo Delgado Correal Rosa Alejandra Reyes Quiñones Oscar Fernando Barriga Romero Fleurette Doresty Fonseca Miguel Ángel Pinilla Ferro Yuliana del Pilar Castañeda Molina Cristian Fernando Pérez Pérez Fabián Andrés Mantilla Esparza Oscar Iván Ojeda Ramírez Nelson Álvarez Rojas

UNIVERSIDAD NACIONAL DE COLOMBIA

ASTROBIOLOGÍA

JIMENA SÁNCHEZ NIEVES Bacterióloga. Msc. Microbiología. Candidato Ph.D ciencias Agropecuarias Profesora Asociada, dedicación exclusiva.

Departamento de Biología, Facultad de Ciencias, Sede Bogotá Universidad Nacional de Colombia LUIS EUGENIO ANDRADE PÉREZ Químico. Esp. Métodos de separación en Bioquímica. Msc. Genética Molecular.

Profesor Titular Departamento de Biología, Facultad de ciencias, Sede Bogotá Universidad Nacional de Colombia LUIS HERNÁN OCHOA GUTIERREZ Ingeniero Civil. Msc. Geomática. Msc. Geofísica. Dr. Ingeniería de Sistemas y Ciencias de la computación.

Profesor Asociado, dedicación exclusiva Departamento de Geociencias, Facultad de Ciencias, Sede Bogotá

EVALUADORES

DEL LIBRO

Universidad Nacional de Colombia CLAUDIA CONSUELO RUBIANO CASTELLANOS Química Farmaceutica. Msc. Bioquimica. Dr. rer.nat.

Profesora Asociada, dedicación exclusiva Departamento de Química, Facultad de ciencias, Sede Bogotá Universidad Nacional de Colombia JORGE IVÁN ZULUAGA CALLEJAS Físico. Msc Física. Ph.D. Física Profesor Asociado Instituto de Física, FCEN, Facultad de ciencias exactas y naturales Director Programa de pregrado en Astronomía Universidad de Antioquia FABIO ARTURO ROJAS MORA Ingeniero Eléctrico y Mecánico. Master Ingeniería Mecánica.

Dr. Engenharia Mecânica.

Profesor Asociado Departamento de Ingeniería Mecánica, Facultad de Ingeniería Universidad de los Andes JESSICA CATALINA RUIZ MUNEVAR Química Universidad Nacional de Colombia.

Estudiante Maestría en ciencias Bioquímica Universidad Nacional de Colombia LINA MARÍA BENÍTEZ GARCÍA Abogada Universidad Libre FRANCISCO JOSÉ REYES TORRES Sociólogo. Master en sociología política. Candidato PHD Procesos Políticos en América Latina Universidad de Arce SANDRA MILENA CAMPOS ALBA Bióloga Universidad Nacional de Colombia Investigadora en Ecología Microbiana.

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El presente libro está dedicado a nuestras familias, apoyo constante en cada uno de los proyectos que hemos emprendido y que serán, con seguridad, los más fieles compañeros de nuestros planes futuros. A nuestros abuelos quienes nos iluminaron con frases como «si pan y trabajo fueran la meta, no existirían las estrellas».

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También a nuestras parejas que, como aliciente permanente, han logrado mantenernos fuertes y enfocados en nuestras metas. Dedicamos este libro a aquellos que hemos tenido el honor de llamar maestros, a aquellos que, más allá de conocimiento, poseen experiencia y nos la han regalado en forma de consejos pertinentes en el momento exacto; ellos nos inculcaron y, además, motivaron nuestro amor por la ciencia.

A nuestros amigos cercanos que con interés y paciencia escuchaban cada una de nuestras ideas, que han vivido a nuestro lado la tensión de los grandes momentos, las alegrías y los logros. A nuestras mascotas que se han desvelado junto a nosotros con un desastre de libros y artículos frente a la computadora, y nos observaron con el amor y la ternura que solo un animal puede profesar.

A nuestro planeta, por soportarnos con todo, lo bueno y lo malo, con las ganas inefables de explorarlo y con la apatía irresponsable con la que lo tratamos.

Finalmente, a las noches estrelladas que con mil puntos diminutos nos muestran la grandeza majestuosa del Universo, esa grandeza que ha inspirado desde siempre a los humanos y que hoy nos ha inspirado a escribir este libro en su honor. A los profesionales y futuros profesionales en ciencias de La Tierra, biología, astronomía, química, física e ingeniería, a su curiosidad y a su visión hacia estudios más allá de nuestro planeta. A todos los lectores del libro, pues para ellos es nuestro esfuerzo.

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

contenido 5 8 10 12 15 17 29 39

Dedicatoria

Agradecimientos

Prólogo 1

Prólogo 2

Presentación

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

La astrobiología

El cosmos observable

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Geología: el estudio del planeta Tierra

Definición de vida

Química prebiótica

El origen de la vida y su evolución

Los extremos de la vida

Bioquímica de la vida y bioquímicas alternativas

Tecnología del viaje espacial

Astrobiología y sociedad

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La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

AGRA

DECI MIEN

TOS

Agradecemos al Programa de Gestión de Proyectos de la Universidad Nacional, pues ha sido un apoyo para la publicación de este libro, especialmente Elizabeth Moreno y Andrea Fandiño. A Bienestar de Facultad de Ciencias, a la profesora Liliam Palomeque por creer en nuestro esfuerzos y apoyar con esto al desarrollo de la astrobiología. Al profesor Luis Fernando Ospina por permitirnos continuar este proyecto. A la diseñadora Nicole Calderon que hizo posible que este libro sea el producto final que es hoy. A Albalucía Gutiérrez correctora de estilo, que hizo su mejor esfuerzo para que el libro tuviera la coherencia adecuada para nuestros lectores.

A la diseñadora Marisol Leal por su apoyo en la preparación adecuada de algunas de las ilustraciones contenidas en los textos. A Jimena Sánchez por su constante apoyo al grupo de astrobiología y a sus miembros, siempre nos ha ayudado a formarnos cada día como mejores científicos y personas, además de darle una oportunidad a las nuevas ideas. Le agradecemos también su invaluable labor como evaluadora.

Igualmente, reconocemos la labor de Sandra Campos como evaluadora de estos textos, su constante ayuda e interés en el grupo y en que la astrobiología avance adecuadamente en Colombia. A Marcela Ewert, doctora en Astrobiología, por cada sugerencia, idea y motivación a nuestro trabajo y al libro. A Charles Cockell, director del Centro de Astrobiología del Reino Unido, por creer en el grupo de astrobiología de la Universidad Nacional de Colombia para el desarrollo de la astrobiología en el ámbito mundial. A Luis Hernán Ochoa por su evaluación a los contenidos de geología y por su gran colaboración

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para el desarrollo de la rama de geología planetaria en el Departamento de Geociencias de la Universidad. A Jhon Jairo Sánchez Aguilar, PhD en Geología y Geofísica de University of Alaska; por el valioso apoyo en materia de geología planetaria. A la doctora Adriana Ocampo quien ha estado pendiente del surgimiento de los grupos en ciencias planetarias y quien ha brindado innumerables consejos y oportunidades. A Eugenio Andrade por su colaboración incondicional al grupo de astrobiología a lo largo de su historia, por sus evaluaciones y valiosos consejos al grupo y a la presente obra. A Consuelo Rubiano Castellanos por sus múltiples correcciones y paciencia frente a nuestro trabajo. A Lina María Benítez por sus observaciones. A Jessica Ruiz por evaluación y sus comentarios que mucho aportaron. A Diego Quintero por sus sugerencias. A María Colin por inspirar, motivar y apoyar el estudio de la química prebiótica. A Jorge Zuluaga, profesor de la Universidad de Antioquia por sus revisiones en el área de física. Al profesor Fabio Rojas de la Universidad de los Andes por su evaluación del capítulo Tecnología del viaje espacial.

A Yuber Ferney Pérez por los aportes realizados al tema de bariogénesis. A Francisco José Reyes, sociólogo, por sus revisiones al capítulo de La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos. A Luis Carlos Montenegro por ayudarnos a dar el primer paso en este proyecto.

A la Universidad Nacional que nos ha formado, y a cada una de las facultades, departamentos y docentes que nos han construido en el camino de la academia.

A nuestras familias y amigos por apoyar esta iniciativa.

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

CHARLES COCKELL Director, UK Centre for Astrobiology Edinburgh, February 23, 2014

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Pró

lo gue Pró lo

go 1

The science of astrobiology seeks to understand the origin, evolution and distribution of life in the Universe. At the current time we do not know of another planet with life, but there is one planet we do know that is teaming with life – planet Earth - and its life has had a tenure on the planet of over three billion years.

Astrobiology seeks to know whether this phenomenon of life is rare - a unique experiment in biological evolution on the Earth - or something that is common throughout the cosmos. It investigates the chemistry of the origin of life, the sorts of habitats where life can grow and reproduce and it examines the limits of life on the Earth.

By studying the environments of extremophiles on the Earth we get an idea about whether extraterrestrial environments are habitable and whether, even if they do not contain life, they might be suitable places for life to originate.

Astrobiology is more than just a field of scientific investigation. It is also an education tool. Most of the questions in astrobiology require working across disciplines.

For example, the question: ‘Is there life beyond the Earth?’ forces us to look at astronomy, biology, chemistry and geosciences. From this perspective, astrobiology provides an excellent vehicle for teaching different sciences and the links between them. It is particularly suited for giving students and researchers the opportunity to think about how their knowledge and expertise in a particular field can be applied to new fields of study and questions that break traditional disciplinary boundaries.

This book is an excellent contribution to that endeavour and will hopefully provide a basis for anyone interested in astrobiology to begin the quest to explore the nature of life in the Universe and to answer some of the most interesting questions in science. It is particularly inspiring to see Columbia taking a leading role in spreading interdisciplinary science and enhancing science education and astrobiology around the world.

1 Traducción: Juan Felipe Escobar Calderón

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11 CHARLES COCKELL Director, Centro para la Astrobiología del Reino Unido Edimburgo, febrero 23, 2014

Pró lo go Pró lo go 1

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La ciencia de la astrobiología busca entender el origen, evolución y distribución de la vida en el Universo. En la actualidad, no conocemos de ningún otro planeta con vida, pero existe uno que sabemos está repleto de ella, La Tierra, los seres que aquí habitan han reinado el planeta por más de tres mil millones de años.

La astrobiología intenta conocer si este fenómeno de vida es excepcional —un experimento único en la evolución biológica de La Tierra— o es algo común a lo largo de todo el cosmos. Investiga la química de su origen, las diferentes clases de hábitats donde la vida puede crecer y reproducirse, y examina los límites que tiene esta en La Tierra.

A través del estudio de los ambientes extremos del planeta, tenemos una idea acerca de si los entornos extraterrestres son habitables o si pueden, incluso si no contienen vida, ser lugares adecuados para que ella se origine.

La astrobiología, más que un campo de investigación científica, es una herramienta educativa. La mayoría de las preguntas en astrobiología requieren trabajo interdisciplinar; por ejemplo, la pregunta ¿hay vida más allá de La Tierra? nos obliga a contemplar la astronomía, la biología, la química y las geociencias. Desde esta perspectiva, la astrobiología provee un vehículo excelente para la enseñanza de diferentes ciencias y de las conexiones entre ellas. Es particularmente adecuada para dar a los estudiantes e investigadores la oportunidad de pensar acerca de cómo su conocimiento y pericia en un campo particular puede ser aplicado en nuevas áreas de estudio y en preguntas que rompen las fronteras disciplinares tradicionales.

Este libro es una excelente contribución a este esfuerzo y con suerte proveerá las bases para cualquiera que esté interesado en la astrobiología, en empezar la labor de explorar la naturaleza de la vida en el Universo y responder algunas de las preguntas más interesantes de la ciencia.

Es particularmente inspirador ver a Colombia tomando un papel de liderazgo en la difusión de la ciencia interdisciplinaria y en la exaltación de la educación y de la astrobiología alrededor del mundo.

1 Traducción: Juan Felipe Escobar Calderón La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

MARCELA EWERT SARMIENTO, PH.D.

Seattle, febrero 2014

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En octubre de 2012, estuve en Cartagena participando como tallerista en la Primera Escuela Juvenil de Astrobiología. Mis clases se enfocaban en el ecosistema del hielo marino, tema en el cual me especializo. Como Cartagena es una ciudad costera también incluí conceptos básicos sobre el aumento del nivel del mar y el cambio climático. Mis charlas cubrían así, en un mismo panorama, la escala microscópica y la escala planetaria, dos perspectivas que se integran frecuentemente en la astrobiología. Fue en este contexto en el que tuve la oportunidad de reconectarme con el grupo de astrobiología de la Universidad Nacional de Colombia (UNASB) y restablecer una relación de colaboración que me lleva hoy a escribir el prólogo de este libro.

La conexión surgió a través de otra tallerista, María Angélica Leal, quien ha sido coordinadora del grupo UNASB desde el 2009 y se dedica al estudio de microorganismos que viven en ambientes extremos. El aislamiento de bacterias extremófilas trae consigo retos y gratificaciones similares, tanto si las bacterias son psicrófilas, es decir, adaptadas al frío —como las que yo estudio— como si son termófilas, es decir, adaptadas al calor — como las que María Angélica Leal estudia— (ella ha aislado este tipo de bacterias de las aguas termosulfurosas de Choachí, Cundinamarca). Ambos tipos de bacterias, al igual que otros extremófilos serán mencionados en este libro, llevado a feliz término por los integrantes del grupo UNASB, y cuya escritura coincide con el 10° aniversario del grupo.

Esta no es, sin embargo, la primera vez que trabajo con el grupo de astrobiología de la Universidad Nacional. El grupo UNASB surgió en el año 2004 con el fin de divulgar el conocimiento de la astrobiología, una disciplina científica cuyo carácter investigativo se había robustecido con la creación en 1998 del Instituto de Astrobiología de la NASA (NAI). Por esta época, recién egresada de la carrera de Biología de la Universidad Nacional, yo me encontraba de manera paralela consolidando mi participación en el campo de la astrobiología. Con una tesis de pregrado centrada en el tema del «origen de la vida» tuve la oportunidad de presentar mi trabajo en Bioastronomy 2004: Habitable Worlds (Reykjavik, Iceland), una reunión organizada por la comisión 51 de la Unión Astronómica Internacional (IAU) y que venía teniendo

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13 lugar cada tres años desde 1984. Los temas discutidos en este congreso estaban directamente relacionados con la astrobiología, disciplina que según NAI se define como el estudio del origen, evolución, distribución y futuro de la vida en el Universo1.

Al regresar de este congreso comencé a desarrollar el tema de la «habitabilidad» en mi Maestría en Astronomía, también en la Universidad Nacional. Por esta época conocí a los miembros fundadores del grupo UNASB y colaboré con ellos en su primer esfuerzo de divulgación.

Durante esta etapa contamos con el apoyo del Observatorio Astronómico Nacional, el cual nos facilitó un espacio para presentar charlas relacionadas con mi trabajo, tales como teorías del origen de la vida, definiciones de «vida» y química del medio interestelar; al igual que en temas generales como las características de las lunas Europa y Titán, el descubrimiento de planetas extrasolares, ambientes habitados por extremófilos y el concepto de terraformación.

Para este punto, mi visión acerca del papel de los seres vivos en el planeta se basaba en dos aspectos. Por un lado, la biología me ofrecía el punto de vista del organismo; la astronomía, por el otro, me ofrecía el contexto general en que había ocurrido la formación y evolución de nuestro planeta. Sin embargo, una pieza clave seguía faltando: el punto de vista planetario. Con esta cuestión en mente, inicié el Doctorado en Oceanografía y Astrobiología en la Universidad de Washington en Seattle (E.U.A.), trabajé en los mecanismos de supervivencia de las bacterias que habitan el hielo marino del océano Ártico durante el invierno. Esta perspectiva planetaria me permitió comprender la delicada interrelación entre los procesos terrestres y los seres vivos que lo habitan.

Es claro ahora que las preguntas planteadas por la astrobiología no se pueden enfrentar desde una única disciplina. El grupo UNASB, de hecho, no trabaja de forma independiente, sino asociado con grupos de investigación centrados en la geología planetaria, la microbiología y la robótica. Un vistazo al índice de este libro confirma su carácter interdisciplinario, pues se entrelazan aspectos de la biología, química, geología, las ciencias aplicadas 1 Des Marais et al. (2008). The NASA Astrobiology Roadmap. Astrobiology 8:715-730

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

y la filosofía. Como una invitación para aquellos con entrenamiento en astronomía, una futura edición de este libro podría incluir, además, capítulos basados en la búsqueda de vida en Marte y Europa, el continuo descubrimiento de planetas extrasolares (de los cuales ya se han descubierto 1077 para la fecha) o la modelación de atmósfera y clima al nivel planetario, tan importante para comprender el curso que nuestro propio planeta toma a medida que aumenta el impacto de los gases invernadero de origen antropogénico.

Precisamente, en un momento en el que la magnitud sin precedente del impacto humano en el planeta proyecta el inicio de una nueva era geológica, el Antropoceno, recomiendo la lectura de este libro para ampliar la perspectiva de las intrincadas relaciones entre seres vivos y el planeta en que habitan. Pues, en medio del cambio drástico y acelerado que está ocurriendo en la mayoría de sistemas globales (concentración de gases invernadero, pH y niveles de oxígeno en el océano, ciclo del nitrógeno, ciclo del agua, entre otros), es importante recordar que los seres humanos somos un organismo en una compleja red de elementos bióticos y abióticos, estamos sometidos a las mismas leyes naturales que otras especies, y habitamos un planeta finito, aislado, cuya principal fuente de energía es la estrella Sol; un planeta al que llamamos Tierra y, hasta donde sabemos, el único lugar en donde ha surgido la vida.

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15 La astrobiología es una ciencia mucho más compleja de lo que comúnmente se considera. Al ser una ciencia interdisciplinar debe contemplar diversas áreas y métodos de estudio, para alcanzar resultados que lleguen a ser aplicables no solo en nuestro planeta, sino extrapolables a otros lugares del Universo. Mediante la astrobiología se busca responder a los cuestionamientos fundamentales de la humanidad ¿Estamos solos en el Universo? ¿De dónde venimos? ¿Cuál es el origen de la vida?

Temas Selectos en Astrobiología busca introducirlo a esta ciencia, a través de un amplio espectro de temáticas para todo aquel interesado en investigar este campo de saber. Los textos que ahora están en sus manos recopilan de manera general las grandes áreas de la astrobiología.

Este es un libro recomendado para personas que han tenido un conocimiento previo en ciencias; sin embargo,

Coordinadora Grupo de Astrobiología de la Universidad Nacional de Colombia-Sede Bogotá Jefe editorial Temas Selectos en Astrobiología

MARÍA ANGÉLICA LEAL LEAL

PRESENTACIÓN esperamos que aquellos que se estén introduciendo al mundo científico puedan encontrar en este libro luces para seguir adentrándose en este interesante campo.

La presente edición surge con ocasión del décimo aniversario del grupo de Astrobiología de la Universidad Nacional de Colombia. Esperamos que usted, apreciado lector, pueda observar el gran trabajo que hemos desarrollado a lo largo de estos años, además de los avances del equipo científico del grupo, que aseguran un soporte sólido, de calidad y con resultados acreditados frente a esta ciencia en Colombia. Queremos mostrar un trabajo con el apoyo de científicos con un amplio acervo en sus áreas específicas, lo que manifiesta nuestro compromiso con la calidad y el mejoramiento del «hacer ciencia» en nuestro país. Esperamos que este libro sea de mucho provecho para usted y que lo disfrute.

Gracias por leernos.

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

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LA CIVILIZACIÓN

HUMANA Y SU

RELACIÓN

HISTÓRICA CON

EL ESTUDIO

DEL COSMOS

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

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A lo largo de la historia de la humanidad, cada civilización ha buscado darle una explicación y un sentido a todo lo que ve a su alrededor. La filosofía, entendida como el amor por conocer las causas de los fenómenos de la naturaleza y todo lo presente en el cosmos, ha abierto dos caminos. Uno es la religión, la cual ha dado una explicación del Universo, y todo lo referente a la humanidad desde la llamada creación hasta el fin de nuestra era, en la que todo está ligado a una intervención divina que va más allá de nuestro entendimiento racional —cabe resaltar que aquello superior ha tomado a lo largo de la historia numerosas formas y nombres, pero el principio básico se mantiene—. Y, por otro lado, está el ejercicio consciente de estudiar lo que nos rodea, de experimentar, todo con el fin de llegar a conocer su naturaleza y poder formular teorías y leyes al respecto. Esta es la ciencia, «del latín scientia, de sciens: instruido, significa conocimiento exacto y razonado de las cosas» (Corripio, 1984, p. 96).

Como toda ciencia, la astrobiología no se encuentra aislada del contexto histórico. En este capítulo, se ahondará en las ideas que dieron origen al estudio del Universo y al surgimiento de la astrobiología moderna. Si bien es cierto que la astrobiología es una ciencia interdisciplinar nutrida de otras ciencias, es importante, para entender la relación con su contexto cultural, remontarse hasta las primeras ideas y nociones que surgieron de las primeras civilizaciones.

Se hará un breve recorrido de las ideas religiosas y científicas desde los inicios de las antiguas civilizaciones y se finalizará con en el filósofo Giordano Bruno, pues es él quien idea las revolucionarias palabras que, tiempo después, serían las precursoras de la astrobiología moderna. Respecto a este punto se profundizará más adelante, por ahora es preciso iniciar con el análisis de las primeras aproximaciones que se hicieron al entendimiento del cosmos: las religiosas, también llamadas cosmogonías. Haremos un repaso por estas ideas analizando cada una de las civilizaciones más importantes de la Antigüedad.

EDAD ANTIGUA MESOPOTAMIA

Se denomina Mesopotamia a la zona del Cercano Oriente ubicada entre los ríos Tigris y Éufrates. Alrededor de 6000 y 5000 a.C. esta fue una zona privilegiada para el desarrollo de la agricultura y, por ello, fue posible que las tribus nómadas se establecieran y organizaran, lo que posteriormente daría lugar al surgimiento de las culturas sumeria, acadia, amorrea, hurrita e hitita y asiria. Sus primeras interpretaciones del mundo estuvieron enmarcadas por fenómenos naturales como las estaciones, sequias y lluvias. Estos fenómenos recibían mucha atención, ya que poseían una importancia muy grande para la agricultura. Los pueblos mesopotámicos adoptaron una explicación divina de dichos fenómenos, visión que se transformaría en una religión politeísta con dioses antropomórficos representantes de las diversas presencias que dominaban el mundo y la naturaleza, además, veían en los astros

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una forma de estudiar los designios de los dioses. Por esto se estableció la astrología como el estudio preciso y sistemático de fenómenos celestes, era pues un conocimiento que permitía la elaboración de calendarios en los que era posible predecir eclipses con una gran precisión, además bautizaron a muchas de las constelaciones del Zodíaco. El interés de estas culturas en los cuerpos celestes fue heredado posteriormente por el Antiguo Egipto, Grecia y Roma. Cabe resaltar que como gran legado a la humanidad idearon las primeras formas de escritura, una técnica de suprema importancia para la trasmisión y acumulación de conocimiento (Gimeno et al., 2008).

INDIA

Mil años después, se encuentra la cultura de la India. Esta civilización tiene entre sus tratados más antiguos y formales los textos religiosos llamados Vedas, que conciben un Universo cíclico que se ha creado y destruido muchas veces y es regido por múltiples leyes que, finalmente, se resumen en una sola: dharma, ley que armoniza y organiza inteligentemente todo lo creado y hace que evolucione constantemente (Gimeno et al., 2008). Para los indios, el Universo tenía (entre otros) un principio de dualidad, a veces masculino y femenino, que se manifestaba en diversa zonas del cosmos. Una zona estaba llena de materia primordial en estado «puro» semejante a un gran ovulo con nutrientes en estado latente, que solo requería de una fuerza activadora para dar origen a la vida. Esta fuerza primordial era provista por los llamados «cometas reproductores» similares a gigantescos espermatozoides estelares que activaban la materia pura para producir vida (Sanchis, 2009). En la actualidad, la teoría de la panspermia guarda un fuerte parecido, en principio, con esta creencia. La panspermia establece que la vida en el planeta apareció cuando un cometa o asteroide, cargado con formas de vida provenientes de otro lugar del cosmos, se estrelló contra La Tierra y que, gracias a las condiciones favorables, estas formas de vida pudieron proliferar y poblar el planeta. Si bien este es un parecido superficial es destacable que para los indios ya existía la noción de que el origen de la vida estaba regido por procesos que se podían dar en varios lugares del cosmos.

ANTIGUO EGIPTO

Continuando la revisión histórica, es necesario mencionar el Antiguo Egipto, civilización que prosperó entre 3000-2190 a.C. (Frías, 1988). En esta civilización existían numerosos mitos sobre el origen del Universo, y los astros como el Sol y La Luna jugaban un papel fundamental en muchas de estas creencias. Fue el interés en los ciclos de los dos astros mayores lo que los llevó a desarrollar calendarios muy completos y exactos. Su esplendor como civilización quedó plasmado en su imponente arquitectura piramidal en la cual están reflejados los conocimientos sobre ingeniería, matemática, geometría, pero, especialmente, revelan un conocimiento astronómico notable,

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

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pues las estructuras fueron ubicadas de manera propicia para marcar eventos como los solsticios y los equinoxios (Gimeno et al., 2008).

Como es posible observar, las culturas antiguas presentan rasgos religiosos marcados, dado que otorgan a seres superiores la explicación del origen y el porqué de lo existente. Ahora analizaremos la evolución del pensamiento humano respecto al Universo, pero desde otra perspectiva: la racional. Aunque en principio ambas aproximaciones comparten el objetivo de entender el cosmos como un todo, las posiciones de cada uno y la forma en la que abordan el problema son marcadamente distintas.

La mirada al respecto de la obtención de conocimiento y de las posibles explicaciones de la naturaleza cambia al llegar a la época de la Grecia clásica en donde, entre muchas otras escuelas de pensamiento, encontramos una en la que la atención se vuelca hacia el conocimiento que puede obtener la propia humanidad y se afirma que cada persona capaz de razonar puede encontrar respuesta a muchas preguntas.

Este cambio en la formación del conocimiento es visible cuando analizamos el enfoque de la astronomía y la biología griegas. Con respecto a la astronomía, en esta época se empieza a dar mayor importancia a la observación directa de los astros y a las relaciones que tienen con ciertos fenómenos de interés, pero se deja de lado la noción de una intervención divina. En la biología, por otro lado, empiezan a aparecer las primeras clasificaciones, fruto de la observación juiciosa de los seres vivos. Estas clasificaciones son productos del llamado «afán aristotélico» que buscaba entender la vida como un todo y su posición en el cosmos. En este orden de ideas, en Grecia empiezan a surgir las primeras bases de la ciencia moderna. Los procesos lógicos y las observaciones cobran importancia y relegan a las explicaciones sobrenaturales. Antes de los griegos, los estudios de ambas ciencias estuvieron siempre enmarcados por las cosmovisiones referidas anteriormente, pero ahora, gracias al esplendor de la civilización griega, la forma de obtener conocimiento cambió, y por lo tanto lo que se conoce también cambió (Calvo, 1994).

A continuación, se llevará a cabo un repaso por algunas de las ideas de la filosofía griega que han sido base o que tienen relación con algunas teorías científicas actuales, especialmente lo que se refiere a la vida y a la astronomía. Para empezar, debemos remitirnos a Tales de Mileto. Nacido en Mileto en el año 624 a.C., dedicó su vida al estudio de la naturaleza comparando sus mecanismos de cambio o techné, buscando con ahínco aquello inmutable y compartido por todo lo que conocemos. Concluyó que el principio como fundamento de los seres vivos era el agua, materia impregnada de vida y de la cual surgieron todas las otras formas de vida (Cuartas, 2005).

Anaximandro fue contemporáneo de Tales y por su lado concibió a La Tierra como el resultado de la interacción de esferas compuestas por cuatro sustancias que reconoce como elementos: tierra, aire, agua y fuego (Koestler, 1959).

Hoy, esta disposición se puede interpretar como un referente a las fuerzas intermoleculares que determinan los estados de sólido, líquido y gaseoso,

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teniendo en cuenta que hay una disminución progresiva de la energía que poseen las partículas desde su estado gaseoso hasta el sólido (Sagan, 1982).

En la llamada «cuna de la civilización», se tenía una noción de transformación y cambio, de interacción entre acción y reacción. Esta idea llegó a su plenitud gracias a Heráclito (540-480 a.C.), quien planteó que todo fluía y centró su investigación en la búsqueda del «logos» que explicaría las leyes universales de cambio —así como la ciencia actual busca las leyes naturales que rigen los fenómenos observables— (Gaarder, 2001). Posteriormente, aparece Pitágoras que otorga a los números y a la matemática la cualidad de poder explicar todo en cuanto es, desde su forma hasta sus transformaciones; concibe la geometría como la expresión de una forma aritmética, en ese sentido, la primera queda en lo evidente y, la segunda, en aquello que no se ve. Pitágoras es muy importante, ya que es uno de los primeros en dar valor formal a la matemática en el entendimiento del mundo, algo que se convertirá en una constante en la ciencia en años posteriores, especialmente en campos como la astronomía (Koestler, 1959).

Otro filósofo importante que formuló una teoría relevante fue Demócrito (460 - 456 a.C.) quien postuló la teoría atómica. Demócrito planteó que la materia estaba compuesta por pequeñas unidades indivisibles, denominó átomo a esta mínima unidad de la materia no visible al ojo humano. Los átomos se combinan creando y destruyendo las formas materiales que apreciamos, incluyendo a toda la naturaleza y en ella a nosotros mismos. Afirmó que los átomos no son todos iguales entre sí, hay diferentes tipos que forman diversos estados de la materia (Koestler, 1959). A parte de que enunció, con asombrosa precisión, lo que hoy son algunas de las propiedades conocidas de la materia, Demócrito reconoce a todas las cosas, incluidos los seres vivos, como productos de interacción entre los átomos. Lo que le da a la vida una explicación natural sin necesidad de una intervención divina.

Al final de la gran Grecia clásica, aparece Aristóteles alrededor del año 384 al 322 a.C., para cerrar un triángulo de grandes filósofos que se relacionaron entre sí como maestros y discípulos: Sócrates, Platón y como se dijo antes Aristóteles. Su padre era médico y a esto se le atribuye su interés por los organismos vivos y las ciencias naturales. Opta por adquirir el conocimiento a partir del estudio y observación de los seres vivos, y concluye que ellos están conformados por una substancia y una forma que se transforma constituyendo el movimiento inherente a la vida (Andrade, 2009).

Aristóteles propone organizar y clasificar los organismos en grupos definidos por características similares en cuanto a su composición, organización, energía y razón de ser; fue uno de los primeros en plantear varias observaciones metódicas e hizo especial hincapié en la forma como medio para el estudio de un fenómeno (Andrade, 2009). La biología actual heredó muchos de los principios aristotélicos en cuanto a la noción de organizar y establecer reglas. Aristóteles aseguraba que la forma en la que apreciamos un ente es debida al cómo ese ente ha llegado a ser, esto implica unas causas y unos La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

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procesos. Fue también autor del modelo geocéntrico, modelo que calzó a la perfección con las posteriores ideas judeo-cristianas, por ello, y sin saberlo, fue el precursor de una noción de supremacía de la humanidad (Andrade, 2009). En contraposición al modelo geocéntrico de Aristóteles, Aristarco formuló el modelo heliocéntrico, por desgracia los escritos de Aristarco jamás han podido ser recuperados en su totalidad e incluso hoy se sabe muy poco sobre su vida (Gaarder, 2001). Los métodos aristotélicos de observación y la lógica de clasificación que usó siguen siendo utilizados en la taxonomía y en otros campos de la biología. No así sus ideas geocéntricas, que fueron reemplazadas por el modelo heliocentrista que perfeccionó Nicolás Copérnico.

Eratóstenes (276-194 a.C.) fue, como sus predecesores, una figura destacada y entre sus méritos está haber demostrado la esfericidad de La Tierra al efectuar el reconocido experimento de comparar las sombras de dos bastones en el mismo instante, pero en diferente ubicación. Él pudo deducir que si se producía una diferencia entre ellas era debido a que había un ángulo determinado de incidencia de los rayos de luz, por lo tanto la superficie terráquea debía ser curva. Es de gran mérito cómo, con solo estos datos, Eratóstenes propuso de manera muy acertada un radio para el globo terráqueo, lo que lo convirtió en el primero en la historia de la humanidad en calcular de manera casi exacta este valor (Sagan, 1982).

Históricamente se veían venir profundos cambios en el mundo de la Grecia clásica, y un astrónomo que después jugaría un importante papel por más de 1400 años fue Ptolomeo (85-165), autor del tratado astronómico conocido como Almagesto (El más grande). Su trabajo se basó en el estudio de la gran cantidad de datos existentes sobre el movimiento de los planetas, con el fin de construir un modelo geométrico que explicara tales posiciones en el pasado y predijera sus posiciones futuras. Ptolomeo también escribió un tratado de teoría musical llamado Harmónicos en el cual afirmaba que las mismas leyes matemáticas regían tanto a los sistemas musicales como a los cuerpos celestes y, por lo tanto, cada una de las 7 notas correspondían a planetas específicos y a las distancias entre estos y sus movimientos (Koestler, 1959). La idea había sido propuesta en sus orígenes por Platón en el mito de la música de las esferas que es la música no escuchada producida por las revoluciones de los planetas. Fue uno de los astrónomos que se atrevió a cambiar la visión del Universo e intentó explicar científicamente la mecánica de los astros, pues planteó que La Tierra se encontraba fija en el espacio y se encontraba rodeada por 8 esferas: las primeras siete con el Sol, La Luna y los cinco planetas conocidos en ese momento, y la octava con las estrellas fijas (Koestler, 1959).

Hypatia (370-415), una extraordinaria científica que fue educada bajo principios neoplatónicos, es considerada por muchos la primera mujer científica. Hypatia consiguió abrirse camino en la ciencia y llegar a tener un gran reconocimiento público como maestra y teórica, se dice que escribió varios libros sobre matemáticas y astronomía (Sagan, 1982).

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EDAD MEDIA

Después del florecimiento de la ciencia Griega, el mundo cayó tras el desplome del Imperio Romano, en una época en donde el poder político y social se centraba principalmente en los dogmas religiosos. La Edad Media se puede considerar como una etapa de transición del aristotelismo al neoplatonismo, en donde en muchas partes Europa se guardaron muchos conocimientos que estaban en contra del pensamiento de la clase o grupo dominante en aquel momento. A los que buscaron conocimiento, especialmente de manera experimental, se les reprimía, se había establecido que todo lo que se debía conocer estaba muy claro en las santas escrituras y no se debía poner en duda (Sagan, 1982). Se ingresa en la Edad Media en Occidente, pero esto no impide que en el Oriente y en el Oriente Medio continúen los grandes hallazgos y avances científicos, especialmente por el aporte de los algebristas de la India y el surgimiento de las universidades hispano-árabes.

De esta época, quedarán infinidad de inventos técnicos y tecnológicos que permitieron el avance de la astronomía, así como avances en la agricultura y el comercio, mediante el cual al Viejo Mundo llegaron maravillosas rarezas que atestiguaban el auge oriental, tales como el papel, la pólvora y la seda. El ámbito europeo quedó bastante aislado de todo este proceso, en parte por el mismo sectarismo religioso del momento (Sagan, 1982). Entre los filósofos más importantes de la Edad Media está San Agustín (354-430), quien tuvo una larga búsqueda religiosa y filosófica a lo largo de su vida y al final pareció empatar sus pensamientos cristianos con el neoplatonismo.

Ferviente lector de Platón, fue uno de los primeros puentes que unieron la doctrina religiosa con la filosofía de un pensador clásico (Sagan, 1982).

Al otro lado del océano Atlántico, se encuentran las tierras de América Central; aunque a lo largo y ancho del territorio americano hubo culturas muy conscientes de los astros y sus fenómenos, es evidente la importancia de la cultura maya, que tuvo su esplendor hacia el año 300 al 900 (Jiménez, 1992). Los mayas dejaron como vestigio de su organización y avance ciudades y pirámides, cuyas ruinas perduran a pesar de los años. Entre estas construcciones se erguían observatorios que construyeron con la ayuda de su sobresaliente matemática, calendarios sumamente exactos; su calendario venusiano apenas tenía un error de 14 segundos por año (Puerta y Pérez, 2011). Politeístas como la mayoría de los pueblos antiguos, creían en el origen de la humanidad a partir de la planta de maíz y con la ayuda de la intervención divina. De su cosmología, cabe resaltar que no consideraban al ser humano como un ente superior a los demás animales o plantas y buscaban un mundo armónico y natural.

Mientras tanto en Europa y Asía surgen las primeras universidades bajo los parámetros de la iglesia católica. En este contexto, aparece Alberto Magno

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(1193-1280) maestro universitario, quien lleva el canon de santo y después sería maestro de Tomas de Aquino. Fue un gran devoto de los textos aristotélicos e inició aquel curioso proceso de hacer coincidir las santas escrituras con las ideas de Aristóteles, lo cual se facilitó, en gran medida, por el hecho de que en ambos el ser humano era la máxima expresión de la naturaleza. Tomas de Aquino (1225-1274) —también reconocido como santo— hizo otro tanto por continuar la labor de su maestro y tocó un tema que aún hoy es de gran controversia, porque aseguró que lo que entendemos por conocimiento no tiene por qué oponerse a la fe. Propone dos caminos para llegar a Dios: la fe y la revelación. Así, plantea que la razón y los sentidos dirigen a una sola verdad. Continúa la línea evolutiva de Aristóteles y ubica por encima de la humanidad a los ángeles y después de ellos a Dios en sí (Muñoz, 1982). La Edad Media no fue una época muy productiva en términos científicos y pocas ideas importantes surgieron de este periodo, pero el trabajo de hombres como Tomas de Aquino toma relevancia, ya que algunas de sus ideas abrieron paso a una nueva era en la ciencia: el Renacimiento.

En el renacimiento se modela lo que terminará siendo la ciencia moderna, con la aparición de grandes ingenieros y artistas tales como Leonardo da Vinci.

Entre otras grandes obras Da Vinci fue uno de los primero en estudiar y describir el cuerpo humano con fines investigativos, halló órganos y estructuras en común con la anatomías de varios mamíferos. Lo que ayudo a refutar la noción de superioridad humana (Sagan, 1982).

A continuación vemos cómo nace uno de los astrónomos más notables de la historia, Nicolás Copérnico (1473-1543) quien regresa a la teoría heliocéntrica a través del estudio de los griegos clásicos y en especial del Almageso de Ptolomeo el cual, posteriormente, le sirvió para presentar su De Revolutionibus (sobre las revoluciones de los orbes celestes); Copérnico ubica al sol en el centro del Universo, esto le permitió entender mucho mejor el comportamiento de los demás cuerpos celestes como el de los planetas, entre otros (Sagan, 1982). Es importante resaltar como desde este punto se inician una serie de redescubrimientos que serán la pauta a seguir tanto en astronomía como en física aún en la actualidad, pues a pesar de los cambios en las tecnologías se mantiene la similitud de los hallazgos, y este es precisamente el motivo del asombro frente a la Grecia clásica, porque deslumbra la genialidad de personas pioneras que sin tener la comprobación experimental plantearon ideas fundamentales sobre el cosmos.

Paracelso o Philippus Aureolus Theophrastus Paracelsus Bombastus von Hohenheim (1493-1541) fue un eminente médico iniciador de la química farmacológica. Viajó a lo largo del mundo dándole importancia al conocimiento de las comunidades y los curanderos ambulantes. Retomó las ideas platónicas en cuanto al cuerpo y al espíritu, y retornó al estudio de la naturaleza con el fin de aportar a la medicina (Mousnier, 1981). Al igual que muchos de sus coetáneos revolucionarios, fue tachado de hereje y entre sus ideas

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más importantes está el considerar el cosmos como un organismo y al hombre como un microcosmos, esta idea sistémica define al Universo en sí como vida y a nosotros solo como una pequeña parte de toda la vida que en él se alberga. Como reconocido alquimista, centra los pilares del surgimiento del Universo en tres sustancias básicas: sal, azufre y mercurio, de los cuales surge la primera materia que denomina Yliaster y establece como principios de construcción uno femenino, y otro masculino (principios también referidos en Egipto e India), haciendo referencia a la pasividad y la constancia de lo femenino y a la actividad y la construcción de lo masculino. De la interacción de ambos principios surge el Hyle, que es la génesis de todo lo creado y a partir de allí los cuatro elementos: tierra, agua, fuego y aire; y después todos los seres que habitan el Universo. (Mousnier, 1981) Otro de los grandes científicos de la época es Tycho Brahe (1546-1601) astrónomo danés que participó activamente de la construcción del mejor observatorio antes de la invención del telescopio, estaba convencido de que en la constancia y precisión de las observaciones estaba el progreso para la astronomía y señalaba como «algo divino que el hombre conozca los movimientos de las estrellas tan exactamente que sea capaz, con anterioridad, de predecir sus ubicaciones y posiciones relativas» (Cuartas, 2005, p. 21).

El trabajo de todos estos hombres durante finales de la Edad Media y el Renacimiento cimentó la astronomía moderna. Muchas de sus ideas son básicas hoy para cualquier ciencia espacial, incluida la astrobiología. Pero con respecto a esta última, hasta el momento, ningún filósofo o científico había analizado claramente el problema de la probabilidad de vida en otros mundos, esto cambió con el nacimiento del que probablemente sea uno de los hombres más importantes en la historia de la astrobiología: Giordano Bruno.

Giordano Bruno nació en Nápoles en 1548. Era monje dominico y esto le permitió acceder a las bibliotecas de los monasterios, llegó a ser sacerdote y posteriormente doctor en teología. Se sabe que a lo largo de su vida viajó a Italia, Francia, Inglaterra y Alemania, lugares en los que hizo contacto con los monarcas y enseñó en las universidades de Toulouse, Sorbona, Oxford, Magdeburgo y Witemeberg (Mousnier, 1981). Era partidario de las ideas neoplatónicas y tuvo controversia con las ideas aristotélicas. Como seguidor de Platón, concibe a Dios como la unidad originaria de donde surge el Universo, que también es uno, pero tiene múltiples formas, por lo tanto, todo está impregnado de la presencia de Dios, afirma que todo está animado y propone una mirada hacia la naturaleza como un gran organismo conectado.

La similitud entre las teorías de Bruno y el panteísmo es bastante grande, algo que los inquisidores no tardarían notar. (Cruz et al., 2005) Se encargó de hacer conocer en toda Europa la teoría heliocéntrica de Nicolás Copérnico, pero su obra más relevante para la astronomía y la astrobiología fue un poema filosófico en latín De immenso et innumerabilibuso; sobre el infinitito y los mundos innumerables. En su obra propone un Universo infinito

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en el espacio tiempo homogéneo e idéntico, y que, además, tiene innumerables mundos que pueden estar habitados, si Dios estaba en todo, también su creación: la vida misma. Y es allí en donde queda esta idea para el resto de la humanidad y la pregunta de si esto es posible (Mousnier, 1981). Idea que vendría a ser desarrollada muchos años después por la astrobiología, que la estudia desde una perspectiva científica.

La historia de Giordano Bruno termina de forma similar a la de Sócrates e Hypatia, muertos en manos de alguien más por la intolerancia y, quizás, por el miedo a sus ideas. Era el año de 1592 cuando Bruno fue detenido por las autoridades eclesiásticas que lo obligaron a retractarse de sus ideas, tuvo un largo proceso de ocho años antes de que el 17 de febrero de 1600 fuera quemado en Campo di Fiori bajo los cargos de herejía y apostasía.

Muchos años después, las ideas de Bruno y de todos sus predecesores serían la base de numerosas ciencias, la astrobiología surgiría como el estudio de la posibilidad de vida fuera del planeta. El objetivo de este capítulo era mostrar que pese a que la astrobiología es una ciencia relativamente nueva, las preguntas que la inspiran se remontan hasta las primeras civilizaciones. A los pensamientos de hombres y mujeres brillantes que quisieron ver más allá. Ese mismo sentimiento que iluminó en el pasado tan numerosas ideas y teorías sobre el espacio continua latente. Cada vez conocemos más sobre la vida y sobre nuestro Universo y, sin embargo, esto solo abre más preguntas que necesitan solución, para la astrobiología esto es lo primordial, la capacidad de seguir mirando más allá de nuestro propio planeta, ya que, como dijo Carl Sagan, «solo estudiando la vida extraterrestre podremos evitar los riesgos inherentes al intento de obtener conclusiones generales acerca de la naturaleza de la vida, sobre la base única que representa el ejemplo de la biología terrestre». (Sagan, 1982)

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Durante varios años, el conocimiento científico ha ido avanzando aceleradamente en aras de dar respuesta a diferentes interrogantes de la humanidad, tales como los inicios de la vida y si esta es una característica exclusiva de La Tierra o es universal. Para siquiera pensar en la vida como característica universal, ha sido necesaria la comprensión, en primera instancia, de cuáles son sus condiciones esenciales, tal cual las conocemos en La Tierra, y así, poder analizar su posible extensión y alcance en el Universo. Todos estos interrogantes hicieron necesaria la aparición de una nueva ciencia, la astrobiología.

Como ciencia, la astrobiología no pretende darle un enfoque reducido a sus áreas de estudio(característica de las ciencias en la segunda mitad del siglo XX), sino que busca una integración de conocimientos de disciplinas diferentes tales como la astronomía, la física, la química, la geología, la ingeniería y naturalmente la biología, lo que la hace una ciencia pluridisciplinaria. La astrobiología pretende integrar los conocimientos de dichas áreas con el fin de dar respuesta a los interrogantes que hoy son su objeto principal de estudio: ¿de dónde venimos?, ¿cómo comienza y evoluciona la vida?, ¿existe vida en otros lugares del Universo?, ¿cuál es el futuro de la vida?, ¿cuáles son los límites físico-químicos de un ambiente habitable?, ¿cuál es el lugar que ocupa la vida en la dinámica del Universo? El propósito de estudio de la astrobiología es el origen de la vida, su evolución y distribución, y su futuro en el Universo. Para hablar a fondo sobre esta nueva ciencia, se hace necesario conocer sus inicios dentro de los diferentes campos del saber científico.

Los primeros años de esta rama de la ciencia, que tiene sus raíces en la exobiología y la biología cósmica, fueron posibles gracias a experimentos como el realizado por Stanley L. Miller sobre la síntesis de aminoácidos en condiciones prebióticas. El experimento simulaba las condiciones de La Tierra primitiva en el laboratorio para dilucidar si la formación de estas moléculas, vitales para la existencia de vida, podía darse en los inicios de nuestro planeta (Bada J, 2002).

Experimentos como estos sentaron las bases del pensamiento astrobiológico, gracias a su objetivo: intentar entender el origen de la vida (pregunta central en la astrobiología), y a su método: un enfoque multidisciplinar que incluía a la geología, la biología y la astronomía. Años más tarde en 1996, la NASA crea un instituto de astrobiología en donde se concentran sus diferentes estudios y se facilita el intercambio del saber interdisciplinario, esto permitió la adquisición de diferentes fuentes de financiación para las investigaciones astrobiológicas.

El 19 de mayo de 1998, surge el NAI (Instituto de Astrobiología de la NASA), con el fin de desarrollar de manera formal el campo de la astrobiología y dar un marco científico para misiones de vuelo. El NAI es el organismo encargado de llevar a cabo las diferentes investigaciones, formar la futura generación de investigadores en astrobiología, proporcionar liderazgo científico y técnico sobre las investigaciones de astrobiología para las misiones espaciales actuales y futuras, y, finalmente, de la exploración y utilización de la tecnología moderna para investigación interdisciplinaria (Des Marais et al., 2008).

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Gracias al desarrollo de diferentes tecnologías, se han podido establecer relaciones entre los estudios del origen de la vida y del cambio global con la astrobiología. Alexander Von Humboldt, científico importante en el surgimiento de la biogeografía, utilizaba tecnología muy limitada en sus expediciones, aun así los resultados de esas expediciones se encuentran entre algunos de los más importantes de la historia de la ciencia. Ahora, con la tecnología espacial, se pueden realizar estudios mucho más profundos del Universo. Un ejemplo de esto es el desarrollo del telescopio espacial «Hubble» con el que se puede observar nuestro cosmos a gran profundidad y que, en la actualidad, sigue enviando imágenes que amplían en gran medida nuestra comprensión. También contamos con avances considerables en el campo de la microscopía como el HIRIM, desarrollado para la NASA por la empresa Kairos-Scientific de California, este permite analizar la composición química con rangos de radiación similares a los de los satélites y las características espectrales de las moléculas del interior de las células (D’Antoni, 2005). Gracias a tecnologías como esta, la NASA ha contribuido en gran medida a la obtención de evidencias que apoyan algunas de las teorías más relevantes de la actualidad como el Big Bang. Esto mediante el mapeo de microondas residuales de la explosión, observaciones del espacio profundo y la presencia del helio y deuterio. Mediante tecnologías como estas y el desarrollo de métodos como la espectroscopia Doppler, se ha llegado a conocer la edad del Universo, a través de mediciones precisas de los movimientos de los objetos astrofísicos (D’Antoni, 2005).

La astrobiología, en los últimos años, ha establecido como un modelo general de estudio la vida en ambientes extremos. La existencia de microorganismos en estos ambientes ha permitido ampliar el espectro de lo que creíamos acerca de los requisitos indispensables para el desarrollo de vida tal y como la conocemos. El agua es considerada como el tesoro de La Tierra, su estado líquido es el mayor indicador biológico existente, por ser el disolvente más propicio para la síntesis molecular. En su estado sólido, el agua juega un papel fundamental para el estudio del desarrollo de la vida, pues alberga diferentes moléculas orgánicas congeladas provenientes de distintas eras geológicas, que permiten precisar las condiciones de la atmósfera en los inicios de la vida. El hielo es también importante, ya que diferentes investigaciones han demostrado que, aun en esas condiciones extremas, la vida prospera. Esto ha despertado el interés en la exploración de «mundos congelados» y el posible desarrollo de vida (González, A., 2003).

UNA MIRADA CRONOLÓGICA DEL NACIMIENTO DE LA ASTROBIOLOGÍA

Aunque aún es considerada como una ciencia joven, la astrobiología busca dar respuesta a la mayoría de los enigmas que la ciencia no ha podido responder.

Esta nueva ciencia ha atravesado por grandes cambios epistemológicos, fi-

La astrobiología

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losóficos e incluso de identidad, debido a la histórica disputa entre el pensamiento científico y el saber popular.

Para describir las actividades relacionadas con el estudio de la vida en La Tierra y la búsqueda de la misma en el Universo, se han atribuido diferentes denominaciones como astrobiología, cosmología, exobiología, xenobiología y bioastronomía (Lemarchand, G. et al., 2010). Pero es René Berthelot quien en sus escritos de 1932-1937 hace alusión por primera vez al término astrobiología; sin embargo, el uso que Berthelot hace del nombre astrobiología se relaciona más con la metafísica y la astrología que con la astronomía o la biología, esto ha generado confusiones a lo largo de la historia que, en algunos casos, persisten hasta hoy (Lemarchand, G. et al., 2010).

El astrónomo soviético Gavriil Adrianovich Tikhov (1875-1960) sugirió el término astrobotánica, (Vakoch, D., 2013) debido a que se hablaba de la posibilidad de la existencia de vegetación en Marte, también fundó en 1947 la sección de astrobotánica de la Academia de Ciencias de la República de Kazajstán de la ex unión soviética y fue este mismo quien en el año de 1953 comenzó a utilizar el término astrobiología en sus escritos, refiriéndose al estudio de la biología terrestre en los sistemas de otros mundos. El Irlandés John D. Bernal (1901-1971) fue el primer científico de reconocimiento internacional en utilizar el término cosmobiología en 1952, para referirse al campo que estudia las posibilidades de actividad biológica y de vida fuera de La Tierra (Lemarchand, G. et al., 2010).

El término de astrobiología ya comenzaba a ser reconocido en la comunidad científica, tanto así que para el año de 1955 el astrónomo Otto Struve usó dicha palabra para referirse al estudio de la vida fuera de La Tierra y fue este mismo astrónomo quien organizó en 1961 la Conferencia del Green Bank, cuyo énfasis era la detección de vida inteligente en el Universo y donde también se presentó por primera vez la ecuación de Drake, que establece el posible número de civilizaciones tecnológicas en la galaxia (Lemarchand, G. et al., 2010).

En el año de 1956, se publicó en Brasil un libro sobre astrobiología, escrito por Flavio A. Pereira miembro de la sociedad brasilera interplanetaria, y para el año de 1957 se organizó el primer simposio americano de astrobiología, emprendido por Albert G. Wilson, director del Observatorio Lowell. Fue así como surgieron en Estados Unidos dos grupos de importantes científicos que coordinaban las investigaciones en el campo de la vida fuera de La Tierra. El primero era coordinado por Melvin Calvin (1911-1997) y uno de sus investigadores era Carl Sagan (1934-1996), el nombre de este grupo de investigación era Panel 2 sobre vida extraterrestre del Comité Nacional de Bioastronáutica perteneciente a la junta de las Fuerzas Armadas. El nombre del segundo grupo de investigación era Panel sobre vida extraterrestre de la Academia Nacional de Ciencias coordinado por Joshua Lederberg (1925-2008), quien acuñó el término exobiología para referirse a la biología de origen

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extraterrestre y también el término esobiología para referirse a la biología de La Tierra (Lemarchand, G. et al., 2010).

En el año de 1964, George G. Simpson comentó acerca de la utilización del término exobiología resaltando que la ciencia primero debería demostrar que dicho objeto de estudio era real y se refirió a sus colegas exobiólogos como «exbiólogos», por lo que una vez más, el área de estudio de la posibilidad de vida en el Universo perdió su importancia. Para 1965, Gilvert Levin sugirió que el término más adecuado debería ser xenobiología (Lemarchand, G. et al., 2010).

En el afán por la búsqueda de «pruebas» que le dieran peso al estudio de la posibilidad de vida extraterrestre se propuso realizar pruebas con equipos radioastronómicos que permitieran detectar señales electromagnéticas de posibles civilizaciones extraterrestres, fue así como para el año de 1960, Frank D. Drake realizó el primer experimento de esta índole en las instalaciones del NRAO (Observatorio Nacional de Radioastronomía de los EEUU).

El propósito de estos ensayos era el de llegar a encontrar en algún momento una señal que no fuera de origen natural, si no que tuviera un origen artificial derivadas de estrellas cercanas, lo que indicaría la existencia de una vida extraterrestre inteligente. Desde que Drake comenzó con estos proyectos, todo el mundo se centró en la búsqueda de dicha señal y fue así como en los años sesenta se realizaron varios proyectos académicos con el mismo fin (Vakoch, D., 2013).

Para el año de 1965, el señor Rudolf Pesek otorgó el término CETI (Communication with extraterrestial intelligence) para referirse a estos programas de comunicación con inteligencias extraterrestres, relacionó el término con los delfines (cetáceos), dicha relación se basaba en las pruebas realizadas en los años cincuenta, acerca de comunicación entre especies utilizando delfines (Vakoch, D., 2013).

Desde que Pesek propuso CETI como tema de un simposio en la séptima sesión de la Academia Internacional de Astronáutica (IAA), se realizaron simposios en diferentes congresos de la IAA, donde se hablaba de este tema.

Entre 1965 y 1971 la temática de comunicación interestelar (CETI) fue cambiada por el término SETI (Search for extraterrestial intelligence) debido a que los investigadores temieron que una vez dada la posible comunicación con las «civilizaciones extraterrestres» la raza humana no tuviese la capacidad de mantener dicha comunicación o que esto trajera consecuencias negativas para la misma. Los otros cambios que se dieron a las siglas fueron SETI MOP (proyecto de observación en microondas) y HRMS (relevamiento de microondas en alta resolución) de la NASA. Con el cambio de las siglas, comenzaría una serie de sucesos que conducirían al fin del apoyo del congreso de EEUU y la NASA (Lemarchand, G. et al., 2010).

En 1979, se realizó la XVII Asamblea General de Montreal, donde se reunieron más de 1000 astrónomos para el simposio «estrategias para la búsqueda de

La astrobiología

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la vida en el Universo»; a partir de esto, la Unión Astronómica Internacional (UAI) comenzó a participar activamente en la búsqueda de la vida extraterrestre, y fue después, para el año de 1982, cuando se creó la comisión 51 llamada posteriormente bioastronomía, lo que hace referencia a la búsqueda astronómica de la vida en el Universo (Lemarchand, G. et al., 2010).

En 1996, se comenzó a especular acerca de bacterias de origen marciano, debido al descubrimiento del meteorito ALH80001 y fue cuando la NASA dio vida al programa de astrobiologíay formó —en 1998 el Instituto de Astrobiología de la NASA (NAI) —. Actualmente, la astrobiología es definida como «el estudio de los orígenes, evolución, distribución y futuro de la vida en el Universo» (Vakoch, D., 2013).

HISTORIA DE LA ASTROBIOLOGÍA EN IBEROAMÉRICA

En Iberoamérica, la astrobiología aún es vista desde la perspectiva de una ciencia nueva y poco probable en varios de sus países, porque aunque en muchos de ellos hay institutos de astrobiología de talla internacional, para las demás personas es un área de la ciencia poco estudiada y con poco futuro; pero la realidad es otra. En las últimas décadas, se han venido realizando arduas investigaciones relacionadas con la búsqueda de vida extraterrestre y muchos de los países iberoamericanos trabajan en conjunto con entidades reconocidas en el ámbito mundial como la NASA, o lo que es mejor, trabajan a la par con ellos, realizando proyectos que hacen de la astrobiología una ciencia fuerte y con un largo futuro por delante (Chela, 2001).

En 1956, el científico español Joan Oró fundó el Departamento de Ciencias Biofísicas de la Universidad de Houston, donde realizó investigaciones clave para el estudio de la vida en otros planetas y del porqué de la ausencia de vida en Marte. Oró fue considerado como el experto mundial en temas como el origen de la vida y la exobiología, descubrió la síntesis de la adenina, habló del papel de los cometas en el origen de la vida en La Tierra, realizó con la NASA el proyecto Apolo para análisis de rocas y muestras en La Luna, el proyecto Viking para analizar molecularmente la atmosfera y superficie de Marte y, finalmente, para el año de 1999 dirigió, junto con Julián Chela Flores, la primera escuela iberoamericana de astrobiología (Chela, 2001).

Para 1966, se funda el Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR). En México, los trabajos Antonio Lazcano, que trabajaba con Stanley Miller y Joan Oró y fue dos veces presidente de la Sociedad Internacional sobre Estudios del Origen de la Vida (ISSOL), permitieron grandes avances en este campo.

Uno de los fundadores del IAR, llamado Valentin Boriakoff, resolvió cómo registrar imágenes para el disco interestelar de las naves Voyager I y II en el año de 1977 (Lemarchand, G., et al., 2010). En chile, para 1979 un grupo de profesores de la Universidad de Chile organizó probablemente el primer curso formal universitario en el continente sobre el enfoque científico de la

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búsqueda de vida inteligente. En Uruguay, para el año de 1988, en la Facultad de Ciencias de la Universidad de la República en Montevideo se organizaron unas conferencias bajo el nombre de «vida y cosmos: un enfoque interdisciplinario» y para 1995, se organizó una escuela de posgrados llamada «vida y cosmos: nuevas reflexiones» (Lemarchand, G. et al., 2010).

En España, se crea para el año de 1998 el Centro de Astrobiología de Madrid (CAB) que, en el año 2000, se convirtió en el primer miembro asociado al NAI fuera de EEUU. En noviembre de 1999, se realizó en la Universidad Simón Bolívar de Venezuela la primera escuela iberoamericana de posgrado en astrobiología. En el año 2006, en la Universidad de Rio de Janeiro, junto con Gustavo Porto de Mello, se organizó un taller sobre astrobiología (Lemarchand, G., et al., 2010). Consecuentemente en chile y Colombia, también comenzaron a emerger diferentes grupos de investigación relacionados con la astrobiología.

Para el año 2004, en Colombia, nació el grupo de astrobiología en la Universidad Nacional de Colombia, compuesto por estudiantes y profesores pertenecientes a áreas como biología, química, geología, física e ingeniería.

Este grupo se ha enfocado en la divulgación e investigación de temas concernientes a la astrobiología y también ha hecho presencia en eventos de talla internacional. En septiembre del 2012, se realizó el segundo congreso internacional de astrobiología en la ciudad de Medellín donde participaron expertos nacionales e internacionales en áreas como la geología planetaria, la biología, la astroquímica, la astronomía estelar, exoplanetas, entre otros.

Al momento, grupos de diferentes partes del país están iniciando el estudio en esa ciencia.

Actualmente, la astrobiología es reconocida como una ciencia naciente, pero no por esto menos importante, pues tiene mucho campo por estudiar, lo que demuestra que con el desarrollo de los proyectos enfocados a la misma, se han podido presentar resultados que permiten su supervivencia en la sociedad científica. A pesar de esto, queda mucho camino por recorrer y muchos países necesitan un acercamiento científico a esta área de conocimiento interdisciplinar, ya que eso permite un mayor crecimiento y una mayor influencia tanto en el gobierno como en las universidades y demás entes que puedan brindar ventajas a su desarrollo.

La astrobiología

ASTROBIOLOGÍA

REFERENCIAS

Chela J. (2001). La astrobiología, un marco para la discusión de la relación hombre-universo. Principia, revista cultural de la Universidad Centroccidental Lisandro Alvarado. (18), pp. 12-18.

D’antoni, H. L. (2005). Astrobiología, el origen de la vida y el cambio global. Acta bioquímica clínica latinoamericana, 39 (3), pp.

381-94.

Des Marais D., Nuth J., Allamandola A., Boss A., Farmer J., Hoehler T., Jakosky B., Meadows V., Pohorille A., Runnegar B., Spormann A. (2008). The NASA Astrobiology Roadmap. Astrobiology, 8 (4), pp.715-730.

González, A. F. (2003). Astrobiología: la evolución de una nueva ciencia. Madrid: Centro de biología molecular, Universidad Autónoma de Madrid. Enseñanza de las ciencias de la Tierra.

Disponible en http://www.raco.cat/index.php/ect/article/ viewFile/88962/133136 Lemarchand, G. Y Tancredy, G. (eds). (2010). Astrobiología: del Big-Bang a las civilizaciones. Tópicos especiales en ciencias básicas e ingeniería. Uruguay: UNESCO. Disponible en http:// unesdoc.unesco.org/images/0019/001903/190398s.pdf Vakoch, D. (Ed), (2013). Life Beyond Earth and the Impact of Discovery. Astrobiology, History, and Society. California: Springer-Verlag Berlin Heidelberg. Disponible en http:// download.springer.com/static/pdf/893/bfm%253A9783-642-35983-5%252F1.pdf?auth66=1424697143_06bca1f86a5ed98d2f4af4a22e34cdfd&ext=.pdf

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La astrobiologĂ­a

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el cosmos

observable «Somos

polvo de estrellas»

Carl Sagan (1934-1996)

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

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DESDE LAS ESTRELLAS HASTA EL UNIVERSO A GRAN ESCALA

Cuando se piensa en Universo se vienen a la cabeza muchos objetos astronómicos en diversos contextos, pero los que cobran mayor importancia son las estrellas pues son ellas quienes se han usado para entender los grandes interrogantes de la humanidad, además todas las mañanas hay un recordatorio de su existencia con los destellos de los primeros rayos de luz provenientes de la estrella más cercana al planeta Tierra: el Sol. Al llegar la noche, los antepasados veían un cielo con puntos brillantes, no tardaron en darse cuenta de que este presentaba una dinámica con el pasar de las horas, es decir, las configuraciones que llamaron constelaciones se movían a lo largo de la bóveda celeste y se percataron de que tenían un diferente brillo. Todos los objetos luminosos en el cielo oscuro fueron llamados estrellas. Así, Hiparcos de Nicea (190 a.C – 120 a.C) recopiló un catálogo de alrededor de mil estrellas apreciables a simple vista y las agrupó en seis categorías a las que denominó magnitudes (m) (Higuera A., 2009), allí la estrella más brillante tenía un m = 1 y las menos brillantes un m= 6. Actualmente, estas magnitudes se denominan «aparentes», pues, con el tiempo, fue notorio que las estrellas están a diferentes distancias de La Tierra a pesar de que se vean sobre la bóveda celeste, y que dos estrellas con propiedades físicas distintas podrían tener el mismo valor m.

OBJETO ASTRONÓMICO

MAGNITUD APARENTE

Sol

-26.8

Luna llena

-12.5

Venus en su máximo brillo

-4.4

Sirio

-1.4

Alfa Centauri

-0.3

Vega (Lyra)

0.04

Límite visual en total oscuridad

6

Límite con binoculares

9-10

Límite con telescopio de 16 pulgadas

13-14

Plutón

15

Límite visual con los más grandes telescopios

19.5

Límite fotográfico con los más grandes telescopios

24

Límite con el telescopio espacial Hubble

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Tabla 3.1. Magnitudes aparentes (m) de diferentes astros. Modificada de (Higuera, 2009)

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Así se definió la magnitud absoluta M de un astro como su magnitud aparente si es observada a una distancia de 10 parsecs. Por ejemplo, el Sol tiene una magnitud absoluta de 4.8.

Una de las características físicas que sirve para diferenciar una estrella de otra es su Luminosidad (L), que es la energía por unidad de tiempo que emite la estrella, es decir, es la potencia radiada por la misma. Físicamente se ha definido el brillo en términos de la luminosidad a partir de la siguiente relación: b* = L*/4π d*2 Donde b* es el brillo de la estrella, L* es la luminosidad y d* es la distancia de la estrella hasta el punto de observación. Aquí, se asume que el patrón de emisión de radiación de la estrella es esférico y la estrella como una partícula puntual (Zuluaga, 1998).

En la actualidad, es posible medir la irradiancia por longitud de onda de una estrella, en particular, la del Sol como se muestra en la siguiente figura:

Fig. 3.1. Espectro de la radiación solar en el tope de la atmósfera. (Delgado-Correal C., García J., 2012)

La forma funcional de este espectro es muy similar a la función espectral de la emisión de radiación de un cuerpo negro, el cual es un hipotético cuerpo definido como un absorbente perfecto de toda la radiación incidente sobre él y que solamente radia en forma proporcional al aumento gradual de su temperatura a la cuarta potencia (Delgado-Correal C., García J., 2012). Así, hay una relación íntima entre la radiación que emite la estrella y su temperatura efectiva Teff, que es definida como la temperatura de un cuerpo negro, el cual radia con la misma densidad de flujo total que la estrella (Karttunen et al. 2007). En el caso del Sol, se reporta un valor de temperatura efectiva de 5778K1. (Fligge, M. et al. 1998) 1 Para ampliar, dirigirse a http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html El cosmos observable

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Con ayuda de los datos de Luminosidad y Temperatura superficial de diferentes estrellas se realizó hace más de un siglo un gráfico que relaciona dichas variables y que es conocido como Diagrama de Hertzsprung-Russell en honor a quienes lo realizaron por vez primera. Este gráfico taxonómico, donde se pueden diferenciar claramente grupos de estrellas de otras teniendo en cuenta sus propiedades físicas, es muy usado por la comunidad astronómica.

Allí es posible observar una secuencia principal (curva alargada hacia el centro de la figura) en donde el Sol hace parte de ella. La luminosidad aparece adimensional debido a que es una Luminosidad relativa al Sol (L*/LSol).

Fig. 3.2. Diagrama de Hertzsprung-Russell. Crédito NASA. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ teachers/lifecycles/Image31.gif

Podemos ver como se agrupan las estrellas supergigantes al lado superior derecho del gráfico y las enanas blancas al costado inferior izquierdo. Las letras O B A F G K M corresponden al sistema de clasificación de estrellas de la Universidad de Harvard que fue construido teniendo en cuenta las líneas de absorción observadas en el espectro de las estrellas. Las estrellas muestran un espectro de absorción: un continuo atravesado por un conjunto definido de líneas oscuras a las que se conoce como líneas de absorción.

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Fig. 3.3. Secuencia espectral de estrellas, desde las calientes, tipo O, hasta las más frías, tipo M. http://chinook.kpc.alaska.edu/~ifafv/verschie/spectra2.jpg

Estas líneas espectrales hablan de la estructura interna de las estrellas, donde debe haber regiones de diferentes temperaturas: una funciona como emisor de radiación y la otra como un gas que absorbe parte de esta radiación, debido a procesos físicos de interacción de radiación materia. En este sistema de clasificación, las estrellas tipo O presentan temperaturas efectivas mayores o iguales 25000 K, mientras que en el tipo M se encuentran estrellas tales que su temperatura efectiva están entre 3500 a 2200 K (Clayton, 1968).

Al usar detectores infrarrojos abordo de telescopios espaciales, la comunidad astronómica está empezando a resolver grandes misterios relacionados con la formación de planetas, estrellas y galaxias. Además, la luz proveniente desde los lugares más distantes del Universo es detectada de forma más eficaz en la región del infrarrojo, específicamente en el llamado infrarrojo lejano (radiación electromagnética con longitud de onda entre los 100 micrómetros hasta 1 milímetro). (Prober, D., 2008) Existen algunas regiones del Universo que no emiten luz visible, así que los procesos físicos que están ocurriendo allí son invisibles para el ojo del humano, por ello, se deben usar sensores infrarrojos para dar razón de dicho fenómeno. Por ejemplo, en la siguiente imagen se muestra la comparación de una observación en el visible con una infrarroja de una nube molecular.

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Fig. 3.4. Imágenes de la nube molecular Barnard 68 (arriba) en el visible y el infrarrojo cercano (abajo) Crédito ESO. https://www.eso.org/public/images/eso9934b/

Estrellas y planetas se forman dentro de nubes moleculares como la que se muestra en la imagen anterior (Alves J., et al., 2001), así que entender la estructura interna de estas nubes se convierte en tema de investigación actual, puesto que la comunidad astronómica está muy interesada en comprender las condiciones iniciales que originan la formación estelar y planetaria. Para ello, es necesario realizar observaciones de estas nubes en las diferentes longitudes de onda del espectro electromagnético, para descubrir los misterios que ellas albergan.

En la búsqueda del entendimiento de la formación estelar, los astrónomos se encontraron de forma fortuita, en el año de 1995, con el hallazgo de un objeto celeste nunca antes evidenciado, al cual le acuñaron el nombre de Enana Café (en inglés brown dwarf) (Rebolo R., et al., 1995; Nakajima T., et al., 1995). Estos objetos no son tan masivos para ser estrellas (muy baja masa para iniciar fusión de hidrógeno en su núcleo), pero no son planetas en su sentido tradicional. Ellos comparten algunas características en común con estrellas y otras a su vez con planetas y ocupan el rango de masa entre 10 y 75 masas de Júpiter. Como tal las enanas cafés son una clave fundamental tanto en la formación estelar como en la planetaria; además, las enanas cafés son un favorable blanco de estudio en la búsqueda de planetas extrasolares, en particular de las llamadas super- Tierras (Irwin et al., 2008). Por ejemplo, la primer super-Tierra que fue detectada alrededor de un estrella cercana fue alrededor de una enana café de baja masa (M-dwarf) (Charbonneau, et al., 2009).

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Fig. 3.5. Mecanismo de formación de estrellas, enanas cafés y planetas (Basu S., 2012)

En la actualidad, se han descubierto más de mil planetas extrasolares, lo que hace de este campo uno de los temas más importantes de la astronomía del siglo XXI. Algunos de los sistemas planetarios encontrados han mostrado diferencias notables con respecto al nuestro. Por ejemplo, en algunos casos, planetas gaseosos gigantes mucho más grandes que Júpiter se encuentran muy cercanos a sus estrella (Fabricky D., et al. 2012), situación distinta al caso del sistema solar donde los planetas pequeños y rocosos se encuentran más cercanos al Sol que los gigantes gaseosos. Así, la búsqueda de una ley universal de formación planetaria será una labor ardua que tendrá cautivadas a las nuevas generaciones de astrónomos. De otra parte, caracterizar los componentes atmosféricos de los exoplanetas nos ayudará a entender los distintos procesos de la evolución planetaria y poder encontrar indicios de existencia de vida fuera del sistema solar.

Desde que Galileo Galilei usó un telescopio en 1609 para observar el cielo, la humanidad no ha parado de mejorar la tecnología para desentrañar los misterios del Universo. Así, en 1990 la NASA lanzó su primer telescopio espacial llamado Hubble en honor al astrónomo norteamericano Edwin Hubble, que en 1929 encontró que las galaxias distantes se estaban alejando de nosotros, esto demostró la expansión del Universo. Durante el 24 de septiembre

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de 2003 y el 16 de enero de 2004, se tomó la imagen de campo ultraprofundo (Hubble Ultra Deep Field en inglés) que requirió un tiempo de exposición de 11.3 días. En ella es posible identificar alrededor de 10000 galaxias donde algunas de ellas son las más distantes que se han observado usando instrumentos ópticos.

Fig. 3.6. Imagen de Campo Ultraprofundo del Telescopio Espacial Hubble http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/07/image/a/format/large_web/ Cortesía NASA

Esta imagen sirvió como punto de partida para muchos estudios de tipo cosmológicos, uno de ellos relacionado con la estructura del Universo.

Usando los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), que es uno de los más ambiciosos catálogos en la historia de la astronomía con información de 930,000 galaxias y más de 120,000 quásares, se logró construir un mapa que

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muestra la distribución de galaxias alrededor de nuestro planeta Tierra de hasta una distancia de dos mil millones de años de luz. En este mapa, La Tierra está en el centro y cada punto representa una galaxia que típicamente contiene alrededor de cien mil millones de estrellas.

Fig. 3.7. Mapa de distribución de galaxias.

Crédito: M. Blanton and the Sloan Digital Sky Survey. http://www.sdss.org/includes/sideimages/sdss_pie2.html

Es claro que en este mapa las galaxias no están distribuidas homogéneamente, con ello se muestra que sí hay una estructura privilegiada en el Universo con zonas muy densas y otras de muy baja densidad. Es tema de investigación actual entender los mecanismos físicos que están detrás de esta distribución.

Observar hacia las estrellas no solo ha permitido caracterizarlas, en términos de sus propiedades físicas, sino que también ha permitido mostrar que el

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Universo presenta una variedad de fenómenos que no se han terminado de entender, como es el caso de su expansión acelerada —algo quetodavía estamos comprendiendo, este fenómeno fue hallado mediante la observación de las Supernovas más distantes2—.

A modo de conclusión, se muestra al lector el siguiente gráfico: un contexto global del rol de las estrellas en la astrofísica, en donde todo tópico en astrofísica y ciencias del espacio está influenciado por nuestra concepción de la estructura y evolución de las estrellas, lo que revela la conexión que existe entre las estrellas y la existencia de la vida.

Fig. 3.8. Las estrellas y la astrofísica (Modificado de: Clayton 1968).

EL MODELO ESTÁNDAR DE PARTÍCULAS, LA BARIOGÉNESIS Y LA NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL

Una de las preguntas fundamentales que se han hecho muchos seres humanos es ¿de qué estamos hechos? Todos dirían que de átomos, pero, ¿de cuáles?

Al pincharse un dedo con una aguja, es fácil darse cuenta de que sale un fluido del cuerpo que ha sido llamado sangre, este, a su vez, está compuesto de plasma sanguíneo (55 %), glóbulos rojos, plaquetas, proteínas y demás componentes. A su vez, el plasma sanguíneo es alrededor de 90 % agua y esta son moléculas compuestas por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno, así que, en principio, se cuenta con un número impresionante de átomos de hi-

2 Para ampliar, dirigirse a http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/

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drógeno que, según la teoría de la nucleosíntesis primordial soportada en el modelo estándar de partículas, se formaron en los primeros instantes del Universo.

A continuación, se hará un viaje al microcosmos, para desentrañar los misterios de la formación de los elementos químicos primordiales.

EL MODELO ESTÁNDAR DE PARTÍCULAS

Desde el descubrimiento del núcleo atómico, la humanidad empezó una búsqueda incesante de los componentes del átomo. Hacia comienzos del siglo XX, se sabía que el átomo estaba constituido de electrones y un núcleo central siguiendo el modelo planteado por Rutherford. Posteriormente, se halla la existencia de protones y neutrones como constituyentes de ese núcleo, y hacía finales del siglo XX se encuentra que, a su vez, estos estaban constituidos de unas partículas fundamentales que se denominan quarks (ver en la figura 9 sus propiedades físicas). Actualmente, todas las partículas pueden clasificarse en dos grandes grupos: hadrones y leptones. Los primeros son constituidos por quarks y los segundos no se pueden descomponer en partículas más fundamentales. En el caso de los hadrones, se dividen en bariones y mesones que están conformados por 3 y 2 quarks, respectivamente. Por ejemplo, los protones (p) y neutrones (n) son bariones que en su orden están constituidos de tres quarks: p (uud) y n (udd).

Fig. 3.9. Gráfico representativo del Modelo Estándar de las partículas fundamentales detectadas.

De acuerdo con la figura 3.9, es posible ver que estas partículas se dividen en dos grandes grupos: leptones y quarks. Los leptones son partículas cuyo valor de spin es ½ y que no interactúan fuertemente. El modelo estándar de partículas El cosmos observable

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predice 6 tipos diferentes de quarks que ya han sido descubiertos: up (u), down (d), charm (c), strange (s), down (d), top (t) y bottom (b). El grupo de los leptones contiene a las otras 6 partículas fundamentales. Entre estas tenemos el electrón, muón y tauón tau y los neutrinos asociados a cada una de estos, conocidos como neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino taunico.

Tanto leptones como quarks poseen un valor de spin 1/2 y por esta razón se les conoce como fermiones. Esto significa que obedecen la estadística de Fermi-Dirac y, por ende, al Principio de exclusión de Pauli.

El Modelo Estándar establece, además, que se tienen cuatro interacciones fundamentales de la naturaleza: interacción gravitatoria, interacción electromagnética, interacción nuclear fuerte e interacción nuclear débil. Cada una de estas presenta una partícula de intercambio que, a su vez, es partícula elemental y forma parte de la base del Modelo Eestándar:

- Interacción nuclear fuerte: Gluón.

- Interacción nuclear débil: W+/- y Z

- Interacción electromagnética: Fotón.

- Interacción gravitacional: Gravitón Estas partículas de intercambio hacen parte de la familia de partículas conocidas como bosones. Esto significa que satisfacen la estadística de Bose-Einstein y, por ende, no cumplen con el principio de exclusión de Pauli.

El bosón de Higgs también satisface las mismas condiciones expuestas previamente y resulta ser una pieza clave en el modelo estándar. Esta partícula se encuentra asociada a un campo denominado campo de Higgs. La importancia de este último se debe a que resulta ser el responsable de que las partículas que interactúan con este (por ejemplo, W y Z) adquieran masa. (Fermilab, 2012) BARIOGÉNESIS

Tomando como referencia las evidencias observacionales, ha sido posible concluir que el Universo se encuentra dominado por materia y no por antimateria. Esto resulta de gran interés en física, ya que esta pretende explicar el porqué de estos resultados experimentales. Una forma más técnica de precisar este hecho es establecer que el número bariónico (B) es mayor que cero. De otro lado, se han recopilado datos correspondientes a antimateria y al comparar con los datos de materia recopilados lo que se tiene es una asimetría en ambas cantidades que se pone en evidencia en la siguiente relación (Perepelitsa, 2008):

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Donde esta cantidad corresponde al exceso de bariones sobre antibariones comparada con la densidad de número de los fotones.

Así, al hablar de bariogénesis, se hace referencia al proceso físico que dio lugar a esta asimetría presente entre bariones y antibariones.

El proceso de bariogénesis se ubica en los 10-12 primeros segundos en la edad del Universo y, por tanto, sucede antes del proceso de nucleosíntesis (Perepelitsa, 2008).

De manera que con el fin de proporcionar una respuesta acerca del origen de esta asimetría, se pueden considerar tres posibles caminos diferentes (Perepelitsa, 2008):

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LA ASIMETRÍA BARIÓNICA EN EL UNIVERSO HA EXISTIDO DESDE SIEMPRE.

Esto significaría que el número baríonico es mayor que cero B > 0 después del Big Bang y desde entonces el Universo ha continuado en esa forma. Sin embargo, esto no explicaría porque la naturaleza dio preferencia a un tipo de materia sobre el otro y, además, no es claro porque esta asimetría es tan pequeña (Juber, 2013).

2

EL UNIVERSO EN REALIDAD PRESENTA SIMETRÍA BARIÓNICA.

En este modelo, B = 0 al inicio del Big Bang y ha continuado teniendo ese valor desde entonces. No obstante, si no hay asimetría bariónica, la antimateria debe encontrarse en grandes cantidades en algún lugar del Universo. Por otro lado, ya que no son observadas grandes emisiones de rayos gamma, producto de la aniquilación materia-antimateria, es posible concluir que la materia está separada de la antimateria en grandes distancias. Esto último requiere que algún proceso desconocido tuvo que haber actuado luego del Big Bang, para separar la materia de la antimateria (Yuber, 2013).

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EN SU COMIENZO EL UNIVERSO PRESENTÓ UNA SIMETRÍA BARIÓNICA PERO YA NO LA TIENE.

Esto significaría que en el inicio B = 0 y luego, tras algún proceso, (cuya naturaleza aún se desconoce) posterior al Big Bang, se generó la asimetría en el Universo.

Este último camino, en el cual la asimetría es generada de modo dinámico, es el más estudiado pues posee gran atractivo físico, ya que es capaz de explicar, en alguna medida, las evidencias experimentales existentes hoy (Juber, 2013).

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Fig. 3.10. Gráfico representando la asimetría del Universo.

Con el fín de hablar de bariogénesis, es necesario cumplir con ciertas condiciones conocidas como las condiciones de Sakharov (Sakharov, 1967). La asimetría de materia y antimateria puede ser dinámicamente generada en el Universo en expansión si las interacciones entre partículas y la evolución cosmológica satisfacen las condiciones (Chen, 2007) que se describen a continuación (Perepelitsa, 2008):

1.

Violación del número bariónico (B)

Es necesario tener violación del número bariónico, pues si suponemos que en un inicio el Universo era bariónicamente simétrico, debe haber creación de nuevos bariones además de los ya existentes, y esto es realizado a través de procesos que violen el número bariónico.

2.

Violación de las simetrías de carga (C) y carga-paridad (CP)

Ahora bien, en los procesos en los que se crean nuevos bariones deben ser creados más bariones que antibariones para poder tener una asimetría bariónica. Esto es posible si las interacciones que violan B también violan las simetrías de carga (C) y carga-paridad (CP), pues la violación de estas simetrías hace que partículas y antipartículas interactúen de modo diferente y, por tanto, habrá una diferencia entre materia y antimateria.

3.

Interacciones fuera del equilibrio térmico

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En el equilibrio térmico la creación de nuevas partículas debe estar compensada por la aniquilación de igual número de partículas del mismo tipo. De manera que, para que se tenga una asimetría en el tiempo actual, es necesario que la generación de la asimetría bariónica ocurra fuera del equilibrio térmico. En general, tales condiciones son debidas a la expansión del Universo.

NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL

Fig. 3.11. Procesos de cambio en el Universo

Con el fin de entender el proceso que dio inicio a los primeros elementos químicos, es posible imaginar en el inicio de los tiempos un universo que se encontraba a una muy alta temperatura y que durante los primeros 20 minutos de su evolución, presentaba un comportamiento semejante al de un reactor de fusión nuclear (Steigman, 2005). De esta manera, la nucleosíntesis del Big Bang o BBN, por sus siglas en inglés, podría definirse como la cadena de reacciones nucleares que controlan la formación de elementos ligeros tales como Deuterio D (isotopo del Hidrógeno), 3He, 4He y 3Li (Johansson, Brorsson, Jacobsson, 2010).

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En la primera etapa previa al proceso de BBN, la radiación dominaba para una edad del Universo aproximada de t ≿1 segundos, como se puede observar en la figura 3.11. Durante este periodo de tiempo, la densidad de energía estaba determinada por un gran número de partículas relativistas tales como fotones (γ), pares electrón-positrón (e±) y neutrinos derechos3 (v). Así, la energía relativista puede escribirse como (Steigman, 2003):

También existían un gran número de neutrones disponibles (Xiangdong, 2012). Los protones eran convertidos en neutrones y viceversa por medio de las siguientes interacciones débiles (Chris, 2008):

Estas interacciones débiles son mantenidas en equilibrio térmico a temperaturas mayores que T ≾ 1MeV. En este punto, la razón entre neutrones y protones toma un valor fijo, como se ve en la siguiente expresión (Xiangdong, 2012):

Donde Q es la diferencia de masa entre protones y neutrones Q= mn – mp= 1,293 MeV La tasa T a la cual se dan estos procesos cae más rápido comparada con aquella medida por la expansión de Hubble (H) (Beringer et al., 2012).

Cuando la temperatura decrece, es decir, para T < H, la tasa a la cual los neutrones son convertidos en protones y viceversa viene dada por (Beringer et al., 2012):

Siendo GF la constante de Fermi y T la temperatura.

Posteriormente, para una temperatura igual a 1 MeV, tiene lugar una era conocida como neutrón freeze-out (Beringer et al., 2012). Durante ese periodo de tiempo, la relación entre protones y neutrones viene dada por:

Siguiente a esta etapa, la relación anterior tomará el valor de 1/7. Esto ocurre justo antes de que comience el proceso de nucleosíntesis, el cual se puede observar en la figura 3.12 (Xiangdong, 2012).

3 Para una explicación detallada de la clasificación de neutrinos izquierdos y derechos, por favor revisar: (Quiróz, 2011)

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Fig. 3.12. Proceso de nucleosíntesis primordial del Helio-4.

Una vez que comienza la nucleosíntesis, la tasa a la cual se dan estas reacciones dependerá de la relación entre la densidad de masa de bariones y fotones:

El primer momento en la cadena de nucleosíntesis corresponde a la formación de deuterio a través del siguiente proceso:

A una temperatura T ≃ 0,1 MeV, los núcleos estables pueden comenzar a formarse, ya que previa a esta temperatura, la tasa de fotodisociación del deuterio impedía que este proceso se diera.

Protones y neutrones reaccionan entre ellos y dan paso a la formación de núcleos ligeros a través de una secuencia de reacciones de dos cuerpos (Sarkar, 1996).

Así, luego de la formación del deuterio, núcleos con número atómico 3 pudieron ser formados a través de las siguientes reacciones (Beringer et al., 2012):

Por otra parte, la mayor parte de los neutrones sobrantes terminaron en la formación de Helio-4, el cual corresponde al elemento ligero más estable.

Núcleos más pesados no pudieron formarse debido a dos razones principalmente (Beringer et al., 2012): El cosmos observable

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1. La ausencia de núcleos estables con número atómico 5 u 8.

2. La existencia de grandes barreras coulombianas para reacciones como las siguientes: La red correspondiente a estas reacciones puede verse en la figura 3.13. En esta se observa la ausencia de núcleos con A = 5 y el hecho de que la mayor parte de los núcleos de Deuterio, Helio-3 e Hidrogeno-3, fueron quemados para producir Helio-4 (Signore y Puy, 1999).

Fig. 3.13. Cadena de reacciones que gobiernan el proceso de nucleosíntesis del Big Bang (Signore y Puy, 1999).

Finalmente, es posible decir que la teoría de la nucleosíntesis del Big Bang puede usarse para predecir las abundancias universales de D, 3He, 4He y 3Li para una época aproximada del Universo de 180 segundos (Beringer et al., 2012).

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El cosmos observable

ASTROBIOLOGÍA

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GEOLOGÍA

EL ESTUDIO

DEL PLANETA

TIERRA

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

El planeta Tierra hace parte del Sistema Solar, es uno de los ocho planetas y uno de los muchos cuerpos que giran alrededor del Sol. Es por sí misma un complejo sistema de fenómenos físicos, químicos y biológicos que son estudiados por diversas ramas del saber humano. La ciencia que estudia La Tierra como sistema dinámico es la geología. Geología es una palabra a la que se le ha dado muchos significados a través de la historia. Si se interpreta literalmente el término, se tiene que es «estudio de La Tierra» (geo, «Tierra», y logia¸ «estudio de»). Cualquier cuerpo celeste, ya sea un planeta, un satélite (una luna de otro planeta), un asteroide o un cometa con una superficie sólida se puede estudiar a través de la geología y sus fundamentos. Esta ciencia se extiende desde el conocimiento de la composición de minerales y rocas hasta los procesos erosivos, volcánicos y tectónicos que modifican la superficie terrestre (Tarbuck, Lutgens, & Tasa, 2010).

La geología terrestre tiene un pilar fundamental que es el estudio de las rocas. Las rocas son dividas y clasificadas en tres tipos basados principalmente en el modo en que se forman dentro o sobre la superficie del planeta: Rocas ígneas: Son formadas a partir de material fundido que se solidifica al bajar su temperatura. Son las rocas que se formaron primero en el planeta Tierra.

Rocas metamórficas: Son aquellas que han sido transformadas física, química y mineralógicamente por la acción de presiones altas y temperaturas que no llegan a ser tan altas como para que la roca y sus minerales lleguen a su punto de fusión.

Rocas sedimentarias: Se forman por la acumulación, compresión, aglomeración y fusión gradual de sedimentos depositados en la superficie gracias a la acción de agentes erosivos que han alterado rocas ígneas, rocas metamórficas u otras rocas sedimentarias más antiguas.

Por lo general, suelen ser las rocas menos antiguas que se pueden encontrar en cualquier punto geográfico.

Estos tres tipos de rocas se pueden relacionar entre sí gracias a un arreglo conceptual llamado «el ciclo de las rocas», el cual describe cómo las rocas pueden cambiar de una clase a otra. Este ciclo no se cumple en la naturaleza exactamente, ya que una roca ígnea puede fundirse nuevamente para formar una nueva roca ígnea o puede someterse a presiones y temperaturas, para dar lugar a una roca metamórfica, o una roca metamórfica puede estar formada a partir de una roca sedimentaria sometida a presiones y temperaturas altas o simplemente fundirse en profundidades abismales, para juntarse con material fundido que generará otras rocas ígneas por medio de un volcán en la superficie (Tarbuck, Lutgens 2010).

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LA EDAD DE LAS ROCAS: SEÑALES DE LA HISTORIA DE LA TIERRA

Establecer la edad de las rocas ha sido algo muy importante para poder contar la historia de La Tierra. Las edades numéricas de las rocas alcanzan cifras de miles de millones de años. Minerales como los circones (ZrSiO4) muestran una edad de aproximadamente 4300 millones de años (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).

Igualmente, el oxígeno contenido en forma isotópica en muchas rocas es una prueba fehaciente de que estas fueron formadas en un medio en donde ya había agua líquida presente en medio de masas continentales separadas. Entonces, la corteza terrestre ya se habría separado del material del manto por lo menos hace unos 4400 millones de años (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).

Para determinar todas estas edades tanto de rocas como minerales o isótopos de elementos comunes, se utiliza la datación radiométrica. Consiste en comparar la cantidad de un isótopo radiactivo de origen natural y los productos de su desintegración a través del tiempo que están presentes en las rocas.

Es la principal herramienta para establecer qué tan antigua es La Tierra. Con información detallada de la posición de una roca en la línea del tiempo es posible generar una escala de tiempo geológica en la que también se puede ubicar el momento en el que aparecen las primeras formas de vida (Harrison et al, 2005), (Gargaud, 2011).

Una de las conclusiones más importantes al hacer uso de la radiación radiométrica es el hecho de que La Tierra fue formada hace por los menos 4500 millones de años (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010). Respecto a la edad de La Tierra está totalmente relacionada con la edad que se estima para el propio Sistema Solar. Cantidades incontables de fragmentos pequeños precursores de cuerpos planetarios denominados planetesimales formados por compuestos con elementos con altos puntos de fusión como el aluminio, el níquel y el hierro se almacenaron en la zona que comprende desde el Sol hasta el Cinturón de Asteroides, donde las altas temperaturas impedían que sustancias volátiles como el agua o el metano se acumularan . Mercurio, Venus, La Tierra y Marte fueron formados por los planetesimales fusionados que fueron incrementando su tamaño y que posteriormente se convertirían en estos planetas interiores al seguir el mismo proceso de colisiones y fusiones entre fragmentos rocosos (De Pater & Lissauer, 2010).

La Luna, el satélite natural de La Tierra, tuvo un camino distinto en su formación. A partir de los fragmentos desprendidos después de un violento impacto de un cuerpo del tamaño de Marte llamado Theia u Orfeo con La Tierra primitiva, La Luna se habría formado de todo ese material que estaría orbitando a La Tierra, material liberado tras el impacto. A este modelo de formación lunar se le conoce como el Gran Impacto (Gargaud, 2011) y está sustentado principalmente por simulaciones computarizadas y también se apoya en la semejanza en la composición de las rocas existentes en el manto lunar y el manto terrestre.

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ASTROBIOLOGÍA

LAS PRIMERAS SEÑALES DE VIDA

La atmósfera de La Tierra se formó gracias a los gases liberados en medio de una intensa actividad volcánica en combinación con vapor de agua en inmensas cantidades probablemente relacionadas con el impacto gigante que formó a La Luna o que tal vez estén producidos como un efecto de la fusión interior de La Tierra. Todo parece indicar que hace 4300 millones de años, la edad calculada para los circones más antiguos, las masas continentales ya habían empezado a formarse y, por consiguiente, los primeros océanos y una primitiva atmósfera. (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).

Esta atmósfera primitiva era compuesta principalmente por dióxido de carbono y era muy diferente a la atmósfera actual compuesta principalmente por nitrógeno en un 77 % y oxígeno en un 21 %, con una minúscula cantidad de dióxido de carbono, un 0,1 % (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010). La atmósfera temprana habría sido imposible de respirar mientras que la atmósfera actual es en sí la consecuencia misma de la fotosíntesis vegetal, producto de organismos vivos. La comparación entre la atmósfera primitiva y la actual tiene una conclusión muy importante y es que la vida debió haberse gestado en un ambiente con muy poco contenido de oxígeno. (De Pater & Lissauer, 2010) ¿DE DÓNDE VIENEN LA ATMÓSFERA Y LOS OCÉANOS?

La probabilidad de que organismos vivos existiesen en el momento en que La Tierra se formó es muy baja, puesto que esta era muy caliente y pequeña como para formar una atmósfera, totalmente necesaria para sustentar formas de vida, al igual que mantener agua en estado líquido. La cantidad de gases necesarios para formar una atmósfera autosostenible no era suficiente y gran parte de estos gases se encontraban aún en la nebulosa solar en la que se estaban formando los demás planetas. (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010) Los modelos propuestos para la formación planetaria en el Sistema Solar sugieren que planetesimales presentes en las regiones externas se incorporaron a los planetas de roca y metal que se formaban en el las regiones internas. Vinieron desde distancias como el Cinturón de Kuiper o el de Asteroides y contenían hielo y fragmentos de rocas acompañadas de moléculas de agua y gases comunes. Llegaron hasta el Sistema Solar interior por efectos gravitatorios ejercidos por fragmentos y planetas en formación. El gas que llevaban consigo todos estos fragmentos quedó atrapado en la corteza terrestre a medida que comenzaba a ser parte de La Tierra en formación (De Pater & Lissauer, 2010).

El proceso que puede haber iniciado la conformación de una atmósfera pudo darse antes de que el planeta terminará de formarse por completo (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010). La desgasificación, como se le conoce a este proceso, es cuando se liberan los gases atrapados en la roca, la cual al fun-

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dirse permite que escapen. Este sería el mecanismo por el cual los gases fueron liberados y luego condesados, formando los océanos primitivos y la atmósfera. Al mismo tiempo, impactos de cometas cargados con agua y gases contribuyeron a la creación de la atmósfera en su estado primitivo.

Figura. 4.1. La litósfera oceánica subduce por debajo de la continental, dando origen a un arco volcánico de tipo continental (1, 4 y 5) dentro del continente, y a un prisma de acreción (2 y 3) lleno de sedimentos acumulados en la fosa oceánica. Este proceso conlleva una intensa actividad sísmica (6). Tomado de: http://geofrik.com/tag/arco-de-islas-volcanicas/

La composición en términos globales de La Tierra no ha cambiado mucho desde sus inicios, por consiguiente, es posible concluir que los gases liberados por desgasificación son los mismos desde la formación del planeta (De Pater & Lissauer, 2010). El importante proceso terrestre, el volcanismo, es la principal fuente de emisión de gases, que salen por respiraderos (como en la actualidad) y que se mezclan con otros gases para conformar esa atmósfera primitiva.

Igualmente, el vapor de agua presente en esa atmósfera se condensa y e inicia el ciclo del agua que comienza a llenar los océanos. Los impactos recibidos por la superficie terrestre también ayudaron a liberan gases, puesto que el calor generado en este fenómeno puede hacer que las rocas alcancen su punto de fusión, y seguido a esto, permitir que los gases dentro de ellas escapen. Los volcanes de hoy expulsan principalmente gases como hidrógeno (H), dióxido de carbono (CO2), vapor de agua (H2O), gases de azufre (H2S o SO2), y nitrógeno molecular (N2), que es el más abundante en la atmósfera actual (Gargaud, 2011).

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UN PASADO VIOLENTO: EL BOMBARDEO INTENSO

Los planetas que existen en la actualidad debieron compartir fragmentos en medio de colisiones caóticas, que posterior a la finalización de los procesos formativos de planetas, sobraron y que hoy se catalogan como cometas y asteroides. La mayoría de estos fragmentos a la deriva debieron impactar otros planetas o disolverse al acercarse al Sol. Esos impactos se evidencian como cicatrices visibles en los planetas y satélites con superficie sólidas y que no han sufrido procesos erosivos (De Pater & Lissauer, 2010).

Ya que el radio de La Tierra es mayor que el de La Luna, tienen una superficie más grande en la cual recibir impactos de asteroides o cometas. Además, La Tierra tiene un campo gravitacional más fuerte y atrae más objetos. En la superficie terrestre, los signos de impactos antiguos han sido borrados por los procesos de superficie que actúan en la en la litósfera terrestre como las erupciones volcánicas, tectónica de placas y una erosión constante propia de un planeta activo geológicamente (Tarbuck, Lutgens, & Tasa, Earth: An Introduction to Physical Geology, 2010).

Se calcula que el bombardeo intenso terminó hace 3800 millones de años, cifra basada en registro marcado en La Luna. La evidencia más clara de un pasado violento en términos de impactos asteroidales se tiene solo con dirigir telescopios hacia la superficie lunar, donde tenemos una aproximación a la tasa de formación de cráteres que hubo en la superficie terrestre (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).

GRANDES IMPACTOS Y LA VIDA

Las extinciones masivas de organismos vivos han sido algo común en la historia terrestre. La extinción ocurrida hace 65 millones de años, conocida como el Límite K T (Cretácico-Terciario) está asociada al impacto de un objeto de entre 10 a 20 kilómetros. La consecuencia del impacto fueron cambios a nivel global que llevaron a la total extinción de los dinosaurios (Schulte et al, 2010, Gargaud, 2011).

La energía liberada por el impacto de un objeto así de grande se puede calcular en el efecto que tendría en la temperatura global. En los primeros trabajos en que se modelaban impactos antiguos, se proponía que los impactos más grandes habrían esterilizado la superficie terrestre al calentar lo suficiente la corteza y evaporar los océanos, pero en la actualidad, estos efectos se consideran exagerados, ya que afectarían un gran número de organismos pero muchos seres microscópicos habrían sobrevivido en ambientes subterráneos y abisales oceánicos. Los objetos que han impactado contra la superficie terrestre han generado catástrofes a gran escala pero al mismo tiempo han sumado agua a las masas continentales y gases a la atmósfera (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).

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LA GEOLOGÍA: FACTOR DETERMINANTE PARA EXISTENCIA DE VIDA

Los eventos geológicos crearon los ambientes iniciales y el escenario perfecto para una explosión de vida y una diversificación de los organismos y su evolución.

Los accidentes geográficos y los tipos de rocas influyen constantemente en la distribución de especies animales y vegetales. Las variaciones topográficas, temperatura y disponibilidad de oxígeno por la presión atmosférica tienen consecuencias evolutivas, desde la más alta montaña hasta la más pequeña duna, de acuerdo con el organismo que la habita. La litología de una región combinada con la geomorfología y un cambio paulatino o veloz de los paisajes influencian química y físicamente el proceso de formación de los suelos y esto se ve reflejado directamente sobre las cadenas alimenticias, convirtiéndose en importante factor selectivo sobre las especies y evidenciando perfectamente la intrínseca conexión entre la vida y la geología (Gilmour & Sephton, 2004).

La humanidad no se escapa de esta fuerte conexión, pues su historia depende en gran parte de la apropiación y uso de los recursos naturales, que incide directamente en el desarrollo de civilizaciones y en el avance social y tecnológico. El conocimiento de La Tierra es clave para la supervivencia humana y el entendimiento de su dinámica será importante en las futuras colonizaciones de otros mundos donde la supervivencia humana se base también en el uso de los recursos naturales existentes, minerales y energéticos. Este conocimiento es igualmente importante al tener en cuenta el equilibrio que debe existir entre el consumo racional de recursos naturales y la sostenibilidad y cuidado que debe tenerse con el entorno, sea en La Tierra o fuera de ella (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).

Escalas temporales como décadas o siglos no son de mucha utilidad para hablar sobre la relación entre la vida y la biología. Este espacio temporal solo aplica a los seres vivos que obtienen su alimento a través de procesos químicos directamente con su medio ambiente. Un evento geológico como un volcán o un sismo raramente afectará a los organismos de una región a corto plazo. Pero si se expande la escala del tiempo a millones de años es evidente la conexión de geología y vida.

Es importante comenzar a tener claro que los eventos geológicos en la historia terrestre son los que han generado un mundo habitable, pues permitieron la aparición de vida y su evolución hasta formas complejas u órganos con funciones complicadas como el cerebro humano (Des Marais et al, 2002. Gargaud, 2011).

Hay tres aspectos de la geología de La Tierra que se destacan por ser especialmente importantes para la vida. Son el volcanismo, la tectónica de placas y el campo magnético de La Tierra, estos serán explicados brevemente a continuación: VOLCANISMO Y LA TECTÓNICA DE PLACAS

En el Sistema Solar existen varios cuerpos que presentan un volcanismo. Los volcanes son importantes para la existencia de la vida, ya que la actividad volcánica libera los gases que quedaron atrapados en el tiempo de formación del planeta y que posteriormente serían la fuente primaria de la atmós-

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ASTROBIOLOGÍA

fera y la generación de océanos en la superficie. También genera ambientes con gran actividad química y térmica que ayudaron a la aparición de vida en el planeta y que en el presente son el hogar de organismos extremófilos adaptados a esas condiciones. Esta misma adaptación se puede presentar en otros mundos donde otros posibles seres vivos se adapten a la actividad volcánica (Gilmour & Sephton, 2004).

La superficie terrestre y el interior del planeta «reciclan» las rocas al darse un movimiento paulatino de las placas que componen la corteza y que la configuran en escalas de tiempo de millones de años. La tectónica de placas es el fenómeno que permite que los continentes se desplacen lentamente sobre la superficie terrestre. En cuanto a la influencia sobre la vida en La Tierra, su importancia radica en los cambios que ejerce sobre el clima global, puesto que es responsable de la estabilidad climática que ha permitido la evolución de las especies en medio de continentes y océanos antiguos que han desaparecido y han formado nuevas masas continentales y nuevos grandes océanos, en ciclo que culminan en cientos de millones de años y que siguen produciéndose en el presente. Por ejemplo, la Placa de Nazca se hunde por debajo de la Placa de Suramérica (sobre la que se encuentra Colombia) a una velocidad de 7 cm aproximadamente por año (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).

Fig. 4.2. Aunque no es la mayor extinción masiva que ha sufrido La Tierra (la mayor se produjo hace 250 Ma en el Pérmico), es tal vez una de las mejor estudiadas. Tomado de http://pubs.usgs. gov/publications/text/slabs.html

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EL CAMPO MAGNÉTICO

El campo magnético de La Tierra es generado en su interior. Su efecto es crucial en la vida y está netamente relacionado con la presencia y preservación de la atmósfera. Protege a esta última del viento solar y sus partículas cargadas. Si no existiese un campo magnético, la mayor parte de la atmósfera sería arrastrada por el viento solar hacia el espacio, haciéndola desaparecer con el tiempo (De Pater & Lissauer, 2010).

Encontrar vida en otros mundos estaría totalmente relacionado con la existencia de un campo magnético, pues como en La Tierra, tendría una relevancia fundamental. Si existe un campo magnético alrededor de un planeta rocoso como La Tierra, es posible sospechar que hay formas de vida en su superficie, por lo que entender el campo magnético terrestre es indispensable para buscar fenómenos semejantes en otros planetas o satélites (Catala, 2010. Gargaud, 2011).

Una atmósfera no es algo necesariamente eterno. En teoría, todos los planetas rocosos expulsaron gases con la desgasificación pero la atmósfera creada a partir de estos se perdió en el espacio vacío interplanetario o fue arrasado por el viento solar. Las formas en que los gases conformantes de una atmósfera se pierden varía. Pueden escapar cuando sus moléculas son tan rápidas que superan la velocidad de escape que determina la masa y la gravedad del planeta, perdiéndose en el espacio. Este es el caso del hidrógeno en los planetas rocosos.

Las ligeras moléculas de hidrógeno se mueven más rápido que las de oxígeno y otros gases y se escapan fácilmente de la atmósfera existente. Ningún planeta rocoso tiene una cantidad significativa de hidrógeno en sus atmósferas y lugares como La Luna o Mercurio no tienen ningún tipo de gas atmosférico. En caso contrario, los planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) mantienen el hidrógeno porque la velocidad de escape es mayor por sus grandes masas (Tarbuck, Lutgens y Tasa 2010).

Los gases que componen una atmósfera también pueden ser expulsados en medio de un impacto de asteroide. Entre más pequeño sea el planeta es más propenso a una pérdida atmosférica a causa de un impacto. Debido a la baja velocidad de escape, un impacto de la misma magnitud expulsará más material y gas hacia el espacio si el planeta es pequeño, en comparación con uno más grande (De Pater y Lissauer, 2010).

El viento solar por sí solo puede barrer totalmente la atmósfera de un planeta a lo largo de millones de años. La Tierra está protegida por su escudo invisible; el campo magnético.

La magnetósfera se encuentra en la parte externa del campo magnético de La Tierra. Es la región del espacio en donde la partículas cargadas provenientes del Sol son influenciadas por el campo magnético (Zarka, 2007. Gargaud, 2011).

La altura de la ionosfera desde la superficie terrestre oscila entre 85 a 600 kilómetros. Esta ionizada por la radiación solar y es fundamental en la distribución de cargas eléctricas en la atmósfera y es empleada como medio de propagación de ondas de radio (Kelley, 1989. Gargaud, 2011).

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ASTROBIOLOGÍA

La existencia, extensión y comportamiento del campo magnético de La Tierra son evidencias claras de que es generado en un proceso similar al de un electroimán. La convección presente en cercanías al núcleo de planeta hace que el metal que está en estado líquido por la temperatura ascienda y descienda en movimientos alternos que, combinados con el movimiento de rotación resultan en patrones de convección distorsionados. Los electrones en el metal en estado líquido siguen un curso de manera similar al que harían en un dínamo o electroimán. El resultado final es la generación del campo magnético terrestre.

En resumen, se necesitan de tres factores básicos para la existencia de un campo magnético: una región interior compuesta de un material conductor en estado líquido, un patrón de convección del material y un movimiento de rotación sobre un eje fijo. (De Pater y Lissauer, 2010).

Respecto a Marte y La Luna, sus campos magnéticos son prácticamente inexistentes. Esto probablemente se deba a un núcleo enfriado y la ausencia de convección. En el caso de Venus, aunque este caracterizado un núcleo similar al de La Tierra, ni los movimientos convectivos dentro de este, ni la velocidad de rotación son suficientes para generar un campo magnético.

Mercurio representa un desafío a estos conceptos, puesto que tiene un campo magnético medible pero su velocidad de rotación es lenta y su tamaño es pequeño, por lo que se asocia su leve campo magnético con la existencia de un núcleo grande en comparación a su tamaño total y una probable actividad convectiva metálica (Susaeta Ediciones, 2011).

GEOLOGÍA EN RELACIÓN A LA HABITABILIDAD

El concepto de habitabilidad planetaria se basa en la medida del potencial que tiene un planeta o satélite para desarrollar y sustentar organismos vivos. La vida también puede haber sido traslado de un cuerpo a otro, algo que se conoce como panspermia.

La vida en otros lugares distintos a La Tierra es algo que en la actualdiad es incierto. El concepto de habitabilidad planetaria extiende las condiciones conocidas en la biósfera terrestre combinados con las características del propio Sistema Solar que favorecen el surgimiento de organismos vivos, unicelulares y multicelulares en todo rango de complejidad. La NASA, como principal fuente de investigación astrobiológica, ha definido los criterios principales a tener en cuenta al hablar de habitabilidad. La existencia de regiones extensas con agua líquida, un medio favorable para el ensamble de moléculas orgánicas de estructura compleja y fuentes de energía que permitan el sustento constante de metabolismo son los criterios principales al hablar de habitabilidad planetaria (Segura, 2009. Gargaud, 2011).

Al igual que los criterios anteriores, se asume que cualquier signo de vida extraterrestre mostraría una bioquímica similar a la terrestre y tendría como elementos químicos fundamentales el hidrógeno, el oxígeno, el carbono, el nitrógeno, azufre y fósforo. Como es bien conocido, el carbono tiene una

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capacidad sin igual de formas estructuras continuas y complejas y el agua está compuesta de hidrógeno y oxígeno. El carbono es el material ideal para todos los procesos complejos que ocurren en las células y el agua es el disolvente universal en el que se realizan las reacciones biológicas conocidas en La Tierra (Gilmour & Sephton, 2004).

La abundancia de estos elementos químicos varia en el Universo y en La Tierra, el oxígeno es el más abundante principalmente por su presencia en los silicatos que componen la corteza. Posiblemente el carbono ha venido desde el Sistema Solar exterior en donde estaría en forma sólida en medio de bajas temperaturas traído por asteroides y cometas que impactaron la superficie de La Tierra (Gilmour y Sephton, 2004).

El papel protagónico que jugarían los cometas y asteroides como portadores de los elementos químicos de la vida en el Sistema Solar hace que para la evaluación de habitabilidad de otros sistema planetarios se deba tener en cuenta la presencia indispensable de objetos orbitando, colisionando y «sembrando» la vida en los planetas en los que impactan por medio del aporte de los elementos químicos esenciales en sus superficies. Sin la acción de los cometas y asteroides del Sistema Solar es probable que no hayan florecido los organismos biológicos complejos que se conocen actualmente y sin la acción ‘recicladora’ de elementos químicos realizada por los procesos de superficie; el volcanismo y la tectónica de placas y la existencia de un campo magnético protector de la atmósfera, la probabilidad de surgimiento de vida en La Tierra podría haber sido nula.

ZONA HABITABLE EN SISTEMAS PLANETARIOS

Fig. 4.3. La zona de habitabilidad varía de acuerdo a la estrella huésped. En la parte superior tenemos una estrella súper gigante azul con temperaturas superiores a las del Sol, por lo que su zona de habitabilidad se encuentra más alejada; para una estrella enana marrón (parte inferior) al ser más fría que el Sol (centro), su zona de habitabilidad está más cercana a dicha estrella. Tomada de: http://kepler.nasa.gov Geología el estudio del planeta tierra

ASTROBIOLOGÍA

Existe un rango de distancias en las que se puede encontrar un mundo parecido a La Tierra orbitando alrededor de otra estrella. A este rango se le conoce como zona de habitabilidad. Es la zona en la que un planeta puede alejarse o acercarse a su estrella sin afectar las condiciones que le permiten albergar formas de vida.

Las zonas de habitabilidad existen en alrededor de otras estrellas que poseen sistemas planetarios. En esta zona, los planetas que están dentro presentarían condiciones habitables como La Tierra. Una estrella con mayor volumen que el Sol y más caliente tendría una zona de habitabilidad mucho más lejana, y una estrella más pequeña y menos caliente la tendría más cerca en términos orbitales. Una zona habitable también se define como una región del espacio donde el agua se puede mantener en grandes cantidades en estado líquido en la superficie de un planeta. Aun así, el hecho de que un planeta se encuentre en una zona habitable no significa que pueda albergar vida. Por ejemplo, La Luna al ser satélite de La Tierra está en la zona de habitabilidad del Sol, pero no alberga ninguna forma de vida (Kaltenegger, 2010. Gargaud, 2011).

Las zonas habitables evolucionan con el pasar del tiempo dependiendo principalmente del cambio de volumen y la temperatura de la superficie de una estrella, provocando que la zona habitable se desplaze, generalmente hacia los bordes del sistema planetario.

Dentro del Sistema Solar, otros lugares además de La Tierra han tenido o posiblemente tienen vida actualmente: Marte, Europa (satélite de Júpiter), Titán y Encelado (satélites de Saturno). En ninguno de estos lugares se ha encontrado agua líquida en la superficie y menos formas de vida complejas.

Si existen, probablemente estén confinadas bajo la superficie o en lagos superficiales, no precisamente llenos de agua, sino de metano y etano, como en Titán (De Pater y Lissauer, 2010).

Las misiones espaciales que vienen en los próximos años pretenden hacer posible la búsqueda de vida en lugares como Marte y Europa. Es necesario tener planes de acción distintos para la búsqueda de vida en el subsuelo y la vida en superficie antes de intentar encontrar vida en otros mundos y en otros sistema planetarias alrededor de estrellas lejanas, por lo menos, en sus zonas de habitabilidad (Susaeta Ediciones, 2011).

GEOLOGÍA PLANETARIA

La Geología planetaria es la disciplina que estudia la geología de cuerpos celestes rocosos o con superficie sólidas como los son planetas interiores, sus satélites (La Luna para el caso de La Tierra), los satélites de planetas gigantes gaseosos, los asteroides, cometas, meteoritos y todo tipo de planetesimal presente en un sistema planetario (Tarbuck, Lutgens y Tasa 2010). Es una disciplina inscrita en la Ciencias Planetarias y es ejercida principalmente por profesionales en geología con conocimiento en astronomía, geofísica, geoquímica, sensores remotos y modelación numérica geodinámica.

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La geología planetaria incluye el estudio de temáticas como la diferenciación planetaria (estructura interna de los planetas y satélites rocosos), el volcanismo y los procesos de superficie, la alteración de minerales en superficies planetarias y procesos fluviales y eólicos. También estudia la interacción entre los planetas rocosos y objetos del medio interplanetario como los impactos asteroidales y sus cráteres. El campo de estudio abarca también la estructura de gigantes gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) y planetas enanos (Ceres, Plutón, etc.). Los cuerpos menores presentes en el Sistema Solar como los objetos del Cinturón de Asteroides, objetos del Cinturón de Kuiper y cometas son igualmente estudiadas a través de la geología planetaria. Esta ciencia aplica los principios geológicos en el estudio de cualquier elemento dentro de un sistema planetario y aplica las técnicas empleadas por la geología terrestre en lugares distintos a La Tierra (De Pater y Lissauer, 2010).

Algo importante a tener en cuenta es la definición de planeta. En Praga (República Checa) en el año 2006, se aceptó una definición formal de planeta que desde entonces ha sido ampliamente utilizada y aceptada. Un planeta es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol (u otra estrella), con tendencia a adquirir forma esférica por causa de su propia gravedad y ha despejado su vecindad orbital de cuerpos más pequeños o controla el movimiento de estos cuerpos a través de su propia gravedad (como el sistema Tierra-Luna o las lunas galileanas). Esta definición funciona bien con los ocho planetas del Sistema Solar, pero excluye objetos que no cumplen alguno de los tres criterios, como Plutón que cumple el tercero (al igual que Ceres), Eris que no cumple el segundo criterio. También se tienen planetas extrasolares gigantes gaseosos que no cumplen el primer criterio. Sin importar si cumplen los criterios de la definición de planeta o no, todos son objetos de estudio de la geología planetaria. La única excepción son los planetas gigantes gaseosos que orbitan otras estrellas, los cuales se estudian con técnicas enmarcadas en las ciencias planetarias pero que difieren de la geología planetaria y están más cercanas a la astrofísica (De Pater & Lissauer, 2010).

MISIONES ROBÓTICAS: HERRAMIENTAS PRINCIPALES PARA HACER GEOLOGÍA PLANETARIA

La posibilidad de que un ser humano haga un trabajo de campo geológico en otro planeta no está disponible en la actualidad pero lo estará en el futuro.

Ya se ha hecho en La Luna en los años 70 después del Alunizaje, pero ha sido el único cuerpo celeste en el que un ser humano haya puesto pie. Aun así los planetas del Sistema Solar son explorados por sondas espaciales enviadas para tal fin. Estas sondas normalmente son robots diseñados para soportar largos viajes interplanetarios y van equipados con instrumental científico y con la tecnología más avanzada posible en el momento de su creación. Son complejas obras de ingeniería equipadas con fuentes de alimentación solar

Geología el estudio del planeta tierra

ASTROBIOLOGÍA

o nuclear, sistemas de propulsión y aterrizaje, cámaras y computadores que controlan sus funciones. Operan en primera instancia con órdenes programadas pero también pueden ser operadas desde La Tierra a través de potentes sistemas de comunicación. Todas las sondas adquieren datos de los objetos que estudian y los envían a una base terrestre a través de sistemas satelitales. (Susaeta Ediciones, 2011) La mayoría de las sondas enviadas nunca regresan a La Tierra y actualmente se planean misiones futuras que permitan por lo menos el retorno de muestras. En términos generales, las sondas robóticas dividen en cuatro categorías: Las naves de sobrevuelo (en inglés, flyby missions) se acercan a un cuerpo una sola vez y luego continúan en su camino; los orbitadores (en inglés, orbiter) orbitan a un cuerpo celeste de manera continua después de hacer un largo viaje para alcanzarlo, lo cual permite su observación a largo plazo en órbitas repetidas, como lo hacen los satélites que orbitan La Tierra; los módulos de aterrizaje (en inglés, lander) están diseñados para aterrizar en una superficie planetaria y recorrerla posteriormente como un robot explorador (en inglés, rover).

Por último, una misión de retorno de muestra requiere una nave espacial o un fragmento de la misma que pueda volver a La Tierra, trayendo consigo muestras adquiridas en el sitio de estudio. El tipo de sonda utilizada para un estudio depende principalmente de los objetivos científicos y del presupuesto que se puede utilizar para la misión. Las naves de sobrevuelo son las más económicas y la que reciben mejor presupuesto puesto que pueden visitar varios planetas o satélites y cumplir muchos objetivos en una sola misión. La sonda Voyager 2 es un claro ejemplo de sonda de sobrevuelo que sigue en funcionamiento aún después de haber ya cumplido su misión en su camino hacia el borde exterior del Sistema Solar (Susaeta Ediciones, 2011) RESUMEN DE LA GEOLOGÍA DE VARIOS CUERPOS DEL SISTEMA SOLAR

A continuación, se resume la actividad geológica de los cuerpos más ampliamente estudiados en la geología planetaria del Sistema Solar que al mismo tiempo son de interés astrobiológico en la actualidad: MARTE

Una superficie desolada y árida es el paisaje marciano. Es muy probable que no siempre haya estado de esa manera. La superficie parece haber sido labrada con la acción de agua líquida en forma de escorrentía, con posibles lluvias y procesos fluviales. Este planeta tiene aproximadamente la mitad del diámetro de La Tierra, 6794 km. (Susaeta Ediciones, 2011).

El hemisferio sur presente topografías más altas y tiene muchos cráteres de impacto gigantescos, pero el hemisferio norte muestra algunos cráteres y

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topográficamente está por debajo del hemisferio sur y el promedio de alturas. Muchos cráteres que estaban en el hemisferio norte han sido borrados por procesos geológicos recientes de por los menos unas decenas de millones de años. Entonces, la superficie del hemisferio sur debe ser mucho más antigua que la del norte. La apariencia de la superficie del hemisferio norte se debe probablemente a una actividad volcánica antigua, pero también podría deberse a la combinación de volcanismo, tectónica activa y erosión, que finalmente borraron la mayoría de cráteres de impacto.

El planeta entero tuvo alguna vez una población densa de cráteres de impacto y fue borrado principalmente por procesos volcánicos, inactivos hoy en día. El Monte Olimpo (en inglés, Olympus Mons) es considerado el volcán más alto en el Sistema Solar. Su elevación llega hasta los 26 km desde el nivel promedio y tienen una base de 600 km de ancho, casi como la mitad del territorio colombiano, y con acantilados de 6 km de profundidad. (Tarbuck, Lutgens, & Tasa 2010).

Los volcanes marcianos son muchos más grande que los volcanes terrestres principalmente por la gravedad marciana que es menor, casi un tercio de la terrestre. Esto permite construir estructuras volcánicas mucho más altas.

Otro factor es la ausencia de placas tectónicas, lo que permite que una pluma del manto ejerza influencia en solo un punto localizado, exagerado las estructuras formadas en la superficie (Wilson y Head, 1994.Gargaud, 2011).

Como se sospecha de una actividad hidrológica antigua, también se sospecha de antigua actividad biológica, principalmente por trazas de metano constantes en su atmósfera. Estas trazas aún están en estudio y no se ha comprobado su origen por actividad biológica.

SATÉLITES DE JÚPITER

Alrededor de Júpiter tenemos dos cuerpos principales con interés tanto astrobiológico como astrogeológico. Estos cuerpos son Europa e Io. EUROPA

Esta luna es la sexta más cercana a Júpiter y es el más pequeño de los satélites galileanos. En comparación con La Luna, es un poco más pequeña, 3644 km de diámetro. Está compuesta principalmente de silicatos y tiene un núcleo formado de hierro. La rodea una atmósfera muy tenue compuesta de oxígeno. El hielo es el principal componente de su superficie que está marcada con innumerables rayas y grietas y casi no presenta cráteres, lo que denota una edad reciente. La aparente uniformidad de la superficie ha llevado a suponer que debajo de esta existe un océano de agua, un ambiente propio para sustentar organismos vivos. Europa tiene una actividad geológica basada en una tectónica de placas similar a la terrestre e impulsada por el calor

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producido por fuerzas de marea gravitacionales ejercidas por Júpiter. Este mismo calor hace que el océano se mantenga líquido y en posible recirculación. Ninguna sonda se ha posado sobre su superficie, el interés astrobiológico sobre este satélite han dado lugar a la planeación de varias misiones futuras de exploración (Pappalardo, 2009. Gargaud, 2011).

Se ha detectado la presencia de minerales arcillosos, específicamente filosilicatos, asociados con su corteza helada. Además, se ha comprobado que los penachos de vapor de agua que se han detectado en Europa son similares a los penachos de vapor de agua detectados en Encelado, la luna de Saturno, de la que también habrá un resumen de su geología de superficie en los próximos párrafos dentro de los satélites de Saturno (De Pater & Lissauer, 2010).

IO

Es la más cercana a Júpiter en órbita y su diámetro es similar al de Europa, 3642 km. Su superficie está poblada por más de 400 volcanes activos. Es el objeto más activo volcánica y geológicamente dentro del Sistema Solar.

Al igual que Europa, la gravedad de Júpiter influye sobre el interior de Io generando fricción y calentamiento (calentamiento por marea, en inglés, tidal heating). También se ve afectada por la resonancia orbital con las otras lunas galileanas (Europa, Ganímedes y Calisto) que produce en Io el calentamiento de su interior y una intensa actividad volcánica eruptiva y efusiva. Las erupciones de azufre y dióxido de azufre llegan hasta los 460 km de altura.

Topográficamente llega a los 17 km de altura desde su nivel promedio, con montañas levantadas por la compresión de la corteza silicatada.

Está compuesta principalmente de silicatos que conforman una corteza que rodea un núcleo de hierro o sulfuro de hierro fundidos. La superficie de Io está configurada como extensas llanuras recubiertas de azufre y escarcha de dióxido de azufre. Los mismos materiales expulsados en su volcanismo producen una delgada atmósfera que se conecta con la magnetosfera de Júpiter A esta región espacial se conoce como el toro de Io (De Pater & Lissauer, 2010).

Astrobiológicamente no tiene interés alguno, pero astrogeológicamente es un objeto de gran interés y estudio en el presente.

SATÉLITES DE SATURNO

Alrededor de Saturno tenemos dos lunas principales de interés astrogeológico pero aún sin indicios de un posible interés astrobiológico. Estas lunas son Titán y Encélado.

TITÁN

Es la luna más grande de Saturno y es casi tan grande como la mitad de La Tierra, 5150 km. Es el único satélite natural que posee una densa atmósfera.

Además es el único cuerpo aparte de La Tierra que tienen cuerpos líquido

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Fig. 4.4. Los rasgos oscuros en la superficie de Titán, se cree que son grandes dunas compuesta de partículas de hidrocarburos (por ejemplo metano, CH4) que precipitaron desde la atmósfera de Titán dando forma a estas espectaculares geoformas. Tomado de: NASA/JPL-Caltech/SpaceScienceInstitute

estables sobre su superficie. Es más grande que La Luna, 80 % más masivo y tiene más volumen que Mercurio. (Tarbuck, Lutgens y Tasa2010) Compuesta principalmente por hielo de agua y material rocoso, su atmósfera densa y opaca impidió la caracterización de su superficie hace unas décadas hasta la llegada de la sonda Cassini-Huygens en 2004. El principal descubrimiento fue la presencia de lagos de hidrocarburos en las regiones polares.

Tienen una gran actividad geológica y su superficie es muy joven en tiempo geológico. Sus procesos pueden transformar regiones iguales de grandes al continente europeo en cuestión de meses. Se han descubierto posibles criovolcanes y cadenas montañosas, pero en general su superficie es regular con pocos cráteres de impacto visibles. La superficie se renueva de manera constante, precisamente por su intensa actividad geológica.

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Su atmósfera está compuesta principalmente por nitrógeno y una parte por metano y etano, acumulado en forma de nubes y acompañada por niebla con un significativo componente orgánico en disuelto en un medio nitroso (De Pater y Lissauer, 2010).

Su atmósfera presenta patrones climáticos estacionales similares a los de La Tierra. Además presenta flujos, tanto superficiales como subterráneos. Todo esto, acompañado con una robusta atmósfera de nitrógeno, es el escenario en el que se efectúa un ciclo del metano, que es visto como una analogía al ciclo del agua de La Tierra, aunque a unas temperaturas mucho más bajas, cercanas al cero absoluto (Atreya, 2006. Gargaud, 2011).

Fig. 4.5. Penachos extraordinarios, tanto grandes como pequeños, rocían agua helada desde muchos lugares a lo largo de las famosas estructuras denominadas «rayas de tigre» cerca del polo sur de la luna Encélado de Saturno. Las rayas de tigre son fisuras que rocían partículas de hielo, vapor de agua y compuestos orgánicos al espacio exterior, y se cree que podrían ser lugares geológicos que puedan albergar vida. Disponible en: NASA/JPL-Caltech/SpaceScienceInstitute

ENCÉLADO

Es una pequeña luna helada con un diámetro medio aproximado de 500 km.

Es probable que tenga agua líquida bajo su superficie helada. Su rasgo más particular es la presencia de criovolcanes en su polo sur, que expulsan grandes chorros de vapor de agua, cristales de hielo y compuestos de sodio y otras sustancias volátiles. Parte de este material se adiciona a los anillos de Saturno, por lo que es posible que el anillo E de Saturno haya sido formado por las partículas expulsadas desde Encélado.

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Aparentemente hay agua cerca de la superficie, lo que convierte a Encélado en un candidato para la exploración astrobiológica. El contenido orgánico en el material criovolcánico también complementa este interés (De Pater & Lissauer, 2010).

La sonda Cassini efectuó varios sobrevuelos muy cercanos a Encélado y reveló su superficie con mucho detalle. El descubrimiento más importante fue la presencia de plumas eruptivas en el polo sur. A partir de ese momento, despertó una gran interés astrogeológico, ya que esta actividad criovolcánica y otros rasgos en la superficie que evidencia una tectónica activa, mostrarían una intensa actividad geológica comparable con Titán e Io. La actividad geológica estaría explicada por el calentamiento debido a fuerzas de marea producto de la interacción gravitacional de esta luna con Saturno. Igual que en las otras lunas nombradas en párrafos anteriores, la intensa actividad geológica tendría como motor energético la interacción gravitatoria con el planeta gigante gaseoso al que orbitan (Brown, 2006. Gargaud, 2011).

REFERENCIAS

De Pater, I., y Lissauer, J. (2010). Planetary Sciences. Cambridge: Cambridge University Press.

Gargaud, M. (2011). Encyclopedia of Astrobiology. London: Springer.

Gilmour, I., y Sephton, M. (2004). An Introduction to Astrobiology.

Cambridge: Cambridge University Press.

Susaeta Ediciones. (2011). Atlas Ilustrado del Cielo. Madrid: Susaeta Ediciones.

Tarbuck, E., Lutgens, F., y Tasa, D. (2010). Earth: An Introduction to Physical Geology. New York: Prentice Hall.

Tarbuck, E., Lutgens, F., y Tasa, D. (2010). Earth: An Introduction to Physical Geology. New York: Prentice Hall.

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DEFINICIÓN

DE VIDA

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

Uno de los problemas principales de la búsqueda de vida en el espacio es definir el objetivo de dicha búsqueda. ¿Qué se puede considerar vida? Si se encuentra un ser vivo irreconocible, ¿es posible identificarlo por una serie de características esenciales? Estas preguntas solo pueden ser respondidas con el uso de una definición de vida, es decir, una caracterización que abarque todo el fenómeno en su esencia, pero que además permita trabajar en su identificación y búsqueda. El siguiente capítulo estará dedicado totalmente al problema de la definición de vida, uno de los temas más debatidos en la biología a lo largo de la historia. Se intentará mostrar qué caracteriza a una buena definición, qué condiciones debe cumplir y cuáles son los tipos de definiciones que los filósofos reconocen; luego, se hará un contraste de estas características con las definiciones propuestas hasta el momento y se buscará encontrar tendencias en la forma de abordar el problema. A continuación, se hará un repaso de algunas de las propiedades más importantes que se consideran esenciales para la vida y el debate acerca de si esta es definible o no. Finalmente, se concluirá con un análisis de la misión Viking, cuyas sondas fueron lanzadas a Marte en 1975. El objetivo de este escrito, por lo tanto, es estudiar la importancia de una definición práctica de vida, desde el punto de vista astrobiológico, y resaltar la necesidad de profundizar en nuestros estudios y en el consenso sobre la definición de vida.

NATURALEZA DE UNA DEFINICIÓN

Al discutir qué es vida se hace inevitable repasar la naturaleza misma de las definiciones. Este es uno de los temas más importantes y tratados en la filosofía, y al respecto se han postulado un sinnúmero de conceptos y planteamientos que difieren bastante entre sí. Sin embargo, y como es común en la ciencia, los filósofos aún no han logrado alcanzar un consenso acerca de lo que entendemos por definición. Aun así, existen dos conceptos o teorías acerca de las definiciones que gozan de cierto grado de aceptación: el concepto de definición real y la clasificación de las definiciones (operacionales e intrínsecas).

DEFINICIÓN REAL: CONDICIONES NECESARIAS Y SUFICIENTES

Según Audi (2009) una definición real es una «especificación de la condición metafísicamente necesaria y suficiente para ser la clase de cosa que un nombre designa (usualmente un nombre común)». Si bien existen muchos otros tipos de definiciones (contextual, explicita, implícita, etc.), la noción de definición real es especialmente interesante porque hace uso de los conceptos de condiciones necesarias y suficientes, que se convierten en una poderosa herramienta para evaluar la validez de una definición.

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La forma más fácil de explicar las condiciones necesarias y suficientes, así como su importancia para las definiciones, es a través de ejemplos; sin embargo, el lector puede dirigirse a Audi (2009) para saber un poco más de las implicaciones lógicas y conocer una explicación más formal (en términos filosóficos) del tema.

Tómese una nacionalidad como ejemplo: haber nacido en la capital de un país brinda una condición suficiente para entrar en la categoría que el nombre de dicho país designa. Así, ser parisino es condición suficiente para ser francés, ser bogotano es condición suficiente para ser colombiano y ser bonaerense es condición suficiente para ser Argentino, ya que basta con haber nacido en una de estas ciudades (París, Bogotá, Buenos Aires) para entrar dentro de la categoría que los nombres francés, colombiano o argentino designan.

Sin embargo, la característica de haber nacido en la capital, si bien es condición suficiente, no puede considerarse condición necesaria. Los países nunca tienen una sola ciudad, y se pude pertenecer a una nacionalidad sin haber nacido en la capital; de este modo, también se puede ser francés habiendo nacido en Lyon; colombiano habiendo nacido en Medellín, o Argentino siendo originario de Córdoba. En síntesis, haber nacido en la capital de una nación es condición suficiente para pertenecer a una nacionalidad, pero no es necesaria, por lo que sería incorrecto definir una nacionalidad en estos términos. El siguiente diagrama ilustra este punto.

Fig 5.1. Se desea definir el conjunto País (nacionalidad). El subconjunto Capitalino integra este conjunto, pero no lo abarca en su totalidad.

En el diagrama, el conjunto que se quiere definir se indica con un contorno sepia, mientras que el espacio que abarca la definición se indica con la trama punteada. Se puede observar cómo haber nacido en la capital (pertenecer al subconjunto Capitalino) ubica automáticamente dentro del conjunto País (definido por una nacionalidad), pero también es posible observar cómo esta característica no abarca la totalidad del conjunto País, que está integra-

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do no solamente por el subconjunto Capitalino sino también por Ciudad 1 y Ciudad 2. De esta forma, y como se mencionó anteriormente, no se puede definir nacionalidad (nativo de un país) con base en haber nacido o no en la capital de dicho país. La definición se queda corta al intentar abarcar la totalidad del conjunto a definir.

Ahora, se tomará el ejemplo opuesto, para intentar definir la noción de capitalino en términos de la nacionalidad; de esta forma, es posible argumentar que para ser capitalino hay que ser originario del país del que es capital la ciudad en cuestión. Según los ejemplos anteriores, hay que ser francés para ser parisino, colombiano para ser bogotano y argentino para ser bonaerense. Pero, de nuevo, este planteamiento presenta una falla, ya que si bien es innegable que se debe ser francés para ser parisino, esto no es suficiente para pertenecer a la categoría parisino. Es decir, ser francés es una condición necesaria, pero no suficiente, para ser parisino. De nuevo, el diagrama ilustra el punto anterior.

Fig 5.2. Se desea definir el subconjunto Capitalino. El conjunto País necesariamente abarca este subconjunto, pero también abarca los subconjuntos Ciudad 1 y Ciudad 2.

De nuevo, el objeto a definir se indica con el borde sepia y el área abarcada por la definición se indica con la trama punteada. Se observa cómo, de forma invariable, pertenecer al subconjunto Capitalino implica pertenecer al conjunto País; sin embargo, este conjunto también engloba los subconjuntos Ciudad 1 y Ciudad 2, por lo que este carácter no tiene la especificidad necesaria para definir qué es capitalino. En pocas palabras, pertenecer a un país es condición necesaria para ser considerado capitalino (de dicho país), pero no es por ningún motivo condición suficiente. La definición es demasiado amplia y abarca mucho más allá del conjunto que se desea definir.

En el caso anterior, el problema era la carencia de generalidad; en este, es ausencia de especificidad. Por lo anterior, se puede deducir que una buena definición requiere condiciones necesarias que abarquen la generalidad del

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objeto a definir y condiciones suficientes que sean especificas a dicho objeto. Con esto en mente, se intentará abarcar la definición de capitalino.

El término capitalino se pude definir (obviando los casos especiales, como por ejemplo personas naturalizadas) como «persona nacida en la capital de un país», entonces se tiene que «nacer en París» es condición suficiente y necesaria para ser considerado parisino.

Fig 5.3. Se quiere definir capitalino. La definición elegida abarca exactamente el conjunto que se quiere definir.

En este caso, la definición dada no posee el problema de falta de generalidad del primer caso o el de falta de especificidad del segundo, sino que abarca exactamente el conjunto que se quiere definir y forma un razonamiento casi tautológico de lo que implica ser capitalino, es decir, haber nacido en una capital es condición suficiente y necesaria para ser considerado capitalino Lo anterior es, en líneas generales, el razonamiento detrás de una definición real. Adicional a esto, se pueden realizar algunas consideraciones, como por ejemplo el papel especial que juega el lenguaje en esta definición, asunto claro cuando Audi (2009) menciona que una definición debe reunir las condiciones para «ser la clase de cosa que un nombre designa (usualmente común)». La dependencia lingüística de una definición es usada como argumento en contra de la búsqueda de la definición de vida por aquellos autores, que consideran innecesario o imposible esta cuestión. Incluso hay algunos (Trifonov, 2010) que han utilizado análisis completamente lingüísticos para encontrar un consenso de la definición de vida. También cabe agregar que, para muchos filósofos, la búsqueda de definiciones es una tarea infructuosa, ya que todas las definiciones serán a posteriori y no a priori (Benner, 2009). El debate sobre la utilidad y posibilidad de definir la vida será presentando más adelante.

Definición de vida

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TIPOS DE DEFINICIONES: DEFINICIONES INTRÍNSECAS Y DEFINICIONES OPERACIONALES

El concepto de definiciones operacionales e intrínsecas en la definición de vida es usado por Luisi (2010). Sin embargo, el autor no se refiere a estas como definiciones, sino como descripciones, ya que «el termino definición es demasiado ambiguo e intimidatorio». A pesar de lo anterior, utiliza los dos términos de forma indiscriminada y sin distinción alguna entre sí. Aquí se tratarán los conceptos como definiciones operacionales e intrínsecas.

DEFINICIONES INTRÍNSECAS

En términos simples, una definición intrínseca es aquella que no necesita un contexto para tener sentido. Con el fin de entender un poco mejor esto, es necesario profundizar en un concepto muy importante para la filosofía y las ciencias en general: el concepto de los primeros principios.

Según Aristóteles (citado en Irwin, 1988) el objetivo último de la ciencia y el conocimiento es la búsqueda de los primeros principios, ya que son «la primera base a través de la cual un objeto se conoce». Un primer principio es aquel que se deriva directamente de las leyes naturales y que, por lo tanto, no requiere de ningún contexto, por ejemplo, en física, aquellos cálculos que se derivan directamente de las leyes fundamentales de la física se consideran primeros principios. Con respecto a las definiciones, una definición intrínseca es aquella cuyo criterio está basado en algún principio fundamental o primer principio y que, de esta forma, posee sentido sin importar el contexto, es decir, es real a una escala universal.

Debido a la dificultad que implica hallar estos primeros principios, especialmente en campos como la biología, la mayoría de descripciones y definiciones que poseemos pertenecen a una segunda clase.

DEFINICIONES OPERACIONALES

Una definición se considera operacional cuando depende del contexto (se basa en conceptos o asunciones de otras definiciones) y de los intereses de quien define los términos (una sociedad, un grupo de científicos, un investigador).

Así cada definición operacional toma algunas partes que considera esenciales de cada fenómeno y descarta aquellas que no. De esta forma, para un mismo sistema existen dos o más definiciones que son excluyentes, pero no contradictorias. Ya que cada una es válida según el sistema de asunciones y abstracciones que se usó para concebirla, este proceso de elección de caracteres esenciales y no esenciales para definir un proceso no se basa en la lógica (Primas, 1998), sino más bien en otros factores más complejos, como la subjetividad de los investigadores o la atmosfera científica de la época. Y debido a que en muchos

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casos una definición operacional depende de la metodología o instrumentación utilizada para detectar lo que se quiere definir, también está relacionada con la disponibilidad tecnológica y metodológica.

En el caso de la definición de vida, la posibilidad de alcanzar una definición intrínseca es escasa, sobre todo, porque no existen primeros principios o principios fundamentales en la biología. Es decir, ninguna de las teorías expuestas funciona independiente de un contexto y no es posible afirmar con certeza que su alcance sea universal. La necesidad de una definición operacional se hace latente y es en este campo donde se han dado la mayor cantidad de propuestas.

CONDICIONANTES DE UNA DEFINICIÓN OPERACIONAL EN LA DEFINICIÓN DE VIDA

Un poco más arriba se mencionaron los condicionantes de una definición operacional, a saber, la subjetividad y las limitaciones metodológicas y tecnológicas.

Con respecto a la primera, Benner (2009) hace un análisis de lo que denomina «creer constructivamente». Para el autor, la definición que adoptemos para la vida (que se puede aplicar para cualquier definición operacional) necesita estar respaldada por una noción en la que todos crean de forma constructiva. Entre los ejemplos utilizados por el mismo Benner se puede destacar el de un organismo vivo cuya existencia se basa totalmente en la energía, un ser de energía pura.

Ahora, si bien es posible imaginar una criatura semejante, las misiones espaciales no se orientan para detectar este tipo de formas de vida, ya que pese a que no se descarta que exista una forma de vida tal, no se cree constructivamente en ella.

El concepto de la creencia constructiva resalta el papel que juega una sociedad y su Zeitgeist en la concepción de una definición (por lo menos una operacional).

Con respecto al segundo factor, las limitaciones tecnológicas, cabe destacar que muchas de las definiciones propuestas no poseen en la actualidad alguna tecnología relacionada. Por ejemplo, en la actualidad no existe la tecnología para detectar un sistema termodinámico que aumenta su organización en el tiempo consumiendo energía del medio; teóricamente, el ejercicio es correcto, pero no es posible conocer o no se ha desarrollado alguna forma de detectar un fenómeno semejante, así que como definición operacional flaquea. Por el contrario, sí se han desarrollado bastantes métodos de análisis químico para poder detectar rastros del metabolismo de los organismos, por lo que esta es frecuentemente la definición elegida en las misiones espaciales. Un análisis más profundo de los componentes principales de las definiciones de vida y de las tendencias a la hora de proponer definiciones se dará a continuación.

TENDENCIAS EN LOS INTENTOS DE DEFINICIÓN DE VIDA

No han sido pocos los investigadores que a lo largo de la historia han adoptado o formulado una definición de vida. A continuación se presentarán al-

Definición de vida

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gunos ejemplos de definiciones propuestas y se intentará exponer cómo su naturaleza denota sus falencias como definición y las tendencias al intentar definir vida. Todas las definiciones que se incluirán en el siguiente resumen son definiciones explícitamente formuladas por los respectivos autores en algún texto científico. Se excluyen, entonces, aquellos investigadores y filósofos que nunca formularon explícitamente su definición de vida (Darwin, Buffon, Lamarck), pese a que en sus escritos es posible encontrar evidencias de posibles definiciones tácitas (Tirard, 2010, Tirard et al., 2010). Aquel lector que desee conocer más ejemplos puede dirigirse a Kolb (2007) o directamente a Popa (2004).

Al final de su libro Between Necessity and Probability: Searching for the Definition and Origin of Life (2004), Radu Popa proporciona una lista con 93 definiciones organizadas temporalmente, desde 1885 hasta 2002. Estas definiciones varían mucho entre sí, afrontando el problema de la definición desde diferentes perspectivas. Sin embargo, es posible hallar, al menos desde la perspectiva de este libro, una tendencia considerable, un tipo de definiciones que de ahora en más se designará como lista de propiedades esenciales.

Una lista de propiedades esenciales surge de una definición cuyas condiciones no son suficientes y necesarias a la vez y que, por lo tanto, no son útiles como definidores. La solución implica replantear la definición o añadir más condiciones para intentar que las nuevas condiciones salvaguarden la insuficiencia de las anteriores. Con suerte esta «lista» de condiciones constituirá un cuerpo sólido, necesario y suficiente, y representará universalmente el definiendum (lo que se quiere definir).

Algunos ejemplos de estas definiciones son los siguientes: — Para ser reconocible la vida debe: 1. Ser un sistema químico en desequilibrio; 2. Contener polímeros orgánicos; 3. Reproducirse; 4. Metabolizar; 5. Estar segregada del ambiente (Buick, 2002, en Popa, 2004).

— La vida es una población de sistemas químicos locales, funcionalmente conectados, no lineales y controlados por información, que son capaces de reproducirse, adaptarse y coevolucionar a niveles más altos de complejidad funcional (Von Kiedrowski, 2002, en Popa, 2004).

En el primer ejemplo se observa claramente una lista, mientras que en el segundo esta no es tan clara, pero la suma de condiciones está presente e incluye adaptación, reproducción y evolución.

En estas definiciones se ha utilizado una lista de propiedades que los autores consideraron esenciales para la vida y que por sí solas representan condiciones necesarias pero no suficientes. Al unirlas se intenta dar una definición

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que abarque todo el espectro de lo que significa vida. La reproducción es una propiedad común de la totalidad de los seres vivos, pese a esto no se puede definir la vida en términos de reproducción solamente, ya que existen otras propiedades que también abarcan la vida y que pueden ser igual o más esenciales que la reproducción, como por ejemplo el metabolismo. En consecuencia, podría considerarse prudente definir la vida con base en el metabolismo y la reproducción; sin embargo, el proceso anterior se repite si analizamos esta nueva pareja de condiciones: la reproducción y el metabolismo no pueden tampoco ser los definidores esenciales de vida debido a que la vida abarca muchos más procesos.

De esta forma, se podría añadir una tercera propiedad y luego una cuarta y podríamos proseguir mientras existan objeciones a la definición y su alcance. Incluso, puede considerarse que algunas de las propiedades ya listadas no son de carácter esencial y que deberían ser removidas. Koshland (2002) por ejemplo propuso una definición que listaba siete propiedades de la vida que él consideraba esenciales y que adicionalmente constituían, para el autor, un grupo de condiciones suficientes y necesarias para definir vida. Esta definición, denominada PICERAS (en inglés program, improvisation, comparmentalization, energy, regeneration, adaptability and seclusion), es un claro ejemplo de esta tendencia en los intentos por definir vida. No se puede afirmar que esta tendencia sea universal entre los investigadores avocados al tema, aunque una cantidad considerable sí trabajan sus definiciones como listas, por ejemplo, de las 93 definiciones recopiladas por Popa, exactamente un tercio pueden ser consideradas definiciones de listas de propiedades esenciales, ya sea que establezcan la lista claramente o que estén de manera intrínseca en el texto. Con respecto a las definiciones restantes, no se puede afirmar que exista alguna tendencia acerca de la temática o estructura de las mismas.

Como se mencionó, hace poco las propiedades consideradas pueden variar de autor a autor. En todo caso, existe un grupo de propiedades que son comúnmente utilizadas, bien sea de forma directa (mencionándolas explícitamente en la lista) o indirecta (mencionando un proceso relacionado o derivado de ellas).

A continuación se expondrán tres propiedades que son, a juicio de este escrito, las más relevantes, aunque cabe mencionar que existen otras usadas con cierta frecuencia y que aquí no se incluirán, tales como la presencia de membranas y la homeostasis. Se hablará, entonces, de reproducción, metabolismo, y evolución.

REPRODUCCIÓN

Esta es tal vez la propiedad usada con mayor frecuencia en la definición de vida. Su popularidad se basa en que es casi completamente universal, casi todos los seres vivos poseen la capacidad de producir otros seres. No obstante, existe una serie de inconvenientes al considerar la reproducción como

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propiedad esencial. En primer lugar, está la denominada «fijación de la mula» de Abel (Abel, 2002, en Popa, 2004), que puede ser explicada mediante la experiencia de Koshland (2002). Según esta, Douglas Koshland hizo parte de una conferencia que tenía como objetivo principal encontrar una definición aceptable de vida; después de un prolongado debate, uno de los miembros de la conferencia propuso la reproducción como característica esencial de la vida. Cuenta Koshland que en principio la idea pareció ser aceptada por la mayoría de los presentes, hasta que fue refutada por otro miembro: «entonces una pareja de conejos está viva, un conejo macho no». En síntesis, lo que se intenta denotar es el problema que implica aplicar esta propiedad a organismos que sabemos están vivos pero que carecen de la capacidad de reproducción (como las mulas, de ahí el término «fijación de la mula»). Para Benner (2010) este argumento es inválido y proviene de la confusión entre definir vivo y vida. En segundo lugar, en contra de la reproducción como propiedad esencial de la vida, se encuentra el ejemplo de sustancias que se «reproducen» pero que no están vivas. Como los cristales de clorato de sodio (Kondepudi et al., 1990, en Benner, 2010) que pueden ser estimulados para autocatalizar la formación de más cristales. Si bien, al igual que en el caso anterior, se puede argumentar que existe una confusión entre definir vivo y vida, en este caso no es un inconveniente para el argumento, ya que este denota que la autorreproducción no es un proceso exclusivo de la vida y por lo tanto no es posible definirla en estos términos.

METABOLISMO

Se trata de otra propiedad bastante usada, entendida como la capacidad de un organismo para absorber energía y materia de su ambiente, usarla para continuar sus funciones y excretar desechos. Al igual que la reproducción, se puede considerar casi universal entre los seres vivos. Los principales contraejemplos contra el metabolismo son que, bajo este, se podría considerar algunas cosas inanimadas como vivas, por ejemplo un automóvil, ya que consume combustible, lo utiliza para continuar sus funciones y excreta desechos. Otro ejemplo bastante utilizado es el fuego, que puede aumentar su tamaño y su extensión siguiendo el mismo proceso. La validez de estos argumentos es cuestionable por las razones ya mencionadas, además puede que el problema que plantean pueda ser superado si se da una mejor y más amplia explicación de metabolismo que incluya, por ejemplo, la capacidad de decisión y acción que caracteriza a los seres vivos (Guerrero 2002). El segundo argumento en contra del metabolismo como propiedad esencial se basa en que requiere de complejísimos sistemas moleculares, que son por demás únicos en el Universo, en el sentido de que solo conocemos un lugar donde se hayan desarrollado, por lo tanto, es difícil concebir una maquinaria metabólica diferente a la de los organismos de La Tierra y esto resulta en un

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enfoque completamente geocéntrico de esta propiedad. Se puede observar este problema en los experimentos de las Viking que buscaban rastros metabólicos pero basándose en características de los organismos terrestres, (como la naturaleza carbonácea). No hay forma de comprobar que, en caso de que hubiera vida en otros planetas, las biosferas de dichos planetas estuvieran basadas en metabolismos similares a los nuestros.

EVOLUCIÓN

Esta propiedad de la vida tomó mucha relevancia después de que la NASA adoptara la definición de Joyce (1994) como su definición practica oficial (Benner 2010; Cleland y Chyba, 2002; Kolb, 2007). Joyce define la vida como «un sistema químico autosostenible capaz de evolución darwiniana», lo que da vital importancia a la capacidad de evolución al considerarla propiedad fundamental de la vida. En contra de esta posición existen muchos argumentos, y al ser la definición usada por la NASA, hay muchos autores que han escrito al respecto. Por ejemplo, para Luisi (2010) esta propiedad es útil solo si se analizan poblaciones. Este autor explica que existen dos opciones para afrontar la definición de vida, una desde el enfoque de la vida individual y otra desde el enfoque de las poblaciones, y advierte que debido a que la evolución solo ocurre en poblaciones, esta propiedad sería inaplicable en organismos individuales, que no evolucionan. Por otro lado, Cleland y Chyba (2002) argumentan que no es seguro que esta sea una propiedad universal de la vida, ya que es probable que en los primeros estadios de la misma las fuerzas que dirigieran la evolución no fueran darwinianas. Además, señalan la dificultad práctica, en términos astrobiológicos, que implica adoptar esta propiedad. Medir o rastrear el proceso evolutivo de una posible población encontrada en otro planeta requeriría tecnología de la que carecemos, además de un tiempo de estudio considerablemente largo. Para Benner (2010) esto no es una dificultad y defiende que no es necesario rastrear el proceso evolutivo, sino identificar si los posibles organismos son capaces o no de evolucionar; para hacer esto solo se requiere, según explica, encontrar si presentan las moléculas que soporten la evolución darwiniana (polielectrolitos y un solvente fuerte).

Estas son algunas de las propiedades que son frecuentemente tenidas en cuenta en la formulación de definiciones de vida. Su importancia es casi universal, aunque por si solas, e incluso unidas, no son suficientes para definir la vida. La pregunta es: ¿cuántas propiedades debemos reunir para completar una definición aceptable de vida? La respuesta no parece clara y pareciera que, sin importar cuántas condiciones se agreguen, siempre será una definición insuficiente o imprecisa. Algunos identifican esto como indicio de que la vida no puede ser definida y consideran todo el problema como innecesario. A continuación se expondrá esta posición.

Definición de vida

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DEBATE SOBRE LA DEFINICIÓN DE VIDA: ¿ES POSIBLE? ¿ES NECESARIO?

El objetivo de definir es asignar un fenómeno a una categoría claramente diferenciada. Los intentos de definir vida hacen exactamente esto buscando encajar el fenómeno que observamos cómo vida en una categoría que creemos existe en el Universo. Sin embargo, existen varios autores que están en contra de la posibilidad de encontrar una definición para la vida. Si la base es principalmente un argumento, la vida no es una categoría natural.

Las categorías naturales son aquellas cuyas fronteras están definidas por procesos reales y observables del Universo, se diferencian de las categorías artificiales en que estas últimas están definidas y caracterizadas por la propiedades que nosotros usamos para reconocerlas, mientras que las categorías naturales tienen propiedades inherentes a su naturaleza que son independientes de nuestros procesos cognitivos (Cleland y Chyba, 2002). En general, creemos que la vida es una categoría natural, una división del Universo con características propias, y que nuestros intentos de definición son la búsqueda de estas características reales que la separan del resto del Universo. Por el contrario, existen algunos autores que consideran que la vida no es una categoría natural y que debido a esto las definiciones de vida que alcancemos serán arbitrarias, sin sustento real (Machery, 2012; Szostak, 2012; Bruylants, Bartik y Reisse, 2010). Advierten que la vida es el producto de interacciones cada vez más complejas de la materia, y que la transición entre lo inanimado y lo vivo es continua, por lo tanto intentar encontrar un punto en esta transición que diferencie los seres vivos de la materia es imposible. En cualquier momento de la transición las protocélulas podrían ser consideradas como vivas o inertes, por cuanto pertenecerían a ambas categorías a la vez.

La ley de contradicción de la lógica aristotélica (en la que se basa nuestra lógica de clasificación y definición) establece que ninguna cosa puede ser A y no A de forma simultánea, es decir, ninguna cosa puede pertenecer a una categoría y a la vez no pertenecer a ella. Sin embargo, esto es exactamente lo que sucede con la vida en su estado de transición desde la materia inanimada (Bruylants, Bartik y Reisse, 2010); por lo tanto, intentar definir, es decir, utilizar la lógica aristotélica sobre la vida es totalmente innecesario e inútil.

Esta argumentación es sólida y es bastante probable que sea correcta. El problema principal que posee es que asume una transición continua de lo inanimado a lo vivo, pero nuestro conocimiento actual sobre el origen de la vida sigue siendo muy incipiente y no es posible asegurar con plena certeza que este sea el caso. Finalmente, cabe destacar que, en caso de que la vida no sea una categoría natural, su definición real sería imposible y solo habría cabida para definiciones artificiales y operacionales basadas en nuestro criterio, Esto no es, como sugieren algunos de los autores señalados, una razón para considerar innecesaria la búsqueda de una definición, ya que una definición operacional es tal vez casi igual de importante que una definición real en el

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marco de la investigación de muchas ramas de la biología, especialmente en la astrobiología. En el siguiente apartado se demostrará la importancia de una definición operacional de vida (sea o no real) para la búsqueda de vida fuera de nuestro planeta.

IMPORTANCIA DE UNA DEFINICIÓN OPERACIONAL EN LA ASTROBIOLOGÍA

En esta parte del capítulo se trabajará un estudio de caso, la misión de las Viking en Marte, que demuestra los puntos anteriores pero enfocados en el ámbito astrobiológico, para así intentar probar la importancia de una definición en consenso de «vida» (definición operacional) para la ciencia, especialmente para la astrobiología.

El proyecto Viking se inició en 1968, fue una iniciativa titánica en la que participaron la NASA, un equipo científico de diferentes disciplinas y contratistas privados con la asistencia de importantes organizaciones científicas estadounidenses. El objetivo fue enviar dos sondas orbitales, Viking I y II, cada una equipada con una sonda de aterrizaje o lander. Las sondas orbitales se encargaron de fotografiar la superficie y de recolectar datos relevantes sobre la atmosfera y composición del planeta desde su posición. Adicionalmente, esta información fue utilizada para la elección del sitio de aterrizaje de las sondas terrestres, que se encargarían de tomar datos de la composición del suelo y la atmosfera marciana, buscar rastros de agua y realizar una serie de experimentos para comprobar o no la existencia de elementos biológicos. La elección de Marte como objetivo se basó en datos sobre su composición atmosférica y abundancia de sustancias que en La Tierra pueden soportar vida (Soffen y Snyder, 1976; Soffen, 1977). El proyecto fue concluido y lanzado en 1975 y tuvo un costo de USD 1 000 000 000 (mil millones de dólares) aproximadamente, USD 4300 000 000 (cuatro mil trescientos millones de dólares) en la actualidad.

Las sondas fueron lanzadas en fechas casi consecutivas, ambas desde el centro Kennedy de la NASA en Cabo Cañaveral; la Viking I el 20 de agosto de 1975 y veinte días más tarde la Viking II, el 9 de septiembre. El trayecto hacia Marte duró 304 días, y las primeras imágenes llegaron provenientes de la Viking I cerca de 5 días antes de la inserción a la órbita, que se dio el 19 de junio de 1976. Desde ese momento, se comenzó la toma de imágenes por parte de las sondas orbitales para la elección de los sitios de aterrizaje de las sondas terrestres. Después de varias semanas de fotografiar la superficie en busca de un lugar adecuado fueron elegidos dos sitios: el primero fue la planicie de Chryse, ubicada en las coordenadas 22.697 grados norte y 48.222 grados oeste, donde aterrizaría el lander de la Viking I; el segundo sitio fue la planicie de Utopía, ubicada en las coordenadas 48.269 grados norte y 225.990 grados oeste, sitio de aterrizaje designado para el lander de la Viking II. La sonda terrestre de la Viking I se desplego del orbitador el 20 de julio y aterrizó al oeste

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de Chryse; la segunda sonda terrestre se desplegó el 3 de septiembre y aterrizó en la parte oeste de la planicie de Utopía (Masurky y Crabill, 1976). A partir de este momento, las sondas de aterrizaje empezaron a recolectar datos e iniciaron sus experimentos, entre estos los biológicos.

LABORATORIO BIOLÓGICO

El laboratorio biológico de las Viking consistía en un grupo de tres experimentos diseñados por el equipo biológico de la misión, liderado por el doctor Harold P. Klein del centro Ames de la NASA e integrado por un grupo de cinco científicos de diferentes instituciones y áreas. Debido a la escasez de resúmenes detallados acerca de los experimentos de las Viking, a continuación se provee una síntesis de cada experimento, añadiendo detalles técnicos para proveer al lector interesado de una muy breve introducción al tema. Sin embargo, estos detalles no son el objetivo de este capítulo y no serán discutidos o analizados. Aquel lector que no tenga interés en detalles técnicos y que desee continuar directamente con la trascendencia y análisis de estos experimentos desde el punto de vista de la definición de vida, puede obviar estas explicaciones y pasar directamente al «sumario» inmediatamente posterior.

1. Experimento de intercambio de gases (Gas Exchange Experiment, GEX): Diseñado por Vance Oyama en la década del 70, el objetivo era detectar cambios en las concentraciones de sustancias en la atmosfera ya que estos podían ser indicios de actividad biológica. El experimento estaba compuesto por cuatro secuencias operacionales.

Secuencia inicial: 1 cm3 de suelo marciano sería puesto en una cámara de prueba de 8.7 cm3 que posteriormente se sellaría. Una mezcla de He (91.65%) Kr (5.51%) y CO2 (2.84%) se añadiría lo que aumentaría la presión a 200 mbar.

En el siguiente paso se tendría que definir la cantidad de humedad con la que se trabajaría el experimento; sin humedad, con poca humedad (aproximadamente 0.5 cm3), y humedad elevada (2 cm3) (Oyama y Berdahl 1977).

La humedad sería añadida insertando en la cámara la cantidad necesaria de un medio nutritivo denominado M4 compuesto por 18 aminoácidos racémicos, glicina, 17 vitaminas, 5 fuentes de carbono combustible, 6 sustancias orgánicas variadas que incluían 4 bases nucléicas, putrescina y monooleato de sorbitán como fuente de ácidos grasos, 13 elementos en forma iónica y AEDT. (Oyama et al., 1976), posteriormente la muestra era incubada por diez días, durante los cuales se medía constantemente la composición de la atmosfera utilizando el cromatógrafo de gases instalado en el dispositivo.

El objetivo de esta fase era detectar liberación de gases que pudieran ser indicios de actividad biológica (oxigeno, nitrógeno o metano). Para diferen-

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ciar los posibles cambios producidos por actividades metabólicas de aquellos consecuencia de interacciones inorgánicas, el experimento poseía una segunda fase denominada de recarga en la que la cámara era «recargada» con nuevo gas de prueba y medio nutritivo. La premisa consistía en que si los cambios producidos en la atmosfera de la cámara eran de origen biológico, aumentarían con el tiempo o se perpetuarían en presencia de nutrientes. En cambio, si las reacciones eran de origen inorgánico las concentraciones de gases biológicamente relevantes disminuirían con el tiempo debido al agotamiento de los reactivos (Oyama et al., 1976).

Secuencia de recarga: al final del periodo de incubación la cámara era purgada del gas de prueba y del medio nutritivo utilizando un flujo de He, posteriormente nuevo medio nutritivo y gas de prueba eran añadidos, para dejar incubar la prueba nuevamente.

Secuencia de finalización: esta secuencia se realizaba antes de que la cámara recibiera una nueva muestra de suelo marciano. Al igual que en el proceso anterior, el gas de prueba y el medio nutritivo eran purgados de la cámara, pero a diferencia de la secuencia de recarga, no se usaba un flujo de He, sino que una válvula se dejaba abierta durante tres o más sols (días marcianos).

Esto permitiría que la cámara estuviera abierta al ambiente exterior.

Tratamiento por calor: una muestra nueva de suelo se añadía a la cámara previamente finalizada. Posteriormente, la cámara sería cerrada y calentada durante tres horas y media a 145 °C con un centímetro cubico de He fluyendo a través de ella y saliendo por la válvula de drenaje abierta. La cámara se dejaría enfriar, la válvula era cerrada y el flujo de He se detendría (Oyama et al., 1976).

2. Liberación pirolítica (Pyrolitic Release, PL): Este experimento, también conocido como «experimento de asimilación de carbono» (carbon assimilation experiment) fue diseñado por Norman Horowitz en la década del setenta.

El experimento se basaba en el supuesto de que si existían organismos en Marte estos estarían basados en carbono y que este carbono tendría un ciclo completo en la atmosfera. (Horowitz y Hobby, 1977). Una muestra de 0.25 cm3 de suelo marciano sería puesta en una cámara de cultivo, con temperaturas y presiones estándar marcianas. La cámara estaría iluminada por una lámpara de xenón montada en la parte superior que emitiría en longitudes de onda cercanas a las producidas por la luz solar en la superficie. Las longitudes de onda inferiores a 320 nm fueron evitadas ya que podrían generar síntesis fotocatalizada de compuestos orgánicos o la destrucción de las posibles forma de vida presentes. Posteriormente, 20 μl de una mezcla de CO2 y CO marcados con C14 eran añadidos a la atmosfera interna de la cámara. La muestra seria incubada durante 120 horas después de la cuales la lámpara se apagaría y se extraería la atmósfera radioactiva. En seguida la muestra sería calentada hasta 635 °C para pirolizar la materia orgánica. Una columna de helio, óxido cúprico y cromosorbo-P a 120 °C filtraría las moléculas or-

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gánicas reteniendo aquellas más grandes y permitiendo pasar solo las más pequeñas como el CO2 y el CO hacia un contador Geiger que mediría la radiactividad. Esta medida era referida como pico 1 y representa la cantidad de C14O2 y C14O que no fue absorbida ni transformada en materia orgánica.

Finalmente, la temperatura de la columna sería elevada hasta 640 °C, causando la liberación de los compuestos orgánicos antes retenidos por la columna y su oxidación a CO2 por el óxido cúprico. La radiactividad registrada por este gas sería el pico 2, que representaría la materia orgánica sintetizada a partir de la atmosfera radiactiva (Horowitz y Hobby, 1977). Un experimento de control sería realizado esterilizando con calor la muestra de suelo antes de someterla a la atmosfera de carbono radiactivo. Este experimento se diferenciaba de los demás ya que era el único que intentaba encontrar rastros de metabolismo en ausencia de agua y nutrientes orgánicos (aunque el agua podía ser agregada con un comando desde La Tierra). La idea era que si existían organismos en la superficie, estarían adaptados a las condiciones de ausencia de agua y exceso de CO2 y CO atmosféricos (Horowitz, 1972).

3. Liberación de compuestos marcados radioactivamente (Labeled Release, LR): Este experimento fue diseñado por Gilvert Levin en la década de los sesenta y se basaba en tres supuestos: que la vida extraterrestre es de una naturaleza acuosa y carbonácea, que su bioquímica a nivel celular es similar a la de La Tierra y que si existe cualquier forma de vida en un planeta estará bastante extendida sobre este (Levin et al., 1964). El dispositivo denominado en un principio Gulliver (Levin et al., 1962; Levin et al., 1964) tomó una muestra del suelo y la expuso en una cámara de cultivo a una pequeña cantidad de caldo nutritivo constituido por siete compuestos orgánicos (formiato, glicolato, glicina, D-alanina, L-alanina, D-lactato y L-lactato) todos marcados con C14. Si existían organismos en la muestra de suelo, estos metabolizarían el carbono radiactivo y lo liberarían en forma de dióxido de carbono (Levin et al., 1971). Este C14O2 seria atrapado por una ventana de un contador Geiger cubierta por una capa delgada de hidróxido de bario que en contacto con el CO2 precipitaría el carbono.

La radioactividad producida sería detectada y registrada por el contador. Una capa de espuma sólida actuaba como deflector de radiactividad de la muestra.

De este modo, solo se registraría en el contador la radiactividad producida por el CO2 y no la producida por el caldo nutritivo. Este experimento permitía medir tanto la presencia como la abundancia de posibles organismos, ya que un aumento en las poblaciones significaría más liberaciones de CO2 radiactivo y un aumento en la radiactividad detectada. Después de terminado el experimento, la muestra era esterilizada a altas temperaturas y el experimento era repetido como prueba de control.

En síntesis, la unidad de experimentación biológica consistía en tres experimentos que se resumen de la siguiente manera:

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Intercambio de gases (GEX): Intentaba detectar los cambios en las concentraciones de ciertos gases que se consideran de importancia biológica, analizando constantemente la atmosfera de una muestra de suelo usando un cromatógrafo de gases.

Liberación pirolítica (PL): Intentaba detectar la fijación de carbono atmosférico, por parte de posibles organismos, utilizando compuestos de carbono marcado radiactivamente y un contador Geiger para medir el nivel de radiactividad.

Liberación marcada (LR): Similar al anterior, intentaba detectar la metabolización de un caldo nutritivo marcado radiactivamente que se añadía a la muestra. Si había organismos vivos en esta que absorbieran los nutrientes del caldo, liberarían CO2 radiactivo que sería detectado por un contador Geiger RESULTADOS

Los tres experimentos arrojaron resultados sorprendentes que revelaron la actividad de algún agente oxidante en la superficie de Marte. Sin embargo, también dieron pie a variadas interpretaciones (Soffen, 1976).

Intercambio de gases (GEX): En este experimento se reportó la liberación de gases que pueden ser indicio de actividad biológica como O2, CO2, N2 y Ar. Sin embargo, se concluyó que «todos los cambios en los gases observados pueden ser explicados más fácilmente o demostrados por reacciones químicas plausibles que no requieren procesos biológicos» (Oyama y Berdahl, 1977).

Liberación pirolítica (PL): Este experimento mostró que existe fijación de carbono atmosférico en la superficie de Marte. La actividad, sin embargo, es bastante pequeña en comparación con la de los suelos terrestres. Y una explicación biológica de esta actividad es improbable debido, principalmente, a que diferentes muestras sometidas a regímenes de temperaturas que variaban desde los 5 °C hasta los 90 °C mostraron respuestas casi idénticas.

Además, en las muestras que fueron esterilizadas con calor se seguía reportando algún tipo de actividad después del tratamiento. Finalmente, si existiera en la superficie de Marte un agente que fijara el carbono atmosférico y lo sintetizara en compuestos orgánicos, estos habrían sido detectados por el cromatógrafo de gases y espectrómetro de masas (GCMS, por sus siglas en inglés); sin embargo, este instrumento no detectó sustancias orgánicas (Horowitz y Lobby, 1977).

Liberación marcada (LR): Este experimento ha sido sujeto de prolongados debates ya que aún hoy en día sus resultados siguen siendo ambiguos. El experimento mostró una rápida evolución en el conteo de gas radioactivo después de la adición de medio nutritivo, la eliminación total de esta actividad después de someter la muestra a tres horas de calentamiento a 160 °C y una reducción sustancial después de un calentamiento menor a 50 °C.

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Esta respuesta es consistente con actividad biológica, aunque la muestra no dio signos de crecimiento exponencial y después de una segunda adición de medio nutritivo la cantidad de gas radiactivo disminuyó. En las pruebas preliminares con organismos terrestres una segunda adición de medio nutritivo producía un aumento en la cantidad de radiactividad (Levin y Straat, 1977a; Levin y Straat, 1977b).

IMPLICACIONES PARA LA DEFINICIÓN DE VIDA

A continuación se tratará el tema de las implicaciones y consecuencias que tuvo el proyecto Viking con la definición de vida. Cabe aclarar que el siguiente es un análisis respectivo únicamente a la definición de vida y que no se intenta probar o desmentir la evidencia de vida en Marte.

Con los experimentos de las Viking que buscaban vida en otro planeta surge inevitablemente una pregunta: ¿Qué entendemos por vida? En el programa Viking, la definición de vida usada por el equipo biológico de la misión nunca fue establecida con claridad (Benner, 2009). Esto tuvo y sigue teniendo una influencia muy importante sobre la interpretación de los resultados. Sin embargo, es claro que los experimentos fueron diseñados y desarrollados con un enfoque marcadamente metabólico. Los tres experimentos sometían las muestras a la influencia de diferentes sustancias a la espera de que se dieran indicios de metabolización de dichas sustancias. Esto implicaría que para el equipo biológico de las Viking la propiedad fundamental de la vida es el metabolismo y principalmente el metabolismo de sustancias orgánicas, o por lo menos esa fue la premisa durante la fase de desarrollo. Sin embargo, los resultados de los tres experimentos fueron considerados en su mayoría como producto de interacciones químicas inorgánicas y no como el resultado de actividad de seres vivos, aun cuando los tres experimentos arrojaron indicios de lo que podría ser actividad metabólica.

Todos los investigadores a cargo del proyecto (excepto Levin) consideraron los resultados de los experimentos como negativos respecto a la prueba de la existencia de vida en Marte. Los argumentos esgrimidos se basan principalmente en la inconsistencia de algunos aspectos de los resultados con la noción de actividad biológica. Por ejemplo, y como se mencionó antes, el PL mostró signos de fijación de carbono por parte de algún agente en la superficie, pero se consideró que estos resultados no eran pruebas de vida debido a que la reacción era similar a temperaturas muy variadas. De la misma forma, se dieron explicaciones químicas a los resultados del LR y el GEX, admitiendo una superficie extremadamente oxidativa (Margulis et al., 1979; Horowitz et al., 1977; Oyama y Berdahl, 1977; Levin y Straat, 1977b). Finalmente, uno de los argumentos más fuertes en contra de la noción de vida en Marte se basó en los resultados negativos obtenidos por el GCMS en la detección de sustancias orgánicas que, teóricamente, debían haber sido pro-

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ducidas por la metabolización de los nutrientes y el CO2 atmosférico (Levin y Straat, 1977b; Horowitz et al, 1977; Marguilis et al., 1979; Benner, 2009).

La interpretación de estos datos fue muy ambigua y problemática debido a que la definición usada era una suma de condiciones necesarias, pero no suficientes, o viceversa. En un principio, todos los experimentos se basaban en una noción metabólica de vida, es decir, que todo ser vivo absorbe energía y materia de su medio, la procesa, la utiliza y excreta residuos. Las muestras en Marte hicieron algo muy similar absorbiendo nutrientes y carbono atmosférico y liberando residuos de esos procesos de absorción. La razón por la que esto no puede ser considerado una prueba de vida es porque el metabolismo, como vimos anteriormente, representa una condición necesaria de todo ser vivo, pero no suficiente. Es por esto que los resultados fueron entendidos como negativos al añadir otras condiciones que consideramos relevantes para la vida (basadas totalmente en nuestro conocimiento de la vida en La Tierra) como por ejemplo: La idea de que la vida funciona bajo un régimen de reacciones bioquímicas que necesitan de gran estabilidad térmica hacen inconsistente esta noción de vida con los resultados del PL, iguales a temperaturas muy disimiles.

La noción de que la vida es necesariamente carbonácea en su composición, en el caso del resultado negativo del GCMS. La vida necesariamente implica reproducción, todo cuanto está vivo se reproduce; sin embargo, no se detectaron evidencias de crecimiento exponencial en el LR, ni siquiera cuando se añadieron más nutrientes y se dejaron incubar por más tiempo.

Cabe aclarar que ninguna de estas premisas está establecida formalmente por los autores citados, pero son fácilmente deducibles al analizar la lógica de los argumentos. Además, ninguna de las condiciones adicionales expuestas anteriormente es por sí misma condición suficiente y necesaria del fenómeno de la vida y muchas otras podrían ser agregadas. Finalmente, estas condiciones son muestras del razonamiento de los autores respecto al fenómeno de la vida pero se puede argumentar mucho en contra de estas premisas, como por ejemplo la posibilidad de vida no carbonácea o la existencia de organismos en La Tierra que mantienen estables sus reacciones moleculares a temperaturas muy variadas.

En resumen, la misión Viking encontró algunas pruebas de lo que creemos son condiciones necesarias del fenómeno de la vida, pero falló al intentar hacer coincidir estas evidencias con otras condiciones que también consideramos. Es decir, se hallaron muchas evidencias parciales, pero al carecer de una definición operacional, de una definición sólida, con las condiciones sufi-

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cientes y necesarias claramente establecidas del fenómeno de la vida (por lo menos desde el punto de vista operacional), no fue posible desarrollar una serie de experimentos concluyentes.

Esto es un problema de vital importancia. La cantidad de dinero y esfuerzo que se invierte en proyectos de esta magnitud y la dificultad gigantesca que implica llevarlos a buen término lleva consigo una gran responsabilidad científica, ya que la probabilidad de fracaso es muy alta y la disponibilidad de investigaciones muy baja. La definición operacional que se adopte de vida será la que determinará cómo se diseñarán y desarrollarán los laboratorios biológicos de futuras misiones, y de estos dependerá el éxito o fracaso en la búsqueda de vida. Alcanzar una definición satisfactoria, y sobre todo confiable, de vida, sin trascender tanto en sus características, si es real o artificial, es entonces de vital importancia para el desarrollo de la astrobiología.

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Definici贸n de vida

ASTROBIOLOGÍA

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QUÍMICA

PREBIÓTICA

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

Son tres los grandes interrogantes sobre los cuales la ciencia contemporánea trabaja arduamente, cada uno de los cuales busca respuestas que se encuentran bastante relacionadas entre sí, puesto que son preguntas que han acompañado al hombre desde sus inicios. Se trata de las siguientes cuestiones: ¿cómo se originó el Universo?, ¿por qué existe vida en nuestro planeta?, y ¿de dónde provenimos? De esta manera, el ser humano ha buscado respuestas a estas dudas, desde varias áreas, como la religión, la filosofía, la ciencia, entre otras. Dar una respuesta definitiva a dichos interrogantes no ha sido una tarea sencilla, puesto que se llega a un momento donde existe tal cantidad de variables, muchas de ellas a veces desconocidas, que estos hechos se transforman en eventos estocásticos difícilmente comprobables y reproducibles.

La edad de La Tierra se estima en unos 4600 millones de años, de los cuales, unos 500 millones estuvieron dominados por un bombardeo intenso de meteoritos y cometas. Para los evolucionistas, la vida en nuestro planeta tuvo origen a partir de componentes inertes hace aproximadamente 3900-3500 millones de años, dando así un periodo no muy amplio después de lo que se cree fue el fin del bombardeo de meteoritos sobre el planeta (Lázaro, 2006). El avance en el conocimiento sobre el origen de la vida ha sido un proceso lento. Las teorías propuestas hasta la actualidad no dan una respuesta definitiva a esta pregunta de investigación; sin embargo, diferentes estudios han generado herramientas y nuevos puntos de vista hacia lo que posiblemente sucedió al generarse el primer organismo. No obstante, estos descubrimientos acerca de los procesos abióticos previos a la creación de la primera célula cuentan con diversos problemas, cada uno de estos originados en el desconocimiento de las condiciones fisicoquímicas del planeta hace miles de millones de años. Las ideas acerca del origen de la vida han sufrido una metamorfosis dirigida, de manera conceptual, por el avance científico de cada era. Así, existe una gran diferencia con las épocas en las que se pensaba que la generación espontánea era la única explicación para dar a entender cómo se originaban los seres vivos, y gracias a varios experimentos dicho pensamiento se refutó. Ya que es importante el conocimiento de cómo han evolucionado las ideas para lograr entender lo que hoy se da por hecho, se ahondará en algunos de los más importantes acontecimientos históricos que le dieron origen a la visión contemporánea de la vida.

HISTORIA DEL ORIGEN DE LA VIDA

Los filósofos presocráticos no se preguntaban sobre el origen de la vida, sino que, por el contrario, sus discusiones se centraban en la naturaleza del mundo. Muchos de ellos se preocupaban por buscar los elementos fundamentales que constituían la realidad; así, por un lado, Anaxímenes (588-535 a. C.) planteaba que el aire era la causa primera, y por otro lado, Empédocles (450 a. C.) sugería que todo en el Universo era el resultado de cuatro o principios o elementos: agua, fuego, aire y Tierra (Curtis, 2008).

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Aristóteles (384-322 a. C.) proponía la teoría de la generación espontánea como resultado de la interacción de la materia inerte con una fuerza vital. En esta hipótesis no se niega la capacidad de los entes vivos de engendrar a otros semejantes a sí, sino que le concede a la materia inanimada la capacidad de generar vida. Este pensamiento se mantuvo durante muchos siglos, soportado por evidencias empíricas de que organismos simples como los gusanos y los insectos se originaban del polvo o del cieno. Las publicaciones del naturalista belga Jan Baptiste van Helmont (1557-1664) mostraron cómo algunos organismos como los piojos, las garrapatas, las pulgas y los gusanos nacían de elementos propios del ser humano, como la ropa sucia (Curtis, 2008).

El nacimiento del concepto de la célula como unidad fundamental de la vida, gracias al científico Robert Hooke (1635-1701), fue de gran importancia, pues pone un límite teórico a aquello que podemos considerar vivo. A mediados del siglo XVII, el italiano Francesco Redi publicó un libro titulado Esperienze in torno de la generazione deg’ Insetti, donde mostraba que los gusanos que aparecían en la carne en descomposición provenían de frascos donde las moscas podían depositar sus huevos, puesto que en los frascos sellados esto no sucedía. Este experimento fue el primer paso para la refutación de la teoría de la generación espontánea que buscaba explicar el origen de seres vivos complejos, tales como moscas, ratones, etc.

Hacia 1664, Hooke logró describir los cuerpos fructíferos de mohos, sin embargo no fue hasta 1684 cuando el holandés Antonie van Leeuwenhoek (1632-1723) logró observar los primeros microorganismos bajo microscopios fabricados por él mismo; así, Leeuwenhoek logró mostrarle al mundo un universo microscópico desconocido hasta el momento. Este asombroso descubrimiento reabrió el debate sobre la generación espontánea, restringiéndola a los microorganismos, pues bastaba con poner un caldo nutritivo en un lugar cálido para que estos emergieran (Curtis, 2008).

En el siglo XVIII, el debate sobre la generación espontánea continuaba, pues a pesar de que esta había sido refutada para los gusanos en la carne podrida, seguía siendo cierta, por lo menos, para los microorganismos. Fue durante este siglo cuando John Needman (1713-1781), mediante un experimento con caldo de carnero puesto en un tubo de ensayo cerrado con un corcho y calentado posteriormente para matar todo organismo vivo que pudiese encontrarse dentro de él, logró deducir que los microorganismos originados pasados unos días eran producto de la interacción de la materia inanimada en presencia de una «fuerza vital». En este mismo siglo, el italiano Lázaro Spallanzani (1729-1799) dudó acerca del rigor científico de Needman, dado que él afirmaba que el tiempo utilizado para el calentamiento de los tubos no fue suficiente para lograr la esterilidad y que el corcho no era suficientemente hermético. Fue por ello que Spallanzani realizó una serie de experimentos donde hirvió los tubos con caldo nutritivo entre 30 y 45 minutos, algunos de los cuales se encontraban sellados y otros no. Así, Spallanzani

Química prebiótica y el origen de la vida

ASTROBIOLOGÍA

observó que en los frascos sellados no había crecimiento de microorganismos, mientras que en los que no se encontraban sellados sí había. Sin embargo, estos resultados no fueron suficientes para convencer a la comunidad científica, puesto que algunos afirmaban que el sobrecalentamiento de los tubos mataba la «fuerza vital» necesaria para la vida (Curtis, 2008).

Así es como, históricamente, el siglo XIX fue de gran importancia en el inicio de una nueva cosmovisión acerca del origen de la vida, pues no fue sino hasta este siglo cuando Louis Pasteur logró refutar completamente la teoría de la generación espontánea sugerida por Aristóteles. Las ideas sobre la generación espontánea nacieron de la observación de la materia en descomposición al microscopio, ya que en esta se podía evidenciar la presencia de pequeños organismos que no se observaban en la materia fresca. Así fue como en esta época, Louis Pasteur, un adversario de la generación espontánea, logró diseñar una metodología rigurosa y convincente que refutó a la teoría de la generación espontánea. En sus experimentos demostró que el aire contiene una diversidad de células microscópicas comparables a las encontradas en la materia en putrefacción, así que postuló que dichas células se depositaban sobre todos los objetos y por ende que los microorganismos encontrados en la materia en descomposición se originaban a partir de estas células del aire. Por otro lado, ya era bien conocido que el calor destruía con efectividad a los organismos vivos, y que si se trataba con calor una solución de nutrientes en un matraz, esta nunca se descomponía. Sin embargo, los defensores de la generación espontánea argumentaban que para que esta ocurriera era necesaria la presencia del aire y que el calentamiento del aire en el matraz cerrado lo afectaba.

Para contrarrestar lo anterior, Pasteur usó, de forma inteligente, un matraz con cuello de cisne, actualmente conocido como matraz Pasteur, el cual permite calentar el contenido y cuando este se enfría permite el paso del aire, pero la curvatura del matraz impedía la entrada de los microorganismos al interior del matraz, los cuales se quedaban atrapados en dicha curvatura, solo bastaba con inclinar un poco el matraz para que el caldo nutritivo se pusiera en contacto con las partículas atrapadas en la curvatura y que de esta forma el caldo esterilizado por el calor iniciara su proceso de putrefacción. Con este sencillo experimento, Pasteur logró convencer a la comunidad científica y aclarar la controversia sobre la generación espontánea. Después de más de 100 años de haber sido refutada la generación espontánea, en la actualidad se debe reconocer que, aunque esto sea cierto, debió existir algún momento donde la vida se originó a partir de la materia inorgánica (Curtis, 2008).

Cerca de 1871, Darwin, en una carta de enviada a Joseph Dalton Hooker, resumió sus ideas raramente expresadas sobre el origen de la vida, donde sugería que la chispa inicial de la vida pudo darse en una pequeña charca tibia con todo tipo de amoniaco y sales fosfóricas, además con luz, calor y electricidad, para que se formaran complejos proteicos listos para sufrir cambios en su complejidad (Curtis, 2008).

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El ruso Aleksandr I. Oparin (1894-1980) y el inglés John B. S. Haldane (18921964), en trabajos independientes, lograron las primeras hipótesis verificables sobre el origen de la vida en La Tierra, donde sugerían como primer paso la síntesis de moléculas orgánicas en una atmósfera primitiva esencialmente reductora y prácticamente carente de O2, para evitar así la oxidación de los compuestos ya formados. La radiación UV proveía la energía necesaria para estos procesos biosintéticos. Para 1953, el estadounidense Stanley Miller (1930-2007) decidió demostrar la hipótesis propuesta por Oparin para la síntesis de compuestos orgánicos bajo las supuestas condiciones de la atmósfera terrestre primitiva. El análisis de los resultados del experimento mostró la presencia de moléculas de importancia biológica como aminoácidos, azúcares, purinas y pirimidinas. Estos resultados dieron origen al estudio de la química prebiótica (Curtis, 2008).

PERSPECTIVAS DE LA QUÍMICA PREBIÓTICA

La gran mayoría de teorías acerca del origen de la vida en La Tierra hablan de que esta comenzó con una mezcla de compuestos orgánicos bajo ciertas condiciones, que se organizaron de tal manera que dieron origen al primer sistema autorreplicante. Por otro lado, la idea de la panspermia, la cual sugiere que la vida se formó en algún otro lugar del Universo y fue transportada a La Tierra primitiva, no se ha descartado completamente, aunque carece de evidencia que la soporte, pero si este fuera el caso, simplemente se trasladaría la pregunta a unas condiciones universales todavía más desconocidas. No obstante, cualquier discusión sobre el origen de la vida, haya sido en La Tierra o no, requiere una discusión sobre química orgánica. Por esta razón, el conocimiento sobre el origen de la vida se desarrolló de forma consecutiva con los descubrimientos en química orgánica y la bioquímica.

Los modelos actualmente descritos para el origen de la vida toman en cuenta todos los aspectos fundamentales que son conocidos para una célula como la estructura, la herencia y el metabolismo. Estos modelos se pueden simplificar de la siguiente manera: - El origen de los monómeros (aminoácidos, bases nitrogenadas y lípidos) bajo ciertas condiciones reductoras en La Tierra precámbrica.

- La aparición de los fosfolípidos, los primeros coacervados y las membranas compuestas de bicapas capaces de generar todo un sistema aislado independiente de los cambios en el medio exterior.

- La aparición de las ribozimas, o ARN autocatalítico, capaz de acelerar su propia replicación, generado a partir de la polimerización de nucleótidos.

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ASTROBIOLOGÍA

- El cambio de las ribozimas por las proteínas como elemento catalítico debido a su mayor polimorfismo traducido en una mayor eficiencia en la catálisis química.

- El uso de los ácidos nucleicos como repositorio de moléculas de información (es decir moléculas que guardan las instrucciones básicas de los procesos que se dan en los seres vivos) y el cambio de ARN a ADN como la molécula predominante en los sistemas vivos en el almacenamiento de información.

- Ninguno de los modelos generados hasta el momento responde una pregunta fundamental: ¿se originaron primero las moléculas de herencia o las del metabolismo?

Dos modelos son planteados a partir de esta pregunta, conocidos como «genes primeros» y «metabolismo primero», los cuales han dado origen a modelos mixtos que toman en cuenta ambos aspectos.

Ahora, cabe hacerse la siguiente pregunta: ¿cómo o de qué manera pudieron crearse las moléculas necesarias o fundamentales para el origen de la vida?

Para responderla, tenemos que remontarnos hacia los orígenes del Universo, hace unos 14 mil millones de años más o menos, cuando se formó. En sus inicios, se encontraba aún muy caliente para que se formasen los primeros átomos, así que no fue sino hasta unos 300 000 o 400 000 años después que se formaron los primeros átomos como el hidrógeno, helio y berilio, que capturaron electrones.

Sin embargo, las estructuras fundamentales de la vida están formadas por átomos más pesados, por ello la formación de estos primeros átomos (H, He, etc.) no es suficiente; entonces, ¿cómo pudieron formarse los átomos necesarios para la vida (carbono, nitrógeno o fosforo)? La respuesta a esto se encuentra en la colisión de núcleos que se da dentro de las estrellas a lo largo de su vida (fusión nuclear), y cuando estas mueren dejan estos elementos en el espacio. Así, gracias a las radiaciones y al calor proveniente de otras estrellas cercanas, estos átomos pueden combinarse y dar origen a moléculas más complejas como HCN, alcoholes, ácidos carboxílicos, etc.

A su vez, moléculas como el HCN, que generalmente se pueden encontrar en cometas o asteroides, pueden formar también moléculas más complejas como aminoácidos gracias a radiaciones provenientes de su entorno; muchas de las moléculas orgánicas que se forman en el espacio no necesitan mucho tiempo para poder polimerizarse, siempre y cuando se encuentren cerca de una fuente de energía.

Existen también otras propuestas que dicen que las moléculas orgánicas fueron capaces de sufrir evolución química y que estas se produjeron en La Tierra, tal como lo demuestra el experimento de Stanley Miller y otros más. Sin

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embargo, como ya se mencionó anteriormente, las condiciones ancestrales de nuestro planeta siguen siendo un misterio, por ello aún es incierto si las condiciones de la atmosfera de La Tierra primitiva eran las adecuadas para la formación de moléculas orgánicas. Para estas condiciones atmosféricas, algunos han propuesto condiciones principalmente reductoras, mientras que otros afirman que estas no eran del todo reductoras y que generalmente predominaba el monóxido de carbono. En todo caso, la falta de certeza no solo de las condiciones de la atmosfera sino también de otros factores que pudieron influenciar el origen de la vida ha limitado, pero no detenido, el avance sobre el estudio del origen de la vida.

Quedan así muchos interrogantes por resolver. Uno de ellos es en cuanto a la citosina, una de las bases nitrogenadas que no se puede formar tan fácil en condiciones prebióticas. Otra de ellas es que los ácidos nucleicos necesitan temperaturas bajas para mantenerse y no dañarse. Algunas de estas preguntas podrán resolverse en los próximos años si se pueden dilucidar o entender cuáles eran algunas características de La Tierra primigenia. Ante este problema, se han elucubrado una serie de suposiciones interesantes para comprender cómo se pudieron organizar los primeros seres vivos en el planeta Tierra y cómo funcionaba su metabolismo o sus reacciones químicas, que seguían una serie de reglas y de organización parecidas a la de los sistemas vivos actuales.

Pero no solo se han propuesto hipótesis que hablan sobre la posible evolución química de las moléculas orgánicas en La Tierra, sino también sobre cuál fue el primer agente que pudo haberse considerado como un sistema vivo. Se puede considerar como un sistema vivo primitivo aquel que es capaz de autorreplicarse y de desarrollar con cierto grado un tipo de metabolismo basal para mantenerse. Sobre esto, se han propuesto dos hipótesis: una de metabolismo primero y otra de genes primero.

Simulaciones computacionales, en las cuales se utilizan una serie de algoritmos, tratan de explicar cómo se pudieron organizar los primeros sistemas vivos; se ha demostrado que es poco probable que el metabolismo haya surgido primero, dado que las moléculas, en este caso proteínas, no son capaces de portar información para poder autorreplicarse; en cuanto a la teoría de genes primero, se sabe que esta puede llegar a ser un poco más factible, gracias al descubrimiento, en los años 80, de las ribozimas por el biólogo molecular Thomas Cech en el procesamiento de intrones (Cech, 1986), ya que estas, al ser ácidos nucleicos, pueden llegar a portar información y catalizar ciertas reacciones, pero dada la complejidad de estas moléculas, se ha propuesto un modelo más sencillo como el mundo de los APN (peptidnucleicacid) o ácidos peptídicos nucleicos.

A continuación, se muestra un esquema comparativo de una proteína, un APN y una hebra de ADN de cadena sencilla.

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Fig. 6.1. Comparación proteína-APN-ADN.

IMPORTANCIA DEL AGUA Y LAS MEMBRANAS CELULARES

Resulta de gran importancia hablar del agua y resaltar ciertas propiedades de esta simple y a la vez tan compleja molécula. La nutrición, la estabilidad y el espacio interior de las células, conocido como citoplasma, todos dependen en gran medida del agua, pues es el medio acuoso el que posibilita el transporte y el metabolismo de las diferentes moléculas necesarias para el mantenimiento celular. En la actualidad, no es un secreto que el agua es nuestra fuente de vida, pues el agua constituye el 70% o más del peso de la mayoría de organismos vivos, incluido el ser humano. Es por ello que se cree que las primeras formas de vida surgieron en un medio acuoso y son las propiedades de este medio las han moldeado el camino de la evolución desde que se inició la vida (Nelson, 2009).

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El agua no es exclusiva de La Tierra, por el contrario, está presente en todo el Universo, pero las condiciones físicas a las cuales se encuentra el agua en La Tierra hacen que pueda estar presente en sus tres estados (gaseoso, líquido y sólido), algo que no es muy común en el Universo. Otra de las propiedades del agua es la conocida como fuerzas de cohesión, o puentes de hidrógeno, las cuales mantienen unidas a las moléculas cercanas y hacen que el agua sea líquida a temperatura ambiente, además de favorecer el ordenamiento de las moléculas cuando se forma el agua cristalina (hielo). La polaridad de las cargas en la molécula de H2O conforma otra de sus importantes propiedades. Esta distribución en las cargas permite la interacción del agua con biomoléculas polares, cambiando las interacciones agua-agua por interacciones agua-soluto, energéticamente más favorables. Por el contrario, las biomoléculas apolares son incapaces de interactuar con el agua y formar el complejo agua-soluto (Nelson, 2009). Sin embargo, las moléculas apolares, como los lípidos, son capaces de asociarse entre ellas en soluciones acuosas y formar estructuras anfipáticas complejas, como los liposomas, los cuales se auto ensamblan (Pohorille, 2009) para formar interacciones ente las regiones polares y apolares de cada molécula lipídica.

Quizá una de las características más importantes de la estructura celular es su aislamiento del medio externo mediante la membrana celular, la cual permite mantener su medio interno (citoplasma) relativamente estable e independiente a los cambios del exterior, además de permitir el crecimiento o disminución del volumen celular el cual depende del gradiente osmótico o disponibilidad del agua a la cual se encuentra. Todas las células, tanto procariotas como eucariotas, están rodeadas por una membrana celular que define el límite de la célula y separa su contenido interno del medio externo (Cooper, 2011). Por esta razón es importante hacer referencia tanto al agua como a la membrana celular y su importancia para el origen de la vida, pues, de hecho, se ha llegado a pensar que el origen de la primera célula se dio en el momento en que una molécula de ARN autorreplicante fue rodeada por una membrana de lípidos.

En la actualidad existe un modelo conocido como el mosaico fluido, en el cual la membrana citoplasmática no es únicamente un arreglo de una doble capa de lípidos, sino que por el contrario, esta también se compone de una gran diversidad de proteínas integrales y periféricas a la membrana. No obstante, la composición y la estructura de la primera membrana celular sigue siendo un enigma. Mulkidjanian et al. (2012) propusieron una hipótesis de coevolución entre membranas primordiales y proteínas, pero esto no resuelve el problema espacial de membranas y proteínas aparecieron en el mismo lugar.

Los coacervados son estructuras lipídicas esféricas que separan el medio interno, el cual se encuentra contenido por coloides o mezclas de estos, del medio exterior. La posibilidad de que estas estructuras provean información sobre el origen de la primera membrana celular ha sido discutido debido

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a la propiedad de los coacervados de incluir en su medio interno enzimas, además de su capacidad de crecimiento y de división cuando estos alcanzan determinado tamaño (Lázaro, 2006). Sin embargo, se ha sugerido que el origen de la vida pudo ser más simple y no requerir una bicapa lipídica, sino más bien ambiente parecido a un gel lo suficientemente estable como para aislar, concentrar y permitir una organización espacial de las moléculas requeridas para la vida (Trevors, 2012).

Lípidos formadores de membranas, así como otras moléculas de importancia biológica, fueron identificados en el meteorito de Murchison (Delaye, 2005), que impactó contra La Tierra en el siglo pasado, específicamente en Australia, lo cual recuerda la posibilidad de que vida o las moléculas esenciales para esta sean constantemente transportadas a través del Universo en un proceso conocido como panspermia, el cual será discutido más adelante en este capítulo.

LA TIERRA PRIMITIVA (ATMÓSFERA Y OCÉANOS)

Probablemente, uno de los mayores inconvenientes para cada uno de los modelos planteados sobre el origen de la vida es el desconocimiento de las condiciones sobre la cual esta surgió. Diversas hipótesis han sido planteadas, la mayoría de ellas en el siglo XX, acerca de las condiciones de La Tierra primitiva, los componentes y estados químicos de sus suelos, atmósfera y océanos sobre los cuales se originó la primera forma de vida.

Como primera instancia, Urey, en 1952, planteó que para lograr estimar las condiciones primitivas de La Tierra se hace necesario preguntarse y responder los interrogantes de cómo se originó la Tierra y cómo esta Tierra primitiva evolucionó hasta llegar a ser lo que es en la actualidad (Urey, 1952).

Uno de las más conocidas teorías sobre las condiciones de la atmósfera en La Tierra prebiótica es la propuesta por Aleksandr Oparín a comienzos del siglo XX, y posteriormente demostrada de forma experimental en los experimentos de Miller y Oró. El principal argumento de Oparín para sustentar su hipótesis de la síntesis de moléculas orgánicas bajo condiciones reductoras fue que si la creencia común de que La Tierra y su atmósfera por siempre han sido como lo son ahora, esta debe ser necesariamente reevaluada debido a que si esto se da por hecho es necesario tener en cuenta las condiciones oxidantes actuales y que estos mismos procesos tomaron lugar en La Tierra primitiva. Además, en concreto, las condiciones altamente oxidantes son raras en el cosmos y existen, probablemente, solo en las regiones superficiales de La Tierra, Venus y de Marte.

Más allá de estas, para la época, no se tenía conocimiento de otras regiones altamente oxidativas (Urey, 1952). El soporte experimental para la teoría de la sopa prebiótica fue prevista en 1953 por Stanley Miller, quien demostró que algunas de las moléculas importantes para la vida podían ser sintetizadas bajo las condiciones simuladas de La Tierra primitiva propuesta por Oparin (Bada, 2002).

Como se comentó, la teoría de La Tierra con una atmósfera reductora en sus

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etapas tempranas fue propuesta por Oparin, pero posteriormente sus argumentos fueron extendidos por Bernal y Urey. Esta atmósfera reductora estaba compuesta por metano, amonio, agua e hidrógeno en vez de los componentes oxidativos de la atmósfera actual, a saber, dióxido de carbono, nitrógeno, oxígeno y agua. Su principal argumento geoquímico es que la proporción de hidrógeno y oxígeno en el Universo es de mil a uno respectivamente, y la formación de las condiciones reductoras en Mercurio, Venus, La Tierra y Marte es debida al escape del hidrógeno de estos planetas, ya que poseen una temperatura suficientemente elevada y un pobre campo gravitacional, lo que permite el escape del hidrógeno y helio y que resulta en la formación de una atmósfera oxidativa (Miller, 1954).

Otro argumento a favor de la atmósfera reductora propuesta por Oparin es el hallazgo de pirita o sulfuro de hierro (FeS2) y uraninita (compuesto de UO2, UO3, óxidos de plomo y torio y otros elementos traza) en las rocas del precámbrico medio. Su procedencia se asocia generalmente a la roca detrítica, es decir, que son provenientes de rocas previas y son altamente solubles en agua con oxígeno, lo cual ha sido interpretado como la prueba de una atmósfera primitiva reducida (Esperante, 2008). En contra de Miller se ha argumentado que la atmósfera primitiva consistía en una mezcla inerte de CO2, N2 y H2O con tan solo trazas de H2 (Gómez, 2003).

En 1961, Oró y Kimball demostraron, por primera vez, la síntesis espontánea de la adenina, una de las purinas esenciales de los ácidos nucleicos, importante coenzima y uno de los componentes faltantes en los resultados del experimento de Miller, mediante una mezcla de cianuro de hidrógeno y amoniaco acuoso a temperaturas variables cuando se dejaban en reacción por uno o varios días bajo las condiciones de la atmósfera reductora propuesta por Oparin (Oró, 1961).

La superficie de La Luna ha sido estudiada como fuente de información más directa relativa al origen de La Tierra. Uno de los aportes surgió del estudio del Mare Imbrium lunar, una de las mayores cuencas de impacto sobre el satélite, cuyo origen ha sido atribuido a un objeto de varios cientos de kilómetros que impactó en la superficie lunar durante su etapa terminal de formación. El objeto que impactó en La Luna contenía materiales de silicato, hierro metálico, agua y silicatos hidratados. Otros objetos de composición similar a este se conoce que han caído en la superficie lunar en un intervalo temporal no mayor a los 106 años. En La Tierra, objetos similares caían en su superficie; sin embargo, las condiciones eran diferentes debido a la presencia de una atmósfera en el planeta, donde probablemente eran desintegrados alcanzando temperaturas mayores a los 10 000 Kelvin, volatilizando el material y distribuyéndolo sobre la atmósfera. El material que componía a estos objetos (silicatos, grafito, aleaciones de hierro y níquel, carburo de hierro, agua, sales de amonio y nitruros) reaccionaría con la atmósfera y daría origen a los constituyentes de La Tierra. Algunas de las reacciones que pudieron haber tenido lugar dadas estas condiciones son las siguientes:

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FeO+H2 Fe+H2O K298 = 1,7 x 10-3 K1200 = 0,97 Fe3O4+H2 3FeO+H2O K298 = 2,5 x 10-2 K1200 = 1,0 C+H2O CO+H2 K298 = 10-16 K1200 = 3,8 x 10-6 C+2H2 CH4K298 = 7,8 x 108 K1200 = 1,6 x 10-2 Fe3C+2H2 Fe+CH4 K298 = 3,2 x 1011 K1200 = 5,9 x 10-3 NH3 1/2N2+3/2H2 K298 = 1,2 x 10-3 Dadas estas constantes de equilibrio se evidencia la prominencia de hidrógeno en La Tierra primitiva, al igual que el metano. El nitrógeno pudo estar presente como gas a altas temperaturas, pero igualmente como amonio o sales de amonio a bajas temperaturas. Es así como resulta complejo pensar en cómo la atmósfera primitiva de La Tierra contenía más elementos traza de carbono, nitrógeno, oxígeno e hidrógeno que de CH4, H20, NH3 (o N2) y H2 (Urey, 1952).

Aunque la probabilidad de que los mismos objetos con la misma composición impactaran La Tierra y La Luna durante la última etapa de su formación es baja, el mismo tipo de argumentos detallados deberían ser presentados por quienes afirman no solo las condiciones oxidativas de La Tierra primitiva, sino cualquier teoría acerca las condiciones del planeta durante el origen de la vida (Urey, 1952).

Sin embargo, el descubrimiento de aminoácidos extraterrestres en el meteorito Murchison, en 1970, demuestra que los mismos compuestos sintetizados en los experimentos de Miller también son encontrados en cuerpos formados tempranamente en la historia del sistema solar. Es así como el origen de los compuestos orgánicos en La Tierra primitiva pueden tener diversas fuentes: síntesis terrícola, impactos de asteroides y cometas y la acreción de meteoritos y de partículas de polvo interplanetarias (Bada, 2002).

Se ha estimado que cerca de 40 millones de cometas se encuentran ahora en el sistema solar, y que cerca de 100 han colisionado desde la formación de La Tierra hace unos 5 x 109 años. Una de las consecuencias más importantes de la interacción de cometas con La Tierra ha sido la acumulación de grandes cantidades de compuestos de carbono, los cuales pudieron dar origen a las diferentes moléculas con importancia biológica (Oró, 1961).

PANSPERMIA

Entender cómo se originó la vida en nuestro planeta es un interrogante que ha tenido el hombre desde tiempos ancestrales; una de las teorías que precisamente busca explicar el origen de la vida en nuestro planeta es la panspermia, la cual sustenta que la vida presente en el planeta Tierra proviene del espacio. Esta teoría encontraría sus máximos exponentes en a finales del siglo XIX; Arrhenius y Kelvin propondrían hipótesis diferentes con respecto a la panspermia para explicar de qué forma llegó la vida al planeta Tierra (Crick y Orgel, 1973).

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Kelvin, en 1871, propuso que la vida llegó al planeta Tierra en cuerpos rocosos del espacio, esta hipótesis se conoce como litopanspermia (Weson, 2010).

Esta hipótesis ha presentado bastantes críticas, puesto que es poco probable que un organismo pueda sobrevivir a las difíciles condiciones del espacio como la radiación, la temperatura, y los largos trayectos que este tendría que recorrer; lo cual imposibilita que la vida en este cuerpo rocoso pueda mantenerse activa, sino que más bien estaría en estado de inactividad.

Por otro lado, está la hipótesis de Arrhenius, formulada en 1900 (Weson, 2010), conocida como radiopanspermia. Esta hipótesis dice que es posible que pequeños «microrganismos» viajen gracias a las radiaciones imperantes en el espacio, provocadas por estrellas y otros cuerpos celestes, en partículas de tamaño pequeño como granos de «arena». Al igual que la hipótesis de Kelvin, la hipótesis de Arrhenius presenta varios puntos en contra como la dificultad para explicar de qué forma podría sobrevivir un ser vivo a las fuertes radiaciones del espacio, ya que si este presenta un material genético parecido a los ácidos nucleicos presentes en los organismos actuales de La Tierra, podría sufrir daños severos en su estructura.

Autores como Crick y Orgel (1973) proponen que quizá civilizaciones avanzadas han contaminado el espacio con materia orgánica y que quizá esto sea una razón por la cual exista vida en el planeta Tierra, aunque sea bastante cuestionable dada la improbabilidad de que esto suceda Además, independientemente de cuál teoría pueda ser mejor para comprender cómo se originó la vida en La Tierra, quedan muchos interrogantes por resolver, puesto que en parte, la panspermia no soluciona de fondo el problema de cómo se formó la vida en nuestro planeta. Ante esta perspectiva, se hace entonces necesario investigar cómo se pueden formar moléculas orgánicas en el espacio, ya que, como se ha visto, en el medio interestelar existe una gran variedad de moléculas orgánicas (Chyba y Sagan, 1992).

De esta manera, el estudio de cuerpos en el espacio por diferentes métodos de análisis nos puede revelar cómo se pueden formar algunas moléculas orgánicas que, como se ha visto bajo experimentos en condiciones que se consideran prebióticas para el planeta Tierra, son difíciles de obtener. Así, la gran cantidad de compuestos orgánicos detectados en cometas, meteoritos, nubes de polvo espaciales, etc. (Pintado, 2000) podrían ser útiles como aporte de sustancias orgánicas en La Tierra primigenia.

En cuanto a que si es posible que de alguna manera la vida en La Tierra pueda provenir del espacio, varios autores han propuesto que quizá esto hubiese pasado, pero muy probablemente no hubiera sobrevivido, dadas las condiciones extremas del espacio. Se ha propuesto así el termino necropanspermia (Weson, 2010), que hace referencia a la llegada de organismos que se encuentran muertos, pero que pudieron aportar materia orgánica a La Tierra primigenia.

Es posible que dadas las condiciones primigenias del planeta Tierra este haya tenido aportes importantes de materia orgánica proveniente del espacio,

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y que quizá esto hubiese sido importante para el desarrollo de la vida en La Tierra; sin embargo, es cuestionable que las primeras formas de vida en La Tierra sean de origen extraterrestre, dadas las difíciles condiciones en el espacio exterior. No así, es más razonable aceptar que el espacio contribuyó con un aporte importante de materia orgánica.

FUENTES DE ENERGÍA EN LA TIERRA PRIMIGENIA PARA LA SÍNTESIS DE LAS BIOMOLÉCULAS (CATALIZADORES MINERALES, UV, RADIACIÓN, FUMAROLAS, ESTABILIDAD DE LAS BIOMOLÉCULAS A ALTAS TEMPERATURAS)

Durante el proceso de formación de las diferentes moléculas orgánicas importantes a nivel biológico, no solamente es primordial la presencia de los sustratos necesarios ubicados espacialmente bajo las condiciones químicas adecuadas, sino que, adicionalmente, es fundamental la presencia de una fuente de energía que logre catalizar los procesos de síntesis química de dichas moléculas.

Las fuentes de energía para la producción de los componentes iniciales en La Tierra fueron la luz ultravioleta, el calor y la energía proveniente de las descargas eléctricas. Con respecto a los niveles de radioactividad, a pesar de que eran mayores que en el presente, se puede decir que la energía disponible por esta fuente era muy pequeña. Por otro lado, los rayos cósmicos, que por razones desconocidas eran más intensos en el pasado, pudieron ser una importante fuente de energía, aunque es improbable que esta se pueda comparar con la proveniente del Sol. La energía disponible proveniente de la luz ultravioleta en el presente es mucho mayor que aquella que proviene de los relámpagos.

En la actualidad, La Tierra recibe 1 685 570 cal/cm2/año para longitudes de onda por debajo de 1500, 2000 y 2600 Å respectivamente, y la cantidad de energía proveniente de los relámpagos es de 0,9 cal/cm2/año. Por lo tanto, teniendo en cuenta los datos actuales, si las condiciones de luz y descargas eléctricas eran similares a la actualidad, la mayor fuente de energía libre en el planeta era la que provenía de la luz ultravioleta. Sin embargo, puede que la luz ultravioleta no fuese el recurso principal de energía para la formación de compuestos orgánicos, debido a que la síntesis de la mayoría de estos compuestos se daría en la atmósfera y antes de que pudieran llegar dichos compuestos a los océanos la misma luz se encargaría de descomponerlos. Es por ello que se cree que las descargas eléctricas, las cuales pueden tener lugar más cerca de la superficie y de los océanos, pudieron catalizar con menor dificultad la formación de los compuestos orgánicos (Miller, 1955).

Dada la síntesis de los bloques elementales de las biomoléculas, estas debían ser ensambladas en moléculas constitutivas mayores en un proceso conocido como polimerización. Para la polimerización de los monómeros en los océanos primitivos, lo que resulta un proceso termodinámicamente desfavorable, se haría necesaria la concentración espacial y temporal de cada uno de estos constituyentes.

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Los estudios han mostrado que las arcillas, cationes de metal y los derivados del imidazol pudieron servir como catalizadores de dichas reacciones desfavorables en términos termodinámicos. Por otro lado, en estudios de laboratorio se ha encontrado que la adsorción selectiva de moléculas en superficies minerales puede promover la concentración e igualmente la polimerización de los monómeros, además de favorecer la formación de enlaces no covalentes y ser eficiente a bajas temperaturas (Bada, 2002). Otra ventaja de los modelos en los que se incluye una superficie mineral es que, además de aumentar la concentración local de los monómeros, la unión de estos puede ser selectiva, por lo que es probable que la unión de las moléculas hubiera tenido lugar sobre dichas superficies y provocara su polimerización. Se puede pensar que este proceso hubiese seleccionado un estereoisómero, generando así, por ejemplo, aminoácidos con una única quiralidad para su posible polimerización, aunque se desconozca actualmente cómo se seleccionó este comportamiento (Lázaro, 2006).

Una de las hipótesis que incluye superficies minerales es la planteada por G. Wächtershäuser, en la cual propone a la pirita como posible superficie para la formación de los compuestos orgánicos y el origen de la vida. La pirita puede formarse en sedimentos marinos en ausencia de oxígeno, utilizando como sustrato el sulfuro y el hierro para su formación siguiendo la reacción: Fe2+ + 2H2S ➞ FeS2 + 2H2 Donde el H2 generado puede ser utilizado en la reducción del CO2 para la producción de moléculas orgánicas (Lázaro, 2006).

La temperatura es otro factor importante a tener en cuenta a la hora de pensar en las condiciones en las cuales fueron formadas las primeras biomoléculas y se dio origen a la primera forma de vida. Las bajas temperaturas son las más favorables para la estabilidad de los compuestos orgánicos, en especial para aquellos que llevan la información genética y para la estabilidad de la configuración de polímeros catalíticos (Bada, 2002). Para las proteínas, que para cumplir su función ya sea estructural o catalítica poseen una estructura nativa en la cual se encuentran plegadas tridimensionalmente, la pérdida de esta estructura supone la pérdida de su función, la cual puede ser debida a su exposición a altas temperaturas, hecho que afecta de manera compleja las interacciones débiles (Nelson, 2009). Por otro lado, los estudios de fósiles han mostrado que el ADN puede ser conservado en el frio por aproximadamente 100 000 años, en las latitudes altas, mientras que en las latitudes más bajas con mayor temperatura el ADN solo puede ser conservado por tan solo 1000 a 10 000 años. Las moléculas de ARN son mucho más frágiles al calor (Bada, 2002).

El modelo de la sopa primitiva sugiere que los primeros entes vivos surgieron y evolucionaron a través de un mundo de ARN hasta alcanzar una forma bioquímica integrada de ADN y proteínas en una Tierra helada y cubierta por hielo, en donde las moléculas autorreplicantes se debieron desarrollar (Bada, 2002).

Otra alternativa en la investigación sobre el origen de la vida y las moléculas orgánicas es la posibilidad de la síntesis de estas en emisiones hidrotermales subma-

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rinas. La hipótesis se desarrolla en la posible emergencia de las primeras moléculas orgánicas de las emisiones volcánicas o de los respiraderos hidrotermales en el fondo del océano. Esta idea la usó Charles Darwin cuando sugirió que la vida pudo comenzar en una «pequeña charca caliente» (Esperante, 2008). Dicha idea, no obstante, ya había sido formulada anteriormente por otros científicos.

El agua hidrotermal asciende de las zonas profundas del subsuelo, la cual puede tener un origen meteórico, magmático o puede ser calentada en el subsuelo, y se libera junto con otros componentes volátiles. La subida del magma desde la cima del manto superior o desde la base de la corteza terrestre se da por medio de fisuras, donde luego tiene lugar una disminución de la presión y la temperatura y ocurre el proceso conocido como diferenciación magmática, en el que los minerales son cristalizados debido a la progresiva disminución de la temperatura (Gómez, 2003). Dichas fuentes hidrotermales proveen de energía química a la vida submarina y ha sido comprobado experimentalmente que en las charcas volcánicas de Kamchatka (Rusia) compuestos orgánicos como aminoácidos y bases nitrogenadas, así como otros inorgánicos como el fosfato, se adhieren fuertemente a las partículas de arcilla (Esperante, 2008).

Nisbet, en 1986, propuso que un lugar más favorable para el origen de la vida sería un ambiente hidrotermal, pero esta vez no oceánico sino terrestre, donde se concentrarían con mayor facilidad el metano, amoniaco y fosfatos a un pH cercano a 8 y una temperatura de 40 °C, donde las zeolitas, arcillas y sulfuros de metales pesados servirían como superficie catalítica para que el ARN pudiera ser ensamblado y contenido en sus poros (Gómez, 2003).

FORMACIÓN DE MOLÉCULAS EN QUÍMICA PREBIÓTICA

La formación, el cómo y por qué se originaron las moléculas que sirven de bloques constitutivos para la vida son otros de los interrogantes que trata de resolver la química prebiótica, una disciplina relativamente nueva, ya que se originó en el siglo pasado y su enfoque principal o pilar fundamental, si se quiere llamar así, es aceptar que las moléculas que se encuentran en los seres vivos son de origen abiogénico (Oparin, 1938).

Oparín, en 1922, sentó las bases conceptuales de cómo se pueden originar moléculas orgánicas sencillas tales como aminoácidos, ácidos grasos, y cadenas complejas de estas moléculas (Oparin, 1938), que se encuentran en los seres vivos. El autor propone, básicamente, que la atmósfera de La Tierra primigenia es reductora, pues se encuentran compuestos químicos tales como amoniaco (NH3), metano (CH4) , hidrogeno (H2) y algo de vapor de agua (H2O). Las ventajas de tener una atmósfera reductora son que los rendimientos de reacciones químicas que se dan en esta son bastantes altos si comparan con una atmosfera neutral u oxidante (Pasek et al., 2001). Sin embargo, existen investigadores que proponen que lo anterior no pudo haber sido posible dadas algunas suposiciones que se tienen, y que por ende, la atmosfera primigenia tuvo que ser neutral o levemente oxidante con presencia de iones hierro (Wachtershauser, 2007).

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Fig. 6.2. Reacción de la formosa.

Pero no solo en La Tierra encontramos moléculas orgánicas. De hecho, es bastante común encontrar moléculas orgánicas en el espacio exterior, tales como ácidos grasos o algunas bases nitrogenadas como adenina, por ejemplo (Chyba y Sagan, 1992). Inclusive, quizá la mayor fuente de moléculas orgánicas que existe es el espacio exterior. La pregunta que surge es: ¿por qué el Universo puede considerarse como una megafábrica de moléculas orgánicas? La respuesta se obtiene gracias a las estrellas y nebulosas que existen (Pintado, 2008). Pequeñas partículas espaciales o moléculas se forman dentro de estas, así las estrellas que sufren una serie de procesos son capaces de formar uno de los átomos más importantes para la vida en La Tierra: el carbono (Pintado, 2008). De esta forma, cuando estas pequeñas partículas son expulsadas de las estrellas, pueden unirse a otras partículas para formar moléculas orgánicas más grandes como alcoholes o ácidos grasos (Pintado, 2008). Esto generalmente ocurre en las nebulosas, donde se pueden encontrar pequeñas impurezas en las que ocurren dichas reacciones.

Existen, como se hablará más adelante en este capítulo, una serie de meteoritos conocidos como carbonaceous chondrites (condritas carbonáceas), donde se puede hallar un sinfín de compuestos orgánicos (Pintado, 2008), pero el mecanismo de formación de dichos compuestos es desconocido.

Retomando el origen de las moléculas en La Tierra, existe una serie de reacciones que son bastantes especiales; por ejemplo, se tiene la reacción de la formosa, en la cual se generan una gran cantidad de azúcares, que fue descubierta por Bluterov en 1861 (Shapiro, 1988). Lo interesante aquí es que aquello que se obtiene, por hacer una analogía, es algo muy parecido al petróleo, es decir, se forman distintas fracciones de azúcares y mezclas racémicas de estos.

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Asimismo, se tiene otra reacción de bastante interés: se trata de la síntesis de Strecker, que es la formación de un aminoácido a partir de un aldehído o cetona (Shapiro, 1999). A continuación se muestra su mecanismo de reacción.

Fig. 6.3. Reacción síntesis de Strecker.

Resulta interesante saber que en el experimento de Miller se forman, en gran cantidad (no refiriéndonos al rendimiento de reacción sino más a los aminoácidos predominantes dentro de la mezcla) los siguientes aminoácidos: alanina, glicina, acido aspártico, valina (Miller, 1953). Lo anterior resulta interesante, puesto que las teorías del desarrollo del código genético dicen que estos fueron los primeros cuatro aminoácidos usados para la síntesis de proteínas y codificados (Jockey, 1996). Con posterioridad, gracias a otras teorías que se formularon, estos pueden ser precursores de los demás aminoácidos por rutas biosintéticas; así, tenemos la teoría de coevolución de Wong, formulada en los años 70 (Jockey, 1996).

En cuanto a las bases nitrogenadas, estas se pueden formar prebióticamente a partir de cianoacetileno o HCN; sin embargo, nunca se ha logrado obtener en estos experimentos de química prebiótica rendimientos aceptables de citosina. Sutherland, en el 2010, obtuvo citosina (Sutherland, 2011), pero la concentración de los reactantes era bastante alta, lo cual pone en duda dichos resultados. Es, de hecho, muy interesante que, por ejemplo, en los meteoritos que se han estudiado, como el Murchinson, no se haya encontrado citosina (Chyba y Sagan, 1992), lo cual pone en duda su posible factibilidad como base nitrogenada en los primeros organismos vivos.

Aún si se asume que se pueden formar todos los constituyentes básicos de la vida, existe un problema: si estos se concentraron en los océanos primitivos,

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sus concentraciones para poder polimerizarse serían, de hecho, relativamente bajas (Moulton V, 2000). Algunos autores proponen que las arcillas jugaron un papel fundamental para el origen de la vida (Hazen, 2010) y que de hecho estas fueron el primer sistema vivo (Cairns-Smith, 1965). Otro factor para tener en cuenta es el pH de los océanos primigenios. Se piensa que este tuvo un valor alrededor de ocho en la escala de pH, lo cual, de cierta manera, es aceptable dentro de las hipótesis que se plantean, puesto que, por ejemplo, las reacciones de formación de bases nitrogenadas requieren pH básicos .

Para finalizar, un interrogante que inquieta a la gran mayoría de químicos prebióticos es por qué la vida escogió los elementos CHONPS (Carbono, Hidrógeno, Oxígeno, Nitrógeno, Fósforo y Azufre) como su base constitutiva (Miller y Cleaves, 2007). Esto aún no se sabe, puede deberse en parte a que estos elementos sean abundantes tanto en La Tierra como en el Universo, o que química y termodinámicamente sean más estables para formar los sistemas vivos; no obstante, todavía no se sabe la razón, por lo que se constituye en un interrogante interesante de resolver.

MUNDO DEL ARN Y PRE-ARN

Una pregunta que quizá es muy interesante de abordar es saber cuál fue la primera molécula con actividad autorreplicante que no necesitó un aparato enzimático complejo como el actual (cómo en el caso de la replicación del ADN). En los años 50, se pensaba que esta primera molécula podrían ser las proteínas, puesto que sus bloques constitutivos, los aminoácidos, son fáciles de obtener bajo condiciones prebióticas (si se realiza el experimento de Miller) (Miller, 1953). Sin embargo, en estos experimentos no se obtienen por completo los 20 aminoácidos generalmente encontrados en los seres vivos, solamente son obtenidos una pequeña fracción de estos: glicina, alanina, acido aspártico y valina (Miller, 1953). Además, se sabe que los péptidos no son moléculas que posean capacidad de autorreplicarse, si bien son capaces de formar redes catalíticas complejas (Kauffman, 1999).

Por otro lado, los rendimientos o cantidades de dichos aminoácidos que se pueden formar son bastante bajos; además, se obtienen mezclas racémicas de dichas moléculas (Miller, 1953). Otro punto en contra, quizá el más importante de todos, es que aún no se encontrado un péptido o proteína que presente actividad autorreplicante, a pesar de la capacidad de dichas moléculas de actuar como catalizadores (Kauffman, 1999).

No fue sino hasta los años 60 que Woese, Crick y Orgel sugirieron que la primera molécula con actividad autorreplicante fuese el ARN. Dada su capacidad de transmitir información en las células, no pasarían sino 20 años para que Cech y Altman descubrieran que algunas moléculas de ARN presentan actividad autocatalítica en su procesamiento (Orgel, 2004), es decir, estas moléculas pueden cortarse y luego empalmarse sin la necesidad de enzi-

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mas proteicas; a este proceso se le conoce como splicing (Cech, 1986). Más tarde, en 1986, Gilbert acuñaría el término «Mundo ARN» para referirse a un escenario en el cual una molécula de ARN presenta la capacidad de autorreplicarse sin la necesidad de enzimas proteicas (Gilbert, 1986). Es en dicho escenario donde radica la importancia del descubrimiento de Cech y Altman, a principios de los años 80, de moléculas de ARN que son capaces de presentar actividad enzimática parecida a las proteínas; a estos ARN con capacidad catalítica se les conoce como ribozimas (Gilbert W, 1986).

Actualmente, se ha encontrado que no solo hay ARN que son capaces de catalizar su procesamiento, sino que también pueden participar en numerosas reacciones químicas. Se conocen así varios ARN que catalizan su propio procesamiento, llamados intrones (Cech, 1986). Los intrones más importantes que existen son los del grupo i y ii, de los cuales se cree que los más antiguos son los del grupo i, puesto que no necesitan de proteínas para su procesamiento (Cech, 1986). Otros ARN que desempeñan un papel muy importante en las células actuales son los que encontramos en el ribosoma, estos catalizan la reacción para formar los enlaces peptídicos de los aminoácidos. Se piensa así que los ARN ribosomales son también bastante antiguos, y se encuentran bastante conservados en los tres dominios de la vida (Orgel, 1994).

Como se observa, el ARN desempeña un papel fundamental en la vida y por ello se piensa que pudo jugar un rol muy importante en el origen de esta.

Hasta el momento, solo se ha hablado de que existen algunos ARN catalíticos, pero también hay varios factores que están a favor de un mundo ARN, por ejemplo, el ARN puede servir también (tal como se dijo anteriormente) como molécula de información genética; este es el caso de algunos virus cuyo material genético son ARN de cadena sencilla o doble (Domingo et al., 2000). Se ha pensado, además, que en el origen de la vida existieron riboorganismos cuyo material genético era ARN y que estos fueron los primeros sistemas considerados «vivos», capaces de autorreplicarse, con un metabolismo complejo y además sujetos a selección natural y por lo tanto originar la vida actual que conocemos.

Sin embargo, hay muchas evidencias que podrían poner en duda la existencia de un mundo de ARN. La mayoría de ellas tienen que ver con la factibilidad de la síntesis prebiótica de sus constituyentes como azúcares, fosfatos y bases nitrogenadas. Los principales problemas para obtener cada bloque constitutivo presente en el ARN se discutirán a continuación.

RIBOSA

Uno de los principales retos que surgen en química prebiótica es la síntesis de ribosa dadas ciertas condiciones, como por ejemplo la atmósfera reductora (Shapiro, 1987). Por otro lado, los rendimientos de reacción son bastantes bajos, además de que se obtienen mezclas racémicas. Se recuerda que la ribosa presente en el ARN es dextrógira, sin embargo, en los experimen-

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tos se obtienen tanto ribosas dextrógiras como levógiras en una proporción de 50/50. Se han hecho varias propuestas para explicar por qué solo se encuentra D-ribosa en los seres vivos, una de las cuales formula que cuando se formaron las primeras moléculas de ribosa debió existir algo que escogiese al isómero dextrógiro. Para que dicho evento sucediera, se ha sugerido que pudo ser algún tipo de mineral o radiación presente (Garay, 2011).

Asimismo, se ha propuesto que, dada la dificultad de obtener ribosa, el esqueleto del ARN puede ser remplazado por otro tipo de molécula. A principios de los años 90, se obtuvo una molécula conocida como ácido peptonucleico (APN, por sus siglas en inglésAPN), cuyo esqueleto es la glicina (Nielsen y Egholm, 1999). Su obtención bajo condiciones de laboratorio dio origen a la propuesta de un mundo de pre-ARN, en el cual las primerasmoléculas «con información genética» fueron los APN. Por otro lado, los investigadores también han sugerido que la ribosa puede ser remplazada por la piranosil-ARN, un análogo de aquella, puesto que esta molécula es fácil de obtener bajo condiciones prebióticas (Achim, 2008).

Fosfatos Otro problema que se presenta a la hora de pensar en un mundo de ARN es la incorporación del fosfato a este material de información, puesto que si bien en La Tierra primitiva existía fósforo, la disponibilidad de este para ser incorporado a los nucleósidos resulta poco plausible. Se piensa que erupciones volcánicas pudieron haber expulsado grandes cantidades de fósforo, las cuales pueden ser solubilizadas en el agua; sin embargo, esto aún no se ha corroborado (Pasek et al., 2008).

La apatita es considerada por algunos investigadores como la fuente principal de fosfatos (Schwartz, 1997). En La Tierra prebiótica, sin embargo, como se mencionó, es poco factible que el fósforo de este mineral estuviese disponible como para solubilizarse en los mares primitivos. Se piensa también que el fosfato pudo provenir del espacio en meteoritos que contienen una gran cantidad de materia orgánica conocida como carbonaceou schondrites (condritas carbonosas) (Schwartz, 2006).

BASES NITROGENADAS

Algunos autores proponen que el HCN (ácido cianhídrico) fue la principal fuente de bases nitrogenadas en La Tierra primitiva, y posiblemente en el Universo. El problema más importante que se presenta a la hora de obtener bases nitrogenadas, en condiciones controladas, son los rendimientos de reacción, puesto que no se obtienen en grandes cantidades y la vida media de cada una de ellas, bajo condiciones estándares, es baja (Miller y Levy, 1998).

Por otro lado, la obtención de pirimidinas bajo condiciones prebióticas resulta ser bastante complicada; por ejemplo, la citosina, una base nitrogenada, nunca se ha encontrado en los numerosos experimentos realizados, y si se

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encuentra, la cantidad disponible es baja (Shapiro, 1999) y su vida media corta. Algunos expertos sugieren que esta base probablemente no se encontró en el primer material genético formado; otros opinan que si esto fuese así, la vida tuvo que haberse formado en menos de lo que se cree actualmente, puesto que dicha base se encontraba presente en La Tierra (Costanzo, 2007).

Dado lo anterior, es muy posible que hubiesen existido mundos de pre-ARN como el APN o p-ARN. Además, autores como Cairns-Smith proponen que las arcillas jugaron un rol fundamental en el origen de la vida. Él plantea en su teoría un código genético en dos dimensiones con la estructura molecular y conformacional (Cairns-Smith A, 1965) que tienen los iones presentes en las arcillas, lo se daría básicamente por la poca factibilidad de que algunos componentes del ARN fuesen sintetizados bajo condiciones prebióticas. Al igual que esta, se han propuesto un conjunto de hipótesis conocidas como mundos pre-ARN, que buscan explicar cómo fue la primera molécula autocatalitica capaz de autopolimerizarse sin la presencia de enzimas proteicas (Lee et al., 2012).

Sin embargo, todo en química prebiótica es debatible y más si se habla del mundo del ARN. Puesto que está la posibilidad de que dicho mundo existiese, no se sabe aún como se pudo originar, y es posible que dicha hipótesis se modifique con el paso del tiempo, así como que se presenten teorías alternativas al mundo de ARN. También está el hecho de que aún no se haya encontrado una molécula de ARN autorreplicante, aunque de hacerse este descubrimiento sería uno de los más importantes y afianzaría aún más la teoría de un mundo en el cual el ARN desempeñó un papel crucial en el origen de la vida.

CONCLUSIONES

La importancia de conocer cuáles eran las condiciones imperantes en La Tierra primitiva es lo que permitirá entender la manera como se originaron los primeros sistemas prebióticos. Si bien se tienen avances notables en esta disciplina (química prebiótica), quedan interrogantes por resolver, como por ejemplo, el problema de la quiralidad de la vida, o cuál fue la fuente de energía de los primeros sistemas precelulares. Se ha visto también la importancia de conocer cuál fue el primer sistema autorreplicante, ya que esto dará un mayor entendimiento del fenómeno particular conocido como vida.

Por esta razón, es necesario ahondar en nuestros conocimientos acerca de cómo pudieron funcionar estos sistemas precelulares, y cómo estos evolucionaron hasta el último antepasado común universal (LUCA, por sus siglas en inglés), para dar origen a la vida como la conocemos actualmente.

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Química prebiótica y el origen de la vida

ASTROBIOLOGÍA

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EL ORIGEN DE LA VIDA Y SU EVOLUCIÓN

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

La astrobiología busca entender el fenómeno de la vida a una escala universal, para lograr esto es necesario resolver una gran cantidad de interrogantes respecto a los sistemas biológicos, especialmente, en lo que concierne a su origen y evolución. En el capítulo anterior, se habló de la química prebiótica, un campo creciente de la astrobiología que lidia con el problema del origen químico de la vida desde las moléculas inorgánicas hasta los ácidos nucleicos; una ciencia donde han surgido numerosas explicaciones para el inicio de la vida en el planeta Tierra. Sin embargo, existe otro aspecto importante que debe considerarse al analizar los sistemas biológicos: el de su evolución, específicamente la evolución temprana. Los mecanismos evolutivos de los seres vivos de la actualidad son estudiados y entendidos con profundidad, pero no se conoce casi nada de los factores evolutivos que intervinieron poco después de que comenzó la vida. ¿Cuáles fueron las características de los primeros seres vivos? Y ¿cuáles fueron los mecanismos que llevaron a las primeras protocélulas a convertirse en seres más complejos hasta alcanzar la diversidad enorme de formas que vemos en la actualidad? Estas preguntas son el tema central del siguiente capítulo, pues se analizarán, en primer lugar, algunos aspectos importantes sobre el metabolismo y el genoma, la hipótesis de LUCA y las características de las primeras células, y, en segundo lugar, se intentará entender cuáles fueron los mecanismos que pudieron regir su evolución.

BREVE SÍNTESIS SOBRE EL METABOLISMO Y EL GENOMA

La vida ha ido evolucionando desde sus orígenes —sea cual sea el modelo por el que se originó— hasta llegar a integrar múltiples mecanismos asociados y regulados que logran mantener la estabilidad celular. En conjunto, dichos mecanismos son conocidos como metabolismo, esta es una de las características más relevantes dentro de los seres vivos. A continuación, se hará un breve repaso sobre lo que es y qué significado tiene para el origen de la vida.

El metabolismo es el conjunto de reacciones catalizadas por enzimas, coordinadas y cooperativas, con el fin de obtener energía, ya sea a partir de la degradación de nutrientes u obtenida de energía solar o química; así mismo, el metabolismo es importante en la transformación de nutrientes en moléculas características de la propia célula, en la polimerización de estructuras monoméricas para la formación de macromoléculas (proteínas, ácidos nucleicos y polisacáridos) y en la síntesis y degradación de biomoléculas importantes en diversas funciones celulares especializadas, tales como los mensajeros intra y extracelulares y pigmentos (Nelson D, 2009).

En la actualidad, los organismos vivos se pueden dividir en dos grandes grupos según la forma química por la cual obtienen energía. Por un lado, los autótrofos son organismos que utilizan el CO2 atmosférico como fuente para la construcción de sus biomoléculas carbonadas. Se conoce también

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a las bacterias fotosintéticas, algas y plantas superiores como organismos autótrofos. Por otro lado, los organismos heterótrofos obtienen el carbono necesario en forma de moléculas orgánicas complejas (nutrientes), ya que no pueden obtenerlo del dióxido de carbono directamente. Es así como se entiende que las células y organismos autótrofos son autosuficientes, mientras que las células y organismos heterótrofos dependen directamente de los productos de otros organismos. El carbono, así como también el oxígeno y el agua, es reciclado entre estos organismos en un ciclo constante de flujo de masa (Nelson D, 2009).

Dado que todo el conjunto de reacciones químicas que ocurren en una célula (metabolismo) produce o libera energía, este se puede concebir como una función de equilibrio energético (Tortora, 2007). Las reacciones que liberan energía, o fase degradativa del metabolismo, son conocidas como catabolismo, este es un proceso en el cual las moléculas son degradadas a productos más pequeños. En las reacciones catabólicas, la energía es liberada y conservada en forma de ATP y transportadores electrónicos reducidos como el NADH, NADPH y FADH2. Su contraparte, el anabolismo, también conocida como biosíntesis, es la fase en la cual precursores pequeños (aminoácidos, monosacáridos, ácidos grasos y bases nitrogenadas) son transformados en moléculas mayores, tales como lípidos, polisacáridos, proteínas y ácidos nucleicos. Las reacciones anabólicas requieren un aporte de energía, la misma energía obtenida en el catabolismo en forma de ATP, NADH, NADPH y FADH2 (Nelson D, 2009).

EL GENOMA

Cada una de las reacciones bioquímicas necesarias en el metabolismo se encuentra estrechamente regulada, en muchos casos, una por otra, así como también por los sustratos necesarios y los productos generados en estas.

Otro nivel de regulación del metabolismo se encuentra en la llamada «ruta de la información», donde a partir de la información codificada en las secuencias de ADN son sintetizadas las proteínas necesarias para los procesos bioquímicos. El proceso de síntesis de proteínas a nivel celular se da mediante el proceso que Crick dio a conocer como el «dogma central de la genética molecular», donde el papel central del ADN es servir como molécula de almacenamiento de información la cual es pasada al ARN en una de sus etapas, conocida como transcripción, esta ocurre en segmentos del ADN donde se encuentran los genes o secuencias codificantes, y es mediada por la ARN polimerasa y un grupo diverso de proteínas o factores de transcripción que cumplen funciones especiales en la traducción o la regulan. En procariotas, existe solamente un tipo de ARN polimerasa que cataliza la síntesis de todos los tipos de ARN (mensajero, transferencia y ribosomal), mientras que en eucariotas existen cuatro diferentes polimerasas (ARN pol I, II, III y IV), cada

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ASTROBIOLOGÍA

una con su actividad específica. Este ARN sintetizado por medio del molde de las secuencias codificantes de ADN, conocido como ARN mensajero, a su vez, es leído y decodificado en los ribosomas, los cuales son grandes complejos formados por dos subunidades de proteínas y ARN ribosomal, lugar donde ocurre la síntesis de proteínas (Pierce B, 2009).

Es así como la evolución ha generado mecanismos codependientes, donde el ADN es necesario en la síntesis de novo de proteínas, estas son imperativas en los procesos de transcripción y traducción del material genético. Esta codependencia es el origen fundamental de los inconvenientes con la mayoría de modelos que tratan sobre el origen de la vida, debido a que, como se ha tratado anteriormente, ya sea el modelo genes first o metabolism first, juntos se ven limitados al conocimiento de la dependencia mutua de dichos procesos biológicos. Sin embargo, y pese a esta dificultad, se han desarrollado varias teorías que intentan explicar el origen y características de las primeras formas de vida. Ya sea que hayan desarrollado en primer lugar el metabolismo o los sistemas de información genética.

LAS PRIMERAS FORMAS DE VIDA: PROTOCÉLULAS Y LUCA

En el presente, existen numerosas teorías respecto a las primeras formas de vida en nuestro planeta; empero, solo una ha alcanzado un consenso bastante extendido entre la comunidad científica, en esta hipótesis todos los seres vivos actuales provienen de un solo organismo vivo y este es el pariente común de todas las formas vivientes actuales. A este organismo se le conoce como LUCA (Cazeres L, 1986), siglas en inglés para Last Universal Common Ancestor (Último ancestro común universal). Se ha especulado mucho de cómo se pudo originar este primer organismo; cuál era su organización, cómo funcionaba su metabolismo y cuál era su material genético.

En lo que concierne a su origen, se cree que este primer organismo pudo ser el producto de arcillas autorreplicantes. Con base en esta hipótesis, se han elaborado numerosos modelos que intentan entender el proceso exacto de formación de las células, pero esta hipótesis, aunque cuenta con mucho apoyo, no está totalmente respaldada (Cairns-Smith A, 1965). Estas arcillas darían paso a las primeras protocélulas, donde jugaría un papel primordial la presencia de lípidos y vesículas como primordios de las membranas celulares.

Con respecto a su organización, debido a las condiciones difíciles de La Tierra primigenia, se cree que LUCA debió poseer tanto membranas celulares como pared celular (Smith, et al, 1999), estas membranas se pudieron originar en las primeras protocélulas y haberse desarrollado totalmente para cuando LUCA apareció. Adicionalmente, se especula que los minerales pudieron funcionar como protectores del medio circundante (Mulkidjanian, et al, 2012), manteniendo unas condiciones estables al interior del organismo.

Además, ya que estos permitían la formación de moléculas orgánicas y el in-

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cremento en sus concentraciones, facilitando su posterior oligomerización, pudieron estar fuertemente ligados al origen de las primeras células (Hazen R, 2010). Algunas evidencias que respaldan la importancia de los minerales durante las primeras etapas de la vida pueden ser encontradas en los cofactores, en el capítulo anterior se mencionó cómo los cofactores Zn y Mn son necesarios para el correcto funcionamiento de las ribozimas (Cech T, 1986), estos cofactores se encuentran en los tres dominios de la vida, lo que podría ser una muestra de su antigüedad y de que estén relacionados con las primeras formas de vida.

Ahora, en lo que respecta a la genómica y el metabolismo de las primeras formas de vida, se han hecho bastantes estudios de los que se ha obtenido resultados interesantes (Cazares L, 1986). Se ha descubierto, por ejemplo, que el ciclo del ácido cítrico es bastante primitivo (Cazares L, 1986), lo cual es evidencia de que esta, quizá, fue una de las primeras reacciones metabólicas en ocurrir dentro de los sistemas vivos; también se ha visto que los ARN de transferencia se encuentran conservados a lo largo de los tres dominios de la vida, dado el papel tan importante que estos cumplen —lo que demuestra una vez más su antigüedad dentro de los sistemas vivos—. Es probable que LUCA tuviera ya estos mecanismos, aunque es difícil de probar.

Con relación al metabolismo, existen dos opciones, la primera es que LUCA fuera un organismo heterótrofo y, la segunda, es que se tratara de un organismo autótrofo. No existe un consenso definitivo pero existen algunas evidencias que respaldan el origen de la heterotrofia sobre la autotrofía como, por ejemplo, la ausencia de enzimas para reacciones autótrofas en las primeras etapas de evolución de la vida (Mulkidjanian, et al, 2012). Los primeros seres vivos debieron tener algún metabolismo bastante sencillo, sin un gran número de reacciones, por ello es consecuente pensar que LUCA también tenía un metabolismo sencillo heterótrofo.

En síntesis, LUCA debió ser un organismo bastante sencillo. Conocer sus características exactas es imposible, pero podemos intentar dilucidar cuáles patrones de organización y funcionamiento serían los más lógicos teniendo en cuenta las evidencias. Es importante resaltar que el grado de organización y complejidad debió ser relativamente bajo en LUCA y mucho menor en las protocélulas que lo originaron. Esto va a ser vital a la hora de evaluar los mecanismos evolutivos que controlaron el desarrollo de las primeras formas de vida.

EVOLUCIÓN DE LAS PRIMERAS CÉLULAS

La evolución es uno de los pilares fundamentales de la biología moderna, tanto así que en 1973 Theodozius Dobzhansky escribió que «nada en la biología tiene sentido si no es a la luz de la evolución». Refiriéndose a la controversia acerca de si enseñar o no evolución en las escuelas estadounidenses. Para Dobzhaky, la evolución cimienta muchos de los conceptos fundamentales

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de la biología moderna y es imposible separar la vida de su proceso evolutivo. La astrobiología no es ajena a esta aseveración. El papel de la evolución en el origen de la vida es uno de los temas más importantes que se discuten actualmente. Ya que es necesario comprender el proceso de transición de protocélulas a células modernas y de estas a organismos más complejos.

A continuación, se hará una breve introducción a este tema, centrada principalmente en la evolución de las primeras protocélulas y cómo estas se convirtieron en células propiamente dichas. Pero primero es necesario un breve repaso por los mecanismos y conceptos que se consideran importantes en la actualidad para el proceso evolutivo.se reconocen varios mecanismos diferentes y muchos más son propuestos junto a nuevas hipótesis de la evolución. Este texto gira en torno a dos que se consideran relevantes: la selección natural y la deriva génica.

SELECCIÓN NATURAL

A menudo es considerado el mecanismo más importante e incluso algunos autores lo señalan, equivocadamente, como sinónimo de la evolución en sí o como su único mecanismo (Lynch 2007). La selección natural tiene sus orígenes en los trabajos de Darwin (1859) y Wallace (1858), quienes de forma independiente postularon la primera explicación natural a la diversificación de la vida en La Tierra. En síntesis, la selección natural se puede explicar de la siguiente forma:

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Los organismos poseen una variabilidad natural, incluso dentro de las mismas especies. Algunas de estas variedades son heredables y se transmiten a la descendencia.

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Las poblaciones crecen de manera geométrica y los recursos de manera aritmética, esto quiere decir que en un ambiente normal siempre van a existir menos recursos de los necesarios para sostener la población en crecimiento, por lo que gran parte de esta morirá.

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La limitada cantidad de recursos promueve la competencia entre individuos.

Algunas de las variaciones anteriormente mencionadas promueven ventajas a sus poseedores.

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A partir de estos factores, es fácil dilucidar la dinámica de la selección natural: los organismos deben competir por los recursos limitados, cada organismo tiene pequeñas variaciones y algunas de estas son heredables. Si la variación concede al organismo una ventaja en la «lucha por la existencia» este podrá reproducirse y pasar su ventaja a su descendencia. Con el pasar del tiempo, el número de individuos con la característica ventajosa irá aumentando hasta que la población se modifique. Esta población modificada puede separarse o reemplazar a su población madre y formar una nueva especie.

La selección natural es un mecanismo muy importante, ya que permite explicar la adaptabilidad que se observa en la naturaleza. Sin embargo, es difícil pensar que haya sido el mecanismo dominante en las primeras etapas de la vida, ya que necesita factores como un sistema de información genético estable (ADN, ARN). Algo improbable en una protocélula primitiva (Woese 2002).

DERIVA GÉNICA

Desde la síntesis evolutiva, de mediados del siglo pasado, la selección natural ha sido considerada por muchos biólogos como el mecanismo principal que rige la evolución biológica. Sin embargo, este no es el único tipo de evolución que se puede dar en la naturaleza. Existe otro tipo de evolución llamado evolución no adaptativa, en la que los organismos cambian pero no necesariamente para hacerse más aptos para un ambiente determinado. En este tipo de evolución no es el fitness o ventaja adaptativa de los individuos frente al medio lo que causa el cambio de las poblaciones, sino que es el mismo genoma el que cambia, debido a condiciones azarosas intrínsecas. Este tipo de evolución se conoce como evolución por deriva génica (Wright 1935).

La evolución por deriva génica se basa en que eventos estocásticos pueden determinar la variación en las frecuencias alélicas y genómicas de una población, y fijar o eliminar algunos de ellos. El mecanismo puede funcionar en dos niveles: genéticos y alélico. En el nivel genómico, debido a procesos aleatorios, no todos los individuos procrean el mismo número de descendientes, y no todos estos descendientes podrán sobrevivir. Esto produce que algunos genomas sean pasados más frecuentemente a las siguientes generaciones, mientras que otros se hacen menos frecuentes hasta desaparecer. Después de suficientes generaciones existirá una población cuyas copias génicas correspondan a una sola copia génica ancestral. Aquella «favorecida» por el azar. Este proceso se conoce como coalescencia (Futuyma 2005). El siguiente diagrama ilustra este punto.

Evolución y origen de la vida

ASTROBIOLOGÍA

DIAGRAMA COALESCENCIA

Fig 7.1 Ilustración del principio de coalescencia todos los genomas de la población actual (arriba) son descendientes de un único genoma ancestral.

En el diagrama es posible observar cómo las poblaciones actuales descienden de un solo genoma ancestral, que trascendió por sobre los otros por alguna circunstancia aleatoria.

El otro nivel interesante para analizar en la deriva génica es el cambio aleatorio en las frecuencias de los alelos. Esto se produce, al igual que en el caso anterior, por la variación aleatoria en el número de descendientes de los individuos de la población, de este modo las frecuencias alelicas variaran desde su frecuencia inicial (media) hacia 0 (totalmente ausente) o 1 (100 % de frecuencia), siguiendo una distribución de probabilidad.

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En cada generación, la frecuencia de cada alelo cambiará, ya sea haciéndose más frecuente, ya sea haciéndose menos frecuente. Existirán algunos alelos que crezcan en su frecuencia durante varias generaciones, si esto se mantiene durante el tiempo suficiente, este alelo puede alcanzar el 100 % de frecuencia y fijarse. El proceso contrario también es posible: un alelo puede disminuir su frecuencia con cada generación y desaparecer si esta tendencia se mantiene por tiempo prolongado (Futuyma 2005). De estas dos formas, la deriva génica puede producir grandes cambios en las poblaciones a través del tiempo, aún más si la población es de tamaño reducido (como sucede con el efecto fundador y los cuellos de botella).

Estos son tal vez los dos mecanismos más aceptados de evolución, pero ¿es probable que las primeras células hayan evolucionado siguiendo estas fuerzas? No existe una respuesta para esta incógnita y las opiniones de los biólogos están divididas. Una de las posiciones más interesantes al respecto es la planteada por Carl Woese, este autor asegura que para que estos mecanismos fueran importantes en la evolución de las primeras células es necesario asumir un aparato metabólico y de transcripción como el moderno, y, sin embargo, no existe evidencia alguna que respalde esta asunción. Por eso, da importancia a una fuerza evolutiva diferente: la transferencia horizontal de genes.

TRANSFERENCIA HORIZONTAL DE GENES Y EL UMBRAL DARWINIANO

La transferencia horizontal de genes es la transferencia de genes de un organismo a otro, sin necesidad de filiación de descendencia —como en la trasferencia vertical de genes—, es decir, un mecanismo en el que un organismo puede pasar sus genes a otro que no pertenece a su progenie. Este mecanismo es muy importante para microorganismos y es, por ejemplo, uno de los métodos principales a través de los cuales adquieren la resistencia a los antibióticos muchas especies de bacterias patógenas (Kay, et al 2002).

Además, se cree que ha jugado un rol fundamental en la conformación de la célula eucariota tal y como se le conoce (Doolittle 2000).

La transferencia horizontal de genes (THG) es poco probable entre organismos con altos grados de organización e interconexión interna, debido a que es difícil que un sistema demasiado complejo se modifique con componentes externos. No obstante, en organismos de baja organización y complejidad puede llegar a ser muy común. Esto hace que la THG sea una candidata perfecta para explicar la evolución de las primeras formas de vida.

Las primeras protocélulas debieron ser, en principio, entidades de baja organización y maleables, que permitieran con facilidad la transferencia de información de un organismo a otro. Gracias a esto, diferentes características podían ser adquiridas por toda una comunidad de protocélulas, dichas características se acumularían con el tiempo hasta que se alcanzara un nivel de organización tal que impidiera la inclusión de nuevas características a tra-

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vés de THG. Este punto crítico, denominado «umbral darwiniano», marca el momento en el que la transferencia vertical cobra importancia sobre la horizontal y el punto donde la evolución por selección natural y deriva génica se vuelve el sistema dominante en la evolución de las células (Woese 2002).

Si Woese tiene razón, el mecanismo dominante durante las primeras etapas de evolución de la vida debió ser el THG, poblaciones completas de protocélulas compartían rasgos rápidamente, evolucionando todas al unísono. Esto produjo organismos cada vez más complejos e interconectados internamente, lo que empezó a dificultar la acción de la THG. Este cambio benefició la acción de otras fuerzas como la deriva génica y la selección natural, que parecen ser los mecanismos reinantes de la actualidad (aunque la THG sigue siendo un mecanismo importante de evolución en gran cantidad de bacterias). Así, se hace relevante estudiar más las características de estas primeras células, ya que en un contexto astrobiológico podrían dar respuesta a los patrones evolutivos que pueden seguir los posibles sistemas biológicos en otros lugares del cosmos.

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los extremos

DE LA VIDA

La civilizaci贸n humana y su relaci贸n hist贸rica con el estudio del cosmos

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La mayoría de los organismos viven bajo condiciones convencionales tales como una temperatura, pH y salinidad moderadas. Estos parámetros, que se definen como moderados, son antropocéntricos, ya que son las condiciones favorables para el desarrollo del ser humano (temperatura cercana a 37 °C, pH cercano a 7, salinidad entre 0,9 % y 3 %, y 1 atm de presión); sin embargo, a los ambientes donde alguno de los anteriores factores es considerablemente diferente se les denomina ambientes extremos (Canganella y Wigel, 2011). En dichos ambientes hostiles se consideraba que la vida no podía surgir, a pesar de esto, en el último siglo se han realizado diferentes exploraciones que permitieron ampliar los límites conocidos para el desarrollo de la vida en el planeta y pensar la vida en lugares cada vez más hostiles, incluso otros planetas.

A los organismos que sobreviven en estos ambientes extremos se les denomina extremófilos, término acuñado por MacElroy en 1974 para describir a este tipo de seres que por lo general son procariotas (MacElroy, 1974).

Estos organismos pueden ser divididos en dos categorías: los extremófilos verdaderos y los extremófilos facultativos. Los organismos extremófilos verdaderos son aquellos que requieren una o más condiciones extremas para su óptimo crecimiento y desarrollo; en cambio, los del segundo grupo son aquellos que logran tolerar ciertas condiciones extremas pero que necesitan de factores ambientales no hostiles para su óptimo crecimiento (Canganella y Wigel, 2011).

Con base en el árbol de los tres dominios propuesto por Woese, en 1977, ampliamente aceptado en la actualidad, el cual fue construido a partir de las diferencias entre las secuencias de los organismos y su distancia evolutiva, se tienen los dominios de Archaea, Bacteria y Eucarya. El dominio Archaea está constituido por procariotas que son halófilos, termófilos o metanógenos, presentándose en su mayoría en ambientes extremos, aunque se han encontrado algunos de estos microorganismos viviendo en ambientes no hostiles. Los otros dos dominios, Eucarya y Bacteria, también presentan organismos extremófilos, son bastante más abundantes en Bacteria que en Eucarya (Madigan, 2000). Los organismos extremófilos, en su mayoría, salvo algunas excepciones que se expondrán más adelante, son procariotas. Con el gran avance en la biología molecular, durante los últimos 50 a 60 años, las técnicas de identificación de estos organismos han dado muchas luces acerca de cómo viven y qué mecanismos poseen, aunque también hay que decir que son más las incógnitas que no se han podido resolver que lo que realmente la comunidad científica ha revelado, sobre todo debido a la dificultad que representan dichos microorganismos para su cultivo y sus selectas condiciones de crecimiento.

La revolución en la biología molecular también ha dado luces acerca de su organización taxonómica, pues son más las herramientas moleculares usadas para la identificación y clasificación de los extremófilos, tales como secuen-

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cias de RNAr 16S / 23S, composición relativa de bases G/C, proteínas componentes de las membranas celulares, entre otras. Este nuevo panorama ha permitido, entre otras cosas, el descubrimiento del dominio Archaea (del griego archaeon, «antiguo»); descubierto a mediados de la década de los 70 por Woese en zonas termales del Parque Nacional de Yellowstone, Estados Unidos (Madigan, 2000).

A medida que las técnicas se han venido refinando, se ha constatado que los Archaea, comparten muchos rasgos y poseen mecanismos casi exclusivos que combinan organizaciones típicas de procariotas, aunque con algunos elementos de regulación génica propios de eucariotas, lo cual hace pensar en una relación de los géneros y familias de Archaea con los primeros organismos vivos en nuestro planeta: el famoso LUCA (por sus siglas en inglés, Last Ultimate Common Ancestor) (Madigan, 2000).

Como se mencionó anteriormente, se puede decir que muchas de estas formas de vida sobreviven a través y por medio de reacciones químicas poco usuales que superan las rutas y modos de procesar energía en la mayoría de organismos en La Tierra, manera que se puede considerar como probable en otros ambientes y en otros planetas, y que debido al complejo sistema de homeostasis que han logrado estos organismos se pudo dar lugar al surgimiento de la vida en nuestro planeta, por lo que puede ser viable quizá en otros sistemas planetarios.

ALGUNAS CONSIDERACIONES ACERCA DE LOS TRES DOMINIOS

Si bien se ha hablado ya del árbol de los tres dominios, se considera pertinente realizar aclaraciones acerca de las principales diferencias entre estos.

Como principal diferencia con Eucarya, en Archaea y Bacteria encontramos células eucariotas, más grandes y más complejas comparativamente que las procariotas. Las células eucarióticas presentan estructuras delimitadas por membranas, organelos entre los cuales se puede incluir al núcleo. Los fosfolípidos de la membrana están formados por ácidos grasos lineales unidos al glicerol por uniones tipo éster (Madigan et al., 2003). De este tipo celular se puede decir mucho más; sin embargo, en relación con los organismos eucariotas extremófilos, las adaptaciones se presentan a nivel de todo el sistema en general, como una agrupación de células y no de la célula como tal. Por lo tanto, a diferencia de las células eucariotas, las células procariotas no forman sistemas, de ahí la importancia de estudiar sus adaptaciones a la vida en ambientes extremos.

La diferencia bioquímica más notable entre las células de Archaea y Bacteria es la estereoquímica del glicerol-fosfato de los fosfolípidos presentes en la membrana, que se presentan como enlaces éteres en Archaea y como ésteres en Bacteria. En Archaea, la membrana se puede presentar como una bicapa si los lípidos se unen a un solo glicerol, o como una monocapa más rígida si

Los extremos de la vida

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se unen a un glicerol por cada extremo. Adicionalmente, la pared celular de los miembros de Bacteria está constituida por peptidoglicano o mureína, y la de los miembros de Archaea presenta paredes celulares que pueden tener seudopeptidoglicano, proteínas o glicoproteínas. También pueden presentar, por fuera de la pared, una capa de proteínas y glicoproteínas. Estas variaciones son adaptaciones relacionadas con la resistencia a condiciones ambientales extremas de este último dominio, pues son estructuras mucho más estables en ambientes hostiles (Schnek y Massarini, 2008). Sin embargo, y como se verá más adelante, los organismos han logrado adaptarse a cada ambiente extremo con ciertas modificaciones específicas. Con base en estas diferencias específicas y centrándonos en procariotas, se presenta a continuación los diferentes organismos clasificados según su ambiente.

TERMÓFILOS

Los organismos termófilos son aquellos que tienen un óptimo de temperatura para su crecimiento superior a los 45 °C, con el desarrollo de técnicas adecuadas de cultivo se ha evidenciado óptimos de crecimiento hasta los 121 °C en Pyrobaculum aerophilum (Kashefi y Lovley, 2003). Los organismos termófilos pueden ser clasificados en tres categorías diferentes según sus rangos óptimos de temperatura: termófilos moderados (entre 45 °C y 70 °C), termófilos extremos (entre 70 °C a 80 °C), e hipertermófilos (superiores a 80 °C) (Cavicchioli y Thomas, 2000). Los lugares donde estos organismos pueden encontrar temperaturas altas serán lugares terrestres con aportes de energía volcánica, como es el caso de fuentes termales. También se encuentran a nivel submarino cerca a fumarolas, las cuales presentan salida de gases con temperaturas cercanas a 300 °C. Los organismos termófilos pertenecientes al dominio Archaea presentan los enlaces éter de la bicapa de fosfolípidos que contribuye a la termoadaptación (Fütterer et al., 2004), también se observa la modificación de la bicapa de fosfolípidos en una monocapa, lo cual los hace inmunes a la tendencia de que la temperatura separe la bicapa, tal es el caso de las especies Thermoplasma acidophilum y las pertenecientes al género Pyrolobus. En termófilos que crecen por encima de 60 °C también se han observado modificaciones metabólicas tales como la reducción o ausencia de síntesis de acetyl-CoA, acyl-CoA y ácido fólico (Kawashima et al., 2000).

En relación al genoma, se ha observado que la estructura primaria del ADN es susceptible a desnaturalizarse con el incremento la temperatura, esto debido a la hidrólisis de los enlaces N-glicosil y a la desaminación de las bases de citosina; sin embargo, en especies como Thermococcus kodakaraensis se ha observado un alto contenido de guanina-citosina, también muestran una preferencia por codones ricos en purinas, lo que favorece los aminoácidos cargados que ayudan a evitar daños en el ADN. Adicionalmente, se han evi-

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denciado superenrollamientos positivos que permiten una mayor estabilidad, estos son catalizados por la enzima girasa reversa, que se encuentra presente solo en termófilos, en contraste con los superenrollamientos negativos en mesófilos (organismos con temperaturas cercanas a los 37 °C o ambientes no hostiles en relación a la temperatura). También se consideran de suma importancia las sales monovalentes que ayudan a contrarrestar la despurinación del ADN y la hidrólisis anteriormente descrita. En algunos hipertermófilos, proteínas termorresistentes se unen al ADN para estabilizarlo mediante la reducción de su punto de fusión (Berezovsky et al., 2007).

La gran estabilidad de las proteínas de los termófilos parece residir en la habilidad para enlazar iones de forma más hermética. Estas también presentan un incremento en la hidrofobicidad de los aminoácidos comparados con proteínas de mesófilos. Ciertos atributos de las proteínas para la termoestabilidad son cambios en la estructura y alteraciones en los enlaces de hidrógeno.

Por ejemplo, la termoestabilidad de la sintetasa triptófano de E. coli es incrementada por sustituciones de aminoácidos que alteran la hidrofobicidad de la molécula en ausencia de cambios bruscos en la conformación; en el caso de B. stearothermophilus, el incremento de la termoestabilidad tiene su origen en la presencia de lisina a cambio de la treonina en el plásmido con la enzima codificada que incentiva la canamicina. La secuencia del plásmido que codifica esta enzima difiere solo en una base del plásmido codificado para la misma enzima en el mesófilo S. aureus. La sustitución de lisina permite incrementar el enlazamiento electroestático con pequeños cambios en la estructura tridimensional (Moat et al., 2002).

ORGANISMOS PSICRÓFILOS

La definición de un procariota psicrófilo es un organismo que tiene un óptimo de crecimiento por debajo de los 15 °C pero no es capaz de crecer por encima de los 20°C. Los organismos capaces de crecer con temperatura cercana a los 5 °C, pero cuyo óptimo se encuentra por encima de 20 °C, se denominan psicrotolerantes (Bowman et al., 1997). Estos organismos se presentan en diferentes ambientes tales como la Antártida (permafrost), Groenlandia y en hielos glaciares; los tres dominios se encuentran representados en estos ambientes (Fuchs et al., 2013).

En los organismos psicrófilos se ha evidenciado, como principal modificación, el incremento de enlaces insaturados en los ácidos grasos de la membrana lipídica, la cual permite continuar la fluidez a bajas temperaturas (Feller y Charles, 2003). Cadenas más cortas de acilo graso, pigmentos polares y los carotenoides unidos a la membrana también aumentan la resistencia de esta, en el caso de los carotenoides se ha evidenciado un aumento de los pigmentos como adaptación a la radiación UV en regiones polares (Dieser et al., 2010). Es necesario considerar que el oxígeno es más soluble a bajas

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temperaturas, así que las células son propensas al daño oxidativo, por tal motivo se eliminan las reacciones metabólicas que producen intermediarios de oxígeno reactivo (Podar y Reysenbach, 2006). La producción de exopolisacáridos juegan un papel importante en la crioprotección al impedir la desnaturalización y agregación de proteínas (Nichols et al., 2005).

Respecto al genoma, los psicrófilos producen proteínas de unión con ácidos nucleicos como la helicasa para mitigar las fuertes interacciones entre cadenas de ADN y estructuras secundarias en el ARN que deterioran la transcripción, traducción y replicación. Para reducir el daño oxidativo, el genoma posee un mayor número de catalasa (Podar y Reysenbach, 2006). Estos organismos tienen, además, enzimas adaptadas al frío, las cuales presentan reducción de la interacción electrostática y el aumento de puentes de hidrógeno (D'Amico et al., 2006). Las proteínas de shock frío ayudan en la renaturalización de proteínas durante el crecimiento de los psicrófilos. También aumentan la eficiencia de la traducción mediante la desestabilización de las estructuras secundarias en ARN mensajero (Pearce, 2012). La presencia de proteínas anticongelantes únicas disminuye el punto de congelación del agua de la célula. Por otra parte, las enzimas adaptadas al frío poseen un centro catalítico de alta actividad específica flexible a bajas temperaturas.

La supervivencia de los psicrófilos es gracias a proteínas de aclimatación al frío (Giaquinto et al., 2007). Un aumento en la flexibilidad de las proteínas es la clave para la adaptación a las bajas temperaturas. Esto se logra mediante la disminución del número de los aminoácidos prolina y arginina (que causan la rigidez de las proteínas) y aumentando el número de glicina en sus secuencias (Feller y Charles, 2003).

ORGANISMOS HALÓFILOS

Un organismo halófilo es aquel que necesita grandes concentraciones de sal para su óptimo crecimiento, estos a su vez se encuentran clasificados en tres grupos según su respuesta al NaCl: halófilos leves (con óptimos de crecimiento entre 2 % y 5 %), halófilos moderados (con óptimos entre 5 % y 20 %) y halófilos extremos (con crecimientos entre 20 % y 30 %, según la literatura reportada, considerando que los limites pueden extenderse a lo largo de las investigaciones). Estos organismos tienen como hábitat lagos hipersalinos, minas de sal u otros ambientes con alto porcentaje de salinidad, tales como hábitats artificiales causados por actividades antrópicas que eliminan sales (Ollivier et al., 1994).

Para sobrevivir, estos organismos deben mantener la presión osmótica mediante el control de la cantidad de sal en el interior de la célula, lo que realizan por medio de la presencia de intercambiadores Na+ / H+ para mantener una concentración de iones de sodio bajo (Zou et al., 2008). Adicionalmente, presentan un aumento de glicerol, aminoácidos, alcoholes y sus derivados

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como mecanismo para mantener su osmolaridad, Una característica interesante de las células de halófilos es que carecen de presión intracelular de turgencia (Madsen, 2008). El contenido de guanina y citosina del genoma de los organismos halófilos es de alrededor del 60 a 70 %; con este aumento se evita la formación de tinidina y mutaciones el genoma. En comparación con organismos no halófilos, presentan dinucleótidos distintos en las primera y segunda posiciones de codón, lo que muestra una abundancia de un aspartato, glutamina, treonina, valina y residuos en proteínas halófilas, que conduce a su estabilidad (Siddiqui y Thomas, 2008).

Las proteínas halófilas poseen menor hidrofobicidad debido a que se agregan por altas interacciones hidrófobas. Una característica notable de estas es que a menudo también son termotolerantes y alcalofílicas (Setati, 2010). Los residuos ácidos también forman puentes de sal, que se suman a la rigidez y por lo tanto la estabilidad de estructuras de proteínas. Una disminución en grandes restos hidrófobos y un aumento en los residuos más pequeños también contribuyen a la estabilidad de las proteínas halófilas. Con relación a la estructura secundaria de proteínas, se tiene noticia de que los residuos son propensos a la formación de alfa hélices, lo cual conduce a un aumento de la flexibilidad de la proteína a altas concentraciones de sal (Paul et al., 2008).

ORGANISMOS ACIDÓFILOS

Los organismos acidófilos habitan en superficies de origen volcánico, muchas veces volcanes activos o lagos ácidos. Los procesos geotermales terrestres constituyen el mejor y más amplio hábitat de estos microorganismos. Dichos seres son de tipo autótrofos y su metabolismo está basado principalmente en el sulfuro (SO2) (Mangold et al., 2011). Estos sulfuros son producto de la actividad volcánica al reaccionar con agua; debido a la alta temperatura, el agua se evapora, lo que genera un precipitado de ácido sobre los cuerpos internos de grietas o empozamientos volcánicos (Van de Vossenberg et al., 2000). Adicionalmente, el hábitat de estos acidófilos está formado por grandes reservorios de ácidos inorgánicos de metales como hierro y formas reducidas de sulfuro en abundancia, producto no solo de la formación natural, sino también de la actividad metabólica dependiente e independiente de oxigeno de las mismas bacterias que permiten la formación de nuevos productos de carácter ácido, como procesos de nitrificación y oxidación de sulfuros. Estos ambientes pueden desarrollar valores pH cercanos a 0, en donde la concentración de H+ es de mayor de 1M (Johnson et al., 2009).

Como es bien sabido, los valores de pH intervienen con los procesos de homeostasis celular, pues los gradientes de iones, el intercambio de estos en el ambiente y los procesos de obtención de energía a partir de gradientes de protones se verían alterados; por lo tanto, el control de pH sobre valores altos de H+ sería difícil; por ello, dentro de las estrategias, los organismos aci-

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dófilos mantienen un pH intracelular neutral debido a la impermeabilidad de la membrana por la presencia de lípidos con una configuración tetra éteres.

Los enlaces éter, químicamente, son mucho menos vulnerables a la hidrólisis ácida de los enlaces éster. Adicionalmente, las proteínas que componen la membrana en estos organismos poseen una reducción de tamaño, y existe un gradiente quimiosmótico intracelular generado por un proceso conocido como potencial de Donan (equilibrio iónico sobre iones permeables e impermeables por moléculas positivas). Los organismos poseen mecanismos de secuestro de protones por parte del sistemas de proteínas, y la presencia de buffers citoplasmáticos como aminoácidos básicos (Glu, Arg), que retienen los protones y mantienen la homeostasis (Baker y Dopson, 2007).

La mayoría de organismos son pertenecientes a los dominios Archaea y Bacteria, aunque también hay representantes de phylas superiores, como el alga rodofícea Cyanidium caldarium, encontrada en las fuentes termales del Parque Nacional de Yellowstone. Su rango medio de temperatura variÍa de los 55 °C a 65 °C; lo interesante es que en la naturaleza dicha alga crece entre valores de pH de 0.05 a 5, y su óptimo de crecimiento está entre 2 y 3. Está adaptada a bajas cantidades de luz y su concentración de fotopigmentos es elevada; además, crece sobre medios de glucosa en medio de la oscuridad (Doemel y Brock, 1971).

En el caso de Archaea, los mayores exponentes de organismos acidófilos corresponden a los presentes en los órdenes Sulfolobales y Thermoplasmatales (que también poseen condiciones termófilas). Acidianus infernus es una Archaea que crece a temperaturas cercanas a los 90 °C y tiene un pH óptimo de 2.0 (Auernik et al., 2008). Otro exponente es el caso del género Picrophilus, que crece sobre pH mucho menores y cuyo valor óptimo es 0.7 (Schleper et al., 1995).

ORGANISMOS ALCALÓFILOS

Los organismos alcalófilos son aquellos que crecen en ambientes con un pH mayor a 7, es decir, su ambiente es totalmente alcalino; muchos de estos ambientes son terrestres, aunque también se encuentran en ambientes acuáticos, sobre todo asociados a medios salinos, fuentes hidrotermales y fuentes de sales de azufre submarinas. Se puede decir que muchos organismos considerados como halófilos son alcalófilos. Los ambientes alcalinos en nuestro planeta, como los lagos de soda, están presentes especialmente en las proximidades de zonas áridas que tienen contacto con el mar. Dichos lagos son el producto de la retención de agua salada o fuentes de agua detenidas por formaciones tectónicas que empozan el agua, y como producto de la evaporación de la misma, se generan grandes extensiones ricas en carbonatos de sodio y trazas de sal marina o sales disueltas por el terreno. Es allí donde estos organismos tienen su espacio. Como el mayor recurso de la alcalinidad del paisaje de estos biomas es el carbonato de sodio, el pH de es-

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tos ecosistemas generalmente es de 10.5; incluso, ser mucho mayor si todas las sales no han sido depositadas producto de la evaporación del agua que las disuelve (Van de Vossenberg et al., 2000).

La alcalinidad en un organismo común es peligrosa, pues obligaría a todo su sistema celular a generar un gradiente osmótico que libere agua, perdiéndola totalmente y quedando en riesgo de dañar las células; además, los ambientes alcalinos proveen gran cantidad de oxigeno libre, que reacciona con productos metabólicos y procesos celulares, lo que genera, en varios casos, especies reactivas de oxigeno (ROS), como el peróxido de hidrógeno (H2O2), que es tóxico para las células y sus altas concentraciones generan daños a nivel proteico por su acople e inactivación de enzimas y el daño potencial al material genético. Por ello, los alcalófilos mantienen un pH intracelular mucho menor que el externo; para lograr esto, requieren transporte dependiente de energía, por cuanto la gran mayoría de proteínas presentes en la regulación de los alcalófilos son extracelulares. Dichos organismos generan un gradiente electroquímico de protones o iones Na+ de manera constante para permitir el control osmótico. Una de las estrategias para poder controlar dicho equilibrio es acidificar el interior celular mediante la síntesis de compuestos ácidos en las membranas celulares como ácido galacturónico y ácido glutámico, que permiten la reducción del pH de la superficie celular; así mismo, la disminución de la permeabilidad de membrana ha sido una estrategia para evitar el desequilibrio osmótico (Bordenstein, 2008).

A nivel genómico, se ha podido identificar proteínas relacionadas con transportadores propios de Na+ / H responsables de la homeostasis en dichos organismos, en cepas descubiertas de naturaleza alcalófila: Bacillus halodurans C-125 y Bacillus firmus OF4 (Takami et al., 1999). El descubrimiento de nuevas cepas bacterianas y archaeanas, como el caso de Natronomonas pharaonis, una archaea haloalcalofila aislada de lagos salinos en Egipto y Kenia, ha permitido dilucidar aún más los mecanismos por los cuales los alcalófilos son tan exitosos. El pH de aislamiento fue 11 y su óptimo de crecimiento es de 8.5, con un contenido de NaCl de 3,5 M. Al igual que los otros alcalófilos, sus estrategias comprenden la síntesis de compuestos ácidos sobre la membrana, un activo sistema de bombas dependientes de energía que permiten la homeostasis intracelular, además de modificaciones importantes a nivel proteico como la modificación de puentes de hidrógeno entre aminoácidos de proteínas, para modular los pKa de residuos catalíticos de proteínas extracelulares, además de modificaciones proteicas que implican la disminución de la hidrofobia de las proteínas e interacciones entre aminoácidos de carácter acido. Esto permite el control y la estabilidad de los procesos bioquímicos ante el pH (Falb et al., 2005).

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ORGANISMOS RADIÓFILOS

Los organismos de tipo radiofilos comprenden organismos extremófilos capaces de soportar grandes cantidades de radiación ionizante; para darnos idea de la magnitud de su tolerancia, solo sabemos que los seres humanos pueden tolerar cerca de 10 Gy (gray = unidad de medida de radiación correspondiente a una dosis de energía ionizante, específicamente 1 joule de energía sobre un kilogramo de materia irradiada). Estos microorganismos son capaces de tolerar hasta más 30 000 Gy (Levin-Zaidman et al., 2003). Este ambiente es altamente estresante y nocivo para la gran mayoría de organismos, pues las radiaciones atacan directamente el material genético, las cargas electrostáticas que genera la radiación alteran rutas metabólicas, proteínas y moléculas, además de la descomposición de materiales radiactivos que conducen a la desintegración de metales pesados y elementos de difícil catabolismo por parte de una célula.

Muchas cepas bacterianas como E. coli, levaduras y otros procariotas se han probado a dosis medianas de radiación ionizante y han demostrado tolerarlas (cercano a 60 Gy), pero con el incremento de la radiación se genera pérdida inevitable de viabilidad celular, reduciendo notablemente el número de colonias que puedan sobrevivir. Por ello, a estos organismos se les considera radiófilos moderados. Sin embargo, a los que se les denomina radiófilos estrictos son organismos como Deinococcus radiodurans y Thermococcus gammatolerans. D. radiodurans es una bacteria que fue descubierta a mediados de los 50 en envases de conservas de carne, las cuales eran sometidas a un proceso de irradiación severa para esterilización, como método novedoso de la época. Al darse cuenta de que esta cepa bacteriana crecía incluso con dosis altas, se le denominó sarcásticamente como «Conan, el invencible», debido a que soportaba altas dosis de radiación. Deinoccoccus es una bacteria no formadora de esporas, que soporta dosis de 15 000 Grays (Battista, 2000).

Por otra parte, Thermococcus gammatolerans, una archaea radiohipertermofílica descubierta en 2003 por Jovilet et al. sobre chimeneas hidrotermales del océano Atlántico en la dorsal de la cuenca de Guaymas (27° 019 N, 111° 249 W), es un anaerobio obligado heterótrofo, obtenido a través de enriquecimiento de cultivo con dosis masivas de radiación cercanas a los 30 kGy (30 000 Gy), que solo presenta disminución de células viables cerca de los 5 kGy, y disminuyen a medida que se incrementaba la dosis (Jolivet et al., 2003).

En el caso de D. radiodurans se sabe que su alta capacidad de resistencia a la radiación se debe, inicialmente, al número de docenas de copias que realiza de su ADN, además la recuperación de los segmentos perdidos por la radiación es remediada por recombinación homóloga de tetrámeros celulares que forma una vez ha recibido la dosis de radiación (Levin-Zaidman et al., 2003); no obstante, cuando los fragmentos son muy grandes, es muy difícil recuperarlos. Adicionalmente, se sabe que D. radiodurans genera un desecamiento de su célula debido a la presencia de cofactores inorgánicos de protección al

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genoma como el manganeso, el cual permite la protección de las proteínas y de cierta parte del material celular. Por su parte, T. gammatolerans posee un sistema de reparación dado por la fase de crecimiento y la disponibilidad de nutrientes, al estudiarse la cinética de crecimiento se ha evidenciado que la fase más importante es la de crecimiento, pues es el punto de regulación de los cromosomas dañados por la radiación (Tapias et al., 2009).

La perspectiva acerca de los radiófilos es bastante amplia en comparación a lo que se ha estudiado, pues los ensayos in vitro con estos microorganismos requieren muchas veces equipos, materiales y metodologías complejas, sensibles y costosas; además, existe un gran desconocimiento acerca de muchos mecanismos y los conocidos aún poseen grandes baches intelectuales. Su posible aplicabilidad, incluso a nivel astrobiológico, continua en estudio; sin embargo, trabajos novedosos en donde se observa el comportamiento de D. radiodurans en radiación UV sobre vacío, para simular condiciones espaciales, abren una gran oportunidad de explorar y conocer más a estos peculiares organismos (Abrevaya et al., 2011).

ORGANISMOS BARÓFILOS O PIEZÓFILOS

Se puede definir a los organismos barófilos como aquellos que son capaces de sobrevivir bajo presiones mayores a 40 MPa y cuya presión de crecimiento óptimo sobrepasa dicho valor. La presión en el fondo del océano ronda los 30 a 40 Mpa, sin embargo en lugares como el Océano Pacifico, el punto más profundo supera los 117 MPa (Horikoshi, 1998). Generalmente, los organismos barófilos están asociados con condiciones piscrófilas (bajas temperaturas), pues como se sabe, la temperatura del fondo oceánico es bastante fría en muchos puntos (excepto en fosas hidrotermales y zonas donde la subducción y el contacto tectónico de las placas terrestres genera aberturas que pueden alcanzar los 400 °C). Allí la presión es mucho mayor, por lo tanto estos organismos no solo se adaptan a una alta presión, sino también a bajas o altas temperaturas. Por ello, estos microorganismos comparten varias de las estrategias expuestas anteriormente (Sharma et al., 2002).

Como es sabido, la interacción de fluidos presentes en una célula depende en gran parte de un gradiente de presión interno y externo; así pues, una presión mucho mayor en el exterior genera una respuesta muy drástica en las células adaptadas a grandes presiones. En estos casos, los extremófilos han generado mecanismos que van desde la adaptación de ácidos grasos insaturados con bajos puntos de ebullición a la modificación de la composición de la membrana celular con el ácido docosahexaenoico (DHA), dejando esta mucho más fluida y menos rígida, factor que va en contra de la resistencia a una presión mucho mayor, so pena de colapsar y explotar; además, la composición de la membrana celular compromete el intercambio iónico y de nutrientes, lo que impide el crecimiento celular (Sharma et al., 2002).

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A nivel molecular se ha podido establecer una serie de genes involucrados en la supervivencia y adaptación a dichos ambientes que permiten un mantenimiento estable a condiciones donde las moléculas de procesos básicos como la transcripción y traducción del material genético no pueden interactuar libremente debido a la presión, lo que previene fenómenos de aglutinación constante e impedimento físico. El descubrimiento en los años ochenta de operones de respuesta a la presión con promotores dependientes de presión (ompH), los cuales poseen tres fragmentos de lectura (ORF1, 2 y 3), son clara evidencia de que muchos sistemas de control génico en estos organismos han evolucionado para permitir la supervivencia en estos ambientes, tales como elementos involucrados en el metabolismo como la citocromo d deshidrogenasa (CydD) y a partir de esta la formación de complejo citocromo bd para la condición barofílica. Por otra parte, se han podido describir elementos químicos que están comprometidos en la regulación de esta condición resistente a altas presiones. La regulación de subunidades enzimáticas vistas en cepas bacterianas como E. coli, así como el cloranfenicol acetil transferasa, es dependiente de presiones moderadas a grandes; adicionalmente, la presión influye en factores como la eficiencia de la transcripción en varias bacterias sometidas a condiciones de alta presión. Como ejemplo de lo anterior, en ensayos con Photobacterium se reporta que en genes 16rRNA la transcripción se incrementa con la presión, y que las subunidades de ompH son esenciales en la recaptura de nutrientes (Horikoshi, 1998).

Se cree que la estabilidad de proteínas en estos organismos obedece, en parte, a condiciones bioquímicas propias del ambiente barofílico en el cual se desarrollan. Trabajos desarrollados en 2005 han mostrado que la presencia de aminoácidos polares y pequeños está relacionada con dicha condición barofílica, lo cual es un componente de selección debido a la presión hidrostática. Además de la presencia de proteínas de choque térmico (HSP), asunto que es lógico, las bajas o altas temperaturas a grandes presiones generan una doble presión, y este tipo de proteínas son eficaces y de alta actividad bajo estas condiciones (Giulio, 2005).

A nivel ecológico se desconoce mucho de estos microorganismos debido a su hábitat tan extremo, que impide su normal estudio. Solo los avances de la oceanografía y la exploración marina han permitido conocer mucho mejor estos ecosistemas, pero para la gran mayoría de extremófilos es muy difícil su aislamiento y cultivo en condiciones de laboratorio. Dentro del poco conocimiento que se tiene, se sabe su gran importancia en la generación de nutrientes en ecosistemas como las fumarolas hidrotermales a partir de compuestos inorgánicos. Se conocen muchas especies barófilas que están asociadas a ambientes hipertermofílicos, productores de sulfatos y fijadores de carbono a partir de compuestos inorgánicos (Reysenbach y Cady, 2001).

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XERÓFILOS

Se creía que sería muy difícil, incluso imposible, que algún microorganismo fuera capaz de subsistir con niveles muy bajos de agua. A pesar de esto, ecosistemas en nuestro planeta, conocidos como desiertos o zonas subxerofiticas, superan todas las expectativas de algún tipo de supervivencia para algún tipo de ser vivo. Los desiertos ocupan cerca del 20 % de la superficie del planeta (cerca de 37 millones de km2) (Wierzchos et al., 2012). Debido a sus condiciones particulares, la disponibilidad de agua es muy baja, e incluso a la humedad del aire presente en muchos lugares es poca debido al ambiente árido que domina el paisaje.

Pero la falta de agua genera efectos muy nocivos en los seres vivos, no solamente la falta de un solvente indicado para los procesos de transporte celular, tráfico de protones y procesos metabólicos producto del catabolismo de la molécula de agua, en donde el H2 y el oxígeno son principales actores, sino también en procesos de catabolismo de productos para generar energía. Adicionalmente, las concentraciones de sales en la membrana tienden a acumularse y generar problemas de pH en las células, lo que causa procesos de acidificación o alcalinización del entorno. En organismos que sobreviven en medios salinos, las concentraciones de sales son tan altas que se aglomeran en precipitados de sal, como el caso de la halobacteria Salinibacter ruber (Grant, 2004).

Varios son los miembros del dominio Archaea que están presentes dentro de este grupo de microorganismos, dentro de los cuales están las halobacterias, algunos metanógenos halofílicos dentro de las familias Metanospirillaceae y la familia Metanosarcinaceae (Grant, 2004). Debido a las condiciones de cultivo y sus hábitats tan extremos, se desconocen muchos procesos por los cuales estos organismos sobreviven a tales ambientes; sin embargo, varias estrategias de supervivencia comprometen una serie cadenas de géneros y especies bacterianas involucradas en procesos como la hidrólisis de productos metabólicos o producción de elementos como sulfuros. La hidrólisis está involucrada con algunas bacterias halofílicas gram positivas de las que se han podido extraer enzimas de interés comercial como celulasas, proteinasas y lipasas (Rees et al., 2003). Estos productos de hidrólisis son sustrato para bacterias como múltiples anaerobios; dichas bacterias usan esta hidrólisis por medio de fermentación para generar ácido acético, hidrogeno y CO2, y estos compuestos, a su vez, son sustrato para otros tipos bacterianos como metanógenos y cianobacterias (Grant, 2004). Algunas bacterias también están presentes en procesos como la sulfogénesis (generación de sulfuros), en sedimentos marinos realizado por bacterias de tipo Desulfobacter (Grant, 2004), o la oxidación de amonio sobre todo en lagos salinos (Khmelenina et al., 2000), producto del metabolismo de las sales altamente presentes en estos ambientes secos.

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Los extremos de la vida

ASTROBIOLOGÍA

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BIOQUÍMICA

DE LA VIDA Y BIOQUÍMICAS

ALTERNATIVAS

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

La astrobiología contempla entre sus objetivos el entendimiento químico de la vida para así poder extrapolar estos conocimientos a otros mundos, por ende es pertinente tratar de establecer por qué el carbono constituye el elemento químico más importante en la formación de biomoléculas complejas. Es aquí donde la génesis de la química prebiótica motiva la explicación teórica de los primeros ambientes terrestres y los constituyentes primeros que posibilitaron las formación de lo que se conoce como ARN, tal y como se explicó en capítulos anteriores. Si bien son bastantes las hipótesis y mecanismos probados en relación al carbono y al agua como solvente, se debe considerar que aún no se tiene certeza de si la vida tal y como se desarrolló en este planeta es una regla o una excepción, o simplemente es una de las múltiples formas que existen en el Universo para el desarrollo de vida. Por esto, se hace necesario evaluar las posibles bioquímicas en otros lugares, con base en otros elementos conocidos, no sin descartar la posibilidad de que múltiples elementos alejados del alcance humano no hayan sido descubiertos y se desconozcan sus propiedades físicas y químicas.

HOMOQUIRALIDAD DE LA VIDA TERRESTRE

En química orgánica una de las relaciones más relevantes es el modo en que los átomos se orientan en el espacio (Takano y Ohkouchi, 2013), esto debido a que el carbono es un átomo que estructura su orientación espacial de acuerdo con los niveles de energía que establezcan sus uniones químicas. Los enantiómeros son imágenes especulares que no pueden ser superpuestas para resultar en la misma molécula, una de las manifestaciones más importantes de los enantiómeros es su actividad óptica; es decir, una enantiómero desvía la luz polarizada en un cierto ángulo y dirección del plano de referencia de la polarización (Guzatov y Klimov, 2012), de esta forma, un enantiómero que desvía la luz hacia la derecha se denomina «dextrógiro» y el que la desvía hacia la izquierda se denomina «levógiro». La vida en La Tierra, en el caso de los aminoácidos, se compone casi exclusivamente de un enantiómero: L. Louis Pasteur fue el primero en darse cuenta, a finales de 1840, de que muchas biomoléculas muestran una asimetría espejo conocida como quiralidad. Aunque las soluciones sintetizadas en el laboratorio son siempre racémicas, con concentraciones iguales de cada isómero quiral, lo mismo no es cierto para la materia viva: las proteínas contienen casi exclusivamente L- aminoácidos, mientras que los azúcares tienen orientación D. Una de las explicaciones más desarrolladas son los efectos de polarización de la luz en los primeros rangos de formación estelar (Sidharth, 2002). Al contrario, existen autores que, como Marcelo Gleicer, plantean que la homoquiralidad se debe a una construcción explícitamente endógena (Gleicer y Thorarinson, 2006), en donde las condiciones del planeta Tierra fueron las esenciales para que el medio ambiente circundante determinara las estructuras bioquímicas en formación (Gleicer y Walker, 2012). Hay que tener en cuenta que se está utilizando el concepto

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de equilibrio con un poco de arbitrariedad frente a sus consecuencias de interpretación y de alcance: la red de reacciones químicas se describen en un sistema abierto en donde el diferente intercambio de energía con el medio ambiente aumentó el nivel de entropía, lo cual desembocó en construcciones bioquímicas que con el tiempo se tornaron estables y, con esto, eficientes.

Una cuestión muy debatida es si la homoquiralidad de biomoléculas es un requisito previo para el surgimiento de la vida o si se desarrolló como una consecuencia de su misma actividad en los ambientes prebióticos. A consecuencia de esto, se ha argumentado que los ácidos nucleicos quirales pueden formar pares de bases y estructuras helicoidales y, por lo tanto, son candidatos atractivos para los primeros portadores de la información genética (Koonin, 2009), teniendo en cuenta que hay conformaciones muy específicas de entidades estructurales que solo se pueden formar a partir de bloques de enantiómeros con construcción pura.

Una de las preguntas más importantes en la investigación en astrobiología es la que se cuestiona acerca de si los bloques constituyentes de la vida fueron determinados por la influencia de los choques de meteoritos en el intercambio con el cosmos. A raíz de esto, una de las principales controversias es el descubrimiento de un exceso de compuestos orgánicos quirales en el meteorito Murchison, situación que ha apoyado este punto de vista (Martins et al. 2008). El meteorito fue descubierto en Australia en 1969 y, según la investigación realizada sobre su composición, se ha denotado un alto contenido de de aminoácidos complejos levógiros, que es una de las principales orientaciones de los aminoácidos que constituyen la vida en La Tierra.

Una explicación plausible es que la nube que se originó el Sistema Solar fue sometida a Círculos de luz Polarizada (CPL), la cual es una polarización en la que el campo eléctrico de la onda de paso no cambia la fuerza, pero su dirección es rotativa. En la electrodinámica, la fuerza y ​​la dirección de un campo eléctrico se define por lo que se llama un vector de campo eléctrico. En el caso de una onda polarizada circularmente, la punta del vector de campo eléctrico, en un punto dado en el espacio, describe un círculo a medida que avanza el tiempo.

Si la onda está congelada en el tiempo, el vector de campo eléctrico de la onda describe una hélice a lo largo de la dirección de propagación, tal como la radiación sincrotrón de estrellas de neutrones. Si este es un mecanismo viable, el mismo sesgo quiral debe ser frecuente en todo el Sistema Solar pero no necesariamente en toda la galaxia. Esto debe ser contrastado con pruebas fehacientes que expliquen este comportamiento astrofísico.

POLARIZACIÓN EN NEBULOSAS PLANETARIAS Y SUS CONSECUENCIAS PARA EL ORIGEN DE LA HOMOQUIRALIDAD

Motohide Tamura del Observatorio Nacional de Japón ha realizado observaciones en espectrometría de difracción de luz polarizada para la nebulosa M42 – Orión. El área amplia que abarca la nebulosa es una fábrica de estreBioquímica de la vida y bioquímicas alternativas

ASTROBIOLOGÍA

llas donde la interacción de la fuerza de la gravedad agrupa el gas y el polvo estelar, formando estrellas que comienzan a brillar. De acuerdo con las conclusiones que obtiene Tamura en la observación en la banda 2,14 μm del infrarrojo, se denota que en los lugares de formación de estrellas de alta y baja masa se revelan regiones de alta polarización circular, lo cual implica su influencia sobre la formación de nubes moleculares que pululan en este sector de la nebulosa. Si el Sistema Solar se formó en una región de nacimiento de estrellas masivas y se irradió por la influencia de radiación circular polarizada, la consecuencia de esto —desde el punto de vista astrofísico— es la conformación de enantiómeros L-amino para las cadenas de nubes moleculares que conforman las estructuras de gas y polvo; todos los cuerpos que tuvieran orbitas sincrónicas o errantes, ya fueran cometas o asteroides, se llevaron en sus superficies las sustancias químicas que luego patrocinaron en el ambiente prebiótico de La Tierra primigenia un papel relevante en la construcción de las bases para la vida autorreplicante (Fukue et al, 2010).

Para el maestro de ciencias físicas S. Capozziello de la Universidad de Nápoles Federico II, si bien es cierto que las partículas elementales (por ejemplo, L- neutrinos) o moléculas orgánicas (por ejemplo, L- aminoácidos y D - azúcares) tienen una caracterización quiral preferencial, se puede evaluar si en sistema macroscópico, como las galaxias, pueden compartir esta característica. Mediante el análisis estadístico se puede llegar a entender el modo de rotación de las galaxias y sus consecuencias para la formación no solo de objetos estelares, sino en la influencia de la estructuración a nivel microscopio de cadenas moleculares complejas y en el advenimiento de la caracterización de quiralidad las moléculas orgánicas (Capozzielo y Lattanzi, 2006).

Uno de los grandes avances que se produjo en la astroquímica y la astrobiología en los últimos años fue el descubrimiento inequívoco de la quiralidad en las condritas carbonáceas (CC), sobre los meteoritos más raros que contienen un nivel relativamente alto de carbono macromolecular conocido comúnmente como querógeno. Más en detalle, el exceso enantiomérico se midió en la fracción de aminoácidos extraída de la CC. La absoluta certeza de que el exceso enantiomérico medido no se deriva de la contaminación de parte del entorno del planeta es debido al hecho de que no se encontraron elementos biológicos adheridos a las muestras (Iglesias et al., 2011).

Sin quiralidad no hay vida porque todas las reacciones químicas que ocurren en los organismos vivos son de síntesis asimétrica, ya que su rapidez y selectividad ocurre gracias a la quiralidad de las moléculas y macromoléculas implicadas. Hay varias hipótesis sobre el mecanismo que ha llevado a la observación experimental de la quiralidad L-amino. El mecanismo más convincente consiste en la acción de la luz polarizada circularmente (CPL) sobre las mezclas racémicas de moléculas formadas en el medio interestelar antes de la formación del Sistema Solar. Debido al poco gradiente transversal de absorción de luz en cierta sección en una mezcla racémica de enantióme-

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ros, un cierto tipo de ellos absorbe una cantidad ligeramente mayor de CPL que el otro enantiómero. Una irradiación prolongada con CPL a una mezcla racémica de moléculas transforma la mezcla, aumentando el número de moléculas de cierta quiralidad. Por lo tanto, la mezcla de moléculas de los enantiómeros quirales, determinados de una vez y formados en el medio interestelar, es luego incorporada en la nebulosa solar primitiva. El punto es que hay fuentes ya conocidas de luz polarizada circularmente en ciertas regiones de formación estelar que tienen una clara implicación en la inducción de quiralidad en mezclas racémicas sobre moléculas formadas en procesos abióticos en el medio interestelar (Fukue et al, 2010).

Para subrayar aún más la complejidad del querógeno en el CC, se debe recordar que solo del 10 % al 20 % de la materia carbonosa es agua o disolvente extraíble, la fracción restante es compuesta por una mezcla compleja de alto peso molecular reticulado con materia orgánica que se asemeja, para ciertos casos, con el carbón de origen terrestre. Técnicas analíticas refinadas han sido utilizadas para el estudio de este fenómeno y revelan que es una mezcla muy compleja de miles de diferentes especies moleculares, una complejidad comparable o aún más impresionante que la del carbono terrestre (Iglesias et al., 2011).

QUÍMICA DEL CARBONO

El carbono es el elemento principal para la construcción de la vida tal como se le conoce, su habilidad para formar moléculas estables con otros elementos es prácticamente única, pues permite la formación de alcanos, alquenos, aldehídos, esteres, ácidos carboxílicos y aminas; los cuales corresponden a grupos funcionales esenciales de algún modo para la vida en el planeta, y que permiten, con su combinación, la formación de proteínas, esteroides, colesterol, azúcares, entre otros. La gran variedad de estructuras que puede formar el carbono se debe a su habilidad para la formación de dobles y triples enlaces, los cuales alteran la química y geometría de la molécula; sin embargo, la habilidad del carbono para la construcción de un rango ilimitado de moléculas puede ser atribuido a varios factores como la estabilidad de las macromoléculas de carbono, debido a la energía de enlace carbono-carbono que es la más alta entre los no metales y es comparable a la fuerza del enlace carbono-oxígeno y carbono-hidrógeno (Sharma et al. 2002). También influye el valor de electronegatividad media que permite la formación de enlaces covalentes y la alta activación de energía por sustitución y reacciones de escisión de enlaces, debido a orbitales de valencia vacíos, lo que mejora la estabilidad de los hidrocarburos y halocarburos en agua y oxígeno (Wade, 2004).

Los hidrocarburos que componen la cadena de lípidos están estructurados, prácticamente de manera exclusiva, por enlaces carbono-carbono. De forma similar sucede en las proteínas, aunque son unidades repetitivas de dos

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ASTROBIOLOGÍA

átomos de carbono seguidos por un átomo de nitrógeno, estas cadenas son posibles debido a la fuerza de adhesión similar entre enlaces carbono-carbono y carbono-nitrógeno. En cuanto a los ácidos nucleicos, se puede decir que se encuentran formados por unidades de tres carbonos, un oxígeno, un fósforo y otro átomo de oxígeno. Dada la capacidad de estas cadenas principales de existir en variedad de formas y tamaños, la vida presenta sistemas con una variedad interminable de formas moleculares estables pero viables e intercambiables (Wade, 2004).

La moléculas de carbono tienen propiedades redox favorables para ser la base del metabolismo, pues se pueden convertir con facilidad de su estado más reducido a su estado más oxidado (metano y dióxido de carbono respectivamente), los cuales son productos finales del metabolismo y debido a su estado gaseoso pueden eliminarse fácilmente, pero pueden seguir disponibles para las reacciones. También es importante considerar que, debido a la fuerte entalpía entre carbono e hidrógeno y oxígeno, el carbono se adapta idealmente al agua como solvente, lo cual se constata con la disociación de agua en muchos procesos bioquímicos como la fotosíntesis, formación de azúcares, lípidos y proteínas. El carbono presenta otra característica que le permite ser un bloque para la construcción de vida: su abundancia en el Universo, lo cual permite pensar que su uso como base para la vida es posible en otros ambientes planetarios (McMurry, 2008).

SUSTITUYENTES DEL CARBONO

Como se ha evidenciado, el carbono tiene diversas propiedades que lo hacen especial; sin embargo, se ha especulado sobre la posibilidad de que otros elementos puedan sustituirlo. Es difícil encontrar otro elemento que reúna la complejidad y la versatilidad del carbono, pero lo que debe tomarse en consideración es que la investigación en química polimérica se evalúa bajo las condiciones ambientales terrestres y muchos polímeros que son estables a puntos de congelación o de ebullición superior al del agua aún son desconocidos, adicionalmente, es de suma importancia considerar que la vida podría no requerir un elemento predominante como lo es el carbono en la bioquímica terrestre.

Uno de los posibles elementos sustituyentes del carbono es el silicio, ya que presenta propiedades similares a las del carbono. El silicio pertenece al mismo grupo del carbono en la tabla periódica, con cuatro electrones en su capa más externa; tanto el carbono como el silicio son elementos con bajo peso atómico, con rangos intermedios de electronegatividad y ambos son semimetálicos. El silicio forma enlaces relativamente estables con los elementos más abundantes en el Universo; no obstante, el silicio rara vez forma dobles o triples enlaces, los cuales, por lo menos con el carbono, son muy importantes para la formación de aminoácidos, ácidos grasos y nucleótidos, pues por

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lo general presentan dobles enlaces entre carbono y oxígeno; empero, sí se han registrado compuestos con dobles enlaces de silicio como el tetramesitildisilano (West et al., 1987). Pero también se hace necesario considerar que el silicio, cuando es altamente reducido, puede formar silano, un análogo al metano en el sistema a base de carbono, este compuesto puede descomponerse en presencia de vapor de agua, lo cual podría explicar por qué no se ha detectado silano (SiH4) en la atmósfera rica en hidrógeno de Júpiter. La afinidad del silicio por el oxígeno es demasiado fuerte, de modo que si este está en contacto con agua formaría una capa de silica, tomando el oxígeno del agua, así que la vida a base de silicio debería ser evaluada en otros solventes como etano, metano u otros compuestos con grupos metilo que son solventes más compatibles para el sistema basado en este elemento.

Si bien el silicio no es la base para la vida en La Tierra, es muy importante como componente de los seres vivos: las plantas usan compuestos derivados del silicio para proveer rigidez a su sistema y protección contra infecciones. En el caso de animales, el silicio es uno de los mayores componentes de las células de tejido conectivo, también es importante para el desarrollo de los huesos, la formación de colágeno y la síntesis de glicosaminoglicano (Carlisle, 1981). Uno de los mejores ejemplos en el uso de vida basada en carbono-silicio es la presencia de silicatos en las diatomeas, estas son uno de los grupos principales en la producción primaria neta, su cubierta está formada por dióxido de silicio, por ende, estas son totalmente dependientes de dicho elemento para crecer y desarrollarse (Lewin, 1954). También se ha encontrado presencia de silicio en los organelos celulares, lo que indica la posibilidad de que participe en la bioquímica de estructuras internas (Mehard et al., 1974). En relación con las asociaciones químicas del silicio, se observa que los silanos forman análogos directos a los hidrocarburos formados a base de carbono; sin embargo, debido a la imposibilidad del silicio para la formación de enlaces π, no es posible formar un análogo al benceno (Zeigler y Fearon, 1989). Considerando que la energía de enlace entre el hidrógeno y el silicio es relativamente más débil en comparación con la energía de enlace al oxígeno, los silanos son mucho más reactivos en comparación con los análogos del carbono; sin embargo, si el hidrógeno se sustituye por grupos orgánicos, se obtienen compuestos estables, que forman, por ejemplo, polisilanos con pesos moleculares por encima de 106; estos polisilanos no son estables a temperatura y presión de La Tierra pero si a bajas temperaturas y presiones más altas. Por otra parte, compuestos de siliconas presentan una gran estabilidad térmica, incluso temperaturas cercanas a 400°C, son relativamente estables a la oxidación, repelen el agua, tienen buenas propiedades dieléctricas y muestran una resistencia prolongada a radiación ultravioleta (Greenwood y Earnshaw, 1984).

Tomando en consideración lo expuesto previamente, se puede concluir que una vida basada en el silicio no podría surgir en el planeta Tierra, pues no

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presenta las condiciones requeridas. Una vida a base de este elemento tendría que surgir en condiciones ambientales diferentes como un ambiente anóxico, ausencia de agua líquida, temperaturas superiores a los 220°C para el caso de las siliconas y silicatos, o por debajo de 0°C en el caso de los silanos, mayor presión que la presente en La Tierra, presencia de un solvente como metano o metanol y una falta considerable de carbono disponible.

Frente a estas ideas donde el silicio podría ser el componte básico de la vida en otras condiciones —como otros mundos que con seguridad son diferentes— se encontraría a Titán como el mejor lugar del Sistema Solar para investigar dicha posibilidad (Feinberg y Shapiro, 1980).

Otros elementos que podrían ser sustituyentes del carbono son el boro, el nitrógeno, el fósforo y el azufre. El boro tiene propiedades para formar compuestos moleculares covalentes, pero, al presentar un electrón menos de valencia que el carbono, muestra diferentes propiedades químicas, forma variedades estructurales de hidruros pero los átomos de boro se encuentran unidos por puentes de hidrógeno y, por ende, no son análogos a los hidrocarburos. El boro presenta una alta afinidad por el amoniaco como disolvente, más que por el agua (Greenwod y Earnshaw, 1984). Forma enlaces con el nitrógeno que se asemejan al enlace carbono-carbono, de este modo, al presentarse estos enlaces se forman compuestos con propiedades físicas y químicas de los hidrocarburos aromáticos y alcanos, pero con un punto de fusión y ebullición más elevado: el borazol parece ser un análogo al benceno. Debido a su afinidad con el nitrógeno y con el amoniaco como disolvente, se sitúa en un escenario biológico de baja temperatura (Firsoff, 1963).

Respecto al nitrógeno, puede formar largas cadenas a bajas temperaturas con un solvente líquido como el amoniaco; sin embargo, el problema del nitrógeno como elemento principal de grandes estructuras es que el triple enlace presenta mayor energía que el enlace sencillo, de manera que siempre volvería a su forma elemental. El nitrógeno puede formar hidruros como la hidracina, del mismo modo el fósforo puede formarlos, principalmente la fosfina. En un medio ambiente rico en azufre podría ser posible tener a este elemento como el principal, ya que puede formar hidruros, empero, debido a la escasa variedad de hidruros de azufre y las condiciones ambientales restringidas es difícil que esto suceda (Amend y Shock, 2001).

EL AGUA COMO SOLVENTE DE LA VIDA

La vida como la conocemos consiste en interacciones químicas que tienen lugar en un estado líquido, allí el solvente es el agua; sin embargo, no es posible descartar que la vida podría surgir en estado sólido o gaseoso, de igual manera, es necesario resaltar que existen ventajas que permiten la preferencia del estado líquido para procesos biológicos. El ambiente en un estado líquido permite la estabilidad de una sustancia química, pero también favo-

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rece la disolución de otros enlaces químicos que posibilitan el intercambio químico. El agua es considerada el solvente universal para la vida tal como se le conoce, pues presenta varias propiedades que la convierten en un buen disolvente en las condiciones terrestres. La primera propiedad, y quizás la más importante, es la polaridad de las moléculas de agua líquida, la cual permite la unión por medio de puentes de hidrógeno en donde el enlace se eleva del punto de ebullición y congelación que se esperaría con una molécula con un peso molecular tan bajo (18 g/mol). El agua es un líquido en un intervalo de temperatura de 0 a 100°C a una atmosfera de presión, y presenta el punto triple en el que las tres fases, sólido, líquido y gaseoso coexisten, dentro de los mismos rangos de temperatura. El agua es un buen solvente para enlaces iónicos y covalentes-polares por su alto momento dipolar (1,85 D), de modo que disuelve fácilmente moléculas en forma de sales que sirven como cofactores para múltiples reacciones metabólicas y que median diferentes procesos energéticos en los organismos (Hengeveld, 2012). No obstante, es un mal solvente para enlaces covalentes no polares tales como los presentes en moléculas orgánicas hidrófobas que se presentan en las membranas celulares. También se presentan problemas con el agua como solvente tales como el costo energético de algunas síntesis orgánicas que requieren deshidratación, o el daño a biomoléculas, debido a la alta reactividad del agua, por ejemplo, en los compuestos fosfatidilo (Feinberg y Shapiro, 1980).

Otra propiedad física del agua es el alto calor específico, lo cual le permite retener el calor absorbido por un largo período o el requerimiento de mucho calor para elevar su temperatura, lo que garantiza a los seres vivos una estabilidad térmica y segura para su supervivencia. Probablemente, si el solvente de nuestro planeta hubiera sido una sustancia con bajo calor específico, la vida no se habría desarrollado. La densidad es otra propiedad particular del agua pues cuando se enfría alcanza su máximo de densidad a los 3,94°C, pero al llegar al punto de congelación a los 0°C se expande y causa arreglos intramoleculares y se hace menos densa. El agua es un líquido viscoso y esto se presenta en función de la temperatura y de la concentración de sales disueltas, allí, la temperatura juega un papel muy importante, pues cuanto menor sea, el agua será menos viscosa y esto jugará un papel importante para organismos vivos que flotan en sistemas acuáticos (Roldan y Ramírez, 2008). El agua también presenta una gran tensión superficial que se refleja en la formación de gotas, debido a la cohesión entre la misma y las moléculas del aire, esta propiedad está indirectamente relacionada con la capacidad de transporte de nutrientes, pero se considera posiblemente relevante para el origen de la vida (CRC, 2001). Una ventaja importante del agua en el medio ambiente terrestre es que funciona como blindaje para la radiación ultravioleta, pues los fotones se disocian en sus moléculas, causando la liberación de oxígeno e hidrógeno a la atmósfera, de modo que es posible la formación de ozono útil para la absorción de radiación UV (Firsoff, 1963).

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ALTERNATIVAS AL AGUA

Un solvente puede ser tan bueno como el agua pero debe formar iones para que pueda favorecer las reacciones bioquímicas, adicionalmente, el solvente debe presentarse en cantidades abundantes en el lugar donde las reacciones vayan a ocurrir. Si bien por medio de análisis espectrales se ha confirmado que el agua es abundante en todo el Universo y, por ende, podría ser usada como solvente en otros lugares, es posible pensar que debido a que el agua presenta dicho comportamiento dadas las características de La Tierra, otro solvente podría presentar propiedades interesantes en otros lugares.

Se ha propuesto, por ejemplo, el ácido sulfúrico como una posibilidad para Venus y amoniaco como opción para Júpiter. La mayoría de los candidatos potenciales son líquidos a temperaturas más bajas que el agua; sin embargo; la clave para el desarrollo de una química adecuada a una temperatura dada se encuentra en la selección de reacciones químicas adaptadas a la temperatura determinada. Muchos cuerpos planetarios presentan temperaturas superficiales más frías que La Tierra y estos planetas son mucho más comunes en el Universo que los planetas similares al nuestro (Benner 2002).

Algunos de los solventes que se han propuesto como candidatos son el amoniaco, el ácido fluorhídrico y el metanol. La idea de la vida con el amoniaco como solvente ha recibido atención considerable, pues se ha sugerido que en amoniaco se podrían construir proteínas, ácidos nucleicos y polipéptidos (Haldane, 1954), donde probablemente se podrían reemplazar átomos de oxígeno por NH y producir una bioquímica posiblemente viable. Algunas investigaciones muestran similitudes de reacciones de síntesis llevadas a cabo en agua, agua con amoniaco y amoniaco, particularmente la síntesis de proteínas, donde, en un sistema de agua, dos glicinas se combinan pero si la reacción se llevara a cabo en una mezcla de agua con amoniaco, al ácido carboxílico se le sustituye por amida; en esta reacción el enlace peptídico se conserva y se libera amoniaco en vez de agua. Otro punto interesante es que las reacciones en amoniaco son directamente análogas a la hidratación (Firsoff, 1963).

El amoniaco presenta una estructura comparable al agua, pero con un momento dipolar inferior y, por lo tanto, menos eficiente en la disolución de compuestos polarizados. El punto de ebullición y de fusión del amoniaco es más bajo si se le compara con el del agua, por ende, el amoniaco no es tan bueno moderando la temperatura, pero aun así es capaz de generar un efecto estabilizador de las condiciones climáticas. La tensión superficial del amoniaco es solo un tercio de la del agua por lo que no parece ser posible que se concentre en macromoléculas. El amoniaco se disocia en nitrógeno e hidrógeno y, según se ha evidenciado, ninguno de estos elementos presenta una protección a la radiación UV, de modo que debería darse en un ambiente protegido. El amoniaco en cambio puede disolver metales alcalinos, los cuales pueden actuar como catalizadores. El amoniaco es menos viscoso que

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el agua, así que los iones disueltos en este tardarían más para reaccionar entre sí (Mee, 1934). El amoniaco tiene menor rango de temperatura para el mantenimiento del estado líquido, entonces la vida tendría que adaptarse a rangos menores de temperatura, tal como se vio en el capítulo anterior, y este solvente podría presentar una opción de diversificación de bacterias psicrófilas en cuerpos fríos del Sistema Solar. Las reacciones químicas irían a una tasa más lenta, lo que, a su vez, podría causar un ritmo más lento en la evolución si la vida surgiera y se debe considerar, además, que el amoniaco líquido no puede surgir en presencia de oxígeno por lo que el desarrollo de vida debería darse en condiciones anaerobias (Fortes, 2000).

El ácido fluorhídrico (HF) es bastante similar al agua pues presenta un momento dipolar y constante dieléctrica prácticamente iguales, del mismo modo que el punto de fusión y ebullición. Por ende, HF es un buen moderador de la temperatura y un buen solvente. El rango en el cual este permanece en estado líquido es mayor que para el agua (-83°C a 20°C) (Firsoff, 1963), probablemente el flúor podría reemplazar al oxígeno en óxidos de modo que la fluoración podría reemplazar la oxidación y el flúor libre en la atmosfera podría tener un destino similar al que tuvo el oxígeno en La Tierra primitiva. El principal problema con el HF es la baja cantidad de flúor en el cosmos: se estima que es 1000 veces menos abundante que el carbono y tampoco presenta un mecanismo de fraccionamiento eficiente para su enriquecimiento en un planeta (Anders y Grevesse 1989). Los hidrocarburos son generalmente compuestos no polares pero por medio de la sustitución de un H por un grupo OH podrían volverse polares, considerando que en el caso de disolventes bastante polares esto sería necesario, como en el caso del metanol. Este alcohol presenta un momento dipolar similar al del agua (1,68 D frente a 1,85 D del agua), además de poder ser un regulador aceptable de la temperatura debido a su calor especifico; se presenta en estado líquido en un amplio rango de temperatura -94°C a 65°C, es un compuesto relativamente común en el Universo pues se ha encontrado en medio interestelar y cometas; sin embargo, no es común encontrarlo asociado en grandes cantidades en el Universo (Goldsmith y Owen, 2001).

Como se ha evidenciado en el transcurso de este capítulo, existen alternativas a la vida tal y como se conoce, pero para el surgimiento de estas se deben presentar condiciones específicas muy estrictas; sin embargo, lo mismo sucede con la química en La Tierra, pues este ha sido el único ambiente hasta ahora conocido que favoreció el establecimiento de esta bioquímica compleja, entonces es realmente probable que otros planetas puedan ser la condición favorable y necesaria para el surgimiento de bioquímicas alternativas a la de este planeta, pero el gran problema en la investigación humana acerca de estas sería el sesgo en la búsqueda de una vida con carbono y agua, se haría necesario entonces crear rastreadores de huellas biológicas con otros elementos base.

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Bioquímica de la vida y bioquímicas alternativas

ASTROBIOLOGÍA

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TECNOLOGÍA

DEL VIAJE

ESPACIAL

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

La motivación por desarrollar tecnología aeroespacial no es nueva. Por siglos, el ser humano ha tratado de responderse preguntas que van más allá de su cotidianidad, más allá de compensar sus necesidades básicas, estas preguntas a la vez son sencillas y profundas:¿qué hay más allá de aquella montaña?, ¿qué son esas luces que aparecen en las noches?, ¿estamos solos en el Universo?. Con el pasar del tiempo, el desarrollo tecnológico y científico ha permitido realizar fascinantes descubrimientos y llegar a explorar lugares que antes solo se podían recorrer con la imaginación.

HISTORIA

No solo la motivación es primitiva. La tecnología misma utilizada para enviar objetos al espacio tiene sus inicios en la antigua China, donde las primeras referencias de mezclas que se asemejan a la pólvora datan del siglo VII. En un intento por crear una poción de la vida eterna, que era un interés permanente de los regentes de la época, los alquimistas chinos dieron con una mezcla que al calentarse o exponerse a una llama ardía intensamente y expulsaba una gran cantidad de gases. Si bien esta mezcla no produjo una prolongación en la duración de la vida de ninguna persona, su estudio durante los siglos subsecuentes llevó a la aparición de diferentes artilugios con diferentes aplicaciones.

En primer lugar, el despliegue de luz, color y sonido que producía la pólvora al consumirse llevó a la aparición de la primera forma de los juegos pirotécnicos, usados ampliamente hasta el día de hoy en celebraciones. Por otra parte, la capacidad de hacer daño llevó al desarrollo bélico de esta tecnología, con la capacidad de explotar de la misma, liberando de manera casi instantánea una inmensa cantidad de energía. El desarrollo en este campo llevó a la aparición de elementos como lanzas y flechas propulsados por pólvora, en este caso se valían de la gran cantidad de gases expelidos por la combustión para hacerlos salir por un agujero ubicado en un extremo del recipiente que la contenía y así, de manera similar a cuando se suelta un globo inflado, la lanza o flecha se desplaza en la dirección contraria.

Si bien esta tecnología tuvo algunos avances hasta la era moderna, el desarrollo en paralelo de las armas de fuego, mucho más precisas y fáciles de construir, relegó a un segundo plano la plena utilización de elementos similares a misiles en diferentes aplicaciones. No fue sino hasta finales del siglo XIX y comienzos del XX en que la sociedad, a nivel global, tuvo un interés por realizar desarrollos en este aspecto. El desarrollo de la industria y el comienzo de la era de la aviación impulsaron de manera importante la sensación en el ser humano de su dominio sobre la naturaleza y la necesidad de explorar todas las fronteras, estando la última de ellas en dirección vertical. El ser humano se había propuesto explorar el cielo y por primera vez en su historia contaba con la tecnología para conseguirlo (Sagan, 2003; Taylor, 2009). Ya se había

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generado el interés académico en el viaje espacial y las tecnologías que lo permitirían por parte de científicos e ingenieros en todo el mundo. Las cabezas visibles de este movimiento y a quienes hoy conocemos como los padres de la cohetería moderna fueron Konstantin Tsiolkovsky, Robert Goddard y Wherner von Braun, cada uno de los cuales hizo aportes significativos a la ciencia y tecnología de cohetes (Taylor, 2009).

Como es bien conocido, la historia del siglo XX es una historia de guerras. La llegada de la Segunda Guerra Mundial aceleró la necesidad de armas de última generación, y en ese momento, patrocinado por el tercer Reich, Wherner von Braun realizó el desarrollo del primer misil balístico transcontinental, la bomba V2, capaz de alcanzar una altura mayor a 200 km lanzada en vertical, el cual fue el primer objeto fabricado por el ser humano en salir al espacio.

Una vez finalizado este conflicto, las partes ganadoras, tanto la Unión Soviética como los Estados Unidos, se apropiaron de esta tecnología y reclutaron a los científicos que trabajaban en ella, para desarrollarla de manera independiente (Taylor, 2009).

La tensión por el dominio global, llamada Guerra Fría, conllevó al desarrollo de diversas tecnologías, y, por supuesto, la tecnología espacial fue una de ellas.

Hay que entender que en ese momento la finalidad no era en sí la exploración, sino el desarrollo de armamento de largo alcance y el orgullo nacional; sin embargo, una consecuencia del gran desarrollo fue que los cohetes cumplían con ambos fines: por una parte, un vehículo suborbital u orbital permitía realizar un ataque a cualquier lugar del mundo con la adecuada preparación, además, posicionar satélites en órbita terrestre servía a propósitos de alerta temprana ante un ataque del adversario, y por otra parte, de forma adicional, estar al frente en lo que se denominó la carrera espacial llenaba al pueblo de orgullo con los diferentes logros (Sagan, 2003; Taylor, 2009).

La carrera espacial consistió en una serie de retos tecnológicos impuestos por las mismas circunstancias de la exploración espacial, en la que la Unión Soviética y Estados Unidos compitieron por ser los primeros en superarlos. El primero de estos retos fue colocar el primer satélite artificial en órbita alrededor de La Tierra, ganado por la Unión Soviética al ubicar al Sputnik en órbita baja (Sagan, 2003). Otros retos consistieron en poner al primer ser humano en órbita, honor concedido al soviético Yuri Gagarin, realizar vuelos espaciales en formación, aumentar el tiempo de permanencia en el espacio, realizar actividades extravehiculares, mejor conocidas como caminatas espaciales, y poner vehículos con cada vez más complejidad y mayor tripulación en órbita.

Este desarrollo se dirigió hacia un camino que, para algunos, marcaría el final de esta carrera: llegar a la Luna. Tras una secuencia de misiones exitosas y algunos fracasos, a bordo de la máquina más poderosa construida por el ser humano, el cohete Saturn V, la misión Apollo XI conquistó esta meta. Neil Armstrong junto a Buzz Aldrin se convirtieron en los primeros seres humanos en posarse sobre la superficie de un cuerpo celeste diferente a La Tierra (Taylor, 2009).

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Si bien para algunos la carrera espacial había terminado, la exploración apenas comenzaba. La visita a La Luna sirvió para llevar equipo científico que permitió iniciar estudios in situ de la formación de este cuerpo celeste y dar luz sobre la formación de nuestro Sistema Solar. Aún hoy algunos de los equipos dejados por las misiones Apollo sirven a propósitos científicos y son accesibles desde cualquier lugar del mundo, como es el caso de los espejos para reflejar láser, utilizados para medir la distancia hasta nuestro satélite natural.

Lamentablemente, la era posterior a la «culminación» de la carrera espacial devino en un desinterés por parte de los gobiernos y sociedades que perseguían este objetivo («si, ya lo logramos, para qué necesitamos más»). El interés por estos desarrollos se focalizó a un público especializado, que o bien lo necesitaba por razones estratégicas (milicia), por razones comerciales (comunicaciones), o por razones científicas, como las agencias gubernamentales.

Por parte del desarrollo científico, se deseaba explorar nuestro entorno. El hecho de estar posicionados en un lugar de ventaja, fuera de la atmosfera, permitió explorar el Universo como nunca antes se había hecho, obteniendo imágenes e información que ampliaron el horizonte, nos permitieron ver el Universo en conjunto y entender mejor su funcionamiento (Sagan, 2003). Y aún más, con la planeación adecuada, se llegó a explorar de manera directa otros cuerpos del Sistema Solar, como son Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y sus lunas, Saturno y sus lunas, además de otros menores. El vuelo espacial tripulado, de igual forma, ha logrado grandes hitos, con vehículos como el transbordador espacial y la Estación Espacial Internacional, que permitieron presencia humana permanente en el espacio (Taylor, 2009).

En las últimas décadas se ha dado un renovado interés por el desarrollo aeroespacial, el cual ha sido liderado en muchos frentes por países emergentes y empresas privadas. Si bien mucho de este interés surge de temas económicos, como la minería espacial, la ciencia y responder a preguntas que en algunos casos se podrían considerar más filosóficas que científicas, debe motivar a la humanidad como especie a perseguir esa última frontera.

PRINCIPIOS FÍSICOS

Como se ha visto, todo el desarrollo de la tecnología aeroespacial requirió unos avances inmensos en ingeniería, a un grado tal que se fue necesario que existiera una rama de la ingeniería dedicada solo al aspecto aeroespacial, pero muy pocos avances se han concretado sin la influencia directa de las ciencias; algunas, como la física y química, brindaron las herramientas y sembraron el camino para que la ingeniería aeroespacial lograra su cometido, y es en esencia esta interacción recursiva entre la ciencia y la ingeniería la que genera un avance en el conocimiento y cultura humana. A continuación se describirán algunos de los principios físicos que guiaron el desarrollo aeroespacial (Sutton, 2001).

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PRIMERAS APROXIMACIONES

Con el descubrimiento de los componentes y su posterior invención, la pólvora constituyó la primera base para el estudio y análisis de la posible tecnología aeroespacial; sin embargo, en ese momento no se contaba con las herramientas académicas necesarias para realizar una descripción cuantificable de la misma, lo cual no impidió su estudio empírico y su implementación en distintas actividades, más que todo enfocadas al área militar y bélica. Gracias a sus atributos energéticos, fue la primer aproximación al vuelo autopropulsado de objetos más pesados que el aire y fabricados por el hombre.

Así como la pólvora logró sentar el primer precedente de tecnología aeroespacial, otros enfoques de vuelo autopropulsado fueron desarrollados con inspiración en la naturaleza, como los prototipos de aeronaves realizados por el ingeniero, inventor y artista Leonardo Da Vinci, quien mediante la observación del comportamiento y movimiento de aves e insectos pudo concebir máquinas que pudieran volar a partir de mecanismos y propulsión mecánica. Aunque estas grandiosas máquinas nunca fueron construidas por Da Vinci ya que no se contaba con la ciencia y tecnología suficiente para lograrlo, se estima que estas máquinas en realidad pueden volar y fueron la prueba fehaciente de que la tecnología aeroespacial, más que un sueño era una realidad muy plausible (Taylor, 2009).

LEYES DE NEWTON

No fue sino hasta finales del siglo XVII que la humanidad pudo entender de manera acertada y precisa el funcionamiento de gran cantidad de sucesos que influencian de forma directa en el desarrollo normal de las actividades humanas. Esto fue posible gracias a los trabajos del científico Sir Isaac Newton, quien en su famoso libro Principia plantea los principios físicos que describen gran cantidad de acontecimientos que ocurren en el Universo, comúnmente denominados las tres leyes de movimiento de Newton. Para realizar el desarrollo y modelamiento matemático de estos principios tuvo que realizar trabajos en vanguardia matemática, factor que lo impulsó a inventar el cálculo.

PRIMERA LEY DE NEWTON

La primera ley de movimiento de Newton modela o trata de explicar cómo es el movimiento de un cuerpo, además se puede definir cómo es el marco inercial en el cual está inmerso el cuerpo. Esta ley explica que cualquier cuerpo siempre va a tender a estar en movimiento o reposo si no es afectado por alguna fuerza externa aplicada sobre él, es por este principio físico que pudo explicarse por qué se sienten los efectos inerciales al conducir un automóvil o cualquier tipo de máquina en movimiento.

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SEGUNDA LEY DE NEWTON

Es donde se propone una definición formal para el concepto de fuerza como una dependencia lineal entre la masa de un objeto en movimiento o reposo y su cambio de velocidad instantánea, denominada aceleración. Esta definición, a su vez, es un caso particular de la ley de gravitación universal, desarrollada también por Newton, la cual establece la fuerza de interacción entre dos cuerpos que posean masa como una dependencia lineal entre las masas de los objetos y la constante gravitacional y una relación inversamente proporcional con la distancia al cuadrado que separe a estos objetos. Su expresión matemática puede escribirse así (Portilla, 2001): F=G (m1 m2) ______ r^2 Donde: F=fuerza de interaccion entre los cuerpos [N] G=6,673 (Nm^2)/(Kg^2 ),constante de gravitación Universal de Cavendish m1=masa del primer objeto [Kg] m2=masa del segundo objeto [Kg] r^2=distancia entre los centros de los objetos al cuadrado [m^2]

TERCERA LEY DE NEWTON

La tercera ley de Newton establece la siguiente relación acción-reacción: con toda acción siempre ocurre una reacción igual y en sentido contrario.

Este principio puede observarse en cualquier actividad que se desarrolle, por ejemplo cuando una persona infla un globo y lo mantiene atado por su entrada de aire hasta que este se infla completamente, pero si luego la persona desata la entrada de aire del globo este empieza a moverse por todo el espacio sin una trayectoria establecida. Este movimiento es producido por la aceleración que sufren los gases dentro del globo al atravesar la entrada de aire en su proceso de salida del globo, es aquí donde se ve la acción como el gas que sale despedido por la entrada de aire y su consecuente reacción que es el movimiento del globo por todo el espacio. Los principios para la propulsión aeroespacial se fundamentan en la misma idea de empujar gas a través de un área pequeña y que esto genera un empuje (Portilla, 2001).

DESARROLLO TEÓRICO DE LA COHETERÍA

Una vez que se tuvo un desarrollo amplio en física general, ya se tenían las herramientas para desarrollar una teoría enfocada solamente a la denominada

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ciencia de cohetes que permitiera los soñados viajes interplanetarios que tanto prometía la literatura mediante la ciencia ficción. Es por este motivo que un profesor ruso de primaria fanático y entusiasta de la posible tecnología aeroespacial sentó los fundamentos teóricos que permitiera los viajes a otros mundos (Portilla, 2001; Sutton, 2001). El profesor Konstantin Tsiolkovsky, utilizando conceptos de mecánica clásica como termodinámica, mecánica de fluidos y el estudio de cuerpos en movimiento con masa variable, pudo obtener una ecuación que le brindó información acerca de cuál sería el aumento de velocidad en función de un valor adimensional que relaciona la cantidad de combustible necesario para lograr un viaje espacial y la velocidad que deben tener los gases al momento de despedirlos del motor cohete: Δv=ve ln m __0 m1

Donde: Δv=Cambio en la velocidad del vehiculo [m/s] ve=velocidad de los gases de combustion en el area reducida (garganta) de la tobera del motor [m/s] m0=masa inicial o masa total del vehiculo [Kg] m1=masa del vehiculo cuando termina la combustion [Kg]

Gracias a esta ecuación se pudo entender que la potencia que debían brindar los combustibles debía ser mayor a la brindada en ese momento por los combustibles sólidos desarrollados, y fue por este motivo que se empezó a desarrollar la tecnología de combustible líquido (Portilla, 2001; Sutton, 2001).

LEYES DE KEPLER

El científico enfocado en astronomía Johannes Kepler, durante el siglo XVII, realizó estudios acerca del movimiento planetario con la ayuda de los datos de observación astronómica obtenidos por el astrónomo Tycho Brahe.

Kepler pudo reunir las evidencias suficientes para respaldar sus tres leyes, que describen el movimiento orbital y planetario, al realizar una muy buena descripción de los fenómenos que tienen lugar en la bóveda celeste.

PRIMERA LEY DE KEPLER

Gracias a los datos obtenidos acerca del movimiento de los objetos celestes, Kepler pudo concluir que el movimiento no encaja con órbitas circulares como se creía hasta el momento, sino que más bien era un círculo deformado o estirado; además, las velocidades con las que se movían los astros no

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coinciden con la idea que afirmaba que El Sol estuviera en el centro de la circunferencia, ya que bajo este razonamiento los astros deberían moverse con la misma velocidad en todos los puntos de su trayectoria.Es por estas razones que Kepler, realizando estudios de geometría analítica, descubrió que el círculo deformado coincide realmente con la geometría de una elipse y la razón para que los objetos celestes no posean la misma velocidad en toda su trayectoria es que El Sol se encuentra en uno de los dos focos que posee la elipse.

SEGUNDA LEY DE KEPLER

Como bien descubrió Kepler en su primera ley, los planetas aumentan su velocidad al acercarse al foco donde se ubica El Sol y disminuyen su velocidad al alejarse de este. Este aumento y disminución de velocidades también acarrea un cambio en el tiempo necesario para recorrer esta longitud de arco.

Dicho razonamiento y el estudio de la geometría de una elipse concluye que los planetas barren o recorren áreas iguales en tiempos iguales.

TERCERA LEY DE KEPLER

Después de un estudio cuidadoso y meticuloso, Kepler pudo definir que el período orbital (tiempo que tarda un objeto en recorrer su órbita) al cuadrado es proporcional a su radio vector (distancia promedio del Sol al objeto) al cubo, esta relación de proporcionalidad fue fundamental para realizar predicciones sobre el comportamiento periódico de los cielos y además brindó las herramientas para probar las leyes de Kepler utilizando las definiciones y principios desarrollados por Newton.

Como se puede concluir, el entendimiento de cada uno de los principios físicos expuestos es de vital importancia a la hora de pensar en el viaje espacial, ya que brinda las herramientas sobre qué requerimientos se necesitan para escapar de un campo gravitatorio y cómo debe ser la tecnología para lograrlo, además de la importancia que tiene el comportamiento de objetos sujetos o expuestos a fuerzas gravitatorias que ayudaran a este tipo de viajes (Portilla, 2001).

TECNOLOGÍA BASADA EN LA TIERRA: EXPLORANDO DESDE CASA

Si bien se ha hecho una introducción a la historia de las tecnologías y principios físicos asociados al viaje espacial, cabe mencionar que mucha de la exploración y del conocimiento que se tiene sobre nuestro entorno espacial se ha desarrollado desde La Tierra con una tecnología que se conoce desde el siglo XVII: el telescopio.

Si bien no fue su inventor, Galileo Galilei fue el primero que utilizó estos instrumentos para observar el cielo, registrando en sus apuntes elementos nunca antes vistos o detallados, tales como los geomorfismos en la superficie de La Luna, los anillos de Saturno y las lunas de Júpiter. El hecho de hacer

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estas afirmaciones le significó un enfrentamiento con la doctrina regente en aquel tiempo, que consideraba los cielos como algo inamovible y perfecto, al punto de que tuvo que retractarse formalmente de sus observaciones. Sin embargo, la tecnología basada en La Tierra mejoró con el paso del tiempo, generándose diferentes geometrías de telescopios, de mejor resolución y tamaño. Estos instrumentos se hicieron tan grandes que se construyen en el mismo lugar donde van a quedar estacionados, con diámetros de decenas de metros, se posicionan en lugares muy oscuros, con condiciones climáticas de baja nubosidad y tan alto como sea posible, con el fin de evitar la interferencia de la atmósfera (Sagan, 1982).

Si entendemos la luz visible como una franja del espectro electromagnético, podremos plantear la evolución de los telescopios como instrumentos capaces de muestrear otro tipo de frecuencias. El ejemplo más claro de esta evolución, que a su vez es el más conocido, son los radiotelescopios. Estos consisten en equipos que, al igual que los telescopios ópticos, escanean una zona del cielo, pero reciben señales en frecuencias de radio. Este tipo de equipo se ve beneficiado del hecho de que la atmósfera terrestre es «transparente» a esta radiación, es decir, a diferencia de la radiación ultravioleta, o los rayos X, atraviesa sin distorsión la atmósfera, y por lo tanto se pueden obtener buenas lecturas incluso con mal clima (Sagan, 2003).

Algunos de los descubrimientos significativos de la astronomía se han hecho desde telescopios basados en La Tierra, como la expansión del Universo, los planetas extrasolares y diferentes cuerpos celestes internos y externos del Sistema Solar (Sagan, 1982).

CÓMO SALIR AL ESPACIO: COHETES Y MOTORES

Si bien, sin despegar los pies del suelo podemos averiguar mucho sobre nuestro planeta, Sistema Solar y Universo, hay información que, o bien se nos oculta debido a las restricciones propias de nuestro planeta, como la presencia de una atmósfera, o bien es imposible de recolectar sin ir hasta «allá». De esta manera, se presenta la necesidad de explorar desde más allá de los límites de nuestra atmósfera, afuera de nuestro planeta, un lugar difícil y agresivo, para el cual nunca evolucionamos. Este lugar es llamado el espacio (Portilla, 2001).

Para poder explorar el espacio se debe desarrollar la tecnología que nos permita, en primer lugar, llegar hasta él, en una barrera definida como 100 km sobre el nivel del mar. Y, en segundo lugar, permanecer en él y recopilar información. En el caso del vuelo tripulado, estos sistemas requieren además equipos de soporte vital, que permitan que un ser humano sobreviva durante un determinado tiempo en el espacio.

El primer elemento que tenemos que definir es el que nos permite desplazarnos fuera de la atmósfera y establecernos en el espacio. Podemos definir un cohete como un vehículo de desplazamiento vertical que se propulsa a partir de fuer-

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zas de reacción, generadas por un motor que no depende de su entorno para funcionar. Este, por lo general, cuenta con un espacio para llevar carga útil, que es la que cumplirá la misión para la que fue diseñado (Sutton, 2001).

SISTEMAS DE UN COHETE

Como ya se ha definido, un cohete es un vehículo autopropulsado que cuenta con un motor que genera un movimiento gracias al efecto descrito por la tercera ley de Newton; además, cuenta con la particularidad de que no depende del medio para su funcionamiento. A diferencia de los motores de combustión interna utilizados en vehículos como aeronaves o automóviles, existen otro tipo de motores que pueden funcionar en entornos parecidos a los motores cohete: se trata de los motores eléctricos, pero generalmente no cuentan con la potencia necesaria para lograr la propulsión de sistemas de uso aeroespacial (Pérez, 1970; Pérez, 2000).

PROPULSIÓN

Para la propulsión de sistemas aeroespaciales se deben tener en cuenta varios factores del entorno de operación al cual va a ser expuesto el cohete ya que por ejemplo si se quiere operar en el espacio los motores no pueden depender del oxígeno atmosférico que pueda recolectar. Es por esta razón que para vuelos donde los vehículos tengan trayectorias orbitales se necesita que el vehículo tenga un suministro directo de todos los insumos para su operación (Pérez, 1970; Garzón, 2002; Pérez, 2000).

Hablando específicamente de la propulsión por combustible sólido, el oxígeno necesario para que se realice la combustión debe liberarse gracias a la reacción química de combustión, este tipo de combustibles está compuesto generalmente de dos componentes: el oxidante y el combustible. El oxidante generalmente suele ser una sal que, al mezclarse con el combustible, casi siempre un metal, produce una disolución sólida que al contacto con altas temperaturas genera una reacción exotérmica que produce una enorme cantidad de gases encargados de generar el empuje, este se origina al comprimir y direccionar una columna de gas hacia un área reducida. Este proceso también acelera los gases, así que cuando el gas sale del área reducida genera el empuje que mueve el vehículo (Pérez, 1970; Garzón, 2002; Pérez, 2000).

En el caso de la propulsión por combustible líquido, no es necesario mezclar el combustible y el oxidante antes del lanzamiento, sino que estos componentes llegan en un estado de líquido atomizado por un inyector (análogo al sistema de inyección de un automóvil) a la cámara de combustión que se encuentra ubicada casi en el mismo sitio que el área reducida que acelera los gases. El proceso de generación del empuje es el mismo, los compuestos que se utilizan como combustible y oxidante a temperaturas próximas a la ambiente se encuentran en fase gaseosa, y por este motivo dichos compues-

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tos se utilizan a bajas temperaturas, a veces hasta criogénicas, para garantizar que los componentes de la combustión estén siempre disponibles para utilizar en el proceso de combustión; este tipo de propulsión suele ser un poco más utilizada, ya que se logran mayores niveles de potencia con menor masa (Pérez, 1970; Garzón, 2002; Pérez, 2000).

ESTRUCTURA Y AERODINÁMICA

Como en la primera fase el vehículo debe enfrentarse a un fluido, el diseño exterior debe poseer ciertas características que maximicen su desempeño durante el trayecto de vuelo mientras se encuentre inmerso en el fluido, estos atributos especiales deben ser planteados y sugeridos por el diseño aerodinámico que se realice, razón por la cual se observan vehículos con distintos diseños de narices o con un cierto número de aletas y también una forma y diseño distintivo de estas; cabe la pena anotar que la adición de estos aditamentos sugiere un nuevo planteamiento en el diseño de estructuras aeroespaciales.

En el diseño de estructuras para componentes aeroespaciales se deben tener en cuenta no solo las cargas a las que estará sometida la estructura, materiales a utilizar en los componentes y entornos de operación, sino que juega un papel importantísimo el pensamiento redundante y recursivo. Este es de vital importancia para generar productos ingenieriles de nivel aeroespacial ya que, como es conocido, si algún componente llega a fallar, deben existir otros que cumplan su función para no arriesgar el desarrollo de la misión por errores en sistemas que son de difícil reparación con intervención humana en entornos tan inhóspitos como el espacio. Además, toda la estructura debe proteger la carga útil y objetivo de la misión con márgenes grandes de seguridad; por esta razón todo diseño aeroespacial debe poseer factores de seguridad por encima de tres, es decir, por ejemplo, que una viga de soporte estructural está en capacidad de soportar tres veces su carga de operación normal antes de sufrir daños considerables como para que el sistema de redundancia entre en acción, todo esto con el fin minimizar riesgo al vehículo y la misión a ejecutar (Sutton, 2001).

CONTROL Y RECUPERACIÓN

Para realizar trabajos en donde no es tan fiable la intervención humana es necesario el desarrollo de tecnología encaminada a la automatización de procesos que no pongan en riesgo el desarrollo de la misión ni de la carga útil. Debido a esto, el control basado en el monitoreo de ciertos parámetros físicos indispensables para el desarrollo normal del vehículo se convierte en una de las herramientas más importantes en el desarrollo exitoso de una misión. Un ejemplo de este sistema en funcionamiento es la corrección que realiza el sistema de empuje vectorial que mueve las toberas de los motores con el fin de realizar correcciones sobre la trayectoria que sigue el vehícu-

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lo o el accionamiento de los sistemas de recuperación que logran salvar el vehículo, carga útil o instrumento a recuperar en perfecto estado para su posterior análisis.

Los sistemas de recuperación son un arreglo de dispositivos que trabajan en conjunto para salvar o resguardar el vehículo, carga útil, motores, instrumentos, etc. En esencia, puede salvarse lo que el control de misión desee y crea conveniente salvar. Para la concepción y diseño de estos sistemas se debe tener en cuenta en qué entorno planea realizarse la maniobra, velocidades e impactos no deseados, ya que estos factores pueden ser decisivos a la hora de escoger qué sistema de recuperación utilizar: pueden utilizarse desde paracaídas hasta grúas con canastillas que intenten atrapar la carga útil; es por esto que suele observarse una gran variedad de estos sistemas, ya que puede ingeniarse uno para cada ocasión (Sutton, 2001).

CARGA ÚTIL

Antes de definir como tal la carga útil, es de vital importancia aclarar que la misión se define como el objetivo global de todas las operaciones y tareas a las que haya lugar desarrollar. Este objetivo puede enmarcarse bien en un desarrollo técnico o en uno científico, este último es siempre más atractivo ya que puede abarcar tantos avances técnicos como sean necesarios para lograr el objetivo científico; es esta interacción que la que logra que el objetivo de la misión se configure y logre un avance que justifique la inversión económica.

La carga útil representa un porcentaje de la masa total que tendrá el vehículo, casi siempre no supera un rango aproximado del 40 %, y es esta fracción de masa la que en la gran mayoría de veces justifica la misión como tal, ya que puede ser desde satélites para comunicación civil hasta centros de investigación científica de vanguardia, y es de vital importancia que los demás sistemas estén en función de brindar soporte y prioridad a la carga útil (Sutton, 2001; Taylor, 2009).

SISTEMAS DE SOPORTE VITAL

Cuando se habla de misiones tripuladas los desafíos de ingeniería para mantener a un ser vivo en condiciones óptimas de supervivencia son bastante grandes, pues ningún ser viviente perteneciente al planeta Tierra ha evolucionado de manera tal para sobrevivir en condiciones espaciales sin ningún tipo de protección. Los factores a tener en cuenta, cuando se trata de misiones tripuladas, parten de las necesidades básicas que tiene un ser viviente como su protección, necesidades biológicas como oxígeno y agua, alimentación, comodidades de acceder a un baño y espacio necesario para ejercer labores que implican la interacción humana.

Para asegurar la supervivencia de seres vivos en ambientes no terrestres, debe crearse un hábitat artificial con condiciones de oxígeno y otros gases que intervienen en los procesos biológicos necesarios para la superviven-

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cia, además este hábitat debe simular condiciones de presión atmosférica y debe poseer un suministro continuo de agua, ya que la mayoría de seres vivos dependen en gran medida de esta. Estos pocos ítems requieren un diseño total enfocado a suplir dichas necesidades y restringen las posibilidades de iteración, ya que se debe poseer tanques para almacenamiento de oxígeno y demás gases, así como tanques y recipientes para el almacenamiento y reciclaje de agua, además toda la estructura debe soportar las condiciones de presurización. Suponiendo que todo esto se logra con éxito, debe asegurarse que existan condiciones de higiene y cuidado personal de aquel que habite esta área, ya que cualquier descuido en este aspecto representa un posible causa de fallo de todo el sistema y una posible falla de la misión.

Otro aspecto de suma importancia es generar un espacio confortable y que cumpla con todas la comodidades para generar un desarrollo de actividades físicas y mentales con total plenitud, poniendo especial cuidado en el desarrollo mental del personal a bordo ya que cualquier falla en este aspecto pone no solo en riesgo la misión sino también la vida de las demás personas que hacen parte de la tripulación; como se nota, todos los aspectos por mínimos y pequeños deben estudiarse hasta su máxima implicación para garantizar una probabilidad aceptable de éxito y pueda garantizarse la supervivencia vital de seres vivientes (Taylor, 2009).

VEHÍCULOS ESPACIALES

Los vehículos espaciales pueden definirse como vehículos que permiten viajar o movilizarse fuera de un planeta y llegar a sitios de interés particular como órbitas planetarias, objetos celestes, planetas, asteroides, etc. Sin embargo, los vehículos no solo permiten viajar, sino que también permiten transportar carga útil, como es el caso de ubicación en órbita de estaciones espaciales y satélites de comunicación, espionaje, posicionamiento global, etc.

Algunos ejemplos sobre vehículos espaciales son el histórico cohete Saturn V, que permitió el alunizaje, la cápsula Soyuz que actualmente sigue en operación y permite el ascenso de carga útil como de astronautas, el transbordador espacial desarrollado por la NASA el cual permitía el transporte de carga útil y personal, etc. Tal vez uno de los logros más interesantes de estos vehículos fue la ubicación de laboratorios científicos en órbita, es decir, las estaciones espaciales que tuvieron lugar en la historia como lo fue la MIR perteneciente a la extinta Unión Soviética, el Skylab desarrollado por la NASA, y por último la Estación Espacial Internacional, que fue puesta en órbita en colaboración internacional, a la cual se accedía por medio del transbordador espacial y actualmente se llega a ella mediante las cápsulas Soyuz (Sagan, 2003; Taylor, 2009).

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ASTROBIOLOGÍA

SONDAS DE EXPLORACIÓN

Otro tipo de nave espacial son los vehículos no tripulados, que sirven a diferentes propósitos según se plantee su misión. Dentro de los vehículos no tripulados se encuentran los diferentes satélites en órbita en torno a La Tierra, con aplicaciones militares, de observación terrestre, de comunicaciones y similares. Por otra parte, también hay vehículos que no solo están en órbita terrestre, sino que han entrado en órbita de otros cuerpos del Sistema Solar o del Sol mismo. Por lo general, estos objetos se denominan sondas de exploración.

Las sondas de operación remota son vehículos cuya misión consiste en realizar exploración de cuerpos que están fuera del alcance de misiones tripuladas, o que por el riesgo que supone realizar exploración tripulada, bien sea por el entorno o por la duración, se envía en cambio un elemento automatizado.

Las aplicaciones de estas sondas son diversas, pues algunas, denominadas telescopios espaciales, permiten obtener imágenes de altísima calidad en diferentes frecuencias de radiación electromagnética, tal es el caso del telescopio espacial Hubble, otras orbitan o visitan otros planetas, como las Voyager I y II, los objetos fabricados por el ser humano que se encuentran más lejos de La Tierra, y otras llegan a la superficie de los planetas para hacer una exploración más detallada, como los vehículos Curiosity y Opportunity en la superficie de Marte (Sagan, 2003).

RASTREO DE VIDA

Una de las misiones importantes de la tecnología aeroespacial se centra en la detección de la vida en otros lugares del Universo. Para ello, es importante comprender varias cosas. En primer lugar, con la tecnología actual de propulsión y viaje espacial solo podemos visitar con sondas de operación remota lugares de nuestro vecindario planetario. Ya que una misión de esas características requiere una inversión de recursos económicos, humanos y temporales muy grande, es importante definir exactamente qué equipos portará el dispositivo. Y a su vez, al ser muy poco probable que nos encontremos con una pequeña criatura verde que extienda su mano y diga «Hola», las metodologías de detección deben planearse en función del tipo de actividad biológica que se espera detectar, por lo general, a partir de consecuencias de la misma.

Lo primero que se espera medir al momento de estudiar un mundo extraterrestre son las condiciones de habitabilidad del mismo. La vida como la conocemos, a excepción de unos cuantos organismos, resulta ser muy quisquillosa en cuanto a los lugares donde se encuentra. De manera que, en primer lugar, el vehículo de exploración debe contar con sensores que informen sobre características como presión, temperatura, presencia de agua u otros líquidos, presencia de gases y composición del suelo o entorno. Al conocer

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en detalle estos factores, por técnicas como la espectrometría de emisión, podremos enmarcar la posibilidad de encontrar o no vida en el mismo. Cabe mencionar que para la aplicación de estas metodologías de medición es necesario estar en contacto con el entorno que se está estudiando, que sería el caso para nuestro vecindario planetario. Para el caso de cuerpos que no están al alcance de una sonda de exploración se pueden implementar técnicas indirectas, como la medición de la radiación emitida por el cuerpo, para determinar su temperatura, el estudio de sus características orbitales, para determinar su masa y tamaño, y con instrumentos muy refinados, a partir de técnicas de espectrometría, determinar la composición atmosférica. Posterior a la determinación del entorno, se podrá definir el tipo de vida que se está buscando para continuar con el planteamiento de metodologías de exploración (Sagan, 2003).

Al encontrar vida extraterrestre es muy probable que esta consista en microorganismos. En La Tierra, estos organismos han poblado cada rincón, incluyendo los cuerpos de los seres más complejos. Es de particular interés el hecho de que estos rincones incluyen sitios inhóspitos con características que en principio desafiarían el concepto tradicional de lugar habitable, lugares muy calientes, muy salados, muy ácidos o muy fríos componen esta lista, habitados por microorganismos denominados extremófilos (Ventosa, 1998). La detección de actividad microbiana es, en general, una tarea compleja, en particular si no se tiene acceso al lugar que será estudiado. Los microorganismos no son fáciles de observar de manera directa, a menos que estén agrupados en colonias de un tamaño significativo, y aun así, si no se tiene el cuidado suficiente, estos pueden ser confundidos con formaciones de ocurrencia natural. Para realizar una observación directa se requiere un equipo muy especializado, con capacidad de tomar y procesar una muestra de manera muy específica, con el riesgo adicional de que, al ser criaturas en principio diferentes a las terrestres, se confundan con otros elementos.

Por otra parte, realizar un cultivo in situ puede resultar una labor compleja, debido al número de elementos requeridos, sumado al hecho de que solo una cantidad mínima de los microorganismos terrestres son cultivables, o que lleva a considerar que en una condición extraterrestre sería similar. Con respecto a técnicas como la metagenómica, debido a que se desconoce la bioquímica de los microorganismos extraterrestres, podrán no ser aplicables. De esta forma, la mejor manera de detectar actividad microbiana en un entorno extraterrestre consiste en observar las consecuencias de la misma.

Un vehículo de exploración puede estar equipado con sensores capaces de detectar cambios leves en las concentraciones de gases o tomar muestras sucesivas de la composición del suelo o entorno. Sin embargo, se debe ser cuidadoso de no confundir de nuevo estas respuestas con procesos químicos o geológicos de ocurrencia natural.

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Otros tipos de vida extraterrestre que se podrán encontrar en otros entornos pueden resultar más difíciles de detectar, es el caso de las formas de vida más evolucionadas, equivalentes a los animales de nuestro planeta, o posibles civilizaciones sin desarrollo tecnológico avanzado. Esto debido a que su actividad no es observable directamente, como de por sí, la actividad de los seres de La Tierra no es observable de manera directa desde el espacio. Por otra parte, se hace de nuevo importante observar las consecuencias de dicha actividad biológica. El hecho de que un organismo vivo pueble una zona ya modifica las características de la misma, de esta forma se buscaría nuevamente un marcador biológico, como un desequilibrio de gases atmosféricos de rápida degradación, presencia de líquidos o sólidos irregulares, cambio en las condiciones del entorno o desequilibrios energéticos, como temperaturas por debajo o por encima de las esperadas.

Si se está buscando vida inteligente se cuenta con una serie adicional de recursos a utilizar. Es importante considerar el hecho de que las leyes de la física y demás ciencias básicas se conservan en todo el Universo, de forma tal que se presume que una civilización inteligente debe haber recorrido un camino de desarrollo científico y tecnológico similar al nuestro. De esta forma se contaría con tecnologías como las señales de radio para establecer una comunicación con dichas civilizaciones. Si, por otra parte, estas civilizaciones se encuentran mucho más avanzadas tecnológicamente, se espera que tenga un gran requerimiento energético, lo cual llevaría a sistemas planetarios con importantes desbalances energéticos en los planetas e incluso en las estrellas, con una gran cantidad de comunicación radial (Sagan, 2003).

El hecho de que aún no se haya encontrado ninguna manifestación de vida en nuestro entorno inmediato no debe desanimarnos, pues, si se encuentra, podremos comprender de una forma más global el fenómeno de la ocurrencia de vida, así como su frecuencia en el Universo. Y de no encontrarla, será una oportunidad de valorar nuestro planeta como un lugar muy especial.

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Pérez Crusells, S. (2000). Cálculo de motores cohete con propulsor sólido. España: Patronato de Huérfanos del Ejército.

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Ventosa, A. (1998). Taxonomy of Moderately Halophilic Heterophilic Eubacteria. Boca Raton: CRC Press.

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ASTROBIOLOGÍA

Y SOCIEDAD

La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos

ASTROBIOLOGÍA

Desde los primeros pasos del ser humano sobre La Tierra, cuando la primera página de su historia apenas comenzaba a escribirse, se esbozaba ya a grandes rasgos la importancia del desarrollo del aspecto social, idealizado como una característica altamente favorable para la supervivencia de la especie humana, nuestro complejo comportamiento en sociedad ha sido también el causante de innumerables conflictos y desastres que, históricamente, han dado fe del potencial destructivo del hombre consigo mismo y con su entorno, entorno que ahora se expande. El desarrollo científico de los últimos siglos ha llevado al hombre a superar la inmemorable barrera que siempre lo cautivó, el cielo. Aquello que parecía el límite dejó de serlo y rápidamente el espacio exterior se convirtió en el nuevo desafío del hombre; el cual, con su deseo innato de expandirse, conocer y conquistar nuevos terrenos, ansía llevar a la realidad la idea, que Hollywood de formas propias del surrealismo logró hace décadas, de materializar escenas como viajes a sistemas solares lejanos, contacto con vida inteligente extraterrestre o colonias humanas enteras fuera de nuestro planeta natal; sin embargo, estas ideas siguen perteneciendo en gran medida a la pantalla gigante aun cuando la astrobiología ha avanzado en grandes proporciones, de hecho, hasta donde lo permiten la tecnología y los alcances humanos.

Establecida de esta manera la capacidad actual que tiene el hombre respecto a sus planes relacionados con el espacio exterior, el tiempo que se vive ahora es el apropiado para comenzar a cuestionarse seriamente no tanto frente a las capacidades del ser humano para llevar a cabo ideales tan ambiciosos como algunos de los expuestos anteriormente, sino más bien frente a la respuesta social y política que daría la humanidad a un evento tan significativo como lo sería el hecho de colonizar otro planeta o encontrar verdaderas respuestas de vida en cualquier otro lugar del basto Universo, más aún, si ese hallazgo se tratara de vida inteligente. ¿Se encuentra preparada la humanidad para dar un paso de esta amplitud? ¿Recaerían las personas en sus conflictos sociales e ideológicos al tratar con estos nuevos escenarios? O, por el contrario, ¿vendrían estos nuevos sucesos acompañados de un cambio ideológico transformador de la esencia del ser humano? Preguntas complejas como estas son apenas algunas de las que podrían surgir ante el tema abarcado; sus respuestas serían, sin duda, más delicadas de abordar, afortunadamente, surgen también otro tipo de inquietudes que ya en la actualidad pueden ser respondidas.

POLÍTICA MUNDIAL SOBRE ASUNTOS ESPACIALES

En la actualidad, el planeta Tierra se encuentra rodeado por miles de satélites artificiales de diversos usos, lanzados desde distintos lugares del planeta; de igual forma, la Estación Espacial Internacional alberga astronautas con diferentes nacionalidades y, además, ya son varios los países que poseen sus propias agencias espaciales como la NASA en Estados Unidos, la Agencia Espacial Europea o las de Rusia, Japón o Canadá.

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La presencia del hombre o de su tecnología en el espacio, hace ya varios años, dejó de ser algo excepcional y exclusivo de algunos países, igualmente, los derechos que posee una nación sobre el espacio exterior son los mismos que los de cualquier otra. Por tanto, para el poco más de medio siglo de exploración y uso del espacio exterior, se ha construido toda una normativa pertinente tanto a aquellas actividades que se llevan a cabo actualmente, como a las que podrían presentarse a futuro y en la búsqueda de un uso apropiado y equitativo del espacio fuera del planeta (Sánchez et al., 2009).

El origen de la normatividad se da al unísono de las primeras actividades del hombre en el espacio. Finalizada la primera mitad del siglo XX, después de dejar atrás una época de violencia sin precedentes, las mismas dos guerras mundiales, que significaron la pérdida de millones de vidas y la destrucción de poblaciones enteras, fueron promotoras de un desarrollo acelerado en diversos campos de la ciencia y la tecnología que abrirían paso pocos años más adelante a la nueva industria aeroespacial (Castro, 2001). A partir de este momento, inicia una nueva competencia por la conquista del espacio, a manos de las grandes potencias del momento. Ante esta nueva realidad, la Organización de la Naciones Unidas (ONU), fundada en 1945 a raíz de los sucesos de principio de siglo, reacciona con la creación de la Comisión sobre la Utilización del Espacio Ultraterrestre con Fines Pacíficos (COPUOS), según su sigla en inglés, en 1959, la cual, a su vez, se compone por dos subcomisiones: la Subcomisión de Asuntos Científicos y Técnicos y la Subcomisión de Asuntos Jurídicos (Castro, 2001).

Hasta el momento, el número de Estados que componen a la comisión es de setenta y cuatro, y se han realizado más de cincuenta sesiones debido a las reuniones ejecutadas anualmente que responden a asuntos surgidos desde la Asamblea General de las Naciones Unidas o directamente de los Estados miembros de la comisión. Desde sus inicios, la existencia de la comisión ha sido de gran importancia e impacto principalmente por sus funciones y por los objetivos asociados con el desarrollo del derecho espacial internacional y la cooperación internacional para el uso del espacio ultraterrestre. Debido a la existencia de los dos subcomités, las funciones de la comisión se extienden a la observación y exploración espacial, la investigación y el desarrollo científico y de tecnologías espaciales que permitan el avance en este campo y su aprovechamiento para el desarrollo económico y social, como también el seguimiento de los instrumentos jurídicos internacionales que rigen el espacio ultraterrestre, entre otras (Castro, 2001).

Respecto a los instrumentos jurídicos mencionados anteriormente, varios son los textos que han sido creados por la comisión, pero, entre estos, cinco de ellos son esenciales: «Tratado sobre el espacio ultraterrestre de 1966», el cual rige las actividades de los Estados en la exploración del espacio ultraterrestre; «Acuerdo sobre salvamento de 1967», que trata sobre el salvamento y devolución de los astronautas y de la restitución de objetos lanza-

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dos al espacio; «Convención sobre responsabilidad de 1971», que adjudica la responsabilidad a cada Estado de sus propios lanzamientos espaciales; «Convenio sobre el registro de 1974», respecto al registro de todo objeto lanzado al espacio ultraterrestre y el «Acuerdo sobre La Luna de 1979», el cual rige las actividades de los Estados en La Luna y otros cuerpos. Estos cinco tratados, junto con otros textos de gran importancia como principio y resoluciones conexas aprobadas por la Asamblea General, son compilados en el texto mayor de la Asamblea: Tratados y Principios de las Naciones Unidas sobre el Espacio Ultraterrestre (ONU, 2008). Para esta comisión, como la única de la Asamblea General de la ONU encargada de los asuntos relacionados con este tema en especial, la Oficina de Asuntos del Espacio Ultraterrestre de las Naciones Unidas (UNOOSA) es quien ejerce las funciones de Secretaría en la ciudad de Viena. Esta oficina ejecuta gran variedad de actividades que responden a las funciones y objetivos de la comisión tales como cursos, programas o seminarios de temas afines a la ciencia y la tecnología espacial, es también encargada de llevar el registro de los objetos lanzados al espacio ultraterrestre, así como de divulgar o publicar información sobre los estudios y labores que ejecuta, tarea en la cual resaltan las tres conferencias mundiales que realizó la ONU sobre la exploración y la utilización del espacio ultraterrestre con fines pacíficos o UNISPACE I, II y III en los años de 1968, 1982 y 1999 (Castro, 2001).

Es importante aclarar conceptos clave al abordar estas temáticas: se considera espacio ultraterrestre al área que se sitúa sobre el territorio de un Estado abarcando límites más allá de La Tierra, en relación al concepto es necesario considerar los límites conocidos, los cuales se situarían en la órbita geoestacionaria, ubicada a 36.000 kilómetros de distancia por encima del ecuador terrestre en la que los satélites se mueven con la rotación del planeta; sin embargo, con los avances tecnológicos que han permitido llegar mucho más lejos, es necesario considerar que el espacio ultraterrestre se ha extendido más allá de lo inicialmente contemplado (Sánchez et al., 2009).

Tomando en consideración el Tratado de 1967 (tratado sobre los principios), el cual regula la actividad de los Estados en el espacio ultraterrestre se contemplan los principios de patrimonio común de la humanidad, libertad de exploración y explotación, no apropiación, utilización pacífica, desmilitarización, desnuclearización y el de cooperación internacional y asistencia mutua.

La no existencia de soberanía territorial y el de libertad de exploración conllevan a que en el espacio exterior no exista jurisdicción territorial, de modo que un Estado no puede excluir a otro de algún área, pues cada Estado está facultado para ejercer jurisdicción sobre toda clase de objetos y personas lanzados por este al espacio ultraterrestre. En virtud de ello, cuando un objeto es lanzado, se debe realizar el protocolo de registro considerado en el convenio sobre registro de objetos lanzados al espacio exterior de 1971 (Sánchez et al., 2009).

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LA BÚSQUEDA DE CIVILIZACIONES EXTRATERRESTRES (SETI)

Para Dick (2006), al analizar la sociedad y la astrobiología es imprescindible incluir también el análisis y posible detección de civilizaciones extraterrestres.

Esta relación se hace posible debido a que la antropología, si bien está basada en el estudio de las sociedades humanas, ha desarrollado una serie de aproximaciones y métodos de análisis para estudiar la civilización en general, y no es difícil imaginar que estos mismos métodos de estudio y análisis puedan ser utilizados para indagar por la posibilidad de vida inteligente fuera del planeta.

Sin embargo, debido a la barrera virtualmente infranqueable que implican las enormes distancias en el Universo y las limitaciones tecnológicas actuales de la sociedad, contactar o detectar a cualquier civilización extraterrestre, en caso de que exista alguna, es una tarea bastante complicada. Para sortear estas dificultades la investigación en este campo se ha basado en la detección de posibles señales emitidas por civilizaciones extraterrestres en forma de ondas de radio o lumínicas, que podrían recorrer en tiempos relativamente cortos las grandes distancias que separan los diferentes sistemas planetarios. El estudio y desarrollo de métodos de detección para estas señales, así como su interpretación y la realización de experimentos y emisión de mensajes, hacen parte de una rama bastante compleja (y controvertida) de la astrobiología denominada SETI (sigla en inglés de Search for extraterrestrial intelligence).

Los inicios del SETI pueden rastrearse hasta finales de la década de los cincuentas e inicios de los sesentas del siglo pasado, en un principio, con la publicación en 1959 en la revista Nature del artículo Searching for interstellar communications de Giuseppe Cocconi y Philip Morrison, de la Universidad de Cornell (Dick, 2006; Latham, 2011). En él proponían un marco de detección para señales artificiales provenientes de civilizaciones extraterrestres, que sugería una frecuencia de detección de 1420 MHz, poco influida por la interferencia resultante de la radiación propia del espacio (Cocconi y Morrison 1959).

Unos años más tarde, Frank Drake sería el primero en probar esta hipótesis con el inicio del conocido proyecto Ozma, proyecto iniciado en 1960 que utilizó el radiotelescopio del Observatorio Nacional de Radioastronomía, en Green Bank Estados Unidos, y apuntó su antena de 25 metros hacia dos estrellas similares al Sol, Epsilon Eridani y Tau Ceti, después de aproximadamente 200 horas de trabajo no se reportó ninguna señal que pudiera atribuirse a una civilización extraterrestre (Latham, 2011; Drake, 1961). Poco después se estableció el SETI como una disciplina formal en una reunión en la que también fue postulada la famosa ecuación de Drake (que será tratada con mayor profundidad posteriormente).

Varios años después, el SETI terminaría su consolidación con la fundación, en 1984, del Instituto SETI. A lo largo de su historia, el SETI ha estado marcado principalmente por un gran interés del público general, mas no así de la comunidad científica. Lo que ha llevado a cancelaciones continuas de programas de investigación y problemas de financiación.

Astrobiología y sociedad

ASTROBIOLOGÍA

La investigación en SETI puede dividirse en dos tipos principales: la investigación pasiva y la investigación activa o METI (Messaging to Extraterrestrial Intelligence).

SETI PASIVO

Este es tal vez el método más usado en la investigación en SETI, y es, ciertamente, el primero que se empleó, por ejemplo, en el proyecto Ozma, mencionado recientemente. En síntesis, el SETI pasivo se basa en «escuchar» las emisiones provenientes del espacio, utilizando frecuencias de microondas para disminuir la interferencia causada por diversos objetos astrofísicos, y esperando detectar alguna señal que pueda atribuirse a una civilización extraterrestre. Este método tiene sus principales críticas en aspectos como su enorme complejidad, ya que implica analizar la mayor cantidad de candidatos posibles esperando encontrar una señal, una tarea titánica, si se considera el enorme número de estrellas que habitan la galaxia (Harrison 2009).

Otro argumento en contra de la eficiencia del SETI pasivo se encuentra en la probabilidad: ¿qué tan posible es que, en caso de existir, una civilización extraterrestre decida emitir activamente mensajes hacia el espacio? Existen muchas razones por las que una civilización preferiría no emitir datos sobre sí misma a otras posibles civilizaciones (razones que se analizarán a continuación cuando se hable de METI), y si bien existe la posibilidad de emisiones no intencionales (como lo que sucede en La Tierra con muchas emisiones de radio y televisión) no es seguro que alguna de estas emisiones alcancen realmente una estrella lejana. Esto se denomina la paradoja de las civilizaciones oyentes, si todas las civilizaciones en el Universo tienen las mismas reservas que la terrestre respecto a emitir mensajes hacia el espacio, entonces será imposible hallar algo (Musso 2008).

SETI ACTIVO O METI

Este método usa los mismos principios del SETI pasivo (utilizando las mismas radiofrecuencias), pero, a diferencia de este, no se basa simplemente en la detección, sino también en la emisión. La investigación en METI intenta generar y emitir mensajes a ciertas estrellas, esperando una respuesta por parte de cualquier posible civilización que exista en dicho sistema estelar.

Algunos ejemplos de este tipo de investigación en SETI son el mensaje de Arecibo emitido desde el radiotelescopio de Arecibo, en Puerto Rico (el segundo más grande del mundo), en 1974, y, más recientemente, el TAM (TeenAge Message) enviado desde Pretoria, Rusia, por el astrónomo Alexander Zaitsev. El METI ha generado una fuerte controversia debido principalmente a que existen varios sectores de la sociedad y la comunidad científica que rechazan enviar información a civilizaciones extraterrestres, basándose en

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la idea de que muchas de ellas pueden ser «malévolas» y que en caso de contacto pueden llegar a perjudicar de alguna forma a la humanidad. Entre los científicos que apoyan esta hipótesis se encuentran el descubridor del primer pulsar Martin Ryle y el físico británico Stephen Hawking (Musso 2008).

Otra queja expuesta en contra de METI es la postulada por Michaud (1995), según este autor el acto de enviar mensajes a otras civilizaciones es más una iniciativa diplomática que un acto científico. Y dicha iniciativa diplomática, al ser el primer contacto de la humanidad con otras civilizaciones, debería ser producto de una cuidadosa planeación y de un consenso internacional.

Ambos métodos han resultado infructuosos, sin ningún resultado discutible o promisorio. Tal vez, en los próximos años, con la inclusión de nuevas técnicas como el SETI óptico (basado en láser), las emisiones de alta precisión y el desarrollo de algoritmos de análisis esto pueda cambiar.

CONSECUENCIAS DE UN POSIBLE CONTACTO

Es difícil predecir con seguridad cuáles serían las consecuencias de un eventual contacto con una civilización extraterrestre, pero es posible hacer algunas aproximaciones a partir de ciertos patrones del comportamiento de la civilización terrestre que se pueden considerar universales o, por lo menos, comunes en otras civilizaciones (Ashkenazi 1998).

Es importante aclarar a qué se refiere el término contacto, si bien existe la posibilidad de un contacto directo, asumiendo un estado de desarrollo tecnológico mucho mayor de otras civilizaciones, este evento es bastante improbable. En general, el escenario más posible de detección es, como se mencionó anteriormente, una detección de radio u otro medio similar. Nuestra reacción como sociedad entonces se basará en cómo se actúe ante este descubrimiento y, no tanto, en cómo podría afectarnos directamente la civilización detectada. Si bien la respuesta de la humanidad ante tal evento será, con toda seguridad, de una gran complejidad, se mostrarán aquí tres aspectos importantes que han sido analizados por distintos autores.

PROTOCOLOS Y POLÍTICAS DE POSDETECCIÓN

No existe un interés considerable por parte de entidades oficiales respecto a este tema; sin embargo, en el ámbito no gubernamental han surgido varias propuestas de protocolos que estipulan un plan de acción en caso de una eventual detección, el más difundido es The Declaration of Principles Concerning Activities Following the Detection of Extraterrestrial Intelligence creado por el Comité SETI de la Academia Internacional de Astronáutica (IAA por sus siglas en inglés). Este protocolo establece una serie de pasos en los que se incluyen la comprobación de la detección, la cautela en la difusión de la información —en caso de no haber una detección segura—, la liberación de

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los datos para el público y la comunidad científica —en caso de comprobarse la detección—, el almacenaje de los datos para análisis posteriores, la difusión del descubrimiento a través de los medio masivos y el desarrollo de una posible respuesta. Con respecto a este punto, en el artículo ocho de la declaración se hace referencia a que no debe haber ningún tipo de respuesta sin que hayan tenido lugar una serie de reuniones y consejos con representantes internacionales, en este aspecto se considera que la respuesta tiene que ser una que represente a toda la humanidad. La ONU podría ser la entidad que medie en estas decisiones como representante imparcial de los países (Baxter y Elliot 2012).

Si bien este protocolo establece el caso ideal, en el que los Estados participantes en el descubrimiento forman un marco de cooperación y transparencia sin mediación de intereses políticos, es mucho más probable el caso opuesto en el que las naciones implicadas busquen la manera de monopolizar la información en búsqueda de alguna ventaja política o tecnológica (Sterns 2000).

COMUNICACIÓN POR PARTE DE LOS MEDIOS

Sobre este aspecto se ha trabajado relativamente poco desde una perspectiva seria, cabe mencionar algunos puntos como, por ejemplo, el artículo cuatro, de la declaración mencionada anteriormente, que establece que después de la confirmación debe realizarse una difusión extensiva de la información, utilizando los medios de comunicación, además, que es el descubridor (sea una persona, un grupo de personas o una organización) quien posee el derecho de ser el primero en informar a la opinión pública. Tal vez sea este uno de los puntos en los que los medios de comunicación hagan mayor hincapié, a través de entrevistas constantes al descubridor, poniéndolo en el foco principal. Es también probable que se preste especial atención a los comités existentes que trabajen en SETI (como el comité SETI de la IAA o la comisión 51 de la Unión Astronómica Internacional). Serán estos actores los que se encarguen de explicar y difundir el fenómeno (Billingham 1998).

La cantidad y tipo de interés del público es un tema difícil de predecir, la respuesta puede variar e ir desde un interés generalizado pero leve y breve, hasta una paranoia global. Gran parte de esta reacción dependerá de cómo se informe al público. En nuestro caso, el impacto generado puede ser menor al tratarse de un contacto indirecto, la comunidad científica debe prepararse para explicar esta particularidad al público en general así como otras preguntas de interés que incluyen la posibilidad de daño generado a la humanidad por el contacto y las implicaciones para la vida y la ciencia a futuro (Race 2008). Este tal vez sea uno de los puntos más importantes para los científicos y periodistas involucrados, ya que al ser un descubrimiento tan importante existirá una cantidad enorme de medios buscando información, publicando como ciertos reportes preliminares e, incluso, consultando fuen-

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tes de poca confianza. Por esto, Billingham (1998) considera vital la inclusión de periodistas en los comités de SETI más importantes del mundo, para asegurar así una cooperación total entre la comunidad científica y la prensa, y que en un futuro se evite la difusión de información equívoca o incompleta.

Por último, debido a que pueden pasar varios años desde la detección hasta el análisis y la obtención de resultados, es probable que el interés mediático inicial se pierda rápidamente y se recupere cuando los análisis concluyan.

IMPACTO CULTURAL

Este aspecto engloba una serie de temas complejísimos y de vital importancia para la sociedad; ahora se hará hincapié en la religión por ser un tema bastante trabajado. Sin embargo, es posible pensar también en las consecuencias en el ámbito psicológico y ético.

Con respecto al primer tema, existe la creencia en diferentes esferas de la sociedad de que la religión entraría en una crisis e incluso podría ser destruida por la noción de otras civilizaciones inteligentes, según este argumento, el descubrimiento de seres inteligentes fuera del planeta Tierra causaría una ruptura inmensa con la creencias tradicionales de las religiones, especialmente en aquellas demasiado geocéntricas y antropocéntricas: una de las más afectada sería el cristianismo, pues es considerada como la más antropocéntrica de las religiones (Davies 2000). Algunos autores se oponen a esta posición, argumentando que la religión no se vería afectada por tal descubrimiento, incluso proponen que sería una noción aceptada y adoptada por las religiones del mundo. Por ejemplo, Peters, en 2011, realizó una encuesta a personas de diferentes creencias religiosas en la que intentaba indagar su posición ante el posible descubrimiento de civilizaciones extraterrestres; el autor reporta que la mayoría de personas religiosas aceptaron no tener ningún tipo de problema o conflicto ante tal descubrimiento, pero admite que existe un porcentaje considerable que creen que se dará una crisis en la religión a escala institucional. Del mismo modo, Musso (2012) argumenta que no existe ningún conflicto entre la doctrina cristiana y la noción de inteligencia extraterrestre, argumenta que el cristianismo no es antropocéntrico y que nunca ha negado la pluralidad de los mundos, basándose en esto, concluye que la noción de inteligencia extraterrestre no se enfrenta en forma alguna con el cristianismo y a fortiori con ninguna otra religión.

Las visiones de Peters y Musso son discutibles, pues en ambos casos falta profundización en los temas, por ejemplo, respecto a la encuesta de Peters es necesario un análisis estadístico más profundo de los datos, más allá de los porcentajes, ya que estos, rara vez, son pruebas concluyentes del comportamiento de una población. Sin embargo, si bien es discutible la validez de algunos de estos argumentos, es probable que la mayoría de personas religiosas realmente no encuentren conflicto alguno entre su religión y la detección de civilizaciones extraterrestres.

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En el ámbito psicológico, la respuesta parece que es impredecible, pues es probable tanto una reacción desmedida hacia la paranoia, como una apatía generalizada. Algunos autores sugieren que la respuesta en este nivel dependerá de factores como la reacción de los líderes (Harrison 2011), por eso, sugieren que se debe hacer un mayor estudio respecto a las reacciones históricas de los líderes ante eventos trascendentales como este. También se ha argumentado que es necesario estudiar el comportamiento de las sociedades antes los desastres, ya que para estos autores en muchos sentidos el impacto sería similar al de un gran desastre como un huracán o un terremoto. Por supuesto, existen investigadores que no comparten esta hipótesis y defienden la detección de civilizaciones extraterrestres como un evento positivo y totalmente diferente a un desastre (Billigham 1998). En síntesis, una conclusión sobre la reacción psicológica de la sociedad ante un evento como este se encuentra lejos de ser entendida, son necesarios más estudios sobre la reacción de la sociedad ante eventos radicales, y sobre el lugar que ocupa esta noción en el imaginario colectivo.

En el ámbito ético, el eventual contacto con una civilización extraterrestre provocaría la revaluación de muchos de nuestros valores, así como la aparición de nuevas consideraciones éticas y morales. El descubrimiento de vida extraterrestre sería un escenario idóneo para comprobar que tan reales son algunas de nuestras nociones éticas, por ejemplo, los protocolos de posdetección expuestos anteriormente estipulan que el descubrimiento debe ser comunicado a toda la sociedad con prontitud y responsabilidad, sin mediación de intereses políticos por parte los países involucrados. Esta propuesta se basa en una noción ética que los autores de dichos protocolos consideran universal, que el bienestar y conocimiento de la humanidad deben ser más importantes que los intereses de ciertas sociedades particulares. Otro ejemplo de una noción similar se encuentra en Cocca (1990) quien propone lo que se denomina el «principio de veracidad». Según este los descubridores y la totalidad de la comunidad científica deben actuar bajo un régimen de honestidad generalizada con sus colegas y con el mundo, esto incluye no ocultar o modificar la naturaleza del mensaje o la información detectada y, en caso de preparar una respuesta, asegurarse de consultar con la comunidad internacional, de forma que el mensaje emitido sea un consenso que represente la pluralidad y la diversidad de la civilización humana (Vakoch 2011). La pregunta se mantiene ¿realmente seguiremos estas normas y principios éticos en caso de darse este descubrimiento? La respuesta es elusiva, existe la posibilidad de que en dicho momento nuestro comportamiento no se rija por ninguno de los principios éticos que ahora reconocemos como importantes, y que en cambio se dé una lucha entre poderes políticos y un conflicto de intereses, donde primaría, por ejemplo, la ocultación de información y la competencia.

Ejemplos similares son también posibles con nociones éticas mucho más profundas, como el antropocentrismo ético. El antropocentrismo es entonces

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la idea en la cual vemos como más relevantes las consideraciones éticas referentes a nuestras acciones y necesidades, basándonos en el hecho de que poseemos una serie de características; como inteligencia, cultura, emociones; que nos hacen merecedores de estas consideraciones. Así consideramos éticamente aceptables ciertos males que producimos en otros seres vivos, pues se supone que nuestras condiciones justifican dicho desequilibrio. Nuestra civilización tiene, a lo sumo, unos cuantos siglos de edad, mientras que el Universo ha existido por más de 13 mil millones de años, si la vida extraterrestre es común, es probable que se hayan desarrollado otras civilizaciones mucho antes que la nuestra, que han tenido millones de años para evolucionar y desarrollarse, estas civilizaciones serán mucho más avanzadas que la nuestra, con un grado de inteligencia sustancialmente superior, una tecnología más adelantada y un conocimiento mucho mayor de la ciencia. En síntesis, una civilización muy superior en todos aquellos sentidos que valoramos de nosotros mismos. Según nuestro pensamiento ético (y si realmente es una argumentación ética y no una justificación de acciones) esto los haría éticamente más relevantes que nosotros, permitiéndoles disponer de nuestras vidas de la forma que convengan, así como nosotros disponemos de los demás seres vivos del planeta (Baum 2010). Este escenario es similar a lo que en ética se denomina el monstruo utilitarista, según este experimento mental si existiera un monstruo que generara mayor valor intrínseco ( o valor moral) al comer humanos que los humanos mismos por su cuenta, nos veríamos obligados a permitir que el monstruo nos devorara. (Nozick 1974), en nuestro caso la civilización extraterrestre seria nuestro monstruo que al ser superior en todos los factores ya mencionados generaría mayor valor intrínseco, dándoles primacía en el campo de la ética y la moral. Por supuesto, que se dé realmente este contacto físico que produzca la interacción entre las dos civilizaciones es bastante improbable; sin embargo, no es necesario para propósitos de la reevaluación del antropocentrismo, que es el tema discutido aquí.

Existe un último escenario que es también posible. En él, un eventual contacto no necesariamente representa un choque contra la ética, por el contario, el conocimiento de otras razas inteligentes generaría una adaptación, una transformación de la ética de las civilizaciones implicadas, produciendo así un avance ético y moral de ambas o de alguna, incluso si no existe contacto directo (Condignola 2009). Por supuesto, este evento requeriría un nivel relativamente alto de conocimiento sobre la civilización en cuestión.

La probabilidad de un contacto real con cualquier civilización extraterrestre es bastante remota, por lo que los escenarios anteriormente expuestos deben considerarse como meras especulaciones, basadas en nuestro conocimiento del comportamiento de las sociedades y civilizaciones. No obstante, las cuestiones aquí expuestas deben valorarse por su importancia en lo que es una de las preguntas más profundas a las que se enfrenta la astrobiología. La probabilidad de otros seres inteligentes. Este tipo de acercamien-

Astrobiología y sociedad

ASTROBIOLOGÍA

tos, desde un enfoque interdisciplinar que incluye a las ciencias naturales y humanas, es de vital importancia para empezar a entender más sobre la naturaleza de la inteligencia y las civilizaciones en el Universo (si existen otras, por supuesto). La sociedad en general y la civilización son cada vez más receptivas ante la idea de vida fuera del Sistema Solar, y el continuo avance de la tecnología que permitirá explorar el espacio producirá que en los próximos años el componente humano y social de la astrobiología cobre una importancia enorme.

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