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Unidad didáctica 1:Vida extraterrestre

Secuencia de aminoácidos, constituidos por elementos como el hidrógeno, en color azul,formado en los primeros instantes de la vida del universo durante el periodo de lanucleosíntesis primordial. En rojo, los producidos en las reacciones nucleares del interior delas estrellas.

ANTARES - Módulo 10 - Unidad 1 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC

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1.1. Introducción

La búsqueda de vida extraterrestre con capacidad tecnológica para lacomunicación interestelar esta basada en conceptos que atañen a la vida einteligencia y son de naturaleza filosófica, sociológica y biológicaextremadamente complejos. La metodología aplicable ha de estarinevitablemente fundada en nuestra propia experiencia, en lo que sabemos dela vida y su evolución en la Tierra, y los procesos que gobiernan el desarrollocultural y tecnológico de la humanidad. Y todo ello ha de ser modulado coninformación de carácter astrofísico. Siendo la Tierra el único planeta del quetenemos certeza que tiene vida, serán sus propiedades y las del sistema solarque la contiene, las que impondrán las restricciones que han de verificar losposibles candidatos a planetas habitables.

La pluralidad de los mundos habitados en el universo es una cuestión antiguay controvertida. Demócrito y Epicuro fundaban su existencia en el principio deplenitud según el cual lo que puede ser ha de existir en algún lugar y enconsecuencia debe haber mundos como el nuestro en otras partes delUniverso. Esta conclusión sin embargo no era compartida por los masbrillantes pensadores griegos. Aun cuando Platón era opuesto a la pluralidad,la consideraba no obstante como una cuestión abierta, sin embargoAristóteles la rechazaba totalmente. Consideraba que la Tierra era el centrodel universo, por lo que debería estar separada de otros mundos habitadospor espacios vacíos en contradicción con lo establecido en el marco de suFísica. Además los restantes planetas no podrían albergar vida al estarconstituidos por una substancia completamente diferente de la que existía enla Tierra. La concepción aristotélica, apoyada más tarde por consideracionesteológicas, adquirió una gran fuerza y relevancia hasta el Renacimiento,superando controversias y debates.

En este tema sólo consideraremos los aspectos físico-químicos y astrofísicosfavorables al desarrollo de la vida y discutiremos el número de civilizacionesavanzadas de nuestra Galaxia y los modos posibles de comunicación.

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1.2. Vida en la Tierra

Los procesos ocurridos desde que surgieron las formas de vida más

primitivas en la Tierra hasta que aparecen los primeros registros históricos denuestra civilización, son de una extraordinaria complejidad. Una especie depuzzle gigantesco donde una parte de las piezas se ha perdidodefinitivamente, otras están incompletas o deterioradas y unas pocas, enbuen estado, cubren zonas distintas y distantes. Lo que si conocemos concerteza es que la evolución ocurrió a lo largo de un periodo de tiempo muydilatado.

Las mas antiguas células fósiles aparecen en rocas que tienen entre 3300 y3500 millones de edad. A este intervalo corresponden también losestromatolitos, unas estructuras formadas por la superposición de capasconteniendo diferentes tipos de bacterias. En épocas más cercanas, 1700millones de años, existen ya evidencias de vida multicelular. Hacia los 570millones de años aparecen fósiles con partes sólidas, como huesos ycaparazones, comenzando una eclosión de vida y la formación de numerosasespecies. La información disponible a partir de entonces muestra evidenciasconcluyentes de una sucesión de formación y extinción de especies. Asíocurrió por ejemplo con los dinosaurios, que vivieron durante un periodocomprendido entre 240 y 65 millones de años. Sin embargo los fósiles de loshominidos más antiguos son más recientes, tienen unos cuatro millones deaños y los identificados como neardentales, más de 150000 años. Loshumanos modernos aparecen entre los 15000 y 30000 años, pero sólodisponemos de registros históricos sobre manifestaciones culturales decualquier tipo, desde hace 5000 años.


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1.3. Química de la vida

Figura 10-1. Secuencia de aminoácidos. Constituidos por elementos como el hidrógeno,

color azul, formado en los primeros instantes de la vida del universo durante el periodo dela nucleosíntesis primordial. En rojo, los producidos en las reacciones nucleares del interiorde las estrellas.

Existen evidencias de que hace 3000 millones de años existían ya organismos

capaces de realizar procesos de fotosíntesis y por tanto debían contenerclorofila que convierte el dióxido de carbono y el agua en carbohidratos,

clorofila

6 CO2 + 6 H2O + energía luminosa → C6H12O6 + 6 O2

El dióxido de carbono ( CO2 ) podía estar suministrado por rocascarbonatadas que habían sido calentadas por la actividad geológica. Loscarbohidratos ( C6H12O6 ) resultantes son la fuente básica de energía químicade todos los organismos. Por ejemplo de la respiración,

C6H12O6 +6O2 → 6CO2 + 6H2O

que es un proceso inverso de la fotosíntesis. Casi las tres cuartas partes de lamasa en seco de una célula son proteínas que son moléculas compuestas porC, N, O e H. Estas a su vez forman los aminoácidos ( Fig.10-1). Las cadenas deaminoácidos o al menos segmentos de moléculas de proteínas constituyen elácido dexoribonucleico (ADN). Tanto el ADN como el ácido ribonucleico(RNA), otra macromolécula, aparecen en todos los organismos vivos, porprimitivos que sean, y en los que existieron hace más de tres mil años.

En los procesos bioquímicos intervienen preferentemente elementos como C,H, O, N, S, P y en menor medida Na, K, Mg, Ca, Cl. También son necesariastrazas de Mn, Fe, Co, Cu y Zn y algunos organismos utilizan B , Al, Va, Mo y l.En menor medida interviene el silicio, que es importante en organismos



unicelulares como diatomeas y radiolarios. El níquel desempeña un papel decatalizador y el bromo Br es utilizado por organismos marinos.

Figura 10.2. Abundancias de elementos químicos en el universo. Expresadas en potencias de 10, normalizadas a laabundancia de hidrógeno. Los colores indican el lugar de formación de acuerdocon el pie de la figura anterior.

Hay unos cien elementos químicos que ocurren naturalmente y el número de

combinaciones posibles es muy grande. Por ello, si las reacciones químicasque forman moléculas orgánicas complejas ocurren al azar, la probabilidad deque surjan aquellas que son necesarias para la vida es muy pequeña. Sinembargo no han utilizado los elementos químicos más abundantes deluniverso ( Fig. 10-2) ni de la corteza terrestre, sino los que tienen propiedadesmás convenientes. Por ejemplo los cuatro elementos más significativos desdeel punto de vista biogénico, H, O , N, C, son los cuatro átomos más pequeñosque pueden conseguir una gran estabilidad electrónica intercambiando 1, 2, 3o 4 electrones. Esta propiedad les permite establecer ligaduras dobles otriples y formar una gran variedad de moléculas estables.

Así de los millones de billones de agrupaciones que pueden resultar decombinar aleatoriamente todos los átomos y moléculas, solo hay 1500compuestos orgánicos básicos en bioquímica que están a su vez construidospor no más de 50 bloques elementales, que incluyen aminoácidos y basesnucleótidas. Este hecho indica que las moléculas críticas para la vida no sonresultado del azar, sino que siguen unas trayectorias muy concretas y poconumerosas que ocurren cuando existe el entorno adecuado y a lo largo deperiodos de tiempo que sabemos que son dilatados, pero cuya duración noconocemos bien.

Un compuesto importante para la vida es el agua. A la presión estándar deuna atmósfera permanece en estado líquido dentro de un rango amplio detemperaturas. Es una propiedad importante que facilita la estabilidad de lasmoléculas orgánicas más complejas y el transporte de nutrientes. Lapresencia de sales, como ocurre en el agua del mar, disminuye la temperaturade congelación y las presiones más altas incrementan la de ebullición. Lamolécula de agua muestra una estructura dipolar. Esto es, sus cargaseléctricas positiva y negativa no están distribuidas simetricamente, por ello elagua disuelve las moléculas polares pero no las dipolares. Las células vivas



están rodeadas por una membranas que las aíslan del medio circundante yfacilitan la realización de sus funciones. Al estar constituidas por moléculasdipolares evitan que la célula pueda romperse en contacto con el agua.



1.4. Estabilidad

Otro factor determinante para el desarrollo de la vida es la existencia de

fuentes de energía adecuadas y estables, que no experimenten variacionesimportantes y bruscas de sus propiedades. En la Tierra existe gran número deformas de energía, descargas eléctricas, geotérmica, reacciones químicas,etc. Pero sólo la luz solar cumple todas las condiciones requeridas.

Para que la luz del Sol pueda ejercer su función ha de estar tamizada por laatmósfera de la Tierra, que absorbe e impide que lleguen a la superficie susradiaciones más energéticas, Rayos X, ultravioleta lejano, etc. De lo contrarioromperían las ligaduras de las moléculas orgánicas, las disociarían, acabandorápidamente con cualquier organismo viviente. En esta tarea de proteccióndesempeña un papel primordial el ozono ( O3 ) de la estratosfera, al absorberla mayor parte de la radiación solar de longitudes de onda cortas.

Además de esta función, la atmósfera junto con la hidrosfera contribuyen a laestabilidad del entorno climático. La hidrosfera también tiene una propiedadimportante. La densidad del hielo es menor que la del agua liquida y flota enlugar de hundirse. Si la temperatura del planeta disminuye en regiones muyextensas, como sucede en los casquetes polares, la superficie del mar secongela. El hielo formado, que es estable en una rango de temperaturas muyamplio, aísla térmicamente las capas más profundas impidiendo sucongelación. Si el hielo no flotara, las zonas congeladas serían cada vez másextensas y profundas pudiendo quedar los océanos rápida y globalmentehelados

Otros aspectos importantes son una razonable estabilidad geológica durantelargos periodos de tiempo y que los efectos perturbadores sobre el clima,disponibilidad de agua y transparencia de la atmósfera sean poco frecuentesy no se prolonguen durante largos periodos de tiempo. Por ejemplo losimpactos de meteoritos han sido moderados por la influencia de los camposgravitacionales de los grandes planetas externos Júpiter y Saturno. Tambiénsu frecuencia ha disminuido a lo largo de la vida de la Tierra. La estadística delos cráteres lunares con diámetros superiores a un km muestra unadisminución drástica de los impactos desde los 3900 a los 3300 millonesaños. A partir de entonces son cada vez más raros. En la Tierra los resultadosserían similares.



1.5. Vida en Marte

Figura 10.3. Superficie de Marte. Fue tomada en la misma superficie de Marte por la experiencia espacial de laNASA, Mars Pathfinder.

No hay evidencias de civilizaciones con tecnologías avanzadas en otros

planetas y satélites de sistema solar. Lo que si cabe plantearse es laposibilidad de alguna forma de vida por primitiva que sea. Los principalesestudios realizados hasta la fecha conciernen a Marte, Venus y Titán, elsatélite de Saturno. Vamos a considerar únicamente el primero que reúne, congran diferencia sobre los otros dos, las condiciones más favorables.

La duración del día en Marte es de unas 24.6 horas. Como la distancia deMarte al Sol es una vez y media mayor que la de la Tierra, los años son máslargos, 686 días terrestres. La órbita de Marte es más excéntrica por lo que lasestaciones son muy extremas, hace más calor en verano y más frío eninvierno.

Marte muestra características asociadas al volcanismo, tectónica, movimientode material de la superficie provocado por viento, accidentes geológicosrelacionados con el agua, grandes impactos etc. Las fotografías de lasuperficie son similares a las de un desierto, con dunas, fenómenos deerosión, etc ( Fig. 10-3). En el ecuador la temperatura diurna supera la decongelación del agua durante una gran parte del año, pero la temperaturamedia de la superficie es de -53 C. La atmósfera es relativamente delgada, conuna presión de 6 mb ( en la Tierra es de 1013 milibares), y está compuestapredominantemente por nitrógeno y oxigeno. El ozono es muy escaso. Porestas razones, la radiación más energética del Sol es atenuada muydébilmente antes de alcanzar la superficie.

El único lugar donde existe agua es en los cascos polares, donde aparece enforma de hielo mezclada con polvo. En el resto del planeta está presente comocristales de hielo. Producidos por un proceso de sublimación en los polos,



son transportados por las corrientes atmosféricas dando lugar a la formaciónde nubes. En ningún caso el agua líquida puede ser estable en la superficie.

La ausencia de agua y la intensa radiación ultravioleta generan condicioneshostiles para el desarrollo de la vida. Sin embargo, no siempre tuvo que serasí. Los estudios geológicos muestran que en la primera parte de su historiadebió existir un volcanismo muy activo, una erosión mil veces mayor en laque tuvieron una participación activa las corrientes de agua queprobablemente excavaron los valles observados actualmente. Investigacionesrecientes muestran también desniveles importantes que pudieron albergargrandes masas de agua a la manera de los mares terrestres. El clima ademáspudo ser más caliente, debido a un efecto invernadero asociado aloscurecimiento de la atmósfera, que tendría por causa la materia lanzada a laatmósfera en las erupciones volcánicas y los impactos de grandes meteoritos.No conocemos si además existieron otras condiciones requeridas para lavida, ni tampoco si el conjunto de todas ellas se mantuvo durante el tiemponecesario.

En el caso de que hubiera habido vida en Marte, cabe preguntarse si podríahaber sobrevivido en las condiciones actuales. En la Tierra existen formasprimitivas de vida en lugares inhóspitos. Como los psicrófilos, presentes enlos mares helados de la Antártida, y los acidófilos y alcalinófilos, enambientes ácidos y alcalinos. El sulfolobus acidocaldarius y el pyrolobusfumatii habitan en medios con temperaturas de 85o C y 113o C,respectivamente. Un valor más bajo, 4oC, es óptimo para el desarrollo de laspolaromonas vavuolata. Otro ejemplos de extremófilos son los metanopyrusque produce su propio metano para sobrevivir, litoautotróficos que viven en elfondo de los océanos. Existe también una gran variedad de organismos queno necesitan la luz del Sol y han permanecido aislados, bajo la superficieterrestre, durante millones de años.

Estas formas de vida no han surgido en los lugares donde las encontramosahora, sino que han emigrado desde la superficie por causas diversas. Unproceso similar podría haber ocurrido en Marte, en cuyo interior todavía existecalor. Pero la búsqueda de estas formas de vida no es posible desde elespacio exterior sino que requiere investigaciones exhaustivas realizadasdesde la propia superficie del planeta y una elevada dosis de suerte. Demomento el único resultado es que no hay evidencia alguna de que exista ohaya existido vida en Marte.



1.9. Comunicación

Un problema es conocer cuantas civilizaciones existen y otro que podamos

comunicarnos con ellas. Incluso si residen en nuestra propia Galaxia. Enestos últimos cuarenta años ha habido diferentes campañas para la búsquedade vida extraterrestre. Bien estudiando las señales de radio procedentes delespacio exterior, o enviando impulsos desde radiotelescopios terrestres.Hasta el momento los resultados han sido negativos.

La comunicación mediante las ondas de radio tiene la indudable ventaja deque las señales pueden viajar a la velocidad de la luz y penetranprofundamente en regiones polvorientas, donde la luz quedaría fuertementeatenuada. Paradójicamente el gran público que recurre abundantemente alteléfono para comunicar con otros humanos prefiere el contacto personal conlos extraterrestres.

Supongamos que queremos enviar una nave espacial al planeta de unaestrella donde es previsible la existencia de condiciones para el desarrollo dela vida. Necesariamente estará más lejos que la estrella más próxima, aCentauri y adoptamos su distancia, 4.4 años luz, como límite inferior. Lavelocidad de las naves espaciales más rápidas no tripuladas, como el PlutonKuiper Express proyectado por la NASA para ser enviada al planeta Plutón enel año 2004, alcanzarán una velocidad de crucero de unos 18 km s-1. Una navesimilar tardaría unos 71000 años en llegar a α Centauri y otros tantos envolver a la Tierra, 142000 años en total.

Una nave tripulada debería tener amplitud suficiente para que la tripulacióngozara de un cierto confort y espacio suficiente para almacenar víveres y elcombustible necesario, no sólo para un viaje tan largo, sino para superar lavelocidad de escape del sistema solar. En el estado actual de la ciencia y latecnología plantear un viaje de estas características no es realista.

Podría considerarse, con más fe en los milagros que en los fundamentos yperspectivas científicas y tecnológicas, que en el futuro será posible viajar avelocidades próximas a la luz. Si el trayecto a a Centauri se realiza al 80% dela velocidad de la luz e incluimos la contracción del tiempo predicha por larelatividad especial, la nave tardaría poco más de tres años en llegar. A suregreso, los astronautas tendrían seis años y medio más pero los habitantesde la Tierra serían ocho años más viejos.

La duración del viaje es razonable, pero no olvidemos que un año es el tiempoque invierte la Tierra en su revolución alrededor del Sol. No es la unidad demedida del envejecimiento biológico y este puede transcurrir de mododiferente al modificar las condiciones de vida. No podemos ignorar los efectosnegativos que pueden tener sobre el organismo humano la prolongadapermanencia en el espacio exterior ni los viajes a velocidades tan altas ni las



importantes aceleraciones a que estará sometido. Todo ello sin entrar enconsideraciones, que son evidentes, sobre las graves alteraciones producidassobre la propia estructura de la nave, el material de que está construida, suequipo de navegación y la naturaleza y propiedades del combustible utilizado.Pero hay mas. El medio interplanetario y el espacio interestelar no estánvacíos. En el primero existen asteroides de gran tamaño que podrían sereludibles, otros de mucho menor tamaño, mas difíciles de evitar, y en los doscasos partículas sólidas de tamaño microscópico conocidas como granos depolvo interplanetario e interestelar. Estas últimas al colisionar con una naveviajando al 80% de la velocidad de la luz liberarían una energía similar a laproducida por la colisión de una masa de casi media tonelada moviéndose a100 km/h.

La vía más sencilla, realista y económica para contactar con CCTCI es laemisión de ondas de radio. Hay procedimientos muy ingeniosos y elaboradospara indicar a los posibles interlocutores que las señales son artificiales ymostrarles algunas características de nuestra propia cultura. Sin embargo elmétodo más simple consiste en mandar una simple señal en una frecuenciaque no coincida con las radioemisiones producidas de modo natural ennuestra Galaxia o en el resto del universo. La banda elegida está comprendidaentre las frecuencias de 18 cm y 21 cm. En la primera emite intensamente lamolécula OH y en la segunda el hidrógeno interestelar.



Cuestiones para autoevaluación

1. Proporcionar un ejemplo no científico de una hipótesis y sugerir comopuede ser verificada. En qué condiciones una hipótesis se convierte en unateoría.

2. Listar los principales métodos de detección de vida extraterrestre

inteligente.

3. Cuál es el fundamento químico de la vida. 4. En qué otros lugares del universo, distintos de la Tierra, han sido

identificadas moléculas orgánicas.

5. Qué ventajas presenta la utilización de emisiones en radiofrecuencias en

las comunicaciones interestelares.

6. Cuáles son las principales dificultades de los viajes interestelares. 7. Cómo aparecería la Tierra si fuera observada en radiofrecuencias. 8. Cuáles son los principales aspectos astrofísicos que favorecen el

desarrollo de la vida.

9. ¿Existen los OVNIS? 10. ¿Puede existir vida en otros lugares del universo? 11. ¿Existe alguna evidencia científica de que la Tierra ha sido visitada por

extraterrestres en alguna época de su historia?

12. Establezca la proporción de los alumnos de su clase que creen que existe

vida inteligente en Marte. ¿Cuáles son los principales fundamentos?

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Proyectos o actividades de observación

1. Listar los principales testimonios proporcionados por los avistadoresOVNIS. Seleccionar los que han sido atribuidos a platillos volantes de origenextraterrestre. Indicar los principales argumentos que apoyan estainterpretación. Discutir los mismos en el marco del método científico.

2. Señalar las consecuencias de que los platillos volantes de origen

extraterrestre no hayan visitado nunca la Tierra.

3. En la hipótesis de que la humanidad identifique un planeta habitado por

seres con capacidad de comunicación, cuáles serían las acciones a realizar demodo prioritario.


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1.8. Número de civilizaciones extraterrestres

Nuestra Galaxia tiene unos cien mil millones de estrellas. Basándonos en las

restricciones anteriores podemos excluir las que carecen de planetas conpropiedades similares a la Tierra. Es obvio que el número de las estrellasrestantes no tiene porque coincidir con el de las civilizaciones con capacidadtecnológica para la comunicación interestelar (CCTCI) en nuestra Galaxia. Larazón principal es que intervienen además otros aspectos que ya señalamosen la introducción. Cualquier intento serio de estimar el número de CCTCI hade ser planteado de forma que incluya todos los parámetros implicados, quehan de estar bien definidos. Francis Drake ha realizado una de lasaproximaciones más conocidas a este problema estableciendo una ecuaciónque esta expresada como un producto de factores, alguno de los cualespuede ser determinado por métodos astrofísicos. Si N es el número de CTCIresulta,

N= R*Fp x Ne x Fl x Fi x Fc x Ldonde,

R*, es el número de estrellas formadas por año en nuestra Galaxia, quecumplen las condiciones señaladas anteriormente.

Fp, fracción de estrellas que tienen sistemas planetarios.

Ne, fracción de planetas donde se dan condiciones adecuadas para eldesarrollo de la vida

Fl, fracción de planetas donde existe vida

Fi, fracción de planetas donde existe vida inteligente

Fc, fracción de planetas donde existe una civilización con tecnologíaavanzada capacitada para la comunicación interestelar.

L, vida media de una civilización tecnológicamente avanzada.

La principal dificultad es que sólo pueden ser determinadosexperimentalmente R* y en menor medida Fp. Para estimar los restantesparámetros únicamente disponemos de un caso, la Tierra. Los estudiosestadísticos sobre formación estelar muestran que sólo se forma una estrellacandidato ( enana de tipo comprendido entre F5 y M0 ) por año. De forma queR* = 0.1. Conservadoramente podemos asumir que todas las estrellas de tiposolar tienen sistemas planetarios y adoptamos Fp = 1.



Desgraciadamente el resto de los términos de la ecuación de Drake son muyinciertos. Si utilizamos como referencia el sistema solar entonces la fracciónde planetas de un sistema donde existen condiciones adecuadas para la vidasería de 1/9 , esto es aproximadamente Ne = 0.1. Como en la Tierra existe vida,que además es inteligente y tiene capacidad e interés para realizar algunaforma de comunicación interestelar, podemos escribir que Fl = Fi = Fc = 1.

La longevidad de la civilización tecnológica es un factor difícil de predecir. Suduración puede ser limitada más que por factores externos, por catástrofesplanetarias o de otro tipo, por las consecuencias mismas del desarrollotecnológico, contaminación guerra, superpoblación, etc. En nuestro planetalos primera búsquedas comenzaron después de 1960 y, unos quince añosmas tarde, los primeros intentos de enviar señales al espacio. Siconsideramos de una manera pesimista que nuestra civilización tecnológicapuede durar cien años, resulta un valor mínimo para el número decivilizaciones,

N = 0.1 x 0.1x1x1x1x100 = 1

La nuestra. No hay que olvidar que este número corresponde a nuestraGalaxia, existen además millones de otras galaxias con estructuras y edadesparecidas, en las que podría hacerse un estudio similar.



Soluciones

4. En qué otros lugares del universo, distintos de la Tierra, han sidoidentificadas moléculas orgánicas.

Cometas, asteroides, nebulosas densas del medio interestelar. 5. Qué ventajas presenta la utilización de emisiones en radiofrecuencias en

las comunicaciones interestelares.

Experimentan menos perturbaciones al atravesar el medio

interestelar. Se pueden establecer rangos de frecuencias que noson emitidas por fenómenos naturales.

9. ¿Existen los OVNIS? Sí, existen objetos volantes que no han podido ser identificados. 11. ¿Existe alguna evidencia científica de que la Tierra ha sido visitada por

extraterrestres en alguna época de su historia?

Ninguna que se pueda considerar concluyente.


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1.6. El entorno astrofísico

Figura 10-4. Diagrama de HR. Distribución de las estrellas de acuerdo con susluminosidades y temperaturas.



En nuestro planeta no habría condiciones favorables para el desarrollo de lavida sin la concurrencia de unos factores que conciernen a la formación,estabilidad y aislamiento del Sol.

El análisis de la luz del Sol informa sobre su composición química que es,básicamente, la que tenía el medio interestelar donde ocurrió su nacimiento.Con este material está construido también el resto del sistema solar, planetas,satélites, meteoritos, etc. Pero los elementos químicos que identificamos en elSol y la proporción en que aparecen, son el resultado de una larga cadena deprocesos ocurridos a lo largo de la historia de nuestra Galaxia y del universo.En los primeros instantes existían unos pocos elementos, H, He y trazas de Liy Be formados en la era de la nucleosíntesis primordial. Los restantes fueroncreados por reacciones nucleares en el interior de estrellas, que luego losarrojaron al medio interestelar en el curso de su evolución. En definitiva lamayoría de los elementos químicos presentes en la nebulosa protosolar ytodos los necesarios para la vida, excepto el hidrógeno, han sido fabricadospor las generaciones estelares precedentes.

El segundo factor concierne a la estabilidad. El Sol no es una estrella singular.El diagrama HR que distribuye las estrellas de acuerdo con su brillo ytemperatura sitúa al Sol en una posición intermedia de la secuencia principal.La posición que ocupan las estrellas depende de las masa que adquieren alnacer. En la parte superior están las estrellas más calientes con masas quepueden ser 100 veces la masa del Sol y en la inferior las más frías y menosmasivas (Fig. 10-4). En la secuencia principal permanecen las estrellas lamayor parte de su vida obteniendo su energía mediante reacciones nuclearesque utilizan hidrógeno como combustible. Agotado el hidrógeno central, lasestrellas abandonan la secuencia principal y experimentan procesos deinestabilidad estructural y física, que producen la expansión de su capasexternas.

La teoría de la evolución estelar predice que el Sol esta en la secuenciaprincipal desde hace unos 4500 millones de años durante los cuales suspropiedades no han variado de modo apreciable, y continuará en esta fasedurante otros cinco mil millones de años más. Hay que destacar que la edaddel Sol es consistente con la obtenida en las rocas lunares y los meteoritos,que está comprendida entre los 4500 y 4600 millones de años. Sin embargolas rocas más antiguas de la Tierra tienen unos 4000 millones. Como nuestroplaneta se formó al mismo tiempo que el Sol, la Luna y los asteroides, hadebido permanecer sin corteza sólida durante unos 500 millones de años,durante los cuales fue imposible la formación y supervivencia de lasmoléculas orgánicas.

La radiación que ilumina la Tierra es emitida por una región externa del Soldenominada fotosfera que tiene una temperatura de 5500 grados y alcanza sumáxima intensidad en la región amarilla del espectro. Estas propiedadestambién han permanecido prácticamente invariables, antes incluso de lapresencia de las formas más primitivas de vida en la Tierra.

El Sol es una estrella aislada. Realiza un movimiento de rotación alrededor delcentro de la Galaxia, pero no esta ligada a estrellas próximas formandosistemas binarios o múltiples. Estas agrupaciones, que son muy frecuentes,están caracterizadas porque sus componentes describen órbitas alrededor deun centro común, intercambiando en ocasiones materia de sus capasexternas. Es claro que las órbitas de los planetas de una estrella que esmiembro de un sistema binario, experimentan variaciones en el tiempo, soninestables, y las perturbaciones alteran las condiciones físicas del planeta, o



incluso en los casos extremos, hacen peligrar su propia supervivencia.



1.7. Búsqueda de planetas habitables

Figura 5. Formación de

sistemas estelares. Laimagen observada porel Telescopio EspacialHubble muestra unasestructuras centralesbrillantes, que sonestrellas reciénformadas, rodeadas porunos discos obscurosque constituyen laprimera fase de unproceso de formaciónestelar.



La búsqueda de vida inteligente extraterrestre debería comenzar por lalocalización de planetas con propiedades similares a la Tierra. Pero esta espor el momento una tarea imposible. Si el Sol estuviera a la distancia de laestrella más próxima, aparecería como un punto brillante y la Tierra, con unradio que es la centésima parte del solar, y que es además oscura, seríainvisible.

Sin embargo nuestro sistema solar no es único. Observaciones realizadas enestos últimos años han mostrado sistemas planetarios en formación en otrasestrellas (Fig. 10-5). Su estudio es importante porque aporta claves sobre elnacimiento de nuestro propio sistema solar. También porque prueban que lossistemas planetarios son un hecho común en nuestra Galaxia.

Las evidencias más importantes sobre la existencia de otros planetasprovienen del estudio de las perturbaciones que producen en el movimientopropio de la estrella. Este método ha facilitado la identificación de candidatoscuyas masas están comprendidas entre 160 y 1600 veces la masa terrestre.Sin embargo no es útil para descubrir planetas de pequeña masa, como laTierra.

Por tanto, no es posible actualmente identificar directa ni indirectamenteplanetas extraterrestres con propiedades similares a la Tierra. Sin embargosabemos que, si éstos existen, hay que encontrarlos en torno a estrellas detipo cercano al solar, que podemos restringir del modo siguiente. Las masasno pueden ser mayores que una vez y media la masa del Sol ni muy pequeñas.En el primera caso, saldrían de la secuencia principal antes del tiemponecesario para desarrollar organismos inteligentes. En el segundo seríandemasiado frías y los únicos planetas con posibilidades de albergar vidatendrían que ser muy masivos y próximos a la estrella, con lo que estaríansometidos a perturbaciones catastróficas que impedirían la supervivencia. Porello las estrellas más idóneas son aquellas que están en la secuencia principaly tienen tipos comprendidos entre F5 y K5 ( el Sol es de tipo G2), (Fig.10 - 4) yque además no forman sistemas binarios y múltiples.



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