¿Qué Condiciones Permitieron la Emergencia de la Vida?

Zona Habitable: Un equilibrio frágil entre calor y frío

Nuestra Galaxia cuenta con unos 200.000 millones de estrellas y las estadísticas nos dicen que contendría 2 billones de planetas. Esto parece suficiente para decir que la vida ha encontrado ciertamente muchos lugares entre las zonas habitables de estos miles de millones de estrellas para desarrollarse. Sin embargo, hay que reunir tantas condiciones favorables que esto restringe mucho las posibilidades.

La primera de las condiciones indispensables es la presencia de agua en estado líquido. El agua es abundante en el Universo material, que está constituido por un 74% de hidrógeno, un 24% de helio, un 1% de oxígeno y todos los demás elementos juntos no representan más que el 1% de la materia ordinaria.

Los científicos piensan que el agua líquida es vital debido a su papel en las reacciones bioquímicas. Incluso se considera un elemento indispensable para un ecosistema viable porque facilita enormemente el transporte de materiales necesarios para una actividad bioquímica.

Un planeta debe, por tanto, tener agua líquida y conservarla el tiempo suficiente, miles de millones de años, para tener una oportunidad de conservar la vida. Nadie sabe cómo aparece la vida; el paso de lo inanimado a lo animado sigue siendo un misterio, pero la vida tal como la observamos en nuestro planeta se basa en la química del carbono en solución en el agua líquida.

Si la vida existe en otro lugar, debe basarse en la química del carbono. La vida no tomó el camino del silicio, mucho más presente en la Tierra que el carbono.

Los especialistas han intentado imaginar la vida en una química distinta a la del carbono, y todos dicen que es mucho más complicado porque el carbono (C) es el componente esencial de los compuestos orgánicos. Es la base de una multitud de compuestos y se asocia muy bien con otros átomos, en particular con el hidrógeno, el oxígeno, el nitrógeno, el fósforo y el azufre.

Ya que en el Universo la molécula de agua (H²O) está presente en todas partes, todos los planetas deben tenerla. La dificultad será mantener el agua en la superficie en estado líquido durante miles de millones de años, y para ello el planeta habitable debe reunir muchas condiciones favorables a su estabilidad.

Por lo tanto, el planeta debe permanecer en órbita en una zona habitable.

¿Cuál es el tamaño de la zona habitable?

Los modelos numéricos muestran que si alejamos la Tierra del Sol un 12%, entonces solo recibirá el 79% del calor del Sol. En ese punto, el clima se descontrola, la Tierra se cubre muy rápidamente de hielo en unas pocas décadas. Sin embargo, la Tierra siempre ha sido habitable a pesar de la evolución del calor del Sol.

Al principio, el Sol era un 25% menos brillante que hoy, y sin embargo siempre ha habido agua líquida en la superficie de la Tierra con un clima promedio más cálido que el actual. Esta es la paradoja del Sol Joven Débil.

Este viejo enigma de 1972 fue planteado por los astrónomos Carl Sagan (1934-1996) y George Mullen. Ocurrió cuando se encontraron pruebas de agua líquida y vida bacteriana en las capas geológicas del inicio de la formación de la Tierra. Sagan y Mullen sugirieron en ese momento que debió existir un efecto invernadero tres veces más fuerte que el actual gracias al amoníaco y al metano.

Gracias a este efecto invernadero primordial, la Tierra pudo conservar el débil calor emitido por el joven Sol. A medida que el Sol se volvía más brillante, el ciclo carbonato-silicato tomó el relevo para estabilizar el clima de la Tierra.

Si el planeta puede estabilizar su clima, el límite superior de la zona habitable retrocede a 1,6 UA. El límite interior de la zona habitable ha sido calculado por los modelos informáticos en un 5% (0,95 UA). En este punto, más cerca del Sol, el sistema climático se descontrola. La temperatura aumenta, el efecto invernadero aumenta y los océanos se evaporan. Los enlaces de las moléculas de agua se rompen en la atmósfera, y el hidrógeno muy ligero desaparece en el espacio. Poco a poco, el planeta pierde toda su agua.

Es, por tanto, entre 0,95 y 1,65 UA donde la Tierra puede mantener agua líquida en su superficie. Deberá permanecer mucho tiempo en esta zona para permitir la evolución de la vida. Es gracias al ciclo carbonato-silicato y la tectónica de placas que la Tierra ha podido conservar su atmósfera.

Ciclo Carbonato-Silicato y Tectónica de Placas

El Ciclo Carbonato-Silicato juega un papel crucial en la regulación del clima terrestre a lo largo de largos períodos. Este ciclo comienza cuando el CO2 atmosférico se disuelve en el agua de lluvia, formando ácido carbónico (H2CO3). Los productos de esta alteración son luego transportados hacia los océanos, donde los organismos marinos los utilizan para fabricar conchas de carbonato de calcio (CaCO3). A su muerte, estos organismos se acumulan en el fondo oceánico. La tectónica de placas recicla entonces el CO2 en las zonas de subducción, liberándolo en forma de gas en la atmósfera a través de las erupciones volcánicas. Sin esta liberación volcánica, el CO2 atmosférico se agotaría en unos 400.000 años. El ciclo continúa cuando el CO2 volcánico se disuelve de nuevo por el agua de lluvia, que lo transporta hacia las profundidades oceánicas. Este proceso es esencial para el funcionamiento de la "máquina climática" terrestre.

En resumen, para mantener el agua en estado líquido, se necesita un planeta vivo con una intensa actividad geológica. Sin embargo, el fenómeno de la tectónica de placas está ausente en los otros planetas del sistema solar. Parece que si el planeta es demasiado pequeño, como Marte, no puede tener tectónica de placas, pero si el planeta es más grande (súper Tierra), la convección es menos eficiente y solo habrá una gran placa. ¡Sin embargo, Venus, que tiene el mismo tamaño que la Tierra, no se beneficia de la tectónica de placas!

N. B.: La zona habitable circunestelar, también llamada ecosfera, es una región teórica en forma de tubo circular alrededor de una estrella donde la temperatura superficial de los planetas en órbita permite la presencia de agua líquida. Aunque esta zona podría albergar potencialmente vida, las condiciones necesarias para que esta se desarrolle son tan numerosas que las probabilidades siguen siendo muy bajas.

Condiciones Astronómicas para que un Planeta Conserve su Agua Líquida

Otra condición esencial para mantener el agua en estado líquido concierne a las características astronómicas de la estrella alrededor de la cual orbita un planeta. Estas características están limitadas por el hecho de que el 60% de las estrellas son sistemas binarios, lo cual no es propicio para la aparición de la vida, ya que las órbitas de los planetas en estos sistemas suelen ser irregulares y caóticas. Para que un planeta sea habitable, su excentricidad orbital debe ser baja, cercana a 0 (órbita circular). La excentricidad de la Tierra, que es de 0,01, es ideal. En cambio, las observaciones de exoplanetas revelan una excentricidad media de 0,29, lo cual es considerable. Una alta excentricidad hace que la órbita planetaria sea inestable, exponiendo al planeta a perturbaciones gravitacionales de otros planetas (trabajos de Jacques Lascar), lo que también afecta la estabilidad de la temperatura. Pocos de los sistemas solares observados ofrecen órbitas casi circulares como las de nuestro sistema solar.

Otra condición crucial para conservar el agua líquida es la masa de la estrella. Las estrellas tienen masas que varían de aproximadamente 1/100 a 100 veces la del Sol. Las estrellas más masivas que el Sol, entre 1,2 y 1,5 masas solares, emiten demasiados rayos ultravioleta, lo cual no es favorable para la aparición de la vida. Además, su vida útil es demasiado corta para permitir el desarrollo de la vida.

Las estrellas más pequeñas que el Sol emiten una cantidad significativa de rayos X y partículas nocivas para la vida. Aproximadamente el 75% de las estrellas tienen una masa de aproximadamente 0,5 masas solares. Estas estrellas emiten poca luz, lo que acerca la zona habitable a la estrella. Debido a esta proximidad, los planetas potencialmente habitables sincronizan su rotación con su estrella por efecto de marea, resultando en una cara helada y otra abrasadora. Aunque podría existir una "región templada" en el límite, esta situación no es ideal para mantener el agua en estado líquido. Además, a esta distancia, estos planetas no tienen campo magnético, ya que la sincronización impide la rotación diferencial del núcleo planetario, exponiéndolos aún más a la radiación solar.

En resumen, las estrellas de 0,9 a 1,2 masas solares son las más propicias para la aparición de la vida. Las simulaciones informáticas no sorprenden, ya que modelan las condiciones ideales correspondientes a nuestro sistema solar. Sin embargo, ayudan a los investigadores a comprender mejor las complejas condiciones necesarias para la aparición de la vida.

N. B.: La excentricidad define la forma de una órbita elíptica; varía entre 0 y 1. 0 para órbitas circulares. Una alta excentricidad disminuye el eje más pequeño (perihelio) y aumenta el eje más grande (afelio), pero no modifica el eje mayor.

Estados del Agua o Transiciones de Fase

Fases del Agua

El agua pura se presenta en una sola fase (sólida, líquida o gaseosa) para una presión y temperatura específicas. Sin embargo, en el punto triple, las tres fases coexisten simultáneamente a una temperatura y presión precisas. Un par presión-temperatura puede corresponder a una transición de fase, es decir, un cambio de estado, como la fusión (sólido a líquido), la solidificación (líquido a sólido), la sublimación (sólido a gas), la condensación (gas a sólido), la vaporización (líquido a gas) o la licuefacción (gas a líquido). Más allá del punto crítico, el agua entra en una fase fluida, donde es tanto gaseosa como líquida, a una presión de 218 atmósferas y una temperatura de 374°C.