Condiciones para la emergencia de la vida

Nuestra galaxia tiene unos 200 billones de estrellas y las estadísticas nos dicen que contiene 2000 billones de planetas. Parece suficiente para decir que la vida sin duda ha encontrado muchos lugares en las zonas habitables de las mil millones estrellas para desarrollar. Sin embargo, hay que reunir enormemente de condiciones favorables que restringe severamente las posibilidades. La primera condición esencial es la presencia de agua en estado líquido. El agua es abundante en el Universo material, que se compone de 74% de hidrógeno, 24% de helio, 1% de oxígeno y otros elementos combinados representan sólo el 1% de la materia. Los científicos consideran que el agua líquida es vital debido a su papel en las reacciones bioquímicas. Incluso es considerado como un elemento esencial para un ecosistema saludable, ya que ayuda enormemente el transporte de los materiales necesarios para la actividad bioquímica. Un planeta debe tener agua líquida y mantenerla el tiempo suficiente, miles de millones de años, para tener la oportunidad de preservar la vida. Nadie sabe cómo aparece la vida, el paso de lo inanimado a lo animado es todavía un misterio, pero la vida tal como se observa en la Tierra se basa en la química del carbono disuelto en el agua líquida. Si la vida existe en otro lugar, debe estar basada en la química del carbono, la vida no ha tomado el camino del silicio más presente en la Tierra como el carbono. Los investigadores han tratado de imaginar la vida en una química diferente que el de carbono y todo decir que es mucho más complicado porque el carbono (C) es el componente esencial de los compuestos orgánicos, que es la base de muchos compuestos y combinase muy bien con otros átomos, en particular, con el hidrógeno, oxígeno, nitrógeno, fósforo y azufre. Dado que en el universo existe la molécula de agua (H2O) en todas partes, todos los planetas deben tenerla. El reto será mantener el agua en la superficie en estado líquido durante miles de millones de años y el planeta habitable debe reunir muchas muchas condiciones favorables para su estabilidad.

En primer lugar, es necesario que el planeta queda orbitando en una zona habitable.
¿Qué tan grande es esta área de la vida?
Los modelos numéricos indican que si la Tierra está más lejos del Sol de 12%, recibiría el 79% del calor del sol y el clima de la Tierra desajustase totalmente, rápidamente la Tierra se cubre de hielo, unas pocas decenas de años. Pero la Tierra siempre ha sido habitable, a pesar de la evolución del calor del Sol. Al principio, el Sol era un 25% menos brillante hoy y, sin embargo, siempre ha habido agua líquida en la superficie de la Tierra con un clima promedio más cálido que hoy. Esta es la paradoja de la joven Sol bajo. Este viejo enigma de 1972, fue levantado por los astrónomos Carl Sagan y George Mullen cuando se encontraron evidencias de agua líquida y vida bajo la forma de bacterias en los estratos geológicos, desde el inicio de la formación Tierra. Sagan y Mullen sugirieron en su momento, que un invernadero, tres veces mayor que el actual, han existido con amoníaco y metano. Con este importante efecto invernadero, la Tierra se ha mantenido el calor de baja emitido por el joven Sol. Luego, cuando el sol brillaba más y más el ciclo de silicato de carbonato tomó el relevo para estabilizar el clima de la Tierra.
Si el planeta es capaz de estabilizar su clima, el límite superior de la zona habitable, alejarse a 1.6 UA. El borde interior de la zona habitable se calculó mediante modelos de ordenador a 5% (0,95 AU). En este punto, más cerca del Sol, el sistema climático se acelera. La temperatura aumenta, el efecto invernadero aumenta y los océanos se evaporen. Las conexiones de las moléculas de agua se rompen en la atmósfera y el hidrógeno muy ligero se pierde en el espacio. Poco a poco, el planeta pierde toda su agua. Esto es, entre 0,95 y 1,65 UA que la Tierra puede tener agua líquida en su superficie. Pero será necesario que queda mucho mucho tiempo en esta zona para permitir la evolución de la vida, es a través del ciclo de carbonato silicato y la tectónica de placas que la Tierra fue capaz de mantener su atmósfera.

El ciclo de carbonato silicato, explica en parte el estabilización del clima de la Tierra a las escalas de tiempo longo. El ciclo comienza cuando el CO2 atmosférico se disuelve en el agua de lluvia, formando ácido carbónico, H2CO3. Los productos de esta alteración van a terminar en los océanos. Allí, los organismos que viven en la superficie del océano utilizan para hacer conchas de carbonato de calcio (CaCO3). Cuando los organismos mueren, caen al fondo del océano. A continuación, las placas tectónicas reciclan el CO2 en las zonas de subducción y liberan en forma gaseosa descargando en la atmósfera por las chimeneas volcánicas. Si los volcanes no escupían el CO2 no habría después de 400 000 años. Entonces el ciclo comienza cuando el CO2 emitido por los volcanes se disuelve naturalmente por el agua de lixiviación (ciclo del agua) que lleva el CO2 en el océano profundo. Es este proceso, que ha permitido el funcionamiento del "máquina climática".

En resumen, para mantener el agua en estado líquido, necesitamos un planeta viviente con intensa actividad geológica. Pero el fenómeno de la tectónica de placas está ausente en otros planetas en el sistema solar. Parece como si el planeta es demasiado pequeño como Marte, que no puede tener la tectónica de placas, pero si el mundo es más grande (super tierra), la convección es menos eficaz, habrá una grande placa. Sin embargo, Venus, que es el mismo tamaño que la Tierra, no se beneficia de la tectónica de placas!

N.B.: La zona habitable circumestelar o ecósfera es un tubo teórico circular que rodea una estrella en el que la temperatura en la superficie de los planetas en órbita, permite la aparición de agua líquida. Por tanto, una zona habitable puede albergar la vida, pero las condiciones favorables para que se desarrolle son tan numerosas que oportunidades son extremadamente pequeñas.

Imagen: Diagrama que ilustra el ciclo de carbonato-silicato. crédito : J. F. Kasting, Science Spectra, 1995, Issue 2, p. 32-36. Adapted from J. F Kasting, 1993.

Otras condiciones importantes para mantener el agua en estado líquido, son las propiedades astronómicas de la estrella alrededor de la que orbita el planeta. Existen también limitadas por el hecho de que el 60% de las estrellas son estrellas dobles, que no es muy favorable a la aparición de la vida como las órbitas de los planetas en estos sistemas son tan irregulares y caóticos. La excentricidad del planeta habitable deberá ser escasa en el rango de 0 (órbita circular). La Tierra (0,01) es ideal. Las observaciones de exoplanetas muestran una excentricidad media de 0,29, que es enorme. Cuando la excentricidad es grande, la órbita del planeta es inestable, ya que está expuesta a los caprichos de las fuerzas gravitacionales de otros planetas (trabajo de Jacques Lascar) y por tanto la estabilidad de la temperatura también es aleatoria. Entre los sistemas solares observadas, muy pocos ofrecen por sus planetas, órbitas casi circulares, al igual que en nuestro sistema solar. Otro requisito importante para mantener el agua en estado líquido, es la masa de la estrella. Las estrellas tienen una masa de entre 1:100 y 100 masas solares. Estrellas más grandes que el Sol, entre 1,2 y 1,5 masas solares emiten demasiada luz ultravioleta, que no es propicio para la aparición de la vida, además que tienen una vida demasiado corta para que la vida se desarrolló allí.

Las estrellas más pequeñas que el Sol emiten una gran cantidad de rayos X y partículas dañinas para la vida. 75% de las estrellas tienen una masa de cerca de 0,5 masas solares. Las estrellas brillan muy poco y por lo tanto, la zona habitable está muy cerca. Debido a su proximidad los planetas habitables sincronizan su rotación con su estrella por efecto de las mareas, por lo que tienen un lado frío y una quema. Aunque a la frontera puede ser una "región templada," la situación no es muy favorable para mantener el agua en estado líquido. Además a esta distancia no tienen campo magnético como ser síncrono, impide la rotación diferencial del núcleo del planeta. Esto los expone a más radiación solar. En resumen, es de alrededor de estrellas de 0.9 a 1.2 masas solares que podemos encontrar la vida. No hay nada sorprendente en las simulaciones de los modelos informáticos, ya que describen las condiciones óptimas que se adapten a nuestro sistema, sin embargo, permite a los investigadores a comprender mejor las complejas condiciones para la aparición de la vida.

N.B.: La excentricidad, define la forma de una órbita elíptica, que varía entre 0 y 1. 0 para las órbitas circulares. De alta excentricidad disminuye el eje más lejos (perihelio) y aumenta el eje más lejos (afelio), pero no cambia el eje mayor.

Imagen: El Sol es de tipo espectral G. Una estrella se caracteriza por su color (su tipo espectral), y su luminosidad. Para un tipo espectral dado, más la estrella es grande, más su calor se incrementa, y más su brillo es alto. Las estrellas O y B son de color azul, las estrellas A son blancas, las estrellas F y G son amarillas, las estrellas K son de color naranja, las estrellas M son rojos.

Existe agua pura en una sola fase, sólido, líquido o gas, para una presión y una temperatura. La excepción es el punto triple (ver diagrama a continuación contras), donde las tres fases coexisten a una temperatura y presión. Un par presión temperatura, correspondiente a una transición de fase, es decir, un cambio de estado entre una fase sólida y una fase líquida (fusión) entre una fase líquida y una fase sólida (solidificación), entre una fase sólida y una fase gaseosa (sublimación) entre una fase gaseosa y una fase sólida (condensación) entre una fase líquida y una fase gaseosa (vaporización), entre una fase gaseosa y una fase líquida (licuefacción). Por encima del punto crítico entre transición líquida y gaseosa, el agua llega a la fase fluida, tanto gaseosa y líquida a una presión de 218 atmósferas y a una temperatura de 374 ° Celsius.