¿Cuáles son las condiciones que permitieron la aparición de la vida?

Zona Habitable: Un equilibrio frágil entre calor y frío

El agua líquida, condición indispensable para la vida

Nuestra Galaxia cuenta con unos 200.000 millones de estrellas y las estadísticas nos dicen que contendría 2 billones de planetas. Eso parece suficiente para decir que la vida ciertamente ha encontrado numerosos lugares entre las zonas habitables de esos miles de millones de estrellas para desarrollarse. Sin embargo, hay que reunir tantas condiciones favorables que esto restringe fuertemente 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 74% de hidrógeno, 24% de helio, 1% de oxígeno, y todos los demás elementos reunidos solo representan el 1% de la materia ordinaria.

El papel bioquímico del agua líquida

Los científicos piensan que el agua líquida es vital debido a su papel en las reacciones bioquímicas. Incluso se la considera un elemento indispensable para un ecosistema viable porque favorece 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 posibilidad 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.

Una química del carbono en solución acuosa

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 los demás átomos, en particular con el hidrógeno, el oxígeno, el nitrógeno, el fósforo y el azufre.

La difícil conservación del agua en la superficie

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

Es necesario, por tanto, que el planeta permanezca 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%, recibirá entonces solo el 79% del calor del Sol. En ese lugar el clima se descontrola, la Tierra se cubre muy rápidamente de hielo en unas pocas decenas de años. 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 en promedio más cálido que hoy. Es la paradoja del Joven Sol Débil.

La paradoja del Joven Sol Débil

Este viejo enigma del año 1972 fue planteado por los astrónomos Carl Sagan (1934-1996) y George Mullen. Ocurrió cuando se encontraron pruebas de agua líquida y de vida bacteriana en las capas geológicas del inicio de la formación de la Tierra. Sagan y Mullen sugirieron en aquel entonces que un efecto invernadero 3 veces más importante que el actual debió existir gracias al amonio y al metano.

Gracias a este efecto invernadero primordial, la Tierra pudo conservar el débil calor emitido por el joven Sol. Mientras el Sol brillaba cada vez más, el ciclo carbonato-silicato tomó el relevo para estabilizar el clima de la Tierra.

Los límites de la zona habitable y la pérdida del agua

Si el planeta es capaz de estabilizar su clima, el límite superior de la zona habitable retrocede a 1,6 ua. El límite interior de la zona habitable fue calculado por los modelos informáticos en 5% (0,95 ua). En ese lugar, 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. Tendrá que permanecer mucho tiempo en esta zona para permitir la evolución de la vida. Es gracias al ciclo carbonato-silicato y a la tectónica de placas que la Tierra ha podido conservar su atmósfera.

Ciclo Carbonato-Silicato y Tectónica de Placas

El ciclo carbonato-silicato, termostato de la Tierra

El Ciclo Carbonato-Silicato desempeña un papel crucial en la regulación del clima terrestre durante 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 gaseosa a la atmósfera mediante las erupciones volcánicas. Sin esta liberación volcánica, el CO2 atmosférico se agotaría en unos 400.000 años. El ciclo continúa cuando el CO2 volcánico es de nuevo disuelto por el agua de lluvia, que lo transporta hacia las profundidades oceánicas. Este proceso es esencial para el funcionamiento de la «máquina climática» terrestre.

Una tectónica de placas indispensable

En resumen, para mantener el agua en estado líquido, se necesita un planeta vivo con una intensa actividad geológica. Ahora bien, el fenómeno de la tectónica de placas está ausente en los demás 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 (supertierra), la convección es menos eficaz, solo habrá una única placa grande. ¡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 pueda potencialmente albergar 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

La estabilidad de las órbitas planetarias

Otra condición esencial para mantener el agua en estado líquido se refiere 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 que no es propicio para la aparición de la vida, ya que las órbitas de los planetas en estos sistemas son a menudo 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 que es considerable. Una fuerte excentricidad hace la órbita planetaria inestable, exponiendo el planeta a las perturbaciones gravitacionales de otros planetas (trabajos de Jacques Lascar), lo que también afecta la estabilidad de la temperatura. Entre los sistemas solares observados, pocos ofrecen órbitas casi circulares como las de nuestro sistema solar.

La masa de la estrella, un criterio decisivo

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 que no es favorable para la aparición de la vida. Además, su duración de vida es demasiado corta para permitir el desarrollo de la vida.

Las estrellas más pequeñas que el Sol emiten una cantidad importante de rayos X y de partículas nocivas para la vida. Alrededor del 75% de las estrellas tienen una masa de aproximadamente 0,5 masa solar. 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 una «región templada» pueda existir en la frontera, 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 más a las radiaciones solares.

En resumen, las estrellas de 0,9 a 1,2 masa solar son las más propicias para la aparición de la vida. Las simulaciones informáticas no sorprenden, ya que modelizan las condiciones ideales correspondientes a nuestro sistema solar. Sin embargo, ayudan a los investigadores a comprender mejor las condiciones complejas 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 fuerte excentricidad disminuye el eje más pequeño (perihelio) y aumenta el eje más grande (afelio), pero no modifica el eje mayor.

Los Estados del Agua o Transiciones de Fase

El diagrama de fases del agua pura

El agua se presenta bajo una forma única solo para un par presión-temperatura dado. El diagrama de fases a continuación resume estos equilibrios y pone de manifiesto dos puntos notables, el punto triple y el punto crítico.

Las Fases del Agua

Punto triple y transiciones de fase

El agua pura se presenta bajo una sola fase (sólida, líquida o gaseosa) para una presión y una temperatura específicas. Sin embargo, en el punto triple, las tres fases coexisten simultáneamente a una temperatura y una 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 a la vez gaseosa y líquida, a una presión de 218 atmósferas y una temperatura de 374°C.