Posible-distribucion-biotica-en-la-galaxia

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UNIVERSIDAD NACIONAL AUTONOMA
DE MEXICO
FACULTAD DE CIENCIAS
"Posible Distribución Biótica en la
Galaxia"
T E S I S
PARA OBTENER El TíTULO DE:
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GUADALUPE VANEZA YAZMíN PEÑA CABRERA
Director de Tesis: Doctor Héctor Javier Dura nd Manterola
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2005
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ACT. MAURICIO AGUILAR GONZÁLEZ
Jefe de la División de Estudios Profesionales de la
Facultad de Ciencias
Presente
Comunicamos a usted que hemos revisado el trabajo escrito:
" Posible Oistribuci6n Bi6tica en la Galaxia "
realizadopor Guadalupe Vaneza Yazmín Peña Cabrera
con número de cuenta-8835157..:. 7 · , quien cubrió los créditos de la carrera de: Biología
Dichotrabajo cuenta con nuestro votoaprobatorio.
Atentamente
Director de Tesis
Pro~etario Dr. Héctor Javier Ourand Manterola
Propietario
Propietario
Suplente
Suplente
Dra. Sandra Ignacia Ramírez Jiménez
Biol. Luis José Oelaye
M. en C. Mario Alejandro G6mez Ponce
Biol. Maria Eugenia Muñiz Oíaz de Le6n
M. en
Consejo Departamental de Biología
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~ --_.. --_._;----_.._~
. Juan Manuel Rodrlgue
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En las primeras edades del mundo, los habitantes de una isla
cualquiera se consideraban los únicos habitantes de la Tierra, o en
caso de que hubiera otros, no podían concebir que llegaran a
establecer comercio con ellos, porque estaban separados por el
profundo y ancho mar, pero las épocas posteriores conocieron la
invención del barco... Del mismo modo, quizá puedan inventarse
otros modos de transporte para trasladarse a la Luna... Nos falta
ahora un Colón capaz de emprender este viaje, o un Dédalo que
invente un transporte por el aire. Sin embargo, no dudo que el
tiempo, que continúa siendo el padre de las verdades futuras y que
nos ha revelado muchas cosas que nuestros antepasados ignoraban,
también manifestará a nuestros sucesores lo que nosotros ahora
deseamos saber y no podemos. .
John Wilkins, El descubrimiento de un mundo en la Luna, 1638.
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DEDICATORIA:
A mi Padre amigo fiel e incondicional, compañero de
toda la vida y el más sabio de todos los guías.
A mi madre Celia C. por su entrega y dedicación pero
sobre todo por haber tenido la fuerza para darnos lo
mejor de ella.
A mi hermana Anabel por su apoyo en los diferentes
momentos de mi vida.
A mis hermanos Sergio, César y Gerardo por
impulsarme a superarme a mi misma.
A mis sobrinos, Brenda, Olda, Valeria, Sergio, Melissa,
Linnette, Magaly, Carla y Astrid, por creer en mi y por
su cariño incondicional.
A mis tíos Francisco y Miguel Cabrera, y a mi primo
Fernando Cabrera M.
A mis tíos Fernando Cabrera M. y Mario Garda T., mi,
abuelita Filiberta Montes, y al Dr. Miguel Angel
Herrera, por haber marcado mi vida con su ejemplo y
su sabiduría, sin importar donde estén su recuerdo va
conmigo.
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También quiero dedicar este trabajo a esa otra familia, escogida en
el andar por esta vida.
A Rosa Sánchez y Yolanda Estrella por darme su
amistad, apoyo y compañía cuando lo necesité y por
haberme transmitido la fuerza para luchar por un
sueño.
A Elizabeth Martínez, Lillc Montoya y Consuelo Romero
por su amistad y por sus consejos en este camino.
A Fernando Herrera, Patricia Accem, Georgina Garnica
~
Josefina Avila, Noemí Camacho, Verónica Reyes, Carlos
Manchuca, Pedro Miranda, Jerónimo López, Jean Paul
Rosas, Rosalba del Valle, Javier Espinoza, Patricia
Ramos, Pedro Reyes, Patricia Flores, y a todos aquellos
compañeros con quienes compartí experiencias en algún
momento de mi vida.
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AGRADECIMIENTOS:
Además quiero agradecer a quienes con su apoyo y orientación
hicieron posible este trabajo:
A M. del Consuelo Romero por haberme proporcionado los datos
para el análisis estadístico de los exoplanetas.
A M en C. Ana María Velasco por su orientación en la redacción del
tema.
A R. P. Said Martínez A. y al R. P. Carlos Gutiérrez L. Por su
paciencia pero sobre todo por haber abierto mi mente a un
conocimiento más amplio y enriquecedor.
Hago patente mi agradecimiento al Dr. Héctor J. Durand M. por su
asesoría y dirección en la realización de este trabajo así como por
su confianza y paciencia.
A mis sinodales la Dra. Sandra I. Ramírez J., Biólogo Luis J. Delaye
Arredondo, M en C. Mario A. Gómez Ponce, Bióloga M. Eugenia
Muñiz Díaz de León agradezco sus comentarios y aportaciones sin
los cuales no hubiera sido posible este trabajo.
PORQUE GRACIAS A TODOS Y CADA UNO DE USTEDES HE
APRENDIDO QUE LA VIDA ES MUCHO MAS QUE MATERIA
QUE NACE I CRECE I SE REPRODUCE Y MUERE...
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CONTENIDO
RESUMEN 4
l. INTRODUCCION
1.Generalidades 5
2.Antecedentes 6
3.Objetivos 9
11. SURGIMIENTO DE LA VIDA EN EL UNIVERSO
1. Origen del Universo 1O
2. Formación del Sistema Solar 1O
3. Formación de la Tierra 11
4. Química Prebiótica. 12
5. Origen de la Vida 13
6. Compuestos orgánicos 14
7. Definición de Vida 18
8. Los tres dominios de Woese 19
9. Características moleculares/celulares de los tres dominios 19
10. Generalidades de los tres Dominios 20
10.1. Eucariontes 21
10.2. Eubacterias 21
10.3. Arqueobacterias 22
11. Importancia de la Temperatura 23
12. Pyrolobus fumarii y Phormidium sp 23
11I. CONDICIONES PARA LA EXISTENCIA DE VIDA EN LAS ZONAS
HABITABLES
1. Evolución Química del Universo 26
2. La Vía Láctea 27
3.Zona Habitable Galáctica según González 28
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4.Metalicidad Estelar y su Importancia para la Formación de Planetas .29
4.1. Tamaño Adecuado para un Planeta 30
S.Luminosidad Estelar 30
5.1. Diagrama Hertzsprung-Russell. 32
5.2. Estrellas de Secuencia Principal. 32
5.3. Estrellas Binarias 34
6. Zona Habitable Circumestelar (ZHC) según J. Kasting 3S
7. Factores a Considerar para Calcular la Zona Habitable 36
8. Planetas Extrasolares 37
9. Modelo Matemático de Drake 38
IV. MODELO DE DISTRIBUCION DE PLANETAS CON VIDA EN
ESTRELLAS DE LA SECUENCIA PRINCIPAL Y SU IBICACION EN LA
ZONA HABITABLE GALÁCTICA.
1. Evaluación de los Bordes de la Zona Habitable Circumstelar en estrellas de la
Secuencia Principal. .41
1.1. Probab ilidad de hallar Planetas en la Zona Habitable
Circumestelar 45
2. Evaluación de la Zona Habitable Galáctica .47
3. Modificaciones a la Ecuación de Drake SO
4. Planetas con vida en la Zona Habitable Galáctica S1
M
4 1 El " T ,. d I M d I N L = L N * f p ne fv 54. . va uaclon eonca e o e o . 1 1 i 1 1 ..
l=A
i-M
4.2.Evaluación Observacional del Modelo NL = ¿N*¡fp¡fp(e)¡ne¡h¡ ... ..... 55
i- o
V. DISCUSION 57
VI. CONCLUSiONES 62
VII. APENDICE 1 65
VIII. APÉNDICE 2 66
2
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VIII. GLOSARIO 70
X. REFERENCiAS 72
XI. LAMINAS 77
3
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RESUMEN
En la búsqueda de vida extraterrestre se ha especulado acerca de la existencia de
una Zona Habitable Circumestelar (ZHC) , donde las condiciones planetarias sean
adecuadas para el surgimiento y desarrollo de la vida. En este trabajo solo se
toma en cuenta el factor temperatura y se hace una estimación matemática de los
bordes de la ZHC para cada tipo espectral de las estrellas de la Secuencia
Principal, considerando para esto las temperaturas a las que pueden vivir algunos
organismos terrestres, tomando como ejemplos representativos a la
arqueobacteria Pyrolobus fumaríi , cuya temperatura máxima de sobrevivencia es
de 113 0 C, y a la cianobacteria Phormidium sp a la que se ha encontrado viviendo
a -18 0 C, para evaluar los bordes interno y externo respectivamente, de la ZHC.
Así mismo, se obtuvo de manera teórica , la probabilidad de encontrar planetas en
la zona habitable de dichas estrellas tomando como base a la zona planetaria del
Sistema Solar y la ZHC del mismo.
Por otra parte , en 2001 González ef.a/. propusieron la existencia de una Zona
Habitable Galáctica (ZHG), de la que también se obtuvieron los límites en este
trabajo, utilizando la metalicidad estelarcomo factor limitante ya que de ésta
depende la posib ilidad de que se formen planetas del tamaño adecuado para el
surgimiento y sustento de la vida.
Además, se hizo un análisis estadístico de los planetas extrasolares encontrados
hasta mayo de 2004, y se obtuvo el porcentaje de los que se encuentran en la
ZHC de su estrella respectiva, para hacer una comparación con los resultados de
probabilidad obtenidos de manera teórica y que fueron mencionados
anteriormente.
Finalmente, se modificó la Ecuación de Drake, y con el nuevo modelo se hicieron
dos estimaciones de la posible cantidad de planetas con vida en la galaxia por tipo
espectral, una de tipo teórico y otra observacional , ésta última con los datos de los
planetas extrasolares, con los resultados aquí obtenidos podemos darnos una idea
del número de planetas con vida en la ZHG, alrededor de que estrellas se
encontrarán y su ubicación en la galaxia.
4
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CAPITULO I
INTRODUCCION
1. GENERALIDADES
El ser humano ha pensado en la existencia de seres inteligentes que habitan en
otros mundos desde hace mucho tiempo . En 1880, el astrónomo italiano Giovanni
Schiaparelli, observó líneas sobre la superficie marciana las cuales pensó que
eran canales construidos para irrigación de agua y atribuyó su construcción a
seres inteligentes. A finales del siglo XIX, Percival Lowell astrónomo
norteamericano, instaló un telescopio en Arizona, con la idea de realizar planos de
la superficie de Marte que apoyaran la hipótesis de Schiaparelli, acerca de los
canales en ese planeta. A principios del siglo pasado la gente estaba convencida
de la existencia de vida inteligente en el planeta rojo. Sin embargo en la década de
los 60 'S, las naves Mariner enviadas a Marte revelaron que no existían dichos
canales. Posteriormente, en la década de los 70'S fueron enviadas las naves
Vikingo las cuales iban equipadas con una serie de experimentos para detectar
componentes orgánicos los cuales dieron un resultado negativo (Asimov , 1979).
En la actualidad aún se encuentran naves recorriendo la superficie marciana
buscando indicios de vida. También se hacen investigaciones en otros lugares del
Sistema Solar, pensando, por ejemplo, en la probable existencia de vida en
Europa una de las lunas de Júpiter y se envió una sonda a Titán, luna de Saturno,
para buscar indicios una química prebiótica.
Pensar en buscar vida en otros planetas suena una tarea difícil si pensamos en el
Sistema Solar pues aún nos es muy difícil desplazarnos tecnológicamente en el
mismo, pero cuando vemos las enormes distancias que nos separan de otras
estrellas, la tarea parece imposible. Sin embargo, la tecnología actual permite
abordar otras estrategias. En la actualidad el Instituto SETI (Search of
Extraterrestrial Inteligence), en Arecibo, envió señales de radio al espacio en un
intento por contactar con otras civilizaciones, además de que intentan "escuchar"
5
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señales de otras civilizaciones sin resultados positivos hasta ahora . Sin embargo ,
la búsqueda de vida inteligente no se contempla en este trabajo, puesto que el
objetivo principal es hacer una estimación del número total de planetas que
pudiesen albergar vida, ya sea microbiana o macroscópica por encontrarse en una
zona tanto galáctica como circumestelar en la que las condiciones de dichos
cuerpos como tamaño y temperatura, se encuentren en un intervalo tolerado por la
vida en nuestro planeta.
2. ANTECEDENTES
2.1.Organismos exfremófilos
A lo largo de las últimas décadas, se han descubierto en el planeta ambientes
extremos en cuanto a sus parámetros físicos como la temperatura, radiación y
presión; químicos como desecación, salinidad, pH, concentración de oxígeno ,
potenciales redox y biológicos como déficit nutricional y densidad de población,
algunos ejemplo de estos ambientes son las ventilas hidrotermales, géiseres,
lagos salinos, entre otros . Anteriormente se pensaba que era imposible que
hubiera vida ahí, sin embargo, estos ambientes extremos son el hábitat natural de
los muchos organismos que en ellos habitan, por lo cual se les ha denominado
organismos extremófilos. Los organismos que viven en dichos ambientes han
desarrollado estrategias a lo largo de su evolución para adaptarse a estas
cond iciones extremas.
Aunque los extremófilos aparecen en todos los reinos, la extremofília nos hace
pensar en procariotas ya que los termófilos son fundamentalmente bacterias y
arqueas , aunque no todos los procariontes son extremófilos. Algunos autores
piensan que los ambientes extremos fueron los primeros en los que pudo surgir la
vida, por lo que creen que los organismos que viven ahí son los más antiguos
desde el punto de vista evolutivo, por otra parte , hay investigadores que piensan
que la extremofília pudo ser una adaptación posterior al surgimiento de la vida
(Islas, ef al. 2003). Por su gran adaptabilidad así como por su antigüedad, algunos
6
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de estos organismos han servido de modelo para establecer analogías acerca del
posible surgimiento de vida en otros planetas, además de que representan un
claro ejemplo de la capacidad que tiene la vida para adaptarse a una gran
variedad de condiciones. En este trabajo los organismos que viven a temperaturas
extremas son utilizados con la finalidad de calcular los límites de la Zona Habitable
alrededor de otras estrellas.
2.2.Definición de Zona Habitable Circumestelar
"La Zona Habitable Gircumestelar (ZHG) es la región alrededor de una estrella
en la cual un planeta puede presentar las condiciones necesarias para sustentar
vida y ha sido llamada de diferentes maneras por varios autores, Huang
(1959,1960) la llamó "zona habitable" y Dale (1964) Shklovski y Sagan (1966) la
llamaron "ecosfera", Kasting et a/.(1993) la ha llamado "zona habitable
circumestelar" . Sus límites se han definido asumiendo las distintas características
climáticas de los planetas que difieren de un autor a otro, por ejemplo, Dale
(1964), define un planeta habitable como aquel en el cual al menos el 10% de la
superficie tiene una temperatura media de entre O y 30° e, con temperaturas
extremas que no sean menores de -100G ni excedan a 40 0 e ya que estos límites
son apropiados para la vida humana. Otros autores (Rasool y OeBerg 1970, Hart
1978, Kasting et a/.1988, Whitmire et a/. 1991) han equiparado la habitabilidad
con la presencia de agua líquida sobre la superficie del planeta. Esta idea es
porque todos los organismos que conocemos requieren de agua líquida durante al
menos una parte de su ciclo de vida (Kasting,1993). Foog (1992) usó el termino
"biocompatible" para describir planetas que posean reservas de agua líquida y el
término de "habitable" para planetas que puedan ser habitados por seres
humanos.
7
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2.3.Zona Habitable Galáctica
González et. al (2001) propusieron la existencia de una Zona Habitable
Galáctica (ZHG) análoga a la Zona Habitable Circumestelar, es decir, una región
favorable para el desarrollo ymantenimiento de vida "compleja" comparable con
los animales y plantas terrestres. Según González y sus colaboradores, en la Vía
Láctea la ZHG forma un anillo en el disco galáctico y sus límites están dados por
varios procesos astrofísicos como radiación de partículas, que están relacionados
con la habitabilidad de los planetas terrestres.
2.4.Ecuación de Orake
En 1960, un joven radioastrónomo norteamericano, actualmente un reconocido
científico y director del instituto SETI (Search for Extraterrestriallntelligence) Frank
Drake, planteó una ecuación en la cual afirma que el número de civilizaciones
teóricamente detectables en un tiempo dado depende de cuántas estrellas hay, de
cuántas tengan planetas orbitando alrededor de ellas , de cuantos de éstos
planetas reúnan las condiciones adecuadas para la vida , de cuántos de estos
pueden desarrollar vida, de cuántos de estos puedan desarrollar civilizaciones con
tecnologíay por último , de cuántas de éstas puedan sobrevivir a su propio éxito.
Este último punto es muy importante, pues si una civilización de alta tecnología
desaparece tras 50 o 100 años, probablemente no se pueda comunicar con nadie
(Lemonick,1999 ; Comins , et al, 1999). Se define como civilización avanzada
aquella que sea capaz de comunicarse por radioastronomía (Sagan, 1992). Como
se mencionó antes, aquí no nos interesan las civilizaciones, únicamente los
planetas con vida, razón por la cual se le han hecho modificaciones al modelo
matemático de Drake, haciendo dos evaluaciones para obtener el posible número
de planetas con vida en la galaxia, la primera es teórica y la segunda se hizo con
los datos de planetas extrasolares descubiertos hasta el momento .
Un punto que es importante mencionar es ¿Qué tipo de vida se desea encontrar?,
pues aunque aquí no se estiman las civilizaciones si encontramos que según las
evaluaciones de éste trabajo dependiendo del tipo de vida que nos interese
8
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encontrar es el lugar en el que se debe buscar, entendiendo que la vida en otros
planetas no necesariamente se encontrará en el mismo estado evolutivo que en la
Tierra, es decir, que si bien en nuestro planeta encontramos gran variedad de
especies viviendo en todo tipo de habitats, en otro lugares del Universo podría
existir solo vida de tipo microscópico o con un modo de organización del tipo de
los invertebrados, o incluso seres que se comuniquen tecnológicamente para
aquellos que esperan señales de civilizaciones extraterrestres.
3. OBJETIVOS
El objetivo principal de este trabajo es hacer una estimación del número total
de posibles planetas con vida en la galaxia y su ubicación en ella, para esto se
estimarán otros factores importantes como son:
-Evaluar los bordes de la Zona Habitable Galáctica en base a la metalicidad
estelar, ya que ésta es importante para la formación de planetas.
-Evaluar la Zona Habitable Circumestelar de los diferentes tipos espectrales de las
estrellas de la Secuencia Principal teniendo como referencia la biología terrestre,
tomando la temperatura como factor Iimitante para el surgimiento y desarrollo de
la vida.
-Obtener el número total de posibles planetas con vida en la Zona Habitable
Galáctica por cada tipo espectral utilizando como base la ecuación de Drake y
haciendo posteriores modificaciones a dicho modelo, además de eliminar las
estrellas que se encuentren en las zonas galácticas en las que la existencia de
planetas con vida sea poco probable.
-Evaluar el modelo modificado de Drake propuesto en este trabajo, de manera
teórica a partir de los resultados previos obtenidos en este trabajo y de manera
observacional utilizando los datos de planetas extrasolares descubiertos hasta
mayo de 2004.
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CAPITULO 11
SURGIMIENTO DE LA VIDA EN EL UNIVERSO
1. Origen del Universo
En 1927, el científico y canónigo belga Georges Lemaítre , postuló la teoría del
Big bang o gran explosión, partiendo de la idea de que si el Universo se encuentra
en expansión, antes debió ocupar un espacio más pequeño, de modo que en
algún momento todo el universo estaría concentrado en lo que Lemaítre llamó
"átomo primitivo" (de Rath ,1994). En 1948 el físico ruso nacionalizado
estadounidense George Gamow modificó la teoría planteando que una explosión
gigantesca originó al Universo y en los primeros instantes de su formación se
originaron los elementos que observamos hoy día, esta teoría quedó confirmada
en 1964 gracias al descubrimiento de la radiación de fondo por los astrónomos A.
Penzias y R Wilson (Lucas , 1999).
El big bang o gran estallido es el momento en el que de ese "átomo primordial"
surge toda la materia, según ésta teoría esto ocurrió hace 15 mil millones de
años, y desde ese momento cada partícula comenzó a alejarse rápidamente una
de otra, formándose primeramente partículas como fotones y electrones entre
otras 93 partículas elementales más. El hidrógeno y el helio fueron los primeros
elementos en formarse y al enfriarse el Universo dieron lugar a la formación de
galaxias y de estrellas posteriormente (Barrow, 1988).
Entre esas galaxias se encuentra la nuest ra que llamamos Vía Láctea, que
contiene 200 millones de estrellas, entre las que se encuentra el Sol.
2. Formación del Sistema Solar
Una vez formada la Vía Láctea , en su interior se fueron dando otros eventos
que darían a la formación de estrellas y cuerpos planetarios. La teoría más
aceptada actualmente para la formación del Sistema Solar consiste en el
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postulado de una nube de gas y polvo la cual fue alterada por una explosión
supernova provocando la compresión de dicha nube, dando inicio al colapso
gravitatorio con lo que se inició la formación del Sistema Solar. La nube que se
encontraba en rotación comenzó a girar más rápidamente formándose en el centro
una masa de material que posteriormente formaría el Sol , mientras que en el
ecuador de dicha nube se formó un disco de planetesimales que fueron
agregándose en cuerpos cada vez más grandes hasta formar los planetas (Abell ,
et al. 1987) .
3. Formación de la Tierra
Los planetasimales eran pequeños cuerpos formados por roca principalmente,
pero tenían también otros elementos como el oxígeno, nitrógeno, carbono, silicio,
magnesio, hierro, azufre, calcio, sodio y fósforo. Hace 4600 millones de años
nuestro planeta sería intensamente bombardeado por meteoritos que aportaban
material y energía, por lo tanto, en la Tierra el calor y la presión aumentaban
conforme crecía el planeta, lo cual provocó que aumentara la fuerza gravitatoria y
entonces los elementos más pesados migraron hacia el interior como el hierro y el
níquel formando el núcleo terrestre, mientras que los más ligeros iban quedando
en las capas superiores, formándose así el manto del planeta constituido de
silicatos, la corteza que es una capa delgada de silicatos y por encima una capa
gaseosa formada de vapor de agua y otros gases como metano, amoniaco y
carbono que se formarían cuando el planeta tuvie ra el tamaño suficiente para
retenerlos, a ésta se le conoce como atmósfera 1, (Folsome, 1981).
En ese entonces el Sol comenzó a brillar y como consecuencia, el viento solar
arrastraba el polvo residual de la formación del Sistema Solar, aumentando la
cantidad de energía que llegaba a los planetas. La Tierra comenzó a calentarse
favoreciendo el escape de algunos gases hac ia el espacio exterior cambiando la
composición de la atmósfera, compuesta ahora por vapor de agua, nitrógeno,
dióxido de carbono, y dióxido de azufre con trazas de otros gases como el metano,
sulfuro de hidrógeno e hidrógeno. La pres ión sería lo suficientemente alta para
11
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permitir la presencia de lluv ias abundantes, siendo ésta conocida como atmósfera
11, (Folsome, 1981).
Cuando el bombardeo de meteoritos disminuyó, la corteza del planeta comenzó a
solidificarse formando placas de varios kilómetros de grosor, mientras tanto el
manto semilíquido permitía el desplazamiento de éstas dando paso a la tectónica
de placas, que ocasionaba la formación de cordilleras por el choque de una placa
contra otra, terremotos continuos, etc. Así mismo, el interior de la corteza era
sometida a inmensas presiones que provocaban erupciones volcánicas, por medio
de las cuales el material del interior era expulsado hacia la superficie
enriqueciéndola con elementos que se combinaban con los ya existentes para
formar compuestos que se depositaban en la corteza volviéndola más compleja.
La temperatura del planeta seguía disminuyendo y permitía la condensación del
vapor del agua existente en la atmósfera, éste fue formando los primeros cuerpos
de agua donde se darían las primeras reacciones que conducirían a las primeras
formas de vida , las que irían modificando la atmósfera liberando oxígeno, y a
medida que el oxígeno era más abundante la radiación ultravioleta formabauna
capa de ozono capaz de proteger al planeta de esa radiación permitiendo la
aparición de una gran diversidad de organismos que a su vez seguían modificando
la atmósfera hasta el estado en que la conocemos actualmente y que está
formada de nitrógeno, oxígeno, argón , dióxido de carbono y vapor de agua
principalmente, tenemos entonces la atmósfera 111 ( Folsome, 1981) .
4. Química Prebiótica
En esos cuerpos de agua , que debieron permanecer aún muy calientes por
las condiciones del planeta descritas anteriormente, y que contenían grandes
cantidades de sales minerales de la corteza como azufre, hierro, magnesio, etc. y
además interactuaban con los componentes de la atmósfera como el metano, el
amoniaco y el hidrógeno, se dar ían los primeros pasos hacia la vida.
Aunque la luz que llegaba al planeta desde el Sol no era tan intensa, había otras
fuentes de energía como el calor interno de la Tierra y la presencia de tormentas
12
Neevia docConverter 5.1
eléctricas que hacían reaccionar unos compuestos con otros creando moléculas
cada vez más complejas. Conforme aumentaba la complejidad del caldo éste se
iba saturando de compuestos orgánicos los cuales llegarían con el tiempo a formar
a los primeros organismos vivos. Lo anterior fue propuesto de manera
independiente por el bioquímico ruso A. 1. Oparin y el genetista inglés J. B. S.
Haldane, (Lazcano,1997).
En 1953, S. Miller estudiante graduado del laboratorio de H. Urey, preparó una
mezcla de amoniaco, metano e hidrógeno dentro de un recipiente por el cual
pasaba un electrodo que simulaba los rayos en la atmósfera primitiva, y hacía
circular agua a través de dicho mecanismo, una semana más tarde, analizó el
contenido de su mezcla y encontró compuestos como ácido fórmico, acético,
láctico , ácido cianhídrico, urea y dos aminoácidos, alanina y glicina (Miller, 1953) .
Esto reforzaba la teoría propuesta por Oparín y Haldane años antes. Aún así, todo
lo obtenido mediante este experimento siguen siendo solo moléculas, y no son
comparables con la complej idad que presenta una célula viva .
5. Origen de la vida
El paso de lo no vivo a lo vivo aún es desconocido, sin embargo en 1977
Woese y Fax propusieron que debía existir una entidad biológica hipotética de la
que debían descender todos los organismos vivos actuales, a la que llamaron
progenote, y en la cual el genotipo y el fenotipo aún no se habrían diferenciado
entre si (Lazcano, 2005 . internet 1). La propuesta cons istía en que el ARN podría
haber sido la primera molécula en formarse y así establecerse lo que se conoce
como el mundo del ARN , en el cual , ésta molécula catalizaba todas las reacciones
necesarias para que sobreviviera y se replicara un precursor del ancestro común ,
planteando que el ARN podría haber desarrollado la capacidad de unir
aminoácidos y así formar proteínas siempre y cuando el ARN hubiese tenido dos
propiedades: la capacidad de replicarse sin ayuda de proteínas y la capacidad de
catalizar cada paso de la síntesis de proteínas (Orgel , 1999).
13
Neevia docConverter 5.1
Actualmente por medio de la genómica comparada se buscan similitudes y
diferencias entre los organ ismos y se piensa que debió existir un ancestro común
más evolucionado que el progenote, llamado cenancestro, para todos los
organismos que poseía ciertas características que son comunes a todos los seres
vivos actuales, por ejemplo , todo indica que el cenancestro poseía un sistema de
transcripción y traducción que incluía ribosomas con proteínas, factores de
transcripción y una RNA polimerasa ADN-dependiente oligomérica, un
metabolismo energético dependiente de ATPasas asoc iadas a membranas,
biosíntesis de aminoácidos, nucleótidos y coenzimas y la presencia de un genoma
de ADN (Lazcano et. al. 1992 ).
6. Compuestos orgánicos
Como vemos , un hecho importante es que todos los organismos vivos
actuales están formados de compuestos orgán icos similares, tales como
aminoácidos, proteínas, azúcares, lípidos, un código genético, etc. Algunos de
éstos encontrados en el experimento de Miller por ejemplo el aminoácido alan ina.
Pues bien , los aminoácidos son moléculas orgán icas cuya estructura es un átomo
de carbono central , con cuatro enlaces, uno a un átomo de hidrógeno (H), otro a
un grupo amino (NH2) , el tercer enlace a un grupo carboxilo (COOH) y el cuarto
puede variar (Fig .2.1). La variación en este enlace es lo que genera los diferentes
aminoácidos. En los seres vivos encontramos solo 20 tipos diferentes de
aminoácidos (Cuadro 1), como la lisina , histidina, cisteína, ácido glutámico, ácido
aspártico, entre otros, (Brock,1993, Smith,1998) .
Aminoácido
R O
I I I
H2N - e - e - OH
Grupo amino I Grupo carboxilo
H
Figura 2.1: Estructura general de un aminoácido , (H) es el hidrógeno , (H2N) es el grupo amino,
(COOH) el grupo carboxilo y R es el cuarto enlace que puede varia r.
14
Neevia docConverter 5.1
Estos 20 aminoácidos ordenados de manera secuencial forman polipéptidos los
cuales pueden producir gran diversidad de var iaciones en su acomodo. Las
proteínas son moléculas formadas por polipéptidos , la secuencia de los
aminoácidos en dichos polipéptidos y sus características químicas fuerzan un
plegamiento o configuración el cual dará a la proteínas su estructura ya sea
primaria, secundaria, terciaria o cuaternaria , (Brock,1993, Smith ,1998).
La estructura primaria es la secuencia de aminoácidos de la proteína. Nos indica
cuales de estos componen la cadena polipeptídica y el orden en que se
encuentran (Fig.2.2). La función de una proteína depende de su secuencia y de la
forma que ésta adopte (Brock,1991, Smith,1998 ).
Estructura primaria de las proteínas
ala - arg - as n - asp - cys - gln - glu -
gly - his - ile - leu - lys - met - phe ---
I
pro - ser - th r - trp - tyr - va l
Fig.2.2: Esquema de la estructu ra primaria de una proteína, solo se muestra la secuencia de los
20 aminoácidos biológicos.
La estructura secundaria es la disposición de la secuencia de aminoácidos en el
espacio, es decir, adquieren una estructura que puede ser de dos tipos: la
estructura a-hélice o la r3 plegada o laminar (Fig .2.3). (Brock,1993, Smith ,1998) .
Figura 2.3: La estructura secunda ria de las proteínas puede ser de dos tipos a-hélice o la 13 laminar
(Internet 2)
15
Neevia docConverter 5.1
La estructura secundaria al plegarse sobre sí misma onqina una conformación
globular, dando lugar a la estructura terciaria de las proteínas (Fig.2.4). La
estructura cuaternaria se da mediante la unión de varias cadenas polipeptídicas
con estructura terciaria, para formar un complejo proteico (Fig .2.4) (Brock,1993,
Smith,1998).
::;:::::::::::;:::::::::;:::::::.:::::::::::::::::::::;:;:::::::::::::::::::::::::;::::::;::::::::::::.::".:.:.:•...........
Figura 2.4: Esquemas de las estructuras terciaria y cuaternaria de las proteína (internet 2)
También tenemos a los nucleótidos que son otro tipo de moléculas fundamentales
para la vida. Cada nucleótido esta formado por un azúcar que se une a un grupo
fosfato y a una base nitrogenada. Hay cinco tipos distintos de bases nitrogenadas:
adenina (A), citosina (C), guanina (G), timina (T) y uracilo (U). Los nucleótidos son
las unidades de otras moléculas llamadas ácidos nucleicos. Los ácidos nucleicos
son el Ácido Desoxirribonucleico (ADN) y el Ácido Ribonucleico (ARN) y se
diferencian en el tipo de azúcar que usan, es decir, la ribosa aparece en el ARN y
la desoxirribosa en ADN . Estos dos tipos de moléculas utilizan la citosina que se
une a la guaina, y la adenina que se une a la timina en el caso del ADN , mientras
que en el RNA es el uracilo el que se une a la adenina, en lugar de la timina.
(Brock ,1993, Sr:nith,1998).
La molécula de ADN esta formada por la unión de dos cadenas de nucleótidos,
gracias al enlace que se establece entre las bases nitrogenadas complementarias,
una vez enlazadas las dos cadenas, se disponen en una estructura de doble
hélice. Por su parte elRNA es una cadena sencilla. La información genética de los
16
Neevia docConverter 5.1
organismos vivos esta contenida en los ácidos nucleicos (Brock,1993 ,
Smith,1998).
Por otra parte, los azúcares o hidratos de carbono son importantes para la vida
porque forman parte de los nucleótidos, pero también lo son desde el punto de
vista metabólico ya que almacenan la energía necesaria para los seres vivos . Así
pues , pueden desempeñar funciones tanto de reserva energética como función
estructural. Son moléculas formadas por carbono (C), hidrógeno (H) y oxígeno (O).
En todos los azúcares siempre hay un grupo carbonilo, es decir, un carbono unido
a un oxígeno mediante un doble enlace (C=O) (Fig.2.5) (Brock,1993, Smith,1998).
Diferentes moléculas de azúcares
H
I
c=o
I
H - C -OH
I
CH20 H
A
H
I
c=o
I
H - C -OH
I
H - C - OH
I
CH20 H
B
H
I
C=O
I
H - C -OH
I
H - C - OH
I
H - C - OH
I
CH20 H
C
H
I
C=O
I
H - C -OH
I
H - C - OH
I
H - C - OH
I
H - C -OH
I
CH20H
D
Figura 2.5: diferentes moléculas de azúcares , (A) triosa , (B) tetrosa , (C) pentosa, (D) hexosa.
Finalmente, los lípidos son moléculas orgánicas formadas básicamente por
carbono, hidrógeno y oxígeno, pueden contener también, fósforo (fosfolípidos) ,
nitrógeno y azufre y pueden unirse a carbohidratos formando glucolípidos o bien,
a proteínas formando las lipoproteínas. Son también una fuente de energía celular
y sus características de solubilidad son de gran importancia ya que los lípidos se
asocian formando "barreras" en el agua , por lo tanto , al formar parte de la
membrana celular dan semipermeabi lidad a las membranas celulares (Brock,1993 ,
Smith,1998) .
17
Neevia docConverter 5.1
Otro punto importante es que las moléculas presentan quiralidad, esto es, dos
formas estructurales distintas, es decir, con la misma composición química pero
distinta disposición espacial , de manera que si por ejemplo, hacemos pasar luz
polarizada a través de una molécula y la luz se desvía hacia la derecha decimos
que dicha molécula es de forma dextrógira, (O) y si la luz se desvía hacia la
izquierda decimos que es de forma levógira, (L). Aunque en la naturaleza
podemos encontrar ambas formas , en los organismos vivos los aminoácidos son
todos de la forma L, mientras que los azúcares son todos de la forma O, a este
hecho se le conoce como homoquiralidad y no se sabe aún porque sucede esto.
7. Definición de vida
Con lo anterior nos damos una idea de como es la composición molecular de
los organismos vivos en general, sin embargo, dar un definición de vida es algo
muy complejo, pues no se ha llegado a una definición clara debido a que muchas
de las características de los seres vivos las compartimos con sistemas a los que
no se les considera como tal. Podemos dar algunas características de los seres
vivos, por ejemplo, son sistemas abiertos que intercambian energía con el medio ,
presentan algún tipo de movimiento, se reproducen, crecen , además de que un
ser vivo no solo no vive aislado sino que interactúa con otros organismos de su
misma especie y con poblaciones de especies distintas a la de él, etc. Pero todo o
al menos alguno de estos puntos pueden presentarlo objetos como las máquinas
solo por poner un ejemplo , que están lejos de considerarse vivas. Se han dado
varias definiciones de vida pero hasta el momento no hay una que satisfaga
completamente a la totalidad de los estudiosos en el tema.
Sin embargo, el hecho de no tener una definición convincente de vida , no impide
que podamos distinguir entre los vivo y lo no vivo , para esto debemos mirar a
nuestro alrededor, y difícilmente habrá quien confunda a una roca con un ser vivo
como un árbol, un humano o una bacteria. En nuestro planeta existe un gran
número de especies a las cuales se le ha clasificado para su estudio tomando en
cuenta sus características, anteriormente se les clasificaba según su morfología
pero en la actualidad se hace por medio de estudios moleculares.
18
Neevia docConverter 5.1
8. Los tres dominios de Woese
"La filogenia molecular, ha mostrado de manera convincente que desde el punto
de partida molecular/celular, solamente se pueden definir tres reinos vivos:
eubacterias, arqueobacterias y los eucariontes. Esta clasificación está en
contraste con la clasificación más tradicional de cinco reinos (plantas, animales,
protistas, hongos y bacterias), la cua l ha permanecido como piedra angular de la
clasificación biológica por muchos años . Uno de los problemas con el método de
los cinco reinos fue que separó en cuatro reinos distintos (plantas, animales,
protistas, hongos) organismos que son desde el punto de part ida
molecular/celular, fundamentalmente lo mismo, es decir eucariontes. Además este
sistema reúne en un reino (bacterias) dos grupos de procariontes, las
arqueobacterias y las eubacterias, las cuales por secuenciación molecular, se ha
demostrado que son tan diferen tes unas de otras como de los eucariontes"
(Brock,1993).
Los estudios de Carl Woese y sus colaboradores están basados en secuencias de
RNAr, haciendo la compa ración del RNAr 168 de la mayoría de los principales
grupos filogenéticos ellos se dan cuenta que éstos grupos tienen una o más
secuencias de nucleótidos características, denominadas oligonucleótidos firma.
Las secuencias de oligonucleótidos firma son secuencias de oligonucleótidos
específicas que existen en la mayoría o en todos los miembros de un grupo
filogenético particular. Por consiguiente, las secuencias firma pueden utilizarse
para ubicar los microorganismos en el grupo correcto (Prescott,1999).
9. Características moleculares/celulares de los tres dominios
Aunque los tres domin ios, Eubacterias, Arqueobacterias y Eucariontes se
definieron originalmente basándose en la secuenciación comparativa del RNA
ribosomal, estudios posteriores, especialmente del grupo de las arqueobacterias,
han mostrado que cada grupo se puede defin ir también sobre la base de un
19
Neevia docConverter 5.1
número de propiedades fenotípicas, en la tabla 2.1 presentamos un panorama
general de los rasgos fenotípicos principales con valor filogenético (Brock, 1993) .
Tabla 2.1.
Resumen de las princ ipales caracter ísticas diferenciales entre arqueobacterias, eubacterias y
eucariont es.
Característica Arqueobacterias Eubacterias Eucariontes
Núcleo rodeado
por una Ausen te Ausente Presente
membrana
Organelos
internos rodeados Ausentes Ausentes Presentes
de una membrana
Ausencia de ácido Ausencia de ácido
Pared celular murámico Existe ácido murámico
murámico
Lípidos de
membrana Enlaces éter Enlaces éster Enlaces éster
Ribosomas 70S 70S 80S
RNAt iniciador Metionina Formilmetionina Metionina
RNA polimerasas Varias (8-12 Una (cuatro Tres (1 2-14
subunidades cada subunidades ) subunidades cada
una) una)
10. Generalidades de los tres Dominios
Independientemente de las diferencias moleculares de estos grupos existen
otros aspectos que nos conviene revisar para situar a los organ ismos terrestres no
solo en un árbol genealógico sino en la naturaleza, lo cual es muy útil, pues en
nuestro caso particular, para buscar vida en otras partes del Universo, nos
20
Neevia docConverter 5.1
conviene explorar los posib les modos de vida y ambientes en los que podemos
encontrar a los seres vivos , teniendo siempre presente que no necesariamente
serán iguales a los organ ismos terrestres pero nuestra biología es el único ejemplo
de vida que tenemos hasta el momento, de tal manera que la tomaremos como
base.
10.1 Eucariontes
Este es el grupo más var iado y amplio , a este Dominio pertenecen miembros de
los cuatro reinos Protista, Fung i, Plantae, y Animal ia, en general , todo sus
integrantes tienen un núcleo rodeado por una membrana, pueden ser unicelulares
o pluricelulares, los hay marinos y terrestres ; autótrofos como las plantas y
heterótrofos como los animales y algunos hongos; parasitarios por ejemplo las
amebas y otros protozoarios; ejemplos de organismosde vida libre son los
voladores como las aves e insectos, nadadores como peces , crustáceos,
mamíferos marinos y aves nadadoras como el pingü ino, los hay sésiles, por
ejemplo, las plantas y algu nos metazoarios, en fin que tienen una gran diversidad
de modos de vida, hábitos aliment icios , reproductivos, habitats, etc. De hecho se
pueden escribir libros completos para cada uno de los diferentes grupos
pertenecientes a este Dominio (Fig.2.6).
10.2 Eubacterias
Las Eubacterias tienen un núcleo que carece de membrana, pueden
presentarse aislados (unicelulares) o en cenobios, es decir, unidos como grupo
por una sustancia mucilag inosa. Las cianobacterias son los colonizadores
primarios de un ecosistema. Tien en la capacidad de crecer en un amplio rango de
temperaturas por lo que se les encuentra en ambientes húmedos y acuáticos, hay
registros de ellas en fuentes termales, aguas frías , saladas, dulces, incluso en
glaciares y en regiones polares, aunque las eubacterias desaparecen de los
biotopos a partir de los 90° C. Tienen gran tolerancia a la desecación, así como
21
Neevia docConverter 5.1
variadas estrategias para proteg erse de la radiación UV, por ejemplo, viviendo
bajo la superficie de las rocas, (Wh itton and Poots , 2000, Internet 3). La
Cianobacterias también son organismos pancrónicos ya que se han encontrado
formando estromatolitos de aproximadamente 3.1 Giga-años (Ga) de antigüedad
en el Sur de África (Malcolm,R.W. 1994) (Fig.2.6).
10.3. Arqueobacterias
Dentro del grupo de las arqueobacterias no todas son termófilas y la mayoría
vive a temperaturas conve ncionales. Son muy frecuentes en los océanos y en
habitats extremos. Algunas, las que se caracterizan por vivir en ambientes
extremos, comprenden organismos productores de metano o metanógenos,
halófilos extremos, termoacidófilos e hipertermófilos. Algunos de los procariontes
pertenecientes a este último grupo se desarrollan a temperaturas superiores a los
110° C y se les encuentra en fuentes termales, vent ilas hidrotermales,
escombreras de carbón encendidas y géiseres (Brock, 1988) (Fig.2.6).
Bacteria Archaea Eucarya
Animals
Euryarcneeotn
Cren-
ercbeeots
Green
non-,sultuf
b~cleri CII
Púrple
","eleri.
Tllerznc,togales----,
Figura 2.6. Árbol filogenético universal, con los dife rentes grupos pertenecientes a cada Dominio.
(Adaptado de G. J. ülsen y C. R. Woese , 1993).
22
Neevia docConverter 5.1
11. Importancia de la Temperatura
Como podemos ver, la distribución y diversidad de los organismos en nuestro
planeta es muy amplia. El conocimiento de los organismos que viven a la máxima
y mínima temperatura en nuestro planeta, nos sirve para la evaluación de Zonas
Habitables alrededor de otras estrel las, por lo tanto , el parámetro que utilizamos
es la temperatura, puesto que lo que buscamos son los límites de dichas zonas.
En general, en nuestro plan eta la mayor ía de los organismos solo pueden vivir en
un intervalo relativamente estrecho de temperaturas que van de O°C a 50°C, a
estos se les llama organismos mesófilos dentro de los cuales se encuentra la
mayoría de los taxa que pueb lan nuestro planeta (Nason, 1992) . Pero existen
también organismos capaces de vivir a temperaturas extremas inferiores y
superiores, a los que se les conoce como organismos psicrófilos y termófilos
respectivamente (Stan ier , 1986). Existe un cuarto grupo de organismos a los
cuales se les da el termino de hipertermófilos por vivir a temperaturas
extremadamente altas , en la tabla 2.2 encon traremos algunos ejemplos de
organismos pertenecientes a cada grupo de temperatura.
12. Pyrolobus tumeril y Phormidium sp .
Lo que se necesitaba en este trabajo para la evaluación de las Zonas
Habitables Circumestelares (ZHC) eran los organ ismos que vivieran a la
temperatura más alta y más baja en la Tierra, de tal manera que recurrimos a los
hipertermófilos y a los psicrófilos para seleccionar a los organismos que
cumplieran este requisito.
Pyrolobus fumarii es una arqueobacteria de forma cocoide la cual fue aislada de
una ventila hidrotermal en el Océano Atlántico a una profundidad de 3650 metros
(Lámina 1). Crece a tempe raturas de entre 90°C y 113°C (su temperatura óptima
es de 106° C), con un pH entre 4.0-6.5 (óptimo de 5.5.) y 1%-4% salinidad (óptimo
1.7%). Este organismo es aerobi o facultativo, lo que significa que siendo
anaerobio puede adaptarse a viv ir en presencia de oxígeno, y quimiolitoautótrofo
23
Neevia docConverter 5.1
Tabla 2.2.
Ejemplosde organismos pertenecientes a los tres Dominios y temperatura a la que viven.
Ejemplos de Organismos y temperatura a la que viven
Eubacterias : Pseudo monas, Xanthomonas y Erwinia , que viven
de -2 a -5 0 C. (Horikoshi,1998). Phormidium sp. es el organismo
utilizado para este trabajo pues vive a - 18° e (Kohshima, 1984).
Psicrófilos Chlamydomonas nivalis (Brock,1991). Eucariontes: Herpotrichia
juniperi, es un hongo a temperaturas de hasta _5° e (Müller,
1976). El oso polar y la foca que viven en los polos a
temperaturas bajo cero (Nason ,1992). No hay representantes del
grupo de las arqueobacterias.
Mesófilos
Termófilos
Hipertermófilos
Eubacterias : Vibrio cholerae, Clostridium botulimum Salmonella
sp. viven a 3r e Prescott (1999). Arqueobacterias:
Halobacterium, Halococcus y Natronobacterium Prescott (1999) .
Eucariontes : este grupo es el más extenso y viven entre Oy 50°
e, p.e. humano, repti les, aves, peces, aunque algunos pueden
adaptarse a temperaturas extremas.
Eubacterias : Thermotoga y Thermosipho de 55 - 90° e con una
óptim a de 80° e Brock (1993) . Arqueobacterias: Thermococcus
y Pyrococcus a 88° C. Archaeoglobus a los 83° e Eucariontes:
Nussula elegans y Cyclidium glaucoma a 51° e , Hyalodiscus a
más de 54° e (Sleigh , 1979). Synechococcus lividus, a 73° e
(Lee ,1995).
Arqueobacter ias : Methanopyrus a 110° e Prescott,(1993).
Pyrolobus fumarii, la arqueobacteria utilizada en este trabajo
alca nza 113° e como temperatura máxima de crecimiento
(Internet 2). No hay representantes de los grupos de Eubacterias
ni de los Eucariontes .
24
Neevia docConverter 5.1
obligado, es decir que se alimenta únicam ente de los elementos que adquiere de
las rocas, obteniendo su energía por oxidación de H2, Nitratos, S203-
2, y bajas
concentraciones de O2 le sirven como aceptores de electrones produciendo como
productos finales NH+4, H2S, y H20 , respectivamente (Internet 2) .
Phormídíum sp. es una cianobacteria de tipo filamentoso (Whitton, 2000). Vive en
el Glaciar Yala en los Montes Himalaya y puede vivir a temperaturas de -18°C
(Kohshima, 1984) disponiendo del agua derretida que escurre entre los hielos
(Lámina 2). Las especies pertenecientes al género Phormídíum pueden
encontrarse en ambientes muy diversos , desde climas templados viviendo a
temperaturas de 25°C a 30°C hasta los Polos. Es un género muy antiguo pues se
ha encontrado formando estromatoli tos de forma columnar o cónica (Whitton,
2000).
25
Neevia docConverter 5.1
CAPITULO 11I
CONDICIONES PARA LA EXISTENCIA DE VIDA EN LAS ZONAS
HABITABLES
Una vez que elegimos a los organismos terrestres, de los conocidos hasta el
momento, que cumplen con el requisito de vivir a la temperatura mínima
(Phormidium sp) y máxima (Pyrolobus tumetii; en el planeta y que nos servirán
para la evaluación de las Zonas Habitables Circumestelares (ZHC), revisemos
ahora otros aspectos que serán de utilidad para la realización de este trabajo.
1. Evolución química del universo
Recordemos que ya en el capítulo anterior hablábamos del Big bang o gran
explosión , que postula que toda la materia se encontraba concentrada en un
"átomo primordial " que tenía altísima densidad y temperatura el cual explotó
violentamente. La explosión provocó la expansión y enfriamiento graduales de
partículas que dieron lugar a los primeros elementos, hidrógeno y helio. Unos 10
mil millones d e años después d e la gran e xplosión comenzaron a formarse las
galaxias (Barrow, 1988), queson enormes sistemas de millones de estrellas con
nubes de gas y polvo, y que se mantienen agrupadas por la fuerza de gravedad
(Diccionario de la Real Academia de las Ciencias, 2001), las dimensiones de
nuestra galaxia, por ejemplo son, su diámetro tiene aproximadamente 100 mil
años luz (30.68 kp.) Y su espesor es de alrededor de 1000 años luz (0.306 kp.)
(Shklovski,1977).
Pero hasta aquí solo tenemos hidrógeno y helio, no tenemos aún a los elementos
más pesados como el carbono, el oxígeno, etc. Estos elementos se forman en las
estrellas. Las estrellas nacen cuando una nube de gases, principalmente
hidrógeno y helio, se compacta por efecto de la gravedad, con el tiempo , la
estrella se va enriqueciendo cada vez más de helio y mientras las capas externas
se expanden, el núcleo se colapsa permitiendo un nuevo ciclo de reacciones
26
Neevia docConverter 5.1
nucleares permitiendo la transformación de helio en carbono, este ciclo se repite
varias veces formando elementos cada vez más pesados, como oxígeno,
nitrógeno, neón, etc. Así se sintetizan todos los elementos químicos hasta llegar al
hierro (Fe) donde el proceso se detiene, ya que elementos más pesados no
pueden fusionarse, y puesto que ya no es posible sustentar las reacciones
nucleares de la estrella se produce una explosión supernova, en la que se
producen todos los elementos más pesados que el Fe (Echavarría, 1987). Esto
nos servirá para entender la importancia de la metalicidad estelar más adelante.
2. La Vía Láctea
Decíamos también anteriormente que la Vía Láctea es solo una galaxia de
muchas que hay en el Universo . Es de tipo espiral (Lámina 3), es decir, un disco
gigantesco de estrellas que giran alrededor del centro galáctico como lo hacen los
planetas alrededor del Sol. Consta de cuatro regiones: halo, bulbo, disco grueso y
disco delgado (Fig 3.1). Lejos del centro de la galaxia existe menos gas y por lo
tanto, menos formación de estrellas, de tal manera que, los bordes externos de la
galaxia están empobrecidos respecto al interior. Conociendo el gradiente de
metalicidad del disco galáctico podemos establecer los límites de la Zona
Habitable Galáctica (ZHG), propuesta por González et. al (2001). Las estrellas del
bulbo son muy variadas en sus metalicidades, pero la radiación cósmica tiene
niveles muy altos en esa zona y como veremos más adelante, eso será un
impedimento para el surgimiento de vida en los probables planetas existentes en
esa zona. Por su parte, el halo y el disco grueso están formados por estrellas de
edad avanzada y pobres en metales, por lo que es poco probable que se hayan
formado planetas terrestres del tamaño de la Tierra en esas estrellas. En el disco
delgado, donde se encuentra nuestra estrella, el Sol, la metalicidad del gas
disminuye con la distancia al centro galáctico por lo que la formación de planetas
tipo terrestre dependerá de la metalicidad de las estrellas y ésta a su vez con su
ubicación en el disco delgado de la galaxia; además de que la radiación cósmica
es menos intensa que en el bulbo lo cual proporcionará un medio cósmico
27Neevia docConverter 5.1
adecuado para el surgimiento y sustento de la vida en planetas que existiesen en
esa zona. González et. al (2001).
Bulbo halo
Disco grueso
Disco delzado
Fig. 3.1. Estructura de la Vía Láctea, el bulbo es el centro de la galaxia, el disco grueso y el disco
delgado, corresponden a los brazos espirales y el halo esta formado por las estrellas que se
encuentra más alejadas en la galaxia.
3. Zona Habitable Galáctica según González.
En 2001 González et. al. propusieron la existencia de una Zona Habitable
Galáctica (ZHG), en la cual podrían existir estrellas con planetas los cuales
tuvieran el tamaño adecuado para sustentar vida (Lámina 4), dependiendo sobre
todo de la metalicidad de la estrella y tomando en cuenta también los eventos
estelares que ocurren en la galaxia. Plantearon que el borde interno de la Zona
Habitable Galáctica sería determinado tomando en cuenta que hacia el centro
galáctico hay gran actividad estelar como supernovas y explosiones de rayos 1, lo
cual no permitiría el desarrollo de la vida en caso de que esta surgiera, esto
porque un planeta debe hallarse protegido de peligros tales como impactos de
asteroides, cometas y explosiones de radiación. La frecuencia de dichas
perturbaciones depende de nuestra posición en la Vía Láctea, pues conforme nos
acercamos hacia el centro galáctico, aumenta la densidad de estrellas, por lo que
hay más interacciones entre ellas. Imaginemos un sistema planetario que se
28Neevia docConverter 5.1
formara de una nube rica en metales, éste contendría más cometas que otro que
se formara de una nube menos metálica, aumentando la probabilidad de que un
planeta que se localizara cerca o en el centro de la galaxia fuera impactado por
uno de estos cuerpos de gran tamaño, lo que llevaría a la extinción de cualquier
forma de vida que hubiese podido surgir. Por otra parte, el campo magnético de un
planeta lo defiende del a radiación de partículas, p ero u na radiación energética
alta como la de las regiones de alta energía del interior de la galaxia estaría
continuamente golpeando la atmósfera y desencadenaría una cascada letal de
partículas.
El otro límite de la ZHG es definido por la evolución quirruca galáctica, y en
particular, por el gradiente metálico radial del disco, puesto que es necesaria una
abundancia mínima de los metales pesados para formar planetas del tamaño de la
Tierra y en la parte externa de la galaxia no hay los suficientes para formarlos
(González el. al. 2001).
4. Metalicidad Estelar y su Importancia para la Formación de Planetas
En astronomía, metal es cualquier elemento que no sea hidrógeno o helio, la
metalicidad es pues el contenido de metales en una estrella y las principales
fuentes de metales son las supernovas. Normalmente, la metalicidad se expresa
como la fracción de átomos de hierro respecto a los átomos de hidrógenolFJj¡J,
de ahí que el término metalicidad de una estrella sea a menudo referente a su
abundancia de Fe, e n adelante se emplearán los términos lFJj¡J y metalicidad
como sinónimos. González et.et. (2001).
Ahora bien, desde la formación de nuestra galaxia, los metales han tenido un
incremento en el medio interestelar, se ha visto que la metalicidad es mayor hacia
el centro galáctico y va diminuyendo conforme nos acercamos a los bordes, esto
nos hace pensar que así como alrededor de las estrellas hay una zona propicia
para la vida, en la galaxia sucede lo mismo, pero esto depende de la metalicidad
de las estrellas que se hallen en las diferentes regiones de la galaxia.
29
Neevia docConverter 5.1
Sabemos por otra parte, que los metales son los bloques de construcción de los
planetas terrestres, por lo que la concentración de éstos condiciona el tamaño de
los cuerpos planetarios, factor que determina a su vez si un planeta es capaz de
retener su atmósfera y presentar actividad geológica, por lo tanto sin una cantidad
suficiente de metales no es posible que se formen planetas del tamaño adecuado
para que puedan presentar estas condiciones debido a que se formarían cuerpos
de núcleos rocosos muy pequeños. Por el contrario, si la metalicidad de una
estrella es muy alta, los planetas serán de mayor tamaño y consecuentemente su
gravedad también será mayor, de tal manera que se enriquecerán de elementos
volátiles formando planetas gigantes gaseosos del tipo de Júpiter conocidos como
planetas jovianos (González et. al. 2001).
4.1. Tamaño Adecuado para un Planeta
Es probable que la masa de un cuerpo planetario sea el factor más importante
para la construcción de un planeta terrestre habitable. Si pensamos que un
planeta con una masa terrestre sería del tamaño de la Tierra, y que un planeta con
seis masas terrestres sería como Urano, que es el de menor tamaño de los
planetas gigantes gaseosos, notamos entonces que en un punto entre una y seis
masas terrestres se encuentrael límite en el cual un planeta con una masa
determinada tendría la fuerza gravitatoria suficiente para atraer los gases que se
encontrasen en sus inmediaciones y convertirse en un gigante gaseoso incapaz
de sustentar vida. Por otra parte, la masa mínima necesaria para que un planeta
pudiera albergar vida es la del planeta Marte, esto porque un cuerpo con menor
masa no es capaz de retener su atmósfera lo que impediría el desarrollo de vida
en él (González el. al. 2001).
5. Luminosidad Estelar
Acabamos de ver que uno de los factores que influyen en el surgimiento y
sustento de la vida en un plantea es el tamaño de éste. Por otro lado, en el
30
Neevia docConverter 5.1
capítulo precedente, vimos que la cantidad de energía disponible en el cuerpo
planetario también es importante para esto, en este caso se pensó en la cantidad
de energía que llega al planeta desde su estrella, así que será necesario conocer
algo acerca de estos cuerpos celestes.
Las estrellas son inmensas masas esféricas y gaseosas, formadas principalmente
de hidrógeno y helio que presentan factores físicos como inmensas presiones y
temperaturas que van desde los 3 000 0 a los 35 0000 C (Tabla 3.1.), las cuales
hacen posible la emisión de energía a todo el medio circundante (Diccionario de la
Real Academia de las Ciencias, 2001). A simple vista las estrellas se diferencian
por su luminosidad. Los astrónomos miden dicha luminosidad en unidades
denominadas magnitudes, por ejemplo, una estrella de magnitud 1 es más
brillante que una de magnitud 2; y ésta a su vez más brillante que una de
magnitud 3, Y a sí sucesivamente (Colín, 1971). Cuando utilizamos Ia e scala de
magnitudes de esta manera, solo indicamos la luminosidad de las estrellas según
las vemos desde la Tierra; estamos hablando por lo tanto de su magnitud
aparente. Pero dos estrellas que veamos exactamente con el mismo brillo pueden
ser de distinta luminosidad, al estar situada una de ellas a menor distancia de
nosotros que la otra, (Colín, 1971). Para comparar las luminosidades verdaderas
de dos estrellas, es decir, para obtener su magnitud absoluta, debemos conocer
no solo sus brillos aparentes sino también la distancia a la que están de nosotros.
Cuando sabemos la distancia y la luminosidad, estamos en condiciones de
calcular el brillo que ambas representarían si estuviesen a la misma distancia.
Esto nos suministra su magnitud absoluta (Colín, 1971).
Por otra parte, el conocimiento de la temperatura y del color también nos permite
descubrir cómo irradian energía las estrellas, para tener una mejor idea se puede
pensar que el comportamiento de las e strellas, en cuanto a su luminosidad, es
parecido al espectro de un cuerpo negro o radiación de cavidad.
Este es un cuerpo ideal que irradia luz intensamente al calentarlo y absorbe todas
las longitudes de onda que recibe cuando está frío. Esto significa que, como un
atizador, aparece completamente negro cuando está frío, pero al aumentar la
temperatura toma inicialmente una coloración roja oscura, luego rojo brillante y, al
31
Neevia docConverter 5.1
calentarlo aún más, emite luz amarilla, blanca y, finalmente de una tonalidad
blanco-azulada. Como veremos enseguida, esto es lo que observamos al recorrer
la secuencia principal del as estrellas desde 1as tipo M hasta 1as tipo O (Colín,
1971).
5.1. Diagrama Herlzsprung-Russell
A principios del siglo pasado los astrónomos Ejnar Hertzsprung, de origen
danés y Henry N. Russell, estadounidense, propusieron un diagrama que
mostraba la relación entre la luminosidad y la temperatura de las estrellas, dicho
diagrama es conocido como diagrama de Hertzsprung-Russell o H-R, ellos
graficaron la luminosidad y la temperatura de las estrellas, y observaron que las
estrellas no se distribuyen al azar en el plano sino que se agrupan de una manera
particular (Fig.3.2 y lámina 5), la mayoría se encuentra dispuesta a lo largo de una
diagonal que atraviesa el diagrama, por lo que se le conoce como secuencia
principal. Otras estrellas se encuentran formando agrupaciones en distintas zonas
del diagrama como son las estrellas de baja temperatura y alta luminosidad,
formando la secuencia de gigantes rojas en el extremo superior derecho del
diagrama, o como las estrellas de alta temperatura y baja luminosidad formando la
secuencia de las enanas blancas en el extremo inferior izquierdo (Municio, 1997).
5.2. Estrellas de Secuencia Principal
Como ya dijimos, las estrellas difieren en su temperatura. Las estrellas pueden
clasificarse según sus espectros en O, B, A, F, G, K, M, (Fig.3.2 y Tabla 3.1), en el
sentido de más caliente a más fría. En un extremo de esta serie figuran las
estrellas más calientes del tipo O, de las que sus radiaciones se sitúan en el lado
azul del espectro y en el otro extremo están las estrellas tipo M, que irradian con
mayor intensidad hacia la zona roja del mismo. Los valores de las magnitudes
absolutas de las estrellas de las distintas clases espectrales demuestran que
cuanto más caliente es una estrella mayor luminosidad presenta . Como la mayoría
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Neevia docConverter 5.1
cumple esta relación entre espectro y luminosidad al referirnos a ellas hablamos
de las estrellas de la Secuencia Principal. Aunque existen .otros grupos de
estrellas que no cumplen con esa relación pudiendo ser muy luminosas pero frías
como es el caso de las gigantes rojas, o bien, poco luminosas pero muy calientes
como las enanas blancas. (Colín, 1971). Pero en este caso nos dedicaremos
únicamente a las estrellas de la Secuencia Principal.
Fig.3.2: Diagrama H-R, en el eje X se encuentra el tipo espectral, yen el eje Y la magnitud. (E.B)
Enanas Blancas, (G.R) Gigantes Rojas, (S.P) Secuencia Principal.
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Neevia docConverter 5.1
Tabla 3.1
Tipos espectrales . ( Moore, 1963), (Comins.1999).
Tipo Espectral Color TOSuperf. (OC) Líneas Espectrales Ejemplos
O Blanco 30000 - 50 Brillantes y oscuras Zeta Aarhus
000
B Azulado 11 000 - 30 Líneas de He Alkaid
000 Prominentes
A Blanco 7500 -11 000 Líneas de H Sirio
prominentes
F Amarillento 5900 -7500 Líneas de Ca Procyon
prominentes
G Amarillo 5200 - 5900 Líneas debidas a Capella , Sol
meta les
K Anaranjado 3900 - 5200 Fuertes Líneas de Arturo
metales --
M Rojo-naranja 2500 - 3900 Bandas debidas a Betelgeuse
moléculas
5.3. Estrellas Binarias
Independientemente del tipo espectral al que pertenezcan las estrellas, hay
otro punto importante que mencionar acerca de ellas, y es que por lo general , más
de la mitad de las estrellas en la galaxia no se encuentran solas, sino que forman
grupos de dos o más estrellas. En el caso de los grupos de dos estrellas se les
conoce como sistema binario o estrellas binarias , si el sistema está formado por
más estrellas se le llama sistema múltiple. Respecto al Sol diremos que es una
estrella rara puesto que es de las pocas que se encuentran solas. En los sistemas
estelares binarios o múltiples, el movimiento de las estrellas es alrededor de un
centro de masa común, es decir, que existe un punto no visible en el espacio ,
alrededor del cual giran las estrellas (Echevarría ,1987). En estos grupos estelares
a la estrella más masiva o luminosa se le considera la estrella primaria y a la
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Neevia docConverter 5.1
menos masiva o menos luminosa se le llamada secundaria, pueden también ser
llamadas A, B, C, correspondiendo A, a la estrella primaria. Espoco frecuente que
estrellas pertenecientes a un sistema binario o m últiple tengan la misma m asa,
temperatura y luminosidad, de hecho el desarrollo de cada estrella es
independiente (Internet 3).
La mayoría de estos sistemas son tan lejanos a nosotros, o están tan cerca entre
sí, que no podemos distinguir a las estrellas independientemente sino que se
confunden en un solo resplandor. Sin embargo, observaciones recientes con
espectroscopía de efecto Doppler ya han mostrado la presencia de planetas que
orbitan estrellas individuales en sistemas múltiples. Integraciones numéricashan
demostrado que hay un intervalo de radios orbitales entre 1/3 y 3.5 veces la
separación estelar dentro del cual las órbitas planetarias estables no son posibles.
Según estas observaciones cerca del 23% de los sistemas múltiples no posee
órbitas estables entre DA y 2 U.A., pero este factor se ve compensado al observar
que aproximadamente la mitad de las estrellas binarias se encuentran tan
separadas (más de 2 U .A) que e s posible la formación d e s istemas planetarios
alrededor de ambas estrellas. La combinación de estos factores sugiere que la
frecuencia promedio de planetas alrededor de estrellas binarias podría ser similar
a la de los planetas alrededor de estrellas simples, sin embargo, algunos autores
han rechazado la idea de que estos sistemas sean adecuados para la vida,
mientras que otros piensan que se deben reunir ciertas condiciones estelares para
que haya planetas con vida en ellos (Internet 4), esta información nos será de
utilidad más adelante para nuestros resultados.
6. Zona Habitable Circumestelar (ZHC) según J. Kasting.
Ahora que hemos revisado la información referente a las estrellas, que nos será
de utilidad para evaluar los bordes de La Zona Habitable Circumestelar (ZHC) en
éste trabajo, es preciso mencionar que ya en 1993 Kasting et al. delimitó los
bordes de la Zona Habitable Circumestelar. Utilizando un modelo climático y sus
conocimientos en la historia del Sistema Solar determinó el borde interno con base
a la pérdida de agua vía fotólisis y el escape de Hidrógeno, mientras que el borde
35
Neevia docConverter 5.1
externo lo delimitó por la formación de nubes de CO2 , las cuales enfrían la
superficie de un planeta incrementando su albedo y bajando su gradiente
convectivo. Dio los siguientes valores, el borde interno de la ZHC del Sistema
Solar que tiene una estrella tipo G, se encuentra a 0.95 U.A. y el borde externo a
1.37 U.A. Respecto a las ZHC de otros tipos espectrales (F a M), dice que son
aproximadamente las mismas si estas distancias son expresadas en escala
logarítmica, y si los planetas existentes en ellas tienen distancias espaciales
también logarítmicas como en el Sistema Solar, Kasting et al (1993).
l '
7. Factores a Considerar para Calcular la Zona Habitable
En este trabajo, se han calculado también los bordes interno y externo de la
Zona Habitable Circumestelar de las estrellas de la Secuencia Principal, pero no
se han tomado en cuenta las características planetarias específicas, como son
composición atmosférica, tectónica de placas, campo magnético del planeta etc.
pues si bien es cierto que son de gran importancia para el surgimiento de la vida,
hemos tomado como primera condición para el surgimiento de esta, la cantidad de
energía que llega desde la estrella hasta el planeta para que comiencen a darse
las reacciones necesarias para el desarrollo de seres vivos, pues del
calentamiento s alar dependen los ciclos estacionales, los vientos, las corrientes
marinas y, por supuesto, la fotosíntesis, que es la base de casi todas las cadenas
alimenticias. Por lo tanto un factor que ha de tomarse en cuenta es la cantidad de
energía emitida por las estrellas de los diferentes tipos espectrales, ya que de ésta
dependen tanto el ancho de la Zona Habitable como la distancia a la que se
encuentre de la estrella dicha zona.
Como se mencionaba anteriormente, un factor importante para el surgimiento de
la vida es la cantidad de energía que llega a los cuerpos planetarios, pues
dependiendo de esto un planeta podría ser un buen candidato para albergar vida,
esto es, que no sea ni demasiado caliente ni demasiado frío, así que para
determinar las distancias máxima y mínima a las que debería encontrarse un
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Neevia docConverter 5.1
planeta de su estrella, hemos tomado la temperatura a la que viven dos
organismos extremófilos.
Por lo tanto, el otro factor a considerar, tomando como modelo la biología
terrestre, e s lag ran capacidad q ue t lene los organismos p ara a daptarse a muy
diversas condiciones ambientales y desarrollarse en ellas, en este caso en
particular a la temperatura, por eso para este trabajo se eligieron dos especies de
bacterias extremófilas: Pyrolobus fumarii una arqueobacteria que vive a
temperaturas de hasta 1130 C y Phormidium sp. una cianobacteria la cual puede
vivir a una temperatura de -18 0 C, siendo los que viven a las temperaturas más
extremas sobre la Tierra. Por organismos como estos, es que no debería
sorprendernos la probable existencia de vida en planetas que si bien podrían ser
totalmente inhóspitos para la vida terrestre en general, no así para otras formas de
vida que pudieron surgir en planetas lejanos y muy diferentes al nuestro en
condiciones que para nosotros serían mortales. Aunque dicha hipótesis aún no
haya sido comprobada, tampoco puede desecharse sin antes analizar las
posibilidades que hubiera al respecto.
8. Planetas Extrasolares
Por fortuna, para la investigación de búsqueda de vida en otros planetas, en
la actualidad ya se han podido observar un gran número de planetas extrasolares.
Por planetas extrasolares entendemos que son todos los cuerpos planetarios que
se encuentran girando alrededor de cualquier estrella que no sea nuestro Sol, es
decir, que no pertenecen a nuestro S istema Planetario o S istema Solar. Desde
1995 que se anunció el descubrimiento de un planeta girando alrededor de una
estrella, 51 Pegasi, hallazgo que fue hecho por Michel Mayor y Didier Queloz, se
ha anunciado el descubrimiento de nuevos planetas que ya se cuentan por
decenas, hasta mayo de 2004 se conocían 122 planetas extrasola res
pertenecientes a 101 estrellas de las 122 estrellas estudiadas, lo cual nos indica
que no todas las estrellas tienen planetas, y algunas de ellas tiene más de un
planeta orbitando en su entorno, (Peña-Cabrera, et.al, 2004). Esto es de gran
importancia pues en este caso en particular nos servirá para la evaluación
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Neevia docConverter 5.1
observacional de la ecuación de Drake. Haciendo un análisis estadístico de
cuantos planetas se han encontrado, en que tipos espectrales así como cuantos
de ellos se encuentran en la zona habitable de su estrella correspondiente. Pero
no debemos olvidar que todos los planetas extrasolares encontrados hasta ' el
momento son de tipo joviano, por lo que en la actualidad no se piensa que en ellos
exista algún tipo de vida, sin embargo, lo que se estimará en esa parte del trabajo
es únicamente cuantos planetas se encuentran en la ZHC de su estrella, por lo
que la información que se tiene es muy útil.
9. Modelo Matemático de Drake.
La ecuación de Drake es una solución tan concisa y apta para la interrogante
de la inteligencia extraterrestre, que nadie ha propuesto jamás una forma mejor
para atacar el tema, (Lemonick ,1999).
La ecuación de Drake esta definida por la siguiente expresión:
N =No fp n, f f fe fL
y establece lo siguiente:
"No =número de estrellas en la galaxia Vía Láctea
fp =fracción de estrellas que tienen sistemas planetarios
n, = número de planetas en un sistema dado que son ecológicamente adecuados
para la vida.
fl = fracción de planetas en los que la vida surge.
fi = fracción de planetas habitados en los que una forma de vida inteligente
evoluciona.
fe = fracción de planetas habitados por seres inteligentes en los que se desarrolla
una civilización tecnológicamente comunicativa .
fL = fracción de una vida planetaria con una civilización técnica". (Sagan, 1992).
Sagan, (1992) explica: "conocemos No, el número de estrellas en la galaxia,
estimado en 4 x 1011, puesto que la mayoría de ellas tienen periodos de vida de
miles de millones de años durante los cuales brillan de un modo estable siendo así
fuentes de energía para el origen de la vida y su evolución en planetas cercanos.
38
Neevia docConverter 5.1
Gracias a observaciones de los discos de acreción alrededor de estrellas hay
pruebas de que los planetas son un acompañamiento frecuente en la formaciónde
estrellas, se considera entonces que la fracción de estrellas que tienen planetas,
fp, es aproximadamente 1/3. Por otra parte, en nuestro Sistema Solar existen
varios cuerpos planetarios que pueden ser adecuados para la vida, entre ellos la
Tierra por supuesto, y tal vez Marte y Titán, pero tomando de manera prudente n,
=2, entonces el número de planetas adecuados para la vida resulta ser No fp n, ==
3 x 1011• Si escogemos fl == 1/3, implicando con esto que el número total de
planetas en la Galaxia en los cuales habría aparecido la vida al menos una vez
durante su existencia, entonces No fp n, f == 1 x 1011. La elección de fi y fe es más
difícil, pues por una parte tuvieron que darse muchos pasos individualmente
improbables en la evolución biológica y en la historia humana para que se
desarrollaran la inteligencia y tecnología actuales, por otra parte, debe haber
diferentes caminos que lleven al desarrollo de una civilización avanzada,
escojamos fi X fe = 1/100, es decir que solo un 1% de los planetas en los cuales
nace la vida se desarrolla una civilización técnica, multiplicando todos estos
factores obtenemos No fp n, fl fi fe == 1x109, esto es mil millones de planetas donde
ha aparecido por lo menos una vez civilizaciones tecnológicamente desarrolladas.
Pero esto es muy distinto a afirmar que hay esta cantidad de planetas en los que
ahora existe una civilización con esta característica. Para esto se debe estimar
también fL. En nuestro planeta se ha desarrollado una tecnolog!a radioastronómica
desde solo hace una décadas, y la vida en la Tierra tiene varios miles de millones
de años, por lo tanto si nos limitamos a la vida en la Tierra el valor de fL es de solo
1/108 , esto s in excluir la posibilidad de destruirnos m añana m ismo. Suponiendo
que este sea un caso típico y la destrucción de una civilización técnica fuera tal
que ninguna o tra e specie fuese capaz d e resurgir a Ia evolución técnica en los
cinco mil millones de años que quedan antes de que el Sol muera, entonces N =
No fp n, fl fi fe fL == 10, de tal manera que en un momento dado solo habría una
reducida cantidad de civilizaciones tecnológicamente desarrolladas en la galaxia
con las cuales comunicarse y su número se conservaría a medida que las
civilizaciones emergentes sustituyeran a las que se auto eliminan, por lo que el
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Neevia docConverter 5.1
valor de N podría ser 1" (Sagan,1992). "Si las civilizaciones tienden a destruirse
poco después de alcanzar la fase tecnológica, quizá no haya nadie con quien
hablar aparte de nosotros mismos, las civilizaciones tardarían en nacer miles de
millones de años de tortuosa evolución, y luego se volatilizarían en un instante de
imperdonable negligencia"( Sagan,1992).
Solo esperemos que Sagan no haya sido tan atinado en esta última afirmación,
por lo que concierne a este trabajo, y como se mencionó al principio el objetivo es
hacer una estimación de los probables planetas con vida en la Zona Habitable
Galáctica, evaluando también la Zona Habitable Circumestelar para cada tipo
espectral, entendiendo que al hablar de vida es respecto a cualquier tipo de ésta y
no necesariamente con algún tipo de inteligencia y menos con desarrollo
tecnológico, por lo cual los factores de la ecuación de Drake referentes a la
inteligencia serán eliminados, pero veremos eso con más detalle en el capitulo
siguiente.
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CAPITULO IV
MODELO DE DISTRIBUCION DE PLANETAS CON VIDA EN ESTRELLAS DE
LA SECUENCIA PRINCIPAL Y SU UBICACION EN LA ZONA HABITABLE
GALACTICA
1.Evaluación de los Bordes de la Zona Habitable Circumestelar para Estrellas
de la Secuencia Principal.
A partir de la temperatura estelar y de los límites térmicos de los organismos
elegidos para este trabajo, se calcularon las Zonas Habitables para cada tipo
espectral.
Suponemos que un planeta se encuentra en equilibrio radiativo con su estrella,
esto le dará una temperatura T, entonces la energía que absorbe es igual a la
energía emitida por él mismo, EABS = EEMIT
R
*--8)
Fig. 4.1: La cantidad de energía que llega a un planeta en equilibrio radiativo, desde su estrella a
una distancia R es igual a la cantidad de energía que éste emite, lo cual le da una temperatura que
dependerá de la distancia la que se encuentre el planeta.
esto es: EABS - EEMIT = 0, donde la energía que llega al cuerpo planetario desde la
estrella es EABS = 1trcA, y la energía emitida por el planeta es EEMIT = 41t recrT4,
donde r es el radio planetario, e es la cantidad de energía por unidad de área por
unidad de tiempo que llega al planeta, A es el coeficiente de absorción (capacidad
de absorción de energía) del planeta, e es la emisividad (capacidad de emisión de
energía) de dicho cuerpo, e es la constante de Stephan-Boltzmann, T es la
temperatura planetaria 1.
'Los factores e, o.T se tomaron de la Ley de Stepan : I=ecrT, donde 1 es igual a la energía por unidad de área y
tiempo que emite un cuerpo.
41
Sustituyendo en EABS - EEMIT = 0, tenemos que:
(1)
Por otra parte si A = (1-a), donde a es el albedo del planeta, y 1 es el mayor valor
de albedo que puede tener un cuerpo, sustituyendo A y dividiendo por 7t¡2
obtenemos lo siguiente:
Ahora bien, si
e (1-a)- 4ecrT4 = ° (2)
L
c= - *-
47rR 2
donde Lo es la luminosidad de la estrella, y 47tR2 es la superficie de una esfera de
radio R, donde R es la distancia de la estrella al planeta.
y sustituimos e, entonces tenemos que,
(3)
Si ahora multiplicamos por 47tR2 , tenemos que,
(4)
Despejando R2 entonces,
Sacamos raíz y nos queda lo siguiente,
R =[L.(1- a)]~
167reaT4
(5)
(6)
42
Si suponemos una atmósfera transparente a todo el espectro, entonces tendremos
que el coeficiente de absorción (A = 1- a) es igual a la emisividad (e), esto es e = A
entonces,
Simplificando,
[
L ]>iR- *
- 167raT4
[ L ]~ 1R= Jr~ 4T 2
(7)
(8)
Con esta fórmula obtenemos los bordes interno y externo de la ecósfera.
Recordemos que para lo siguiente tomamos como ejemplo la biología terrestre,
específicamente los límites de temperatura, entonces, sustituyendo temperatura
máxima (TM = 386 K) que es la temperatura máxima a la que pueden vivir los
organismos en la Tierra (Pyrolobus tumetiñ obtenemos R1 (ver fig. 4.2) .
FigA.2: Obteniendo el borde interno R1 , Y el borde externo R2 de la Zona Habitable, los cuales
corresponden a la temperatura máxima y a la temperatura mínima respectivamente, a la cual
pueden vivir los organismos terrestres , podemos obtener fácilmente el ancho de la ecósfera
y haciendo lo mismo para temperatura mínima (Tm = 255 K) que es la temperatura
mínima alcanzada por la biología terrestre, (Phormidium sp.), en (8)obtenemos R2 .
Ahora para obtener el ancho de ésta (ae) ,
43
[L]1Ji' 1 [L] li 1ae= Jr~ 4T; - Jr~ 4T~
Donde Tm = 255 K, YTM=386 K, factorizando (9) tenemos,
ae=: [~]X(;'2 -:2 J
Jr(J' m M
(9)
(10)
De esta manera, si tomamos las temperaturas máxima y mínima como constantes,
tenemos que el ancho de la ecósfera depende de la luminosidad de la estrella, y
esto puede verse claramente en la tabla 4.1 y la figura 4.3.
1CXXX>
1(XX)-~
::> 100-In
.~ 10o
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ca
1....~
e
0.1
0.01
05 tí) áJ 10 ifJ kO ni) rr8
TIposespectrales
I-+- Bcrde intemo UA _ Bcrde oo. UA --.t- Ancoo eca;. UA I
Figura 4.3: Zonas Habitables en Estrellas de la Secuencia Principal, las tres curvas tienen el mismo
comportamiento pues al ser dependientes de la luminosidad estelar disminuyen al ser ésta menor
en las estrellas de la Secuencia Principal.
Los bordes interno y externo de la Zona Habitable así como el ancho de ésta,
disminuyen de la misma manera por ser dependientes de la luminosidad estelar,
así por ejemplo una estrella de gran luminosidad tipo 05 tendrá una ecósfera más
44
ancha que una estrella tipo M. Por otra parte, la ZHC en una estrella tipo 05 se
encontrará más alejada de su estrella que la ecósfera de una estrella tipo M.
Tabla 4.1:
Valores de las distancias en unidades astronómicas (U.A) de los bordes