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La búsqueda de vida extraterrestre

La búsqueda de vida en el universo es una de las empresas más viscerales de la humanidad. El inmenso manto de obsidiana salpicado de estrellas genera un sentimiento de soledad infinita que nos arrastra a preguntarnos si otras formas de vida se sienten tan desdichadas al contemplar el cielo nocturno. Cuando apartamos la vista de la bóveda celeste, todo vuelve a la normalidad y nuestras relaciones sociales cuotidianas mitigan la soledad inconmensurable de la nada del espacio. Sin embargo, aquellos pocos a los que la inercia del sistema no les ahoga la mente en lo consuetudinario manteniendo esa fascinación, llegando a educar y estructurar su curiosidad, pueden concretar ese sentimiento en la búsqueda racional de vida en el espacio.

La búsqueda de vida inteligente cristalizó inicialmente en el proyecto SETI, que sondea el espacio esperando encontrar emisiones electromagnéticas propias de una civilización extraterrestre avanzada. Sin embargo, los biólogos, conscientes de la elevada contingencia que exhibe el fenómeno de la vida, consideramos estos intentos poco realistas: nos daríamos con un canto en los dientes encontrando una forma de vida simple como una bacteria poblando algún planeta del universo. Actualmente, desde el paradigma de la astrobiología, existen otros enfoques a la búsqueda de vida extraterrestre que no parten de la restricción a las formas inteligentes que padece el proyecto SETI.

Es en este contexto cuando la comunidad científica necesita de algún criterio para acotar la búsqueda y hacerla lo más eficiente posible. Dentro de las herramientas conceptuales que orientan esta ardua empresa encontramos la conocida como zona de habitabilidad que queda definida por aquello que caracteriza e impregna toda la vida terrestre, el agua líquida. Así pues, la zona de habitabilidad quedaría restringida a la corona circular alrededor de una estrella en la que existiría agua líquida en la superficie de un hipotético planeta situado en la misma. Aunque esta asunción es muy conservadora permite establecer un criterio efectivo que no dependa de vagas elucubraciones sobre formas de vida con una química radicalmente distinta a la propia de la vida terrestre. La zona de presencia de agua líquida viene determinada por considerar el flujo de energía solar y su luminosidad, corregidos adecuadamente con modelos climáticos que introducen el albedo o el efecto invernadero. Buscar planetas entorno la comentada zona de habitabilidad de una estrella sería lo más razonable a la hora de encontrar vida extraterrestre, sin embargo hay otros criterios que pueden acotar todavía más la búsqueda.

La duración de la zona de habitabilidad es tan importante como su presencia puesto que la emergencia de la vida y evolución en complejidad requiere de tiempos suficientemente grandes. Así pues, no todas las estrellas pertenecientes la secuencia principal serán anfitriones adecuados para la vida por el simple motivo de apartarse de esta secuencia (completar su ciclo) demasiado pronto como para que una biosfera emerja en un planeta de su zona habitable.  Podemos calcular el tiempo de vida media de permanencia en la secuencia principal a través de una ley de potencia que escala con la masa:

Por poner un ejemplo, una estrella con el doble de masa que nuestro sol (clase A) tendría una vida media de unos 1800 millones de años. Si consideramos que el tiempo de formación de los planetas y su adecuación para la existencia de agua líquida es similar al de la tierra nos queda poco tiempo, menos de 800 millones de años, para la emergencia de la vida.  Aunque algunas estimas del tiempo necesario para la biogénesis son del comprenden unos 10-300 millones de años, tendríamos relativamente poco tiempo para la diversificación y evolución de vida compleja quedándonos como mucho –y rezando- con formas de vida simples. Aún teniendo en cuenta estas consideraciones, podríamos salvar de la purga a esta estrella hipotética si se diese una evolución rápida de la biosfera merced de una mayor irradiancia U.V. De acuerdo con los tiempo de vida media (Figura 1), las estrellas anfitrionas que se deberían tener en cuenta en la búsqueda de exoplanetas susceptibles de albergar vida son las pertenecientes a las clases F,G y K.

 

Figura 1: Distribución de la zona de habitabilidad en función del tiempo para estrellas de diferente masa (tomado de Kasting et al, 1993).

Figura 1: Distribución de la zona de habitabilidad en función del tiempo para estrellas de diferente masa (tomado de Kasting et al, 1993).

Por otro lado, estrellas más pequeñas que nuestro Sol como las de clase M, aunque tienen una vida media muy larga siendo las más abundantes en nuestro cosmos, pueden plantear problemas adicionales. Tal y como se muestra en la Figura 2, el radio al que un planeta queda sometido al acoplamiento de marea en su órbita invade la zona habitable en las estrellas enanas de la clase M. Los planetas allí presentes tendrían siempre una cara iluminada y otra oculta, siendo éste un motivo por el que inicialmente las estrellas de clase M no se consideraron habitables. Revisiones posteriores que implementan modelos climáticos con transporte de la energía térmica han recuperado estas estrellas como anfitrionas para la vida, de hecho ya comentamos en este blog el descubrimiento de un planeta habitable alrededor de una estrella de tipo M.

 

Figura 2: Distribución de la zona de habitabilidad en función de la masa de la estrella. La línea punteada indica el radio al que se produce el acoplamiento de marea. Sombreada en amarillo queda la zona de habitabilidad (tomado de Kasting et al, 1993).

Gracias al razonamiento científico, los modelos y los datos cosmológicos hemos podido acotar la búsqueda lo suficiente como para tener perspectivas de encontrar un contingente importante de planetas habitables.  Aunque podemos esta obviando otros factores, como biosferas bajo el hielo o la presencia de satélites -puesto que pueden ejercer un efecto conocido como tidal heating (calentamiento de marea) que calentaría el manto permitiendo una tectónica de placas estable (El vulcanismo del satélite Io es un buen ejemplo de este efecto)- el concepto de zona de habitabilidad ha mostrado resultar útil guiando la búsqueda de planetas en los que podría existir vida. El refinamiento de las técnicas podrá en un futuro permitirnos encontrar planetas de tamaño similar a la tierra e incluso evaluar la presencia de una biosfera en los mismos.

Referencias

C. J. Hansen, S. D. Kawaler and V. Trimble. (2004) Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution.

B. Jackson, R. Barnes and R. Greenberg. (2008) Tidal heating of terrestrial extrasolar planets and implications for their habitability. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391:237-245

B. W. Jones, P. N. Sleep and D. R. Underwood. (2006) Habitability of known exoplanetary systems based on measured stellar properties. Astrophys.J. 649:1010

L. Kaltenegger, C. Eiroa, I. Ribas, F. Paresce, M. Leitzinger, P. Odert, A. Hanslmeier, M. Fridlund, H. Lammer and C. Beichman. (2010) Stellar Aspects of Habitability—Characterizing Target Stars for Terrestrial Planet-Finding Missions. Astrobiology 10:103-112

J. F. Kasting, D. P. Whitmire and R. T. Reynolds. (1993) Habitable zones around main sequence stars. ICARUS-NEW YORK- 101:108-108

A. Lazcano and S. L. Miller. (1996) The Origin and Early Evolution Review of Life: Prebiotic Chemistry, the Pre-RNA World, and Time. Cell 85:793-798

J. J. Lissauer. (1999) How common are habitable planets? Nature 402:C11-C14

J. C. Tarter, P. R. Backus, R. L. Mancinelli, J. M. Aurnou, D. E. Backman, G. S. Basri, A. P. Boss, A. Clarke, D. Deming and L. R. Doyle. (2007) A reappraisal of the habitability of planets around M dwarf stars. Astrobiology 7:30-65

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