30.3: Buscando vida más allá de la Tierra

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Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

Esbozar lo que hemos aprendido de la exploración del medio ambiente en Marte
Identificar en qué parte del sistema solar es más probable que la vida sea sostenible y por qué
Describir algunas misiones clave y sus hallazgos en nuestra búsqueda de vida más allá de nuestro sistema solar
Explicar el uso de biomarcadores en la búsqueda de evidencias de vida más allá de nuestro sistema solar

Los astrónomos y científicos planetarios continúan buscando vida en el sistema solar y en el universo en general. En esta sección, se discuten dos tipos de búsquedas. Primero es la exploración directa de planetas dentro de nuestro propio sistema solar, especialmente Marte y algunas de las lunas heladas del sistema solar exterior. En segundo lugar, la tarea aún más difícil de buscar evidencia de vida —un biomarcador — en planetas que rodean otras estrellas. En la siguiente sección, examinaremos SETI, la búsqueda de inteligencia extraterrestre. Como verán, los enfoques tomados en estos tres casos son muy diferentes, aunque el objetivo de cada uno es el mismo: determinar si la vida en la Tierra es única en el universo.

La vida en Marte

La posibilidad de que Marte hospede, o haya acogido, la vida tiene una rica historia que se remonta a los “canales” que algunas personas afirmaron ver en la superficie marciana hacia finales del siglo XIX y principios del XX. Con los albores de la era espacial llegó la posibilidad de abordar esta cuestión de cerca a través de una progresión de misiones a Marte que comenzó con el primer sobrevuelo exitoso de una nave espacial robótica en 1964 y que han llevado al despliegue del rover Curiosity de la NASA, que aterrizó en la superficie de Marte en 2012.

Las primeras misiones a Marte proporcionaron algunos indicios de que el agua líquida, uno de los requisitos principales de la vida, puede haber fluido alguna vez por la superficie, y misiones posteriores han fortalecido esta conclusión. Los landers vikingos de la NASA, cuyo propósito era buscar directamente pruebas de vida en Marte, llegaron a Marte en 1976. Los instrumentos a bordo de Viking no encontraron moléculas orgánicas (las cosas de las que se hace la vida), y ninguna evidencia de actividad biológica en los suelos marcianos que analizó.

Este resultado no es particularmente sorprendente porque, a pesar de la evidencia de flujo de agua líquida en el pasado, el agua líquida en la superficie de Marte generalmente no es estable hoy en día. En gran parte de Marte, las temperaturas y presiones en la superficie son tan bajas que el agua pura se congelaría o herviría (bajo presiones muy bajas, el agua hervirá a una temperatura mucho más baja de lo habitual). Para empeorar las cosas, a diferencia de la Tierra, Marte no tiene un campo magnético y capa de ozono para proteger la superficie de la dañina radiación ultravioleta solar y partículas energéticas. Sin embargo, los análisis de Viking sobre el suelo no decían nada sobre si la vida pudo haber existido en el pasado lejano de Marte, cuando el agua líquida era más abundante. Sabemos que el agua en forma de hielo existe en abundancia en Marte, no tan profundo debajo de su superficie. El vapor de agua es también un constituyente de la atmósfera de Marte.

Desde la visita de Viking, nuestra comprensión de Marte se ha profundizado espectacularmente. Las naves espaciales orbitantes han proporcionado imágenes cada vez más detalladas de la superficie y han detectado la presencia de minerales que podrían haberse formado solo en presencia de agua líquida. Dos audaces misiones de superficie, Mars Exploration Rovers Spirit y Opportunity (2004), seguidas por el mucho más grande Curiosity Rover (2012), confirmaron estos datos de teledetección. Los tres rovers encontraron abundante evidencia de una historia pasada de agua líquida, revelada no solo por la mineralogía de rocas que analizaron, sino también de la estratificación única de formaciones rocosas.

La curiosidad ha ido un paso más allá de la evidencia de agua y ha confirmado la existencia de ambientes habitables en el antiguo Marte. “Habitable” significa no sólo que el agua líquida estaba presente, sino que también se podrían haber cumplido los requisitos de energía y materias primas elementales de la vida. La evidencia más fuerte de un entorno habitable antiguo provino del análisis de una roca de grano muy fino llamada piedra de barro, un tipo de roca que está muy extendida en la Tierra pero que se desconocía en Marte hasta que Curiosity la encontró (Figura\(\PageIndex{1}\)). El lodo puede decirnos mucho sobre los ambientes húmedos en los que se formaron.

alt — Figura\(\PageIndex{1}\) Mudstone. Se muestran los primeros agujeros perforados por el rover Curiosity Mars de la NASA en una piedra de barro, con pilotes de perforación “frescos” alrededor de los agujeros. Observe la diferencia de color entre la superficie marciana antigua roja y el polvo de roca gris recién expuesto que vino de los agujeros de perforación. Cada orificio de perforación tiene aproximadamente 0.6 pulgadas (1.6 cm) de diámetro.

Cinco décadas de exploración robótica nos han permitido desarrollar una imagen de cómo Marte evolucionó a través del tiempo. Marte temprano tuvo épocas de condiciones más cálidas y húmedas que habrían sido propicias para la vida en la superficie. Sin embargo, Marte finalmente perdió gran parte de su atmósfera temprana y las aguas superficiales comenzaron a secarse. A medida que eso sucedió, los depósitos de agua líquida cada vez más reducidos en la superficie marciana se volvieron más salosos y ácidos, hasta que finalmente la superficie no tuvo agua líquida significativa y fue bañada por fuertes radiaciones solares. La superficie se volvió así inhabitable, pero este podría no ser el caso para el planeta en general.

Aún podrían existir depósitos de hielo y agua líquida bajo tierra, donde las condiciones de presión y temperatura lo hacen estable. Existe evidencia reciente que sugiere que el agua líquida (probablemente agua muy salada) puede fluir ocasionalmente (y brevemente) en la superficie incluso hoy en día. Así, Marte podría incluso tener condiciones habitables en la actualidad, pero de un tipo muy diferente de lo que normalmente pensamos en la Tierra.

Nuestro estudio de Marte revela un planeta con una historia fascinante, uno que vio disminuir su capacidad de albergar vida en la superficie hace miles de millones de años, pero quizás permitiendo que la vida se adapte y sobreviva en nichos ambientales favorables. Aunque la vida no sobreviviera, esperamos que podamos encontrar evidencia de la vida si alguna vez se afianzó en Marte. Si está ahí, está escondido en la corteza, y todavía estamos aprendiendo la mejor manera de descifrar esa evidencia.

Vida en el Sistema Solar Exterior

Los enormes planetas gigantes de gas y hielo del sistema solar exterior —Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno— casi con certeza no son habitables de por vida tal como la conocemos, pero algunas de sus lunas podrían serlo (Figura\(\PageIndex{2}\)). Si bien estos mundos en el sistema solar exterior contienen abundante agua, reciben tan poca luz solar que se calienta en sus órbitas distantes que durante mucho tiempo se creía que serían bolas “geológicamente muertas” de hielo y roca congeladas. Pero, como vimos en el capítulo sobre Anillos, Lunas y Plutón, las misiones al sistema solar exterior han encontrado algo mucho más interesante.

La luna de Júpiter Europa se reveló a las misiones Voyager y Galileo como un mundo activo cuya superficie helada aparentemente oculta un océano con una profundidad de decenas a quizás cien kilómetros. A medida que la luna orbita a Júpiter, la gravedad masiva del planeta crea mareas en Europa, así como la gravedad de nuestra propia Luna crea nuestras mareas oceánicas, y la fricción de todo ese empuje y tracción genera suficiente calor para mantener el agua en forma líquida (Figura\(\PageIndex{2}\)). Mareas similares actúan sobre otras lunas si orbitan cerca del planeta. Los científicos ahora piensan que seis o más de las lunas heladas del sistema solar exterior pueden albergar océanos de agua líquida por la misma razón. Entre estos, Europa y Encélado, una luna de Saturno, han sido hasta ahora de mayor interés para los astrobiólogos.

alt — Figura Luna de\(\PageIndex{2}\) Júpiter. Las lunas galileanas de Júpiter se muestran a escala relativa y dispuestas en orden de su distancia orbital desde Júpiter. En el extremo izquierdo, Io orbita más cerca de Júpiter y así experimenta el calentamiento de las mareas más fuerte por la gravedad masiva de Júpiter. Este efecto es tan fuerte que se piensa que Io es el cuerpo más volcánicamente activo de nuestro sistema solar. En el extremo derecho, Calisto muestra una superficie marcada por miles de millones de años en cráteres, una indicación de que la superficie de la luna es vieja y que Calisto puede ser mucho menos activa que sus lunas hermanas. Entre estos extremos fríos y calientes, Europa, segunda desde la izquierda, orbita a una distancia donde el calentamiento de las mareas de Júpiter puede ser “justo” para sostener un océano de agua líquida debajo de su corteza helada.

Europa probablemente ha tenido un océano durante la mayor parte o toda su historia, pero la habitabilidad requiere algo más que agua líquida. La vida también requiere energía, y debido a que la luz solar no penetra por debajo de la corteza de hielo de kilómetros de espesor de Europa, esta tendría que ser energía química. Uno de los atributos clave de Europa desde la perspectiva de la astrobiología es que es muy probable que su océano esté en contacto directo con un manto rocoso subyacente, y la interacción del agua y las rocas, especialmente a altas temperaturas, como dentro de los sistemas de ventilación hidrotermal de la Tierra, produce una química reductora (donde las moléculas tienden a renunciar fácilmente a los electrones) que es como la mitad de una batería química. Para completar la batería y proporcionar energía que podría ser utilizada por vida requiere que también esté disponible una química oxidante (donde las moléculas tienden a aceptar electrones fácilmente). En la Tierra, cuando los fluidos de ventilación que reducen químicamente se encuentran con el agua de mar que contiene oxígeno, la energía que está disponible a menudo apoya a comunidades prósperas de microorganismos y animales en el fondo marino, lejos de la luz del Sol.

La misión Galileo encontró que la superficie helada de Europa sí contiene una gran cantidad de químicos oxidantes. Esto significa que la disponibilidad de energía para sustentar la vida depende en gran medida de si la química de la superficie y el océano pueden mezclarse, a pesar de los kilómetros de hielo intermedios. Que la corteza de hielo de Europa aparezca geológicamente “joven” (solo decenas de millones de años, en promedio) y que esté activa hace que sea tentador pensar que tal mezcla de hecho podría ocurrir. Comprender si y cuánto se produce el intercambio entre la superficie y el océano de Europa será un objetivo científico clave de futuras misiones a Europa, y un gran paso adelante en la comprensión de si esta luna podría ser una cuna de vida.

alt — Figura La Luna Europa de\(\PageIndex{3}\) Júpiter, según la Imagen de la Misión Galileo de la NASA. La relativa escasez de cráteres en Europa sugiere una superficie que es “geológicamente joven”, y la red de crestas y grietas de colores sugiere actividad y movimiento constantes. Los instrumentos de Galileo también sugirieron fuertemente la presencia de un océano masivo de agua líquida salada debajo de la corteza helada.

En 2005, la misión Cassini realizó un sobrevuelo cercano de una pequeña luna (500 kilómetros de diámetro) de Saturno, Encélado (Figura\(\PageIndex{4}\)), y realizó un descubrimiento notable. Plumas de gas y material helado se ventilaron de la región polar sur de la luna a una tasa colectiva de alrededor de 250 kilogramos de material por segundo. Varias observaciones, incluido el descubrimiento de sales asociadas con el material helado, sugieren que su fuente es un océano de agua líquida debajo de decenas de kilómetros de hielo. Si bien queda por mostrar definitivamente si el océano es local o global, transitorio o de larga duración, sí parece estar en contacto, y haber reaccionado, con un interior rocoso. Al igual que en Europa, esta es probablemente una condición necesaria, aunque no suficiente, para la habitabilidad. Lo que hace que Encélado sea tan atractivo para los científicos planetarios, sin embargo, son esas plumas de material que parecen provenir directamente de su océano: hay muestras del interior para la toma de cualquier nave espacial enviada a través de ella. Para una futura misión, tales muestras podrían arrojar pruebas no sólo de si Encélado es habitable sino, de hecho, de si es hogar de vida.

alt — Figura\(\PageIndex{4}\) Imagen del Encélado de la Luna de Saturno de la Misión Cassini de la NASA. Se encontró que la región polar sur tiene múltiples penachos de hielo y gas que, combinados, están ventilando alrededor de 250 kilogramos de material por segundo al espacio. Tales características sugieren que Encélado, como Europa, tiene un océano subhielo.

La gran luna de Saturno Titán es muy diferente tanto de Encélado como de Europa (Figura\(\PageIndex{5}\)). Si bien puede albergar una capa de agua líquida en lo profundo de su interior, es la superficie de Titán y su inusual química lo que hace de esta luna un lugar tan interesante. La densa atmósfera de Titán, la única entre las lunas del sistema solar, está compuesta principalmente por nitrógeno pero también de aproximadamente 5% de metano. En la atmósfera superior, la luz ultravioleta del Sol se descompone y recombina estas moléculas en compuestos orgánicos más complejos que se conocen colectivamente como tolinas. Los tholins envuelven a Titán en una neblina naranja, y las imágenes de Cassini y de la sonda Huygens que descendió a la superficie de Titán muestran que partículas más pesadas parecen acumularse en la superficie, incluso formando “dunas” que son cortadas y esculpidas por flujos de hidrocarburos líquidos (como el metano líquido). Algunos científicos ven esta fábrica de químicos orgánicos como un laboratorio natural que puede dar algunas pistas sobre la química temprana del sistema solar, tal vez incluso química que podría apoyar el origen de la vida.

alt — Figura\(\PageIndex{5}\) Imagen del Titán Lunar de Saturno de la Misión Cassini de la NASA. (a) El resplandor anaranjado nebuloso proviene de la espesa atmósfera de Titán (la única conocida entre las lunas del sistema solar). Esa atmósfera es principalmente nitrógeno pero también contiene metano y potencialmente una variedad de compuestos orgánicos complejos. El punto brillante cerca de la parte superior de la imagen es la luz solar reflejada desde una superficie muy plana, casi con certeza un líquido. Vemos este efecto, llamado “destello”, cuando la luz del sol se refleja en la superficie de un lago u océano. (b) Las imágenes de radar de Cassini muestran lo que se parecen mucho a los movimientos geográficos y a los lagos en la superficie de Titán. Pero los lagos superficiales y océanos de Titán no son agua; probablemente están hechos de hidrocarburos líquidos como el metano y el etano.

En enero de 2005, la sonda Huygens descendió a la superficie de Titán y transmitió datos, incluyendo imágenes del lugar de aterrizaje, durante aproximadamente 90 minutos. Puedes ver un video sobre el descenso de Huygens a la superficie de Titán. https://youtu.be/KreECFCGEI0

Planetas habitables orbitando otras estrellas

Uno de los desarrollos más emocionantes en astronomía durante las últimas dos décadas es la capacidad de detectar exoplanetas, planetas que orbitan otras estrellas. Como vimos en el capítulo sobre la formación de estrellas y planetas, desde el descubrimiento del primer exoplaneta en 1995, ha habido miles de detecciones confirmadas, y muchos más candidatos que aún no están confirmados. Estos incluyen varias docenas de exoplanetas posiblemente habitables. Tales números finalmente nos permiten hacer algunas predicciones sobre los exoplanetas y su potencial de hospedaje de vida. La mayoría de las estrellas con masa similar al Sol parecen albergar al menos un planeta, con sistemas multiplanetarios como el nuestro no inusual. ¿Cuántos de estos planetas podrían ser habitables y cómo podríamos buscar la vida allí?

El Archivo Exoplanet de la NASA es una fuente actualizada de datos y herramientas en línea que se pueden buscar sobre todo lo que tenga que ver con los exoplanetas. Explora los parámetros y características estelares y exoplanetarios, encuentra las últimas noticias sobre descubrimientos de exoplanetas, traza tus propios datos de forma interactiva y enlaza con otros recursos relacionados.

Al evaluar la perspectiva de vida en sistemas planetarios distantes, los astrobiólogos han desarrollado la idea de una zona habitable, una región alrededor de una estrella donde podrían existir condiciones adecuadas para la vida. Este concepto se centra en el requerimiento de agua líquida de la vida, y la zona habitable generalmente se considera como el rango de distancias desde la estrella central en la que el agua podría estar presente en forma líquida en la superficie de un planeta. En nuestro propio sistema solar, por ejemplo, Venus tiene temperaturas superficiales muy por encima del punto de ebullición del agua y Marte tiene temperaturas superficiales que casi siempre están por debajo del punto de congelación del agua. La Tierra, que orbita entre los dos, tiene una temperatura superficial que es “justa” para mantener gran parte de nuestras aguas superficiales en forma líquida.

Si las temperaturas superficiales son adecuadas para mantener el agua líquida depende del “presupuesto de radiación” de un planeta —cuánta energía de la luz estelar absorbe y retiene— y de si procesos como los vientos y la circulación oceánica distribuyen esa energía por todo el planeta o cómo. La cantidad de energía estelar que recibe un planeta, a su vez, depende de cuánta y qué tipo de luz emita la estrella y qué tan lejos esté el planeta de esa estrella, ¹ cuánto se refleja de regreso al espacio, y cuán efectivamente la atmósfera del planeta puede retener el calor a través del efecto invernadero (ver la Tierra como Planeta). Todos estos pueden variar sustancialmente, y todos importan mucho. Por ejemplo, Venus recibe aproximadamente el doble de luz estelar por metro cuadrado que la Tierra pero, debido a su densa cobertura de nubes, también refleja aproximadamente el doble de esa luz de regreso al espacio que la Tierra. Marte recibe sólo alrededor de la mitad de luz estelar que la Tierra, pero también refleja sólo aproximadamente la mitad. Así, a pesar de sus diferentes distancias orbitales, los tres planetas realmente absorben cantidades comparables de energía solar. ¿Por qué, entonces, son tan dramáticamente diferentes?

Como aprendimos en varios capítulos sobre los planetas, algunos de los gases que componen las atmósferas planetarias son muy efectivos para capturar la luz infrarroja, el mismo rango de longitudes de onda en el que los planetas irradian energía térmica de regreso al espacio, y esto puede elevar la temperatura de la superficie del planeta bastante más que de lo contrario sería el caso. Este es el mismo “efecto invernadero” que es de tanta preocupación por el calentamiento global en nuestro planeta. El efecto invernadero natural de la Tierra, que proviene principalmente del vapor de agua y el dióxido de carbono en la atmósfera, eleva nuestra temperatura superficial promedio en aproximadamente 33 °C sobre el valor que tendría si no hubiera gases de efecto invernadero en la atmósfera. Marte tiene una atmósfera muy delgada y por lo tanto muy poco calentamiento del invernadero (un valor aproximado de 2 °C), mientras que Venus tiene una atmósfera masiva de dióxido de carbono que crea un calentamiento de invernadero muy fuerte (un valor de unos 510 °C). Estos mundos son mucho más fríos y mucho más calientes, respectivamente, de lo que sería la Tierra si se movieran a sus órbitas. Por lo tanto, debemos considerar la naturaleza de cualquier atmósfera así como la distancia de la estrella al evaluar el rango de habitabilidad.

Por supuesto, como hemos aprendido, las estrellas también varían ampliamente en la intensidad y el espectro (las longitudes de onda de la luz) que emiten. Algunos son mucho más brillantes y más calientes (más azules), mientras que otros son significativamente más tenues y más fríos (más rojos), y la distancia de la zona habitable varía en consecuencia. Por ejemplo, la zona habitable alrededor de las estrellas enanas M está entre 3 y 30 veces más cerca que para las estrellas de tipo G (similares al Sol). Hay mucho interés en si tales sistemas podrían ser habitables porque, aunque tienen algunas desventajas potenciales para apoyar a la vida, las estrellas M-enanas son, con mucho, las más numerosas y longevas de nuestra Galaxia.

La luminosidad de estrellas como el Sol también aumenta a lo largo de su vida de secuencia principal, y esto significa que la zona habitable migra hacia afuera a medida que envejece un sistema estelar. Los cálculos indican que la producción de energía del Sol, por ejemplo, ha aumentado en al menos un 30% en los últimos 4 mil millones de años. Así, Venus estuvo alguna vez dentro de la zona habitable, mientras que la Tierra recibió un nivel de energía solar insuficiente para evitar que la Tierra moderna (con su atmósfera actual) se congelara. A pesar de esto, hay abundante evidencia geológica de que el agua líquida estuvo presente en la superficie de la Tierra hace miles de millones de años. El fenómeno de aumento de la producción estelar y una zona habitable que migra hacia afuera ha llevado a otro concepto: la zona continuamente habitable se define por el rango de órbitas que permanecerían dentro de la zona habitable durante toda la vida útil del sistema estelar. Como puedes imaginar, la zona continuamente habitable es un poco más estrecha que la zona habitable en cualquier momento de la historia de una estrella. La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri, es una estrella M que tiene un planeta con una masa de al menos 1.3 masas terrestres, tardando alrededor de 11 días en orbitar. A la distancia para una órbita tan rápida (0.05 UA), el planeta puede estar en la zona habitable de su estrella, aunque si las condiciones en un planeta así cerca de tal estrella son hospitalarias para la vida es cuestión de gran debate científico.

Incluso cuando los planetas orbitan dentro de la zona habitable de su estrella, no es garantía de que sean habitables. Por ejemplo, Venus hoy prácticamente no tiene agua, por lo que incluso si de repente se trasladara a una órbita “justa” dentro de la zona habitable, seguiría faltando un requisito crítico para la vida.

Los científicos están trabajando para comprender todos los factores que definen la zona habitable y la habitabilidad de los planetas que orbitan dentro de esa zona porque esta será nuestra guía principal para apuntar a exoplanetas sobre los que buscar evidencia de vida. A medida que la tecnología para detectar exoplanetas ha avanzado, también lo ha hecho nuestro potencial para encontrar mundos del tamaño de la Tierra dentro de las zonas habitables de sus estrellas madre. De los exoplanetas confirmados o candidatos conocidos al momento de escribir este artículo, se considera que cerca de 300 están orbitando dentro de la zona habitable y más del 10% de ellos son aproximadamente del tamaño de la Tierra.

Explora el universo habitable en el Laboratorio de Habitabilidad Planetaria en línea creado por la Universidad de Puerto Rico en Arecibo. Vea los exoplanetas potencialmente habitables y otros lugares interesantes del universo, vea videoclips y vincule a numerosos recursos relacionados sobre astrobiología.

Biomarcadores

Nuestras observaciones sugieren cada vez más que los planetas del tamaño de la Tierra que orbitan dentro de la zona habitable pueden ser comunes en la galaxia; las estimaciones actuales sugieren que más del 40% de las estrellas tienen al menos una. Pero, ¿alguna de ellas está habitada? Sin capacidad para enviar sondas allí a la muestra, tendremos que derivar la respuesta de la luz y otras radiaciones que nos llegan de estos sistemas lejanos (Figura\(\PageIndex{6}\)). ¿Qué tipos de observaciones podrían constituir una buena evidencia de por vida?

alt — Figura\(\PageIndex{6}\) Tierra, según lo Visto por la Voyager 1 de la NASA. En esta imagen, tomada de 4 mil millones de millas de distancia, la Tierra aparece como un “punto azul pálido” que representa menos del valor de luz de un píxel. ¿Esta luz revelaría a la Tierra como un mundo habitable y habitado? Nuestra búsqueda de vida en exoplanetas dependerá de la capacidad de extraer información sobre la vida de la tenue luz de mundos lejanos.

Sin duda, necesitamos buscar biosferas robustas (atmósferas, superficies y/o océanos) capaces de crear cambios a escala planetaria. La Tierra alberga tal biosfera: la composición de nuestra atmósfera y el espectro de luz reflejada desde nuestro planeta difieren considerablemente de lo que se esperaría en ausencia de vida. En la actualidad, la Tierra es el único cuerpo en nuestro sistema solar para lo cual esto es cierto, a pesar de la posibilidad de que las condiciones habitables puedan prevalecer en el subsuelo de Marte o dentro de las lunas heladas del sistema solar exterior. Incluso si la vida existe en estos mundos, es muy poco probable que pueda producir cambios a escala planetaria que sean tanto telescópicamente observables como de origen claramente biológico.

Lo que hace que la Tierra sea “especial” entre los mundos potencialmente habitables de nuestro sistema solar es que tiene una biosfera fotosintética. Esto requiere la presencia de agua líquida en la superficie del planeta, donde los organismos tienen acceso directo a la luz solar. El concepto de zona habitable se centra en este requerimiento de agua líquida superficial, aunque sabemos que las condiciones habitables subsuperficiales podrían prevalecer en órbitas más distantes, exactamente porque estos mundos tendrían biosferas detectables a distancia.

De hecho, las plantas y los microorganismos fotosintéticos son tan abundantes en la superficie de la Tierra que afectan el color de la luz que nuestro planeta refleja hacia el espacio; parecemos más verdes en longitudes de onda visibles y reflejamos más luz infrarroja cercana de la que de otra manera haríamos. Además, la fotosíntesis ha cambiado la atmósfera de la Tierra a gran escala, más del 20% de nuestra atmósfera proviene del producto de desecho fotosintético, el oxígeno. Niveles tan altos serían muy difíciles de explicar en ausencia de vida. Otros gases, como el óxido nitroso y el metano, cuando se encuentran simultáneamente con el oxígeno, también se han sugerido como posibles indicadores de vida. Cuando son suficientemente abundantes en una atmósfera, dichos gases podrían ser detectados por su efecto sobre el espectro de luz que un planeta emite o refleja. (Como vimos en el capítulo sobre exoplanetas, los astrónomos de hoy comienzan a tener la capacidad de detectar el espectro de las atmósferas de algunos planetas que orbitan otras estrellas).

Los astrónomos han concluido así que, al menos inicialmente, una búsqueda de vida fuera de nuestro sistema solar debería enfocarse en exoplanetas que se parecen lo más posible a la Tierra —aproximadamente planetas del tamaño de la Tierra que orbitan en la zona habitable— y buscar la presencia de gases en la atmósfera o colores en el espectro visible que son difíciles de explicar salvo por la presencia de la biología. Sencillo, ¿verdad? En realidad, la búsqueda de la vida exoplanetaria plantea muchos retos.

Como se puede imaginar, esta tarea es más desafiante para los sistemas planetarios que están más alejados y, en términos prácticos, esto limitará nuestra búsqueda a los mundos habitables más cercanos a los nuestros. Si nos limitamos a un número muy pequeño de objetivos cercanos, también será importante considerar la habitabilidad de los planetas que orbitan las enanas M que discutimos anteriormente.

Si logramos separar una señal limpia del planeta y encontrar algunas características en el espectro de luz que puedan ser indicativas de vida, tendremos que trabajar duro para pensar en cualquier proceso no biológico que pueda explicarlos. “La vida es la hipótesis de último recurso”, señaló el astrónomo Carl Sagan, lo que significa que debemos agotar todas las demás explicaciones de lo que vemos antes de afirmar haber encontrado evidencia de biología extraterrestre. Esto requiere cierta comprensión de qué procesos podrían operar en mundos de los que conoceremos relativamente poco; lo que encontremos en la Tierra puede servir de guía pero también tiene potencial para desviarnos (Figura\(\PageIndex{7}\)).

Recordemos, por ejemplo, que sería sumamente difícil dar cuenta de la abundancia de oxígeno en la atmósfera terrestre salvo por la presencia de la biología. Pero se ha planteado la hipótesis de que el oxígeno podría acumularse hasta niveles sustanciales en planetas que orbitan estrellas enanas M a través de la acción de la radiación ultravioleta en la atmósfera, sin necesidad de biología. Será crítico entender dónde podrían existir tales “falsos positivos” en la realización de nuestra búsqueda.

Necesitamos entender que tal vez no seamos capaces de detectar las biosferas aunque existan. La vida ha florecido en la Tierra por quizás 3.5 mil millones de años, pero las “biofirmas” atmosféricas que, hoy en día, aportarían buena evidencia de vida a astrónomos distantes no han estado presentes durante todo ese tiempo. El oxígeno, por ejemplo, se acumuló a niveles detectables en nuestra atmósfera hace solo poco más de 2 mil millones de años. ¿Podría haber sido detectada la vida en la Tierra antes de ese tiempo? Los científicos están trabajando activamente para comprender qué características adicionales podrían haber proporcionado evidencia de la vida en la Tierra durante esa historia temprana, y así ayudar a nuestras posibilidades de encontrar vida más allá.

alt — Figura\(\PageIndex{7}\) Espectro de Luz Transmitida a través de la Atmósfera Esta gráfica muestra longitudes de onda que van desde ultravioleta (extremo izquierdo) hasta infrarrojo. Los muchos “picos” descendentes provienen de la absorción de longitudes de onda particulares por moléculas en la atmósfera terrestre. Algunos de estos compuestos, como el agua y la combinación oxígeno/ozono y metano, podrían revelar a la Tierra como habitable y habitada. Tendremos que confiar en este tipo de información para buscar vida en exoplanetas, pero nuestros espectros serán de mucha peor calidad que éste, en parte porque recibiremos tan poca luz del planeta.

Resumen

La búsqueda de vida más allá de la Tierra ofrece varios objetivos intrigantes. Marte parece haber sido más similar a la Tierra durante su historia temprana de lo que es ahora, con evidencia de agua líquida en su antigua superficie y quizás incluso ahora bajo tierra. La accesibilidad de la superficie marciana a nuestra nave espacial ofrece el emocionante potencial de examinar directamente muestras antiguas y modernas en busca de evidencia de vida. En el sistema solar exterior, las lunas Europa y Encélado probablemente albergan vastos océanos sub-hielo que pueden contactar directamente con las rocas subyacentes, un buen comienzo para proporcionar condiciones habitables, mientras que Titán ofrece un laboratorio fascinante para comprender los tipos de química orgánica que en última instancia podrían proporcionar materiales de por vida. Y la última década de investigación sobre exoplanetas nos lleva a creer que puede haber miles de millones de planetas habitables en la Vía Láctea. El estudio de estos mundos ofrece el potencial de encontrar biomarcadores que indiquen la presencia de la vida.

Notas al pie

¹ La cantidad de luz estelar recibida por unidad de superficie de un planeta (por metro cuadrado, por ejemplo) disminuye con el cuadrado de la distancia desde la estrella. Así, cuando la distancia orbital se duplica, la iluminación disminuye 4 veces (^{2 2}), y cuando la distancia orbital aumenta diez veces, la iluminación disminuye 100 veces (10 ²). Venus y Marte orbitan el sol a aproximadamente 72% y 152% de la distancia orbital de la Tierra, respectivamente, por lo que Venus recibe aproximadamente 1/ (0.72) ² = 1.92 (aproximadamente el doble) y Marte aproximadamente 1/ (1.52) ² = 0.43 (aproximadamente la mitad) tanta luz por metro cuadrado de superficie del planeta como lo hace la Tierra.

Glosario

biomarcador: evidencia de la presencia de vida, especialmente una indicación global de vida en un planeta que podría detectarse remotamente (como una composición atmosférica inusual)

zona habitable: la región alrededor de una estrella en la que podría existir agua líquida en la superficie de planetas de tamaño terrestre, de ahí el lugar más probable para buscar vida en el sistema planetario de una estrella