En la entrada anterior comentábamos que, a fecha de hoy, ya se conocen unas decenas de planetas (y se estimaba que debían existir muchos millones más) que cumplían las condiciones físicas para el desarrollo de la vida tal y como la conocemos, esto es, estar situados en lo que llamábamos la zona de habitabilidad, esa región del espacio que permitía la existencia de agua líquida.
Pero, obviamente (y también lo comentábamos), las condiciones necesarias para el desarrollo de la vida no acaban aquí. Una vez confirmado que se dan las condiciones físicas, el siguiente paso es confirmar que también se cumplen las condiciones químicas. Y, desde el punto de vista de la química, dos son los factores principales que hicieron posible el desarrollo de vida tal y como la conocemos en la Tierra: la existencia de agua líquida y una química orgánica basada en el carbono. Pero antes de hablar de estos dos factores veamos de manera muy resumida cómo se forman las estrellas y los planetas.
Una nube molecular es una región extensa (pueden llegar a medir decenas de años luz de diámetro) en la que la densidad de la materia es lo suficientemente alta y la temperatura lo suficientemente baja como para que exista hidrógeno molecular (H2). Las nubes moleculares son importantes porque es aquí donde nacen las estrellas y los planetas. Por diferentes motivos (colisión con otras nubes, explosión de una supernova cercana,...), una nube molecular puede sufrir una inestabilidad gravitacional que le lleve a contraerse. A medida que se contrae, la nube se va fragmentando en nubes más pequeñas cuya densidad y temperatura aumentan progresivamente. Este aumento de la temperatura permite que, a partir de un cierto momento, comiencen las reacciones nucleares en el centro de la misma, deteniendo la contracción y estableciendo un equilibrio entre la fuerza de la gravedad (dirigida hacia el interior) y la presión de radiación (dirigida hacia el exterior). Acaba de nacer una estrella.
Las estrellas normalmente nacen rodeadas por lo que se conoce con el nombre de disco protoplanetario. Los vida de estos discos no suele ser muy larga (hablando en términos astronómicos) y suelen durar unos 10 millones de años como mucho. Pasado ese tiempo, el material de la parte interior del disco es absorbido por la estrella mientras que el de la parte exterior es expulsado a distancias mayores. Por tanto, 10 millones de años es el tiempo que tienen los planetas para formarse antes de que el disco protoplanetario desaparezca. Para ello lo que tiene que ocurrir es que los granos de polvo que forman dicho disco se vayan agrupando formando cuerpos cada vez más grandes que reciben el nombre de planetesimales. A través de un proceso de acreción estos planetesimales pueden agruparse entre sí formando cuerpos mayores que darán lugar a los planetas.
HL Tauri, una estrella muy joven con un disco protoplanetario alrededor de la misma. Los huecos (zonas más oscuras) que se ven en el disco pueden indicar la presencia de planetas en formacion que hayan acretado todo el material de esa zona del disco (de ahí los huecos).
¿De dónde vienen el agua, el carbono y las moléculas orgánicas necesarias para la vida?
Ésta es la pregunta clave. ¿Existen en la nube molecular y se conservan durante todo el proceso de formación estelar y planetaria o se forman en diferentes momentos a lo largo de los mismos?
El agua es una de las moléculas más abundantes en el universo. Con unas propiedades físico-químicas extraordinarias, constituye la base de la vida conocida. Dos son las hipótesis que se barajan sobre el origen del agua en la Tierra: el bombardeo de cometas y asteroides o la liberación desde el interior de la Tierra a través de fenómenos volcánicos. En cualquier caso, ¿de dónde procede originariamente ese agua? A día de hoy sabemos que el agua está presente en todas las etapas de la formación estelar. Existe en las nubes moleculares (por ejemplo, el telescopio espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea demostró la existencia de agua en la nube molecular Lynds 1544 y, además, en enormes cantidades, suficiente para llenar tres millones de océanos terrestres). Y, aunque parte de este agua se consuma durante la formación de la nueva estrella, el resto se incorporará al disco protoplanetario constituyendo una importante reserva para los planetas que se formen a partir del mismo.
Asimismo, se ha demostrado que el carbono, elemento que es capaz de formar el mayor número de enlaces estables en la química orgánica, es muy común en todo el universo. En los últimos años y gracias a infraestructuras astronómicas como ALMA, el radiotelescopio más grande del mundo, ha sido posible confirmar la existencia de numerosas moléculas orgánicas en los discos protoplanetarios. Algunas de ellas, como el cianuro de hidrógeno (HCN), se piensa que pueden haber jugado un papel fundamental en la formación de biomoléculas en la Tierra primitiva. Igualmente, se ha visto que la composición química de estos discos es muy similar a la que se observa en los cometas del Sistema Solar, por lo que no es descabellado pensar que las condiciones prebióticas de la Tierra primigenia pudieran darse también en otros planetas.
Veinte moléculas orgánicas distintas (entre ellas, HCN) detectadas en el disco protoplanetario de la estrella HD163296. Esta riqueza de moléculas orgánicas no es exclusivo de esta estrella sino que es un patrón observado en otros muchos discos protoplanetarios. (fuente: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021ApJS..257....1O/abstract)
Las evidencias siguen invitando al optimismo. Hay una enorme cantidad de planetas, muchos de ellos en zonas donde puede existir agua líquida y los ladrillos básicos (agua y moléculas orgánicas) para el desarrollo de la vida tal y como la conocemos en la Tierra son abundantes en el universo y están presentes en los procesos de formación estelar y planetaria. No obstante, ¿es suficiente todo lo anterior para afirmar que la aparición de vida debería ser un proceso común en el mismo? No lo sabemos. Los avances realizados en los últimos años en Astrobiología no son todavía suficientes para poder dar una respuesta a esta pregunta. En la próxima entrada del blog seguiremos describiendo los diferentes factores de la ecuacion de Drake, en donde pasaremos de argumentar en base a la evidencia científica a barajar meras hipótesis.
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