La vida en el universo

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Vida en el Universo : este término debe entenderse como un conjunto de problemas y tareas encaminadas a la búsqueda de vida . En el caso más general, la vida se interpreta de la manera más amplia posible: como una forma activa de la existencia de la materia , en cierto sentido, la más alta en comparación con sus formas físicas y químicas de existencia. Así, en la formulación general del problema, no se exige que la vida sea similar a la Tierra, y hay una serie de teorías que prueban que la vida puede adoptar otras formas. Sin embargo, el enfoque principal utilizado en astrobiología al construir estrategias de búsqueda consta de dos etapas [1] :

El estudio del origen de la vida en la Tierra. Desarrollo de las principales disposiciones. El papel del esqueleto es [2] :
- Datos sobre la vida geológica del planeta, en particular el vulcanismo, la tectónica y el campo magnético.
- Datos sobre la historia del clima y nuestra comprensión de los mecanismos que lo regulan.
- Ideas básicas sobre la estructura de la vida, en particular sobre el ADN, las células y los límites de supervivencia de los organismos vivos.
- Datos sobre el origen de los organismos vivos y su evolución.
Coordinación de las principales disposiciones con observaciones y teorías astronómicas y búsqueda dirigida. Incluye:
- Búsqueda de exoplanetas habitables
- La construcción de teorías de formaciones, incluso en la consideración de formaciones moleculares complejas, de las que posteriormente podría surgir la vida.
- El estudio del sistema solar y la correlación de los datos obtenidos con datos de sistemas extrasolares

Además, la búsqueda de civilizaciones extraterrestres se puede señalar como un área de investigación separada . Hay tres preguntas principales en esta área:

¿Qué buscar?
¿Cómo buscar?
¿Dónde buscar?

Y aquí, en la construcción de una estrategia de investigación, un papel extremadamente importante, si no clave, pertenece a la ecuación de Drake , además de los tipos de civilizaciones según Kardashev . [3]

Estudio de la vida en la Tierra

Propiedades generales de los organismos vivos

Por el momento, no existe un consenso sobre el concepto de vida, existe una gran cantidad de definiciones del concepto dependiendo del enfoque, sin embargo, los científicos generalmente reconocen que la manifestación biológica de la vida se caracteriza por: organización , metabolismo , crecimiento , adaptación , respuesta a estímulos y reproducción [4] .

La unidad estructural y funcional básica de casi todos los organismos es la célula . Los organismos no celulares son los virus , que son un eslabón intermedio entre la naturaleza animada y la inanimada. En comparación con una célula, tienen una estructura muy simple: consisten solo en un ácido nucleico ( ARN o ADN ) y una cubierta de proteína . Además, los virus pueden realizar sus procesos vitales solo dentro de la célula, fuera de ella son un objeto de naturaleza inanimada.

Las células tienen una composición química similar, su característica principal es un alto contenido de agua y la presencia de sustancias orgánicas . De las sustancias inorgánicas, la célula contiene, además de agua, dióxido de carbono , sales minerales , bases y ácidos . Entre las sustancias orgánicas que forman una célula se distinguen las proteínas , los hidratos de carbono , los lípidos y los ácidos nucleicos .

Origen de la vida

En distintas épocas se plantearon diversas hipótesis sobre el origen de la vida , actualmente se reconoce generalmente la hipótesis de la evolución bioquímica [5] [6] [7] . Según él, en el proceso de evolución bioquímica, todas las sustancias orgánicas surgieron de sustancias inorgánicas bajo la influencia de factores externos de energía y selección y debido al despliegue de procesos de autoorganización inherentes a todos los sistemas relativamente complejos, que sin duda son todos carbono- moléculas que contienen.

Se cree que primero surgieron sustancias orgánicas simples ( alcoholes , ácidos , compuestos heterocíclicos : purinas , pirimidinas y pirrol ), luego se sintetizaron sustancias más complejas: monosacáridos , nucleótidos , aminoácidos , ácidos grasos , que, a su vez, pasaron a formar parte de más biopolímeros complejos: polisacáridos , ácidos nucleicos , proteínas .

Llegado el siglo XXI , la teoría de Oparin-Haldane , que planteaba que la aparición de los primeros organismos estuvo precedida por la aparición inicial de las proteínas , prácticamente ha dado paso a una más moderna. El impulso para su desarrollo fue el descubrimiento de las ribozimas , moléculas de ARN que tienen actividad enzimática y, por lo tanto, pueden combinar funciones que en las células reales son realizadas principalmente por separado por proteínas y ADN , es decir, catalizar reacciones bioquímicas y almacenar información hereditaria . Así, se supone que los primeros seres vivos fueron organismos de ARN sin proteínas y sin ADN, y su prototipo podría ser un ciclo autocatalítico formado por las propias ribozimas capaces de catalizar la síntesis de sus propias copias. [ocho]

Todo lo que se sabe sobre la química de la materia permite circunscribir el problema de la evolución química al marco del llamado " chauvinismo agua-carbono ", postulando que la vida en nuestro Universo se presenta en la única variante posible: como un "modo de existencia de cuerpos proteicos" [9] , que es factible debido a una combinación única de propiedades de polimerización del carbono y propiedades despolarizantes de un medio acuoso en fase líquida, como condiciones necesarias y/o suficientes (?) para la aparición y el desarrollo de todas las formas de vida que conocemos. Esto implica que, al menos dentro de una biosfera formada , sólo puede haber un código de herencia común a todos los seres vivos de una biota determinada , pero queda abierta la cuestión de si existen otras biosferas fuera de la Tierra y si existen otras variantes del aparato genético. es posible.

También se desconoce cuándo y dónde comenzó la evolución química. Cualquier fecha es posible después del final del segundo ciclo de formación estelar, que ocurrió después de la condensación de los productos de las explosiones de supernovas primarias , suministrando elementos pesados (con una masa atómica de más de 26) al espacio interestelar. La segunda generación de estrellas , ya con sistemas planetarios enriquecidos en elementos pesados que son necesarios para la implementación de la evolución química, apareció entre 500 y 1200 millones de años después del Big Bang . Bajo ciertas condiciones bastante probables, casi cualquier entorno puede ser adecuado para lanzar la evolución química: las profundidades de los océanos, las entrañas de los planetas, sus superficies, formaciones protoplanetarias e incluso nubes de gas interestelar, lo que se confirma con la detección generalizada en el espacio. por métodos astrofísicos de muchos tipos de sustancias orgánicas: aldehídos, alcoholes, azúcares e incluso el aminoácido glicina, que juntos pueden servir como material de partida para la evolución química, que tiene como resultado final el surgimiento de la vida .

La astronomía entra en juego

La química de la vida en la formación de los planetas

Planetas habitables y su busqueda

Dado que no se ha probado la existencia de organismos vivos en planetas distintos a la Tierra , ningún planeta puede considerarse apto con confianza, estamos hablando de extrapolar información sobre las condiciones físico-químicas en la Tierra, así como en el sistema solar . Estas características (el tipo de estrella, la distancia entre la Tierra y el Sol, la masa y la órbita de la Tierra) contribuyen al desarrollo no solo de organismos unicelulares que pueden existir en un amplio rango de temperatura, sino también de organismos multicelulares. La investigación en esta área, tanto teórica como experimental, es el tema de la relativamente joven disciplina científica de la astrobiología , que forma parte de la ciencia planetaria .

Una condición absolutamente necesaria para la existencia de organismos vivos es una fuente de energía , pero la idoneidad potencial de los planetas para el desarrollo de la vida también depende de una combinación de factores geofísicos , geoquímicos y astrofísicos . En el Programa de Desarrollo de Astrobiología de la NASA , los criterios de idoneidad de los planetas para el desarrollo de la vida se definen como: “Grandes áreas de ambiente acuático líquido; condiciones propicias para la síntesis de sustancias orgánicas complejas ; así como la disponibilidad de una fuente de energía para mantener el metabolismo ” [10] .

Al determinar la habitabilidad potencial de un planeta, la investigación se centra en la composición básica, las características de la órbita , la atmósfera y las posibles reacciones químicas. Las características estelares más importantes son: masa y luminosidad , estabilidad y alta metalicidad . Los planetas rocosos similares a la Tierra y sus lunas , que potencialmente tienen vida basada en el carbono (¡sin embargo, teóricamente puede tener un aspecto completamente diferente y estar basado en un elemento químico diferente!), Son la dirección más importante de la investigación en astrobiología , aunque otras teorías A veces se consideran bioquímicas alternativas y otros tipos de cuerpos cósmicos.

A fines del siglo XX , hubo dos avances en esta área. La observación y estudio por parte de estaciones interplanetarias robóticas de otros planetas y satélites del sistema solar ha proporcionado información crítica para determinar criterios de sostenibilidad de la vida y permite importantes comparaciones geofísicas entre la Tierra y otros objetos. El número de planetas extrasolares , descubiertos por primera vez en 1991 [11] [12] , crece constantemente, lo que permite obtener información adicional sobre el estudio de la posibilidad de vida extraterrestre . Lo que es más importante, confirmó que el Sol no es el único entre las estrellas que tiene un sistema planetario y amplió el horizonte de búsqueda más allá del sistema solar.

La ecuación de Drake y el hábitat

En 1960, Frank Donald Drake , profesor de astronomía y astrofísica en la Universidad de Santa Cruz en California , desarrolló una fórmula que podría determinar el número de civilizaciones en la galaxia con las que la humanidad tiene oportunidad de hacer contacto.

La fórmula se ve así:

N=R\cdot f_{p}\cdot n_{e}\cdot f_{l}\cdot f_{i}\cdot f_{c}\cdot L

dónde:

$norte$ - el número de civilizaciones inteligentes listas para hacer contacto;
$R$ - el número de estrellas formadas por año en nuestra galaxia;
$f_p$ es la fracción de estrellas que tienen planetas;
$nordeste}$ - el número medio de planetas (y satélites) con condiciones adecuadas para el surgimiento de la civilización;
$Florida}$ - la probabilidad del origen de la vida en un planeta con condiciones adecuadas;
$f_{i}$ - la probabilidad de aparición de formas de vida inteligentes en el planeta en el que hay vida;
$f_{c}$ - la relación entre el número de planetas cuyos habitantes inteligentes son capaces de establecer contacto y lo buscan, y el número de planetas en los que hay vida inteligente;
$L$ - el tiempo de vida de dicha civilización (es decir, el tiempo durante el cual existe una civilización, es capaz de hacer contacto y quiere hacer contacto).

Hay varias estimaciones de los parámetros de la ecuación, desde las más pesimistas hasta las más optimistas. Estos son los parámetros más fiables hasta la fecha.

R = tasa de formación de estrellas

Calificado por Drake como 10/año. Los últimos resultados de la NASA y la Agencia Espacial Europea dan un valor de 7 por año. [13]

f p = proporción de estrellas con sistemas planetarios

Calificado por Drake como 0.5. Según estudios recientes, al menos el 30% de las estrellas de tipo solar tienen planetas [14] , y dado que solo se encuentran planetas grandes, esta estimación puede considerarse subestimada. [15] Los estudios infrarrojos de discos de polvo alrededor de estrellas jóvenes sugieren que entre el 20 y el 60 % de las estrellas de tipo solar pueden formar planetas similares a la Tierra. [dieciséis]

n e = Número promedio de planetas o satélites utilizables en un sistema

La puntuación de Drake es 2. Marcy señala [15] que la mayoría de los planetas descubiertos tienen órbitas muy excéntricas o pasan demasiado cerca de la estrella. Sin embargo, se conocen sistemas que tienen una estrella de tipo solar y planetas con órbitas favorables ( HD 70642 , HD 154345 o Gliese 849 ). Es probable que tengan planetas de tipo terrestre en una región habitable, los cuales no fueron descubiertos por su pequeño tamaño. También se argumenta que la vida no requiere una estrella similar al Sol o un planeta similar a la Tierra para que surja la vida; Gliese 581 d también podría ser habitable. [17] [18] Aunque se conocen más de 350 sistemas planetarios, esto solo da .

n_{e}>0.005

Incluso para un planeta en la zona habitable , la aparición de vida puede ser imposible debido a la falta de ciertos elementos químicos. [19] Además, existe la hipótesis de la Tierra única , que establece que la combinación de todos los factores necesarios es extremadamente improbable, y quizás la Tierra sea única en este sentido. Entonces se considera que n e es una cantidad extremadamente pequeña.

f l = Probabilidad de que ocurra vida en condiciones adecuadas

Calificado por Drake como 1. En 2002, Charles Lineweaver y Tamara Davis estimaron que f l era > 0,13 para planetas con más de mil millones de años de historia según las estadísticas de la Tierra. [20] Lineweaver también determinó que alrededor del 10% de las estrellas de la galaxia son habitables en términos de tener elementos pesados, alejarse de las supernovas y tener una estructura razonablemente estable. [21]

f i = Probabilidad de desarrollo antes de la aparición de la inteligencia

Estimado por Drake como 0.01.

f c = Porcentaje de civilizaciones con capacidad y disposición para establecer contacto.

Estimado por Drake como 0.01.

L = Esperanza de vida de una civilización durante la cual intenta establecer contacto.

La estimación de Drake es de 10.000 años. En un artículo de Scientific American , Michael Schemmer estimó L en 420 años basándose en el ejemplo de sesenta civilizaciones históricas. Usando estadísticas de civilizaciones "modernas", obtuvo 304 años. Sin embargo, la caída de las civilizaciones generalmente no ha ido acompañada de una pérdida total de tecnología, lo que impediría que se las considerara separadas en el sentido de la Ecuación de Drake. Al mismo tiempo, la falta de métodos de comunicación interestelar también nos permite declarar este período cero. El valor de L se puede medir desde la fecha de creación de la radioastronomía en 1938 hasta la actualidad. En 2008, por lo tanto, L tiene al menos 70 años. Sin embargo, tal estimación no tiene sentido: 70 años es el mínimo, en ausencia de conjeturas sobre el máximo. 10.000 años sigue siendo el valor más popular.

Total:

R = 7/año, f p = 0,5, n e = 0,005, f l = 0,13, f i = 0,01, f c = 0,01 y L = 10.000 años

Obtenemos:

N = 7 x 0,5 x 0,005 x 0,13 x 0,01 x 0,01 x 10 000 = 0,002275 (sin contactores)

SETI. Búsqueda de vida inteligente

Hay tres enfoques para la búsqueda de inteligencia extraterrestre:

Busque señales de civilizaciones extraterrestres, contando con el hecho de que otras mentes también buscarán contacto (SETI activo). Hay tres problemas principales con este enfoque: qué buscar, cómo buscar y dónde buscar.
Envíe una llamada "señal de listo", con la esperanza de que alguien busque esta señal (SETI activo). Los principales problemas de este enfoque son virtualmente los mismos que los del primer enfoque, excepto por problemas técnicos menores.
Busque señales de civilizaciones extraterrestres, independientemente de su deseo de hacer contacto (SETI pasivo), por ejemplo, cambios en las condiciones naturales debido al desarrollo tecnológico. El principal problema aquí es distinguir la señal de la civilización de la radiación natural del propio planeta.

Un enfoque se expresa en el programa financiado por la NASA para escuchar señales electromagnéticas artificiales, en el supuesto de que cualquier civilización tecnológicamente avanzada debería llegar a la creación de sistemas de señales de radio-televisión o radar, al igual que en la Tierra. Las señales electromagnéticas más antiguas de la Tierra ya podían viajar en todas las direcciones a una distancia de casi 100 años luz. Los intentos de aislar las señales extraterrestres dirigidas hacia la Tierra hasta ahora no han tenido éxito, pero el número de estrellas "probadas" de esta manera es menos del 0,1% del número de estrellas que aún esperan investigación, si existe una probabilidad estadísticamente significativa de encontrar extraterrestres. civilizaciones

En 2011, los astrónomos Abraham Loeb de la Universidad de Harvard y Edwin Turner de la Universidad de Princeton propusieron un nuevo esquema para la búsqueda de civilizaciones extraterrestres . Su propuesta es buscar civilizaciones extraterrestres iluminando sus posibles ciudades ubicadas en el lado nocturno de sus planetas. También existen dudas de que civilizaciones extraterrestres avanzadas puedan utilizar ondas de radio que podrían registrarse a distancias cósmicas. [22]

En el nuevo trabajo, los científicos propusieron buscar rastros "ligeros" de civilizaciones extraterrestres. Así, por ejemplo, proponen registrar la iluminación del lado nocturno de los exoplanetas , (por ejemplo, por la luz de las ciudades). Asumiendo que la órbita del planeta es elíptica , los astrónomos han demostrado que es posible medir la variación en el brillo de un objeto y detectar si su lado oscuro está iluminado. Al mismo tiempo, sin embargo, los científicos asumen que la luminosidad del lado oscuro es comparable a la luminosidad del día (para la Tierra, estos valores difieren en cinco órdenes de magnitud).

Además, los científicos pretenden buscar objetos brillantes en los cinturones de Kuiper alrededor de otras estrellas con el posterior análisis espectral de su radiación. Los astrónomos creen que dicho análisis determinará la naturaleza de la iluminación, ya sea natural o artificial. Los científicos enfatizan que todas las opciones propuestas son irrealizables utilizando la tecnología existente. Al mismo tiempo, en su opinión, los telescopios de nueva generación, como el estadounidense " James Webb ", pueden hacer frente a las tareas descritas en el documento.

Antecedentes

Notas

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