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21-Abr-2008

La exobiología: Del origen de la vida a la vida en el Universo (VIII)

En búsqueda de una vida extraterrestre, como prueba de simplicidad.

Artículo original de André Brack, exobiólogo.

Autores de la traducción: Marisa Raich y Xavier Civit

Evidentemente, un autómata químico podrá ser reconstituido fácilmente en un tubo de ensayo sólo si es simple. El fechado de los cráteres de impactos lunares sugiere que los planetas del sistema solar han estado sometidos a un bombardeo intenso hace 4 mil millones de años en el momento en el que la vida puede haber hecho su aparición sobre la Tierra. Un pequeño número de estos impactos fue probablemente capaz de evaporar toda el agua de los océanos primitivos. Por este hecho, los autómatas químicos debían ser bastante robustos para poder sobrevivir a los impactos meteoríticos y cometarios y eventualmente volver a empezar de nuevo después de los impactos mayores. Es razonable pensar que para ser robusta, la vida primitiva debía ser relativamente simple y capaz de ser repetida en varios ejemplares.

El descubrimiento de otros ejemplares de vida sobre otros cuerpos celestes confirmaría la sencillez relativa del origen de la vida aportando la prueba de su carácter repetitivo. Identificando ese día más de ochenta moléculas orgánicas en el medio interestelar, y en particular el formaldehído y el ácido cianhídrico, los radioastrónomos demostraron que la química orgánica era universal. No queda ahora más que investigar la presencia permanente de agua líquida. Presente en la superficie, señala la existencia de una atmósfera que permite la sigilosa aportación, de refilón, de moléculas orgánicas por los micrometeoritos. Así como las moléculas orgánicas también pueden formarse en las calientes fuentes submarinas, todo océano extraterreno que presente los signos de una actividad hidrotermal también constituye un posible hábitat biótico.

1 – Marte


¿Dónde buscar?. En Marte, ¡Naturalmente!

El planeta Marte es, por supuesto, objeto de una atención especialmente particular. Las misiones marcianas Mariner 9, Viking 1 y 2, Mars Global Surveyor, MER (Spirit y Opportunity) y Mars Express indican claramente que Marte conoció en su juventud cursos permanentes de agua.


Cursos de agua desecados en la superficie de Marte, fotografia de la sonda Viking.

Reull Vallis vista por Mars Express (HRSC)

El orbitador Mars Odyssey colocado en órbita marciana en el 2001 por la Nasa está equipado con un espectrómetro que mide la radiación gamma reflejada por el suelo marciano después del impacto de los rayos cósmicos. Este espectrómetro detectó cantidades muy importantes de átomos de hidrógeno presentes en la superficie de los polos pero también a sesenta centímetros en el subsuelo marciano hasta los 60° de latitud norte y sur.


El espectrómetro OMEGA a bordo de la Mars Express ha detectado hielo, sulfatos y... ¡arcillas!

Torrentera en un cráter de la región de Terra Sirenum

La presencia de hidrógeno firma la presencia de hielo de agua, permitiendo así atribuir la formación de los lechos de desagüe a la presencia de agua líquida que corría en otro tiempo por la superficie de Marte. La presencia permanente de agua supone una temperatura constantemente superior a los 0°C, temperatura alcanzada probablemente gracias a la existencia de una atmósfera densa que generaba un importante efecto de invernadero. Gracias a esta atmósfera, el planeta pudo acumular micrometeoritos en su superficie, a la manera de la Tierra. En 1976, las dos sondas Viking no detectaron ni moléculas orgánicas ni vida en la superficie de Marte, en una profundidad de algunos centímetros.


De hecho, el suelo marciano parece encerrar potentes oxidantes producidos por la radiación solar en la atmósfera y/o por procesos fotoquímicos a nivel del suelo.

La presencia de oxidantes excluye toda acumulación de moléculas orgánicas en la superficie del planeta. Los cálculos de simulación sugieren que la difusión de los oxidantes en el subsuelo no debería sobrepasar una profundidad de algunos metros. La ausencia de materia orgánica en la superficie de Marte podría ser igualmente debida a procesos de degradación directa por los UV solares, ya que la atmósfera marciana no posee capa protectora de ozono. Las sondas Viking no encontraron moléculas orgánicas, pero en diciembre del 2005 disponemos de 34 meteoritos que proceden con toda probabilidad de Marte. Son los meteoritos SNC, entre los cuales se encuentra el famoso meteorito SLH 84001 del que se dijo que encerraba nanobacterias marcianas fosilizadas (McKay et al., 1996). Hoy en día, esta afirmación es refutada cada vez con más vigor. Con toda probabilidad, los microfósiles se formaron mediante procesos minerales consecutivos a infiltraciones de agua terrestre. La presencia de cristales de magnetita, presentada como prueba de la presencia de vida marciana en el meteorito, tampoco es convincente, en la medida en que se han obtenido cristales idénticos en laboratorio de manera no biológica. No obstante, algunos de estos meteoritos SNC encierran moléculas orgánicas.


Vista de Meridiani Planum tomada por Opportunity

El rover Opportunity observó afloramientos de rocas sedimentarias. Tales rocas sedimentarias, en consecuencia, podrían formar parte de los meteoritos marcianos recogidos en la Tierra, lo cual no ha sido el caso hasta la fecha. Es posible que sobrevivan a la eyección de Marte, pero no a la entrada atmosférica. La experiencia STONE de la ESA tenía precisamente como objetivo aclarar este punto. En el blindaje térmico de un satélite automático ruso Foton, lanzado en septiembre de 1999, se fijaron una muestra de basalto, de dolostona (una roca sedimentaria) y de un suelo marciano reconstituido. Tal experiencia nunca se había intentado antes y las muestras, después del aterrizaje, fueron sometidas por un consorcio europeo a análisis químico, mineralógico e isotópico. Los resultados sugieren que ciertos sedimentos marcianos podrían sobrevivir, al menos parcialmente, a la entrada atmosférica.


El explorador Beagle 2 de la misión Mars Express

El 2 de junio de 2003, la Agencia especial europea lanzó la misión marciana Mars Express desde la base de lanzamiento de Baikonur. La misión consistía en situar un orbitador provisto de cámaras estereoscópicas, de diferentes espectrómetros para analizar la atmósfera y la composición del suelo, y de un radar capaz de explorar el suelo en varios kilómetros para buscar en él agua líquida y hielo.


INDICE DE NOTICIAS

Un explorador, denominado Beagle 2 en homenaje a la nave de Charles Darwin, debía colocar en la superficie de Marte una estación de análisis marciano de unos diez kilos, capaz de extraer muestras del subsuelo próximo con ayuda de un "topo" auto-sepultante y en las rocas de la superficie con ayuda de un brazo manipulador. El brazo manipulador debía colocar contra las rocas de la superficie una trituradora/extractora, una cámara, un microscopio, un espectrómetro de rayos X (que proporciona la composición en elementos químicos) y un espectrómetro Mössbauer (que da el grado de oxidación del hierro). Las muestras obtenidas debían ser analizadas por un espectrómetro de masa instalado en el explorador tras la combustión escalonada de temperaturas, técnica que permite analizar las moléculas carbonadas, es decir determinar su naturaleza, mineral u orgánica, así como su distribución isotópica. La sonda Beagle 2 se separó correctamente del orbitador Mars Express en diciembre del 2003, pero nunca más ha dado señales de vida desde aquella fecha. Si apareció vida en Marte, la búsqueda de sus vestigios fosilizados será más fácil que en la Tierra por el hecho de que los sedimentos marcianos antiguos no han sido destruidos por procesos tectónicos, al contrario que los sedimentos terrestres.

2 – Europa

Europa, el satélite de Júpiter, podría muy probablemente presentar entornos marinos similares a las fuentes submarinas terrestres.


La helada superficie de Europa

Europa es el menor de los satélites de Júpiter, con un radio ligeramente inferior al de la Luna. Orbita a una distancia de aproximadamente seiscientos mil kilómetros de Júpiter, en consecuencia lo bastante cerca como para ser caldeada por el efecto de marea debido al importante campo gravitacional del planeta gigante. En 1979 y 1980, la misión Voyager ya había fotografiado Europa y había demostrado que su superficie estaba recubierta de hielo embutido en profundas grietas. Desde entonces, la nave espacial Galileo ha suministrado magníficas imágenes que muestran, en particular, bloques de hielo que han girado sobre sí mismos. La superficie presenta pocos cráteres de impactos, lo que sugiere un continuo remodelado de la superficie por fenómenos criovolcánicos o tectónicos. Según uno de los modelos de estructura interna propuestos, existiría un océano de agua líquida bajo algunas decenas de kilómetros de banquisa, y el calor necesario para mantener el agua en estado líquido la aportarían fuertes mareas internas. La superficie presenta también estrías en forma de arcos, interpretadas como procedentes de un stress debido a mareas oceánicas subglaciares. Mediante espectroscopia se han observado, en las cercanías de infrarrojos, depósitos de sal en la superficie de Europa que podrían proceder de aumentos de nivel de agua oceánica salada.


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Finalmente, la sonda Galileo registró un campo magnético inducido en el campo magnético de Júpiter, que traduce la presencia de un conductor eléctrico. El océano de agua salada podría muy bien interpretar este papel de conductor eléctrico. Todas estas observaciones abogan en favor de la existencia de un océano subglaciar de agua salada. Ahora lo importante es saber si existe en Europa un magma capaz de transferir el calor del corazón planetario hacia el fondo oceánico para crear fuentes hidrotermales y, en consecuencia, moléculas orgánicas. ¿La energía de marea inducida por Júpiter es suficiente para fundir los silicatos a temperaturas superiores a los 1.200° C? El descubrimiento de la evidencia de magma en Europa forma parte de los objetivos prioritarios de la exploración de Europa que se estudian actualmente. Si Europa ha mantenido una actividad de mareas y una actividad hidrotermal subglaciar, pudo aparecer en ella una vida bacteriana y quizá esté todavía activa hoy en día. Europa aparece cada vez más como un lugar privilegiado del sistema solar que puede alojar agua líquida y una vida bacteriana activa.

3 – Titán

Titán, el mayor satélite de Saturno posee una atmósfera de una densidad de 1,5 bar constituida esencialmente por azote (más del 90%) pero también por metano y por un poco de hidrógeno.


La atmósfera encierra también espesas nieblas de aerosoles orgánicos

Las observaciones recogidas por la misión Voyager y las mediciones realizadas desde la Tierra indican claramente la presencia de numerosos hidrocarburos y de nitrilos en ese medio. Entre esos compuestos orgánicos figuran el ácido cianhídrico, el acetileno y el cianoacetileno, verdaderos pasos obligados de la química prebiótica. La modelización de los procesos fisicoquímicos que supuestamente se desarrollaron en la superficie de Titán sugiere la presencia de océano(s) de metano y de etano líquido en equilibrio con los constituyentes de la atmósfera. Titán representa un verdadero laboratorio de producción de compuestos prebióticos a escala planetaria. Aunque el satélite ISO haya detectado recientemente en la alta atmósfera vestigios de vapor de agua, la temperatura extremadamente baja (-180° C) que reina cerca de la superficie impide la presencia de agua líquida. Por tanto, las moléculas no pueden evolucionar hacia una vida de tipo terrestre. ¿Hacia qué sistemas complejos evolucionan esas moléculas en ausencia de agua? ¿Existe una vida exótica basada en la química del carbono y el metano líquido? La sonda europea Huygens de la misión NASA-ESA Cassini-Huygens, lanzada en octubre de 1997, atravesó la atmósfera de Titán y se posó en su superficie el 14 de enero del 2004. Durante 150 minutos los instrumentos analizaron las moléculas orgánicas presentes en la atmósfera, en los aerosoles y en la superficie. El cromatógrafo en fase gaseosa acoplado a un espectrómetro de masa midió la composición química y las abundancias isotópicas desde una altura de 140 km hasta la superficie.


Los análisis muestran que el azote y el metano son los principales constituyentes de la atmósfera; las relaciones isotópicas 12C/13C sugieren una producción permanente de metano; la superficie está "humidificada" por metano líquido y es rica en moléculas orgánicas (cianógeno, etano); la presencia de 40Ar sugiere la existencia de actividad geológica interna.


Foto del gran lago de Titán tomada por el radar de Cassini el 22/02/2007, con su isla de 150 x 90 km

Desgraciadamente, la sonda Huygens no contaba con ningún instrumento capaz de medir la quiralidad de las moléculas orgánicas de Titán, verdadera línea divisoria entre materia inerte y materia viva.

Para saber más:

Los meteoritos SNC son acondritas que proceden de Marte. Hasta el año 2002 había 19 identificadas. Se llaman así por las iniciales de los meteoritos:

- Shergotty (S)

- Nakla (N)

- Chassigny (C)

Las S y N son acondritas basálticas. Las C son acondritas pobres en Ca.

Se cree que las acondritas SNC proceden de Marte debido a:

- Todos los meteoritos tienen edades próximas a los 4500 M.a., excepto los SNC con edades de unos 1300 M.a. Por estudios de los cráteres de Marte, de su tamaño y distribución se sabe que hace 1300 M.a. debió haber un intenso vulcanismo basáltico.

- Relaciones isotópicas de Oxígeno: Cada uno de los cuerpos del sistema solar parece tener su propia signatura isotópica y los SNC tienen una signatura distinta a la de la Tierra y la Luna.

- La composición química de elementos mayores en las acondritas se parece mucho al suelo marciano. Están mas oxidadas que las eucritas. También los contenidos en gases nobles como Ne y Ar son similares a los medidos en la atmósfera de Marte por la sonda Viking en 1976 y distintos a los de cualquier otra atmósfera planetaria.

Cada uno de los 3 grupos es diferente, lo que demuestra que Marte es petrológicamente heterogéneo.

Para toda la serie:
Crédito de las imágenes: NASA, Futura-Sciences, Frances Westall, B. Barbier.
Agradecimientos: Planetavivo.org, Wikipedia, Universidad Complutense de Madrid.

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Fuente: Astroseti


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