Por Que No Hay Extraterrestres en La Tierra

Armando Arellono Ferro

POR QUE NO HAY EXTRATERRESTRES EN LA TIERRA

iencio / 1 9 0 para todos

La Ciencia para Todos Desde el nacim iento de la colección de divulgación científica del Fondo de Cultura Económ ica en 1986, ésta ha m antenido un ritm o siem pre ascendente que ha superado las. aspiraciones de las personas e instituciones que la hicieron posible. Los científicos siem pre han aportado material, con lo que han sum ado a su trabajo la incursión en un cam po nuevo: escribir de m odo que los temas más complejos y casi inaccesibles pue­ dan ser entendidos por los estudiantes y los lectores sin form a­ ción científica. A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso ade­ lante, que consistió en abrir la colección a los creadores de la ciencia que se piensa y crea en todos los ám bitos de la lengua española —-y ahora tam bién del portugués— , razón p o r la cual tom ó el nom bre de La Ciencia para Todos. Del Río Bravo al Cabo de H ornos y, a través de la m ar O céano, a la Península Ibérica, está en m archa un ejército integrado por un vasto núm ero de investigadores, científicos y técnicos, que extienden sus actividades p o r todos los campos de la ciencia m oderna, disciplina que se encu en tra en plena revolución y que continuam ente va cam biando nuestra form a de pensar y observar cuanto nos rodea. La internacionalización de La Ciencia para Todos no es sólo en extensión sino en profundidad. Es necesario pensar una ciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tra­ dición hum anista, crezca sin olvidar al hom bre, que es, en últi­ ma instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propósito principal es p o n er el pensam iento científico en m anos de nuestros jóvenes, quienes, al llegar su turno, crearán una ciencia que, sin desdeñar a ninguna otra, lleve la im pronta de nuestros pueblos.

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POR QUÉ NO HAY EXTRATERRESTRES EN LA TIERRA

Primera edición, 2003

Arellano Ferro, A rm ando Por qué n o hay extraterrestres en la T ierra / A rm ando Arellano Ferro. — México : FCE, SEP, CONACYT, 2003 169 p. : ilus. ; 21 x 14 cm — (Colee. La C iencia para Todos ; 193) Texto para nivel m edio, m edio superior, técnico profesio­ nal y superior ISBN 968-16-7027-2 1.

A stronom ía 2. Física 3. Divulgación científica I. Ser II. t

LC QB44 A772 2003 Dewey 508.2 C569 V. 193

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La Ciencia para Todos es proyecto y pro p ied ad del Fondo de C ultura Económ ica, al que p erten ecen tam bién sus derechos. Se publica con los auspicios de la Secretaría de Educación Pública y del Consejo Nacional de C iencia y Tecnología.

D.R, ©, 2 0 0 3 , F o n d o d e C u l t u r a E c o n ó m i c a C arretera Picacho-Ajusco 2 2 7 , 14 2 0 0 México, D.F.

ISBN 968 - 16 - 7 0 2 7 -2 Im preso e n M éxico • Printed in Mexico

Para S o f í a .... mi Universo

En efecto, no hay razón ni defecto de las dotes de la naturaleza de potencia activa o pasiva, que obstaculicen la existencia de otros mundos en un espacio que posee un carácter natural idéntico al de nuestro propio espacio que está lleno por todas partes de materia... G io r d a n o B r u n o

De l’infinito universo e mondi, 1584.

INVITACIÓN PERSONAL AL LECTOR: LAS REGLAS DEL JUEGO

Todos los argumentos que se manejan en este libro están basados en el conocimiento adquirido por el ser humano a lo largo de su pre­ sencia en este planeta; su experiencia, su vivencia y su desarrollo inte­ lectual. Las afirmaciones que se encuentran en este libro están, por lo tanto, fundamentadas en nuestro acervo de conocimientos, que no es escaso. El tema es susceptible a la polémica porque, en una discusión, nos pone de inmediato en la frontera misma del conocimiento y en varias disciplinas. Lo que, por un lado, hace el problema muy interesante, por otro lo hace vulnerable a la inclinación, natural en el ser huma­ no, a la fantasía. La invitación al lector es a no dejarse tentar por la simpleza de admitir cualquier cosa como posible sólo porque no lo sabemos todo. La ciencia no lo sabe todo pero es capaz de determi­ nar o predecir algunos límites fundamentales a nuestra imaginación desnuda. No es válido entonces pensar, por ejemplo, que una “forma de energía, de tecnología o de buen vibra” aún no descubierta, es la solución a todo lo desconocido y la cual nos autoriza a creer que todo es posible: desde la vida eterna, hasta los hombres del espacio que nos buscan con algún interés.inexplicable. Dicho esto, exploremos pues el Universo y veámoslo con curiosidad y razón.

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IN T R O D U C C IÓ N

En los años en que he establecido relaciones con el público in teresado en la astro n o m ía, he n o ta d o su in q u ietu d p o r la posible existencia de vida ex traterrestre, su presencia perm a­ n en te u ocasional en la T ierra y la idea de que los llam ados ovnis constituyen u n a de las evidencias más claras e indiscuti­ bles de que hay vida inteligente de origen extraterrestre. Casi sin im portar el tem a astronóm ico sobre el que haya tratado en alguna de mis conferencias, al final, en la sección de preguntas y respuestas, el público consigue desviar la discusión hacia dos tem as que lo fascinan y sin d u d a le p ertu rb a n : los hoyos n e­ gros: ¿existen realm ente?, ¿qué son?; y los extraterrestres y los ovnis: ¿los han visto?, ¿existen?, y cuando la conversación tom a más sabor, ¿de d ó n d e p o d ría n venir? Sobre los hoyos negros no hablaré en este libro; el lector p u ed e dirigirse a la m ono­ grafía de la colección La Ciencia para Todos de esta misma edi­ torial (Shahen Hacyan, Los hoyos negros y la curvatura del espaciotiempo, vol. 50). La idea de la existencia de vida inteligente en otro lugar del Universo es fascinante y ha pasado probablem ente p o r la cabe­ za de casi todas las personas. En este libro trataré las posibili­ dades de que u na civilización se haya desarrollado en otro rin­ cón del U niverso y ofreceré argum entos e n favor y en contra del surgim iento de la vida y su ulterior evolución hacia la con­ ciencia, argum entos basados en la física, la quím ica, la astrono­ m ía y la biología q u e hem os ap ren d id o a lo largo de nu estro desarrollo. Veremos cóm o las distancias enorm es, la velocidad de desplazam iento y transm isión y el tiem p o de vida de u n a civilización, im p o n e n en o rm es lim itaciones p ara la localiza­ 13

ción, com unicación y contacto en tre dos civilizaciones inteli­ gentes que hayan desarrollado su tecnología. Es mi esperanza que, al final del libro, el lector llegue por su cuenta a la conclusión de que la p resencia de extraterrestres en la T ierra y los ovnis com o una p rueba de su existencia, son solam ente temas de ciencia ficción, u n a form a de literatura no m enos válida que cualquier otra si se m aneja con arte y destre­ za, o bien u na form a de com ercialism o m alintencionado y sin escrúpulos que ju eg a con las ilusiones y la razón de la gente.

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I. La vida en nuestro rincón del Universo Existe un mundo. En términos de probabili­ dad, esto es algo que roza el límite de lo impo­ sible. Habría sido mucho más fidedigno si casualmente no hubiera habido nada. En ese caso nadie se habría puesto a preguntar por qué no había nada. JO S T E IN GAARDER

Maya, 2000

n t e s d e iniciar cualquier aventura, un viajero deb ería asegu­ rarse de estar bien equip ad o , de d isp o n er del m ejo r in stru ­ m ental que garantice, o haga probable, el éxito de sus iniciati­ vas. Así, si buscam os pruebas de la existencia de vida en otros lugares del cosmos y debatim os sobre el posible contacto con nosotros, parece razonable que hagam os un esfuerzo p o r en ­ ten d er la vida com o la conocem os en la Tierra, las circunstan­ cias que hicieron posible su origen y las num erosas condicio­ nes que han perm itido su p erm anencia y su evolución. Quizá una vez hecho ese ejercicio estemos en condiciones de prever, p redecir y hasta localizar otras formas de vida en el Universo. Ese ejercicio lo ha h ech o n u estra especie d u ra n te al m enos 2 000 años, au n q u e sólo d u ran te los últim os 200 años hem os adquirido ese instrum ental suficiente para enfrentarnos a pre­ guntas de la talla ¿estamos solos en el Universo?

A

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1.1. La edad

de la

T ierra

El conocim iento acerca del origen de la vida en la T ierra y de su evolución ha sido gradual y lento. Podemos afirmar, sin em ­ bargo, que las ideas que conform an la noción que tenem os del origen de la vida, su génesis y su historia no van más atrás de 1820, cuando la geología y la paleontología, esas ciencias ge­ melas, observaron la estratigrafía de varias partes del m undo. D urante estos años han tenido que desarrollarse, además, dis­ ciplinas com o la biología, la quím ica, la física, la astronom ía y m uchas de sus especialidades que han ap o rtad o u n a serie de evidencias útiles para construir un panoram a congruente de la vida y sus numerosísimas manifestaciones en la Tierra. La com prensión de las escalas de tiem po en las que se dan los procesos de la vida es fundam ental para su entendim iento. Resulta notable que a principios del siglo xix no sabíamos ni en form a aproxim ada la edad de la Tierra. D urante m uchos años el m u n d o occidental aceptó la cronología fijada m ed ian te la interpretación de la Biblia, que asigna una antigüedad al hom ­ b re y la T ierra de unos 6000 años. El dogm a bíblico p erd u ró hasta bien entrado el siglo xvn y los biólogos se concentraban en esos 6 días en que el m undo fue creado. No concebían que las especies evolucionaran, desaparecieran o surgieran, y p o r lo tanto la tem poralidad de la vida tenía poca im portancia des­ pués de los 6 días de la creación. Quizá les pareciera absurdo y, ciertam ente, era herético pensar que la naturaleza tuviera his­ toria. La cronología descrita en la Biblia fue u n a cadena muy resistente en la m ente de los académ icos de entonces. Jam es U ssher (1581-1656), un p relad o irlandés, elaboró u n a de las prim eras cronologías basadas en la Biblia. Hizo grandes esfuer­ zos p o r o b te n e r textos au ténticos en O rien te M edio y logró conform ar una rica y famosa biblioteca. En 1654 declaró que, tras m uchos años de investigaciones bíblicas, había concluido que la creación había ten id o lugar el 26 de o ctu b re del año 4004 a. c. ¡a las nueve de la m añana! La idea de que to d o el m u n d o y los seres vivos h ab ían sido creados en u n a sem ana, unos pocos de miles de años antes de la era cristiana, fue muy difundida en el m undo cristiano de los años posteriores. La brevedad de la existencia de la T ierra obligó a los geólo­ gos a inventar la teoría del catastrofism o. Era evidente p ara 16

m uchos naturalistas que el clima cam biaba las formas de la Tie­ rra lentam ente, que las m ontañas y los cauces de los ríos se ero­ sionaban. Estos cam bios habían sido ya descritos e n tre otros p o r H ero d o to y L eonard o da Vinci. Los geólogos coincidían en que 6000 años no bastaban para que se hubieran producido los cambios drásticos que se observaban en m uchas formas de la superficie terrestre y, p o r lo tanto, los naturalistas ortodoxos tuvieron que recurrir a catástrofes o cataclismos repentinos a los que se debieran las formas que observaban en valles y montañas.

F i g u r a 1.1 . Pilar rocoso que muestra claros

signos ríe erosión por viento. Se originó al llenarse de lava el tubo de un volcán. Las laderas del cono fueron erosionadas por el viento, dejando al descubierto el centro solidificado. El ejemplo corresponde a uno de los Roques de García, en Tenerife. (Foto del autor.)

U na especulación in teresan te sobre la ed ad de la T ierra, aunque desafortunadam ente errónea, se debe a Isaac Newton, en sus Principia Mathematica. Newton había concluido algunos cálculos sobre el ritmo de enfriam iento de los cometas y calculó que una esfera de hierro al rojo vivo y del diám etro de la T ierra se enfriaría, hasta alcanzar la tem peratura actual, en 4 millones de días, apenas unos 50 000 años, au n q u e reco n o cía que el enfriam iento podría ser más lento p o r “causas latentes” e invi­ taba a los em píricos a que p o r m edio de experim entos averi­ guaran la proporción de enfriam iento verdadera. U no de estos em píricos fue George Louis Leclerc, conde de 17

Buffon (1707-1788), quien midió el tiem po en que se enfriaban las esferas de 2 centím etros de diám etro de distintos m ateria­ les —fabricadas especialm ente p ara h acer su ex p erim en to — , desde el rojo vivo hasta que p o d ían tocarse con la m ano. Su idea era escalar el tiem po para calcular el caso de u n a esfera del tam año y com posición de la Tierra. Sus cálculos lo llevaron a la conclusión de que la edad de la Tierra era de 74832 años. A unque justo es reconocer en su declaración: “cuanto más alar­ guem os el tiem po de la vida de la Tierra, más cerca estaremos de la verdad”. Su intuición no lo engañaba.

F i g u r a i. 2 .

Mantos estratigráficos que muestran la historia volcánica en la Isla de Tenerife. (Foto del autor.)

Charles Lyell, geólogo inglés, en sus Principies ofGeology (1830), se propuso explicar la historia de la T ierra refiriéndose sólo a causas vigentes: elevaciones de terren o debidas a causas volcá­ nicas o sísmicas, la erosión p o r el agua o el viento, las cadenas m ontañosas com o los Alpes y los A ndes, y la presencia de fó­ siles m arinos en las partes altas de las m ontañas. Charles Darwin, que conocía los argum entos de Lyell, tam bién era cons­ ciente de que los lentos procesos de la ero sió n re q u erirían tiem pos muy largos para form ar el panoram a terrestre. Calcu­ ló, por ejem plo, que la cadena de colinas de Weald, Inglaterra, te n d ría cerca de 300 m illones de años. A m ediados del xix 18

algunos físicos com o William T hom son (Lord Kelvin) habían em pezado a aplicar la term odinám ica para calcular la edad de la T ierra. Kelvin d eterm in ó el tiem po de en friam ien to de la T ierra para estim ar su edad. Su co nocim iento más p ro fu n d o de la term odinám ica le perm itió calcular u n a edad m ucho ma­ yor que la de Buffon pero aún muy p o r debajo de la verdadera: 200 millones de años. Darwin consideró que incluso 200 millo­ nes de años parecían insuficientes para el desarrollo de las dis­ tintas formas de vida. U no de los descubrim ientos más im portantes de principios del siglo xix acerca del cálculo de la edad de la Tierra fue que los fósiles de ciertas plantas -y anim ales se e n co n trab an en determ inados estratos geológicos, p o r lo que podrían ser útiles p ara la ubicación relativa en el tiem po de esos estratos. Los fósiles más antiguos, descubiertos hacia 1830, eran de m olus­ cos invertebrados, crustáceos y artrópodos (tribolitas, graptolitas), además de algas y liqúenes. Los geólogos de la época esta­ ban convencidos de h ab er en co n trad o el origen de la vida en el estrato co rresp o n d ie n te al P eriodo C ám brico (hace en tre 600 a 500 millones de años) y parecía que las form aciones geo­ lógicas anteriores no contaban con fósiles. Restaba el proble­ ma de saber cuál era la edad de cada estrato, es decir, el esta­ blecim iento de la escala absoluta de edades.

F ig u r a i . 3.

Tribolitas fosilizadas. Vivieron hace aproximadamente 600 millo­ nes de años, a) Este ejemplo ilustra una Phacops rana milleri. Mide unos 5 cm. b) P aralajurus del Periodo Devónico proveniente de los montes Atlas, Marruecos, mide 5 cm. (Imágenes cortesía de PaleoPlace.com.)

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La solución al problem a del fecham iento de los estratos ha­ bría de encontrarse. La radiactividad fue descubierta en 1896 p o r el físico francés H en ri B ecquerel (1852-1908) al observar que los cristales de u n a sal de uranio em itían rayos energéticos muy parecidos a los rayos X. La radiactividad proviene de la división esp o n tán e a de los núcleos atóm icos de algunos ele­ m entos, llamados po r eso radiactivos. El decaim iento radiacti­ vo transform a u n núcleo pesado en o tro m enos pesado p o r desintegración espontánea; d u ran te el proceso se em iten par­ tículas a o núcleos de helio, partículas (3 o electrones y rayos y o radiación electrom agnética de en erg ía muy alta. La veloci­ dad de decaim iento es in d ep en d ien te de la tem peratura, p re­ sión o abundancia del elem ento, o del com puesto quím ico del que form e parte el elem ento radiactivo. La velocidad de decai­ m iento es diferente para cada elem ento. El tiem po necesario para que decaiga la mitad de los átomos de un elem ento recibe el nom bre de vida media. El carbono 14 (14C), p o r ejemplo, se convierte en n itró g en o 14 ( 14N) y su vida m ed ia es de 5 730 años. Los átom os de u ran io y torio se desin teg ran y van for­ m ando varios elem entos, radiactivos tam bién, com o el radio, hasta convertirse finalm ente en plom o. La vida m edia del ura­ nio es de 4 500 m illones de años y la de las form as más com u­ nes de torio y radio son 13 900 m illones de años y 1 620 años, respectivam ente. H ubo que esperar a m ediados del siglo xx p ara que se des­ cubrieran m étodos de fecham iento por decaim iento natural de m aterial radiactivo y establecer la escala absoluta de la edad de los estratos. Incidentalm ente, el astrónom o George Darwin, hijo de Charles, fue de los prim eros en sugerir que la radiacti­ vidad podría ser útil para calcular la edad de la Tierra. En 1947 W illard F. Libty, de la Universidad de Chicago, em ­ pleó p o r p rim era vez el decaim iento del rad io carb o n o com o indicador de la edad en los fósiles. Debido a que la edad m edia de decaim iento del carbono es de sólo 5 730 años, el m étodo se lim ita a objetos de m enos de 50 000 años de edad. Sin em bar­ go, los m étodos que incluyen el u ran io y el torio p erm iten el fecham iento de m ateriales más antiguos, sobre todo micas, tectitas y m eteoritos provenientes del Precám brico (de 4500 a 590 millones de añ o s). Las rocas recogidas en diferentes regiones de la L una h a n sido fechadas p o r este m éto d o y sus edades 20

están entre 4 400 y 3 300 millones de años, lo que sugiere que la Luna pasó por etapas geológicas y su superficie m uestra por­ ciones de distintas edades. U no de los m étodos de fecham iento más com unes es el del decaim iento de potasio 40 (40K) en argón 40 (40A r), cuya vida m edia es de 1 250 millones de años. El 40K es un elem ento muy com ún en las rocas volcánicas y el producto, 40Ar, es un gas no reactivo. D urante u n a erupción las burbujas de argón saldrán de la láva derretida; ésta, al en d u re­ cerse, no contendrá argón, sólo potasio que se reducirá a 50% y se convertirá en argón en 1 250 millones de años. El argón que­ dará en la roca sólida y una m uestra perm itirá establecer la p r o p o rción de potasio y argón. Si las cantidades son iguales la edad de la roca tendrá 1 250 m illones de años y así proporcio­ nalm ente. Si se encuentran fósiles debajo de estratos de cierta edad, se sabe entonces que el fósil tiene al m enos esa edad.

i . 4 . Ejemplo de estromalolito del Periodo Paleozoico encontrado en Nevada, EUA. (Imagen de Miguel Agustín Téllez Duarte, Universidad de Baja California.)

F ig u r a

Los cálculos actuales acerca de la edad de la T ierra indican u n a an tig ü ed ad de 4 600 m illones de años. La ed ad de los estratos d o n d e los paleontólogos y los geólogos descubrieron en 1830 los fósiles más antiguos, y que identificaron con el ori­ gen de la vida, corresponden al Periodo Cámbrico. Sin em bar­ go, hoy se conocen fósiles microscópicos de bacterias con una 21

antigüedad de 3 500 millones de años. Fueron descubiertos en Warrawoona, Australia Occidental. Estos microfósiles se hallan en estructuras ó rgan o sedim entarias, llam adas estromatolitos, que son resultado de la actividad m etabólica y el crecim iento de los organism os vivos, y fueron producidos in situ m ediante incorporación o precipitación de sedim entos com o el carbono de calcio, y m uestran estructura laminar. Aún existen estrom a­ tolitos: los más conocidos son los de la Bahía de Tiburones, en Australia O ccidental. En México los sedim entos estrom atolíticos se encuentran en lagunas hipersálidas como la Laguna Morm ona en Baja California y en los estratos del Precám brico de Caborca, Sonora. La edad de la Tierra, estim ada geológicam ente en 4 600 mi­ llones de años, sería corroborada m ediante razonam ientos pu­ ram ente astronóm icos, como veremos en los siguientes capítu­ los. N uestro sistema de fecham iento ha perm itido gracias a los hallazgos arqueológicos y antropológicos más antiguos, d eter­ m inar que el hom bre m o d ern o u Homo sapiens apareció hace sólo 40 000 años y sus antepasados más cercanos, el Australopite­ cus, el Homo erectus o el Homo habilis, vivieron en la T ierra hace entre 5 y 1.5 millones de años. Puede verse entonces que la T ierra ha estado habitada por alguna form a de vida d u ra n te ap ro x im ad am en te 80% de su existencia y durante m enos de 0.1 % p o r un ser, em parentado con el hom bre, sin du d a precursor de nuestra actual razón, ha­ bilidades y tecnología. D urante sus prim eros 1 000 millones de años de existencia la Tierra estuvo desprovista de vida. En este tiem po, las condiciones físicas que favorecían las reacciones fí­ sico-químicas que engendraron los prim eros seres unicelulares, se estaban gestando. ¿Cuáles eran esas condiciones? Tratemos en las siguientes secciones acerca de las condiciones iniciales en la Tierra y la evolución físico-química de la atmósfera.

1.2. L a

T

ie r r a p r im it iv a

C uándo y cóm o apareció la vida en la T ierra es u n a p reg u n ta que h a inquietado a generaciones de científicos. En los siglos xvi y x v i i se creía en la generación espontánea de seres vivos a par­ tir de la m ateria no viviente. Louis Pasteur en Francia y Jo h n 22

Tyndall en Inglaterra, a m ediados del xix, refutaron la idea de la generación espontánea de microorganismos p o r m edio de un ex p erim en to sencillo consistente en aislar u n a m ezcla estéril de sustancias, sin que con el paso del tiem po en la mezcla apa­ recieran m icroorganism os. C uando la mezcla se pone en con­ tacto con el aire que contiene microorganismos, éstos se repro­ ducen allí.

Aleksandr Ivanovich Oparin, coau­ tor (con John B.S. Haldane) de la tecnia del ori­ gen de la vida a partir de sustancias químicas. (Colección del i a u n a m . ) F i g u r a i. 5.

D urante la segunda y tercera décadas del siglo xx, Aleksandr Ivanovich O parin (1894-1980) en Rusia y jo h n B.S. H aldane (1892-1964) en Inglaterra, desarrollaron una teoría p o r m edio de la cual la vida podría haber surgido de la m ateria no vivien­ te a través de reacciones químicas simples; a este proceso, que se produjo antes de que hubiera vida, se le llama evolución prebiótica. Según O parin y H aldane, la atm ósfera de la Tierra pri­ mitiva no tenía la misma com posición que actualm ente tiene, era rica en h id ró g en o m ezclado en gases com o el m etan o (CH4) y el am oniaco (NH3) y pobre en oxígeno. La presencia de éste en grandes cantidades no h ab ría perm itid o la form a­ ción de las moléculas complejas, necesarias para la vida, porque reacciona fácilm ente con las m oléculas alteran d o sus enlaces quím icos y m an ten ién d o las en u n estado sim ple, dem asiado simple para la com plejidad m olecular req u erid a p o r la activi­ dad biológica. La actividad quím ica de la T ierra prim itiva y su atm ósfera son herencia de la nube presolar de la que se form aron el Sol y el sistema planetario. Al principio, d u ran te el colapso gravita23

cional del planeta, las rocas chocaban y se fundían liberando calor, que al ser radiado al en to rn o producía un enfriam iento gradual del planeta en form ación. H ubo entonces una diferen­ ciación e n tre los elem entos más pesados, com o el níquel y el hierro que se hu n d iero n para form ar el núcleo terrestre, y los más ligeros que se mantuvieron en la parte superficial, y que for­ m arían la atm ósfera terrestre, com o hidrógeno, carbono, nitró­ geno, oxígeno, etc. C uando la Tierra se enfrió, algunos elem en­ tos se com binaron form ando compuestos. El agua resultó de la com binación del oxígeno con el hidrógeno, y el bióxido de car­ bono con el carbono, etc. Los geoquímicos han deducido de la com posición quím ica de las rocas más antiguas que la atmósfe­ ra primitiva contenía bióxido de carbono, m etano, hidrógeno, nitrógeno, ácido clorhídrico, sulfuro de hid ró g en o , vapor de agua y oxígeno libre; sin em bargo, había poco oxígeno libre pues estaba form ando bióxido de carbono y otros m inerales. La falta de oxígeno inicial y su en riq u ecim ien to p o sterio r es im portante en la hipótesis prebiótica y en el subsecuente des­ arrollo de la vida y, com o veremos más adelante, en la búsque­ da sistemática de otros planetas con actividad biológica.

La apariencia probable de un planeta de reciente formación. Los planetesimales que lo formaron han dado origen a polvo fino como resultado de sus colisiones. Con el tiempo y dependiendo de la masa, atrapará átomos y moléculas ligeras con las que formará una atmósfera que podría dar origen al agua y a la vida. (Colección del i a u n a m . ) F i g u r a i.6.

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Para que se realice la síntesis de las m oléculas orgánicas necesarias para el surgim iento y perm anencia de la vida, hace falta energía. Varias fueron las fuentes de energía en las prim e­ ras etapas: la radiación del recien tem en te form ado p ero ya radiante Sol; los rayos cósmicos; el decaim iento de los elem en­ tos radiactivos ya presentes; el viento solar o partículas carga­ das provenientes de la actividad en el Sol; el tem p ran o pero intenso volcanismo y las descargas eléctricas producidas d uran­ te las torm entas. El agua a partir de su estado gaseoso se había condensado al enfriarse la Tierra. Es posible que las lluvias que se p ro dujeron duraran miles de años, disolviendo los m inera­ les que dieron origen a un océano ligeram ente salado. Electrodos

Experimento de Urey-Miller por medio del cual se reconstruyeron las condiciones de la atmósfera primitiva de la Tierra y su capacidad deformar moléculas orgánicas. (Dibujo de Rubén Aguilar. )

F ig u r a i .7.

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En 1953 Stanley M iller y H arold Urey de la U niversidad de Chicago se p ro p u siero n reco n stru ir las condiciones de la at­ mósfera primitiva terrestre en un laboratorio y estudiar la evo­ lución que p u d o haberse dado. M ezclaron en un m atraz los com pon entes que seguram ente existían: agua, am oniaco, h i­ drógeno y m etano y les proporcionaron energía p o r m edio de calor y descargas eléctricas que sim ulaban los rayos de las tor­ mentas. El resultado fue sorprendente, com enzaron a aparecer m oléculas orgánicas simples después de algunos días. Con experim entos similares, M iller y otros investigadores h an p ro ­ ducido am inoácidos, proteínas, nucleótidos, trifosfato de aden in a ( a t p ) y otras m oléculas características de los seres vivos. Conclusión im portante de estos experim entos fue que la com­ posición exacta de la atm ósfera con la que se exp erim en tab a no era d e term in a n te p ara la g en eració n de m oléculas orgá­ nicas. Bastaba con que estuvieran presentes carbono, hidróge­ no y nitrógeno libres o en form a de algún com puesto, y que no h u b iera oxígeno o bien que estuviera ligado en m oléculas de agua o bióxido de carbono. De la misma m anera varias fuentes de energía, com o la luz ultravioleta, las descargas eléctricas y el calor, p ro b aro n ser igualm ente efectivas. Es probable que los geoquím icos no logren nunca saber con exactitud la com posi­ ción de la atm ósfera primitiva, pero es seguro que las m olécu­ las orgánicas que habrían de dar origen a la vida se sintetizaron en la Tierra hace 4000 millones de años.

1 .3 . O

x id a c ió n d e l a a t m ó s f e r a t e r r e s t r e

Pues bien, todo indica que la p resen cia del oxígeno en la at­ m ósfera prim itiva de la T ierra h ab ría sido u n factor negativo para la form ación de las m oléculas com plejas necesarias para el desarrollo de la vida. Entonces ¿por qué hoy nuestra atmós­ fera es tan rica en oxígeno y casi todo ser del reino anim al lo necesita para seguir vivo?, ¿cómo adquirió la atm ósfera su com­ posición actual?, ¿cómo pasó el oxígeno de ser letal a sustento de vida? Es pro b ab le que las p rim eras células se hayan n u trid o de concentraciones de moléculas orgánicas. Las moléculas de bió­ xido de carbono y agua eran muy ab u n d an tes y d eb iero n ser 26

m etabolizadas de m anera anaeróbica, es decir, sin necesidad de oxígeno. Sin em bargo, el m etabolism o anaeróbico reditúa cantidades de energía muy pequeñas, es ineficiente convirtien­ do la en erg ía acum ulada en los enlaces quím icos de las m o­ léculas orgánicas, en la energía vital para la célula, lo que p o n ­ dría a las células anaeróbicas en desventaja con las posteriores células de m etabolism o aeróbico. Algunas células desarrolla­ ro n la habilidad de usar la energía de la luz solar para conver­ tir el bióxido de carbono y el agua en azúcar, com puesto que alm acena energía en sus enlaces químicos, es decir, aparece la fotosíntesis. H ubo num erosas bacterias fotosintéticas p ero las más im portantes fueron las cianobacterias o algas verde-azules. En el proceso de fotosíntesis se produce oxígeno y, poco a poco, la atm ósfera se fue e n riq u e c ie n d o con ese elem en to . Muy al principio, ese oxígeno reciente reaccionó con las grandes can­ tidades de h ierro de la superficie y form ó óxido de h ie rro o h erru m b re . C uando el h ie rro se convierte en h e rru m b re , el oxígeno sobrante se acum uló en la atmósfera. Sobre el aum ento gradual de oxígeno atmosférico nos habla el análisis químico de rocas localizadas en diferentes estratos geológicos. Cantidades considerables de oxígeno aparecieron hace aproxim adam ente 2 000 millones de años y sin duda aún lo estamos respirando. La nueva com posición quím ica de la atm ósfera p ro d u jo la siguiente escala en la evolución biótica. Así, se d esarrollaron bacterias capaces de usar oxígeno en su m etabolism o a través de la respiración aeróbica. La cantidad de energía que se pro­ duce para la célula m ed ian te la respiración aeró b ica y p ara m etabolizar las m oléculas orgánicas alim enticias, es m ucho mayor que en los anaeróbicos p o r lo que las moléculas aeróbicas tuvieron gran ventaja selectiva. O tra fuente de oxidación de la atm ósfera fue la descomposi­ ción de m oléculas de agua m ediante la radiación ultravioleta, o de alta energía, pro v en ien te del Sol. Al d escom ponerse la m olécula de agua se liberan hidrógeno y oxígeno. En la atmós­ fera primitiva la cantidad de hidrógeno era sustancial y el oxí­ geno libre se recom binaba in m ed iatam en te p ara volver a for­ m ar agua. Sin em bargo, con el tiem po el hidrógeno se evaporó y el oxígeno, al no te n e r ya con qué com binarse, form ó m o­ léculas de ozono (O s) que tiene la p ropiedad de absorber luz ultravioleta. Así que el ozono protegió prim ero a las moléculas 27

complejas de ser fotodisociadas, y después a las prim eras célu­ las de ser aniquiladas p o r los rayos ultravioleta. La capa de ozo­ no continúa actuando com o escudo p ro tecto r de la vida en la Tierra. Parece claro, pues, que la atm ósfera oxidante del p resente no fue consecuencia de la form ación de la Tierra, sino el resul­ tado p rin cip alm en te de la actividad de los organism os vivos. Este resultado tiene gran im p o rtan cia en la búsqueda de un lugar propicio para el b ro te y desarrollo de la vida, y volvere­ mos sobre este tem a más ad elan te d e n tro del co n tex to de la identificación de otros rincones del Universo, digamos, otros planetas o satélites, que pudieran ten er actividad orgánica.

II. Génesis del Sistema Solar, la cuna de la T ierra ... es absolutamente cierto que se requiere alguna fuerza. Es nuestro propósito elucidar su cantidad y propiedades e investigar matemáti­ camente los efectos en los cuerpos en movi­ miento. Isaac N e w t o n , I I . 1. N

ubes

In terestela res:

Del sistema del mundo, 1 7 2 8

l a c o n t r a c c ió n g r a v it a c io n a l

La invención de la fotografía a finales del siglo xix y el conti­ nuo desarrollo de los telescopios y nuevos detectores electróni­ cos a lo largo del siglo xx, hicieron posible que los astrónom os husm earan en todas direcciones de la bóveda celeste. Desde principios del siglo xx ap areciero n en las placas fotográficas num erosas nebulosas, brillantes unas, oscuras otras, en algunos sitios del Universo. A hora contam os con una colección asom­ brosa de im ágenes de notable calidad obtenidas p o r m edio del Telescopio Espacial H ubble (figura ii .i ), que ó rb ita la T ierra fuera de la atm ósfera y, libre de turbulencias, tom a im ágenes de objetos astronóm icos más nítidas y detalladas que n in g ú n otro telescopio. El registro fotográfico, la intuición y el conoci­ m iento de las leyes de la física, en particular la ley de la gravita­ 28

ción form ulada p o r Newton en el siglo x v i i , nos han enseñado que las estrellas se form an p o r la contracción gravitacional de u n a n u b e interestelar. Por m edio de la espectroscopia se ha podido establecer la com posición de las nebulosas. Las nubes interestelares tienen fundam entalm ente dos com ponentes: gas y polvo. El co m p o n en te gaseoso está form ad o ap ro x im ad a­ m ente por 70% de hidrógeno, 28% de helio y 2% de diversas mezclas de elem entos más pesados, que van desde el litio, pasando por el hierro, hasta elem entos radiactivos como euro­ pio, torio, lantano, etc. A ese 2% de elem entos pesados los astrónom os lo denom inan “los m etales”, y el grado de concen­ tración define la metalicidad del objeto de que se trata. El com­ p o n ente del polvo interestelar lo constituyen granos o partícu­ las sólidas de diversos tam años y form as originados p o r la congregación de silicatos. Estas partículas sólidas son responsa­ bles del oscurecim iento o atenuación de la luz estelar cuando pasa a través de una nube de polvo. Las nubes de polvo son visi­ bles aun a sim ple vista, tal es el caso de la Vía Láctea (figura iii.2) las regiones oscuras entrem ezcladas con las brillantes no se deben a ausencia de estrellas, sino a nubes de polvo que nos im piden ver las estrellas más lejanas ubicadas detrás de la n u ­ be. En otras nubes de m aterial interestelar tam bién podem os d istinguir fácilm ente el gas y el polvo, com o en las famosas nebulosas Trífida y O rion reproducidas en la figura 11.2.

F i g u r a 11. 1 . El Telescopio Es­ pacial Hubble en órbita alre­ dedor de la Tierra y libre de los efectos de nuestra atmósfera, ha logrado las imágenes más nítidas de muchos objetos en el Universo. (Imagen cortesía del srsciy n a s a . )

29

a

b

a) La nebulosa Trífida fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble. Está formada por gas (fundamentalmente hidrógeno) y polvo (silica­ tos). En regiones como ésta el colapso gravitacional forma estrellas y discos planetarios (imagen de Jeff Hester); b) la nebulosa de Orion. Este mosaico compuesto de 15 imágenes muestra la región central de la nebulosa. El diáme­ tro de esta región es 2.5 años luz. Se aprecian concentraciones de material en colapso gravitacional formando estrellas (imagen de C.R. O'Dell). (Imágenes cortesía del srsci y n a s a . )

F i g u r a 11 .2 .

Las estrellas se form an p o r la contracción o colapso gravita­ cional de las nubes de gas y polvo interestelares. Los detalles de la contracción son diversos y, d ep e n d ie n d o de la presencia de campos magnéticos, la masa total y la velocidad de rotación de la nube, ésta p u ed e partirse en nubes más peq u eñ as autogravitantes y dar así origen a múltiples estrellas. La nebulosa de O rion (figura n.2.b) ha sido de gran im por­ tancia en el estudio de los procesos de form ación estelar como los que d iero n origen al Sol y a nu estro sistem a planetario. El gas que se observa en la figura es hidrógeno ilum inado p o r la gran cantidad de energía em itida por las estrellas recientem en­ te form adas, com o las cuatro cercanas al centro de la im agen, conocidas com o El Trapecio. En la im agen se en cu en tran 153 em briones estelares o discos p ro to p lan etario s de los que se piensa que con el tiem po fo rm arán sistem as planetarios. Su gran núm ero en la nebulosa sugiere que la form ación de siste­ 30

mas planetarios en el Universo es un fenóm eno com ún, lo que convierte a la nebulosa en un verdadero laboratorio. Los cúm ulos estelares son el ejem plo más c o n tu n d e n te de form ación m últiple y sim ultánea de m uchas estrellas a p artir de una gran nube inicial. Los procesos de cóm o una sola nube p u ed e d ar lugar a más de cien mil estrellas no están del todo en tendidos, pero hay m uchas evidencias de que la form ación estelar fue casi simultánea.

u . s . Cúmulo globular M 3. Los cúmulos globulares contienen más de 100 000 estrellas. En nuestra Galaxia se conocen unos 120 cúmulos globulares como el de la imagen. (Imagen obtenida por el autor en el Observatorio de San Pedro Mártir, México.)

F ig u r a

II. 2 .

P r o p ie d a d e s

g e n e r a l e s d e l s is t e m a p l a n e t a r io s o l a r

El Sol se form ó de u na co n tracció n com o la antes señalada hace aproxim adam ente 4600 millones de años, y los planetas se fo rm aro n casi sim ultán eam en te, com o p arte del proceso global. Las características que se observan en el Sistema Solar 31

sugieren el proceso que siguió la form ación del sistem a com ­ pleto, y confirm an los detalles de la teoría de form ación estelar p o r colapso gravitatorio. Algunas de las características que deben ser tom adas en cuenta p o r cualquier teoría cosmogóni­ ca de nuestro sistema planetario, son: 1) Las órbitas de todos los planetas están contenidas aproximada­ m ente en un plano, que es además el plano ecuatorial del Sol. 2) Las órbitas de todos los planetas son casi circulares. 3) Los planetas, satélites y asteroides orbitan en la misma direc­ ción. 4) Los planetas interiores (M ercurio, Venus, T ierra y M arte), llam ados terrestres p o r su sim ilitud con la T ierra, son sóli­ dos, p eq u eñ o s y con m ayor co n cen tració n de elem entos pesados, m ientras que los exteriores o jovianos, p o r su simili­ tud con Jú p ite r (Júpiter, S aturno, U rano y N ep tu n o ), son gaseosos, poco densos, y form ados fu n d am e n talm en te de elem entos ligeros. 5) Los planetas poseen 98% del m om ento angular de todo el sistema, pero solam ente 0.15% de la masa.

F i g u r a ii.4. Representación del sistema planetario en sus primeras etapas de formación. Millones de planetesimales orbitan en un plano alrededor del Sol y por colisión forman cuerpos cada vez mayores. Algunos alcanzarán las dimensiones de los planetas. (Colección del i a u n a m .)

32

H asta hace muy poco tiem po, el Sistema Solar era el único ejem plo de sistema planetario, pero el descubrim iento recien­ te de planetas alrededor de otras estrellas, del que hablarem os en el capítulo V, nos ha dado algunas sorpresas sobre la ubica­ ción de los grandes planetas, la excentricidad de sus órbitas y la distribución de la masa en un disco planetario. Sin em bargo, el proceso de form ación de otros sistemas planetarios y el nues­ tro es el mismo en lo fundam ental: contracción; concentración de la mayor parte de la masa en la estrella central y fonnación de un disco del que se g en erarán lós planetas. Las diferencias e n tre los sistemas se p u ed en explicar p o r acontecim ientos de interacción gravitacional posteriores a la form ación de los pla­ netas. Veamos el caso de nuestro sistema planetario.

I I . 3 . P r O T O S O L Y DISCO PLANETARIO

Se llama protosol al estado tem prano de la gran concentración de masa, en el centro de la nube, que dará lugar al Sol. A medida que la nube se contrae, su velocidad de giro aum enta, esto se debe a la ley de la conservación del momento angular en un sistema físico, que de igual m anera que la ley de la conservación de la en ergía, es u na de las leyes fu n d am en tales de la física. Si un cuerpo gira, cam biando la distribución de masa alred ed o r de su eje podem os cam biar tam bién la velocidad del giro; el ejem­ plo clásico es el de u na bailarina o patinadora que controla la rapidez de su giro cam biando la posición de brazos o piernas. El m om ento angular inicial de la nube solar era quizá herencia de generaciones de estrellas anteriores. Así, la nube que form a­ ría al Sol y los planetas giraba cada vez más rápido, lo que fue haciendo que el sistema se aplanara hasta constituirse en una gran concentración de masa o bulbo, rodeado de un disco de material. El bulbo habría de congregar casi toda la masa dejan­ do m enos de 1% en el disco, es decir, el disco es sutil, muy tenue, com parado con el protosol. En ese estado, el protosol ya brilla, su tem peratura aum enta, com ienza ya a ilu m in ar y a calen tar el m aterial del disco. La en ergía que em ite el protosol en esta etapa la g enera a partir de su contracción gravitatoria y es la fuente de calor y luz, que em ana hacia las regiones externas donde se han com enzado a 33

form ar los planetas. C uando la te m p eratu ra en el núcleo del protosol alcanza 10 m illones de grados se inician reacciones de fusión nuclear entre los átomos del hidrógeno, principal com­ ponente del material, y se convierten en átomos de helio. Este proceso nuclear es la principal fu en te de en erg ía del Sol y lo seguirá siendo duran te 8 500 millones de años más. Es n atu ral que las partículas más pesadas cayeran hacia el centro de la nube, m ientras que las más ligeras se conservaran en órbitas más alejadas del cen tro de atracción. C erca del núcleo caliente, el gas se evaporó m ucho más que el gas más alejado y frío, p o r lo que la p arte más in te rio r del disco tuvo mayor concentración de elem entos pesados, y la exterior con­ servó grandes cantidades de elem entos más ligeros y volátiles. D urante las prim eras etapas del disco, las partículas de polvo chocan y con frecuencia se quedan unidas, form ando grum os sólidos cada vez más grandes, llamados planetesim ales o protoplanetas. Estos serán los núcleos de acum ulación para form ar cuerpos más grandes o planetas. C uando los planetesim ales son lo suficientem ente masivos, logran atrapar bajo su influen­ cia gravitacional el gas cercano, en form a de m oléculas de m etano, am oniaco, etc. Así, si el núcleo sólido alcanza al m e­ nos 15 veces la masa de la T ierra, acabará cap tu ran d o u n a at­ mósfera gaseosa, muy masiva y voluminosa. Es el caso de los pla­ netas jovianos. Los planetesim ales m enos masivos, com o los que form arían los planetas terrestres, atraparían tam bién una atm ósfera gaseosa m enos masiva y m enos densa. Sin em bargo, algunos planetas perdieron totalm ente su tenue atm ósfera ini­ cial, com o M ercurio, debido a su cercanía al Sol: la alta tem pe­ ratura la evaporó. O tros la conservaron, com o Venus, la Tierra y Marte pero, debido a su distancia del Sol, tuvieron evolucio­ nes químicas diferentes.

I I .4. L a

q u ím ic a d e l

S is t e m a S o l a r

La descom posición p o r m edios ópticos de la luz proveniente de una estrella produce un espectro estelar, de la misma m ane­ ra que la luz solar, al atravesar las gotas de agua de la atmósfera, form a u n arco iris, que es el espectro de la luz del Sol. Los espectros estelares nos ayudan a estudiar con m ucho detalle las 34

propiedades quím icas y dinám icas de las superficies de las es­ trellas. De m anera análoga, se han podido estudiar las superfi­ cies de los planetas y del Sol. Gracias a esta técnica de observa­ ción, sabemos con bastante precisión de qué están com puestos los planetas, la superficie del Sol y la de las estrellas. Sabemos qué elementos químicos están presentes, en qué estado y en qué cantidad. Los elem entos químicos que conocem os en la Tierra son los mismos que existen en el resto del sistema planetario: en la atm ósfera del Sol, en las atm ósferas y superficies de los satélites y planetas, en los asteroides y com etas, y au n en el m aterial, tenue p ero existente, en el espacio in terp lan etario . En abundancias mayores o m enores, los mismos elem entos quí­ micos están presentes en todo lo que com pone el Universo: es­ trellas, galaxias, material interestelar. Todo en el Universo, inclui­ dos los cuerpos de los seres vivos, está form ado p o r átom os de elem entos quím icos, siem pre los mismos, te n ien d o cada ele­ m ento siem pre su misma estructura atómica. ¿Q ué es la estru ctu ra atóm ica? El átom o de cu alq u ier ele­ m en to quím ico está con stitu id o p o r tres tipos de partículas, p ro to n es con carga eléctrica positiva, n eu tro n e s sin carga y electrones con carga eléctrica negativa. En el m odelo de la estru ctu ra atóm ica más sim ple, p ro p u esto p o r Niels B ohr en 1913, los protones y neutrones aglom erados form an el núcleo atóm ico, m ientras que los electro n es o rb itan alre d e d o r del núcleo, com o en el m odelo m in iatu ra de u n sistem a p lan eta­ rio. El núcleo puede ten er un núm ero mayor o m en o r de pro­ tones y, dependiendo de cuantos tenga, el átom o corresponde a un elem ento o a otro. El átom o más ligero tiene un solo pro­ tón, es decir, el núcleo es el p ro tó n mism o, y co rresp o n d e al hidrógeno (H). Si agregamos un pro tó n al núcleo, éste será un poco más pesado y co rresp o n d erá al helio (H e). Si co n tin u a­ mos agregando p ro to n es ten d rem o s núcleos cada vez más pesados que van corresp o n d ien d o en o rd en al litio (Li), beri­ lio (Be), boro (B), etc., así, hasta com pletar toda la tabla perió­ dica de los elementos. La estructura atóm ica de cada elem ento es la misma en cual­ q u ie r p arte del Universo: un átom o de h id ró g en o aq u í en la Tierra es igual estructuralm ente a otro átom o de hidrógeno en los confines del Universo. Según la estructura de cada átom o, éste produce un espectro característico, siem pre igual, com o si 35

fuera su huella digital: el espectro de un elemento no cambia de un lugar a otro del Universo. El espectro de u n objeto celeste, como los planetas, com etas, estrellas, galaxias, etc., lo constituye la superposición de los espectros individuales de cada uno de los elem entos que form an ese cuerpo. Estudiando cuidadosam en­ te el espectro com binado podem os descubrir de qué elem entos está form ado cada uno de los cuerpos celestes.

La banda gris al centro es el espectro de Polaris, la estrella polar. Las líneas blancas verticales son producidas por la absorción defotones por los átomos de los distintos elementos que componen la atmósfera de la estrella. Se indica la identificación de algunas líneas. Las líneas verticales en la parte superior del espectro de la estrella son un espectro del elemento hierro producido en el telescopio y se usan como referencia para poder identificar las líneas estela­ res. Por medio de espectros como éste es posible medir la composición química, la velocidad radial y otras propiedades fundamentales de la estrella. (Espectro obtenido por el autor con el telescopio de 72” del observatorio Dominion Astrophysical Observatory, Canadá.)

F i g u r a 11.5

Todos los elem entos de la tabla periódica existen en la Tie­ rra y tam bién han sido observados en el Sistema Solar. Muchos de ellos han sido encontrados en otras estrellas, galaxias y n u ­ bes interestelares, estudiando el espectro de la luz que provie­ ne de ellas. Los astrónom os actualm ente saben con gran preci­ sión qué elem entos form an la atm ósfera de las estrellas y qué cantidad de cada uno está presente. La abundancia m edia de los elem entos químicos en el Siste­ m a Solar es n o tab lem en te d iferen te de la ab u n d an cia m edia en el resto del Universo, com o si el Sol y sus planetas fueran un islote con una historia quím ica localm ente peculiar (véase por ejem plo la tabla 11.1 ). Puesto que sabem os que en el Sistem a Solar hay un ejem plo exitoso de form ación de vida, y que algu­ nos elem entos quím icos y su ab u n d an c ia d esem p e ñ aro n un p apel crucial p ara que así fuera, en la b ú sq u ed a de lugares 36

posibles para el desarrollo de seres vivos es fu n d am en tal que en tendam os los procesos quím icos que co n d u jero n a la com ­ posición del Sistema Solar, y si éste es único o com ún. T abla ii .i . L os elem entos químicos más com unes Elemento

H idrógeno Helio C arbono N itrógeno O xígeno Sodio M agnesio Fósforo Azufre Cloro Potasio Calcio H ierro

Símbolo

H He C N O Na Mg P‘ S C1 K Ca Fe

Número atómico"

Porcentaje en Universob

1 2 6 7 8 11 12 15 16 17 19 20 26

91.0 9.0 0.02 0.04 0.06 muy escaso muy escaso muy escaso muy escaso muy escaso muy escaso muy escaso muy escaso

Porcentaje m la Tierra b

0.14 muy escaso 0.03 trazas 47.0 2.8 2.1 0.07 0.03 0.01 2.6 3.6 5.0

Porcentaje en cuerpo humanob

9.5 muy escaso 18.3 3.3 65.0 0.2 0.1 1.0 0.3 0.2 0.4 1.5 muy escaso

a N úm ero atóm ico o n úm ero de protones en el núcleo. b Porcentaje aproxim ado de átom os de ese elem ento.

Algo que notam os en la tabla i i . i es que en el Universo el ele­ m ento más abundante es el hidrógeno, m ientras que en la Tie­ rra no hay m ucho. En la T ierra el oxígeno es muy ab u n d an te pero en el Universo en prom edio es muy escaso. Si suponem os que la G alaxia y el Sol se fo rm aro n en un lugar com ún en el Universo, cabe entonces preg u n tarse p o r qué en la T ierra no vemos la com posición quím ica m edia del U niverso y cóm o ocurrió la evolución quím ica hasta llegar a las diferencias que son evidentes en la tabla i i . i . D urante los últimos 80 años los astrónom os han desarrollado un conocim iento notable sobre la estructura y la evolución de las estrellas, desde su form ación a p artir de nubes interestela­ res hasta su ocaso, a veces violento, com o supernovas, otras dis­ creto, com o enanas blancas. D u ran te esa evolución o cu rren cambios en la com posición quím ica en el in terio r de la estrella. En la siguiente sección harem os un recuento de esos cambios. 37

11.4.1. Breve recuento de la evolución química de una estrella

Los elem entos químicos más pesados se form an a p artir de los elem entos más ligeros p o r m edio de reacciones nucleares. Éstas sólo p u ed en ocu rrir en am bientes de gran densidad y a gran tem peratura, que no se dan en el m edio interestelar, p o r lo que los elem entos pesados no pu ed en sintetizarse en el m e­ dio interestelar (que es muy frío y muy tenue). Las condiciones necesarias se p resen ta n en el in te rio r de u n a estrella que se contrae, au m en tan d o su densidad y su te m p eratu ra hasta los valores req u erid o s p ara d esatar los procesos nucleares. U na estrella que se form a a partir del m edio interestelar original es­ tará constituida por éste, es decir, contendrá aproxim adam ente un 70% de h id ró g en o y u n 30% de helio. El resto de los ele­ m entos no estará presente, pues aún no se ha form ado. El co­ lapso gravitacional de una nube interestelar, p o r el cual se for­ mó la estrella, va elevando la presión y la tem p eratu ra, sobre todo cerca de su centro. C uando la tem peratura alcanza 10 mi­ llones de grados, los átomos de hidrógeno, m ediante u n a cade­ na de reacciones, pued en unirse para form ar átomos de helio. En todas las reacciones nucleares que se escriben a continua­ ción, las letras adicionales a los símbolos de los elem entos re­ presentan partículas o radiación que son productos de cada reac­ ción. La nom enclatura es: neu trin o (v), fotón o radiación (y), pro tó n (p ), n e u tró n (n ), electró n (e~) y p o sitró n (£+). Los números pequeños a la izquierda del símbolo de cada elem ento se refieren al núm ero total de partículas en el núcleo, es decir protones más neutrones. La cadena protón-protón de conversión de hidrógeno en he­ lio es: 1H + 1H - > 2H + e+ + v 2H + 'H —> 3He + y 3He + 3H e -> 4H e + 2 lH La energía con la que em pieza esa cadena es un poco mayor que la energía con la que term ina, el pequeño excedente es ra­ diado al m edio en form a de un fotón o partícula luminosa. La energía liberada no es m ucha, pero la cantidad de h id rógeno 38

convirtiéndose en helio es tan grande que la energía generada es enorm e. Esta energía es transportada del centro de la estre­ lla a su superficie y radiada al exterior, es decir que la energía g en erad a p o r reacciones nucleares en su cen tro es la mism a con la que la estrella brilla. Y lo hará m ientras le du re combus­ tible cerca de su centro. El Sol genera su energía actualm ente p o r m edio de la conversión de h id rógeno en helio, y la canti­ dad de hidrógeno en el centro del Sol es tan grande que alcan­ za p ara unos 9 000 m illones de años. Com o el Sol ha vivido 4600 millones de años, aún le queda reserva para otro tanto. C uando u na estrella agota su h id ró g en o , ésta conserva un núcleo de helio rodeado de una envolvente de hidrógeno que no se ha convertido en helio porque los mantos más externos no alcanzan la tem peratura adecuada p ara las reacciones nuclea­ res. La estrella se co n trae y eso au m en ta la te m p eratu ra del núcleo de helio. C uando la tem p eratu ra alcanza 100 m illones de grados, tres átomos de helio reaccionan para form ar un áto­ mo de carbono (C). La cadena de helio o triple alfa que con­ vierte helio en carbono es: 4H e + 4He 8Be 8Be + 4He -> 12C + y Por m edio del ciclo del helio la estrella va adquiriendo un nú­ cleo rico en carbono, ro d ead o p o r u n cascarón de helio aún no convertido en carb o n o y u n a gran envolvente de h id ró ­ geno. La estrella tiene un a estructura in terio r com o la ilustra­ da en la figura n.6. D urante el “quem ado” de helio algunos de los átomos de car­ bono producidos reaccionan a su vez con los de helio y generan oxígeno; éste, con helio form a neón; éste, a su vez, con un helio más, form a m agnesio, radiando en cada reacción un rayo y o fotón; 12C + 4He -> 1hO + y lfiO + 4He —> 20Ne + y 20Ne + 'H e —» 24Mg + y en las estrellas que poseen grandes masas, digamos 10 veces la del Sol y aún más, la presión y, p o r lo tanto, la tem peratura en el

núcleo alcanzan valores muy altos. C uando la tem p eratu ra es en tre 500 y 800 m illones de grados o cu rre el “q u em ad o ” del carbono, es decir, el carb o n o reacciona consigo mism o p ara g enerar elem entos cada vez más pesados. U no de los p ro d u c­ tos principales de este ciclo de carbono es el oxígeno, que en su m om ento genera silicio, y éste será la fuente generadora del hierro. Estas cadenas nucleares tien en adem ás com o p ro d u c­ tos adicionales otros elem entos pesados como neón, magnesio, plom o, azufre, níquel, etc. Las reacciones principales de estos ciclos son: “Q uem ado” del carbono 12C + 12C —>24Mg+ y l2C + 12C —» 23Na + p l2C + 12C —>20Ne + 4He 12C + 12C - > 23M g+ n 12C + 12C-s. ,6o + 2 4He

“Q uem ado” de oxígeno

“Q uem ado” de silicio

16Q + 16o -> :,2Si + 7 28Si + 28Si -> 56Ni + y 16Q + leO -> 31p + 56Ni —> 66Fe + 2e+ + 2e P "■O + 160 -> 28Si + ‘He '«O + lfiO -> 31Si + n 16Q + l(iO —> 24M g + 24He

Todas las reacciones anteriores producen una pequeña canti­ dad de energía, que m ultiplicada p o r el enorm e núm ero de ve­ ces que o cu rre cada reacción, d eb id o a la g ran can tid ad de m aterial com bustible disponible, gen eran la en erg ía de la es­ trella. La energía, generada siem pre en las regiones centrales de la estrella, es transportada a la superficie de dos formas: por m edio de la radiación, o sea fotones lum inosos, o p o r movi­ m iento de masa, esto es, p o r convección. La energía, u n a vez llevada a la superficie de la estrella, es radiada al exterior y así la estrella brilla. Por m edio de reacciones nucleares com o las descritas, se sin­ tetizan los elem entos quím icos en el interior de las estrellas. Es en las estrellas d o n d e todos los elem entos quím icos existen­ tes en el Universo se han form ado, a partir del hidrógeno. Hasta qué elem ento puede sintetizarse en el interior de una estrella d ep en d e de la masa de ésta. P or ejem plo, p ara estre­ llas en 3 y 15 veces la masa del Sol, solam ente se form a un n ú ­ cleo de carbono, m ientras que en una estrella de unas 30 ve­ ces la masa del Sol se alcanza a fo rm ar un nú cleo de h ie rro (figura ii .6). 40

¿Cómo se form an entonces los elem entos más pesados que el hierro? Y si esos elem entos están en el in te rio r de la estrella, ¿cóm o es entonces que llegaron a los planetas? R esp o n d ere­ mos ambas preguntas en la siguiente sección.

u .6. La estructura interior de una estrella cambia a lo largo de su evo­ lución. El núcleo se va enriqueciendo de elementos cada vez más pesados hasta llegar a tener un núcleo de hierro. (Dibujo de Rubén Aguilar.)

F ig u r a

11.4.2. La contaminación química del medio interestelar Las estrellas más masivas term inan sus vidas de form a violenta, y com o toda evolución de u n a estrella, el final tam bién d e­ p en d e de cuánta masa co n tien e ésta. Las estrellas con masas m enores a 3 veces la del Sol n u n ca alcanzan la tem p eratu ra central suficiente para “q u em ar” carbono y al final de su vida arrojan sus capas exteriores al m edio interestelar. Lo que que­ da es un núcleo rico en helio y carbono rodeado de una nube gaseosa, que antes era la envolvente de la estrella, rica en hi­ drógeno. A estas estrellas se les conoce com o nebulosas planeta­ rias. El nom bre es confuso pues no tienen nada que ver con un p la n eta ni con la form ación de planetas, sino que se deb e a que en las placas fotográficas antiguas el aspecto nebuloso de estas estrellas las hacía parecer planetas. Las nebulosas planeta­ rias son entonces muy viejas, los últimos estadios evolutivos de estrellas poco masivas, de m enos de 3 veces la masa del Sol. En las estrellas con masas entre 3 y 15 masas solares, después 41

de alcanzar la estructura de la figura 11.5, el carbono o el oxíge­ no se “en cien d en ” explosivamente y hacen que la estrella esta­ lle y se convierta en u n a supernova. En u n a explosión de su­ pernova parte del m aterial que form aba la estrella se dispersa com o un gas cuya com posición es rica en los elem entos pesa­ dos que se form aron den tro de la estrella. Lo único que sobre­ vive de la estrella es el núcleo colapsado y altam ente denso de m aterial degenerado. Los núcleos de las supernovas se llaman pulsares, m ientras que el m aterial arrojado se conoce com o 1111 remanente de supernova.

a

b

Dos supernovas famosas, a) El Cangrejo, es una supernova que observaron y registraron los chinos el 6 de junio de 1054. Los filamentos ricos en elementos pesados son lo que alguna vez fue el cuerpo de la estrella. El pul­ sar, que fu e el núcleo de la estrella, es ahora una estrella de neutrones; es la inferior de las dos estrellas más brillantes cercanas al centro, b) SN1987A que vimos explotar en 1987 en la Gran Nube de Magallanes tomada en 1994. Note la peculiar geometría que ha adquirido el material, probablemente debido a la interacción con el medio que la rodé,a. Las otras estrellas brillantes están proyectadas ahí por casualidad pero no están asociadas a las supernovas. (Imagen por Christopher Borrows.) (Imágenes cortesía del s t s c i y n a s a .)

F i g u r a 11. 7 .

Las estrellas cuyas masas son mayores a 15 veces la masa del Sol alcanzan a form ar un núcleo de hierro. ¿Por qué no se for­ m an elem entos más pesados que el hierro? Hasta la form ación 42

de hierro, todas las reacciones nucleares g en eran u n poco de energía; se dice que son exotérmicas. Las reacciones posterio­ res, para form ar elem entos más pesados, requieren de energía externa para ocurrir, son endotérm icas. Entonces la estrella ha agotado sus recursos energéticos nucleares y, al no existir una fuente de energía externa, el núcleo se colapsa. El colapso pro­ voca u n au m en to de la te m p eratu ra en la reg ió n central y el ingreso de m aterial com bustible fresco en esa zona de alta tem ­ p eratura, p o r lo que todo el m aterial que no se había “quem a­ d o ” en la envolvente se enciende con violencia y la estrella ex­ plota. Como antes, sólo queda un núcleo colapsado y denso, es decir u n pulsar y el rem a n en te de la supernova arro jad o al entorno. Las explosiones de supernova contam inan el m edio interes­ telar de elem entos pesados. A pesar de lo que p u ed a parecer, el hidrógeno y el helio siguen siendo los elem entos más abun­ dantes aun en una supernova. La cantidad de m aterial en for­ m a de elem entos más pesados que el h id ró g en o y el helio es m en or a 1% del m aterial arrojado. A pesar de esto, varias gene­ raciones de supernovas h an logrado h ace r que en el m edio interestelar, por ejem plo en la Vía Láctea do n d e se han descu­ bierto unos 120 rem anentes de supernova, los elem entos pesa­ dos sean detectables y sus abundancias se puedan medir. Hasta antes de 1987, el rem an en te de supernova más cercano a no­ sotros era el de la N ebulosa del C angrejo, la explosión de esa estrella fue observada p o r los chinos en 1054. Sin em bargo el re m a n en te de la supernova SN1987A, en la G ran N ube de M agallanes, cuya explosión se observó en 1987, es ahora el más cercano y sin duda el más notable, pues fue observado en una época en que ya era tecnológicam ente posible hacer m edicio­ nes de gran precisión. Así las cosas, la form ación de los elem entos pesados no puede o currir en el interior de la estrella y, sin em bargo, existen. ¿Có­ m o se form an? La m ayoría de los elem entos más pesados que el h ierro se form an p o r captura de neutrones. Como los n eu ­ trones no tienen carga eléctrica p u ed en p en etrar fácilm ente el núcleo de un elem ento y, al hacerlo, lo vuelven más masivo, sin cam biar el núm ero de protones; es decir, lo transform an en un isótopo del mismo elem ento. El nuevo núcleo puede ser inesta­ ble y el neu tró n decaer en un p ro tó n + electrón + fotón. A hora 43

el núcleo contiene entonces un protón más y por lo tanto per­ tenece al elem ento más pesado siguiente en la tabla periódica. Este proceso de captura-decaim iento de neutrones puede con­ tinuar hasta form ar todos los elem entos conocidos. La captura de neutrones será más probable y eficiente d o n d e éstos ab u n ­ den. D urante la explosión de una supernova el flujo de neutro­ nes es muy alto y la form ación de elem entos muy pesados ocu­ rre en poco tiem po. Estos elem entos pesados tam bién son arrojados con todo el material y el m edio interestelar se conta­ m ina de ellos. M editando sobre la tabla n.i po d ríam o s p reg u n tar, ¿cómo fue que el Sistema Solar, como un todo, y la Tierra en particu­ lar, adquirieron la alta abundancia de elem entos pesados, com­ parados con la com posición m edia del Universo y con las canti­ dades arrojadas por una supernova?; y tam bién, ¿a dónde se fue todo ese hidrógeno tan ab u n d an te en el Universo (90%) y en el Sol (al menos 70%)? Bueno, ya habíamos visto en el capítulo I que el hidrógeno se en cu en tra m ezclado con oxígeno en for­ m a de agua, líquida o en vapor. Los elem entos pesados que van enriqueciendo el m edio in terestelar son heredados p o r estre­ llas formadas después con ese material, en generaciones poste­ riores de estrellas. II. 4.3. El Sol es una estrella de generación avanzada Las nubes interestelares contam inadas, con el paso del tiem po pueden colapsarse y form ar estrellas. Esta generación nueva de estrellas te n d rá u n a com posición quím ica parecida a la de la nube y, al evolucionar, form arán en sus interiores nuevos ele­ m entos pesados. Algunas de esas estrellas, las de masas más grandes, explotarán com o supernovas y contam inarán más aún el medio interestelar. El proceso puede repetirse para dar origen a estrellas de generaciones avanzadas, cada vez con mayor con­ tenido de elem entos pesados. Por lo tanto, un cálculo del conte­ nido de esos elem entos pesados en u n a estrella, siem pre p o r m edio del análisis de su espectro, p erm ite h acer u n a estim a­ ción de su edad y la generación a la que pertenece. El mecanismo que se acaba de describir debe ser eficiente en su producción de estrellas y discos planetarios con la com posi­ ción quím ica adecuada p ara g en era r vida que, según discuti­ 44

mos en el capítulo I, debe confeneUsiifcfeiente carbono, nitró­ geno, oxígeno, hidrógen o , azufre, etc., p ara fo rm ar los com ­ puestos: bióxido de carbono, m etano, ácido clorhídrico, sul­ furo de hidrógeno y vapor de agua presentes en la atm ósfera primitiva. U na sola supernova no alcanza a contam inar lo sufi­ ciente una gran nube interestelar. Para alcanzar los niveles de con tam inación observados h acen falta m uchas supernovas y para eso se necesita tiem po. Las supernovas que provienen de estrellas muy masivas resultan más eficientes com o contam ina­ doras pues, p o r u n lado, son las que p ro d u jero n elem entos más pesados, hasta el hierro, antes de su explosión y p o r otro contribuyen con más material contam inado a su entorno. Una estrella masiva, digam os de unas 30 masas solares, evoluciona muy rápido porque tiene presiones y tem peraturas muy altas, y eso acelera el quem ado de su com bustible y, p o r lo tanto, su tasa evolutiva. Según los m odelos de evolución estelar, una estrella de 30 masas solares alcanza la etapa de supernova en unos 10 millones de años, m ientras que una de 3 masas solares lo hace en unos 300 m illones de años. Se calcula que las gala­ xias se form aron hace unos 13 000 millones de años, p o r lo que en particular en nuestra Galaxia ha habido tiem po para form ar unas 40 o 50 generaciones de estrellas de 30 masas solares. ¿Hay evidencias de esa abundancia de elem entos pesados en estrellas de diferentes edades? Sí, la evidencia es muy clara. Veamos, según la argum entación de los incisos anteriores espe­ raríam os que u na estrella más joven tuviera una mayor concen­ tración de elem entos pesados, esto p o rq u e se form ó más re­ cientem ente y p o r lo tanto de m aterial interestelar, ya que ha tenido más tiem po contam inándose con las eyecciones de es­ trellas supernovas. En nuestra Galaxia podem os distinguir dos poblaciones de estrellas n o ta b lem e n te diferentes: las que se e n c u e n tra n en el disco galáctico y las del halo galáctico. El halo consta de todas las regiones situadas fuera y alejadas del disco. Véase p o r ejem plo el esquem a de nuestra Galaxia en la figura ni.6. La espectroscopia nos ha enseñado que las estrellas del halo c o n tien en m uch o m enos de 1% de su masa en fo r­ m a de elem entos más pesados que el helio, m ientras que las del disco tien en 2 y hasta .3% de su m asa en elem entos más pesados que el helio. La diferencia en cantidades porcentuales parece p eq u eñ a p ero co n sid eran d o la can tid ad de m aterial 45

que implica, es contu n d en te. La conclusión natural es que las estrellas del disco son m u ch o más jó v en es que las del halo. C uando observam os adem ás la co n cen tració n de m aterial in­ terestelar (gas y polvo), es muy claro que en el disco es ab u n ­ dante y puede form ar estrellas aun ahora, m ientras que en el halo es muy escaso y probablem ente no haya form ación estelar recien te en esos confines galácticos. Las estrellas del halo d eb iero n haberse form ado hace m u ch o tiem po, cu an d o la galaxia se estaba contrayendo y, p o r rotación, tom ando la for­ m a de u n disco bastante plano. El proceso de form ación de una galaxia espiral com o la nuestra y el de un sistema planeta­ rio com o el Solar, es decir una contracción y un aplanam iento por rotación, solam ente son diferentes en las escalas de tam a­ ño y tiem po. El Sol se halla situado en el disco de nuestra Galaxia y se inte­ gró a partir de m aterial interestelar rico en materiales pesados, lo que explica las abundancias que observam os en el sistem a planetario. Resulta bastante claro que dada la corta ed ad del Sol, 4 600 millones de años, y su com posición quím ica, se trata de una estrella de u n a generación avanzada y que los m ateria­ les quím icos que conocem os en los planetas y el Sol mism o tuvieron su génesis en el in terio r de estrellas que, m uertas ya com o supernovas, nos los h ered aro n e hicieron posible el sur­ gim iento de la vida en la Tierra. Si el Sol y la Tierra se hubieran form ado más al principio de la vida del Universo, digamos hace 9000 m illones de años, ¿se habría eng en d rad o la vida que conocem os? S eguram ente no, las condiciones químicas aún no se habrían dado. Es probable entonces que la vida en el Universo sea un fenóm eno tem poral y espacial, que sólo se presenta en un Universo m aduro que ha tenido tiem po de generar en algunos sitios la quím ica adecua­ da para el desarrollo biológico.

46

III. N uestro lugar en el Universo . . . e l m u n d o es infinito y p o r tan to no hay en él ningún cuerpo al que co rresponda simpliceter estar en el ce n tro o en la p eriferia o e n tre am bos extrem os... G io r d a n o B r u n o ,

F i g u r a iii.i.

La Cena de le Cenen, 1584

Imagen de la Tierra obtenida por la tripulación del Apolo 1 7. (Imagen cortesía de la n a s a . )

III. 1. ¿E n

d ó n d e estam os?

E l S o l y sus planetas form an parte de un sistem a estelar muy grande, la galaxia de la Vía Láctea. La Galaxia está form ada aproxim adam ente por 100000 millones de estrellas, nubes de gas y polvo, nubes m oleculares y cúm ulos estelares. T iene for­ ma aplanada, com o la de un disco, donde se en cuen tran situa­

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das casi todas las estrellas, el gas y el polvo. Las partes externas al disco constituyen el halo galáctico, estru ctu rad o principal­ m ente p o r las asociaciones de estrellas denom inadas cúm ulos globulares y que tienen u n a distribución casi esférica en torno al centro galáctico. La form a plana de la Vía Láctea es conse­ cuencia de las mismas leyes físicas que hicieron del sistema pla­ netario un sistem a plano y fo rm aron el disco planetario, esto es, de la contracción gravitacional y de la rotación general de todo el sistema. El tam año del sistem a en tero es espectacular, y de gran im­ portancia en la discusión acerca del contacto con una posible civilización extraterrestre. La escala más cóm oda para hablar de distancias cósmicas es el año luz, que es la distancia que recorre la luz en un año. Posteriorm ente usaremos una unidad aún m ayor para describir distancias m ucho m ayores que las dim ensiones galácticas y tratar de esquem atizar sistemas más grandes. La velocidad de la luz es de 299 729 kilóm etros p o r segundo y es la más alta que puede alcanzar una partícula con masa o u na o n d a electrom agnética. U n año luz equivale a un poco más de 9 millones de millones de kilóm etros, o en nota­ ción más com pacta 9 X 10 12 kilómetros (un 9 y doce ceros). En térm inos de la velocidad de la luz, el Sol, que está a 150 m illones de kilóm etros de nosotros, se halla a u n a distancia de 8 m in u to s luz, es decir, la luz que sale del Sol alcanza la T ierra 8 m inutos después. La Luna se en cu e n tra a 1.3 segun­ dos luz y la estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri, la com­ p a ñ e ra más cercan a a nosotros de Alpha Centauri que es en realidad un sistem a form ad o p o r tres estrellas, se halla a 3.2 años luz. Es decir que si nuestros vecinos extraterrestres vivie­ ran en la casa de ju n to , p ara llegar a nosotros físicam ente, o nosotros a ellos, h ab ría que em p re n d e r un viaje de 3.2 años; esto, si se lograra viajar tan rápido com o la luz. En caso contra­ rio, el viaje sería tanto más largo como más baja fuera la veloci­ dad alcanzada. N uestra Galaxia es una entre los millones que se agrupan en cúm ulos de galaxias, y éstos a su vez form an supercúm ulos que definen la estructura a gran escala del Universo entero. Cada uno de esos subsistemas jerárquicos, cada vez más grande que el anterior, posee dim ensiones colosales com paradas con nues­ tra m ínim a escala hu m an a y la de nuestro m undo inm ediato. 48

a) La Vía Láctea. Nuestra Galaxia vista desde su interior muestra su forma aplanada pero su estructura espiral no es evidente. (Imagen prepa­ rada en 1940 bajo la supervisión de Kunt Lundmark.) b) La imagen obtenida de la Vía Láctea en luz infrarroja por el satélite c o h e , pone en evidencia la exis­ tencia de un bulbo estelar en el núcleo de nuestra Galaxia. (Imagen cortesía d e la n a s a . )

F i g u r a h i.2.

En las siguientes secciones darem os u n a perspectiva de la escala de distancias de esos subsistemas y, brevem ente, describi­ rem os cóm o el hom bre, desde su m inúsculo rincón en el Uni­ verso se ha aventurado, no sin éxito, a m edirlas. Este capítulo p o d ría ser tan extenso que fácilm ente constituiría un libro en sí mism o, p o r lo que cualquier descripción p o r ah o ra ten d rá

que ser breve. Así verem os que la escala de las distancias en el Universo es tan vasta que buscar vida y, más aú n , buscar u n a civilización inteligente, o p o r lo m enos sim ilar a la n uestra es m ucho, p ero m uchísim o más difícil que en c o n tra r la fam osa aguja en el pajar. III.2. La V E C IN D A D

SO LA R

E ntendem os com o la vecindad solar el volum en de espacio que incluye las estrellas más cercanas. Form alm ente no hay un lím ite que defina ese volum en, p ero podríam os p en sar p o r ejem plo en las 50 o 100 estrellas más cercanas. Estas no son necesariam ente las estrellas más brillantes y es el m om ento de aclarar esa diferencia. El brillo a p are n te de u n a estrella no indica su lejanía. Para e n te n d e rlo , im aginem os dos estrellas igualm ente brillantes p ero u n a más cercana a nosotros que la otra. A la más cercana la veremos más brillante. Tam bién pode­ mos pensar en u na estrella más brillante que otra pero m ucho más lejana, esta vez podríam os verla m ucho m enos brillante. Es decir que en el brillo que percibim os de las estrellas influ­ yen al m enos dos parám etros, el brillo real o in trínseco de la estrella y su distancia. P or eso es que las 50 estrellas más bri­ llantes no son exactam ente las mismas que las 50 estrellas más cercanas. Las 50 estrellas más cercanas están co n ten id as en una esfera de 15 años luz de radio, o sea que para viajar a ellas, incluso si se pudiera viajar a la velocidad de la luz, serían nece­ sarios varios años. La distancia a una estrella cercana se mide p o r el m étodo de las paralajes trigonom étricas y es muy sencillo. En la figura m.3 se representa la órbita de la T ierra alred ed o r del Sol. A la dis­ tancia m edia de la T ierra al Sol se le llama unidad astronómica (UA) y es equivalente a 8 m inutos luz o ap ro x im ad am en te a 150 millones de kilómetros. Si observamos una estrella cercana desde un pun to de la órbita de la Tierra, la estrella ocupará un lugar proyectada contra las estrellas más lejanas. Si esperam os a que la T ierra se desplace en su órbita al otro extrem o y rep e­ timos la m edición, notarem os que su proyección respecto a las estrellas lejanas ha cam biado. Haga el experim ento extendien­ do su brazo y observe u n o de sus dedos con el ojo d erech o , y note sobre qué objeto de fondo se proyecta el dedo. Sin mover 50

su d ed o obsérvelo ah o ra con el ojo izquierdo. N o tará que el d ed o se proyecta co n tra o tro p u n to del fondo. Ese p eq u eñ o cam bio de proyección del dedo es la paralaje. Puede verse en la figura iii.3 que la geom etría descrita corresponde a un triángu­ lo rectángulo donde uno de sus ángulos es la paralaje o ángulo n en la figura, y los dos catetos son: la distancia de la T ierra al Sol, 1 UA (o la m itad de la separación de sus ojos en el o tro ejem plo), y la distancia a la estrella (o el largo de su brazo). Estas tres cantidades están relacionadas p o r u n a sim ple ecua­ ción trigonom étrica: tan 71/2 = 1 UA Id

i i i . 3. La paralaje trigo­ nométrica es el ángulo (2n) en que se desplaza la estrella vista desde dos puntos opuestos en la órbita terrestre alrededor del Sol. La medición de ese ángulo y tri­ gonometría simple permite calcu­ lar la distancia a la estrella. (Diseño de Rubén Aguilar.)

F ig u r a

En esta ecuación n se mide en milésimas de segundo de arco, y d la distancia a la estrella en parsecs. Es fácil co m p ren d er que si la distancia aum enta, el ángulo n dism inuye y viceversa. C u ando la distancia es tal que la paralaje es 1 m ilésim a de segundo de arco, p o r definición esa distancia es igual a un parsec, palabra que proviene de la com binación en latín de parala­ je y segundo .de arco, y que equivale a 206 265 unidades astro­ nómicas o 3.2 años luz. Con el parsec (pe) definido así, tenem os ya u na unidad de distancia m ucho más adecuada para las gran­ 51

des distancias cósmicas. D esafortunadam ente, este m étodo de m edir distancias estelares tiene sus lim itaciones p o r el hecho de que, si u n a estrella está muy lejos, la paralaje co rresp o n ­ diente será muy pequeña y más difícil de m edir con precisión. Por esta razón, el m éto d o es útil solam ente p ara estrellas a m enos de 20 pe o 60 años luz, d o n d e hay unas 3 500 estrellas, las vecinas del Sol en el espacio cósm ico. Si b ien ésta es u n a distancia enorm e para nuestra escala hum ana, es muy corta en la escala cósmica y podríam os considerarla com o la vecindad solar. C ierta lucidez intuitiva nos h aría p en sar que alre d ed o r de estrellas parecidas al Sol, podríam os quizá en co n trar planetas parecidos a la T ierra, do n d e, tal vez, tam bién se h u b iera des­ arrollado la vida y por lo tanto, do n d e con mayor probabilidad en co n traríam o s seres parecidos a nosotros, in d e p e n d ie n te ­ m ente del grado de inteligencia que hu b ieran alcanzado. Por estrella parecida al Sol en ten d em o s de tam año y masa simila­ res, y que por lo tanto pudiera haber form ado d u ran te su con­ tracción u n anillo p ro to p lan etario com o el del Sistema Solar, p ero sobre todo, de te m p eratu ra p arecid a p ara fo m en tar las condiciones fisicoquímicas que alentarían el desarrollo bioló­ gico. ¿Cuántas estrellas com o el Sol hay en la vecindad solar? El núm ero aum enta de m anera geom étrica si aum entam os el vo­ lum en. D entro de una esfera cuyo radio sea 5 pe encontram os unas 50 estrellas. E ntre ésas solam ente hay dos estrellas que p or su tem peratura y tam año son parecidas al Sol a Centauri A y X Ceti. El resto son estrellas m ucho más frías y pequeñas que el Sol. En una esfera de 20 parsecs esperaríam os d escu b rir unas 612 estrellas sem ejantes al Sol, que serían las prim eras candidatas para la bú sq u ed a de vida ex traterrestre. Sobre la presencia de planetas en estrellas com o el Sol en la vecindad solar o un poco más allá hablarem os en el capítulo V.

III.3. La

e s c a l a c ó s m ic a d e d is t a n c ia s

D eterm in ar el tam año del U niverso h a sido un reto en o rm e del que los astrónom os han salido airosos. C uando alguien q u iere m ed ir el tam año de algo que es m ucho, p ero m ucho más gran d e que él, la dificultad no es poca. Q uizá podam os 52

percibir con mayor claridad lo difícil del problem a si hacemos u n m odelo a escala en térm inos más cotidianos y fam iliares a nuestra intuición. Supongam os p o r ejem plo que la T ierra fue­ ra del tam año de u na m anzana, el Sol sería del tam año de un cam ión y el Sistema Solar entero tendría un diám etro de 60 ki­ lóm etros, que es el tam año de una ciudad grande. La estrella más cercana a nosotros (otro cam ión), Próxima Centauri, estaría a la distancia de la Luna, y la vecindad solar, com o la definimos en la sección 11.2, estaría contenida en una esfera de radio igual a la distancia en tre la T ierra y M arte. N uestra Galaxia estaría con tenida en la órbita de Jú p ite r alred ed o r del Sol, la galaxia de A ndróm eda, nuestra vecina más grande, estaría en Próxima Centauriy el Universo cabría en la vecindad solar, etcétera. A hora pensem os en un ser minúsculo que habita en la super­ ficie de la m anzana y que se pro p o n e, dotado de su inteligen­ cia y su capacidad de desarrollo tecnológico, m ed ir las dis­ tancias a todos esos objetos. P arece un plan am bicioso visto desde fuera, y casi im posible desde el m o m en to m ism o de plantearlo; sin em bargo, desde el in terio r de la vida intelectual en la Tierra, el ser hum ano, a lo largo de su desarrollo, ha sido capaz de hacerlo. Para m edir algo tan grande com o el Universo el proceso ha sido escalonado, es decir, ha sido necesario m edir prim ero las distancias y tam años de los objetos más cercanos. U no de los prim eros escalones en ese proceso es saber de qué tam año es nuestro planeta y las distancias a los objetos más conspicuos en el cielo: el Sol y la Luna. A naxim andro, de la escuela jó n ica del pensam iento griego, hizo un prim er in ten to p o r establecer la escala del sistema planetario, hacia 600 a.c. Según A naxim an­ dro, la distancia al Sol era de 27 veces el radio de la Tierra, y la distancia a la L una de 18 veces. Los valores correctos son 11 700 y 30 veces, respectivam ente. Aristóteles, hacia 300 a.c., notó que la som bra de la Tierra en la Luna d u ran te los eclipses era redonda, de donde se infería la form a de la T ierra y aven­ turó una determ inación del diám etro de la Tierra. Aristarco de Samos (ca 310-250 a.c.) buscó la distancia de la T ierra al Sol m id iendo la diferencia que hay en el lapso e n tre el cuarto m enguante y el cuarto creciente de la Luna y el lapso en tre el cu arto creciente y el m en g u an te. H abía razonado, co rrecta­ m en te, que esos dos tiem pos no eran iguales pues el Sol que 53

ilum ina a la Luna a lo largo de su órbita y produce así las fases, no estaba colocado a u n a distancia infinita. Sin em bargo, in­ cluso hoy en día m edir la diferencia de tiem pos en tre los cuar­ tos lunares sería muy difícil. Con esa base Aristarco determ inó las distancias y diám etros de la L una y el Sol. Sus valores eran muy inferiores a los reales, excepto el de la Luna que calculó en 0.33 veces el diám etro de la Tierra, el valor correcto es 0.27. Poco o n ad a queda, sin em bargo, de los m étodos em pleados p o r los antiguos sabios y de sus resultados, p ero n o d eja de ad m irarnos cóm o pen sad o res en épocas rem otas equipados sólo con su intelecto y enorm e espíritu buscaban ya conocer la naturaleza del m undo. U no de los cálculos m ejor docum entados y tam bién uno de los prim eros, es el de la determ inación del diám etro de la Tie­ rra p o r E rató sten es (276-195 a.c.). En 240 a.c. E rató sten es era el bibliotecario de la fam osa B iblioteca de A lejandría. Su m étodo consistió en m ed ir el largo de la som bra de u n a vara vertical en Siena (co rresp o n d ien te a la m o d e rn a A suán en Egipto) y Alejandría en el mismo m om ento, en una fecha en que el Sol pasaba por el cénit en A lejandría y donde una vara verti­ cal no proyectaría sombra. La som bra en Siena sería debida a la curvatura de la T ierra en tre las dos ciudades. El largo de la som bra de la vara en Siena y trigonom etría elem ental le darían el radio de la Tierra. Si nuestra interpretación actual de la esca­ la de longitud estadio, usada en esa época, es la correcta, en to n ­ ces su determ inación es de 12 700 kilóm etros, que es sorp ren ­ dentem ente correcta, ¡el valor m edio del radio de la Tierra es 12 756 kilómetros! Fue d u ra n te el siglo xix que la fotografía hizo posible la m edición de las prim eras paralajes estelares y, p o r tanto, la de las distancias a las estrellas más cercanas. A principios del siglo xx, H en rietta Leavitt, del observatorio de H arvard, descubrió que cierto tipo de estrellas variables llamadas cefeidas, poseían u n a p ro p ie d a d im p o rtan te: su p erio d o de variación era un in dicador fiel del brillo real (o de la lum inosidad intrínseca) de la estrella y, p o r lo tanto, de su distancia. Esta relación perio­ do-lum inosidad proveyó a los astrónom os con u n a “regla cós­ mica” y hasta hoy en día constituye el fundam ento de la determ i­ nación de la escala de distancias cósmicas. El descubrim iento de cefeidas en galaxias muy lejanas p erm ite, con ayuda de la 54

“regla cósmica”, calcular la distancia de krgalaxia que contiene esas cefeidas. A m ediados del siglo xx Edwin H ubble in terp re­ tó la velocidad de alejam iento de las galaxias com o u n a conse­ cuencia de la expansión del Universo, y estableció la segunda y más grande “regla cósm ica”: la correlación en tre la velocidad de recesión, o alejam iento, y la distancia. A hora bastaba m edir la velocidad de alejam iento de u n a galaxia o cúm ulo de gala­ xias, para te n e r u n a estim ación de su distancia. Esta nueva “regla cósmica”, con todo y sus aspectos controvertidos, ha p er­ m itido calcular la distancia a los objetos más lejanos que se co­ n o cen, los cuasares. P o r falta de espacio, en este libro no se d escribirán d etallad am en te los m étodos em pleados p o r los astrónom os antiguos y m o d ern o s p ara d e te rm in a r distancias cada vez más grandes, pero sí describirem os la escala, buscan­ do dar una perspectiva del tam año del Universo y las distancias correspondientes en tre las estrellas, las galaxias y los cúm ulos de galaxias. U na noción de esas distancias será muy im portante más adelante al tratar sobre las posibilidades de contacto físico en tre dos civilizaciones.

a

b

Dos precursores en la medición del tamaño del Universo, a) Hen­ rietta Leavitt que descubrió la correlación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas cefeidas y b) Edwin Hubble, que estableció la ley de la expansión del Universo. (Fotos colección del i a u n a m . )

F i g u r a h i.4 .

55

I

Considerando las enorm es distancias que mediremos, es con­ veniente establecer unidades adecuadas, pues los kilóm etros que sirven a n uestra escala resultan in adecuados p ara m ed ir distancias cósmicas. Dentro del Sistema Solar una unidad de distancia útil es la uni­ dad astronóm ica (UA). El radio del Sistema Solar, o sea, ap ro ­ xim adam ente la distancia del Sol a Pintón, es de unas 40 UA. Para m edir distancias a estrellas, aun la UA es poco práctica porque para eso resulta todavía muy pequeña, y así se prefiere, por ejemplo, el año luz. U na unidad todavía más cóm oda que el año luz es el parsec (pe), que equivale a 206264 UA o a ¡2 x 1018 kilóm etros (un 2 y 18 ceros)! El tam año de lo que hem os lla­ m ado la vecindad solar es de unos 20 parsecs. Así que en reali­ dad una unidad com o el parsec es muy útil cuando se trata de distancias estelares. A la luz le tom a 3.2 años reco rrer un p ar­ sec y poco más de 80 000 años cruzar la Vía Láctea. Con estas unidades a m ano, veamos de qué tam año son y a qué distancia están los principales com ponentes del Universo.

I I I . 4.

Ei. TAMAÑO

DE LA GALAXIA

El tam año del sistem a estelar que constituye la G alaxia de la Vía Láctea es espectacular y de gran relevancia en la argum en­ tación sobre el contacto con una potencial civilización extrate­ rrestre, suponiendo lo más simple prim ero: que esa civilización tam bién se e n cu e n tra en alguna parte de n uestra Galaxia. El tam año y form a de nuestra Galaxia se determ inaron durante la prim era m itad del siglo xx. Dos descubrim ientos im portantes hicieron que eso fuera posible: la existencia de estrellas cefeidas en cúm ulos estelares, lo que perm itió la calibración precisa de la regla de m edir que nos había proporcionado cualitativamen­ te H. Leavitt en 1912 (con ella se m idieron distancias a otros cúm ulos y se pudo estudiar su distribución den tro del sistema galáctico); y la radiación em itida p o r el hidrógeno neu tro en la longitud de onda de 21 cm, lo que perm itió estudiar la distri­ bución de hidrógeno en el plano de la Galaxia. Ambos hallaz­ gos llevaron a la conclusión de que la Galaxia de la Vía Láctea tiene brazos espirales, que el sistema rota alrededor de un cen­ tro y que m ide aproxim adam ente 30 000 parsecs de diám etro. 56

h i .5. Galaxia de Andrómeda (M 31). Es una galaxia cercana a la nuestra y tiene casi la misma forma y tamaño. Es miemlrro del cúmulo de ga­ laxias al que pertenece la nuestra y al que llamamos el Grupo Local. Las dos galaxias pequeñas, M 32 y NGC 205, son satélites de Andrómeda. (Colección del i a u n a m . )

F ig u r a

El Sol es u n a de las estrellas del disco galáctico y está más cerca de la orilla del disco que del cen tro , a 2 /3 del radio galáctico (véase el esquem a de la Vía Láctea en la figura m.6). Por m edio del estudio de la distribución de nubes de hidróge­ no interestelar y la velocidad con la que las estrellas viajan por el espacio, que puede ser m edida p o r m edio de la espectrosco­ pia estelar, sabemos que la Galaxia gira y arrastra en su inercia de giro a todos sus com ponentes. El Sol es tam bién partícipe de esa rotación y com pleta un giro alrededor del centro galáctico en aproxim adam ente 210000 años, es decir que desde su for­ m ación, el Sol ha dado unas 20 vueltas alre d e d o r del cen tro galáctico. Tiene 20 años galácticos. N aturalm ente, estando inm ersos en nuestra Galaxia no sere­ mos n u n ca capaces de verla com pleta, de cu erp o en tero , de igual m anera que es difícil saber la form a del edificio en el que u n o se en c u e n tra sin h ab er salido n u n ca de él. C om parando con otros edificios que logram os ver p o r las ventanas y un cui­ 57

dadoso análisis de lo que alcanzam os a ver desde nuestro pro­ pio edificio, podem os inferir la form a que éste tiene. De igual m anera, observando otras galaxias externas y estu d ian d o la nuestra, hem os conseguido razones p ara p en sar que n u estra Galaxia tiene form a y tam año parecidos a los de u n a galaxia vecina a la nuestra, A ndróm eda, conocida en el m edio astronó­ mico com o M 31.

i h .6. Esquema de nuestra Galaxia vista desde el polo galáctico y vista de perfil. El Sol se encuentra aproximadamente a 2 /3 del radio, que equivale a unos 27 000 años luz. (Diseño de Rubén Aguilar.)

F ig u r a

II I .5 . E l G

ru po

L ocal

d e g a l a x ia s

Las galaxias tam bién form an grupos, los cúm ulos de galaxias p u eden contener unas cuantas galaxias o bien varios cientos o miles de ellas. Nosotros, es decir nuestra Galaxia o Vía Láctea, pertenecem os a un grupo de unas 30 galaxias llam ado el G ru­ po Local. Las dos galaxias más grandes y masivas en el G rupo Local son la Vía Láctea (figura 111.2) y A ndróm eda (figura 111.5). La distancia entre las dos es de unos 720 000 pe. Cada u n a ha agrupado a su alreded o r galaxias más pequeñas o satélites, de m an era que el G rupo Local parece un cúm ulo doble. El diá­ m etro del G rupo Local es aproxim adam ente 3 m illones de parsecs: 3 megaparsecs (Mpc). 58

F ig u r a

El Grupo Local es el cúmulo de galaxias al que pertenece nuestra Galaxia de la Vía Ladea. (Diseño de Rubén Aguilar.)

ih .7.

Por su masa y tam año el tercer m iem bro del G rupo Local es M 33, que se en cu e n tra más cercano a M 31, p ero que po d ría considerarse tam bién un cen tro de acum ulación pues posee probablem ente com o satélite a la galaxia en an a LGS 3. O tros m iem bros del gru p o no se p u ed en asociar a n in g u n o de los subgrupos principales sino que flotan en el espacio en tre gru­ pos y entre el cam po gravitacional de los m iem bros más gran­ des. Las subestructuras del g rupo quizá no son estables, pues cada galaxia tiene su propia velocidad espacial den tro del gru­ po. Los estudios dinámicos basados en las velocidades espacia­ les de cada galaxia sugieren que la estructura del G rupo Local ha cam biado bastante en los últimos 5000 o 10000 m illones de 59

años. Las Nubes de Magallanes, dos galaxias irregulares satéli­ tes de nuestra Galaxia, fueron capturadas gravitacionalm ente hace unos 6 000 millones de años, m ientras que Leo I fue arro­ ja d a en u na órbita hiperbólica y se piensa que ab an d o n ará al G rupo Local en los próxim os 3 000 o 4 000 millones de años. Com o es de esperarse el G rupo Local no se en cu en tra aisla­ do, sino que in teractú a gravitacionalm ente con otros p eq u e­ ños grupos de galaxias cercanos. Los más notables son: el gru­ po Maffei 1 (a 3 Mpc o uncís 10 m illones de años luz, es decir a un d iám etro del G rupo Local de d istancia), que consta de 5 galaxias alrededor de una galaxia elíptica gigante, que aparen­ tem ente fue arrojada del G rupo Local p o r un en cuentro gravitacional con A ndróm eda hace unos 5 000 millones de años. El grupo del Escultor, a 10 millones de años luz, contiene 13 gala­ xias. El grupo de M 81, a 11 m illones años luz, cu en ta con 12 galaxias. El grupo de M 83 está situado a 15 m illones de años luz. Existen otros grupos un poco más alejados com o el M 51, a 37 millones de años luz, y el M 96 a 41 millones de años luz.

h i .8. Cúmulo de Virgo. Es el cúmulo de galaxias más cercano a la Vía Láctea. Contiene, además de galaxias, una gran cantidad de gas caliente (hidrógeno) y más materia oscura que la visible. (Imagen cortesía desrsci.)

F ig u r a

60

Todos estos grupos están asociados gravitacionalm ente a un v erdadero cúm ulo de unas 100 galaxias, el cúm ulo de Virgo, hacia el que nuestro G rupo Local se mueve a u n a velocidad de unos 400 kilóm etros p o r segundo y que acabará p o r absorber al nuestro. Las distancias entre las galaxias en el G rupo Local y en tre los grupos han sido dadas en años luz, y no en la escala más cóm o­ da de los millones de parsecs o megaparsecs (M pc), con el pro­ pósito de dejar claro el tiem po que invertiría un viajero cósmi­ co, que hubiera logrado transportarse a la velocidad de la luz, para desplazarse entre una galaxia y otra o entre dos grupos de galaxias. Parece im pensable un viaje de esa naturaleza, para nosotros o para cualquier otro ser habitante del Universo. Aun p ara nuestra búsqueda de vida, esos parajes están tan lejanos unos de otros que será m ejor buscarla más cerca de n u estro p ro p io en to rn o si deseam os algún día te n e r éxito en las pes­ quisas. Sin em bargo, el Universo se extiende aún más allá.

III. 6 . C ú m u l o s

d e g a l a x ia s

M ientras que nuestro G rupo Local y otros grupos vecinos son cúm ulos de galaxias peq u eñ o s, existen otros de g ran d es di­ m ensiones com o el cúm ulo de Coma, uno de los más grandes y ricos en galaxias que se conocen. Coma contiene aproxim ada­ m ente mil galaxias de gran tam año y varios miles de galaxias más pequeñas y muy cercanas unas de otras (véase figura 111.9) , y se encuentra a la fabulosa distancia de 93 m illones de parsecs o 93 Mpc o 298 millones de años luz. Su diám etro es enorm e, m ide aproxim adam ente 5 Mpc; cruzar el cúm ulo de un extre­ mo al otro tom aría, a la velocidad de la luz, unos 16 m illones de años. El cúm ulo de galaxias más cercano a nuestro G rupo Local es Virgo, a 16 Mpc o 50 m illones de años luz. C ontiene unas 100 galaxias y u n a gran cantidad de gas (hidrógeno) caliente que em ite en rayos X. Dada su cercanía, el cúm ulo ocupa una región extensa en el cielo, unas 10 veces el área de la Luna lle­ na. D ebido a su gran co n ten id o de masa, se ha com p ro b ad o q u e el G rupo Local está siendo atra íd o gravitacionalm ente hacia Virgo. N uestro G rupo Local se en c u e n tra en las orillas 61

del supercúm ulo de Virgo, form ad o p o r el cúm ulo de Virgo mismo y sus grupos satélites. Las galaxias en u n cúm ulo se m a n tien e n asociadas p o r los efectos de la gravedad, de la misma m anera que las estrellas de nuestra Galaxia se m antienen juntas, o que el Sol conserva sus planetas, y los planetas sus satélites. Los cúm ulos de galaxias son sistemas dinámicos y, aunque parezca increíble, la dinám i­ ca de los cúm ulos puede estudiarse considerando cada galaxia com o u n a partícu la que se m ueve d e n tro del cúm ulo. Los astrónom os m iden po r m edio de la espectroscopia la velocidad de cada galaxia, y así se form an u n a idea de la dinám ica de todo el sistem a. Las galaxias o rb itan alre d e d o r de un cen tro de gravedad, cerca del centro del cúm ulo, y en efecto caen hacia el centro siguiendo órbitas más o m enos elípticas, exactam ente igual y siguiendo las mismas leyes de la física que u n com eta que cae hacia el cen tro del Sistema Solar. En el cen tro de los cúm ulos de galaxias es com ún observar u n a galaxia gigante,

111.9. Cúmulo de galaxias Coma. Imagen obtenida con el telescopio de 0.9 m del Observatorio de Kitt Peak. Al centro del cúmulo puede apreciarse una galaxia gigante elíptica nutrida por galaxias más pequeñas que han caído en ella. (Imagen cortesía de Ornar López-Cruz y Ian Shelton, n o a o , a u r a , n s e )

F ig u ra

q ue se h a n u trid o de las galaxias más p eq u eñ as que caen en ella. Si u na galaxia p eq u eñ a cae en u n a mayor atraída p o r los efectos de la gravedad, la p eq u eñ a es desacelerada y su energía cinética es entregada a las estrellas de la galaxia más grande, de tal m a n era que sus estrellas te n d rá n m ayor en erg ía de movi­ m iento, lo que a su vez p ro d u ce u n a expansión de la galaxia recep to ra. Este proceso se conoce com o fricción dinám ica y co n duce a que la galaxia más p eq u eñ a sea in c o rp o ra d a a la más grande o si se prefiere, sea com ida p o r ésta, con el conse­ cu en te ag ran d am ien to tan to en masa com o en tam año de la galaxia mayor. La galaxia central de Coma tiene form a elíptica y es unas tres veces más grande y masiva que la nuestra. La velocidad de las galaxias d en tro del cúm ulo es muy gran­ de, del orden de cientos o miles de kilóm etros p o r segundo. A pesar de esa en o rm e velocidad, la gran distancia a que se e n cu e n tran de nosotros no nos p erm ite que las veam os cam ­ biar de posición en las pocas décadas que llevamos observán­ dolas. D ebido al gran tam año de los cúmulos, a una galaxia le p u ed e tom ar varios miles de m illones de años caer al centro.

Galactic Longitude

i i i . io . Distribución en el cielo de 739 cúmulos de galaxias del catálogo de Abell donde son evidentes las concentraciones del supercúmulo de Shapley y del Horologium. Los puntos azules representan los cúmulos más cercanos y los naranjas los más lejanos. Note la ausencia de cúmulos en el ecuador debido al os­ curecimiento producido por el disco de nuestra Galaxia. Recientemente se han lo­ grado detectar galaxias detrás del disco galáctico, vea por ejemplo lafigura m.ii. (Imagen cortesía de http://www.sr.bham.ac.uk/research/supclus.html.)

F ig u r a

63

D entro de los cúm ulos se p roducen encuentros en tre galaxias que distorsionan su form a y alteran sus órbitas; con u n a obser­ vación cuidadosa de las figuras m.s y 111.9 el lector p odrá descu­ brir algunas galaxias en interacción. O tros cúm ulos notables son Perseo y H ércules. Se en cu e n ­ tran catalogados actu alm en te más de 4 000 cúm ulos de gala­ xias con al m enos 30 galaxias cada uno. La distribución en el cielo de los más cercanos se m uestra en la figura 111.10.

I I I .7. E st r u c t u r a

del.

U

n iv e r s o a g r a n e s c a l a

Si se estudia la distribución en el cielo de los cúm ulos de gala­ xias se descubre con sorpresa que no están distribuidos unifor­ m em ente sino que m uestran concentraciones preferenciales. A estas concentraciones se les llama supercúm ulos de galaxias. La figura 111.10 m uestra la distribución de 739 cúm ulos conteni­ dos en el catálogo de cúm ulos de galaxias com pilado p o r G eorge O . Abell. E li la figura se indican los supercúm ulos de Shapley y H orologium . A gran escala se puede apreciar que la distribución de cúm ulos de galaxias p resen ta u n a estru ctu ra filam entaria, es decir, se ag ru p an en co rd o n es o p ared es de cúm ulos, m ientras que otras regiones se en cu e n tran vacías o con u na densidad muy baja de cúmulos. D urante algún tiem po se pensó que esas regiones estaban au tén ticam en te vacías sin m ateria alguna. Sin em bargo, observaciones más recientes han dem ostrado que el espacio entre cúm ulos de galaxias contiene nubes de hidrógeno. Tam bién puede notarse u n a ausencia de cúm ulos alrededor del ecu ador galáctico. Esto se debe a que el plano de n u estia galaxia, esto es, la Vía Láctea, ab u n d an te en polvo, gas y estre­ llas, nos im pide ver en esa dirección casi u n a q u in ta parte de todo el cielo. Sólo recientem ente, usando técnicas para obser­ var la radiación in frarro ja y la de radio, p ro v en ien te de los cúm ulos de galaxias detrás de la Vía Láctea, se ha p o d id o detectar la distribución de cúm ulos en esas regiones, y com ple­ tar así el panoram a general de la distribución de m ateria en el Universo a gran escala. Sin lugar a dudas el descubrim iento más espectacular que se ha hecho más allá del ecu ad o r de la Vía Láctea, fue la mayor

Nucleo del Gran Atractor

i i i . i i . Distribución de galaxias en el Universo. La zona sin muestrear se debe al oscurecimiento de nuestra Vía Láctea, que no nos permite ver más allá de ella. La distribución de galaxias no es uniforme sino que se concentra principalmente en el supercúmulo de Shapley y el Gran Atractor. Note la enorme mejora con respecto al catálogo de Abell (figura iilio) en la detección de galaxias en la zona del ecuador galáctico. (Imagen cortesía de Renée Kraan-Korteweg.)

F ig u r a

concentración de masa conocida hasta el m om ento, a la que se denom inó el “Gran A tractor”. Hacia él están siendo atraídos, a 600 kilómetros p o r segundo, el cúm ulo de Virgo con el G rupo Local incluido y otros grandes cúm ulos. En la figura iii.n se m uestra la distribución, ahora no de cúm ulos de galaxias como en la figura m.io, sino de 30000 galaxias individuales. Se indica la posición del Gran Atractor y del supercúmulo de Perseo-Piscis y se aprecia la distribución a gran escala del m aterial visible en form a de galaxias definiendo el superplano ecuatorial del Uni­ verso. Los cálculos indican que en el Gran A tractor se concen­ tra u n a masa equivalente a 100 000 galaxias com o la nuestra, ubicada a unos 65 Mpc o 210 m illones de años luz de nosotros y que es la responsable de tan trem en d o tiró n gravitacional. Sin em bargo, u n a exploración de la región del G ran A tractor sólo revela en form a de galaxias y gas caliente u n 10% de la masa que se esperaría, lo que implica la presencia de gran can­ tidad de m aterial que no podem os ver o detectar con nuestros telescopios, es decir, de m ateria oscura. El G ran A tractor está 65

ahí, pues percibim os sus efectos, pero no podem os ver toda la m ateria de que está constituido. A pesar de su tam año tan insignificante en la escala del U ni­ verso, el ser h u m an o ha logrado te n e r u n a visión general de todo el sistema y de sus dim ensiones, de sus procesos físicos y de sus propiedades básicas. Esclarecer la escala de un sistema tan grande ha sido un reto en o rm e del que, podem os estar seguros, la especie hum ana ha salido airosa. Buscar en esa vas­ tedad otros seres vivos y quizá inteligentes y desarrollados es, sin em bargo, una tarea muy difícil y aún no superada. Es muy probable que en la inm ensidad del Universo haya otros entes vivos, es posible que, com o nosotros, tengan una conciencia de sí mismos y la curiosidad de preguntarse si hay alguien más en el Universo. El sistem a en que ellos y nosotros vivimos es tan grande que hace difícil nuestro encuentro. ¿En qué circunstan­ cias podrían haberse desarrollado esos otros hipotéticos seres universales que, al igual que el hom bre, se sientan protagonis­ tas del devenir del m undo todo y que p o d rían tam bién sentir interés p o r sus copartícipes de la aventura universal? En los siguientes capítulos describirem os las circunstancias en las que llegam os al estado p resen te y se d esp ertó n u estra in q u ietu d por buscar a los dem ás. C om encem os, com o siem pre, p o r lo más fácil: los lugares más cercanos.

66

IV. C ircunstancias astronóm icas para la existencia de vida en la T ierra

Un cometa: lo más parecido a nada que aún es algo. K. F. G a u s s

IV . 1 . V

id a e n e l

S is t e m a S o l a r

b a s t a n t e c l a r o en la actualidad que más allá de la Tie­ rra no existe otro lugar en que haya vida en el Sistem a Solar. Esta afirm ación en otros tiem pos, h ace 30 o 40 años, hab ría sido un poco audaz o se habría tom ado p o r los más optimistas com o una falta de fe en nuestra capacidad de descubrirla, o en m iopía científica p o r no p ercatarse de que sólo nos faltaban los m edios para descubrirla. Sin em bargo, la exploración del Sistem a Solar p o r m edio de sondas, robots, naves tripuladas, estaciones de experim entación en el espacio, etc., h a aportado un conocim iento muy sólido de las condiciones físicas que pre­ valecen en las superficies y atm ósferas planetarias, en los as­ teroides y com etas, en el m edio in terp lan etario . Es un hecho que no se h an en co n trad o organism os vivos en n in g ú n lugar del Sistema Solar, y que los supuestos rastros dejados por orga­ nism os en u n m eteo rito m arciano (ALH-84001) son aún de origen y naturaleza muy controvertidos. Se ha confirm ado ade­ más que, en la mayoría de los sitios explorados, las condiciones no favorecerían la generación de vida, au n en sus form as más sim ples. Es m enos claro, o al m enos d eb atib le aú n , si h a ha­ bido vida en el pasado o si p o d rá g en erarse, n atu ra lm e n te o sem brada, en el futuro en algún lugar de nuestro sistema pla­ netario. A ctualm ente u n a de las mayores controversias sobre la exis­ tencia de vida en el Sistema Solar y fu era de la T ierra, se des­ arrolla en torno a si hubo alguna form a de vida en Marte, e in­ cluso si la hay aún. En 1984 se recu p e ró en la A n tártid a un asteroide, catalogado com o ALH-84001. Según los especialistas el m eteo rito cayó en la T ierra h ace 13 000 años. U n análisis

R esulta

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quím ico detallado reveló que el asteroide posee un perfil quí­ mico similar al que la nave Vikingo m idió en Marte, p o r lo que se dedujo que el m eteorito fue alguna vez una roca m arciana. Este m eteo rito m arciano no es único. Existe u n a colección notable de m eteoritos recuperados en la Tierra, cuya com posi­ ción quím ica indica que estuvieron posados alguna vez en la superficie de Marte o de la Luna. ¿Cómo llegaron a la Tierra? Se piensa que fueron arrancados de la superficie luego de u n im­ pacto violento por otro meteorito, p o r ejemplo durante la etapa de intenso b o m b ard eo m eteo rítico en el Sistem a Solar. Las rocas m arcianas abandonaron el cam po gravitacional de Marte o la L una y, después de vagar in d ep en d ien tes en to rn o al Sol d u ran te m illones de años, com o todos los asteroides, fu ero n capturados por el campo gravitatorio de la Tierra. El ALH-84001 cayó en la A ntártida. E ncontrar un m eteorito con esa historia, y ser capaces de dilucidarla, ya parece bastante extraordinario. Pero lo que hace al ALH-84001 especialm ente in teresan te es que en 1996 David McKay y sus colaboradores de la n a s a an u n ­ ciaron la detección en el m eteorito de sustancias asociadas con la vida: hidrocarburos, sulfuro de hierro y m agnetita, que es un óxido de hierro, y que son producidos p o r algunas bacterias en la T ierra. La in terp reta ció n del g ru p o de McKay es que esas sustancias, hoy fosilizadas, fu ero n g eneradas p o r organism os vivos en M arte, cuando el m eteorito aún era u n a roca m arcia­ na. Los detractores de esta in terp retació n arg u m en tan que el m eteorito pudo contam inarse d u ran te su ingreso a la atmósfe­ ra terrestre o durante sus 13 000 años en la Antártida. ¿Qué nos dicen las exploraciones del Sistema Solar sobre la posibilidad de otro lugar capaz de acoger o generar vida? La po­ sibilidad de vida en el Sol p u ed e ser d escartad a fácilm ente, pues la tem peratura superficial de nuestra estrella es de cerca de 6000 grados centígrados y a esa tem p eratu ra no es posible m an ten er ligadas ni las moléculas más simples. El estado de la m ateria en el Sol y las estrellas es atóm ico y hasta los átom os están total o parcialm ente ionizados, es decir, los altos niveles de radiación lib eran a los electro n es de sus núcleos. A este am b ien te de iones, electro n es y núcleos se le llam a plasma. Para que la vida se pudiera form ar en un en to rn o así, tendría­ mos que recu rrir a un a biología totalm ente desconocida y po­ co probable, dadas las propiedades fundam entales de la fisico­ 68

a

b

c

rv.i. a) Meteorito ALH-84001 encontrado en Alian Hills, en la A n­ tártida, el 21 de diciembre de 1984. b) Granos de carbonato en el ALH-84001 parecen indicar que el meteorito estuvo alguna vez inmerso en agua, ¿en Marte?, ¿en la Antártida? c) Estructuras en glóbulos minerales de carbonato en el ALH-84001 que han sido interpretadas por McKay y colaboradores como bacterias fosilizadas. (Imágenes cortesía de la n a s a y elJohnson Space Center.) F ig u ra

quím ica. Los planetas o satélites sin atm ósfera están descarta­ dos: sin un escudo atm osférico protector, las m oléculas com ­ plejas necesarias para la vida, serían descom puestas p o r los fo­ tones de alta energía provenientes del Sol, esto es, q uedarían fotodisociadas. Si bien se ha especulado sobre la posibilidad de que hubiera seres vivos flotando en atmósferas ricas en m etano, com o la de los planetas jovianos, esas especulaciones están le­ jo s de ser sustentadas p o r observación o experim ento alguno, 69

p o r lo que podem os dejarlas en el terren o de la fantasía, ade­ más, no contribuyen en n ad a a n u estro con o cim ien to de la vida ni a la habilidad de encontrarla en otras partes. Algunos satélites de los grandes planetas, sin em bargo, ofre­ cen características físicas que p o d rían h ab er sido, o ser en el futuro, adecuadas para una evolución orgánica. Sin duda el ca­ so más in teresan te es el de T itán, el satélite más g ran d e de Saturno y el único del Sistema Solar que contiene una atmósfe­ ra sustancial. Su tem peratura en prom edio es -193° C, relativa­ m ente alta com parada con la de otros satélites sin atm ósfera, pero baja com parada con la de la atm ósfera terrestre primitiva. La atmósfera de color rojizo sugiere reacciones químicas, como en Júpiter, con la diferencia de que los productos de esas reac­ ciones allí son destruidos p o r la alta tem peratura en la base de la atm ósfera, m ientras que en T itán se d epositan sobre u n a superficie sólida. Ahí tenem os, pues, un cuerpo sólido con at­ mósfera densa, condiciones que parecen dar ventajas a la genera­ ción de organismos. Titán podría ten er océanos y lluvias de me­ tano y etano en lugar de agua. Quizá si la tem peratura de Titán

Titán, satélite de Saturno, tiene atmósfera y superficie sólida y esto lo hace un candidato para el desarrollo de actividad biológica. La mancha blanca es parte de la superficie y mide unos 4 000 kilómetros, como Australia. (Imagen cortesía del s t s c i y n a s a .)

F i g u r a i v . 2.

70

aum enta, las condiciones para la vida serán más favorables. La te m p eratu ra de T itán sin d u d a au m en tará d e n tro de unos 4500 millones de años, cuando el Sol, siguiendo su p atrón evo­ lutivo, se expanda hasta convertirse en u n a estrella gigante roja. Su superficie llegará hasta la actual órbita de Marte. Titán se perfila por lo tanto com o un lugar propicio para la actividad biológica y valdría la p en a m onitorearlo. Lástima que cuando eso suceda la h u m anidad no p o d rá registrarlo, en la T ierra al m enos, p o rq u e h ab rá sido en g u llid a p o r el Sol. Las especu­ laciones o esperanzas optim istas afirm an que la h u m an id ad h ab rá sido capaz de em igrar y ad ap tar o tro lugar a sus condi­ ciones vitales. ¿Dónde?, ¡en el mismo Titán tal vez! La tecnolo­ gía para hacer posible esa em igración o el sem brado de vida en T itán p o r nosotros, re q u ie re n todavía u n d esarrollo técnico notable. Bueno, tenem os un plazo de 4500 m illones de años p ara lograrlo, p ero ¿serem os capaces de conservar la T ierra hasta entonces?

IV. 2. L a n u b e

p r e s o l a r y s u c o m p o s ic ió n q u ím ic a

Com o hem os visto ya en los capítulos I y II, las estrellas se for­ m an por el colapso gravitacional de una nube interestelar, y la quím ica en la Tierra que dio origen a la vida fue consecuencia de la quím ica existente en esa n u b e presolar. Los elem entos quím icos de relevancia biológica en la Tierra, carbono, h idró­ geno, nitrógeno, un poco de oxígeno, hierro, no fueron gene­ rados en el Sol, sino heredados de la nube original. Fue un fac­ tor circunstancial favorable para la aparición de la vida que la nube original tuviera ya esos elem entos, es decir, fue im portan­ te que el Sol no fuera u na estrella de prim era generación, sino que se haya form ado con el m aterial quím icam ente enriqueci­ do p or la explosión violenta de supernovas o p o r la pérdida de masa, len ta p ero sustancial, de estrellas muy evolucionadas convertidas en gigantes o supergigantes rojas, con envolventes ricas en elem entos pesados y algunos elem entos radiactivos. El m aterial en el interior de las estrellas, antes de ser arrojado al m edio interestelar, se va en riqueciendo a lo largo de la evolu­ ción estelar como resultado de la fusión nuclear que genera la energía de las estrellas. 71

De la com posición quím ica original de la n ub e y su origen en eventos violentos, com o la explosión de u n a o varias super­ novas, nos habla la com posición quím ica de las condritas carbonáceas, que son u n tipo de m eteo rito s en co n trad o s en la Tierra. Las condritas m uestran una com posición quím ica muy parecida al Sol, al m enos en cuanto se refiere a los elem entos condensables, p o r ejem plo torio, lantano, bario, escandio, alu­ m inio, etc. Si tom áram os u n a m uestra de gas del Sol y la en ­ friáram os a unos 200° C, y acum uláram os todos los elem en ­ tos capaces de condensarse a esa tem peratura, la com posición quím ica del resultado sería com o la de u n a condrita carbonácea. Esto indica que tanto el Sol com o las condritas se form a­ ron del mismo m aterial original y al mismo tiempo. La edad de las co n d ritas carbonáceas, d e te rm in a d a p o r el d ecaim ien to de elem entos radiactivos es, en algunos casos, de 4 600 m illo­ nes de años; son así más viejas que cualquier material planeta­ rio fechado hasta ahora. Y, ¿cómo sabemos que la edad que se les asigna es correcta y que el Sistem a Solar no tuvo u n a vida larga anterior a la form ación de las condritas? Porque las con­ dritas m uestran com posiciones anóm alas de elem entos radiac­ tivos de vida m edia muy corta, p o r ejem plo yodo, p lu to n io y alum inio. Si las condritas se h u b ie ra n form ado m ucho des­ pués, esos elem entos h ab rían ten id o tiem po de d ecaer antes de ser incorporados a las condritas. Las condritas son, en to n ­ ces, fragm entos sólidos form ados p o r la acum ulación de ele­ m entos pesados, en una época muy tem prana en la vida del Sis­ tem a Solar y, p o r lo tanto, son portadores fieles de la quím ica de la nube presolar de la que se form aron. ¿Qué h ab ría pasado con el Sistem a Solar y con la vida si el Sol h u b ie ra sido u n a estrella de p rim era generación? Com o ya hem os visto en la sección II.4.2, todos los elem entos quím i­ cos conocidos, excepto el hidrógeno y el helio, se sintetizaron en el interior de las estrellas p o r fusión nuclear a lo largo de la evolución. Las galaxias están constituidas de estrellas, y a m edida que van envejeciendo su com posición quím ica va cam biando y sus estrellas van contam inando poco a poco el m edio intereste­ lar galáctico del que se form arán nuevas estrellas. Según nues­ tras ideas cosmológicas más actuales, las prim eras galaxias aún jóvenes, recién form adas poco después de la G ran Explosión, estaban constituidas p o r gas, fundam entalm ente una com bina­ 72

ción de aproxim adam ente 7 0 % de hidrógeno y 3 0 % de helio. Las prim eras estrellas que se form aron contenían, p o r lo tanto, u n a p ro p o rció n sim ilar de h id ró g en o y helio, y esa p rim era g en eració n de estrellas com enzó a sintetizar elem entos más pesados. De m odo que si el Sol hubiera sido una estrella de pri­ m era generación habría tenido sólo esos dos elem entos en su núcleo, y 4 5 0 0 m illones de años después seguiría quem an d o su hidrógeno para convertirlo en helio. U na estrella de la masa y la edad del Sol no ha podido aún sintetizar helio para conver­ tirlo en carbono, esto se debe a que no ha alcanzado en su n ú ­ cleo la tem p eratu ra necesaria p ara que esa reacción nu clear suceda, es decir 2 0 m illones de grados Celsius. Es probable que u n a n u b e p reestelar sin elem entos pesados n o logre fo rm ar p lanetas aun si form a un disco circunestelar: la carencia de granos sólidos de polvo, silicatos, etc., no daría lugar a los planetesim ales, capaces de constituirse en centros de acum ula­ ción y capturar posteriorm ente los elem entos más ligeros para fo rm ar atm ósferas. El disco p lan etario sería muy volátil, no resistiría la presión de la radiación solar y acabaría p o r desapa­ recer. Sin disco no hay planetas, y sin planetas no hay vida. Esto nos lleva a la conclusión de que la vida en el Universo no p udo aparecer muy pronto, sino que, d o n d e quiera que se haya form ado, tuvo que esperar a que se desarrollara una quí­ mica adecuada. Por lo tanto, resulta una conjetura interesante: no debemos buscar vida en lugares muy remotos en el Universo. Esto es no sólo porque resulta muy difícil observar un objeto muy leja­ no y porque en la actualidad es prácticam ente imposible detectar planetas de estrellas en otras galaxias, aun en las galaxias más cer­ canas a nosotros, sino porque como a la luz le tom a más tiempo en llegar a nosotros si viene de muy lejos, entonces entre más ale­ ja d o se halle el objeto, lo vemos más com o era en el pasado y así estarem os observando épocas en las que la vida no pudo ha­ b er surgido en ningún sitio p o r falta de una quím ica adecuada.

IV.3. L a é p o c a d e l g r a n b o m b a r d e o

Sabemos entonces que el Sol no se pudo h ab er form ado muy p ro n to en la evolución del Universo de m odo que p u d iera albergar un planeta con vida. El Sol se form ó en el m om ento 73

quím icam ente adecuado. El colapso gravitacional de u n a nube para form ar u na estrella com o el Sol es lento. U na vez iniciado el colapso, y hasta que el Sol está form ado y com ienza a gene­ rar energía por fusión nuclear en el centro, transcurre aproxi­ m adam ente 1 millón de años. D urante ese tiem po se form aron el disco planetario y los planetas primitivos de un m aterial ya rico en metales o elem entos pesados. Las evidencias de esa eta­ pa han llegado hasta nosotros en las co n d ritas carbonáceas, que datan de los orígenes del Sistema Solar y m uestran incrus­ taciones esféricas o cóndrulos de m aterial rocoso que alguna vez estuvo derretido. Algunos cóndrulos con tien en granos de níquel y h ierro . Esto indica que las condritas están form adas de m aterial planetario y que se form aron al mismo tiem po que el Sol. La edad de las condritas carbonáceas d eterm in ad a p o r decaim iento de elem entos radiactivos es en algunos casos de 4 600 millones de años; son, pues, más antiguas que cualquier material planetario fechado hasta ahora. Las condritas eviden­ cian en to n ces que el d esarrollo de partículas m etálicas cada vez más grandes p o r acum ulación de granos pequeños fue un mecanism o im portante para form ar cuerpos masivos. Y una vez iniciada la form ación del Sistema Solar, ¿la vida ya tenía la pista asfaltada para surgir y evolucionar? La respuesta es no, tam bién tuvo que ser paciente y esperar m om entos pro­ picios. H em os visto antes, en el capítulo I, que en la Tierra ya form ada la vida no surgió sino hasta unos 1 000 m illones de años después. ¿Qué pasó en el sistema presolar en form ación durante los prim eros millones de años? Bueno, ya sabemos que se form ó el disco que giraba en torno de la gran acum ulación de masa: el protosol. En el disco, rico en gas h id rógeno y ele­ m entos pesados radiactivos y partículas sólidas, silicatos y hie­ rro, las partículas sólidas fo rm aro n p o r acum ulación núcleos cada vez más grandes, ricos en m aterial pesado, com o níquel y hierro. Los núcleos crecieron hasta que tuvieron la masa nece­ saria para capturar gravitacionalm ente algunas m oléculas con las que con el tiem po form arían atmósferas. D urante esa etapa, el bo m b ard eo de ¡os cuerpos grandes p o r los más p eq u eñ o s fue muy intenso, según podem os co m p ro b ar al observar las superficies de m uchos cuerpos sólidos del Sistema Solar, llenas de cráteres form ados p o r impactos. Desde luego, la superficie con cráteres más conocida p o r la m ayoría de la g en te es la 74

Luna, pero las marcas de im pactos antiguos podem os observar­ las tam bién en M ercurio, los asteroides y otros satélites sin atmósfera; véase por ejem plo la im agen del asteroide Mathilde, en la figura iv.3, que tiene m uchos cráteres, con diám etros en­ tre 0.5 y 30 kilómetros.

Asteroide 253 Mathilde, descubierto en 1885. Esta imagen fue obtenida a una distancia de 1200 kilómetros por el satélite n e a r . Son eviden­ tes los cráteres dejados por antiguas colisiones con asteroides más pequeños durante la época del mayor bombardeo. (Imagen cortesía de la n a s a . )

F i g u r a rv.3.

Pero, ¿qué podem os ap ren d er del conteo de cráteres y de la m edición de la edad de las rocas lunares? El fecham iento por decaim iento radiactivo de las muestras de rocas lunares indica la edad de las superficies do n d e fueron recogidas p o r las misio­ nes Apolo, y esto ha perm itido correlacionar sus edades con la densidad de cráteres en las mismas zonas de la Luna, o lo que es equivalente a estudiar cóm o ha variado el núm ero de impac­ tos, a m edida que el Sistema Solar ha ido envejeciendo. La grá­ fica de la figura iv.4 m u estra que las rocas recogidas en las zonas de m ayor densidad de cráteres tien en u n a ed ad mayor de 3 200 m illones de años y que, p o r lo tan to , el b o m b ard eo d u ran te los prim eros 1 400 millones de años fue muy intenso. La curva segm entada en la figura indica las densidades de crá­ teres que deberíam os observar si la tasa de impactos en el pasa­ do h u b ie ra sido la del p resen te; sin em bargo, se observan m uchos más cráteres, lo que indica un mayor n ú m ero de im­ pactos en el pasado. La tasa de dism inución de b o m b ard eo en tre hace 4 000 y 3 000 m illones de años fue tal que cada 300 millones de años el núm ero de im pactos se redujo en la mitad. E ntonces, todo indica que hace 3 000 m illones de años el n ú m ero de proyectiles capaces de caer en los planetas y saté­ 75

lites ya form ados había dism inuido co n sid erab lem en te, y la época del bom bardeo term inado. Esta circunstancia m ejoraba las posibilidades de éxito de sobrevivencia de los prim eros or­ ganismos en desarrollo. Desde luego que aun en el presente hay im pactos de bólidos en superficies planetarias y que tam bién en la T ierra guarda­ mos recu e rd o de grandes im pactos: el m ayor parece h ab er ocurrido hace 65 millones de años, y a él se le atribuye un gran cam bio global en las condiciones climáticas, y la consecuente extinción de los dinosaurios. La m arca del im pacto es un en o r­ me cráter de 1 000 kilómetros de diám etro que se extiende des50

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iv .4. Densidad de cráteres normalizada al promedio de cráteres en los mares lunares, como una función de la edad en distintas regiones de la superfi­ cie lunar. La edad de la superficie ha sido calculada por fechamiento del decai­ miento radiactivo 40A r/39Ar (argón) en muestras de rocas recolectadas en cada sitio. La curva segmentada es una extrapolación al pasada de lo que sería la den­ sidad de cráteres si la tasa de bombardeo actual hubiera sido constante. Es muy claro que en el pasado, hace más de 3 000 millones de años, hubo un bombardeo mucho más intenso. (Los datos han sido tomados del artículo de Hartmann, N.K., Astrophysics and Space Science, 1972, vol. 1 7, p. 48.)

F ig u r a

76

de el noroeste de la península de Yucatán hasta el Mar Caribe. Un gran im pacto más reciente fue el que form ó el famoso crá­ ter de Arizona hace 50 000 años (figura rv.sa). Tam bién ten e­ mos el herm oso cráter de M anicouagan, Canadá, que tiene 100 kilómetros de diám etro y fue el resultado de un enorm e impac­ to hace 2.1 millones de años (figura iv.sb). Parece pues que la naturaleza, siem pre p ru d e n te , esperó con paciencia a que d ejaran de caer piedras del cielo con gran frecuencia, para aventurarse a form ar los prim eros seres vivos.

rv.5. Cráter de Arizona, Estados Unidos, producido por el impacto de un asteroide a una velocidad de 65 000 kilómetros por hora hace 50 000 años, b) Cráter en Manicouagan, Canadá, tiene 100 kilómetros de diámetro y fue producido por un impacto hace 2.1 millones de años. (Imágenes colección del F ig u ra

IA U N A M .)

IV.4. Lo

F O R T U IT O D E LAS C O N D IC IO N E S D E V ID A EN LA T lE R R A

La quím ica y la tem poralid ad , tratadas en las secciones iv .2 y iv.3, son condiciones que ap aren tem en te tarde o tem p ran o se dan en un sistema planetario, en cualquier parte del Universo en que éste se form e. Sin em bargo, hay u n a serie de co n d i­ ciones fu n d am en tales p ara la ap arició n y el desarro llo de la 77

vida que se dieron solam ente de m an era fortuita. En esta sec­ ción discutimos las más evidentes. IV.4.1. La inclinación del eje de la Tierra El m o m en to angular, o can tid ad de in ercia de giro, al igual que la energía, es u n invariante de la física, es decir la cantidad de m om ento angular de un sistema se conserva aunque el siste­ m a cam bie de form a e incluso se fraccione. P or lo tan to , el m om ento an g u lar que poseía la n u b e preso lar fue h ered a d a por cada uno de sus com ponentes. La mayor parte del m om en­ to quedó en el disco planetario prim ero y después en sus com­ ponentes: los planetas, satélites y asteroides; m enos del 2% lo hered ó el Sol y más del 98% el resto de los cuerpos del disco. Los planetas y satélites c o n tien en aún casi to d o el m o m en to an g u lar y lo invierten en girar alre d e d o r del Sol y sobre sus propios ejes. Los satélites de planetas tam bién lo usan en girar alrededor de sus planetas y en su propia rotación.

F ig u r a

iv .6.

Inclinación de los ejes de rotación de los planetas con relación al plano orbital. (Dibujo de Rubén Agilitar.)

Los ejes de rotación de algunos de los p lanetas están muy poco inclinados con respecto al p lano de su órbita, m ientras que el de otros tiene inclinaciones notables (ver tabla i v . i y figura iv.6). Por ejem plo, Venus tiene su eje tan inclinado que podríam os im aginarlo com o si estuviera “de cabeza” y p o r lo tanto rotando en dirección contraria a los demás. Plutón es un caso similar un poco menos extrem o. U rano, p o r otra parte, tie­ ne u n a inclinación del eje de 97°, es decir, lo podem os ver com o “ro d an d o ” sobre el plano de su órbita. La inclinación del eje de rotación es un factor im portantísi­ mo tanto en el establecim iento de la tem peratura m edia de un 78

planeta, como de la evolución física y quím ica de su atmósfera y, p or lo tanto, fundam ental para que la vida se desarrolle. En el caso de la Tierra, la inclinación del eje es de 23.5°. Gracias a eso, d u ra n te la m itad del año cada hem isferio recibe mayor cantidad de luz y la otra m itad del año recibe un poco menos. Esto da origen a las estaciones. T abla

iv . i .

Inclinación del eje de rotación de los planetas del Sistema Solar

Planetas

Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno Plutón

Periodo de rotación

58.6 días 243.0 días 23.9 horas 24.6 horas 9.9 horas 10.6 horas 17.2 horas 16.1 horas 153.3 horas

Inclinación del eje de rotación

0. 10 ° 177.40° 23.45° 25.19° 3.12° 26.73° 97.86° 29.56° 119.60°

Es claro para nosotros, de n uestra experiencia biótica en la Tierra, la gran im portancia de las estaciones climáticas en la pre­ servación de la vida. Gracias a ellas tenem os climas benignos hacia los trópicos y es claro tam bién que las condiciones extre­ mas hacia los polos hacen que la vida sea allí más escasa, difícil o imposible. Tam bién sabemos p o r experiencia que un peque­ ño cam bio global en el clima de la Tierra tiene grandes efectos en las condiciones de vida actual. Por ejem plo, el ahora popu­ lar fenóm eno de El Niño, que consiste en un leve y superficial calentam iento (de solam ente 0.5-1.0 grados Celsius, y 100-200 m etros de profundidad) de las aguas en el O céano Pacífico, ha provocado grandes desastres en las costas de América: huraca­ nes y m arem otos de gran in ten sid ad que h an acabado con regiones bióticas y m uchos seres vivos. Si cam biara la inclinación del eje de la T ierra au n cuando fuera unos cuantos grados, se produciría una variación grande en el patrón de estaciones y cambios climáticos globales, cuyo im pacto sería m uchas veces mayor que el de El Niño. Quizá la vida no d esaparecería, p ero las condiciones cam biarían m u­ 79

'

cho. Tam bién es prob ab le que de h ab er sido distinta la incli­ nación del eje terrestre, la vida h ab ría surgido de cu alq u ier m odo adaptándose a esas condiciones, pero ciertam ente no en caso de h ab er rebasado un lím ite. Siendo la vida en la T ierra n uestro único ejem plo de vida, es difícil especular cuál sería ese límite, pero hay razones para pensar que si el eje de la Tie­ rra fuera tan inclinado com o el de U rano, no habría surgido la vida. En tal caso, u n hem isferio estaría siem pre a p u n tan d o hacia el Sol, ten d ría luz, radiación y calor p erm an en te, m ien­ tras que el o tro hem isferio estaría siem pre oscuro y frío. La gran diferencia de tem peraturas entre los dos hemisferios pro­ duciría vientos de velocidades muy altas en la atm ósfera, y es posible tam bién que, siendo la atm ósfera de la T ierra tan tenue com o es y no la gran atm ósfera masiva de U rano, ésta se hubiera perdido muy al principio en su evolución, y sin atmós­ fera no habría vida.

Efectos de impactos de grandes planetesimales sobre la inclina­ ción del eje y la velocidad de rotación de un núcleo planetario. (Diseño de Rubén Aguilar.)

F ig u r a rv.7.

¿Qué causó las distintas inclinaciones en los ejes de rotación de los planetas? D urante la época de form ación de los planete­ simales por acum ulación, que serían posteriorm ente el núcleo de los planetas, la frecuencia de colisiones en tre grandes tro­ zos sólidos era muy alta. B astaría que al ya sustancial núcleo

planetario, lo golpeara otro planetesim al en el lugar adecuado, p ara inclinar su eje de rotación. El núcleo inclinado seguiría acum ulando m aterial sólido y creciendo, y posteriorm ente cap­ tu raría m aterial más ligero p ara fo rm ar su atm ósfera, pero todo el sistema estaría girando ya con su nueva inclinación. Se piensa que las grandes inclinaciones de Venus y U rano tienen su origen en eventos de esa naturaleza. Es casual que la Tierra tenga u n a inclinación de su eje cóm oda para la vida. Sería un desperdicio cósmico que, estando la Tierra en una zona térm i­ ca adecuada para la vida (véase sección IV.4.3), todo se hubiera fru strado si al eje de rotación un im pacto in o p o rtu n o lo h u ­ biera inclinado o alterad o su p erio d o de ro tació n más de la cuenta (véase figura r v .7 ) . IV.4.2. El periodo de rotación de la Tierra De m anera similar a la inclinación del eje, otro factor determ i­ nante para la vida en nuestro planeta ha sido el tiem po en que tarda en girar sobre su eje. El actual periodo de rotación, de 24 horas, p o d ría cam biar o h ab er sido u n poco d iferen te y sin em bargo, la vida se habría sostenido pero, otra vez, hasta cierto lím ite. Si el p erio d o de rotación de la T ierra fu era tan largo com o el de Venus (¡243 días terrestres!) o el de M ercurio (58 días terrestres), la evolución térm ica y quím ica de n u estra atm ósfera h ab ría sido distinta: días muy largos y tórridos, y noches igualm ente largas y heladas, un patrón de vientos dife­ rente y todo esto con consecuencias para la aparición y evolu­ ción biológica. La atm ósfera de Venus, p o r ejem plo, es muy caliente: tiene u na tem p eratu ra prom edio de 475 grados Cel­ sius que los vientos m antienen muy uniform e en todo el plane­ ta, con variaciones de solam ente 10 o 20 grados en tre los polos y el ecuador. La tem p eratu ra es, sin duda, u n factor d eterm i­ n an te en la form ación de las m oléculas com plejas necesarias p ara la vida, y la tem p eratu ra de un p la n eta es d eterm in ad a p o r varios factores: la distancia al Sol, el periodo de rotación, la densidad y la com posición quím ica de la atmósfera. Podem os n o tar en la tabla iv.i que los periodos de rotación de los planetas son bastante parecidos, varían e n tre 10 y 25 horas, con excepción de M ercurio y Venus, que los tienen muy largos. ¿Qué p ro d u jo que estos dos planetas ro tara n tan len­ 81

tam ente? La cercanía al Sol hace que éste ejerza sobre ellos fuerzas gravitacionales grandes y haga más len ta su rotación. De igual m anera que la Luna produce las mareas en la Tierra y frena su rotación y viceversa. Sin duda la Luna rotaba más rápi­ d am en te en el pasado, p ero la rotación fue red u cid a p o r las fuerzas gravitacionales de la Tierra deform ada p o r la acción de la Luna. El resultado a largo plazo es la sincro n ía e n tre el periodo de rotación del cuerpo p eq u eñ o y su periodo orbital a lre d ed o r del cu erp o más masivo, razón p o r la cual desde la T ierra siem pre vemos la m ism a cara de la Luna, ya que su periodo de rotación (p) es igual a su periodo orbital alrededor de la T ierra (P). Es decir, el cociente en tre estos periodos es P /p = l. En el caso del sistema Mercurio-Sol, la resonancia de p erio­ dos del planeta, orbital y de rotación, p o r efectos gravitaciona­ les de m area es P /p = 3 /2 . Para Venus la situación es más com ­ pleja, se alinea con nuestro p lan eta cada 1.6 años terrestres y en ese m om ento m uestra siem pre la misma cara a la Tierra, es decir que, desde el p u n to de vista de un observador en la Tie­ rra, rota exactam ente 4 veces cada 1.6 años. Lo im portante desde nuestro contexto es que el periodo de ro­ tación de un planeta es determ inante para la existencia de vida, pues éste regula la cantidad de radiación que se recibe desde la estrella por unidad de tiempo y, por lo tanto, la tem peratura me­ dia en la atm ósfera y en la superficie del planeta. Sin em bargo, en condiciones extremas de cercanía a la estrella, el periodo de rotación es m odulado gravitacionalmente p o r la estrella debido a efectos de m area muy intensos. Así que no basta que un pla­ neta tenga atm ósfera para garantizar el desarrollo de la vida; la distancia a su estrella m atern a es crucial, com o verem os con más detalle en la subsección siguiente. Q ue el periodo de rota­ ción de la Tierra de 24 horas sea benéfico para nosotros, pare­ ce haber sido una circunstancia fortuita a favor del desarrollo biológico. LV. 4.3. La distancia al Sol D u ran te décadas el ser h u m a n o se ha p reg u n ta d o si h ab ría alguna form a de vida en los planetas más cercanos a nosotros, Venus y Marte. Las especulaciones han llevado a im aginar des­ de sociedades de seres cuya m orfología exótica está adaptada a 82

las condiciones locales, hasta formas de vida primitiva, en esta­ do de bacterias en rocas m arcianas, com o hem os visto en la sección IV. 1, o en la alta atm ósfera de Venus, d o n d e la tem pe­ ratu ra es más baja y recibe más radiación en el rango visible del espectro electrom agnético. A ntes de to m ar p artid o e n tre las posiciones más optim istas y las m enos, conviene analizar qué sabemos de la quím ica de las atmósferas de estos tres planetas, la T ierra incluida, y cóm o su distancia al Sol ha d eterm in ad o sus características físicas. ¿Qué hace a Venus diferente de la Tierra? La respuesta más acertada: su atm ósfera, que es m ucho más masiva que la de la T ierra y muy rica en bióxido de carbono ( C 0 2). P or su parte la atm ósfera te rre stre no co n tien e tan to C 0 2 p o rq u e éste ha quedado atrapado en las rocas calizas en form a de carbonato de calcio (CaCO s). T ípicam en te el C aCO s es u n conglom e­ rado de millones de conchas form adas p o r organism os vivos a p artir del C 0 2 disuelto en el mar. La actividad biológica en el agua de m ar hace que el C 0 2de la atm ósfera disminuya. Si por el contrario, liberáram os tocio el C 0 2 de todas las rocas calizas de la superficie de la T ierra y lo devolviéramos a la atmósfera, ésta se volvería unas 70 veces más densa, muy parecida a la de Venus. Pero si éste es el caso, ¿entonces podem os esperar que con el paso del tiem po o cu rra lo m ism o en Venus y se form e vida parecida a la de la Tierra? No, esto no va a ocurrir, y la razón es, o tra vez, la alta tem peratu ra que allí prevalece. La superfi­ cie de Venus es m uy caliente p o rq u e el C 0 2 de su atm ósfera absorbe muy bien la radiación infrarroja. Así, ésta p en etra sin problem as la atm ósfera hasta la superficie del p la n eta y la calienta. Este calor en form a de radiación infrarroja no logra escapar ya p o r la absorción del C 0 2; en tonces, atm ósfera y superficie se calientan. A esto se le conoce como el efecto de in­ vernadero. Si en la Tierra aum entáram os el contenido de C 0 2 un 10%, el efecto invernadero sería considerable y produciría un calentam iento general de grandes consecuencias para la vida. El calentam iento global de la Tierra, com o resultado de la des­ trucción de las selvas y bosques y la producción de C 0 2 p o r las actividades industriales, ha producido ya cambios climáticos a gran escala, un o de ellos es sin d u d a el fen ó m en o de El Niño, del que hablam os en la sección IV.4.1. 83

Imaginemos por un m om ento que podem os acercar la Tierra al Sol y p o n erla en la órb ita de Venus. Su atm ósfera recibiría más calor del Sol y aum entaría la evaporación del agua de los océanos. M ayor can tid ad de vapor de agua absorbe más la radiación infrarroja y evita la fuga del calor, es decir, la luz pene­ tra en form a visible, calienta el in terio r pero no puede salir en forma infrarroja. Este efecto de invernadero nos es familiar en el calentam iento del in terio r de los coches o de locales en cerra­ dos p o r vidrio, que es im perm eab le tam bién a la radiación infrarroja. El aprisionam iento del calor p o r aum ento del vapor de agua, contribuiría aún más a la evaporación y así este efecto invernadero incontenible haría que los océanos se evaporaran y pasaran a la atmósfera, haciéndola m ucho más densa y masiva. No quedaría rastro alguno de agua. La superficie seca de la T ierra sería muy caliente y las rocas calizas liberarían el C 0 2, enriq u ecien d o de esta m olécula a la atm ósfera. P or o tra p arte, las m oléculas de vapor de agua se elevarían a las partes más altas de la atm ósfera, d o n d e serían disociadas p o r la radiación ultravioleta del Sol, que las conver­ tiría en hidrógeno y oxígeno libres, según las reacciones: H 20 + luz ultravioleta —> H + OH OH + luz ultravioleta —> O + H la mayoría de los átom os de hid ró g en o escaparían del cam po gravitacional de la Tierra porque son muy ligeros, mientras que los más pesados de oxígeno, se conservarían y reaccio n arían con otros elem entos. En pocas palabras, la Tierra puesta en el lugar de Venus aca­ baría pareciéndose m ucho a Venus. E ntendem os entonces p o r qué Venus es un m u n d o ex trañ o , en el que la vida com o la conocem os no pudo form arse. Las características am bientales que prevalecen en un planeta son en teram en te la consecuen­ cia de su distancia al Sol. Tam bién el tam año y la masa que ha de alcanzar u n planetesim al en desarrollo hasta form ar un pla­ neta dep en d en de su posición en el sistema, concretam ente de su distancia al Sol. H em os visto cómo el hidrógeno se evapora fácilm ente en planetas muy cercanos al Sol. Sin em bargo, a la distancia de J ú p ite r o S aturno, la te m p eratu ra es suficiente­ 84

m en te baja y la masa de esos gigantes, 318 y 95 veces la de la Tierra, es suficientem ente grande para reten er cantidades con­ siderables del elusivo hidrógeno. Si desplazáram os a Jú p ite r a la órbita de la T ierra, 5 veces más cerca del Sol, en su estado actual, sin duda sería capaz de rete n er su h id ró g en o gracias a su gran masa; p ero de h ab erse form ado in icialm en te en la órbita de la Tierra, jam ás habría conseguido reu n ir una atmós­ fera tan masiva y rica en hidrógeno, pues éste se habría volatili­ zado por la mayor tem peratura. El hidrógeno y el helio son tan volátiles que aun U rano y N eptuno, 15 y 17 veces más masivos que la T ierra respectivam ente, co n tien en pro p o rcio n alm en te m enos H y H e que J ú p ite r y S aturno, lo que sugiere que in­ cluso a tem peraturas bajas a la distancia de U rano y N eptuno estos elem entos se evaporaron p o r no ten er la masa suficiente para retenerlos. Es decir que los dos gigantes de nuestro siste­ ma planetario, Jú p ite r y Saturno, son gigantes gracias al lugar donde se desarrollaron en el Sistema Solar. La masa, la com posición quím ica y existencia misma de la at­ mósfera de un planeta están determinadas p o r su distancia al Sol; en el caso de otros sistemas planetarios, p o r la distancia a su es­ trella m aterna. La presencia de agua en la superficie parece esencial para la existencia de la vida de forma continua, al menos de la vida como la conocemos. Sin embargo, y puesto que no hemos encontrado m uestras de form as de vida, presen te o pasada, en m iem bros del Sistema Solar de condiciones físicas muy diferentes: com e­ tas, asteroides, planetas y satélites, atmósferas enrarecidas, etc., parece razonable m a n te n e r lim itada n u estra im aginación y entusiasm o, antes de pensar en u n a form a de vida ad hoc para cada en to rn o , p o r raro o extrañ o que sea. Busquem os en to n ­ ces lugares do n d e las condiciones físicas son, h an sido o p u e­ den llegar a ser, similares a las que dieron origen a la vida en la Tierra, que finalm ente es el único ejem plo que tenem os y que conocem os de m anera notablem ente detallada. Y bien, la existencia de agua d ep en d e de la te m p eratu ra y, p or tanto, de la distancia a la estrella m aterna. ¿No es acaso for­ tuito que este sistema planetario tuviera u n planeta del tam año adecuado y a la distancia adecuada? Si la distancia es un factor determ inante, parece sensato bus­ car vida en nuestro propio sistema planetario, en los planetas 85

más cercanos a la T ierra. Ya hem os visto p o r qué Venus no resulta un b u en candidato, p ero ¿qué tal Marte? El diám etro de M arte es la m itad del de la Tierra, su eje de rotación tiene casi la misma inclinación que el terrestre (aproxim adam ente 25°), su periodo de rotación (24.5 horas) es casi idéntico al de la Tierra; estas circunstancias p ro d u cen estaciones climáticas com o en la T ierra. Su atm ósfera es rica en C 0 2 p ero m ucho más ten u e que la nuestra, lo que h ace que la te m p eratu ra m edia en la superficie sea relativam ente baja (-63° C). Es difí­ cil, pues, en c o n tra r o tro candidato tan parecido a la T ierra y sin d u d a es ésa u n a de las razones que h an m otivado al ser hum ano a buscar con atención señales de vida en Marte, desde los famosos canales dibujados p o r Percival Lowell en 1900, a p a rtir de sus observaciones visuales a través del telescopio y que fueron en su tiem po interpretados com o una red hidráuli­ ca co n stru id a p o r los m arcianos, hasta la ex p lo ració n in situ por robots enviados desde la Tierra. Pero las preguntas que prevalecen son: ¿hay agua en Marte?, ¿la hubo alguna vez? Y si la hubo, ¿dónde está o a dónde fue? La superficie de Marte se conoce con bastante exactitud desde los años setenta en que las naves Marinery Viking orbitaron ese pla-

Las marcas que parecen lechos de ríos en Marte sugieren que por la superficie fluyó agua en algún tiempo. (Imagen cortesía de la n a s a . )

F i g u r a rv.8.

86

neta y algunas se posaron sobre su superficie. Muchas imágenes evidencian la existencia de lechos secos muy parecidos a los le­ chos de ríos en la Tierra. La conjetura inm ediata es que fueron form ados p o r un flujo de agua, p ero no se ha en co n trad o agua. La mayoría de los lechos no tienen marcas de cráteres, lo que hace suponer que son relativam ente jóvenes, posteriores a la época del gran bom bardeo (véase sección IV.3). Aquí se pre­ senta el problem a: d u ra n te los últim os m illones de años la atm ósfera de Marte ha sido muy tenue, de m anera que su pre­ sión tan baja hace imposible m an ten er agua en estado líquido: u n vaso de agua vertido sobre la superficie de M arte se conge­ laría prim ero y se evaporaría después, p o r lo que es im proba­ ble que el agua haya fluido d u ran te el tiem po necesario para cavar u n lecho. O tra posibilidad es que el agua se en cu e n tre congelada en el subsuelo m arciano y que aum entos de tem pe­ ratu ra ocasionales le hayan perm itido fluir p o r los canales. A m ediados de 2000, Ken E dgett y M ichael Malin an u n ciaro n que habían descubierto evidencias de la existencia de agua en las laderas de un cráter en im ágenes tom adas en 1977 p o r la sonda Mars Global Surveyor. Sin em bargo, estas pruebas no han sido concluyentes, y aún ten d rem o s que esp erar que futuras expediciones tom en m uestras geológicas de esos lechos y se pueda com probar que alguna vez albergaron agua. Sería sensa­ cional encontrar fósiles en las muestras, com o sucedería en un lecho equivalente en la Tierra, p ero no se cuenta aún con las m uestras necesarias. En los prim eros diez años del siglo xxi la n a s a tiene planeadas varias misiones a Marte destinadas a la bús­ queda de agua y evidencias de vida. N uestra experiencia nos dice que d o n d e hay agua p o d ría h a b e r vida. R ecientem en te las m iradas se han vuelto sobre Europa, uno de los 4 satélites galileanos de Júpiter. Este satélite parece estar cubierto p o r una capa de hielo. Tiene muy pocos cráteres a la vista actualm ente, lo que se in terp reta com o u n a superficie joven restaurada p o r algún tipo de actividad “geoló­ gica”, com o la deform ación de su superficie p o r los efectos de m area enorm es producidos p o r el gigante Júpiter. Hoy en día la superficie de E uropa se conoce tan bien com o la de Marte, gracias a las bonitas y detalladas im ágenes o btenidas p o r la nave Galileo, que hasta ah o ra y d u ran te dos años ha estado to­ m an do fotografías de J ú p ite r y sus satélites. Las im ágenes 87

m uestran u n a gran variedad de m arcas, algunas s u g ie re n la fractura de la costra de hielo y el deslizamiento de g ra n d e s blo­ ques, de hasta 10 kilómetros, sobre u n líquido, p ro b ab le m en te agua. Si bien esto es interesante y la investigación c o n tin u a rá , es im portante hacer énfasis en que hasta el m o m e n to las prue­ bas químicas hechas p o r el espectróm etro in frarro jo de la son­ da Galileo han revelado sólo material hidratado, tanto e n Europa com o en G aním edes, otro de los 4 satélites g alileanos, princi­ palm ente sulfato de m agnesio congelado. Es decir, n o hay evi­ dencia de que el líquido bajo el “h ie lo ” sea a g u a y m ucho m enos de que haya alguna indicación de activ id ad biológica presente o pasada. Por lo tanto queda claro que aun en los planetas vecinos no se han encontrado evidencias de vida, ni pasada ni p resen te, y si M arte o E uropa ofrecen una esperanza d e e n c o n tra r formas de vida fuera de la Tierra, desde luego no vamos a h a lla r la vida inteligente de los m arcianos que m uchas g e n e ra c io n e s de te­ rrícolas aficionados a la ciencia ficción han im ag in ad o . IV. 4.4. Órbitas planetarias circulares, ¡qué suerte! En la tabla rv.2 incluimos tam bién la ex cen tricid ad d e la órbita de cada planeta alred ed o r del Sol. La e x c e n tric id a d es 0 para una órbita perfectam ente circular y a u m e n ta a m e d id a que la órbita es u na elipse más alargada. La mayor e x c e n tric id a d la tie­ ne Plutón y por esa razón a veces cruza la ó rb ita de N ep tu n o , por lo que no siem pre Plutón es el planeta más a lejad o d e l Sol. Las órbitas de todos los p lan etas del sistem a p la n e ta r io del Sol son p rácticam ente circulares, b ien o rd e n a d a s, p o r lo que un acercam iento o colisión en tre planetas no e s posible; es como si, en una avenida muy transitada, todos los v e h íc u lo s circularan estrictam ente p o r su carril: jam ás habría ch o q u es. Im aginem os p o r un m o m en to un s is te m a p la n e ta rio en el que las órbitas sean todas muy elípticas o rmuy excéntricas. Esto llevaría al constante cruzam iento de las ó«rbitas y a choques en tre planetas, que no n ecesariam en te p o d r ía n s e r directos sino perturbaciones gravitacionales. En los e n c u e n tro s gravitacionales, un planeta grande y masivo altera m u c h o la órbita de uno pequeño, y puede ocurrir que el p la n e ta p e q u e ñ o sea arro­ ja d o del Sistem a Solar, que su ó rbita sea c a u n b ia d a , alteran d o 88

su distancia m edia al Sol, o que quede atrapado por el planeta grande y se convierta en su satélite. De hecho, algunos satélites de Jú p ite r y Saturno fueron atrapados p o r esos gigantes d u ran ­ te una etapa muy tem prana del Sistema Solar como resultado de un acercam iento. Es por eso que los planetas más grandes tie­ nen tam bién el mayor núm ero de satélites. Tabla rv.2. Propiedades dinámicas de los planetas Planeta

Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno Plutón

Masa (masas terrestres)

0.055 0.818 1.000

0.108 317.9 95.2 14.6 17.2 0.1 (¿)

Distancia al Sol (UA )

0.387 0.723 1.000

1.524 5.203 9.54 19.54 30.07 39.44

Excentricidad Periodo orbital e (años terrestres)

0.206 0.007 0.017 0.093 0.048 0.056 0.047 0.009 0.249

0.241 0.615 1.000

1.881 11.86

29.46 84.0 164.8 247.7

Periodo de rotación (horas)

1 406.0 5 832.0 24.0 24.5 9.8 10.3 24.0 22.0

150.0

iv .9. Los planetas terrestres (izquierda) están mucho más cerca del Sol que los jovianos (derecha). Sus órbitas son casi circulares y casi concéntricas excepto la de Plutón que incluso cruza la órbita de Neptuno. (Dibujo de Rubén Aguilar.)

F ig u r a

89

La consecuencia de que haya órbitas elípticas en el caso de la aparición y conservación de la vida, son devastadoras. Si Jú p iter y Saturno pasaran dem asiado cerca, siguiendo órbitas excéntri­ cas, la T ierra sería arro jad a de su ó rb ita actual. Esto jam ás habría perm itido desarrollar las condiciones físicas, climáticas, atmosféricas y térmicas que fueron fundam entales para la apa­ rición y evolución de la vida en la Tierra. En este punto un lector agudo podría argum entar que, ¿acaso no resulta norm al en la evolución de todo sistema planetario que éste form e un disco, y en su estado m aduro sus planetas se establezcan en órbitas circulares? Y si es así, ¿no deberíam os es­ perar entonces que en cualquier sistema planetario que se for­ m e en el U niverso p u ed a h ab er un p lan eta d o n d e converjan las condiciones para la vida? Hasta 1995 es probable que hubié­ ramos estado de acuerdo con ese lector atento y suspicaz, pero tam bién hasta ese año nos faltaban otros ejemplos de sistemas planetarios, en otras estrellas. En 1995 se descubrió el prim er pla­ neta alrededor de una estrella y desde entonces se han descu­ bierto m uchos más. El estudio dinám ico de esos sistemas nos ha dado grandes sorpresas. Pero la discusión detallada de esos otros sistemas planetarios la dejarem os para el capítulo v. Por lo tanto, ¿debería sorprendernos que la vida se haya for­ m ado en un p lan eta con las condiciones necesarias?, y en tre esas condiciones está sin duda que en el sistema planetario los planetas circulen ordenadam ente p o r sus órbitas.

IV.5. LOS P R O T E C T O R E S

N A T U R A L ES D E LA V ID A E N LA T lE R R A

La vida p o r sí mism a es delicada; dejada a su suerte en tre los grandes fenóm enos cósmicos y su in co n ten ib le fuerza, quizá no habría persistido durante tanto tiem po. Sin algunos protec­ tores naturales hab ría sido más vulnerable que u n a p eq u eñ a em barcación en m edio de u n gran tem pestad. En efecto, la vi­ da ha sido frágil siem pre, desde su e n g en d ra m ien to hasta nuestros días. H abría bastado una p equeña perturbación en la term odinám ica de la Tierra en sus inicios para m odificar el cli­ ma, la quím ica de la atm ósfera, el suelo y el agua lo suficiente para inhibir el desarrollo y evolución de la vida. Muchas espe­ 90

cies superiores h an desaparecido, víctimas de variaciones cli­ máticas, o han modificado su estructura y hábitos en respuesta a variaciones en la rad iació n solar que alcanza la superficie terrestre. El caso más co n o cid o es el de los dinosaurios, que hace 65 m illones de años no lo g raro n adaptarse a un en fria­ m iento global producido, aparentem ente, por la dism inución violenta de radiación solar. Hoy en día se piensa que tal dismi­ nución de radiación fue causada p o r una nube de polvo levan­ tada por la caída de un asteroide de regular tam año, y la conse­ cuente dispersión del polvo en la atm ósfera p o r las corrientes de viento ocasionó el oscurecim iento. A un hoy la vida parece frágil ante las consecuencias de un mal uso y abuso de los re­ cursos naturales y los desequilibrios ecológicos, adem ás de la constante am enaza debida a nuestra falta de conciencia com o habitantes responsables del planeta. Por otro lado, los peligros de la vida en la T ierra los en co n tram o s en la T ierra m ism a y casi todos son causados p o r los seres hum anos. Vista desde el exterior, en un espacio lleno de radiación alta­ m ente energética, de partículas muy veloces, de bólidos en o r­ mes, la vida tam bién po d ría p arecer vulnerable, y en efecto lo sería, si no fuera por sus protectores naturales: la atmósfera, el cam po m agnético de la T ierra y, sorpréndase, Jú p iter! Discu­ tamos brevem ente cuáles son, o se ha creído que son, esos peli­ gros que de form a cataclísmica acabarían con nuestro paraíso terrenal y, a su vez, cóm o es que estamos protegidos, tam bién naturalm ente, y por qué es muy poco probable que tal cataclis­ mo ocurra en el m ediano plazo. IV. 5.1. La atmósfera terrestre: el colchón protector A finales del siglo xx se puso en boga el tem a de la destrucción de la Tierra, o al m enos de la vida en ella, com o resultado del im pacto de un m eteorito de gran tam año. Tratemos de ver, en esta sección, si eso es posible o probable, y si tenem os alguna protección. Veamos qué es lo que nos p o d ría caer encim a, si existe y dónde existe. Hay en el Sistema Solar una gran cantidad de asteroides de gran tam año. Se conocen aproxim adam ente 12 con diám etros mayores a 250 km; los tres más grandes son Ceres (1 020 km), Pallas (640 km) y Vesta (540 km). Además hay una gran canti­ 91

dad de asteroides m enores y sus tam años y núm ero se distribu­ yen aproxim adam ente com o se indica en la tabla iv.3. Tabla rv.3. La distribución de los asteroides Tamaño

Número

500000

>100 km >10 km >1 km

100000000000

< lkm

200 2 000

Parece haber suficientes cuerpos grandes que podrían hacer­ nos daño; sin em bargo, todos los más grandes conocidos perte­ necen al cinturón de asteroides situado entre M arte y jú p iter, y tien en órbitas circulares, p o r lo que no hay posibilidades de choque. Algunos asteroides, habiendo sido perturbados de su órbita original, pueden en principio proyectarse sobre los pla­ netas y grandes satélites. En efecto, com o hem os visto en la sec­ ción IV.3, esto o currió con m ucha frecu en cia en el pasado. l i n e a r es u n program a en el Instituto Tecnológico de Massachusetts destin ad o a la b ú sq u ed a de asteroides que p o d rían pasar dem asiado cerca de la T ierra y que am enazan con u n a colisión. Existen clasificados unos 120 asteroides que podrían parecer peligrosos en el futuro, quizá en las próxim as décadas. Esos 120 objetos tien en al m enos 200 m etros de d iám etro y, según el cálculo de su órbita, pasarán “suficientem ente cerca”, ¡a unos 7.5 m illones de kilóm etros! En 1997 se descubrió un asteroide, 1997XF11, cuya órbita habrá de pasar a 1 millón de kilóm etros de la Tierra, unas 3 veces la distancia de la Luna, el 26 de octubre de 2028. Si consideram os la tabla IV.3 debe ha­ b er más de un m illón de asteroides de más de 200 m etros; sin em bargo, sólo 120 parecen ten er órbitas tales que les perm iti­ rán aproxim arse a la T ierra, y au n así su acercam ien to no es verdaderam ente significativo. La conclusión evidente es que, si b ien en p rincipio nad a im pide que podam os sufrir u n a coli­ sión con un cuerpo de más de 200 m etros, la probabilidad de que ocurra es extrem adam ente baja. No sólo los asteroides son los cuerpos que pu ed en im pactar la T ierra; tam bién deberíam os co n tar los com etas. Com o los asteroides, los com etas fo rm an p arte del Sistem a Solar. Son 92

cuerpos livianos form ados p o r hielo, gas en estado m olecular (compuestos de C, H, O y N) y polvo (silicatos), de unos 10 ki­ lóm etros de diám etro. Cada vez que un com eta pasa en la cer­ canía del Sol, pierde un a gran cantidad de masa p o r evapora­ ción. Así que para que un com eta que im pacte sobre la Tierra tenga efectos catastróficos, éste tendría que ser un com eta nuevo, fresco, en una de sus prim eras pasadas p o r las regiones centra­ les del Sistema Solar. Por lo tanto, esto es muy poco probable. Y aun así, com parado con la gran masa de la Tierra, un com eta es “casi n a d a ” (refiérase el lector al epígrafe de este capítulo con la opinión de Gauss). En la sección siguiente verem os có­ mo, además, debido al lugar desde el que se originan los com e­ tas, éstos tienen que atravesar un escudo gravitacional antes de colarse hacia el interior del Sistema Solar. El im pacto con un asteroide o com eta de grandes proporcio­ nes, aunque muy im probable en la escala de tiem po en que ha h ab ido vida en la T ierra, es posible. D u ran te los billones de años del Sistem a Solar, el evento seg u ram en te ha o cu rrid o varias veces. En la historia reciente, algunos especialistas pien­ san que el gran im pacto en el bosque siberiano de Tunguska en 1908 fue la colisión de un cometa. El im pacto con un cuer­ po de 200 m etros, sin d u d a te n d ría efectos catastróficos para la región d o n d e chocara y te n d ría consecuencias clim áticas globales para la Tierra, pero no term inaría con la vida com ple­ tam ente. N uestra protección natural contra los impactos es la atmósfe­ ra. Esa capa densa de aire que se ex tien d e hasta unos 1 500 kilómetros sobre la superficie y que hizo que la vida fuera posi­ ble, le da abrigo y protección. D urante su caída hacia la super­ ficie de la Tierra, un m eteorito atraviesa la atmósfera. Por fric­ ción con el aire, su propia superficie se calienta y se funde. La mayoría de los m eteoritos que caen hacia la Tierra actualm en­ te son muy pequeños, m illones de ellos de m enos de un kilo­ gram o son atrapados p o r la T ierra cada año y se desintegran m ucho antes de llegar al suelo. Los más grandes son frenados p o r la atm ósfera: la presión del aire sobre la cara de ingreso tiende a partirlos y luego los fragm entos pequeños se desinte­ gran. En el caso de los m eteoritos de alto contenido de hierro y de m ayor tam año, la atm ósfera no logra partirlos, sólo los fu n d e parcialm ente p ero alcanzan el suelo a velocidades de 93

unas pocas decenas de kilómetros p o r segundo. Por suerte esos m eteoritos son ahora muy escasos. La atm ósfera tam bién protege la vida de la radiación de alta en erg ía q ue em ite el Sol. Este, com o todas las estrellas de tem peraturas mayores a los 4 000 grados, em ite u n a parte im­ portante de radiación ultravioleta. Los fotones correspondien­ tes a esta radiación poseen energías capaces de ro m p er las m oléculas com plejas necesarias p ara las form as de vida supe­ riores y de p ro d u cir q u em ad u ras en los seres vivos. Sin la atm ósfera, la radiación acabaría con cualquier form a de vida en poco tiem po. IV. 5.2. El campo magnético terrestre: nuestro escudo En la co ro n a solar se liberan partículas cargadas, p ro to n es y electrones, que viajan librem ente a velocidades muy altas. Las partículas que abandonan el Sol constituyen el viento solar. Este se dispersa p o r el Sistema Solar. A su paso p o r la Tierra las par­ tículas tienen velocidades de 300 a 500 kilóm etros p o r segun­ do, y su densidad es de 5 a 10 partículas p o r centím etro cúbico. Si estas partículas lograran alcanzar a los seres vivos en la superficie terrestre, éstos m orirían a causa del m icrobom bardeo continuo e intenso a lo largo de miles de m illones de años. A fortunadam ente la T ierra tiene un cam po m agnético inten­ so. Las partículas del viento solar que tien en carga eléctrica son atrapadas p o r el cam po m agnético y q u ed an o rb itan d o alrededor de las líneas de campo. Las líneas de cam po las con­ ducen hacia los polos m agnéticos, que están muy cerca de los polos geográficos de la T ierra y p o r ah í descienden e interactúan con la alta atm ósfera terrestre. U n efecto bien conocido de esa interacción son las auroras australes. El campo magnético terrestre es un escudo que protege a los seres vivos de los efec­ tos devastadores del viento solar. El cam po m agnético de la T ierra es generado p o r el núcleo terrestre, cuyo contenido de hierro es muy alto y su conductivi­ dad eléctrica tam bién. La rotació n de la T ierra h ace que el núcleo actúe com o un gigantesco dinam o y que el eje m agnéti­ co esté casi alineado con el eje de rotación.

94

IV. 5.3. Júpiter: el hombre mosquito

En su libro Maya, Jostein G aarder relata u n a costum bre pecu­ liar de los reyes polinésicos. Por las noches se hacían velar el sueño de un hom bre graso cuya única función era estar ahí. Su cuerpo suculento sería la principal atracción para los m osqui­ tos que así, distraídos, dejarían dorm ir en paz al rey. Los cuerpos que pudieran representar u n peligro para la Tie­ rra en el caso de una colisión catastrófica se en cu en tran en tres regiones más o m enos bien definidas del Sistema Solar: la co­ nocida región del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter; la nube de O ort que se encuentra a casi 50 000 UA del Sol y de don­ de se piensa que provienen todos los cometas de largo periodo, y el llamado cinturón de Kuiper. Este último es una región situada más allá de la órbita de N eptuno, entre 30 y 50 UA de distancia del Sol, cuyos prim eros m iem bros se descubrieron en 1992. Se conocen alrededor de 300 cuerpos en esa región y se calcula que deben existir aproxim adam ente 35 000 con diámetros mayores a 100 kilómetros. Se piensa que es la fuente de los cometas de cor­ to periodo y que Plutón es sólo el más grande conocido entre esos cuerpos, llamados objetos transneptunianos o plutinos, por la semejanza con el planeta. Los más grandes conocidos apare­ cen esquem atizados en la figura iv.io, d o n d e cabe destacar a Varuna, de 900 kilómetros de diámetro, como el más grande des­ pués del famoso planeta doble form ado p o r Plutón y Caronte.

F i g u r a r v . ío.

Objetos transneptunianos, también llamados plutinos. Se cono­ cen 300 y los que aquí se muestran son los más grandes. Quizá Plutón y Caronte comparten su origen con esa familia de cuerpos en el Sistema Solar. (Dibujo de Rubén Aguilar.) 95

Además de estos cuerpos, entre las órbitas de Jú p ite r y Neptu n o se conocen otros nueve a los que se les designa los C en­ tauros y se cree que son cuerpos escapados del cinturón de Kuip er y atrapados e n tre J ú p ite r y N eptuno. El más g ran d e es Chirión, de 170 kilómetros de diám etro. Pues bien, todos los cuerpos de las regiones arriba m encio­ nadas son sujetos a ser perturbados gravitacionalm ente ya sea p o r J ú p ite r o los otros grandes planetas, o p o r u n a com bina­ ción de ellos e, incluso, en el caso de los lejanos de la nube de O ort, p o r estrellas cercanas. Estas p ertu rb acio n es m odifican sus órbitas circunsolares y p u ed en p recipitarse hacia el Sol com o com etas en órbitas muy excéntricas. Si C hirión fuera perturbado, con sus 170 kilóm etros, sería u n o de los com etas más espectaculares que pudiera verse. Entonces, es posible que la T ierra sufra una colisión con uno de estos cuerpos du ran te su caída hacia el Sol; es cierto, pero no muy probable. Además, conviene siempre tener un herm ano grande que lo cuide a u n o de posibles agresiones. N osotros tenem os varios, los cuatro planetas jovianos, Júpiter, Saturno, U rano y N eptuno, que hacen las veces de escudo gravitacional, la aspiradora que recoge las partículas peligrosas. Es m ucho más p robable que u n bólido se p recip ite sobre u n o de estos gigantes a que golpee u n o de los pequeños planetas terrestres ubicados en el interior del Sistema Solar. En 1995 fuimos testi­ gos de u n gran im pacto sobre Júpiter, el del com eta Shoemaker-Levi. No hem os presenciado o tro im pacto equivalente en o tro planeta desde que la hu m an id ad tiene m em oria o desde que ha sido capaz de predecir y observar eventos como ése. Des­ de luego que la posibilidad de ser golpeados p o r un cuerpo de gran tam año no p u ed e ser excluida totalm ente, pero es claro que contam os con u n a p ro tecció n n atu ral, con un gigantón como Jú p iter velando nuestro sueño, un hom bre mosquito que tiene que ag u an tar las picaduras p ara que nosotros podam os despertar frescos y sanos para otra m añana de vida en la Tierra. Después de los cuatro prim eros capítulos de este libro parece claro que la vida no se puede gen erar en cualquier parte, ni de form a espontánea, sino en algún lugar donde converjan ciertas condiciones físicas y químicas del m edio am biente y com o con­ secuencia de reacciones fisicoquímicas adecuadas. Así que si nuestro fin es buscar alguna form a de vida extra­ 96

terrestre, para albergar la esperanza de te n e r éxito algún día deberem os buscar en los sitios adecuados. Buscarla, p o r ejem­ plo, en la superficie de u n a estrella es inútil, son dem asiado calientes para p erm itir la form ación de m oléculas suficiente­ m ente complejas, así tam bién es poco probable encontrarla en el m edio interestelar, d o n d e las densidades del m aterial son bajas, lo mismo que la tem peratura. Puesto que el único ejem plo que tenem os de vida se dio exi­ tosam ente en un planeta alrededor de u n a determ inada estre­ lla y en condiciones ahora bien conocidas p o r nosotros, lo más lógico es buscarla en otros sitios parecidos al nuestro, es decir, en planetas alrededor de estrellas parecidas al Sol, pero ¿exis­ ten otros planetas alrededor de otras estrellas? En el siguiente capítulo describirem os u n o de los descubri­ m ientos más sensacionales de finales del siglo xx, los planetas extrasolares, quizá uno de los de mayor significado en nuestra búsqueda de vida en otros lugares del Universo.

V. ¿En d ónde podem os en co n trar extraterrestres? Hay un número infinito de mundos, parecidos y diferentes al nuestro. Si como se ha probado, el número de átomos es infinito, no hay obs­ táculo para que el número de mundos también lo sea... Epicuro (341-270 a.c.) No hay más mundos que uno. A r is t ó t e l e s

(384-322 a.c)

a s t a 1995 las ideas que tuvimos sobre la form ación de un sis­ tem a planetario, su estructura y su evolución, estaban basadas en el único ejemplo que teníamos, nuestro Sistema Solar. Sin em­ bargo, en ese año se descubrieron planetas alred ed o r de otras estrellas parecidas al Sol. Desde el p rim er p lan eta extrasolar descubierto por Michael Mayor y Didier Queloz del Observato­ rio de Ginebra, Suiza, alrededor de la estrella 51 Pegasus, y hasta

H

97

el m om ento en que estas líneas son escritas, se han descubierto ya planetas alrededor de unas sesenta estrellas. El estudio deta­ llado de las características de esos planetas, sus masas, la dis­ tancia a su estrella, la excentricidad de sus órbitas (o grado de c irc u la rid a d ), ha revelado p ro p ied ad es tan so rp ren d en te s e inesperadas que parecen indicar que nuestro sistema planeta­ rio es quizá peculiar entre los posibles sistemas planetarios que p u ed en form arse. E videntem ente, el descubrim iento de esos planetas extrasolares ha alim entado en orm em ente la esperan­ za de en contrar vida extraterrestre en algún otro sitio. Sin em ­ bargo, sus pro p ied ad es im p o n en u n a serie de lim itaciones y condicionantes para que la vida se genere en m uchos de ellos. En este capítulo tratarem o s más d etallad am en te cóm o han sido descubiertos y estudiados, sus propiedades generales y los proyectos para su subsecuente estudio a m ediano plazo, en conexión con la búsqueda de evidencias de vida. M ucho antes de que el ser h u m an o ad q u iriera u n a noción más o m enos sólida de las dim ensiones del Universo, ya intuía que era muy grande y que contenía un enorm e núm ero de es­ trellas. Hace falta sólo u n poco de sentido com ún, im pulsado p or el entusiasmo, el optim ism o y la im aginación, para pensar que h ab ien d o tantas estrellas, no d eb ería h ab er u n a razón para que el caso Sol-Tierra-Nosotros fuera único y que, p o r lo tanto, en algún otro lugar debe haber otro más. El argum ento an te rio r sobre la en o rm id ad del Universo y sus incontables estrellas com o causa suficiente p ara que exista vida en otros lugares, incluso ahora, es irrefu tab le, p ero su dem ostración estricta es muy difícil: ¿dónde están los demás?, y ¿cómo buscar­ los? A lgunos de los prim ero s p en sad o res que co n cib iero n la posibilidad de otros m undos y tuvieron el valor y la poco afor­ tunada idea de hacer públicas sus especulaciones, sufrieron la persecución, e incluso la m uerte, a m anos de los dogm áticos, congregados casi siem pre en grupos religiosos que señalaban que ni la creación de otros m undos ni la del hom bre en otras partes, estaba prevista en las Escrituras. A éstos, en general, les gustaba creerse únicos y elegidos p o r u n ser suprem o. El dog­ m a y el m iedo h an sido, a lo largo de la historia de la vida en este rincón del Universo, los obstáculos más grandes para el flo­ recim iento de las ideas, el espíritu y el conocim iento del m un­ do que nos rodea. Víctim a de la in to leran cia fue G iordano 98

Bruno (1548-1600) que en su libro De Immenso et innumerabilibus] refuta prolijam ente los argum entos de Aristóteles sobre la finitud del m undo y sostiene que el Universo es infinito, e infi­ nita la m ultiplicidad de m undos en él. Muchas de sus ideas han resultado predicciones exactas de la n atu raleza del m undo, p or ejemplo, el achatam iento en los polos de la Tierra, la rota­ ción del Sol y que las estrellas fijas son “soles”. Convencido de la infinidad de m undos o la existencia de planetas alred ed o r de otras estrellas, fue procesado p o r la Santa Inquisición y que­ m ado vivo en 1600 p o r sus ideas heréticas. H ab rían de pasar casi 400 años para finalm ente dem ostrar que su idea de la exis­ tencia de otros m undos o planetas no era sino otra más de sus predicciones acertadas. El lector notará que en este capítulo hay más preguntas que respuestas, pero en el proceso de preguntarnos y buscar la res­ puesta, seguram ente nos aproxim am os irrem ediablem ente a la verdad; así es com o fu n cio n a el desarrollo intelectual h u m a­ no, a veces incluso, dan d o traspiés antes de e n co n trar la ruta correcta. V. 1.

P lanetas

en o tr a s estrella s

Si se hace un recuento del desarrollo intelectual y el aum ento del conocim iento h u m an o en intervalos de 100 años, la p ro ­ gresión, que ha sido muy acelerada, hace que veamos al siglo xix tan atrás que casi parece la preh isto ria, sobre to d o si de astronom ía se trata. En efecto, durante el siglo xx el ser hum a­ no adquirió u n a com p ren sió n p ro fu n d a del m u n d o que lo rodea, en la T ierra y fuera de ella, en los rincones más recón­ ditos del Universo, sin que esto qu iera d ecir que lo ap ren d ió todo y que no q u ed ó nad a p o r saber; ¡desde luego que no! Pero el detalle con que hoy conocem os algunos procesos de la n aturaleza es notable. P or supuesto que ese apren d izaje del siglo xx fue posible gracias al co n o cim ien to ad q u irid o , más lentam ente sin duda d u ran te los siglos anteriores. Es muy difí­ cil ju z g a r cuál ha sido el descu b rim ien to más im p o rtan te o espectacular del siglo xx. D epende del p u nto de vista: algunos 1Su título com pleto es: De innumerabilibus, immenso et infigurabili: sive universo el muñ­ áis libri octo (1591). 99

dirán que fue en la m edicina, otros en la econom ía, otros más en la sociología y el m anejo y co n tro l de la m entalidad de las masas, etc. Pero si hablamos del tem a que nos ocupa, esto es, el problem a de la vida en el Universo, parece claro que el descu­ brim iento hecho durante la últim a década del siglo xx, de pla­ netas alrededor de otras estrellas, es u n o de los más significati­ vos y que más sorpresas nos prom ete para las prim eras décadas del siglo xxi. ¡Finalm ente ap areciero n los tan ensoñados planetas en el resto del Universo!, y ¿por qué no?, los sitios adecuados, quizá, para la form ación de vida en otras partes. Por fin sabemos d ó n ­ de m irar, d ó n d e co n tin u a r b uscando la vida e x tra terrestre y en ten d er m ejor sus misterios y sus reglas naturales.

V. 1.1. E l descubrimiento

Los prim eros planetas extrasolares se descubrieron, sorpresiva­ m ente, alrededor de un pulsar. En 1992 A lexander Wolszczan y Dail Frail anunciaron el descubrim iento de dos cuerpos, de di­ m ensión parecida a la de la Tierra, en órbitas del tam año de la de M ercurio, alrededor del pulsar P1257+12. Posteriorm ente descubrieron un tercer cuerpo del tamaño de la Luna y quizá un cuarto cuerpo del tam año de Saturno. Otros pulsares con plane­ tas confirm ados son PSR B1620-26, PSR 0329+54 y PSR 1828-11. Todos tienen más de dos planetas de masas desde parecidas a la de la Tierra, hasta pocas veces la de Júpiter. Si recordam os lo que vimos en la sección II.4.2, no dejará de sorprendernos que alre d ed o r de un pulsar, d o n d e ha ex plotado u n a supernova, haya sido posible fo rm ar planetas. Algunas características de esos pulsares perm iten inferir que provienen de una de las es­ trellas de un sistema binario cuyas dos estrellas están muy cer­ canas entre sí. U na de las dos crece com o resultado de su evo­ lución y transfiere m aterial a la m enos masiva, y ésta explota com o supernova. Parece poco probable que, si ya existían pla­ netas antes de la explosión, hayan podido sobrevivir al cataclis­ mo. Es más probable que el pulsar haya conservado m aterial suficiente a su alrededor para reconstituir un disco circumpulsar, del cual se form aron los planetas, es decir, después de la ex­ plosión de la supernova. Podríam os decir que son en to n ces 10 0

planetas de segunda generación. Es poco probable, sin em bar­ go, que esos planetas contengan trazas de vida debido a la gran radiación ultravioleta, de rayos X y rayos y em itida p o r el pul­ sar. Discutamos entonces los sistemas planetarios alrededor de estrellas más parecidas al Sol, que quizá sean los más prom iso­ rios para la generación de vida. M *

,

■ CM

—á

El centro de masa de dos cuerpos de la misma masa (CM) está a la mitad de la distancia entre ellos. Si uno es más masivo que el otro, el CM se desplaza hacia el cuerpo más masivo. Si uno de los cuerpos es mucho más masivo que el otro, el CM está muy cerca del centro del cuerpo masivo como en el caso de una estrella con un planeta. En todos los casos ambos cuerpos orbitan alrededor del CM. En el último caso la estrella masiva parece oscilar alrededor del CM. (Dibujo de Rubén Aguilar.)

F i g u r a v .i.

En 1995 M ichel Mayor y D idier Q ueloz del O bservatorio de G inebra, Suiza, anunciaron la detección de un cuerpo masivo alrededor de la estrella 51 Pegasus, que es una estrella de tem ­ p e ra tu ra y masa casi idénticas a las del Sol. ¿Cómo lograron detectarlo? El principio en el que se basa su m étodo de detec­ ción lo podem os en te n d e r m ejor si p o r el m om ento im agina­ mos dos cuerpos orbitando uno alrededor del otro. En realidad, en un sistema de dos cuerpos uno no órbita alrededor del otro sino que am bos orbitan alred ed o r del cen tro de masa del sis­ tem a. Si los cuerpos tienen la mism a masa, el cen tro de masa está justam ente a la m itad de la distancia entre ellos. Si uno es 101

más masivo que el otro, el cen tro de masa está p ro p o rcio n al­ m ente más cerca del centro del cuerpo más masivo. Si la dife­ rencia entre las masas es muy grande, el centro de masa estará prácticam ente en el centro del cuerpo masivo. Este últim o es el caso del sistema Sol-Tierra. La diferencia de masas es tan abru­ m adoram ente grande, que el centro de masa está prácticam ente en el centro del Sol y, p o r eso, siem pre se dice que es la Tierra la que ó rbita alre d e d o r del Sol. Si consideram os de m an era sim ilar el sistem a Júpiter-Sol, el efecto de J ú p ite r en el Sol es más notorio que el de la Tierra. La masa de Jú p ite r es un milé­ simo de la del Sol, por lo que la órbita del Sol alrededor del cen­ tro de masa com ún, es mil veces m enor que la de Júpiter. En el caso de una estrella con una com pañera de masa simi­ lar, su velocidad, que podem os m ed ir p o r m edio de la espec­ troscopia en la Tierra, varía a m edida que la estrella se mueve en su órbita alrededor del centro de masa com ún, que está en algún pun to entre las dos estrellas. Si su com pañera tiene poca masa, el centro de masa estará muy cerca del centro de la estre­ lla, por lo que el movimiento orbital de ésta será tam bién pro­ porcionalm ente más pequeño, las variaciones de velocidad que nosotros midamos serán pequeñas tam bién y, p o r lo tanto, difí­ ciles de medir. Si u na estrella tiene un planeta con u n a masa parecida a la de Júpiter, es decir unas 1 000 veces m enor que la de la estrella, las oscilaciones que éste produce sobre la estrella serán extrem adam ente pequeñas y muy difíciles de m edir des­ de la Tierra. Lo que Mayor y Queloz lograron, fue precisam ente eso, m edir las pequeñísim as oscilaciones de la estrella 51 Pegasus producidas por la presencia de otro cuerpo m ucho m enos masivo, q ue resultó ser un p la n eta de m asa parecid a a la de Júpiter. El ángulo de la oscilación descrita p o r el centro de 51 Pegasus es tan pequeño com o el de u n a m oneda de dos centí­ m etros vista desde 10000 kilóm etros de distancia. Para m edir las variaciones de velocidad en una oscilación tan pequeña, es necesario que la precisión en las mediciones de la velocidad de la estrella sea muy alta. La técnica de Mayor y Queloz, después ad o p tad a p o r otros grupos, consiste en co m p arar la posición de las líneas espectrales de la estrella con m uchas líneas espec­ trales producidas en el laboratorio, y m edir el corrim iento de unas con respecto a las otras, producido por el conocido efecto Doppler, o corrim iento de la frecuencia de la luz de un cuerpo 1 02

que se mueve. La precisión de sus determ inaciones es de unos pocos m etros por segundo, que es com o ser capaz de m edir la velocidad de una bicicleta a la distancia de la estrella. Las variaciones de velocidad de la estrella p u ed en ser estu­ diadas a la luz de las leyes de Kepler, que describen las propie­ dades de dos cuerpos q u e o rb itan u n o alre d e d o r del otro, y con las que se puede calcular la masa del cuerpo que produce las variaciones (aunque el cuerpo no sea visible) y las propieda­ des de su órbita, com o su form a y p erio d o . El resultado de Mayor y Queloz sorprendió a todo el m undo: se trataba de un p laneta de masa com o la de Júp iter, p ero o rb itan d o a sólo el 5% de la distancia de la Tierra al Sol, com o si en nuestro Siste­ m a Solar, Jú p ite r o rb itara unas 8 veces más cerca del Sol que M ercurio, con un periodo de sólo 4 días. Posteriorm ente a este descubrim iento y con técnicas simila­ res, se inició u na búsqueda de planetas alred ed o r de estrellas seleccionadas. Esta se ha hecho principalm ente en estrellas de tem peraturas y masas similares a las del Sol, do nd e se cree que se podrían encontrar planetas parecidos a la Tierra. El trabajo ha sido muy fructífero y desde 1995 hasta la fecha, los m últi­ ples grupos dedicados a esta lab o r h an e n co n trad o planetas alred ed o r de 67 estrellas (hasta abril de 2001), y en varias de ellas se ha detectado más de un planeta.

V. 1.2. ¿Cómo son los planetas descubiertos en otras estrellas ? Todos los planetas descubiertos alred ed o r de estrellas pareci­ das al Sol, tienen masas entre 0.5 y 15 veces la de Júpiter, todos son enorm es. Esto no significa que no haya planetas más pe­ queños, com o la Tierra; po d ría o no haberlos, p ero la técnica actual de detección está lim itada y sólo es capaz de percibir las oscilaciones producidas en la estrella p o r un p lan eta grande. Los planetas pequeño s casi no p ertu rb a n a la estrella, p o r lo que no podem os detectarlos. A esta lim itación de u n a técnica de detección se le llama un efecto de selección, puesto que la téc­ nica misma nos em puja hacia sistemas de ciertas cualidades e inhibe el descubrim iento de otros. Bueno, veamos qué sabemos de esos enorm es planetas y, posteriorm ente, cóm o podríam os encontrar planetas más “terrestres”. 103

En aproxim adam ente 70% de los sistemas descubiertos hay un planeta masivo de al m enos la m itad de la masa de Júpiter, y a u na m en o r de u n a u nidad astronóm ica (UA) de su estrella. En casos extrem os, el planeta gigante está a sólo 1 /1 0 UA y en consecuencia, sus periodos orbitales son inferiores a 10 días. Los casos más extrem os son los de las estrellas HD 162020 y HD 217107, cuyos planetas de p o r lo m enos 13 y 1.3 veces la masa de Júpiter, con periodos orbitales de 8.4 y 7.1 días respec­ tivam ente, están a sólo 0.07 UA de la estrella. Tam bién hay m uchas estrellas con planetas tan grandes com o Saturno (0.3 la masa de Júpiter) muy cercanos a la estrella, com o podem os com probarlo en la tabla v.i con los datos orbitales de todos los planetas hasta ah o ra descubiertos. En la figura v .2 se ilustran las distancias m edias a su estrella y las masas m ínim as de m uchos de los planetas conocidos. Estos resultados nos sor­ p renden, pues las teorías de form ación planetaria no preveían la form ación de un planeta tan grande, tan cerca de la estrella, p ero es necesario reco n o cer que las teorías de form ación de sistemas planetarios estaban basadas hasta 1995, en el único ejem plo del que disponíam os: n u estro sistem a p la n etario . Los nuevos sistemas planetarios han promovido ya el desarrollo de nuevas teorías y la com prensión de la dinám ica de los discos planetarios. E n ten d er cóm o se form aron esos sistemas y saber si el nuestro es com ún o peculiar, nos ayudará a vislum brar las posibilidades de vida en algunos de esos sistemas planetarios. Los sistemas nuevos nos han d ad o fu n d am en talm en te dos sorpresas: a) la existencia de planetas más masivos que Jú p ite r a distancias increíblem ente cortas de su estrella, m ucho m eno­ res que la distancia Tierra-Sol e incluso M ercurio-Sol, y b) la existencia de planetas gigantes con órbitas muy excéntricas, o sea muy alargadas, m ucho más incluso que la de Plutón en nues­ tro Sistema Solar. U n pequeño planeta com o Plutón con órbita excéntrica no causa preocupación, pues no p ertu rb a m ucho a nadie, p ero si el excén trico es u n p la n eta de varias veces la masa de Jú p iter, la cosa es peligrosa. En sus giros alargados alre d ed o r de su estrella, el e n cu e n tro con otros cuerpos será necesariam ente frecu en te y con su en o rm e m asa deja poco lugar para que un planeta com o la Tierra, se establezca en una pacífica órbita circular. Com o ya dijim os en la sección IV.4.4, n uestra existencia es posible gracias a que J ú p ite r y la T ierra 104

Esquema de planetas extrasolares conocidos. Se indica su masa en la (teJúpiter y la distancia a su estrella en unidades astronómicas. (Figura de Rubén Aguilar.)

F i g u r a v .2 .

tienen órbitas ordenadas y circulares. Dos ejem plos extrem os de sistemas con planetas grandes y excéntricos son HD 168443 o HD 202206, pero hay muchos más (véase tabla v.i). No se han descubierto planetas a distancias mayores de 3.5 UA. En nues­ tro sistema, Jú p iter está a 5.2 UA. Com pare con los datos de la tabla iv.2, que contiene las distancias de los planetas al Sol. Estos resultados nos causan gran sorpresa porque muy cerca de la estrella, a distancias m enores de 1 UA, la tem peratura es muy alta y eso inhibe la form ación de granos de polvo que den 105

origen a planetesim ales grandes, que constituirían, con el paso del tiem po, los núcleos de planetas grandes. P or la m ism a razón hay poco gas que p erm ita ag lo m erar u n a envolvente masiva, com o la de Jú p ite r o aun mayor. En cuanto a las órbi­ tas, esperaríam os órbitas circulares, pues los planetesim ales que p o r im pacto p u d ie ra n desviar la ó rb ita del planeta, son m ucho más p eq u eñ o s que los planetas, y p o rq u e u n p lan eta con alta excentricidad en un disco denso tiende a circularizar su órbita en poco tiem po. ¿Cómo es posible entonces que un planeta tan masivo se encuentre tan cerca de la estrella y m an­ tenga una órbita excéntrica? ¿Cómo explicarlos? T abla

v .i .

Planetas extrasolares conocidos (al día, en abril 2001)

Estrella

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28

HD83443 HD46375 HD179949 HD187123 TauBoo BD-103166 HD75289 HD209458 51Peg UpsAndb HD 168746 HD217107 HD 162020 HD 130322 HD108147 HD38529 55Cnc HD13445=GJ86 HD 195019 HD6434 HD 192263 HD83443c GJ876c RhoCrB HD74156b HD168443b GJ876b HD121504

106

Masa mínima

Periodo (d)

Distancia a la estrella (UA)

Excentricidad

0.34 0.25 0.93 0.54 4.14 0.48 0.46 0.63 0.46 0.68 0.24 1.29 13.73 1.15 0.35 0.77 0.93 4.23 3.55 0.48 0.81 0.17 0.56 0.99 1.55 7.64 1.89 0.89

2.986 3.024 3.092 3.097 3.313 3.487 3.508 3.524 4.231 4.617 6.400 7.130 8.420 10.720 10.880 14.310 14.660 15.800 18.200 22.090 24.350 29.830 30.120 39.810 51.610 58.100 61.020 64.620

0.038 0.041 0.045 0.042 0.047 0.046 0.048 0.046 0.052 0.059 0.066 0.072 0.072 0.092 0.098 0.129 0.118 0.117 0.136 0.154 0.152 0.174 0.130 0.224 0.276 0.295 0.207 0.317

0.08 0.02 0.00 0.01 0.02 0.05 0.00 0.02 0.01 0.02 0.00 0.14 0.28 0.05 0.56 0.27 0.03 0.04 0.01 0.30 0.22 0.42 0.27 0.07 0.65 0.53 0.10 0.13

T a b la v . i . Estrella

29 HD178911B 30 HD16141 31 H D 114762 32 HD80606 33 70Vir 34 HD52265 35 HD1237 36 HD37124 37 HD82943c 38 HD8574 39 HD 169830 40 UpsAndc 41 HD12661 42 HD89744 43 HD202206 44 HD 134987 45 HD17051=IotaHor 46 HD92788 47 HD28185 48 HD 177830 49 HD27442 50 HD210277 51 HD82943b 52 HD 19994 53 HD222582 54 HD141937 55 HD 160691 56 HD213240 57 16CvgB 58 HD 10697 59 47UMa 60 HD 190228 61 HD50554 62 UpsAndd 63 HD106252 64 HD 168443c 65 14Her 66 HD74156c 67 EpsEri

Masa mínima

6.46 0.22 10.96 3.43 7.42 1.14 3.45 1.13 0.88 2.23 2.95 2.05 2.84 7.17 14.68 1.58 2.98 3.88 5.59 1.24 1.42 1.29 1.63 1.83 5.18 9.69 1.99 3.75 1.68 6.08 2.60 5.01 4.91 4.29 6.81 16.96 4.05 7.46 0.88

(continuación) Periodo (d)

71.500 75.800 84.030 111.800 116.700 119.000 133.800 154.800 221.600 228.800 230.400 241.300 250.500 256.000 258.900 260.000 320.000 337.000 385.000 391.000 426.000 436.600 444.600 454.200 576.000 658.800 743.000 759.000 796.700 1074.000 1084.000 1127.000 1279.000 1308.500 1500.000 1770.000 2000.000 2300.000 2518.000

Distancia a la estrella (UA)

0.326 0.351 0.351 0.438 0.482 0.493 0.505 0.547 0.728 0.756 0.823 0.828 0.795 0.883 0.768 0.810 0.970 0.969 1.000 1.100 1.180 1.120 1.160 1.260 1.350 1.480 1.650 1.600 1.690 2.120 2.090 2.250 2.380 2.560 2.610 2.870 3.170 3.470 3.360

También se han encontrado seis sistemas con más de un plane­ ta (véase tabla v.i): HD 83443, Upsilon Andromedae, HD 82943, HD 75156, GJ 876 y HD 168443. Sus masas están indicadas en la figura v.2. Con excepción de HD 83443, que sus dos planetas son poco masivos, en estos sistem as hay al m enos un p lan eta con masa superior a la de Jú p iter y con órbita muy excéntrica, m ayor a 0.20. Por razones que ya hem os dado, u n o esperaría que tales sistemas no sean estables. En p articu lar U psilon A ndróm eda, con dos de sus tres planetas ex trem ad am en te excéntricos, o HD 82943, con dos planetas com o J ú p ite r al interior, de 1 UA y órbitas dos veces más alargadas que la de Plutón, resultan difíciles de concebir como estables y probable­ m ente se encuentren en u n a etapa transitoria breve de su evo­ lución. Las teorías que buscan explicar cómo han sido posibles estos sistem as están en desarrollo actualm ente. D iscutam os b revem ente algunas ideas sobre su origen y evolución, pues resultarán de gran interés para la búsqueda de un lugar donde pudiera haber brotes de vida.

V.1.3. Algunas explicaciones de los sistemas descubiertos U na explicación alternativa a la formación in situ de los planetas gigantes cercanos a su estrella, es que el planeta no se haya for­ m ado ahí, do n d e se en cu en ta ahora, sino que haya em igrado desde su posición original de form ación. Para explicar eso, es necesario encontrar un mecanismo que lo acelere y lo haga caer hacia la estrella. Parece haber al menos dos posibilidades, a) Un encuentro gravitacional cercano con otro planeta grande en el que los participantes salen disparados hacia la estrella, o bien escapan de la atracción gravitacional de su estrella y se van del sistema. En el prim er caso, el planeta puede acercarse m ucho a la estrella y hasta caer en ella alteran d o algunas p ropiedades de la estrella, com o su com posición quím ica. En el segundo cabe especular que te n d rían que existir planetas erran tes sin asociación a estrella alguna. Si éstos existen, es muy difícil des­ cubrirlos pues com o no generan energía, o muy poca, son muy opacos, y aislados no evidencian su presencia en otro cuerpo, b) La otra posibilidad es que el planeta en las prim eras etapas del sistema planetario órbita sobre un disco de material denso, 108

que lo frena, lo hace p erd er m om ento angular y caer hacia el interior del sistema. O bien, que el planeta en formación genera ondas de densidad en el disco, com o olas, que p ertu rb a n a otros planetas en form ación y los sacan de sus órbitas circulares. La interacción por efectos de m area entre un gran planeta y su estrella tienden a hacer circulares las órbitas. Si adem ás con­ sideram os que la interacció n en tre planetas excéntricos es m ucho m ayor que si tuvieran órbitas circulares, en to n ces la existencia de planetas muy excéntricos, sobre todo en sistemas m últiples, sugiere que los sistem as son jóvenes pues no han tenido tiem po de circularizar sus órbitas o de dispersarse unos a otros por encuentros gravitacionales. En un sistema donde uno o varios planetas masivos giran en órbitas alargadas, los planetas pequeños tien en poca posibili­ dad de sobrevivir, pues tarde o tem prano serán arrojados hacia la estrella o engullidos p o r los gigantes o, incluso, lanzados fuera del sistema. Así que en esos sistemas con alguna eviden­ cia de gigantes em igrantes a lo ancho del mismo, no parece ha­ b e r posibilidades de que exista un p la n eta com o la T ierra, a m enos de que los planetas p eq u eñ o s y el o rd en am ien to ocu­ rran posteriorm ente en edad avanzada del sistema. ¿Es posible que los sistem as recien tem en te descubiertos estén en etapas tem pranas de su evolución y que el nuestro sea un sistema más viejo y, p o r lo tanto, más ordenado? En ese caso la form ación de planetas más pequeños, com o los terrestres en nuestro siste­ ma, h a b ría sido d esp u és de la ép o ca de los sú p e r Jú p ite r. ¿Por qué nuestro sistema no tiene uno o varios súper Júpiter? En prin cipio, S aturno, U ran o y N ep tu n o p u d ie ro n h a b e r creci­ d o más si se h u b ie ra n form ad o en un disco p ro to p lan eta rio más masivo o que h u b ie ra d u rad o más tiem po alim en tan d o con más m aterial a los planetas, en cuyo caso nuestro sistema tendría cuatro enorm es planetas y la interacción en tre ellos en algún m om ento habría provocado que tuvieran órbitas excén­ tricas, que h ab ría n desbalanceado a los planetas m enores. E ntonces, casi seguram en te no estaríam os aquí. ¿Es posible que en nuestro sistema haya habido uno o varios súper Jú p iter excéntricos en el pasado, quizá ya caídos en el Sol hace m ucho tiem po, que p erm itiero n que los planetas más pequeños, supuestam ente form ados posteriorm ente, al final se establecie­ ran en órbitas circulares? 109

De acuerdo, lo an terio r es muy especulativo, p ero p ara esas preguntas nos gustaría ten er respuestas y para ob ten er algunas nociones, com o siempre, la ciencia buscará evidencias. Veamos dónde. Prim ero, algunas conjeturas: parece razonable que la presencia o ausencia de planetas muy masivos se deba a la can­ tidad de material en el disco del que se form aron y a la edad del mismo. Si la época de los súper Jú p ite r corresponde a una fase tem prana en un sistema planetario, que term ina con la disper­ sión gravitacional de los grandes planetas hacia la estrella en ór­ bitas muy elípticas, o al ab an d o n o del sistema, es posible en ­ tonces que los sistemas descubiertos hasta ahora sean muestras de sistemas planetarios en diversas, y posiblem ente tem pranas, fases de su evolución. La falta de sistemas como el nuestro, con planetas de m enor tamaño y en órbitas circulares, es un efecto de selección p o r la técnica de descubrim iento que sólo es capaz de detectar planetas grandes. Así que, au n q u e muy probable­ m ente haya otros sistemas más parecidos al nuestro, con plane­ tas pequeños, no sabemos aún dónde están y cóm o son. Si u n p la n eta p u d o em ig rar hasta las inm ediaciones de la estrella, ¿podría tam bién caer en la estrella en el curso de algu­ nos m illones de años? Algunos investigadores piensan que m ientras exista el disco protoplanetario denso, el planeta caerá irrem isiblem ente hacia la estrella. P ero los discos suelen disi­ parse en unos 10 millones de años después de form ada la estre­ lla y entonces el planeta deja de caer, lo que explicaría la p re­ sencia de planetas masivos tan cerca de estrellas com o 51 Pegasus o H D 162020 y HD217107. Se ha observado tam bién que las estrellas com o el Sol, después de unos 100 millones de años, p ie rd e n la velocidad de rotación que ten ían en el m o­ m ento de su form ación, debido tal vez a que el cam po m agné­ tico transfiere el m om ento angular a las partículas que form an el viento estelar. La desaceleración de la rotación de la estrella produce, por efectos de marea, una desaceleración en la veloci­ dad orbital del planeta que, p o r lo tanto, co n tin u ará su caída hacia la estrella. Si este panoram a es correcto o no, sólo pode­ mos saberlo p ensand o , construyendo m odelos co n g ru en tes con la física y la quím ica que conocemos, prediciendo las con­ secuencias y observando para com probar. Estrellas sem ejantes al Sol poseen en su capa su p erio r u n a zona convectiva, donde el gas tiene movimientos circulatorios, 110

p o r m edio de los cuales acarrea energía del interior a la super­ ficie. En el caso del Sol, esta zona es de m enos de 10% del ra­ dio. Los planetas tienen gran contenido de elem entos más pe­ sados que el helio, es decir, su metalicidad es más alta que el p ro m ed io de la envolvente de la estrella. Los planetas com o Jú p ite r poseen unas 70 veces la masa de la Tierra en elem entos pesados mezclados. El Sol tiene más o m enos 6000 veces la ma­ sa de la Tierra en elem entos pesados. Así que si un planeta co­ mo J ú p ite r cayera en el Sol y se disolviera en to d a la estrella, sería muy difícil notar el cambio de metalicidad en la estrella. Sin em bargo, si el planeta es disuelto solam ente en la zona convec­ tiva y contam ina la superficie estelar, que es la que podem os observar para m edir espectroscópicam ente la ab u n d an cia de los elem entos pesados, en to n ces p o d ría ser que las estrellas que h u b ieran tragado un p lan eta p resen taran m etalicidades mayores. Las sim ulaciones de E. Sandquist, de la Universidad de Northwestern, m odelaron la caída de un planeta co m o jú p iter en el Sol. J ú p ite r tien e u n a densidad m ayor que la p arte superior del Sol, y al em pezar a p en etrar en la envolvente solar, el m aterial de J ú p ite r es poco a poco arran ca d o del p la n eta por el im pacto a 400 kilómetros por segundo del m aterial con­ vectivo del Sol. Según los cálculos, Jú p iter perdería después de una sola rotación del Sol 11% de su masa y se h undiría 3% del radio del Sol. Antes de com pletar la segunda rotación, habría sido totalm ente disuelto en la zona convectiva y todo el proce­ so habría tom ado sólo 5 horas. Desde luego que si la masa de la estrella cambia, tam bién lo hará el espesor de la zona convecti­ va, y por lo tanto, la proporción de la contam inación quím ica p o r el planeta. Tam bién las cosas cam biarán si el planeta caído tiene m enor masa. Por lo tanto, la contam inación quím ica p o r la caída de un planeta puede ser detectable o no, dependiendo de todos esos parám etros. U n prim er análisis quím ico de 12 de las estrellas que se sabe tienen planetas, m ostró que 11 de ellas tienen metalicidades mayores que el prom edio de estrellas co­ m o el Sol, y tres de ellas están en tre las más ricas en m etales conocidas. Si esta estadística se conservará o no cuando se haya estudiado u n n ú m ero m ayor de estrellas con planetas no lo sabemos aún.

111

V.2.

P o s ib ilid a d e s d e v id a e n l o s n u e v o s s is te m a s p l a n e t a r i o s

67 sistemas planetarios descubiertos en sólo seis años, y casi sin duda habrá más en los próxim os años, es un núm ero muy alto, lo que indica que, en efecto, el fenóm eno de form ación de dis­ cos planetarios y planetas es com ún. A hora podem os in tu ir que si fuéram os capaces de buscar alre d e d o r de m illones de estrellas, en co n traríam o s m illones de planetas. P odríam os pensar incluso que u n a estrella sin planetas es más bien la ex­ cepción, aunque esto es sólo cierto para estrellas de tem peratu­ ra, m asa y tam año parecidos al Sol; p ara otros regím enes, la form ación de planetas po d ría no ser posible. Por ejem plo, en estrellas muy calientes, aquellas cuya tem p eratu ra superficial es de 20 000 grados o más, si bien se form ó un disco protoplanetario d u ran te su contracción, tam bién es muy probable que la radiación m ucho mayor lo haya disipado antes de que en él se form aran planetesim ales y, a partir de éstos, los núcleos pla­ netarios. Por otro lado, en u n a estrella muy fría y poco masiva el disco planetario p o d ría no h ab er ten id o la suficiente masa para form ar planetas. La búsqueda de planetas hasta ah o ra se ha concentrado, por estas razones, en estrellas más parecidas al Sol, au n q u e no deberíam os ex trañ arn o s si, al buscar en tre estrellas calientes o frías, nos llevamos algunas sorpresas. La p regunta relevante en este p u n to parece ser: ¿podría ha­ b er vida en los sistemas planetarios descubiertos recientem en­ te? La experiencia y las nociones adquiridas en nuestro Siste­ ma Solar nos invitan a p en sar que sobre los p lanetas recién descubiertos no p u ed e h ab er vida. Las razones son las que hem os ofrecido en el capítulo I, y las mismas p o r las que no hay vida en Jú p ite r o Saturno. Sin em bargo, p o d ría h ab er pla­ netas más peq u eñ o s que no podem os d etecta r p ero con las condiciones para la form ación y desarrollo de la vida. Más aún, tam bién creem os que en algunos satélites de los planetas gran­ des de nuestro sistema se podrían dar condiciones de vida, por ejem plo T itán alre d ed o r de S aturno o E u ro p a alre d e d o r de Júpiter, que parece ten er grandes cantidades de agua bajo una costra congelada. Es posible, y muy probable, que los gigantes de otros sistemas planetarios tengan familias enteras de satéli­ tes, que habrían sido los planetesimales, abundantes en sus dis­ cos protoplanetarios, atrapados p o r el intenso cam po gravita11 2

cional de cada enorm e planeta. Desde luego que la detección de satélites de planetas en otros sistemas planetarios, está toda­ vía fuera de nuestro alcance. No obstante, quienes p o r m ucho tiem po han argum entado que el Universo es tan grande que de seguro tiene vida en m u­ chos lugares, ahora podrían ser más específicos y ap u n tar que en alguno de tantos sistemas planetarios conocidos debe haber un planeta con vida, y probablem ente tengan razón. Pero sólo creer o intuir la existencia de vida p orque el Universo es muy g ran d e y tiene m uchos planetas es insuficiente; querem os encontrarla o, al menos, hallar signos de su existencia. Sobre la posibilidad de que haya vida en esos sistemas podem os razonar un poco más.

SOI 51 PEG

70VIR

47 UMA

H D D 4762

Prox. CEN

Gliese 229

0.0

0.10

1.0

10.0

100.0

Distancia a la estrella (AU)

F i g u r a v . 3.

Esquema de algunos planetas descubiertos alrededor de otras estrellas. Para ilustrar el tamaño del planeta se ha supuesto una densidad como la deJúpiter, por lo que el tamaño es proporcional a la masa que se les ha calculado. Las bandas verticales indican las regiones donde podría florecer la vida en cada caso. La coincidencia de algún planeta con esa zona aumenta las posibilidades de desarrollo biológico. Incluimos por comparación a la estrella Gliese 229, cuya compañera no es un planeta sino una enana café. (Dibujo de Rubén Aguilar.)

113

H em os visto que para la vida en la Tierra, la distancia al Sol es crucial. A lred ed o r de cada estrella, podem os defin ir u n a zona biòtica com o aquella donde las condiciones de tem peratura e intensidad de la radiación perm itirían el desarrollo de acti­ vidad biológica. La distancia y tam año de la zona biòtica de cada estrella d ependen principalm ente de la tem peratura de la estrella. La figura v.3 ejem plifica las zonas bióticas de algunas de las estrellas con planetas. La T ierra se en c u e n tra n atu ra l­ m en te d e n tro de la zona biòtica del Sol. Si el Sol fu era más caliente, la zona biòtica estaría más lejos y viceversa. M arte está un poco fuera pero no tanto. El caso de 47 Ursa Majoris (47 UMa) es interesante, pues su planeta, aunque es muy masivo (al m enos 2.6 veces la masa de Jú p ite r), está casi d en tro de la zona biòtica. Com o hem os ar­ gu m en tad o , es poco p ro b ab le que u n p lan eta muy masivo y gaseoso desarrolle vida, pero bien p odría darse el caso que uno de sus satélites, que casi seguro tiene, sea un excelente candi­ dato para la actividad biológica. Casos com o éste, son los blan­ cos ideales de futuro s esfuerzos en la b ú sq u ed a de vida. Si algún planeta está d en tro de la zona biòtica de su estrella, sus posibilidades de desarrollar vida son más altas, pero no es sufi­ ciente. Com o tam bién vimos ya, hay otras condiciones que deben cum plirse com o el periodo de rotación, inclinación de su eje y la presencia de una atmósfera adecuada. Así pues, el hallazgo de otros sistemas planetarios, au n q u e representa un paso enorm e en nuestra búsqueda de vida extraterrestre, no la garantiza. Aún queda m ucho trabajo p o r reali­ zar para p o d er establecer, con seguridad, la existencia de un em brión vital.

V.3.

¿So n v e r d a d e r a m e n t e p l a n e t a s g r a n d e s

o

e s t r e l l a s c h ic a s ?

No todo en la historia del descubrim iento de planetas es color de rosa: en la actualidad hay razonam ientos muy sólidos, que cuestionan la naturaleza p lan etaria de los cuerpos recien te­ m ente descubiertos alred ed o r de estrellas. ¿Qué otra cosa po­ d rían ser? Los d etracto res de los planetas arg u m e n tan que podrían ser estrellas enanas cafés, si no todos los nuevos plane­ tas, al m enos m uchos de ellos; los más masivos. U na en an a café 114

es u n a estrella muy chica, con tan poca masa que no logra generar energía p o r fusión de hidrógeno, com o todas las estre­ llas, sino que, p o r encim a de un límite m ínim o de masa, puede fusionar d eu terio , que es un isótopo del h id ró g en o . Pero la principal diferencia entre un planeta y una enana café, es la ma­ nera com o se form an. U n planeta lo hace p o r acum ulación de m aterial gracias al ejercicio de la gravedad, m ientras que una e n an a café proviene del fraccionam iento de u n a gran n u b e m olecular en dos o varios pedazos, de los que se form an siste­ mas de estrellas dobles o múltiples. Los pedazos más pequeños de esas fragm entaciones serán estrellas muy poco masivas que se enfriarán muy lentam ente y después de miles de millones de años se convertirán en enanas cafés. El límite máximo de masa que p u ed e aglom erarse p ara fo rm ar u n p laneta, así com o el lím ite m ínim o de m asa p o r fraccio n am ien to de u n a n u b e m olecular para form ar una estrella, no se conocen con preci­ sión, y es probable que los regím enes se traslapen, aunque ese lím ite está cerca de 15 veces la masa de Jú p iter. De aq u í que algunos autores prefieran considerar las estrellas con cuerpos muy masivos com o estrellas dobles, siendo u n a de ellas u n a en ana café, y no com o u n a estrella con un planeta. En los térm inos de la búsqueda de vida, esta situación carece de im p o rtan cia pues sabem os que ni sobre un p la n eta muy masivo, ni sobre una estrella p u ed e h ab er actividad biológica. Lo que deseam os es saber si esas estrellas, dobles o no, alber­ gan planetas con las características de la Tierra.

V.4. E l

fu t u r o en la b ú sq u ed a d e pla neta s

En pocos años más, los astrónom os term inarán la búsqueda de planetas alred ed o r de unas 1 500 estrellas cercanas, parecidas al Sol. Con el uso de telescopios cada vez más grandes, en tie­ rra y en órbita, se cree que hacia 2010 se p odrá detectar plane­ tas del tam año de la T ierra alre d e d o r de estrellas cercanas. A ctualm ente se planean telescopios espaciales de gran tam año p ara detectar radiación en el infrarrojo, y un in terferó m etro grande, conocido ya com o el buscador de planetas, capaz de o b te n e r im ágenes de planetas tipo terrestre. Más im p o rtan te aún: podrá analizar la luz que recibe de esos pequeños puntos 115

azulados en las imágenes, para detectar la com posición quím i­ ca de sus atm ósferas. ¿Cómo buscar evidencias de vida en un planeta terrestre en otra estrella? Para eso debem os p lan tear­ nos el pro b lem a de la única form a racional que podem os hacerlo, esto es, dada n u estra ex p erien cia del d esarrollo de vida en el Sistema Solar, si a éste lo viéramos a distancia, desde un planeta en otra estrella, y pudiéram os ya, detectar todos sus planetas, ¿cómo sabríam os que en la T ierra hay vida?, ¿qué la distingue de los dem ás planetas?, ¿qué m ediciones querríam os hacer para descubrir la vida? Sin duda, y remitimos al lector al capítulo I, su atm ósfera rica en oxígeno, gracias sobre todo a la fotosíntesis de las plantas, es un rasgo único de un lugar con actividad biológica. El buscador de planetas te n d rá que ser capaz de d etecta r oxígeno y m ed ir su ab u n d an cia com o una p rueba de que hay vida en ese planeta. Y cuando esas eviden­ cias se en c u e n tre n , cu an d o sepam os que el fen ó m en o de la vida no se dio solam ente aquí, sino que hay otro lugar, o quizá m uchos otros donde nuestra historia se duplica, ¿qué harem os entonces? Supongo que buscarem os la com unicación con esos focos biológicos, pero ¿será fácil?, ¿tendrem os el cam ino alla­ nado para, por fin, hablar con los extraterrestres? Mi respuesta es no, no todavía: h ab rá ahí, en ese m o m en to , aún m uchos problem as que resolver. En el capítulo siguiente expondrem os algunos y verem os si se tiene a la vista u n a solución satisfactoria para los ansiosos de entablar vida social con los vecinos.

VI. C ontacto en tre dos civilizaciones ¿Quién pudo alegrarse de los fuegos artificiales cósmicos mientras las filas de butacas del fir­ mamento no se habían llenado más que de hielo y fuego?...El aplauso a la gran explosión no llegó hasta quince mil millones de años des­ pués. J o s t e in G a a r d e r ,

Maya,

2000

El s e r h u m a n o , a lo largo de su historia, ha imaginado a los extraterrestres casi siem pre atribuyéndoles características definidas: 116

son antropom orfos, con más o menos variantes de acuerdo con el nivel de im aginación del autor, pero con extrem idades, casi siem pre cuatro, un cerebro y u n a colum na vertebral, o sea que la mayoría de las veces parecen hum anos disfrazados; además, son inteligentes y siempre tecnológicamente más avanzados que nosotros, lo que no es ilógico si lograron llegar hasta la Tierra, y p o r razones poco claras, siem pre se esconden, pero les gusta dejar rastros de su presencia, son egocéntricos. Pocas veces se p lan tea de dó n d e vinieron y p o r qué escogieron la T ierra o cóm o nos descubrieron. Sería muy útil que nos dijeran a qué recursos acudieron para localizarnos, y cómo lograron atravesar las enorm es distancias que los separan de nosotros, y cóm o re­ solvieron el problem a del combustible; quizá nos darían buenas ideas, pero nunca lo hacen, o sea que además son egoístas. De­ cir que vienen de M arte es un poco anticuado: a estas alturas ya todo el m undo sabe que en el m ejor de los casos, si hubo agua y vida en M arte, fue hace m ucho tiem po y no pasó de estar constituida por algunas bacterias, cuya existencia fosilizada en el m eteorito ALH-84001 es aún motivo de gran controversia. Así que busquémosles otra cuna y tratem os de analizar las peri­ pecias p o r las que los pobres ex traterrestres h an ten id o que pasar para llegar a nosotros, los en o rm es esfuerzos que han h ech o y el gran gasto de en erg ía que h an invertido. Y, ¿para qué? Sería bueno preguntárselos y preguntarles si finalm ente consideran que ha valido la pena toda esa odisea cósmica para vernos, pero com o no se dejan ver, es difícil hacer preguntas y más ob ten er respuestas, p o r lo que m ejor analicemos p o r nues­ tra cuenta cuáles son las dificultades implícitas para el contac­ to, físico y no físico, entre dos civilizaciones interespaciales.

VI. 1.

H

allazgo y co n ta c to

:

d o s c o s a s m u y d if e r e n t e s

C u ando se habla de vida ex tra terrestre hay u n a ten d en cia a p resu p o n er vida en un estado avanzado de desarrollo, lo sufi­ ciente para ten er conciencia de sí misma, de su ser y de su exis­ tencia, lo cual d en o ta ya un grado sustancial de inteligencia. Casi siem pre pensam os en ex traterrestres con los que p o d e­ mos hablar, intercam biar experiencias e inform ación. Si bien es cierto que organismos conscientes y capaces de la com unica­ 117

ción p u e d e n existir en alguna p arte, tam bién es cierto que podríam os d ar con form as de vida incapaces de com unicarse con nosotros. E ntre los seres vivos que podríam os encontrar, habría que distinguir dos grupos: el pasivo, form ado p o r aque­ llos con los que la com unicación es imposible porque su estado evolutivo es primitivo, y el activo, form ado p o r aquellos con los que, no sin esfuerzo, podríam os ten er un diálogo, o alguna for­ ma de intercam bio. P oniendo com o ejem plo la vida en la Tie­ rra, para u n extraterrestre en el prim er grupo estarían las trilobitas, los prim eros reptiles o los dinosaurios, que siendo ya seres vivos de gran com plejidad y larga evolución, serían inca­ paces de contar su historia y describir su vida y su ser. Si algún ex tra terrestre h u b ie ra d ad o con la T ierra en ese m om ento, aun si hubiera logrado el contacto físico, los animales vivos no habrían sido buenos interlocutores y ni hablar del ya inm enso reino vegetal de ese m om ento. U n ejem plo del segundo grupo somos los hum anos en n u estro estado actual, p arlanchines, curiosos, conscientes y, sobre todo, capaces de buscar, y tal vez de lograr, la com unicación. Cómo encontrar a alguien que quiere ser encontrado es más fácil que a quien se esconde o es indiferente al encuentro, será difícil hallar seres vivos pasivos a distancias muy grandes de la Tierra. Podem os tal vez d etectar y reco n o cer las condiciones favorables p ara su existencia, com o la atm ósfera oxidante de algún p la n eta en la zona biòtica de su estrella; p ero sin u n a señal de ellos, ¿cómo saber que ah í hay algo vivo sin po d er ir a ver y tom ar muestras del lugar? Por otro lado, más cerca, a dis­ tancias alcanzables por nuestras sondas, donde podem os tom ar muestras, es decir, por el m om ento sólo en el Sistema Solar, po­ dríamos, con u n poco de suerte, enco n trar vida aún en estado muy primitivo y dar fe de que el proceso que conduce a la acti­ vidad biológica no ha sido exclusivo de nuestro planeta. Actual­ m ente no existen pruebas sustanciales e irrefutables de eso. La distancia y la capacidad de desplazam iento se im p o n en com o grandes lim itaciones a las expectativas de hallazgo de formas de vida. De estos problem as hablarem os más detallada­ m ente en la sección VI.2. Por el m om ento, parece claro que la form a de vida que hem os de en co n trar tam bién está d eterm i­ nada por la distancia a la que se encuentre de nosotros: la for­ m a pasiva de vida no podrem os detectarla en otras galaxias, ni 118

siquiera en los planetas recien tem en te descubiertos en otras estrellas de la vecindad solar. La form a activa no existe en nues­ tras cercanías, al m enos no en el Sistem a Solar, pues ya nos h abríam os p ercatad o de sus ganas de h ab lar con nosotros. C uando un anim al se mueve en la espesura de u n a selva es más fácil localizarlo que cu an d o p erm an ece estático. El grado de desarrollo y de conciencia de un ser vivo son com o su movili­ dad en la selva. Tenem os más esperanza de e n c o n tra r seres vivos activos, incluso a grandes distancias, sobre to d o si nos m andan algunas señales. De form a recíproca, u n ex tra terrestre que nos busca tam ­ bién tendrá que enfrentarse con las limitaciones de la distancia y la capacidad del desplazam iento (sección VI.2). Si nos move­ mos, si hacem os señales, tal vez nos localice más fácilm ente y aun así, a distancia, solam ente se p ercatará de nosotros, los hum anos parlanchines, y quizá nunca se entere de que en casa tenem os gatos, canarios o lombrices en el jard ín . E n co n trar vida, te n e r co n tacto y p o d e r com unicarse con ella, son todas cosas muy diferentes. La vida pasiva encontrada reviste gran interés para la ciencia y el conocim iento básico de la naturaleza, de sus leyes y la universalidad de esas leyes. El hallazgo de vida activa, p o r otro lado, rep resen ta adem ás, un m on u m en to a nuestro p ro p io intelecto, un prem io a n uestra capacidad de búsqueda. D escubrir otros intelectos y otras con­ ciencias es com o reafirm ar nuestra propia existencia, aun antes de lograr contacto o com unicación con ellos. ¿Puede todo ser vivo pasar de su etap a pasiva a la activa? ¿Cuánto tiem po le tom a a esa larva ponerse de pie p o r sus pro­ pios m edios y despertar a la conciencia de sí misma? ¿Cuánto tarda u n ser vivo para ten er la capacidad de enviar señales a los vecinos? Para resp o n d er estas preguntas no podem os recu rrir a la estadística, somos nosotros el único caso que conocem os y de a h í tendrem os que sacar, p o r el m o m en to , todas nuestras conclusiones. VI.2.

D

if ic u l t a d e s p a r a e l c o n t a c t o f ís ic o

No hay nada com o el contacto físico. Si de vida extraterrestre se trata, tam bién los h u m anos creem os que preferiríam o s el contacto físico: p o d er ver a los extraterrestres en la Tierra, con­ 119

tarles nuestra historia, nuestros logros, nuestros problem as, o po d er vernos nosotros en su planeta y preguntarles todo. Es un poco com o buscar con quien hablar, alguien que esté fuera de los problem as de casa y que nos escuche, aunque sólo sea para hacernos sentir mejor. El aislam iento no le gusta a nadie y nuestro aislam iento cós­ mico ha d urado ya m ucho tiempo; quizá esto explique p o r qué la gente a lo largo de los años ha sido tan p ro p en sa a q u erer ver extraterrestres o sus rastros en tantos sitios. ¿No será ése un gesto parecido al de quien ha estado tanto tiem po solo que ha com enzado a hablar con el viento? ¡Ah, si al m enos los vecinos vinieran a tom ar el café con nosotros! D esafortunadam ente tal vez, los vecinos cósmicos, d o n d e q u ie ra que estén, au n si no estuvieran tan lejos, no pueden co rrer a hacernos una visita de cortesía y nosotros a ellos tam poco. El m u n d o en el que vivi­ mos es tan grande que nos im pone el aislamiento, al m enos el aislam iento físico. T am bién p ara nosotros esto rep resen ta grandes dificultades, a pesar de todos nuestros adelantos tec­ nológicos y de la gran celeridad con la que han ido en aum ento. N uestro indiscutible desarrollo in telectu al y tecnológico p o ­ dría hacer creer que si hoy somos capaces de volar aviones y de dirigir naves, tripuladas o no, por los páram os del Sistema Solar, entonces sólo es cuestión de tiem po, y en unas décadas más, seguro serem os capaces de viajar en tre las estrellas. L am ento ser pesim ista en ese sentido. Los pesimistas solemos pasar p o r aguafiestas, p o r incrédulos y faltos de horizonte. L am entable­ m ente, en cuestiones de viajes interespaciales más vale “p o n er los pies en la tierra”, ¡en el sentido literal! Perm ítanos el lector exponer en las siguientes secciones, las razones de ese pesimis­ m o y describir de alguna m an era las dificultades que im plica in ten tar el contacto físico con otra civilización, o las que ellos tendrían que enfren tar para en tra r en contacto con nosotros, que desde luego son las mismas. VI. 2.1. Distancias y velocidad de viaje Los principales problem as para el contacto físico con otra civi­ lización estriban en que las distancias en el espacio son muy grandes y que la velocidad de desplazam iento es limitada. Si lo que querem os es ten er contacto con otra civilización, lo m ejor 120

que p o d ría pasar es que no esté dem asiado lejos. Si tom am os com o m uestra u na esfera alrededor del Sol que tenga 15 años luz de diám etro, sólo encontrarem os dos estrellas parecidas al Sol ( a C entauri y x Ceti), de tem peratura, masa y tam año simi­ lares, de las que podem os, p o r tanto, suponer que han tenido u na historia evolutiva parecida, colapso gravitacional con disco planetario y quizá la form ación de algún planeta d en tro de la zona biótica. Sin em bargo, llegar ahí, a esas estrellas de la ve­ cindad inm ediata, es u n pro b lem a que no parece te n e r solu­ ción. Veamos por qué. Si pudiéram os viajar a la velocidad de la luz invertiríam os solam ente 30 años en ir y volver. Eso, en cuestión de tiem po, suena muy razonable; sin em bargo, no podem os viajar a la velo­ cidad de la luz y no lo podrem os h acer jam ás, com o verem os más abajo. Las naves que ha construido el hom bre en los últi­ mos 30 años para explorar el Sistema Solar, son los artefactos más veloces que se hayan fabricado, y viajan a la sorp ren d en te velocidad de hasta 20 kilómetros p o r segundo, sin duda u n a ve­ locidad que a nuestra escala cotidiana, es extraordinariam ente alta. Para tener idea qué tan alta es esa velocidad, im aginem os un poblado familiar que se encuentre a 20 kilóm etros de nues­ tra casa e im aginem os p o d e r llegar ah í ¡en solam ente u n se­ gundo! A la velocidad de nuestras naves más rápidas, nos tom a­ ría 475 000 años arrib a r a Alfa C entauri, y com o querem os volver, tendríam os que invertir otros 475 000 años. H aber llega­ do a la Luna no nos vuelve capaces de llegar a la estrella más cercana con un poco más de esfuerzo, pues la d iferen cia de distancias es enorm e. La Luna está a 385 000 kilómetros de dis­ tancia, u na distancia ya en o rm e a escala hum ana, y la estrella más cercana a nosotros, Alfa C entauri, a 4 años luz de nos­ otros, es decir unos 100 m illones de veces más lejos que la Luna. Si un viaje a la Luna fuera equivalente al recorrido que hacem os desde la cocina de nuestra casa al dorm itorio, en to n ­ ces un viaje a Alfa C entauri sería com o un viaje a la Luna. U na solución aparente a este problem a es, desde luego, via­ ja r a velocidades más altas, y u n o de los argum entos que usa la gente que piensa que hem os sido visitados p o r extraterrestres, o que nosotros mismos po d ríam o s visitarlos en el fu tu ro , es que seguram ente ellos tienen tal tecnología, que han consegui­ do construir naves que pueden viajar a velocidades m ucho más 121

altas, cercanas a la velocidad de la luz o incluso mayores. En cuanto a nosotros, si hem os conseguido desarrollos tecnológi­ cos tan espectaculares en los últimos 100 años, com o volar apa­ ratos cotidianam ente, que transportan cientos de pasajeros a la vez, adem ás de p o n e r satélites artificiales en ó rb ita y tantas otras cosas, entonces es cuestión de tiem po y quizá en unas décadas más o un siglo más, podrem os seguram ente estar capa­ citados para viajar a la velocidad de la luz e incluso más rápido y, p o r lo tanto, organizar visitas a otros planetas y desarrollar el turism o cósmico. Es posible que con los años consigam os hacer naves m ucho más rápidas que las de ahora, pero ¿podrem os viajar a la veloci­ dad de la luz y aún más? La respuesta es, d esafo rtu n ad am en ­ te, no. VI. 2.2. Por qué no se puede viajar más rápido que la luz Constituye una experiencia cotidiana que un objeto que viaja a cierta velocidad tiene u n a cantidad de en erg ía que los físicos llam an en erg ía cinética, p ero po d ríam o s decirle en erg ía de movimiento. Esa cantidad de energía es igual a la que tenem os que invertir para lograr que ese objeto se mueva desde el esta­ do de reposo hasta alcanzar esa velocidad. Si u n cu erp o au­ m en ta su velocidad, au m en ta su en erg ía de m ovim iento. La cantidad de energía de m ovim iento se calcula m ultiplicando la masa del cuerpo p o r el cuadrado de su velocidad. Por lo tan­ to, si una m otocicleta duplica su velocidad, su energía de movi­ m iento aum entará cuatro veces: a 80 kilómetros p o r hora tiene 16 veces más energía de m ovim iento que a 20 kilóm etros p o r hora. Es por eso que un im pacto a mayor velocidad es más peli­ groso. Esta p ro p o rcio n alid ad de la en erg ía y la velocidad se m antiene m ientras las velocidades sean m ucho m enores que la velocidad de la luz. A lbert Einstein dem ostró que para veloci­ dades cercanas a la velocidad de la luz, el aum ento de energía com o consecuencia de un aum ento p eq u eñ o de velocidad, es m ucho mayor. Por ejem plo, la energía de m ovim iento de una partícula que se mueve a 99% de la velocidad de la luz, cuando aum enta a 99.9% increm enta su energía 3.2 veces. Si aum enta a 99.99% la partícula gana otro factor 3.2. La energía de movi­ m iento tiende a ser infinita en la m edida que la velocidad tien­ de a ser la velocidad de la luz. De esta m anera, p ara que u n a 1 22

partícula con masa se mueva a la velocidad de la luz, su energía de m ovim iento debe ser infinita. Es p o r eso que n o es posible que una partícula con masa se mueva a la velocidad de la luz. ¿Por qué entonces la luz se mueve a la velocidad de la luz? La luz es un fen ó m en o que p u ed e e n ten d erse com o u n a o n d a eléctrica y m agnética que viaja p o r el espacio o com o un cor­ púsculo o quantum de en erg ía llam ada fotón. En am bas con­ cepciones, ni la perturbació n electrom agnética ni los fotones tienen masa, y esto hace posible que la perturbación se despla­ ce a la velocidad máxima, universalm ente posible. La velocidad de la luz en el vacío es de 299 793 kilóm etros p o r segundo. En un m edio denso puede ser un poco menor. Es necesario darnos cuenta de que por ahora nuestra máxima velocidad de viaje no es, ya no digamos del 10% de la velocidad de la luz, ni siquiera del 1%, ¡es de solam ente del 0.005%! Esto im plica que tendríam os que im plem entar la tecnología necesa­ ria para aum entar nuestra velocidad 20 000 veces, y eso a pesar de los grandes logros que hem os conseguido en las últimas dé­ cadas no es posible. Siendo verdaderam ente muy optimistas, es posible que en el futuro logrem os fabricar naves más rápidas y que logrem os viajar a u n a fracción considerable de la veloci­ dad de la luz, digamos el 90%, y aun si eso lo consiguiéramos, nuestros problem as no estarían com pletam ente resueltos. VI. 2.3. Combustible para la nave Para que una nave espacial logre vencer la fuerza gravitacional de nuestro planeta, parta y se m antenga en curso hasta el pla­ neta de los vecinos, se frene al llegar y al regreso repita el pro­ ceso en sentido inverso, es necesaria u n a gran can tid ad de energía. La velocidad de escape de la Tierra es de 11.2 kilóme­ tros p o r segundo. H a sido posible alcanzar esa velocidad, con gran consum o de com bustible, con los cohetes que p arten en las misiones interplanetarias. Si recordam os, gran parte de la masa y el volum en del cohete son ocupados p o r el combustible y el fuselaje que lo contiene; al final, sólo u n a p eq u eñ a parte de todo el cohete, la cápsula misma do n d e viajan los tripulan­ tes o el equipo destinado a las m ediciones, son m enos del 5% de todo el aparato. En el caso de los viajes interplanetarios en las inm ediaciones del Sol, el problem a de la energía para m an­ 123

te n e r la nave en curso y las m aniobras necesarias ha sido re­ suelto con paneles especiales que acum ulan en erg ía solar y usando la fuerza gravitatoria de algunos planetas com o fuente de impulso adicional. D esafortunadam ente, para un viaje inter­ estelar, el Sol y las otras estrellas estarían muy lejos com o para contribuir con energía lum inosa que pueda transform arse en energía de m ovim iento. Q ueda p o r resolver entonces el p ro ­ blem a de la fuente de com bustible que provea la energía para el movimiento de la nave. Es casi seguro que m uchos de nosotros hem os visto más de alguna historia de ciencia ficción, donde el problem a es resuelto de alguna m anera más o m enos inteligente, p o r ejemplo, la ge­ neración de energía por aniquilación de m ateria y antim ateria. Ésta es seguro una forma de generación de energía, pero tiene sus inconvenientes.

v i . i . El choque de una partícula y la antipartícula correspondiente (protón-antiprotón, electrón-positrón) produce la aniquilación de ambas y la conversión de su masa en energía. (Dibujo de Rubén Aguilar.)

F ig u r a

La antim ateria está constituida por partículas com o las de la materia: protones y electrones, pero con carga eléctrica inver­ sa; así tenem os al positrón, con carga positiva y opuesto al elec­ trón que tiene una carga negativa, y lo mismo que el an tip ro ­ tón, opuesto en carga al protón, etc. C uando una partícula y su antipartícula chocan, la masa de ambas se convierte en la en er­ gía de movimiento de los productos de la aniquilación: fotones (radiación), neutrinos, antineutrinos, núcleos de helio (o par­ 124

tículas alfa), etc. Por ejemplo, la aniquilación de un electrón y un positrón, ambos con masa m, entregan a sus productos una en erg ía total de 2 me2. Para usar la aniquilación de m ateria y antim ateria com o fuente de en erg ía sería necesaria u n a gran cantidad de partículas y antipartículas; desafortunadam ente en nuestra Galaxia casi toda la masa está en form a de m ateria, es decir, com parativam ente la antim ateria es escasa, p o r lo que u na nave que a su paso p re te n d a colectar an tim ateria com o parte del com bustible no va a enco n trar m ucha. El otro proble­ ma es que el volumen necesario de m ateria y antim ateria para elevar la velocidad de una nave a valores cercanos a la de la luz es de alrededor de 40 000 veces el de la masa de la nave. Si nues­ tra nave fuera muy ligera y con todo y tripulante y su alim ento para varios años, y el muy complejo equipo colector de m ateria y antimateria (que no tenemos), tuviera una masa de 1 000 kilogra­ mos (inconcebible realm en te para un viaje que d u rará varias décadas), harían falta 40 000 toneladas de com bustible, de los cuales la mitad es antim ateria (¡que no existe en esa proporción en nuestra galaxia!) y ocuparía un volumen m ucho mayor que el de la nave. VI. 2.4. Peligro por exceso de velocidad U na nave que viaja a las velocidades cercanas a la de la luz es vulnerable a los choques con las partículas con masa que exis­ ten en el m edio interestelar, protones y electrones fundam en­ talm ente, pero tam bién granos de polvo. El espacio intereste­ lar no está absolutam en te vacío. Com o hem os visto, existen nubes de gas y polvo, algunas tan densas, que es posible verlas en im ágenes obtenidas desde la T ierra (ver figura 11.2). Hay regiones donde la densidad es muy baja, do n d e podríam os en­ co n trar un átom o de gas en cada centím etro cúbico, y m enos de diez granos de polvo en cada m etro cúbico. Esto es muy parecido al vacío absoluto, m ucho más que el vacío que pode­ mos conseguir por medios mecánicos en un laboratorio terres­ tre. Por com paración, la atm ósfera terrestre contiene, al nivel del mar, 1019 moléculas p o r centím etro cúbico. A pesar de la bajísima densidad de partículas, la nave viajera encontraría en su gran recorrido una enorm e cantidad de par­ tículas, y más cada segundo entre mayor sea su velocidad y, por lo tanto, el volumen de espacio barrido por ella. Desde el punto 125

de vista de un observador en la nave, serían las partículas las que se le aproxim arán a velocidades cercanas a la de la luz y, p o r lo tanto, éstas estarían provistas de u n a gran cantidad de energía de m ovim iento, más cercana a infinito, según hem os visto, en tre más se acerque la velocidad de la nave a la veloci­ dad de la luz. Con energías tan altas, las partículas serían pro­ yectiles capaces de desintegrar la nave en poco tiempo. Es verdad que actu alm en te no somos capaces de acelerar una nave, p o r pequeñ a y poco masiva que ésta y su tripulación sean. Pero si pudiéram os, lo único que conseguiríam os sería producir su destrucción. Alguien con inventiva e imaginación, p o d ría sugerir d o ta r a n u estra nave de un escudo m agnético que desvíe las partículas a m edida que se acercan, como el cam­ po m agnético de la Tierra, que desvía las partículas del viento solar. A ccionar y m an ten er un escudo tal, cualquiera que sea su diseño, requiere energía, que tenem os que añadir a la que hay que sum inistrar a la nave p ara que alcance y m an ten g a u n a velocidad de crucero cercana a la de la luz. ¿De d ó n d e p o d e­ mos sacar tanta energía? VI.2.5. Costo de un contacto físico: consideraciones de energía Para que un cohete logre escapar definitivam ente del cam po gravitacional de la T ierra, es necesario p ro p o rcio n a rle u n a gran velocidad: 11.2 kilóm etros p o r segundo. N uestra ex p e­ riencia e intuición nos indican que es m ucho más difícil acele­ rar un cu erp o más pesado que u n o más liviano. Es en tonces más fácil arrojar fuera de la T ierra u n a bala de cañón que un cohete en o rm e com o los de la serie Apolo que co n d u jero n al hom bre a la Luna. En ambos casos, es necesario proporcionar energía para que el proyectil adquiera la velocidad de escape y venza la atracción de la gravedad. Si el proyectil tiene una masa de un kilogram o, llevarlo de la T ierra a la Luna req u iere una en erg ía de 62 m illones de Jo u les, o, en térm in o s más fam i­ liares de consum o de energía, 223 millones de kilowatts hora. El Apolo 11 pesaba 28 800 kilogram os, así que fu ero n necesa­ rios 6.4 x 1012 kilowatts hora, energía obtenida en parte de las más de 2 000 toneladas de com bustible alm acenadas en el cohete para proporcionar al m ódulo y al cohete mismo la velo­ cidad de 11.2 kilóm etros p o r segundo req u erid a. La en erg ía 126

eléctrica requerida por México en el año 2 0 0 0 fue aproxim ada­ m ente de 4 0 0 0 0 millones de watts, que equivale a un gasto de energía de unos 1 . 4 X 1 0 n kilowatts hora p o r segundo; es decir que la energía que se gastó en el Apolo 11 fue equivalente a la energía eléctrica que consum e un país com o México en poco m enos de u n m inuto. Así que en térm inos de en erg ía, los hum anos podem os darnos el gusto de ir a la Luna. A pagar un país durante un m inuto con tal de llegar a la Luna parece costeable. El viaje en 1 9 6 9 tuvo un costo de 2 0 mil m illones de dólares, que es com parable con el presupuesto anual de algu­ nos países. A unque financiar un viaje interp lan etario es caro, parece que la hum anidad ha considerado im portante invertir en eso, a cam bio del en o rm e acervo de conocim ientos que obtenem os. Sin em bargo, en el caso de un viaje interestelar a velocidades cercanas a la de la luz, la cosa ya no es tan barata: le cuesta a la hum anidad grandes recursos. Veamos cuánto y si aún podríam os estar interesados o no. U na vez abandonado el cam po gravitacional de la Tierra, es más fácil mover la nave pero todavía es necesaria una fuente de energía para m antener su velocidad de crucero, incluso usando la gravitación de cuerpos d en tro del Sistema Solar com o p ro ­ pulsores adicionales, y la luz del Sol colectada p o r paneles especiales. La nave Pionero 10, p o r ejemplo, viajó p o r el Sistema Solar a u na velocidad prom edio de 1 0 kilómetros p o r segundo, apenas superada p o r su sucesora, la nave Viajero 1, que logró un prom edio de 1 6 kilóm etros p o r segundo. Estas son las velo­ cidades más altas alcanzadas p o r algún artefacto con stru id o p o r el hom bre. Sin em bargo, a m edida que la nave se va alejan­ do del Sol, su fu en te de en erg ía dism inuye y p o r lo tan to su velocidad, hasta que solam ente sea llevada p o r la inercia a tra­ vés del espacio. El Pionero 10 fue lanzado el 3 de m arzo de 1 9 7 2 . En diciem bre de 1 9 7 3 había alcanzado la órbita de Jú p i­ ter y en ju lio de 1 9 7 4 la de U rano. A ctualm ente se en cuentra a 7 5 UA del Sol. Le ha tom ado 2 8 años llegar ah í y es lo más lejos que el hom bre ha enviado un aparato; esta distancia es casi el doble de la distancia de Plutón al Sol. Pero su velocidad es ahora solam ente de unos 4 kilóm etros p o r segundo y sus posibilida­ des de alcanzar una estrella son cada vez menores. El Pionero 10 viaja hacia la estrella A ldebarán y a esa velocidad necesitará 2 m illones de años para llegar allá. Para un viaje interestelar, la 127

única fu en te de en erg ía en la que podem os pensar, p ero no tenem os la tecnología para aplicar, es la aniquilación de m ate­ ria, cuyos problem as ya hem os tratado en la sección VT.2.1. Sin em bargo, supongam os p o r unos m om entos que pudiéra­ mos m an ten er una nave viajando a una velocidad muy cercana a la de la luz durante el tiem po que requiera para ir y volver a una estrella, pongam os como ejemplo a la estrella Alfa Centauri, que es la más cercana. A ceptem os que podem os hacerlo gra­ cias a una form a mítica de inyección de energía suficiente para llegar a su destino y regresar. A la velocidad de la luz, esto sig­ nifica unos 6 años de viaje. ¿Cuál es el gasto total de energía? D epende de la masa total de n u estra nave, y su trip u lació n , pues se supone que debe haber al m enos un astronauta para que el contacto con los vecinos sea en persona. El m ódulo de m ando que bajó a la Luna la prim era vez en 1969, tenía una masa de 5 560 kilogram os. Supongam os que p ara gastar m enos y con nuestros adelantos técnicos lográram os un m ódulo y u n astro­ nauta más ligeros, de unos 1 000 kilogramos. La energía cinéti­ ca de la nave a u na velocidad de 0.99 la velocidad de la luz sería E = l/2 (m v 2), o sea 4.5 x 1019Joules, que equivale al consum o energético total de un año de los países más industrializados en la Tierra. Y esto es solam ente la energía requerida para que nuestra nave alcance el 99% de la velocidad de la luz; m ante­ n er esa velocidad de crucero d u ran te los 6 años de ida y vuelta a Alfa C entauri ten d ría u n consum o equivalente al de toda la T ierra d u ra n te varias generaciones. U n viaje a estrellas más lejanas podría consum ir más que la energía que el hom bre ha producido en la T ierra en toda su historia y, después de todo ese gasto, al llegar, ¡quizá no haya nadie! ¿Le in teresa a la hum anidad pagarse el gusto de visitar a alguien más en el Uni­ verso, suponiendo que ya sabemos que existen y d ó n d e están? ¿Podemos darnos el lujo de pagarlo? La respuesta es, evidente­ m ente, no. No es concebible que la h u m an id ad acep tara re­ n u n ciar a todas sus fuentes de en erg ía d u ran te los próxim os cientos de miles de años, y co m p ro m etiera p o r lo tan to su sobrevivencia, solam ente p ara enviar u n a nave a ver si hay alguien allá afuera; no sería inteligente. Todo esto suponiendo adem ás que tuviéram os el recurso práctico de alim en tar de energía la nave d u ran te su viaje, pero no lo tenem os. Así que, considerando la enorm e inversión de energía que hay que hacer 128

para desplazarse físicamente por el Universo, si hay vida inteli­ gente en algún otro lugar, es poco probable que ellos decidie­ ran venir a vernos, aunque supieran dó n d e estamos y tecnoló­ gicam ente pudieran hacerlo, pero tam poco pueden. VI. 2.6. Necesidades energéticas de una sociedad tecnológica La tecnología es cara: la h u m an id ad ha pagado su desarrollo con sus recursos naturales. C uando hacía fuego para calentar­ se, te n ía que e n c o n tra r y reco lectar el com bustible; cu ando cazaba, fabricar sus instrum entos, y para eso debía en co n trar y m odificar el material más adecuado. Un adelanto tecnológico es siem pre el resultado de un paso tecnológico anterior, más u n a inversión de recursos y esfuerzos, am bos asociados con la energía que es necesario invertir para conseguir un resultado. En térm inos actuales, nu estro co n fo rt y sobrevivencia d ep en ­ d en de la tecnología que tenem os a la m ano. No hay aspecto de la vida hum ana m oderna que no dep en d a de los desarrollos tecnológicos e industriales, y éstos a su vez, de los recursos naturales de los que nos provee el planeta: combustibles, m ate­ rias primas, fuentes de energía y su explotación, etc. Es innega­ ble que cuanto más y m ejor nos hemos establecido en el planeta los seres hum anos, dotados de conciencia y de una, dem asiado p ro n to , so b reen ten d id a inteligencia, mayores h an sido nues­ tras necesidades energéticas: poblaciones cada vez mayores, poseedoras de tecnología d ep en d ien te de fuentes de energía. La política y las guerras presentes y pasadas se han dado princi­ palm ente por el control de los recursos que se saben limitados: los energéticos, que han determ inado la historia de la hum ani­ dad y que seguram ente determ inarán nuestro futuro. Supongam os entonces que fuéram os capaces, técnicam ente hablando, de ir a explorar el espacio en busca de un encuentro físico con o tra civilización cósmica; que la agencia espacial en cargada de h ace r posible la m isión h iciera u n a encuesta internacional entre la población del planeta y le preg u n tara si estarían dispuestos a sacrificar todas sus actividades, literal­ m ente todas, d u ran te varios años para financiar con recursos energéticos de todos la m isión en tera. ¿Cree el lecto r que la respuesta de la hum anid ad sería positiva? Es muy probable, y tal vez sensato, que la hu m anidad optara p o r su sobrevivencia 129

antes que p o r su curiosidad p o r los extraterrestres. Sabiendo que existen en determ inado lugar específico y suponiendo siem­ pre que podem os llegar a ellos y volver para contar la historia, la pregunta sería: ¿y valen la pena com o para hacer un esfuerzo tan grande y más que nada un sacrificio? Sinceram ente, el au­ tor piensa que jam ás se ap ro b aría u n a ley que p erm itiera un viaje interplanetario a tan alto costo. Y en las mismas condicio­ nes estarían los extraterrestres que, aunque tuvieran lo necesa­ rio para venir a vernos a la Tierra, el precio que ten d rían que pagar sería tan alto que, con razón, se preguntarían: ¿valen la pena? Y finalm ente, ¿creemos nosotros que valemos la pena? VI. 2 .7. ¿ Valemos la pena ? Nadie discute que durante los 40 000 años de presencia del Ho­ mo sapiens en la T ierra sus logros intelectuales y prácticos han sido im presionantes. No podem os dejar de sen tir u n a gran em oción cuando vemos que n uestra especie ha conseguido el control de los recursos y h a usado su en o rm e cerebro, el más g rande de ser vivo alguno en la T ierra, p ara a p re n d e r tantas cosas del m u n d o n atu ral en el que vive, p ara co m p re n d e r el Universo con tanto detalle, para em p ren d er aventuras intelec­ tuales, desarrollar nuestras formas de arte, tecnología que hace n u estra vida más cóm oda y tantas otras cosas. De to d o eso podríam os hablarles a los extraterrestres sin falso orgullo. Sin duda serían esas cosas las que querríam os entender, comparar, valorar y acaso ap lau d ir de u n a sociedad extraterrestre. Pero los que vivimos en casa conocem os nuestros defectos, nuestras ruindades; nos hem os visto m atar unos a los otros para ro b ar sus recursos, sus logros, su felicidad; conocem os la denigración y discrim inación de unos grupos p o r otros; sabem os cóm o el Homo sapiens sin el instinto y el juicio natural de otros seres vivos arrasa con ellos, conocem os su gusto p o r la destrucción, su des­ cuido, su inconsciencia, egoísm o y falta de cuidado p o r el en ­ to rn o terrestre. H aga el lector u n a reflexión y piense si ten e­ mos la casa suficientem ente lim pia com o p ara recibir visitas. Tal vez sea una suerte que nadie sea capaz de visitarnos.

130

VI.3.

T ie m p o d e v id a d e u n a c i v i l i z a c i ó n t e c n o l ó g i c a

U n problem a que no podem os pasar p o r alto en lo que respec­ ta al contacto con otros seres vivos activos, activos en el sentido definido en la sección VI. 1, es el tiem po en que ellos y nosotros somos capaces de establecer un contacto, aun a distancia. N ue­ vam ente, com o la vida en la T ierra es nuestro único ejem plo, veamos durante cuánto tiem po ha existido ésta, d u ran te cuán­ to tiem po ha sido consciente de sí mism a y d u ra n te cuánto tiem po ha sido som eram ente capaz de intentar, y acaso lograr, un contacto con alguien de fuera. Si aceptam os los argum entos expuestos en el capítulo I de este libro, podem os afirm ar que la vida apareció en la T ierra hace 3 500 m illones de años, que es la ed ad de los fósiles de bacterias más antiguos que se conocen. Según los estudios cos­ mológicos, la edad del Universo es de unos 13 000 millones de años, por lo que ha habido vida en la Tierra solam ente durante 25% del tiem po del Universo. Sin em bargo, el hom bre m oder­ no u Homo sapiens, apareció hace solam ente 40 000 años. Es debatible, desde luego, si la conciencia de la vida en la Tierra surgió con el Homo sapiens, o si hace unos 3 m illones de años sus parientes anteriores com o el Australopitecus o el Homo erectus eran ya conscientes de su existencia, su m undo y su m uerte, pero poco im porta, pues en ambos casos la conciencia de la vi­ da en la T ierra existe desde hace m enos del 0.0002% de la edad del Universo. Pensemos por un m om ento que hay extraterrestres que han existido d u ra n te toda la ed ad del Universo, y que de alguna m an era sabían que aq u í en la T ierra alguna vez h ab ría vida activa, entonces, d u ra n te sólo 0.0002% del tiem po h ab rían encontrado un ser consciente, pero tecnológicam ente incapaz de hacerse notar y de com unicarse, es decir pasivo y nada buen interlocutor; tal vez tam poco habría tenido m ucho que contar­ les un Australopitecus en el supuesto de hab er podido. P ero adem ás, pensem os que, ya en p len a ép o ca del Homo sapiens, solam ente d u ra n te los últim os 100 años hem os sido capaces de hacernos n o ta r al m u n d o ex terio r de la T ierra, a través de la invención de las radiocom unicaciones, las naves interplanetarias, etc.: nuestra época de auge tecnológico tiene m enos de 100 años, y en algunas cosas técnicas m ucho menos. 131

Por lo que esos supuestos extraterrestres eternos, para com uni­ carse con nosotros te n d rían que h a b e r sido p rim ero muy pacientes y después saber ap ro v ech ar el m inúsculo instante cósmico que d u ra n u estra existencia p ara “h ab larn o s”. Si alguien nos enviara señales codificadas p o r m edio de radiación electrom agnética, p o r ejem plo, p o r más p u n te ría que hu b ie­ ran tenido al enviarnos sus señales, hace un poco más de 100 años los homo sapiens de la T ierra no se habrían ni enterado, y no h ab ría n ten id o form a de d etecta r las señales. P or eso, tal vez, el h o m b re tuvo que inventar que eran ellos, los ex trate­ rrestres, los que venían físicamente a nosotros, pues no se con­ cebía otra form a de contacto. El lapso d u ran te el cual podría­ mos percibir a otros o hacernos percibir p o r otros, ¡representa sólo el 0.000000007% de la edad del Universo! Si a esto añadi­ mos que los hipotéticos extraterrestres, universales y eternos, no podrían haber sabido donde íbamos a aparecer y, finalm en­ te, que no pudo h ab er desarrollo de vida en el Universo muy tem prano p o r falta de condiciones químicas, entonces la pro­ babilidad de que alguien nos e n cu e n tre en el m om ento ad e­ cuado para u n a form a de co n tacto o com unicación, es muy cercana a lo imposible. Y m enor aún es la probabilidad si con­ sideram os que ellos en realidad no son eternos y sólo viven su propio instante cósmico. Si ah o ra nos ponem os en el lugar de los ex traterrestres curiosos y buscadores, las p robabilidades de e n c o n tra r vida activa, capaz de com unicación, son igualm ente bajas. El argu­ m ento de que las sociedades extraterrestres son de larga dura­ ción y que, por lo tanto, han estado ahí llenos de inteligencia esperando a que los encontrem os durante una fracción sustan­ cial de la duración del Universo, no es un arg u m en to válido, pues no conocem os ningún ejemplo. En cuanto a las expectati­ vas de vida de n uestra p ro p ia sociedad tecnológica, es difícil hacer predicciones, pero si seguimos al paso que vamos, pro n ­ to harem os de nuestro en to rn o natural y de nuestra atmósfera acogedora un lugar donde será muy difícil sobrevivir; en cuyo caso, el tiem po de nuestra presencia activa en el cosmos habrá sido dem asiado breve com o p ara que alguien más se p ercate de nosotros. P aradójicam ente, parece ser que los peligros de autoexterm inio son mayores. Los desperdicios industriales, la capacidad bélica, la petulancia del desarrollo y el poderío son 132

nuestro veneno, y tal vez serán las causas de nuestro aniquila­ m iento. Aun si consiguiéram os revertir todos nuestros vicios, aq u e­ llos que tienen im pacto sobre la calidad del m edio vital, los que producen por ejem plo el calentam iento global del plane­ ta, el deterioro de la atm ósfera, la sobrepoblación, la falta de alim ento, etc., nuestros días están contados, aunque con suerte podrían ser todavía muchos. El caso es que las condiciones físi­ cas, tan benéficas, de las que la vida en la T ierra h a gozado d u rante millones de años, van a cambiar, y lo harán a una esca­ la no controlable p o r p o d e r hu m an o . El Sol en su evolución incontenible, se va a convertir en una estrella gigante y se va a en friar un poco, com o todas las estrellas de la masa del Sol cuando han cum plido unos 10 000 m illones de años. C uando eso suceda, la superficie del Sol alcanzará la órbita de Júpiter, habrá incinerado a los planetas interiores y producido grandes cambios en los planetas exteriores: evaporación de sus atmósfe­ ras, alteraciones de sus órbitas, etc. M ucho antes de que la Tie­ rra sea alcanzada p o r la superficie del Sol, su atm ósfera se habrá evaporado por el calentam iento brutal que producirá un au m ento en el radio solar y la dism inución de la distancia de la Tierra a la superficie solar. La vida en la Tierra prim ero, y la T ierra misma después, desaparecerán; no quedará nada. B ueno, no es necesario tan to pesim ism o, algunos piensan que con el trem en d o desarrollo tecnológico serem os capaces de escapar en masa para com enzar en un lugar nuevo, p ero ;dónde? Al m enos somos ya, y quizá seremos más capaces des­ pués, de m overnos p o r el Sistema Solar y buscar o tro refugio donde la vida sea posible. Titán para entonces, quizá haya des­ arrollado condiciones parecidas a las de la T ierra actual, ya que su atm ósfera ahora es parecida a la de la Tierra primitiva, y nos podríam os mudar, pero esto es ya ciencia ficción y no especu­ laremos. Si lográram os ex ten d er nuestra existencia hasta esos m om entos tan futuros y conservar o en riq u e cer n u estra luci­ dez, aum entaríam os m ucho nuestras posibilidades de en co n ­ trar vida en otro lugar del Universo o de ser encontrados p o r alguien. Así que, haciendo votos de optim ism o y considerando que tenem os tiem po para eso, busquem os con paciencia, pero identifiquem os los problem as, midamos su grado de dificultad y reconozcamos las limitaciones. Si vamos a buscar, busquem os 133

entonces con sensatez, utilizando todo nuestro acervo de cono­ cimientos y habilidades para definir nuestra estrategia y no des­ arrollem os la búsqueda sobre los frágiles m uros de la fantasía y la im aginación desnuda. Pero, todavía q ued an otras dificultades que im posibilitan a un extraterrestre sociable hacernos una visita.

VI.4. L a

c o n t r a c c ió n

d e l t ie m p o

O tra gran lim itación para hacer viajes interestelares, aun via­ ja n d o a la velocidad de la luz, es el tiem po del viaje. T endría­ mos que contar con m ucha suerte para que nuestros interlocu­ tores cósmicos estuvieran en la vecindad solar, digamos a unos 30 años luz de nosotros, p ero ah í sabem os que no hay nadie capaz de com unicación. ¿Cómo lo sabemos? De estar ah í y de tener ellos acceso a las com unicaciones, nosotros habríam os ya escuchado sus señales que tardarían solam ente 30 años en lle­ gar a nosotros, y hace ya m ucho más de 30 años que los hum a­ nos tenem os la capacidad de detectarlas. Sobre esto ab u n d a­ remos en el siguiente capítulo. Supongam os que em p ren d em o s un viaje in terestelar que d u ra 30 años de ida y 30 de vuelta. ¿Qué pasa en la T ierra m ientras tanto? La teoría de la relatividad nos enseñó que el tiem po transcurre igual para dos observadores en reposo, uno con respecto al otro. Si uno de los dos se mueve a cierta veloci­ dad, el tiem po se com prim e p ara éste y su reloj se atrasa un poco si se le com para con el del observador en reposo. Si la velocidad es muy alta, parecid a a la de la luz, el retraso en el reloj en m ovim iento será m ucho más n o ta b le,1 unas 7 veces más lento para un viajero que se desplaza al 99% de la veloci­ dad de la luz. Esta predicción teórica de la teoría de la relati­ vidad ha sido com probada ex p erim en talm en te en acelerado­ res de partículas, d o n d e los físicos logran acelerar partículas con masa, com o protones y electrones, a velocidades casi igua­ 1 La fó rm u la q u e p e r m ite el c á lc u lo d e la c o m p re s ió n e n el tie m p o c o m o fu n c ió n d e la v elo cid ad d e d e s p la z a m ie n to es: tie m p o e n re p o so = tie m p o e n m o v im ien to / -\/ l - ( v / c ) 2 d o n d e v es la v elo cid ad a la q u e se d esp laza el viajero y c es la velo cid ad d e la luz.

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les a la de la luz. M idiendo los tiem pos de reacción entre algu­ nas de estas partículas en reposo, y a la velocidad de la luz, han logrado com probar que las predicciones de la teoría de la rela­ tividad son precisas y h an dem o strad o así que el tiem po se com prim e a velocidades muy altas. U sando estos resultados, es fácil com probar que si un viajero en su reco rrid o interestelar lo g rara desplazarse a la velocidad de la luz o casi, el tiem po para él transcurriría más lento que para su familia que lo espe­ ra de regreso en la T ierra. U n viajero que se desplaza a u n a velocidad constante de 0.99999999 la velocidad de la luz, o sea casi la velocidad máxima posible, tardaría en ir y volver a la es­ trella Sirio, a 8.5 años luz de nosotros, 19 años, m edidos p o r un observador en la T ierra pero únicam ente habría transcurrido ¡un solo día para el viajero! Si el viaje fuera al borde de nuestra Galaxia, del mismo lado del Sol, el viaje tom aría unos 20 000 años de ida y vuelta, según el tiem po m edido p o r sus amigos que lo vieron partir de la Tierra. Sin em bargo, para el cosmo­ n auta habrían pasado solam ente 3 años. Si su viaje es más lar­ go, p o r ejem plo a la G ran Nube de Magallanes, que es u n a de las galaxias más cercanas a nosotros, a 200 000 años luz de aquí, el viajero hará sólo 57 años, pero cu an d o vuelva, en la T ierra h ab rán tran scu rrid o 400 000 años. Piense el lecto r en lo que pudo haber sucedido en la Tierra durante todo ese tiempo. ¡Re­ capacite en lo que sus antepasados hacían hace 400000 años! El lector posiblem ente encontrará estos cálculos fuera de su alcance y com prensión, o incluso difíciles de creer. Sí, a todos nos deja una sensación de incredulidad, posiblem ente porque son cosas que no p ertenecen a nuestra experiencia cotidiana, pero no toda la física universal ocurre a escalas humanas. Los argum entos vertidos en este capítulo te n d rían que ser suficientes para en ten d er p o r qué no hay, ni ha habido nunca, ex traterrestres en la T ierra; ellos, d o n d e q u ie ra que existan, están tan im posibilitados com o nosotros para viajar p o r el es­ pacio y hacernos visitas. El tam año del Universo, la imposibili­ dad de viajar a la velocidad de la luz o más rápido, la falta de sum inistro de energía para moverse a velocidades sustancial­ m en te altas d u ra n te los tiem pos inco n m en su rab les que son necesarios y la contracción del tiem po, son factores que hacen muy difícil la localización de vida consciente en el Universo, e inconcebible el contacto físico en tre dos civilizaciones. Desde 135

luego que estos argum entos no descalifican la posibilidad de que haya vida en otros rincones del Universo, que incluso esa forma de vida haya alcanzado niveles de conciencia y de tecnolo­ gía capaces de hacerlos interesarse p o r el m undo que los rodea y preguntarse si están solos o no en el Universo, sino que sólo ponen en perspectiva la im posibilidad de un contacto físico y, por lo tanto, la falacia de que haya extraterrestres en la Tierra.

VII. Form as alternativas de com unicación con extraterrestres Anterior al tiem po o fuera del tiem po (ambas lo­ cuciones son vanas) o en un lugar que no es del espacio, hay un anim al invisible, acaso diáfano, que los hom bres buscamos y que nos busca. J

orge

L u is B o r g e s ,

“La larga búsqueda”

Es f r e c u e n t e escuchar entre las personas que creen en la exis­ tencia de los extraterrestres y en sus señales en la T ierra que los científicos son incrédulos, cerrados a las posibilidades de nuevos descubrim ientos, testarudos an te la p ro b ab ilid ad o incluso ante la evidencia (que ellos consideran suficiente) de que u n a civilización ex tra terrestre haya d esarro llad o más y m ejor ciencia y, por lo tanto, logrado venir a vernos. Y si no de incrédulos, entonces se les califica a los científicos de encubri­ dores de evidencias, como si los científicos tuvieran algún inte­ rés, nunca explicado p o r sus detractores, en ocultar y m an te­ n e r en secreto el paso p o r la T ierra, p resen te o pasado, de seres de otros m undos. El tem a ha dado m ucho m aterial para películas y series de televisión, casi siem pre de poca calidad literaria y c o n ten id o científico inexistente. El p ro d u cto , a pesar de todo, se vende bien y entonces a nadie parece im por­ tarle si lo que ahí se plantea tiene un m ínim o de sentido o no. Lo que parece más grave es que llenan la cabeza del público de ideas y argum entos sin fu n d am en to sólido, en pocas palabras 136

lo mal inform an y lo sum en en creencias que más se parecen a los mitos de la época del oscurantism o medieval europeo, que a la estructura del conocim iento hum ano de un siglo xxi que se abre, o d ebiera abrirse, a un futuro ávido de la verdad y o pti­ mista de ir descubriéndola. Tam bién es com ún escuchar que la ciencia oficial y estableci­ da no hace nada p o r en co n trar y divulgar la verdad en cuanto a vida extraterrestre se refiere. Que, p o r el contrario, m antiene un escepticism o infranqueable que, según dicen, ha llevado a algunos individuos o agrupaciones de espíritu quijotesco a bus­ car p o r su cuenta, luchar p o r hacer públicas las supuestas evi­ dencias de la existencia de extraterrestres y su paso p o r la Tie­ rra, y desenm ascarar los secretos de la ciencia. Esta actividad es un p ro d u cto que se vende bien. C ualquier revista que ponga “Los secretos de la ciencia” y que no se refiere a los secretos de la naturaleza que la ciencia trata de descubrir, sino más bien dice, “entérese de lo que la ciencia nos oculta”, en co n trará una acogida envidiable entre el público. La mayoría de los medios de com unicación, frecu en tem e n te carentes de inform ación precisa así como de ética y siem pre favorables al sensacionalismo, se enriquecen con la ingenuidad de la gente. Los juicios sobre la actitud de los científicos son injustos e injustificables. La co m u n id ad científica está in teresad a en en co n trar evidencias de vida extraterrestre, ha hecho grandes esfuerzos y ha invertido m ucho tiem po, creatividad y dinero en d etectar señales de vida del ex terio r o, al m enos, p ara enviar señales de n uestra existencia. La m ayoría de los científicos están conscientes de las dificultades descritas en este libro, y es natural que antes de tom ar una evidencia com o b u en a y signi­ ficativa, la som etan a un duro proceso de pruebas de consisten­ cia. Esto no habla más que de lo estricto de la ciencia, necesa­ rio por otro lado, si deseamos sustentar nuestro conocim iento del m undo sobre fundam entos firmes. En este capítulo tratarem os formas más eficientes de búsque­ da y com unicación entre civilizaciones del espacio, que el m ero co n tacto físico, sin dejar de señalar las en o rm es dificultades que otras estrategias presen tan . Ilustrarem os con ejem plos algunas iniciativas y esfuerzos de la com unidad científica p o r m arcar nuestro rastro a posibles extraterrestres y, finalm ente, m en cionarem os algunos proyectos en d esarrollo p ara que la 137

localización de sidos con actividad biológica ten g a mayores probabilidades de éxito.

V I I.l. C

o m u n ic á n d o n o s a l a v e l o c id a d d e l a l u z

La alternativa al contacto físico es la com unicación a distancia. Cuando no podem os hacer u n a visita a la familia o los amigos, llamamos por teléfono o, más recientem ente, enviamos un m en­ saje electrónico. La form a más eficiente de h acer llegar un m ensaje es consiguiendo que viaje a la mayor velocidad posi­ ble, o sea la de la luz. Por m edio de señales lum inosas p o d re­ mos llegar a nuestra co ntraparte en el m en o r tiem po posible. Ya hem os com entado que m ientras un rayo de luz alcanza a la estrella más cercana en solam ente 4 años, la nave más veloz que podem os co n stru ir ta rd a ría 475 000 años. No hay d u d a entonces que, siendo sensatos, debem os hacern o s n o ta r con señales lum inosas antes que in ten tar desplazarnos. Lo mismo podem os esperar de los extraterrestres: para p o d er com unicar­ se, dos civilizaciones cósmicas d eb en te n e r un alto grado de inteligencia y desarrollo tecnológico; h a b e r d esarrollado un sistema de com unicaciones y, p o r lo tanto, antes de pensar en venir a vem os tendrían que enviar u n a señal luminosa. Si no lo hicieran así, podríam o s con to d o d erech o sospechar de su inteligencia. Entonces, ¿deberíam os escuchar antes de enviar nuestras propias señales? Los científicos hum anos han optado p o r hacer ambas cosas sim ultáneam ente. Contamos con dos formas de concebir la luz: com o u n a per­ turbación eléctrica y m agnética que se propaga p o r el m edio o com o pequeñas cantidades de energía o corpúsculos sin masa llam ados fotones. La o n d a electro m ag n ética o los fotones se desplazan en el vacío a 299 729 kilóm etros p o r segundo, y a velocidades un poco m enores en medios más densos, com o el aire o el agua. La radiación electrom agnética tiene característi­ cas propias; u na de ellas es la longitud de onda o frecuencia de la perturbación. Las longitudes de o n d a p u ed en ser muy cor­ tas, com o en los rayos X o los rayos y (de millonésimas de milí­ m etro) , o muy largas, com o las ondas de radio (decenas o cen­ tenas de m etros). Nuestros ojos están adaptados para percibir la luz cuyas longitudes de o n d a oscilan en tre los 4 000 y los 138

8000 angstrom s (108 angstrom s = 1 cm ), que corresponden al azul y al rojo respectivam ente, p o r lo que a ese intervalo de longitudes de o n d a se le d en o m in a “el visible”. Vale la pen a señalar que es en ese mism o intervalo de longitudes de onda en el que el Sol em ite la m ayor p arte de su radiación, lo que in d u ce a p en sar que la sensibilidad de nuestros ojos es u n a adaptación evolutiva para percibir con mayor eficacia los colo­ res de la radiación más com ún en nuestro entorno.

F i g u r a v i i . i . Antenas del National Radio Astronomy Observatory en Nuevo Mexico, EUA. Con instrumentos como éstos se pueden enviar y recibir mensajes extraterrestres. (Colección del i a u n a m . )

Además de la ventaja que representa la velocidad de los m en­ sajes electrom agnéticos sobre el desplazam iento físico, está el costo. Los radiotransm isores y detectores, así com o las antenas son más baratos que u n a nave espacial. Enviar m ensajes de radio dentro del Sistema Solar cuesta unos pocos kilowatts por m inuto, y enviarlos m ucho más lejos con la potencia adecuada no es muy caro com parado con el costo alternativo del despla­ zam iento. Para distancias más grandes, la diferencia en tre las dos alternativas es cada vez mayor. A pesar de todo esto, m an­ d a r m ensajes de radio a distancias m uy grandes, m ucho más allá del Sistema Solar, p u ed e ser muy caro. Es cierto que los fotones siem pre viajan a la velocidad de la luz, in d ep en d ien te­ m ente de la distancia que tengan que viajar, pero la intensidad 139

de u na señal lum inosa dism inuye de form a cuadrática con la distancia. Esto es, que si duplicamos la distancia el área de la es­ fera de radio igual a esa distancia es cuatro veces mayor (área de u na esfera = 2ftR2) y, p o r lo tanto, para m an ten er la misma intensidad de la señal debem os cuadruplicar el núm ero de fo­ tones y, co n secu en tem en te, la en erg ía p ara generarlos. Si enviar señales a la Luna es muy barato, hacerlo a la misma in­ tensidad a Alfa Centauri, 100 millones de veces más lejos, costa­ ría 10000 billones de veces más (10000 x 1012). Sobre esta base u na cosa parece clara: com unicarse es caro y cuesta energía. Los mensajes, com o cuando hablamos p o r teléfono y deseamos a h o rra r d in e ro en u n a llam ada de larga distancia, te n d rían que ser muy breves pero elocuentes y estar bien dirigidos. De hecho, desde que com enzaron las radiocom unicaciones en la Tierra, parte de las señales se han ido hacia el exterior de nuestro planeta, difundiendo las prim eras, que fueron radiotelegráficas: program as de radio prim ero y señales de video des­ pués, así com o un núm ero indeterm inado de llamadas telefó­ nicas. Los prim eros program as de radio se transm itieron en la década de 1920, es decir, que van ya a 80 años luz de la Tierra, unos 25 pe; podem os decir que todavía están d e n tro de la vecindad solar. Aun sin proponérselo, la hum anidad com enzó hace m ucho a enviar señales de su existencia. Aunque si fuéra­ mos juzgados por la calidad de los program as de radio y televi­ sión, los ex traterrestres te n d rían d erech o a p o n e r en tela de ju icio nuestra p rete n d id a inteligencia. Por suerte los p ro g ra­ mas de televisión no van muy lejos, a unos 50 años luz, y como toda emisión de radio, su intensidad se va atenuando a m edida que la distancia aum enta. Podem os d ecir que llevamos varias décadas contam inando con nuestra idiosincrasia el Universo.

VII.2.

C

o d if ic a c ió n

d e m e n s a je s,

¿c ó

m o nos hacem os entender

?

U na vez de acuerdo en que debem os enviar mensajes diciendo que aquí estamos, surgen varias preguntas: 1) ¿A dónde envia­ mos nuestros mensajes? 2) ¿En qué frecuencia (o longitud de onda) los enviamos? 3) ¿Cómo logram os hacernos entender? 4) ¿Qué les vamos a decir? H ace algunos años no q u ed ab a claro a d ó n d e enviar nues­ 140

tros m ensajes o en qué d irección a p u n ta r nuestras antenas p ara tratar de escuchar u n a señal de o rigen artificial. Los radioastrónom os escogieron estrellas parecidas al Sol con la esperanza de que tuvieran algún planeta parecido a la Tierra, y cúm ulos estelares densos en estrellas (véase figura 11.3) , donde la posibilidad de encontrar alguna con planetas parecía ser más alta. Hoy las cosas han m ejorado, pues el d escu b rim ien to de planetas en estrellas, en efecto parecidas al Sol, vuelve esos sis­ temas planetarios el blanco deseado. VII. 2.1. ¿En qué frecuencia enviamos nuestros mensajes? Im aginem os que tenem os sintonizada la estación que más nos gusta, pero en la estación cercana en el cu ad ran te dan una noticia extraordinaria en el mismo m om ento; no nos vamos a e n te ra r porque no sintonizam os la frecuencia adecuada. Lo mismo puede pasar si enviamos un mensaje en una frecuencia que, después de viajar durante cientos o miles de años luz, llegue al lugar adecuado ¡pero el extraterrestre esté oyendo otra esta­ ción!, se perderá el mensaje que, p o r otro lado, d urará un ins­ tante o unos pocos m inutos, pues enviar algo más largo a gran­ des distancias es muy caro. Si d u ra n te esos m inutos nadie sintoniza la frecuencia ad ecu ad a todo h ab rá sido inútil. Lo mismo podría suceder con un m ensaje que llega del exterior, ¿cómo estar preparados para escucharlo? La solución es entonces te n er transm isores y receptores ca­ paces de enviar el m ism o m ensaje o de escuchar en m uchas frecuencias sim ultáneam ente. Se desea adem ás que los trans­ misores sean de gran potencia para que la señal llegue audible y n ítida a grandes distancias. U na solución, tam bién, es cons­ tru ir m uchas antenas que reciban y transm itan en diferentes frecuencias y así analizar los fotones que llegan sim ultánea­ m ente a ellas. VI1.2.2. ¿Cómo nos hacemos entender y qué les vamos a decir? Supongam os que ahora somos capaces de transm itir mensajes a gran potencia y en gran n ú m ero de frecuencias, ¿cómo nos vamos a hacer e n te n d e r p o r los extraterrestres? No podem os p reten d er, com o en las malas películas y series de televisión, 141

que los extraterrestres siem pre hablen buen inglés, ni ningún otro idiom a terrestre. Así que la codificación de un mensaje no es un problem a simple. Tan es cierto que los científicos nunca han desechado la posibilidad de que alguien capaz de descu­ brir nuestra existencia y de descifrar nuestros mensajes exista allá afuera, que siem pre han aprovechado las ocasiones p ara enviar alguna form a de m ensaje, au n q u e com o en el caso del Pionero 10, las posibilidades de que alguien recupere su mensaje son prácticam ente cero. Veamos algunos ejemplos de los m en­ sajes y su codificación. En efecto, el Pionero 10 lleva pegado al fuselaje un disco de oro anodizado, y no por presumir, sino porque ese material tie­ ne más resistencia a los impactos de las partículas cósmicas que otros materiales. Sobre el disco se grabó un mensaje (véase figu­ ra yii.2). El mensaje supone que quien lo recupere tendrá que ser necesariam ente inteligente, con un conocim iento básico pero sólido del Universo y con un desarrollo tecnológico tal que, de partida, le perm itiría recu p erar el mensaje. En la placa se gra­ bó la silueta de dos seres hum anos, p ara que sepan cóm o somos, y la de la nave, para indicar que está asociada a los seres ah í dibujados. Se incluye un m apa de pulsares, que d ebieran ser conocidos p o r un ex traterrestre con conocim ientos astro­ nómicos suficientes, y escrito en código binario —el más simple de los códigos num éricos, y p o r lo tanto muy prob ab lem en te conocido p o r quien en cu en tre la placa— la frecuencia de va­ riación de cada u n o de esos pulsares. Esto d eb ería ayudar a localizar al Sol, la estrella de donde les llega el artefacto con el disco. Se indica tam bién la silueta del sistem a p lanetario con una insinuación de que el artefacto tiene relación con el tercer planeta. Tam bién se incluye un diagram a de la transición del átom o de hidrógeno, que produce em isión de 21 centím etros de longitud de onda. Tanto el hidrógeno como la radiación de 21 centím etros son muy abundantes en el Universo, y sus pro­ piedades físicas y quím icas son idénticas en to d o el cosmos, p o r lo que debe ser conocido p o r todos los habitantes inteli­ gentes del Universo, donde quiera que se encuentren. P osteriorm ente dos naves más, los Voyager (Viajero) 1 y 2 tam bién portan discos con mensajes similares, más una colec­ ción de música grabada e im ágenes digitales con escenas y pai­ sajes representativos de la Tierra, adem ás de una cubierta ¡con 142

instrucciones de cóm o reproducirlos! Si, parece un poco un juego de niños tratando de hacerse en ten d er p o r sus juguetes, pero, ¿cómo p o d ía el ser h u m an o p e rd e r la o p o rtu n id a d de m an dar un m ensaje en nuestras naves más rápidas, sabiendo que se van a ir del Sistema Solar y a navegar p o r el espacio para siem pre? Quizá podem os en ten d erlo com o un m o n u m en to a nosotros mismos, pues la nave tiene m enos posibilidades de ser recuperada por alguien que una botella con un mensaje lanza­ da en m edio del océano. Pero había que hacerlo. E x tr a c ta r a M parflna 4*1 h M r ty tu o

S ilu e ta 4% la nava

v i i .2. Placa en elfuselaje del Pionero 10 con mensaje cifrado para que alguien en elfuturo muy lejano quizá pueda deducir de dónde fue envia­ do. Actualmente esta placa se encuentra ya a 75 UA, o sea casi dos veces más lejos que Plutón. Ver en el texto la explicación detallada. (Imagen cortesía de

F ig u r a

l a N A S A .)

Los mensajes de radio tienen más posibilidades de alcanzar un m ejor destino, pero tam bién hay que codificarlos de m anera que puedan ser descifrados p o r alguien que razona y que cono­ ce cosas elem entales del Universo. El prim er mensaje codifica­ do p o r m edio de ondas electrom agnéticas, fue enviado en 1960 por Frank Drake en 1420 Mhz (21 cm) con una antena de 26 m etros. M uchos h an sido los mensajes enviados posterio r­ m ente por varios grupos de trabajo con distintas antenas y en una variedad de frecuencias. Veamos p o r ejem plo en la figura vii .4 el m ensaje enviado en 1974 p o r la an ten a de 300 m etros 143

de d iám etro, la más g ran d e del m u n d o , en A recibo, P uerto Rico. El mensaje fue dirigido al cúm ulo globular M13 que con­ tiene unas 300000 estrellas y se en cuentra a 21 000 años luz de nosotros; el mensaje va aún en cam ino, y consiste de una serie de 1 679 pulsos que pueden ser 0 o 1, es decir una serie de sí y no, si se prefiere.

Radiotelescopio de Arecibo. El plato mide 300 metros de diáme­ tro y está empotrado en un valle natural. La estructura superior es el radio receptor o emisor. (Colección del i a u n a m . )

F i g u r a v ii.3 .

¿Por qué 1 679? Porque los únicos factores de 1 679 son 23 y 73, que son núm eros primos, solam ente divisibles por la unidad o por sí mismos. Así que sólo hay una posibilidad de acom odar los 1 679 en un arreglo de dos dim ensiones. Si se acom odan to­ dos esos pulsos en un arreglo de 23 colum nas y 73 renglones, y cada casilla que co n ten g a u n u n o se colorea de blanco y los ceros de negro, se reproduce el patrón de la izquierda en la fi­ gura. La figura de la derecha nos perm ite describir el mensaje. En la parte superior aparecen en código binario los núm eros del 1 al 10, para indicar que lo que sigue usa un sistema de nu­ m eración decim al. D espués vienen los n ú m eros atóm icos de elem entos com unes en el Universo y que son la base de la vida, al m enos en la Tierra, y que p o r lo tanto, son im portantes para los seres que enviaron el m ensaje, o sea nosotros. Posterior144

F ig u r a v i i .4. Mensaje enviado en 1974 por la antena de 300 m en Arecibo. En el texto la explicación. (Colección del IA U N A M .)

m ente, siem pre en código binario, las fórmulas de algunos azú­ cares y bases, y n ú m ero de nucleótidos de la cad en a a d n y se indica su estructura de doble hélice, que term ina en la silueta de un cuerpo hum ano, indicando la conexión en tre ambos. A la derecha se indica su escala, con el n úm ero 14 escrito en bi­ nario y que se refiere a 14 unidades de escala. La única escala que compartimos con los extraterrestres que reciban el mensaje, es la longitud de o n d a en la que éste fue enviado y recibido: 12.6 centím etros, por lo tanto 14 x 12.6 cm = 1.76 m, que es la estatura prom edio de un ser hum ano. A la izquierda, la pobla­ ción hum ana del planeta, 4000 millones, tam bién en binario. Más abajo, la silueta del sistema planetario con el tercer planeta, la Tierra, ligeram ente desplazado hacia el ser hum ano. Final­ m ente la silueta de la an ten a em isora y el diám etro de la mis­ ma. No cabe duda que en el diseño de un m ensaje com o éste ha influido m ucho la experiencia de los hum anos in terpretan­ do códigos y criptogram as de pasadas civilizaciones terrestres, com o los códices m ixtéeos de M éxico o los jeroglíficos egip­ cios, con la diferencia, tal vez sustancial y definitiva, que éstos son producto hum ano (la misma estructura celular y viviendo en el mism o e n to rn o ). Es posible que a m uchos les parezca tam bién un ju e g o de niños, absurdo o ingenuo, al p re te n d e r que alguien va recuperar el mensaje, interesarse en él y conse­ guir descifrar el código. Quizá alguien lo haga, al m enos par­ 145

cialmente. Por otro lado, ¡es lo más que podem os hacer!, y sin duda, m ejor que sim plem ente postular la presencia de extrate­ rrestres sólo p orque hem os visto una cosa rara en el cielo.

VII.3. N o

P O D E M O S H A B LA R C O N N U E S T R O S C O N T E M P O R Á N E O S

O tro aspecto fantástico del Universo y que im pone lím ites en la contem poraneidad de dos posibles interlocutores cósmicos, es su profundidad. La luz de cualquier longitud de o n d a es la portadora de inform ación de un lugar a otro, e invierte tiem po en llevar esa inform ación. En n u estro m u n d o co tid ian o el retraso de inform ación no tiene im portancia p orque la veloci­ dad de la luz es muy grande y las distancias a nuestra escala son muy cortas. C uando conversamos con un amigo vemos su cara gracias a la luz del Sol o de una lám para reflejada en su rostro, que llega después a nuestros ojos. Si nuestro amigo se encuen­ tra a un m etro de distancia la luz tarda 1/300 000 000 de segun­ do en traern o s la inform ación de su cara. E strictam ente h a­ blando, no lo vem os com o es en el p resen te, sino com o era hace 1/300 000 000 de segundo. Com o los hum anos no cam ­ biamos en un intervalo tan breve, decimos que lo vemos en el presente, aunque en realidad lo estemos viendo en el pasado, un pasado muy inm ediato en este caso, pero pasado al fin. Si el objeto que vemos está más alejado, lo verem os com o era más en el pasado. La luz del Sol tarda 8 m inutos en llegar a la Tie­ rra y, p o r lo tanto, siem pre vem os al Sol com o era 8 m inutos antes. Si en el Sol ocurre cualquier fenóm eno, una ráfaga por ejem plo, lo verem os 8 m inutos después de que ocurrió. Si la ráfaga dura m enos de 8 m inutos, en el m om ento que la perci­ bimos ya no existe, se ha extinguido. C uando m iram os el Universo siem pre estamos viendo hacia el pasado, y más cuan to más lejos esté el objeto que observa­ mos. A la estrella Alfa C entauri, a 4 años luz de nosotros, la vemos com o era hace 4 años. En 1987 detectam os la explosión de una supernova en la G ran N ube de Magallanes, que se en­ cu en tra a 200 000 años luz de nosotros. La inform ación del evento explosivo llegó a nosotros 200 000 años después de h ab er explotado la estrella. A la galaxia A ndróm eda la detec­ tamos con 2.5 millones de años de retraso. Intercam biar men146

scyes con seres capaces de hacerlo en A ndróm eda, aun a la velo­ cidad de la luz, es poco práctico: a cada mensaje nuestro no ten­ dríam os la respuesta sino ¡hasta 5 millones de años después! En esta situación, entre más alejados de nosotros estén nues­ tros supuestos interlocutores, muchas más cosas habrían pasa­ do en su m undo entre el m om ento en que envíen una señal y el m om ento en que la recibimos. Podrían incluso h ab er desapa­ recido, y no h ab ría nadie ya p ara recib ir n u estra respuesta. Nosotros, por ejem plo, no existíamos hace 5 millones de años y nuestra capacidad de recibir y enviar mensajes electrom agné­ ticos data de hace solam ente 100 años. Y no sabemos si estare­ mos aquí dentro de un millón de años, o al m enos en qué con­ diciones. Así que si los m ensajes que hem os enviado en los últimos 30 años llegan a buen destino, y nos responden, cuan­ do la respuesta nos alcance quizá no estarem os para in terp re­ tarla, o no recordarem os qué fue lo que preguntam os. M ucho más extrem o es el problem a cuanto más lejos estén los radio­ escuchas. No hay form a de com unicarse con u n a civilización contem poránea a nosotros. Entonces, el problem a de la com u­ nicación con extraterrestres no consiste solam ente en la difi­ cultad de localizarlos en el espacio sino, además, en encontrar a alguien gustoso de hablar con nosotros, pero cuya tem porali­ dad técnica y distancia a nosotros sean congruentes. VII. 3.1. La profundidad del Universo nos muestra su evolución Esta situación tan ex trao rd in aria ha p erm itido, sin em bargo, que los astrónom os de las últimas décadas p u ed an estudiar la evolución del Universo com o un solo sistema. Los objetos más lejanos los vemos com o eran en estados primitivos de su evolu­ ción. La escala de distancias es tam bién u n a escala tem poral. En el extrem o del Universo observable vemos los confines más jóvenes del sistema y cóm o era éste muy al principio. Los objetos más alejados que se han observado son los cuasares, así llam ados p o r su acrónim o en inglés que los describe com o objetos casi estelares, con em isión en radiofrecuencias. Son objetos que se alejan de nosotros con velocidades hasta de 30% la de la luz, lo que hace pensar a m uchos astrónom os que se en cu en tran a distancias enorm es, hasta de 12 000 millones de años luz. La edad del Universo se estim a del o rd en de 147

13 500 m illones de años, p o r lo que en los cuasares estam os viendo u n a clase de objetos m uy antiguos, com o ellos eran cuando el Universo había vivido sólo 10% de su edad actual. Es muy probable que los cuasares, que em iten 100 000 veces más energía que una galaxia grande y masiva, sean uno de los esta­ dos más prim itivos de las galaxias actuales (más cercanas). Tam bién el hecho de que no se hayan d etectado objetos más lejanos que los cuasares hace pensar que, en esas épocas tem ­ pranas, no se h ab ían co n d en sad o grandes cuerpos, y que la m ateria toda del Universo se encontraba en form a de partícu­ las elem entales disociadas, p o r lo que no es probable que en el futuro se encuentren objetos más lejanos que los cuasares. Si todo en el Universo lo viéramos de la misma edad, ¿cómo podríam os delinear la evolución de los distintos objetos que lo pueblan? C onsiderem os adem ás q u e el tiem po que hem os observado el U niverso es muy breve, no más de 400 años, en relación con la edad de los com ponentes del cosmos, galaxias, estrellas, etc. Si un extraterrestre viera a un grupo de hum anos de 30 años durante m enos de un segundo, aun así estaría vién­ dolo d u ra n te u n a fracción de la vida h u m a n a m ucho m ayor que la fracción de la vida del Universo en que nosotros lo hem os escudriñado. En ese ejem plo, el ex traterrestre tendría grandes dificultades en deducir la evolución de u n ser hum ano y sus leyes. Sus probabilidades de éxito aum entarían m ucho si, en lugar de observar individuos de la misma edad, lo hace con hum anos en varios grupos de edad, desde fetos en gestación, hasta algunos cadáveres, pasando p o r jóvenes adolescentes, adultos y viejos. Tal vez podría equivocarse de cualquier forma, pero es más probable que acierte en las líneas generales de la evolución, com o su dirección, de fetos a cadáveres y no al re­ vés, y la escala tem poral, de unos 70 años en cam biar de feto a cadáver. La p ro fu n d id ad del Universo, y el tiem po em pleado por la luz en traernos inform ación de los cuerpos alejados, nos perm ite ver objetos de diferentes edades. Esto ha contribuido a u n m ejor entendim ien to de la evolución del sistema univer­ sal en tero , y a p o d e r vislum brar su origen, su dinám ica, las leyes que rigen los cambios, su tam año y su edad.

148

VII.4.

P r o y e c to s a c t u a l e s d e b ú s q u e d a d e v id a i n t e l i g e n t e

La mayoría de los esfuerzos más recientes de la com unidad as­ tronóm ica p o r rastrear signos de u n a civilización inteligente, se p u ed en en g lo b ar bajo el proyecto s e t i (del acró n im o en inglés que significa búsqueda de inteligencia ex traterrestre). Diferentes formas de búsqueda se llevan a cabo en varios obser­ vatorios ópticos y de radio en el m undo. Cientos de personas participan de alguna m anera con muchos de los proyectos s e t i : en la obtención de datos y sobre todo en el análisis del enorm e volum en de inform ación que fluye por los instrum entos asocia­ dos al program a. La mayoría de los subproyectos buscan seña­ les de radio que p u ed an co n ten er evidencia de h ab er sido ge­ neradas de m anera artificial p o r u n a civilización inteligente y tecnológica. Los participantes de s e t i han hecho grandes pro­ gresos para reducir algunos de los problem as que hem os seña­ lado en las secciones anteriores, sobre todo el de la direccionalidad y el núm ero de frecuencias en que se reciben los datos.

F ig u r a

v i i .5.

Radiotelescopio de 26 m de diámetro en Harvard. (Colección del IA U N A M .)

149

Algunos de los principales proyectos s e t i son el b e t a que recibió sim ultáneam en te 250 m illones de frecuencias con el radiotelescopio de 26 m etros en H arvard, hasta que u n a to r­ m enta lo dañó. El equivalente en el hem isferio sur es el m e t a con un detector de un m illón de frecuencias situado cerca de Buenos Aires. O tro más se llam a s e r e n d i p , que hace uso del radiotelescopio de Arecibo, de 300 m etros de diám etro y que patrulla el cielo a longitudes de onda alrededor de 21 centím e­ tros, lo que posee la ventaja de q u e a esa lo n g itu d de onda, p e n e tra fácilm ente la absorción del polvo in terestelar y p u e­ d en llegarnos señales desde grandes distancias. U na civiliza­ ción inteligente podría muy bien escoger esa longitud de onda para enviar sus mensajes. Tal vez el más prom eted o r de los proyectos s e t i actuales es el Fénix (o Phoenix) que se inició en 1995 con el radiotelescopio de 70 m etros de diám etro en Nueva Gales del Sur, Australia. Entre 1996 y 1998, el proyecto fue tam bién desarrollado en el radiotelescopio de 40 m etros de G reen Bank, Estados Unidos. Actualmente se reservan dos periodos de tres semanas en el teles­ copio de Arecibo para la observación de una lista de 1 000 estre­ llas parecidas al Sol y más cercanas que 200 años luz de la Tierra. Se observa en frecuencias en tre 1 000 y 3000 MHz analizando 2 000 millones de canales de 1 Hz de ancho cada uno. ¿Qué buscan en esas señales que se reciben del Universo? No todas las señales que p ro d u ce u n a civilización tecnológica están destinadas a buscar otras civilizaciones. En nuestro caso, com o hem os visto, las radiocom unicaciones escapan al espa­ cio. Un observador en una estrella vecina no necesita descifrar ningún mensaje, o m irar uno de nuestros program as de televi­ sión, para saber que de aq u í salen em isiones artificiales. Las zonas en la Tierra donde hay mayor intensidad de radiocom u­ nicaciones son Europa, EUA y Japón. La emisión que se escapa proviene sobre todo de radios y televisores caseros. La rotación de la Tierra produce p o r lo tanto una m odulación de la in ten ­ sidad de las señales que em erg en al espacio, p o r lo que un observador capaz se daría cuenta de la periodicidad de 24 ho­ ras, cualquiera que sea la unidad en que él mida, de un patrón bien definido de emisión que se repite. No cabe duda entonces de que la com unidad científica no es apática, e invierte ya grandes esfuerzos p o r perseguir el sueño 150

de encontrar vida inteligente en algún sitio. Hasta ahora no se ha detectado nin g u n a señal que haga sospechar su origen ar­ tificial ex traterrestre, sin em bargo, los que buscan incansa­ b lem en te piensan q u e p o d ría ser d etectad a en cu alq u ier m om ento, acaso m añ an a o la próxim a sem ana... y continúan hurgando el cielo.

VIII. Epílogo: ¿sueño o esperanza? Inevitables conclusiones [...] los filósofos rara vez se convencen unos a los otros, si es que eso ocurre alguna vez, de modo que una discusión entre dos filósofos se asemeja a un diálogo de sordos. A lex a nd re K oyré,

Del mundo cenado al Universo

infinito, 1957

E l m u n d o está lleno de cosas maravillosas, de cosas so rp ren ­ dentes. C uanto más ap ren d em o s a m irarlas más asom brosas nos parecen. La vida com o fen ó m en o n atu ral nos sigue cau­ sando gran inquietud: cóm o un fenóm eno tan com plejo y tan im probable desem bocó en la vida com o hoy la conocem os. A veces nos parece tan familiar que olvidamos el intrincado y sor­ p ren d en te laberinto de condiciones que la hicieron posible en la T ierra, y tendem os a sim plificarla p en san d o que su gesta­ ción es lo natural e inevitable y que, p o r lo tanto, debe b ro tar p o r todos lados. Las condiciones p arecen suficientem ente específicas, y algunas tan fortuitas, que la vida com o fenóm eno más bien podría ser excepcional. A pesar de eso, y en vista de lo espectacularm ente grandioso del Universo, la ciencia está dispuesta a adm itir que la vida p u ed e ab u n d a r en el espacio sideral, pero no la hem os encontrado. La verdad es que no hem os en co n trad o evidencias de vida en ninguna parte fuera de la Tierra, ni com o la conocemos, ni de alguna variante. Se puede especular, y a m ucha gente le gus­ ta hacerlo, que en otros entornos podría haber formas de vida

151

adaptadas a las condiciones físicas y quím icas locales, y que, por lo tanto, la vida ahí pudo hab er tom ado una ruta diferente hasta p ro d u c ir form as y sistem as bióticos ajenos a nu estro saber e inimaginables p o r nosotros. En principio eso puede ser verdad, pero hasta cierto lím ite, p o rq u e la quím ica y la física que gob iernan todo el sistem a universal (y la m ateria prim a) son las mismas en tod o sitio, p o r lo que grandes variaciones con resultados muy diversos parecen poco probables. ¿Cuál es el límite?, es algo que los hum anos querríam os saber y busca­ mos en ten d er, de form a p aciente y constante, en un proceso de aprendizaje tan largo com o dure nuestro intelecto. Hay u na gran diferencia en tre sim plem ente estar vivo y ser consciente de estarlo. Parte de la consciencia de vivir es po d er predecir la m uerte. La vida consciente en la Tierra es un fenó­ m eno tran sito rio y muy breve en la evolución del Universo. Sabemos que tendrá un fin y tam bién podem os calcular cuáles son nuestras expectativas máximas de vida. Como m ucha gente d u ra n te su vida personal, q u erríam o s los de n u estra especie p o d er contarle a alguien quiénes somos y qué hacem os, nues­ tras felicidades y desdichas, nuestros encantos y fealdades, antes de perecer. La felicidad n u n ca es com pleta sin testigos. ¿Es acaso por eso que nos inquieta tanto la existencia de extraterrestres colegas en la aventura del Universo? Parece un sue­ ño o u na esperanza que alguien lea nuestro diario después de n uestra m u erte com o especie; qué útil sería u n a civilización inteligente para eso, para no m orir solos y sin testigos. Pero, asim ismo, debem os de ser conscientes de que otras posibles civilizaciones tam bién serán fenóm enos transitorios en el Universo, como nosotros, y que su tiem po puede ser igual­ m ente un instante breve en algún o tro lugar del cosmos. El problem a del encuentro de dos civilizaciones cósmicas capaces del contacto y conscientes de su existencia, adem ás del de la distancia, es el de la coexistencia en el tiempo. La coincidencia de dos instantes breves, y el tiem po tan largo necesario para que el canal de la com unicación funcione, hacen difícil y poco probable establecer lazos con extraterrestres. No es posible dejar de sentirse sobrecogido p o r la ínfim a escala hum ana, com parada con la escala del sistem a que nos hem os propuesto com prender. Con todo y eso, hem os ido muy lejos en la tarea. No es correcto que un Homo sapiens lo diga de 152

su misma especie, pero con el perdón de los dem ás seres vivos en la Tierra, eso ha sido posible gracias a nuestro gran intelec­ to, más grande acaso que nuestro planeta. Ese intelecto que es tam bién parte muy so rp ren d en te de la evolución biológica y que, de form a en can tad o ra, cierra el círculo al perm itirn o s p o d e r p reg u n tarn o s d ó n d e y cóm o o cu rrió el génesis de ese intelecto que nos perm ite preguntarnos dó n d e y cóm o... etc., y postular y buscar otros intelectos. El espíritu de b ú squed a y de saber del ser h u m an o lo ha em pujado durante toda su existencia a in ten tar calcular, descu­ brir, predecir, y todo esto desde épocas en las que no contaba con más instrum ento que su intelecto ya nacido y su intuición al desnudo, sin otras herram ientas que su cerebro. Así ap ren ­ dió sobre el m u n d o inm ed iato y luego sobre el más lejano, fabricando su tecnología y edificando su ciencia hasta darse cu en ta de lo en o rm e m en te solos que estam os, de lo lejos e igualm ente solos que están otros posibles seres vivos en el Uni­ verso. G uardam os, sin em bargo, la esperanza de e n c o n tra r a alguien y hablar con él, y p o r eso seguimos buscando. El tiem­ po aprem ia, nos quedan sólo unos pocos miles de millones de años para lograrlo antes de que el Sol evolucione y nos expulse del paraíso en el que vivimos. La descripción del Universo, su estructura, su tam año y sus leyes vertida a lo largo de los capítulos de este libro nos em pu­ ja inevitablem ente a una sola conclusión: no es posible que haya habido jamás seres vivos e inteligentes de origen extraterrestre en nues­ tro planeta. El au to r invita nuevam ente al lector a que m edite sobre todos esos argum entos y busque cóm o sería posible para un ser extraterrestre haber llegado aquí y para qué. Es posible, y hasta muy probable, que los razonam ientos de este libro sobre la inexistencia de vida extraterrestre en la Tie­ rra dejen a m uchos inm utables o insatisfechos. Ya se sabe que siem pre habrá quien prefiera buscar en la oscuridad del dog­ m a y el mito, y no a la luz de lo predicho y com probado, siem­ p re alguien para quien la exigencia de pru eb as que pasan duros escrutinios es u n a necedad, alguien que se conform a con lo superficial de haber oído, hab er creído ver, hab er oído que alguien creyó ver, o quien se deslum bra p o r u n a p ru eb a fabricada o superficialm ente estudiada. A ellos quizá no lo­ grem os convencerlos n u n ca de que la fantasía no basta para 153

d esarrollar el conocim iento firm e. D esafo rtu n ad am en te hay grupos de Homo sapiens con los que el diálogo y las razones recu erd an a los filósofos de Koyré a quienes se refiere el ep í­ grafe de este epílogo. Es el anhelo del au to r que este libro provea al lector las he­ rram ientas que nuestros conocim ientos astronóm icos, físicos y quím icos m odernos nos b rin d an , p ara que no se deje llevar p o r argum entos fáciles sin justificaciones suficientes tantas veces m anejados p o r los medios de intereses comerciales, para que ap ren d a a dudar, para que plantee nuevas preguntas, pre­ diga y decida con su p ro p io in telecto, p ara que p o n g a en entredicho lo que parece ser y no es, para que busque siem pre la verdad del m undo natural siem pre escrito en sus manifesta­ ciones y se libere de la fantasía y de la credulidad irracional. A. A. E

Ciudad de México, verano de 2001.

154

PR EG UN TA S FR EC U EN TES Y A LGUNAS RESPUESTAS O C O M E N T A R IO S

En esta sección incluirem os algunos de los com entarios que frecu en tem e n te hem os escuchado e n tre el público sobre lo que m uchos consideran evidencia de la presencia de ex trate­ rrestres en la Tierra. A su vez, incluimos las razones p o r las que la mayoría de los científicos no las consideran prueba suficien­ te y, cuando sea posible, u n a explicación alternativa. Las opi­ niones vertidas en las respuestas o com entarios a las “eviden­ cias” son las del autor, quien asume la responsabilidad total de esos com entarios.

M ucha gente ha visto y hasta fotografiado platillos vola­ dores, entonces existen y son p ru eb a de que los extraterrestres exis­ ten y h an venido a la Tierra. R e s p u e s t a : L os informes de individuos sin más prueba que su palabra no pueden tomarse sino como algo que debe ser confirmado y probado, aun si el individuo que lo dice es un científico. Las fotografías y los videos, desafortu­ nadamente, no constituyen una prueba confiable. Es muy simple alterar y componer imágenes, y no sólo ahora con las computadoras sino desde antes; un fotógrafo hábil ha podido siempre poner y quitar personajes u objetos en una imagen. C o m e n ta rio :

Las imágenes de ovnis que se nos ofrecen van desde aquellas donde lo único visible es un manchón que igual puede ser un defecto de lafotografía o un ave en vuelo mal enfocada, hasta un rasgo introducido deliberadamente sobre una fotografía cualquiera. La fabricación de ovnis y sus fotografías no sólo es posible, sino muy divertido. El Instituto de Astronomía de la u n a m ha ofrecido en ocasiones talleres sobre la fabricación de ovnis a partir de materiales de de­ secho, y las fotografías logradas podrían engañar a muchos; son talleres muy exitosos. 155

C o m e n t a r i o : No sólo individuos sino mucha gente a la vez ha visto, durante horas, objetos raros en el cielo como esferas metálicas que se mueven poco o que desaparecen de la vista con patrones de vuelo poco familiares y no atribuibles a nuestros aviones. R e s p u e s t a : E s cierto que el testimonio colectivo tiene más peso en la bús­ queda de una verdad y que no debe ignorarse o descreerse. Si más de dos perso­ nas vieron lo mismo, debe ser verdad. Pero, ¿qué es lo que vieron? La respues­ ta simple y honesta es: no sabemos. Sin embargo, podríamos comenzar por hacer algunas hipótesis y descartar las que parecen tener menos posibilidades de ser ciertas, igual que lo haríamos en cualquier averiguación. Por otro lado, cualquiera estará de acuerdo en que pasar de la visión colectiva a la convic­ ción de que lo que vieron era extraterrestre, es ir demasiado lejos y demasiado rápido. Al menos resulta ingenuo. Aun sin saber qué era, hay muchas otras explicaciones más probables que la de los extraterrestres, que debieran ser ana­ lizadas antes y con mayor prioridad, aunque sólo sea por ser más factibles. Pensemos por ejemplo en cualquier explicación alternativa, la que sea, por más sofisticada que nos parezca; un secreto militar, un experimento del depar­ tamento de meteorología y no nos avisaron, un espejismo, algún efecto óptico generado por la contaminación de nuestra atmósfera, etc., etc. Algunas habrá verdaderamente descabelladas, sin embargo cualquiera de esas posibilidades es millones de veces más probable, a que sean extraterrestres, que sin duda es la más descabellada. ¿Por qué entonces la gente opta por lo más difícil?, ¿por lo más ingenuo? En este libro hemos tratado de ofrecer los argumentos necesa­ rios para comprender por qué esa opción es la menos probable. C

o m e n t a r io :

¿Y los num erosos testim onios de contacto con ellos?

La gente es capaz de contar las historias más fantásticas y podrá confiar en que siempre habrá quien se los crea. El asunto es que no bas­ ta que alguien nos cuente su aventura, tiene que ofrecer pruebas que sean verifcables y contundentes. No se puede acusar a alguien de incrédulo si no se le ofrecen pruebas sólidas, en particular a la ciencia. Si la ciencia no exigiera esa solidez de pruebas, no sería la cienciafirme que poseemos, sería un dogma, un acto defe. Afortunadamente la solidez científica está basada en la riguro­ sidad. R espuesta:

C o m e n t a r i o : Hay evidencias dejadas en la T ierra p o r el paso de ex­ traterrestres en el pasado, en la escultura (p. ej., la estela maya de Palenque con la figura de un cosm onauta, o las cabezas m onum enta­ les en la isla de Pascua), la arq u ite c tu ra (p. ej., las pirám ides egip­ cias), o en las obras m onum entales com o las figuras de Nazca (Perú) que sólo se perciben íntegras desde la altura. R e s p u e s t a : Todas esas obras, y seguro algunas más que se nos escapan, son sin duda grandes obras, ya sea por su tamaño o por su enorme, contenido plástico y artístico. En efecto, todos los ejemplos son expresiones artísticas y reli­ giosas humanas. El que nos parezcan monumentales, grandiosas y que consi­ deremos a nuestros antepasados incapaces de ejecutarlas sin la intervención o

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sin la iniciativa extraterrestre, es menospreciar sus capacidades intelectuales y tecnológicas, su creatividad, su inventiva y tenacidad. Si las razones y las particularidades que movieron a esa gente a ejecutar sus obras se nos escapan, eso no significa que no hayan sido capaces de hacerlas. Actualmente hay gru­ pos de investigadores que buscan descubrir y reproducir los medios a los que recurrieron para fabricar, transportar, erigir y trazar sus obras, con los recur­ sos a su alcance: materiales, mano de obra, poder político y económico, etc. Sus investigaciones han mostrado en muchos casos que con los recursos de la época y la región, imaginación y mucho empeño, las obras monumentales fueron posibles. ¿Por qué ver en una estela maya a un extraterrestre o un cosmonauta alta­ mente improbables y sin más evidencias, antes que a un sacerdote, un guerrero o un sacrificado que eran más comunes en la época y en las expresiones artís­ ticas de los mayas, de las que poseemos innumerables referencias y evidencias ? ¿Por qué no aceptar que el trazo de una figura enorme, como las de Nazca, pudo haber sido ejecutada por gente con intuición y conocimientos, geométri­ cos para el trazo y astronómicos para la orientación, suficientes, aunque no pudiera volar y verla desde arriba ?Las figuras son admirables sin duda y las razones podrían aún escapar a las interpretaciones de los arqueólogos, pero son perfectamente ejecutables, con pocos recursos y muchas ganas de hacerlas, por una civilización de cultura avanzada. C o m e n t a r i o : N osotros no podem os actualm ente viajar a la veloci­ dad de la luz o más rápido, pero eso no quiere decir que en el futuro no lo logrem os o que otra civilización más avanzada que nosotros lo haya lo grado ya, p o r lo que u n viaje in terestelar p ara ellos ah o ra y nosotros después, sería posible y entonces tam bién el contacto físico entre dos civilizaciones del Universo. R e s p u e s t a : Viajar a la velocidad de la luz no es posible para nadie, para ninguna civilización por muy adelantada y tecnológica que sea. La razón es que para que un objeto con masa viaje a la velocidad de la luz, es necesario darle una cantidad infinita de energía, lo que no es posible. Véanse los argu­ mentos detallados en las secciones VI. 2.2 y VI. 2.4 de este libro. C o m e n t a r i o : Pero el Universo es tan grande, prácticam ente infini­ to, que no es razonable su p o n er que som os los únicos y que no hay vida y hasta vida inteligente y tecnológica en otros lados, inclusive en m uchos otros lados, del espacio cósmico. R e s p u e s t a : Con este argumento el autor está completamente de acuerdo, es altamente probable que haya muchos sitios con formas de vida y tal vez otras civilizaciones muy desarrolladas. La ciencia y la mayoría de los científicos también comparten esa idea. Lo que se debate, y que es el tema de este libro, es la posibilidad de hacer contacto con ellos, físico o por otro medio de comunica­ ción. Hemos ofrecido a lo largo de los capítulos anteriores una serie de argu­ mentos por los que el contacto y la comunicación son imposibles o extremada­ mente improbables, argumentos que abarcan las dimensiones del Universo, la

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localización de, los extraterrestres, los tiempos necesarios para el transporte o la recepción de mensajes, la codificación de mensajes, los costos energéticos que implica. Hemos hecho un recuento de la problemática y de lo que los humanos sabemos del Universo y de lo que somos o podríamos ser capaces. Es muy claro entonces que aunque nuestro interés por buscarlos y hablarles es auténtico y mucho conocimiento y esfuerzo se han invertido para lograrlo, nuestro aisla­ miento es total y nuestro tiempo como civilización no es infinito. Por lo que mejor será dejar de pensar y aceptar a la ligera que los extraterrestres han esta­ do alguna vez en esta mota de polvo infinitesimalmente pequeña, del gran Universo, que es la Tierra.

158

G LO SA R IO

año luz. Distancia que recorre la luz en un año. Equivale a 9.45 x 1012

kilómetros. asteroide. Cuerpo sólido del Sistema Solar. Orbita alrededor del Sol como los planetas pero es mucho más pequeño. Los mayores que se conocen miden unos 250 kilómetros y los hay también microscópi­ cos. Ocasionalmente atraídos por el campo gravitacional, se precipi­ tan sobre algún planeta mayor. Al ingresar a la Tierra se llaman me­ teoritos. Algunos por fricción se desintegran en la atmósfera antes de alcanzar la superficie. Los que llegan a la superficie producen un crá­ ter de impacto y al ser analizados nos proporcionan gran informa­ ción sobre el pasado del Sistema Solar. Cámbrico. Primero de los cinco periodos en que se divide la era Primaria o Paleozoica; comprende desde 590 hasta 500 millones de años. Se caracteriza por estratos sedimentarios con fósiles de trilobitas y otros artrópodos. En él se originan los invertebrados marinos. cúmulo globular. Conglomerado constituido por unas 100 000 estre­ llas que se formaron casi simultáneamente de una gran nube interes­ telar. Existen en todas las galaxias espirales. En la Vía Láctea se cono­ cen aproximadamente 150 ubicados en el halo galáctico. enanas blancas. Estrellas que llegan al fin de su evolución con menos de 1.4 veces la masa del Sol. Su baja masa impide que explo­ ten como supernovas al final de su evolución y, por lo tanto, se han ido enfriando gradualmente. Cuando una estrella alcanza la fase de enana blanca tiene temperaturas de hasta 50 000 grados en la superfi­ cie y son de cien mil a un millón de veces más densas que el Sol. enanas cafés o marrones. Estrellas con muy poca masa, entre 15 veces la masa de Júpiter y unas centésimas de la masa del Sol. Son incapaces de generar energía por fusión de hidrógeno, más bien la generan por contracción gravitacional y por fusión de deuterio. Son frías, menos de 2000 grados en la superficie y, por lo tanto, poco bri159

liantes y difíciles de detectar. Se cree que una gran cantidad de mate­ ria en el Universo existe en forma de enanas cafés. estromatolitos. Estructuras formadas sedimentariamente por orga­ nismos metabólicos. En estas estructuras se han descubierto los microfósiles más antiguos conocidos, con una antigüedad de 3 500 millones de años. fotosíntesis. Capacidad de algunas células de convertir la energía de la luz solar en glucosa esencial para la vida de las plantas. fotodisociación. Destrucción de moléculas complejas por interac­ ción con fotones de alta energía. El resultado son moléculas más sim­ ples o átomos aislados. fotón. Corpúsculo de energía sin masa, que en el vacío se desplaza a la velocidad de la luz. Posee asociados una frecuencia de oscilación o color. La luz puede concebirse como un haz de fotones. isótopo. Núcleo de un elemento que contiene más neutrones (pero el mismo número de protones) que el núcleo original de dicho elemento. Los núcleos de los isótopos de un elemento son, por lo tanto, más pesados. El hidrógeno, que originalmente tiene un pro­ tón en el núcleo, tiene dos isótopos: el deuterio con un protón y un neutrón, y el tritio con un protón y dos neutrones. Joule. Unidad de energía llamada así en honor a James Joule (1818-1889). Es la energía requerida para proporcionar una acelera­ ción de 1 m /seg2 a un kilogramo de masa durante una distancia de un metro. materia oscura. Material cuya emisión de luz es muy baja por lo que no es posible verlo. Su existencia ha sido inferida por sus efectos gravitacionales sobre la materia que sí vemos, es decir, estrellas y gala­ xias. Hoy parece evidente que hay más materia oscura en el Universo que en forma visible. Su naturaleza no es bien conocida, pero se pos­ tula que está constituida por hoyos negros, estrellas enanas cafés, gas frío, etcétera. momento angular. Propiedad física de un sistema que gira. Se defi­ ne como el producto de la velocidad de giro por el radio de giro. Como la energía, el momento angular de un sistema se conserva invariante ante cualquier cambio físico del sistema. nebulosas planetarias. Las constituidas por las últimas etapas evolu­ tivas de las estrellas de menos de tres masas solares. El nombre es con­ fuso, pues no tienen nada que ver con un planeta ni con la formación de planetas, sino que se debe a que en las placas fotográficas antiguas el aspecto nebuloso de estas estrellas las hacía parecer planetas. parsec. Unidad de distancia definida geométricamente utilizando el radio de la órbita terrestre como base (véase sección III.2 para una definición formal). Equivale a 206 265 veces la distancia de la Tierra 160

al Sol o a 3.2 años luz. Es la unidad más común para medir distancias cósmicas. rayos cósmicos. Son los formados de protones, neutrones y nú­ cleos de helio viajando por el espacio cósmico a cientos de kilóme­ tros por segundo. Son producidos por reacciones nucleares en el Sol y las estrellas. Su llegada a la Tierra puede ser detectada, y su densi­ dad y velocidades ser medidas. supernova. Nombre que se da al estallido de una estrella vieja de más de tres veces la masa del Sol que, al agotar sus fuentes de energía nuclear, sufre un colapso seguido de una explosión de magnitud enorme. trilobitas. Los primeros artrópodos (parientes de arañas y cangre­ jos). Solamente se conocen en estado fosilizado en los estratos corres­ pondientes al periodo Cámbrico. No existen vivos en el presente. triple alfa. Proceso nuclear por medio del cual tres núcleos de helio, también llamados partículas alfa, se combinan para formar un núcleo de carbono. En el proceso se libera una pequeña cantidad de energía. Es la cadena nuclear responsable de la producción de ener­ gía en algunas estrellas poco evolucionadas. planetesimales. Aglomerados de material pesado que aumentan paulatinamente su tamaño por acumulación de partículas sólidas durante las etapas tempranas de la formación del Sistema Solar. Alre­ dedor de estos núcleos primitivos se formarán los planetas. pulsar. Núcleo de una supernova que se conserva colapsado des­ pués de la explosión. Giran miles de veces por segundo y poseen campos magnéticos muy intensos. radiactividad. Es la desintegración espontánea de núcleos atómi­ cos. Como resultado se tienen núcleos de elementos más ligeros. Durante el proceso, se emiten partículas (a y (3) y radiación de alta energía (rayosy). remanente de supernova. Nube gaseosa rica en elementos pesados que se expande en el medio interestelar y que antes de la explosión constituía el cuerpo de la estrella. viento solar. Flujo radial de partículas provenientes de la corona solar, que transporta masa y momento angular hacia afuera del Sol. El flujo a 1 AU es de 3.8 X 108 partículas/cm2/s. La masa total que pierde el Sol en forma de viento solar es de 2.9 X 1013 gramos por segundo.

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REFERENCIAS Y OTRAS LECTURAS RECOMENDADAS

T. Audersik y G. Audersik. Biología. La vida en la Tierra. 4a. edición. Prentice-Hall, 1996. Daniel J. Boorstin. Los descubridores. Editorial Crítica (Grijalbo). 1988. N. Chávez y M. Casanueva. “Evolución prebiológica. De la sopa pri­ mitiva a las primeras comunidades biológicas”, en Correspondencia. Homenaje a Oparin. Compiladores: Mireia Artís, Mario Casanueva y Nemesio Chávez. Universidad Autónoma Metropolitana. 1983. Charles Darwin. El origen de las especies. Colección “Sepan Cuantos”. Núm. 385. Editorial Porrúa. 1982. Donald Goldsmith y Tobias Owen. The Search for Life in the Universe. The Benjaming Cummings Publishing Company, Inc. 1980, Alexandre Koyré. Del mundo cerrado al Universo infinito, Siglo XXI. 1979. D. Morrison, S. Wolff, A. Fraknoi Abell. Abell’s Exploration of the Uni­ verse. Saunders College Publishing. 1995. J. A. Wood. The Solar System. Prentice-Hall. 1979.

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A G R A D EC IM IEN TO S

El autor agradece al Instituto de Astronomía de la u n a m por haber proporcionado todos los recursos y medios necesarios para la pro­ ducción de este libro. A P a t y C a r r i l l o , la primera lectora del libro, por sus innumerables correcciones y comentarios; a M a r c o A n t o n i o P u l i d o por su cuidadosa y siempre constructiva corrección de estilo; a R u b é n A g u i l a r por la producción de muchas de las figuras; a D a n i e l F l o r e s y J u a n C a r l o s Y u s t i s por la manipulación y mejora de muchas otras de las ilustraciones; a R e n L e B l a n c k de P a l e o p l a c e (h ttp .//www.paleoplace.com) por permitirme usar sus imágenes de trilobitas de las figuras i.sa y 1.3b y por haber producido las imágenes de alta densidad que le requerí. A M i g u e l A g u s t í n T é l l e z por pro­ porcionarme la imagen del estromatolito de la figura 1.4.; a O m a r L ó p e z C r u z por la imagen de Coma en la figura 111.9 y a R e n é e K r a a n K o r t e w e g por la distribución de galaxias en la figura 111.11 .

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ín d ic e

I n v it a c ió n

pe r so n a l a l l e c t o r : las reg la s d e l ju e g o

I n t r o d u c c ió n I.

II.

III.

IV.

...

11

..........................................................................................................

13

La v i d a e n n u e s t r o r i n c ó n d e l U n i v e r s o

......................

15

1.1. La edad de la Tierra .............................................. 1.2. La Tierra p rim itiv a................................................... 1.3. O xidación de la atmósfera te rr e s tr e ....................

16 22 26

.... II. 1. Nubes interestelares: la contracción gravitacion a l ............................................................................. 11.2. P ropiedades generales del sistem a planetario s o la r ........................................................................... 11.3. Protosol y disco planetario ................................. 11.4. La quím ica del Sistema Solar .............................

28

G é n e s is d e l S is te m a S o l a r , l a c u n a d e l a T i e r r a

u e s t r o l u g a r e n e l U n i v e r s o ................................... III. 1. ¿En dónde e s ta m o s ? ............................................ 111.2. La vecindad solar ................................................. 111.3. La escala cósmica de d is ta n c ia s ........................ 111.4. El tam año de la g alax ia........................................ 111.5 . El G rupo Local de galaxias ............................... 111.6. Cúmulos de g a la x ia s............................................ 111.7. Estructura del Universo a gran e s c a la .............

N

28 31 33 34 47 47 50 52 56 58

61 64

C irc u n s ta n c ia s a s tro n ó m ic a s p a ra l a e x is te n c ia d e

............................................................ IV. 1. Vida en el Sistema Solar .....................................

v id a e n l a T ie r r a

67 67 167

V.

V I.

IV.2. La nube presolar y su composición química . . IV.3. La época del gran b o m b a rd e o ......................... IVA Lo fortuito de las condiciones de vida en la T i e r r a ................................................................... IV.5. Los protectores naturales de la T ie r r a .............

77 90

¿E n

97

d ó n d e po d e m o s e n c o n t r a r ex tra terrestres?

...

99

V.l. Planetas en otras estrellas................................... V.2. Posibilidades de vida en los nuevos sitemas planetarios............................................................. V.3. ¿Son verdaderam ente planetas grandes o estrellas ch icas?.................................................... V.4. El futuro de la búsqueda de planetas ...............

114 115

C

116

o n t a c t o en t r e d o s c iv il iz a c io n e s

......................................

VI. 1. Hallazgo y contacto: dos cosas muy diferen­ tes ....................................................................... VI.2. Dificultades para el contacto físico ................. VI.3. Tiempo de vida de una civilización tecnoló­ gica ....................................................................... VI.4. La contracción del tie m p o ............................... V II.

71 73

Formas

112

117 119 131 134

a l t e r n a t iv a s d e c o m u n i c a c i ó n c o n e x t r a -

.......................................................................................................

136

VII..1. Comunicándonos a la velocidad de la luz . . . VII.2. Codificación de mensajes, ¿cómo nos hace­ mos e n te n d e r? .................................................. VII.3. No podemos hablar con nuestros contem ­ poráneos ............................................................. VII.4. Proyectos actuales de búsqueda de vida intelite n te .................................................................

138

terrestres

VIII. Ep í l o g o : sio n e s P reguntas

140 146 149

¿ su e ñ o o e sp e ra n z a ? In e v ita b le s c o n c l u ­

................................................................................................................ fr ec u en tes y a lg u n a s respuestas o c o m en

151

­

........................................................... ..........................................................

155

G losario .......................................................................................

159

t a r io s

168

R e f e r e n c ia s A

y o t r a s l e c t u r a s r e c o m e n ix

g r a d e c im ie n t o s

..............................................

\

d a s

.................v

.

163 155

169

Este libro se term inó de im prim ir y en cu a d ern a r en el m es de septiem bre de 2003 en los talleres de Im ­ presora y E n c u a d e rn a d o ra P rogreso, S.A. ( i e p s a ) , calzada d e San L orenzo 2 4 4 , 0 9 8 30 M éxico, D. F. Se tiraron 1 0 000 ejemplares

T ipografía y form ación: Javier Avila del T aller de Com posición Electrónica del F ondo de C ultura Económ ica Corrección: Armando Rodríguez Briseño La Ciencia para T odos es u n a colección coordinada editorialm ente p o r Marco Antonio Pulido y María del Carmen Farías

J uan Echevarría

Estrellas binarias interactivas A u n q u e a sim p le vista a lg u n as estrellas p a re c e n e sta r m uy p ró x im as e n tre sí, sólo m e d ia n te la o b serv ac ió n con telescopio p u e d e decirse si están re a lm e n te fo rm a n ­ d o u n sistem a b in a rio , es decir, u n p a r d e estrellas q u e g iran en to rn o de sí m ism as, a lre d e d o r de un c en tro de m asa co m ú n , com o n u e stra T ierra y la L u n a p o r d a r un ejem p lo m ás c e rc a n o . El tra b a jo de E c h ev erría versa sobre este tipo de estrellas y, en particular, aquellas que, d u ra n te su m o v im ien to , in te rc a m b ia n m a te ria e n tre ellas: las binarias interactivas, que dan título al libro. U n a d e las m etas de la astro n o m ía actual es ex p licar la e x isten c ia d e los c u e rp o s celestes a p a rtir d e u n a base física, m é to d o q u e re q u ie re la rea liza c ió n d e d e sc rip ­ cio n es q ue se b asen en p a rá m e tro s cuantificab les: te m ­ p e ra tu ra , lum inosidad, radio y m asa, p o r citar los p rin ci­ pales.

L a C ie n c ia pa r a T o d o s # 4 9

Coeditores: Se c r e t a r ía C o n s e jo N Fondo

de

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E d u c a c ió n P

a c io n a l d e

C

Cultura Económ

3 a e d ic ió n , 2 0 0 2

ISBN 9 6 8 - 1 6 - 6 6 0 0 -3

ú b l ic a

ie n c ia y ic a

T e c n o l o g ía

Shahen H

acyan

Del mundo cuántico al Universo en expansión La m ecánica c u án tica y la relatividad — las dos teo ría pilares de la física m o d ern a— cam biaron radicalm ente en el siglo x x las ideas q u e se te n ía n sobre la m a te ria y la energía, la fuerza, el tiem po y el espacio. Asimismo, en cos­ m ología el d escu b rim ien to de la expansión del U niverso m arcó u n hito, y llevó a los físicos y a los astrónom os a p ro ­ p o n e r la teoría de la G ran Explosión, según la cual el U ni­ verso habría surgido hace unos 15 mil m illones de años en circunstancias sólo explicables m ediante la física cuántica. Este libro de S hahen Hacyan reseña la relación en tre lo cósm ico y lo atóm ico, y lo hace en u n lenguaje accesible para el público en general.

L a C ie n c ia p a r a T o d o s # 1 2 9

Coeditores: S e c r e t a r ía C o n s e jo N Fondo

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ISBN 9 6 8 - 1 6 - 6 6 04-6

T e c n o l o g ía

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La idea de la existencia de seres vivos e ir teligentes en otro lugar del Universo e

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j||rrf-pB*~r“ fascinante y ha pasado probablem ent por ca^eza c*e cas' todas las persona: \ í 88 i En este libro se discuten las posibilidade aL / ■ de que una civilización se haya desarrolle ■•J do en otro rincón del Universo y se en

marcan los fenómenos que promueven que inhiben la generación de la vida y s » '■ * ulterior evolución hacia la conciencia; lq • argumentos están basados en la física, j química, la astronomía y la biología qd KT 3 — ■ BH ■ hemos aprendido a lo largo de nuestrj propio desarrollo. Las enormes distancias involucradas, la velocidad d desplazamiento y transmisión y el tiem po de vida de una civilización, im ponen enormes limitaciones para la localización, comunicación y contacti ||

entre dos civilizaciones tecnológicas inteligentes. El tema es susceptible a la polémica porque muy pronto en una discu sión nos pone en la frontera misma del conocimiento, en varias disciplina; Lo que por un lado hace el problema muy interesante, por otro lo hac vulnerable a la inclinación, natural en el ser humano, a la fantasía. Reciba el lector una invitación a no dejarse tentar por la simpleza d admitir cualquier cosa como posible sólo porque no lo sabemos todo. L ciencia no lo sabe todo pero es capaz actualmente de establecer o prede cir algunos límites fundamentales a nuestra imaginación desnuda.

Armando Arellano Ferro nació en la ciudad de México. Obtuvo su licencia turaren la Escuela Superior de Física y Matemáticas de Instituto Politécnio

Nacional y su maestría y doctorado en astrofísica en la Universidad de Te ronto. Es investigador del Instituto de Astronomía de la Universidad Na cional Autónom a de México desde 1983. Su campo de actividad es el de I astrofísica estelar por medios observacionales. Es miembro del Sistema Na cional de Investigadores desde su fundación en 1984.

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