El origen de la vida I: un universo para la vida

Sergio Escamilla

Cómo se originó la vida en la Tierra es una de las preguntas más importantes de la historia. La vida tiene una composición química diferente a la de los objetos no biológicos. Los seres vivos están compuestos principalmente de seis elementos: CHONPS. Analizamos el origen de estos elementos, las condiciones cósmicas y astronómicas para la aparición de vida. Qué es la vida y qué características la definen. Nos adentramos en el campo de la química prebiótica: cómo la química pudo dar el salto a formar seres vivos. Explicamos la hipótesis más aceptada de cómo era la vida cuando comenzó: la hipótesis del mundo de ARN. Después cambiamos de aproximación e intentamos llegar al origen de la vida buscando las evidencias de vida más antiguas, siendo estas evidencias tanto físicas (fósiles) como de otro tipo.

¿De dónde venimos? Esta es y ha sido, una de las preguntas filosóficas más trascendentales de la humanidad. Darwin nos dio la primera explicación científica de cómo el humano surgió a partir de una rama de simios, derrocando así para siempre a la respuesta teísta de nuestro origen. Sin embargo, la pregunta queda sin ser contestada en cierto modo pues, ¿de dónde viene esa rama de simios, que a su vez dio lugar al humano? Probablemente vino de otros primates, pero ¿de dónde vienen los primates? Si concatenamos esta pregunta hasta el pasado más remoto nos daremos cuenta de que la pregunta realmente trascendental es: ¿de dónde viene la vida? Todavía estamos muy lejos de poder contestarla, pero científicos de muy diversas disciplinas han unido esfuerzos y hoy en día tenemos una historia de cómo pudo surgir. 

Un Universo para la vida

Antes de explicar la transición de la química a la biología debemos explicar la transición de la física a la química. La vida en la Tierra se basa principalmente en 6 elementos químicos: carbono (C), hidrógeno (H), oxígeno (O), nitrógeno, (N), fósforo (P) y azufre (S), por eso la conocemos como vida CHONPS (Andrulis, 2011a). Estos elementos forman el 99% de la masa de cualquier ser vivo, siendo el 1% restante otros elementos, en su mayoría metales imprescindibles para el correcto funcionamiento de algunas proteínas. Pero ¿cómo surgieron estos elementos? ¿Han existido desde siempre?

Hasta el siglo pasado la humanidad no sabía si el Universo había existido desde siempre o si había tenido un principio. El mismo Einstein estaba convencido de que el Universo era eterno, siempre había existido y no tendría fin. Gracias a numerosas evidencias científicas hoy sabemos que el Universo tuvo un principio, hace unos 13.700 millones de años, con el Big Bang

Durante los primeros cientos de miles de años la temperatura era tan alta que no existía ningún átomo, los protones y neutrones iban por un lado y los electrones por otro. Hubo que esperar hasta el año 379.000 después del Big Bang para que el Universo se enfriara lo suficiente como para que los protones atraparan a los electrones y así se formaron los primeros átomos: hidrógeno en su inmensa mayoría, constituido por un protón y un electrón, y en menor medida helio (He), constituido por dos protones, dos neutrones y dos electrones.  El Universo hasta entonces era opaco, y es que cuando hay electrones sueltos (sin formar parte de los átomos, lo que se denomina plasma) los rayos de luz viajan de una partícula cargada a otra, y no puede vagar libremente por el espacio. De modo que en el 379.000 después del Big Bang “se hizo la luz”. Esa es la primera luz del Universo, denominada “radiación de fondo de microondas”, y nos llega hoy en día en forma de microondas (una radiación poco energética) desde todos los puntos del cosmos (Bang and Bang, 2008; Johnson, Fields and Thompson, 2020). 

Hubo que esperar mucho tiempo hasta que se formaran las primeras estrellas, unos 500 millones de años (Johnson, Fields and Thompson, 2020). Las estrellas se forman cuando todos los átomos de hidrógeno se atraen unos a otros por el efecto de la gravedad. La atracción gravitatoria genera una temperatura tal que la repulsión electrostática entre los electrones de distintos átomos es vencida y un hidrógeno se fusiona con otro hidrógeno, generando helio (He) y energía. Esa energía es la luz del sol. De la misma manera dos átomos de He se pueden fusionar para generar berilio (Be), o tres átomos de He para generar Carbono (C), y así en muchas combinaciones posibles hasta generar todos los átomos de la tabla periódica hasta el hierro (Fe). El resto de elementos de la tabla periódica se formaron en eventos más energéticos, como supernovas o fusión de estrellas de neutrones. La explosión también esparce esos elementos pesados por toda la galaxia. Todo ese material disperso se va concentrando de nuevo, generando nuevas estrellas (de segunda generación) y planetas (Johnson, Fields and Thompson, 2020). 

Pero no es suficiente con que una generación de estrellas muera para generar todos los elementos químicos y en suficiente abundancia como para que se pueda dar una química compleja, y con ella la vida. Se estima que ese límite es dos o tres generaciones de estrellas, de modo que la vida en el Universo no pudo haber existido desde siempre (Lineweaver, 2001). 

Además, la dispersión de distintos elementos químicos por toda la galaxia que realizan las supernovas es crucial, porque en el centro de las galaxias existen niveles muy altos de radiaciones muy energéticas que seguramente comprometan la estabilidad de moléculas complejas imprescindibles para la formación de vida. Por otro lado, en el límite exterior de la galaxia se cree que la proporción de metales (elementos químicos distintos del hidrógeno, en terminología de astronomía) es muy baja, siendo improbable una química compleja. Por tanto, la vida probablemente se vea confinada a una zona específica de las galaxias, denominada Zona Galáctica Habitable (ZGH) (Gowanlock, Patton and McConnell, 2011; Waller, 2019).

Pero no cualquier planeta puede albergar vida. Los científicos consideran dos requisitos imprescindibles para que pueda existir una química compleja que sustente la vida: agua líquida y carbono (Liu et al., 2016). Las razones para ello se discutirán en el próximo apartado. 

La zona alrededor de una estrella en la que un planeta puede albergar agua líquida se conoce como zona de habitabilidad (Wagner et al., 2021). Depende, por un lado, de la luminosidad de la estrella (la energía que libera), y por otro, de la distancia del planeta al sol. Pero hay múltiples factores que entran en juego. 

En el caso del Sistema Solar son tres los planetas que podrían considerarse en la zona de habitabilidad: Venus, en el límite interno, la Tierra, y Marte, en el límite exterior. Venus no posee agua líquida. El motivo es un tremendo efecto invernadero que a lo largo de millones de años ha elevado la temperatura media del planeta por encima del punto de ebullición del agua, por lo que toda ella está en forma de gas (Arney, Kane and Arney, 2018). Marte, aunque se sabe que probablemente albergó un océano de agua líquida hace unos 3500 millones de años, hoy carece del mismo. El principal motivo es que el planeta es demasiado pequeño, provocando que el núcleo geológicamente activo se enfriara muy rápido. Con ello, el campo magnético que protegía la atmósfera del viento solar desapareció, y con él, la gran mayoría de su atmósfera. El viento solar “barrió” todo rastro de atmósfera en Marte. Ello provocó que el agua que hubiera en la superficie pasara a fase gas y se disipase por el espacio (Scheller et al., 2021). Sin embargo, hoy se sabe que hay grandes casquetes de hielo en los polos de Marte, junto con CO2 congelado. Además de una probable capa de permafrost subterránea en gran parte de la superficie. Además, existe una gran masa de agua líquida a unos 1500 metros de profundidad bajo el polo sur marciano. Esta masa no sería un lago, sino más bien un barro húmedo (Lauro et al., 2021).

Por otro lado, cada planeta de los llamados “gigantes gaseosos” genera una zona de habitabilidad a su alrededor. Tanto Júpiter como Saturno son lo suficientemente masivos como para que su gravedad genere un tirón gravitacional en los núcleos de sus lunas, y con ello, calor. Se cree que Europa, la luna de Júpiter, alberga un océano de unos 80 kilómetros de profundidad bajo una espesa capa de hielo de unos 10 kilómetros de espesor (Khurana, Kivelson and Russell, 2002). 

Si consideramos la Tierra hemos visto que está en la zona de habitabilidad. Además, posee un núcleo geológicamente activo, que genera un poderoso campo magnético que nos protege del letal viento solar y de otras radiaciones letales que vienen del cosmos, como los rayos cósmicos (McIntyre, Lineweaver and Ireland, 2019). 

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