¿Están las bases de la bioquímica extendidas en el espacio interestelar?
Como hemos visto, los astrónomos son optimistas en el problema del descubrimiento de los nuevos sistemas solares. Este optimismo da lugar a otra pregunta: ¿cómo podemos responder a la pregunta que existe la vida en otros lugares del Universo?
En el marco de nuestro sistema solar la respuesta negativa está suficientemente fundamentada. Cuando las villas espaciales Viking se dirigieron hacia Marte para encontrar rastros de la vida, se sabía que las condiciones ambientales de otros planetas (temperatura, ausencia de atmósfera o composición de las inclemencias atmosféricas,...) no permitirían un desarrollo vivo como lo conocemos. Los resultados del estudio de Martitz también fueron negativos.
Los dos vehículos espaciales Viking aterrizaron en el planeta rojo en verano de 1976 y realizaron tres experimentos para encontrar vida: primero, la medición de la composición de la atmósfera, después, la medición de la cantidad de compuestos orgánicos y finalmente, una serie de experimentos para encontrar microorganismos vivos. En la primera sesión no se encontraron restos de vapor de agua en la atmósfera y sabemos lo que significa para la supervivencia de la vida. La presencia de compuestos orgánicos es también mínima, menos de una parte por mil millones. Esta cantidad es inferior a la que debería haber debido a la aportación de meteoritos caídos.
Esto nos indica que los compuestos orgánicos han sido destruidos, probablemente por la radiación ultravioleta solar. El departamento de detección de la actividad metabólica de los microorganismos ha dejado algunas dudas. Los experimentos pusieron de manifiesto algunos cambios químicos, pero como no se puede comprobar que son procesos bioquímicos, tampoco se puede decir que no son bioquímicos. Sin embargo, la mayoría de los científicos, como hemos dicho, consideran que la vida no existe. Pero en esta ocasión tampoco queremos quedarnos en los límites del sistema y hablamos de la posibilidad de encontrar vida alrededor de otras estrellas.
Al analizar este problema, es habitual realizar un cálculo probabilístico del número de planetas vivos similares a los actuales de nuestra galaxia, utilizando variables como: N, el número de estrellas de nuestra galaxia; P, la probabilidad de que una estrella tenga planetas; P f, la probabilidad de que haya un planeta en cada sistema que cumpla las condiciones físicas para el desarrollo de la vida; P b, la probabilidad de desarrollar vida en un planeta; D, el tiempo que la vida puede permanecer en el planeta y T, la edad de la galaxia. Dado que cada probabilidad condiciona lo siguiente, el cálculo se haría mediante la siguiente expresión:
P = N . P . P f . P b D/T
Aunque parezca una fórmula sencilla y bonita, no tiene un gran uso porque la mayoría de estas magnitudes son muy incalculables. Por eso hay fórmulas de este tipo que dicen que en un lugar muy pequeño guardan una gran oscuridad. El mayor problema que nos plantea para hacer estimaciones es que sólo conozcamos un planeta con vida, la Tierra. Por ello, es imposible obtener cálculos precisos y fiables. Por lo tanto, hay que abrir nuevos caminos. Eso ha sido F. Hoyle y su ayudante N.C. Lo que ha hecho Wickramasinghe. Ahora comentaremos su teoría sobre el origen de la vida.
Comenzaremos analizando un poco el contexto de desarrollo de la teoría. El evolucionismo es la base de la biología moderna. Pero tomaremos el evolucionismo en un sentido amplio. No sólo teniendo en cuenta la evolución de las especies –evolución darwin-, sino también la evolución prebiótica que condujo de las sustancias inorgánicas a la formación de seres vivos. I.S.O. por primera vez Haldane y A.I. La teoría de Hoyle surge de esta evolución prebiótica que propusieron Oparin. En su opinión esta etapa no tuvo lugar completamente en la Tierra. En el espacio hay una gran cantidad de compuestos necesarios para el desarrollo de la vida y la evolución en la Tierra tras su caída.
Si esto fuera así, deberíamos relacionar el origen de la vida con fenómenos de otro orden, como la evolución de las estrellas y del polvo interestelar. El problema de la existencia de más sistemas planetarios como el nuestro, lo relacionaríamos con el nacimiento y evolución de las estrellas. Esta hipótesis no contradice S.L. Experimentos similares al caldo primitivo de Miller, como se puede pensar en un principio. Los experimentos del caldo primitivo no demuestran que en la Tierra se produjeron estos procesos, sino que podían ocurrir.
Por lo tanto, si la nueva alternativa que ahora presentamos fuera aceptable, deberíamos suponer que los procesos descritos por Miller se produjeron en otro lugar. Además, con esta teoría de Hoyle superamos uno de los objetos más importantes que se le hace a Haldane-Oparin: la brevedad del proceso de creación de la vida. Si la Tierra se constituyó hace 4.500 millones de años, sólo un millón de años pasó a formar los primeros organismos complejos. Este es un plazo muy corto para dar el paso de moléculas inorgánicas simples a seres vivos.
En el párrafo anterior hemos explicado el núcleo de la teoría de Hoyle, pero todavía no hemos analizado los datos experimentales que hay detrás de estas ideas. Antes de realizar este análisis se facilitará una pequeña información sobre los compuestos relevantes que hacen posible la vida para poder realizar una valoración más detallada de los mismos.
Son tres grupos de compuestos orgánicos los necesarios para el desarrollo de la vida: aminoácidos, bases nitrogenadas y porfirina. Junto a estos, cabe mencionar un proceso muy importante: la polimerización. Mediante este proceso dos moléculas iguales o similares se unen perdiendo una molécula de agua. Como se puede observar en el esquema 1, los polímeros de aminoácidos forman cadenas largas llamadas proteínas. Las proteínas aparecen en todos los seres vivos y desempeñan funciones muy diversas y especializadas.
Por ejemplo, la hemoglobina toma oxígeno para su posterior administración a los tejidos. Las bases nitrogenadas se pueden unir con un grupo de fosfatos (P) y azúcares denominados ribosa o desoxirribosa mediante la administración de ribonucleótidos (RN) y desoxirribonucleótidos (DN) respectivamente. La polimerización del RN proporciona ácido ribonucleico (ARN), que permite la formación de proteínas como las que pierden los seres vivos. La polimerización de DN proporciona ácido desoxirribonucleico (ADN) que consigue la reconstrucción de moléculas idénticas al RNA y a sí mismo. Por tanto, esto asegura una de las peculiaridades más específicas de los seres vivos: la reproducción. (Ver esquema 1).
Por fin mencionemos porfirinas. Uno de ellos es el componente básico de la molécula de clorofila, y en ello reside su importancia, ya que la clorofila es imprescindible para la existencia de la vida. Participa en la formación de las moléculas de glucosa, según la tercera reacción del esquema 1 que tiene lugar en las plantas. Luego las moléculas de glucosa forman las largas cadenas de la familia de los polisacáridos (almidón y celulosa), de donde los seres vivos obtienen energía para llevar a cabo su actividad. Por eso son tan importantes.
Vamos a analizar las pruebas experimentales que antes mencionábamos. Como la teoría dice que los fundamentos de la vida proceden del espacio, tenemos que ir a buscar los compuestos básicos. En concreto, los encontraremos en la materia interestelar y en los meteoritos.
Las nubes de Izarra están formadas por gas (97%) y polvo (3%). Por supuesto, el componente más abundante es el hidrógeno, que se encuentra en estado gaseoso de alguna de las tres formas siguientes: hidrógeno atómico neutro, hidrógeno ionizado o hidrógeno molecular. Pero además del hidrógeno se han encontrado otras muchas sustancias en estado gaseoso, analizando la emisión de nubes interestelares en todas las bandas del espectro.
Entre ellos hay muchos compuestos inorgánicos y orgánicos simples, pero también otros que pueden estar relacionados con nuestro tema y que son bastante complicados. Por ejemplo, ácido cianhídrico (HCN), formaldehído (H 2 CO), etanol (C 2 H 5 OH), metilamina (CH 3 CH 2 H), ácido isociánico (HNCO), cianamida (H2NCN), acetaldehído (Hcn), Church (3), etc. Y los formaldehídos y la amina metil pueden reaccionar para administrar glicina, una de las aminoácidos esenciales.
En cuanto a la composición del polvo, Hoyle y sus colaboradores consideran que los compuestos orgánicos tienen una gran importancia. Los modelos de composición deben responder a condiciones muy concretas. Por un lado, este polvo tiene un lateral bastante grande para la luz visible. Por otra parte, la cantidad de radiación que absorbe el polvo aumenta con la inversa de la longitud de onda, pero presenta una disminución de la absorción (un mínimo relativo) para una longitud de 2200? y finalmente polariza la luz.
Inicialmente se pensó en una mezcla de grafitos, hielo inorgánico, polímero orgánico y silicato, que no respondía a los espectros de emisión y absorción estudiados. La necesidad de tratar con nuevas sustancias llevó a investigar la celulosa y, aunque nadie pensaba, este polisacárido fue el que mejor se ajustó al espectro. Esto significa que un alto porcentaje de polvo está formado por polisacáridos. Además, se ha demostrado que el espectro de absorción de algunas estrellas puede explicarse por la existencia de compuestos formados por anillos de carbono y nitrógeno. Entre ellas podrían encontrarse varias porfirinas.
Veamos ahora la contribución del estudio de los meteoritos. Entre los meteoritos, los que más nos interesan son los llamados condritas con carbono. En algunos de ellos se ha comprobado la presencia de aminoácidos, algunos necesarios para la vida y otros inexistentes en la Tierra.
Por todo ello, resulta difícil no reconocer que las bases de la vida se han desarrollado en la Tierra y en el espacio. Si esto es así, es lógico pensar que estos puestos cayeron a la Tierra en las últimas fases de la formación del Sistema Solar para su posterior evolución. Y, en consecuencia, debemos reconocer que en la configuración de otros sistemas planetarios podría ocurrir lo mismo. Esto afecta además a la estimación de la probabilidad P b de la fórmula inicialmente mencionada.
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