Están as bases da bioquímica estendidas no espazo interestelar?
Como vimos, os astrónomos son optimistas no problema do descubrimento dos novos sistemas solares. Este optimismo dá lugar a outra pregunta: como podemos responder á pregunta que existe a vida noutros lugares do Universo?
No marco do noso sistema solar a resposta negativa está suficientemente fundamentada. Cando as vilas espaciais Viking dirixíronse cara a Marte paira atopar rastros da vida, sabíase que as condicións ambientais doutros planetas (temperatura, ausencia de atmosfera ou composición das inclemencias atmosféricas,...) non permitirían un desenvolvemento vivo como o coñecemos. Os resultados do estudo de Martitz tamén foron negativos.
Os dous vehículos espaciais Viking aterraron no planeta vermello no verán de 1976 e realizaron tres experimentos paira atopar vida: primeiro, a medición da composición da atmosfera, despois, a medición da cantidade de compostos orgánicos e finalmente, una serie de experimentos paira atopar microorganismos vivos. Na primeira sesión non se atoparon restos de vapor de auga na atmosfera e sabemos o que significa paira a supervivencia da vida. A presenza de compostos orgánicos é tamén mínima, menos dunha parte por mil millóns. Esta cantidade é inferior á que debería deber á achega de meteoritos caídos.
Isto indícanos que os compostos orgánicos foron destruídos, probablemente pola radiación ultravioleta solar. O departamento de detección da actividade metabólica dos microorganismos deixou algunhas dúbidas. Os experimentos puxeron de manifesto algúns cambios químicos, pero como non se pode comprobar que son procesos bioquímicos, tampouco se pode dicir que non son bioquímicos. Con todo, a maioría dos científicos, como dixemos, consideran que a vida non existe. Pero nesta ocasión tampouco queremos quedarnos nos límites do sistema e falamos da posibilidade de atopar vida ao redor doutras estrelas.
Ao analizar este problema, é habitual realizar un cálculo probabilístico do número de planetas vivos similares aos actuais da nosa galaxia, utilizando variables como: N, o número de estrelas da nosa galaxia; P, a probabilidade de que una estrela teña planetas; P f, a probabilidade de que haxa un planeta en cada sistema que cumpra as condicións físicas paira o desenvolvemento da vida; P b, a probabilidade de desenvolver vida nun planeta; D, o tempo que a vida pode permanecer no planeta e T, a idade da galaxia. Dado que cada probabilidade condiciona o seguinte, o cálculo faríase mediante a seguinte expresión:
P = N . P . P f . P b D/T
Aínda que pareza una fórmula sinxela e bonita, non ten un gran uso porque a maioría destas magnitudes son moi incalculables. Por iso hai fórmulas deste tipo que din que nun lugar moi pequeno gardan una gran escuridade. O maior problema que nos expón paira facer estimacións é que só coñezamos un planeta con vida, a Terra. Por iso, é imposible obter cálculos precisos e fiables. Por tanto, hai que abrir novos camiños. Iso foi F. Hoyle e o seu axudante N.C. O que fixo Wickramasinghe. Agora comentaremos a súa teoría sobre a orixe da vida.
Comezaremos analizando un pouco o contexto de desenvolvemento da teoría. O evolucionismo é a base da bioloxía moderna. Pero tomaremos o evolucionismo nun sentido amplo. Non só tendo en conta a evolución das especies –evolución darwin-, senón tamén a evolución prebiótica que conduciu das sustancias inorgánicas á formación de seres vivos. I.S.Ou. por primeira vez Haldane e A.I. A teoría de Hoyle xorde desta evolución prebiótica que propuxeron Oparin. Na súa opinión esta etapa non tivo lugar completamente na Terra. No espazo hai una gran cantidade de compostos necesarios paira o desenvolvemento da vida e a evolución na Terra tras a súa caída.
Se isto fose así, deberiamos relacionar a orixe da vida con fenómenos doutra orde, como a evolución das estrelas e do po interestelar. O problema da existencia de máis sistemas planetarios como o noso, relacionariámolo co nacemento e evolución das estrelas. Esta hipótese non contradi S.L. Experimentos similares ao caldo primitivo de Miller, como se pode pensar nun principio. Os experimentos do caldo primitivo non demostran que na Terra producíronse estes procesos, senón que podían ocorrer.
Por tanto, se a nova alternativa que agora presentamos fóra aceptable, deberiamos supor que os procesos descritos por Miller producíronse noutro lugar. Ademais, con esta teoría de Hoyle superamos un dos obxectos máis importantes que se lle fai a Haldane-Oparin: a brevidade do proceso de creación da vida. Se a Terra constituíuse fai 4.500 millóns de anos, só un millón de anos pasou a formar os primeiros organismos complexos. Este é un prazo moi curto paira dar o paso de moléculas inorgánicas simples a seres vivos.
No parágrafo anterior habemos explicado o núcleo da teoría de Hoyle, pero aínda non analizamos os datos experimentais que hai detrás destas ideas. Antes de realizar esta análise facilitarase una pequena información sobre os compostos relevantes que fan posible a vida paira poder realizar una valoración máis detallada dos mesmos.
Son tres grupos de compostos orgánicos os necesarios paira o desenvolvemento da vida: aminoácidos, bases nitrogenadas e porfirina. Xunto a estes, cabe mencionar un proceso moi importante: a polimerización. Mediante este proceso dúas moléculas iguais ou similares únense perdendo una molécula de auga. Como se pode observar no esquema 1, os polímeros de aminoácidos forman cadeas longas chamadas proteínas. As proteínas aparecen en todos os seres vivos e desempeñan funcións moi diversas e especializadas.
Por exemplo, a hemoglobina toma osíxeno paira a súa posterior administración aos tecidos. As bases nitrogenadas pódense unir cun grupo de fosfatos (P) e azucres denominados ribosa ou desoxirribosa mediante a administración de ribonucleótidos (RN) e desoxirribonucleótidos (DN) respectivamente. A polimerización do RN proporciona ácido ribonucleico (ARN), que permite a formación de proteínas como as que perden os seres vivos. A polimerización de DN proporciona ácido desoxirribonucleico (ADN) que consegue a reconstrución de moléculas idénticas ao RNA e a si mesmo. Por tanto, isto asegura una das peculiaridades máis específicas dos seres vivos: a reprodución. (Ver esquema 1).
Por fin mencionemos porfirinas. Uno deles é o compoñente básico da molécula de clorofila, e niso reside a súa importancia, xa que a clorofila é imprescindible paira a existencia da vida. Participa na formación das moléculas de glicosa, segundo a terceira reacción do esquema 1 que ten lugar nas plantas. Daquela as moléculas de glicosa forman as longas cadeas da familia dos polisacáridos (almidón e celulosa), de onde os seres vivos obteñen enerxía paira levar a cabo a súa actividade. Por iso son tan importantes.
Imos analizar as probas experimentais que antes mencionabamos. Como a teoría di que os fundamentos da vida proceden do espazo, temos que ir buscar os compostos básicos. En concreto, atoparémolos na materia interestelar e nos meteoritos.
As nubes de Izarra están formadas por gas (97%) e po (3%). Por suposto, o compoñente máis abundante é o hidróxeno, que se atopa en estado gaseoso dalgunha das tres formas seguintes: hidróxeno atómico neutro, hidróxeno ionizado ou hidróxeno molecular. Pero ademais do hidróxeno atopáronse outras moitas sustancias en estado gaseoso, analizando a emisión de nubes interestelares en todas as bandas do espectro.
Entre eles hai moitos compostos inorgánicos e orgánicos simples, pero tamén outros que poden estar relacionados co noso tema e que son bastante complicados. Por exemplo, 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. E os formaldehídos e a amina metil poden reaccionar paira administrar glicina, una das aminoácidos esenciais.
En canto á composición do po, Hoyle e os seus colaboradores consideran que os compostos orgánicos teñen una gran importancia. Os modelos de composición deben responder a condicións moi concretas. Por unha banda, este po ten un lateral bastante grande paira a luz visible. Por outra banda, a cantidade de radiación que absorbe o po aumenta coa inversa da lonxitude de onda, pero presenta una diminución da absorción (un mínimo relativo) paira una lonxitude de 2200? e finalmente polariza a luz.
Inicialmente pensouse nunha mestura de grafitos, xeo inorgánico, polímero orgánico e silicato, que non respondía os espectros de emisión e absorción estudados. A necesidade de tratar con novas sustancias levou a investigar a celulosa e, aínda que ninguén pensaba, este polisacárido foi o que mellor se axustou ao espectro. Isto significa que unha alta porcentaxe de po está formado por polisacáridos. Ademais, demostrouse que o espectro de absorción dalgunhas estrelas pode explicarse pola existencia de compostos formados por aneis de carbono e nitróxeno. Entre elas poderían atoparse varias porfirinas.
Vexamos agora a contribución do estudo dos meteoritos. Entre os meteoritos, os que máis nos interesan son os chamados condritas con carbono. Nalgúns deles comprobouse a presenza de aminoácidos, algúns necesarios paira a vida e outros inexistentes na Terra.
Por todo iso, resulta difícil non recoñecer que as bases da vida desenvolvéronse na Terra e no espazo. Se isto é así, é lóxico pensar que estes postos caeron á Terra nas últimas fases da formación do Sistema Solar paira a súa posterior evolución. E, en consecuencia, debemos recoñecer que na configuración doutros sistemas planetarios podería ocorrer o mesmo. Isto afecta ademais á estimación da probabilidade P b da fórmula inicialmente mencionada.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
