Vida en el Universo Semestre 2006II

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Vida en el UniversoSemestre 2006-II

• Curso Básico de Astronomía
• Área de Astronomía del
• Centro de Investigación en Física
• Universidad de Sonora

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Las preguntas son

• Qué consideramos vida?
• Qué condiciones son necesarias para que surja la
  vida?
• Dónde se dan tales condiciones?

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• Definición

Se considera como vivo a un sistema químico
basado en compuestos orgánicos (compuestos de
carbono) que tiene la propiedad de ordenar la
materia de manera que codifica información y es
capaz de tomar materiales simples de su medio
ambiente y utilizarlos para crecer, obtener
energía y reproducirse, creando descendientes
sometidos a un proceso de evolución por selección
natural (darwiniana) que portan prácticamente su
misma información genética y que finalmente muere
(deja de funcionar).
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Los primeros sistemas que cumplían con esta
definición fueron proteínas antecesoras del RNA
(hace unos 3,900 millones de años). En esta
etapa la vida se encontraba a nivel molecular.
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Qué se necesita?

• Las condiciones para que surja la vida son las
  condiciones para que se formen moléculas
  orgánicas suficientemente complejas como para
  poder reproducirse e iniciar el proceso de
  selección natural.

Para esto necesitamos las siguientes condiciones
ambientales
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• Materiales orgánicos simples en abundancia.
• Un lugar estable y grande donde se realicen
  experimentos naturales.
• Energía del medio ambiente para producir
  reacciones químicas.
• Un medio para que se diluyan los materiales
  básicos sin ser destruidos.
• Protección contra cambios bruscos en las
  condiciones ambientales.

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• Astronómicamente estas condiciones implican un
  planeta con superficie sólida, abundante agua que
  se mantenga en estado líquido y que orbite una
  estrella longeva y de alta metalicidad.
• Estamos hablando de un planeta como la Tierra,
  Venus o Marte.

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• Metalicidad
• Los elementos más simples se forman dentro de
  las estrellas y son expulsados
• al morir estas.
• Estos elementos son
• C, O, N, Si, Fe y otros de menor importancia.

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Después de ser creados en las estrellas, estos
elementos se combinan en nubes moleculares, donde
forman moléculas simples.Algunas moléculas
encontradas en nubes moleculares H2
Hidrógeno molecular PN Nitruro de
fósforo OH- Radical oxidrilo CS Monosulfuro
de carbono CH Radical metilidino SiS
Monosulfuro de silicio CH Catión
metilidino NS Sulfuro de nitrógeno C2 Carbo
no dímero CSi Carburo de silicio
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CO Monóxido de carbono CP Monofosfuro de
carbono CO Catión monóxido de carbono
HF Ácido fluorhídrico SiO Monóxido de
silicio HCl Ácido clorhídrico SO Monóxido de
azufre NH Monohidruro de nitrógeno SO Catión
monóxido de azufre NaCl Cloruro de
sodio NO Óxido nítrico KCl Cloruro de
potasio PO Monóxido de fósforo AlF Monofluorur
o de aluminio CN- Radical cianuro AlCl Monoclor
uro de aluminio SiN Mononitruro de silicio
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Estas moléculas son las más simples de una lista
que pasa de 100.Se han llegado a detectar
bencenos, azúcares, alcoholes e incluso
aminoácidos.
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Cytosina
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Par A y T
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(No Transcript)
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Formación de moléculas en el M.I.E.(Nubes
moleculares)

• La formación de moléculas orgánicas detectadas
  en el Medio Inter-Estelar se lleva a cabo en la
  superficie de granos de polvo. Los materiales son
  obtenidos del medio por la acción de la gravedad
  y la energía de las estrellas cercanas.

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(No Transcript)
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Grano de polvo interestelar típico
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• Se dan ciclos parecidos a los que suceden en la
  Tierra, en los cuales circulan materiales entre
  las estrellas y el medio interestelar.

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http//hubblesite.org/newscenter/archive/releases/
1998/15
Nebulosa Mantarraya en la constelación Altar la
nebulosa planetaria más joven que se conoce
28
http//www.pbase.com/gbachmayer/image/38950754
M42, M43 y NGC y NGC 1977
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Después de enlazarse en la nube molecular estas
moléculas se incorporaron a cometas y otros
cuerpos. Algunos de estos chocaron contra la
Tierra.
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El caso de La Tierra

• Al formarse la Tierra estos materiales se
  mezclaron en el agua y por medio de reacciones
  químicas se formaron compuestos cada vez más
  complejos. Eventualmente se llegó al nivel de
  aminoácidos y proteínas.

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Experimento de Miller
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• Después de formarse las proteínas estas tenían
  que sobrevivir suficiente tiempo como para poder
  reproducirse. Las condiciones de
• la Tierra lo permitieron.
• Cuáles eran estas condiciones?
• Presencia de océanos grandes.
• Una órbita estable (temperatura estable).
• Abundante materia prima.

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• Un factor importante fue la presencia de
  actividad volcánica, lo que promovió el ciclo del
  carbono. Esta mantuvo un nivel de CO2 adecuado en
  la atmósfera funcionó como regulador de
  temperatura, lo que ocasionó que el planeta
  fuera habitable más tiempo, en órbitas más
  variadas.

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(No Transcript)
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• Aparte de las propiedades particulares del
  planeta, este debe encontrarse en la Zona de
  Habitabilidad de su estrella.

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Diferentes Ecosferas
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(No Transcript)
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Existe también una Zona de Habitabilidad
alrededor de la galaxia. Esta se debe a
la metalicidad, niveles de radiación y población
estelar.
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Tiempo para la vida
10-35 s 10-6 s
3 s 10,000 años 300,000
años 300 millones años
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Tiempo para la vida
Años antes del presente
5 millardos 3.8 millardos 700 millones
200 millones 65 millones 600,000
170,000
Animales primitivos
Extinción dinosaurios
Homo Sapiens evoluciona
Nacimiento del Sol
Primeras formas de vida
Explota Supernova 1987A
Evolucionan mamíferos
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Tiempo para la vida
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Tiempo para la vida
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Hipótesis de la Tierra Rara

• Mientras que la vida pudiera ser común, lo que
  entendemos por inteligencia o vida avanzada es
  difícil de lograr.

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• Sabemos que la Tierra reunía en el pasado
  todos los factores necesarios para iniciar el
  camino hacia la vida.
• Pero, qué dio lugar a la evolución de los
  animales multicelulares? Qué tiene la Tierra de
  especial?
• En otras palabras, si se regresara la historia
  a algún punto en el pasado, seguiría la
  evolución el mismo curso?

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La Tierra Rara

• Distancia adecuada del Sol.
• Masa adecuada del Sol.
• Masa correcta del planeta.
• Tectónica de placas.
• Un vecino tipo Júpiter.
• Cubierta de los océanos.
• Órbita estable.
• Una luna grande.
• Núcleo grande de hierro.
• Galaxia adecuada.
• Posición dentro de la galaxia.
• Cantidad correcta de carbono.
• Inclinación adecuada del eje.

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Distancia adecuada del Sol

• Dentro de la Zona de Habitabilidad de una
  estrella existen regiones donde el planeta está
  tan cerca de su estrella que se amarra
  gravitatoriamente.

Masa adecuada del Sol
Inclusive una estrella estable y longeva puede
emitir cantidades muy altas de radiación
ultravioleta, lo cual obstaculizaría la evolución
de organismos.
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Masa correcta del planeta

• Suficiente masa como para retener su atmósfera y
  océanos, así como para mantener su centro
  caliente por desintegración radioactiva.

Tectónica de placas
El planeta ha de ser suficientemente grande como
para mantener una tectónica de placas durante
varios millones de años formación de continentes
(fomenta la biodiversidad) y un ciclo de carbono
constante.
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Un vecino tipo Júpiter

• Un planeta como Júpiter a la distancia adecuada
  ayuda a eliminar los cometas del sistema solar
  interior y reducir las extinciones masivas.

Cubierta de los océanos
Tener un porcentaje adecuado de la superficie
cubierto por océanos. Suficiente agua para
mantener la temperatura atmosférica y oceánica
reguladas.
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Órbita estable

• La estabilidad de la órbita de un planeta puede
  cambiar con el tiempo, sobre todo por la
  influencia de sus vecinos jovianos.

Una luna grande
Un satélite natural con suficiente masa a la
distancia adecuada mantiene la inclinación bajo
control y ayuda a reducir la velocidad de
rotación.
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Núcleo grande de hierro

• Una cantidad adecuada de hierro permite la
  formación de una magnetósfera suficientemente
  fuerte como para proteger la atmósfera del
  planeta.

Galaxia adecuada
Con una metalicidad alta pero con pocas estrellas
muy grandes. De preferencia una galaxia espiral o
espiral barrada.
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Posición dentro de la galaxia

• Ni en el centro donde hay mucha radiación y
  pocos metales, ni en la periferia donde hay pocas
  estrellas y baja metalicidad.

Cantidad correcta de carbono
Se requiere suficiene carbono para crear biomasa,
pero si hay carbono de más se desataría un efecto
de invernadero incontrolado.
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Inclinación adecuada del eje

• Se requiere una inclinación no muy pronunciada
  para evitar el paso de los polos por las
  cercanías de las regiones ecuatoriales y
  tropicales.

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• Consideramos que algunos argumentos de la
  hipótesis de la Tierra Rara no son muy fuertes.
• Todos estos factores permitieron la evolución de
  seres vivos complejos, haciendo de la Tierra un
  caso relativamente (sí, 65 no, 35) probable.
• Pero el hecho es que sí evolucionaron en la
  Tierra seres complejos e inteligentes. Qué tan
  factible era que eso sucediera?
• Estudiemos la historia de la vida.

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Historia de la vida en la Tierra

• LUCA
  (UACU)
  Colonización de tierra firme

Miles de millones de años
5 4 3
2 1 Hoy
Inicia formación Probable inicio
Primeros
Primeros seres Cámbrico
Sistema Solar de la vida
Procariotes
complejos (animales)
Se forman los planetas Fósiles más
Inicia Primeros
Formación de la y lunas
actuales antiguos
fotosíntesis Eukariotes
capa de ozono
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Cronología del origen de la vida
Presente Hace 1 millardo
años 2 millardos
años 3 millardos años
4 millardos años 5
millardos años 15 millardos
Presente Hace 100 millones de años 200
millones 300 millones 400
millones 500 millones
2 millones Homo. Edad de los mamíferos. 65
millones extinción dinos. Edad de los
dinosaurios Primeros reptiles Primera
s plantas y animales terrestres Primeros
vertebrados
500 millones Primeras células nucleadas con
orgánulos. Vida marina / Células de algas en
simbiosis con colonias bacterianas. Oxígeno de
fotosíntesis
2.2 2.5
Primeras fotosíntesis de algas azul-verdes
3.3 Vida unicelular / bacterias /
estromalitos / cyanobacterias 3.8 Rocas más
antiguas / cristales de zirconio, tierra
verde. Fin del Bombardeo Pesado ORIGEN DE
LA VIDA No registros geológicos 4.56 Formación
de la Tierra Formación del Sol 90 de todas
las estrellas Edad del Universo
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(No Transcript)
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• Además de los factores físicos que permitieron
  que la Tierra fuera propicia para la vida,
  tenemos que considerar los factores históricos
  que influyeron en el curso de la evolución.

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• Ante cada una de las extinciones masivas que han
  ocurrido en la historia, las especies son
  reemplazadas por otras. Este proceso es hasta
  cierto punto aleatorio y solo algunos aspectos
  son controlados por predisposición genética.

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(No Transcript)
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La Tierra crítica

• Si se iniciara de nuevo, cambiar cualquier
  factor en el detalle mas mínimo desencadenaría
  toda una historia diferente de la vida en la
  Tierra y la probabilidad de terminar con algo
  parecido a los humanos sería ínfima.
• La inteligencia no es una solución económica
  para una especie.

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Vida InteligenteTodo lo que podemos decir es
No tenemos elementos para suponer que se dará en
algún otro lugar del Universo.
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Ecuación de Drake
N R fp ne fl fi fc L DondeN Número de
civilizaciones comunicativas en la galaxia.R
Número de estrellas en formación (parecidas a
nuestro Sol). fp Fracción de estrellas con
sistemas planetarios. ne Número de planetas
por sistema capaces de sostener la vida. fl
Fracción de esos planetas donde se desarrolla la
vida. fi Fracción de fl que contiene vida
inteligente. Fc Fracción de fi capaces de
comunicarse. L El tiempo de vida de las
civilizaciones capaces de comunicarse.
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Ecuación de Drake
N R fp ne fl fi fc L R 20 estrellas en
formación por año
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Ecuación de Drake
N R fp ne fl fi fc L R 20 estrellas en
formación por año fp 0.5 (fracción de éstas
con sistemas planetarios) 20x0.5 10 sistemas
planetarios por año
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Ecuación de Drake
N R fp ne fl fi fc L Aquí las cosas empiezan
a complicarse cuántos planetas por sistema
serán capaces de sostener la vida? La mejor
estimación que tenemos es uno ne 1. De
acuerdo a lo anterior, se forman 10 planetas
aptos para la vida por año en la galaxia.
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Ecuación de Drake
N R fs fp ne fl fi fc L Estimar los
siguientes factores es más complicado todavía.
Los valores que se manejan generalmente
son fl 0.2 fi 1 fc 0.5 Si colocamos
todos los valores que tenemos en la ecuación N
20 x 0.5 x 1 x 0.2 x 1 x 0.5 x L, resulta que N
L Esto es, el número de civilizaciones
inteligentes y comunicativas en la galaxia es
igual a los años que dura una civilización, lo
cual significa que habría por lo menos 50, el
número de años que hemos estado comunicándonos.
76
SETI_at_Home
Quieres colaborar en la búsqueda de inteligencia
extraterrestre? En este sitio están las
instrucciones para poner tu computador a
trabajar, cuando no lo usas, en el análisis de
datos que reciben los radiotelescopios que operan
dentro del programa S.E.T.I. (Search for
Extraterrestrial Intelligence, Búsqueda de
inteligencia extraterrestre) http//setiathome.b
erkeley.edu/index.php
77
Bibliografía recomendada

• Rare Earth. Ward y Brownlee. Editorial Copernicus
  Books.
• The Search for life in the universe. Goldsmith y
  Owen. Ed. Addison-Wesley.
• La vida inverosímil. Woltereck. Editorial Fondo
  de Cultura Económica.
• El origen de la vida. Oparin.
• Wonderful life. Stephen Jay Gould.
• Teoría de la evolución por medio de la selección
  natural. Charles Darwin.