I. La vida en nuestro rincón del Universo

Existe un mundo. En términos de probabilidad, esto es algo que roza el límite de lo imposible. 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.

JOSTEIN GAARDER
Maya, 2000

ANTES DE iniciar cualquier aventura, un viajero debería asegurarse de estar bien equipado, de disponer del mejor instrumental que garantice, o haga probable, el éxito de sus iniciativas. Así, si buscamos pruebas de la existencia de vida en otros lugares del cosmos y debatimos sobre el posible contacto con nosotros, parece razonable que hagamos un esfuerzo por entender la vida como la conocemos en la Tierra, las circunstancias que hicieron posible su origen y las numerosas condiciones que han permitido su permanencia y su evolución. Quizá una vez hecho ese ejercicio estemos en condiciones de prever, predecir y hasta localizar otras formas de vida en el Universo. Ese ejercicio lo ha hecho nuestra especie durante al menos 2 000 años, aunque sólo durante los últimos 200 años hemos adquirido ese instrumental suficiente para enfrentarnos a preguntas de la talla ¿estamos solos en el Universo?

I.1. LA EDAD DE LA TIERRA

El conocimiento acerca del origen de la vida en la Tierra y de su evolución ha sido gradual y lento. Podemos afirmar, sin embargo, que las ideas que conforman la noción que tenemos del origen de la vida, su génesis y su historia no van más atrás de 1820, cuando la geología y la paleontología, esas ciencias gemelas, observaron la estratigrafía de varias partes del mundo. Durante estos años han tenido que desarrollarse, además, disciplinas como la biología, la química, la física, la astronomía y muchas de sus especialidades que han aportado una serie de evidencias útiles para construir un panorama congruente de la vida y sus numerosísimas manifestaciones en la Tierra.

La comprensión de las escalas de tiempo en las que se dan los procesos de la vida es fundamental para su entendimiento. Resulta notable que a principios del siglo XIX no sabíamos ni en forma aproximada la edad de la Tierra. Durante muchos años el mundo occidental aceptó la cronología fijada mediante la interpretación de la Biblia, que asigna una antigüedad al hombre y la Tierra de unos 6 000 años. El dogma bíblico perduró hasta bien entrado el siglo XVII y los biólogos se concentraban en esos 6 días en que el mundo fue creado. No concebían que las especies evolucionaran, desaparecieran o surgieran, y por lo tanto la temporalidad de la vida tenía poca importancia después de los 6 días de la creación. Quizá les pareciera absurdo y, ciertamente, era herético pensar que la naturaleza tuviera historia. La cronología descrita en la Biblia fue una cadena muy resistente en la mente de los académicos de entonces. James Ussher (1581-1656), un prelado irlandés, elaboró una de las primeras cronologías basadas en la Biblia. Hizo grandes esfuerzos por obtener textos auténticos en Oriente Medio y logró conformar una rica y famosa biblioteca. En 1654 declaró que, tras muchos años de investigaciones bíblicas, había concluido que la creación había tenido lugar el 26 de octubre del año 4004 a. C. ¡a las nueve de la mañana! La idea de que todo el mundo y los seres vivos habían sido creados en una semana, unos pocos de miles de años antes de la era cristiana, fue muy difundida en el mundo cristiano de los años posteriores.

La brevedad de la existencia de la Tierra obligó a los geólogos a inventar la teoría del catastrofismo. Era evidente para muchos naturalistas que el clima cambiaba las formas de la Tierra lentamente, que las montañas y los cauces de los ríos se erosionaban. Estos cambios habían sido ya descritos entre otros por Herodoto y Leonardo da Vinci. Los geólogos coincidían en que 6 000 años no bastaban para que se hubieran producido los cambios drásticos que se observaban en muchas formas de la superficie terrestre y, por 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.

Una especulación interesante sobre la edad de la Tierra, aunque desafortunadamente errónea, se debe a Isaac Newton, en sus Principia Mathematica. Newton había concluido algunos cálculos sobre el ritmo de enfriamiento de los cometas y calculó que una esfera de hierro al rojo vivo y del diámetro de la Tierra se enfriaría, hasta alcanzar la temperatura actual, en 4 millones de días, apenas unos 50 000 años, aunque reconocía que el enfriamiento podría ser más lento por “causas latentes” e invitaba a los empíricos a que por medio de experimentos averiguaran la proporción de enfriamiento verdadera.

Uno de estos empíricos fue George Louis Leclerc, conde de Buffon (1707-1788), quien midió el tiempo en que se enfriaban las esferas de 2 centímetros de diámetro de distintos materiales —fabricadas especialmente para hacer su experimento—, desde el rojo vivo hasta que podían tocarse con la mano. Su idea era escalar el tiempo para calcular el caso de una esfera del tamaño y composición de la Tierra. Sus cálculos lo llevaron a la conclusión de que la edad de la Tierra era de 74 832 años. Aunque justo es reconocer en su declaración: “cuanto más alarguemos el tiempo de la vida de la Tierra, más cerca estaremos de la verdad”. Su intuición no lo engañaba.

Charles Lyell, geólogo inglés, en sus Principles of Geology (1830), se propuso explicar la historia de la Tierra refiriéndose sólo a causas vigentes: elevaciones de terreno debidas a causas volcánicas o sísmicas, la erosión por el agua o el viento, las cadenas montañosas como los Alpes y los Andes, y la presencia de fósiles marinos en las partes altas de las montañas. Charles Darwin, que conocía los argumentos de Lyell, también era consciente de que los lentos procesos de la erosión requerirían tiempos muy largos para formar el panorama terrestre. Calculó, por ejemplo, que la cadena de colinas de Weald, Inglaterra, tendría cerca de 300 millones de años. A mediados del XIX algunos físicos como William Thomson (Lord Kelvin) habían empezado a aplicar la termodinámica para calcular la edad de la Tierra. Kelvin determinó el tiempo de enfriamiento de la Tierra para estimar su edad. Su conocimiento más profundo de la termodinámica le permitió calcular una edad mucho mayor que la de Buffon pero aún muy por debajo de la verdadera: 200 millones de años. Darwin consideró que incluso 200 millones de años parecían insuficientes para el desarrollo de las distintas formas de vida.

Uno de los descubrimientos más importantes de principios del siglo XIX acerca del cálculo de la edad de la Tierra fue que los fósiles de ciertas plantas y animales se encontraban en determinados estratos geológicos, por lo que podrían ser útiles para la ubicación relativa en el tiempo de esos estratos. Los fósiles más antiguos, descubiertos hacia 1830, eran de moluscos invertebrados, crustáceos y artrópodos (trilobitas, graptolitas), además de algas y líquenes. Los geólogos de la época estaban convencidos de haber encontrado el origen de la vida en el estrato correspondiente al Periodo Cámbrico (hace entre 600 a 500 millones de años) y parecía que las formaciones geológicas anteriores no contaban con fósiles. Restaba el problema de saber cuál era la edad de cada estrato, es decir, el establecimiento de la escala absoluta de edades.

La solución al problema del fechamiento de los estratos habría de encontrarse. La radiactividad fue descubierta en 1896 por el físico francés Henri Becquerel (1852-1908) al observar que los cristales de una sal de uranio emitían rayos energéticos muy parecidos a los rayos X. La radiactividad proviene de la división espontánea de los núcleos atómicos de algunos elementos, llamados por eso radiactivos. El decaimiento radiactivo transforma un núcleo pesado en otro menos pesado por desintegración espontánea; durante el proceso se emiten partículas α o núcleos de helio, partículas β o electrones y rayos γ o radiación electromagnética de energía muy alta. La velocidad de decaimiento es independiente de la temperatura, presión o abundancia del elemento, o del compuesto químico del que forme parte el elemento radiactivo. La velocidad de decaimiento es diferente para cada elemento. El tiempo necesario para que decaiga la mitad de los átomos de un elemento recibe el nombre de vida media. El carbono 14 (¹⁴C), por ejemplo, se convierte en nitrógeno 14 (¹⁴N) y su vida media es de 5 730 años. Los átomos de uranio y torio se desintegran y van formando varios elementos, radiactivos también, como el radio, hasta convertirse finalmente en plomo. La vida media del uranio es de 4 500 millones de años y la de las formas más comunes de torio y radio son 13 900 millones de años y 1 620 años, respectivamente.

Hubo que esperar a mediados del siglo XX para que se descubrieran métodos de fechamiento por decaimiento natural de material radiactivo y establecer la escala absoluta de la edad de los estratos. Incidentalmente, el astrónomo George Darwin, hijo de Charles, fue de los primeros en sugerir que la radiactividad podría ser útil para calcular la edad de la Tierra.

En 1947 Willard F. Libty, de la Universidad de Chicago, empleó por primera vez el decaimiento del radiocarbono como indicador de la edad en los fósiles. Debido a que la edad media de decaimiento del carbono es de sólo 5 730 años, el método se limita a objetos de menos de 50 000 años de edad. Sin embargo, los métodos que incluyen el uranio y el torio permiten el fechamiento de materiales más antiguos, sobre todo micas, tectitas y meteoritos provenientes del Precámbrico (de 4 500 a 590 millones de años). Las rocas recogidas en diferentes regiones de la Luna han sido fechadas por este método y sus edades están entre 4 400 y 3 300 millones de años, lo que sugiere que la Luna pasó por etapas geológicas y su superficie muestra porciones de distintas edades. Uno de los métodos de fechamiento más comunes es el del decaimiento de potasio 40 (⁴⁰K) en argón 40 (⁴⁰Ar), cuya vida media es de 1 250 millones de años. El ⁴⁰K es un elemento muy común en las rocas volcánicas y el producto, ⁴⁰Ar, es un gas no reactivo. Durante una erupción las burbujas de argón saldrán de la lava derretida; ésta, al endurecerse, no contendrá argón, sólo potasio que se reducirá a 50% y se convertirá en argón en 1 250 millones de años. El argón quedará en la roca sólida y una muestra permitirá establecer la proporción de potasio y argón. Si las cantidades son iguales la edad de la roca tendrá 1 250 millones de años y así proporcionalmente. Si se encuentran fósiles debajo de estratos de cierta edad, se sabe entonces que el fósil tiene al menos esa edad.

Los cálculos actuales acerca de la edad de la Tierra indican una antigüedad de 4 600 millones de años. La edad de los estratos donde los paleontólogos y los geólogos descubrieron en 1830 los fósiles más antiguos, y que identificaron con el origen de la vida, corresponden al Periodo Cámbrico. Sin embargo, hoy se conocen fósiles microscópicos de bacterias con una antigüedad de 3 500 millones de años. Fueron descubiertos en Warrawoona, Australia Occidental. Estos microfósiles se hallan en estructuras órgano sedimentarias, llamadas estromatolitos, que son resultado de la actividad metabólica y el crecimiento de los organismos vivos, y fueron producidos in situ mediante incorporación o precipitación de sedimentos como el carbono de calcio, y muestran estructura laminar. Aún existen estromatolitos: los más conocidos son los de la Bahía de Tiburones, en Australia Occidental. En México los sedimentos estromatolíticos se encuentran en lagunas hipersálidas como la Laguna Mormona en Baja California y en los estratos del Precámbrico de Caborca, Sonora.

La edad de la Tierra, estimada geológicamente en 4 600 millones de años, sería corroborada mediante razonamientos puramente astronómicos, como veremos en los siguientes capítulos. Nuestro sistema de fechamiento ha permitido gracias a los hallazgos arqueológicos y antropológicos más antiguos, determinar que el hombre moderno u Homo sapiens apareció hace sólo 40 000 años y sus antepasados más cercanos, el Australopitecus, el Homo erectus o el Homo habilis, vivieron en la Tierra hace entre 5 y 1.5 millones de años.

Puede verse entonces que la Tierra ha estado habitada por alguna forma de vida durante aproximadamente 80% de su existencia y durante menos de 0.1 % por un ser, emparentado con el hombre, sin duda precursor de nuestra actual razón, habilidades y tecnología. Durante sus primeros 1 000 millones de años de existencia la Tierra estuvo desprovista de vida. En este tiempo, las condiciones físicas que favorecían las reacciones físico-químicas que engendraron los primeros 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.

I.2. LA TIERRA PRIMITIVA

Cuándo y cómo apareció la vida en la Tierra es una pregunta que ha inquietado a generaciones de científicos. En los siglos XVI y XVII se creía en la generación espontánea de seres vivos a partir de la materia no viviente. Louis Pasteur en Francia y John Tyndall en Inglaterra, a mediados del XIX, refutaron la idea de la generación espontánea de microorganismos por medio de un experimento sencillo consistente en aislar una mezcla estéril de sustancias, sin que con el paso del tiempo en la mezcla aparecieran microorganismos. Cuando la mezcla se pone en contacto con el aire que contiene microorganismos, éstos se reproducen allí.

Durante la segunda y tercera décadas del siglo XX, Aleksandr Ivanovich Oparin (1894-1980) en Rusia y John B.S. Haldane (1892-1964) en Inglaterra, desarrollaron una teoría por medio de la cual la vida podría haber surgido de la materia no viviente a través de reacciones químicas simples; a este proceso, que se produjo antes de que hubiera vida, se le llama evolución prebiótica. Según Oparin y Haldane, la atmósfera de la Tierra primitiva no tenía la misma composición que actualmente tiene, era rica en hidrógeno mezclado en gases como el metano (CH₄) y el amoniaco (NH₃) y pobre en oxígeno. La presencia de éste en grandes cantidades no habría permitido la formación de las moléculas complejas, necesarias para la vida, porque reacciona fácilmente con las moléculas alterando sus enlaces químicos y manteniéndolas en un estado simple, demasiado simple para la complejidad molecular requerida por la actividad biológica.

La actividad química de la Tierra primitiva y su atmósfera son herencia de la nube presolar de la que se formaron el Sol y el sistema planetario. Al principio, durante el colapso gravitacional del planeta, las rocas chocaban y se fundían liberando calor, que al ser radiado al entorno producía un enfriamiento gradual del planeta en formación. Hubo entonces una diferenciación entre los elementos más pesados, como el níquel y el hierro que se hundieron para formar el núcleo terrestre, y los más ligeros que se mantuvieron en la parte superficial, y que formarían la atmósfera terrestre, como hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno, etc. Cuando la Tierra se enfrió, algunos elementos se combinaron formando compuestos. El agua resultó de la combinación del oxígeno con el hidrógeno, y el bióxido de carbono con el carbono, etc. Los geoquímicos han deducido de la composición química de las rocas más antiguas que la atmósfera primitiva contenía bióxido de carbono, metano, hidrógeno, nitrógeno, ácido clorhídrico, sulfuro de hidrógeno, vapor de agua y oxígeno libre; sin embargo, había poco oxígeno libre pues estaba formando bióxido de carbono y otros minerales. La falta de oxígeno inicial y su enriquecimiento posterior es importante en la hipótesis prebiótica y en el subsecuente desarrollo de la vida y, como veremos más adelante, en la búsqueda sistemática de otros planetas con actividad biológica.

Para que se realice la síntesis de las moléculas orgánicas necesarias para el surgimiento y permanencia de la vida, hace falta energía. Varias fueron las fuentes de energía en las primeras etapas: la radiación del recientemente formado pero ya radiante Sol; los rayos cósmicos; el decaimiento de los elementos radiactivos ya presentes; el viento solar o partículas cargadas provenientes de la actividad en el Sol; el temprano pero intenso volcanismo y las descargas eléctricas producidas durante las tormentas. El agua a partir de su estado gaseoso se había condensado al enfriarse la Tierra. Es posible que las lluvias que se produjeron duraran miles de años, disolviendo los minerales que dieron origen a un océano ligeramente salado.

En 1953 Stanley Miller y Harold Urey de la Universidad de Chicago se propusieron reconstruir las condiciones de la atmósfera primitiva terrestre en un laboratorio y estudiar la evolución que pudo haberse dado. Mezclaron en un matraz los componentes que seguramente existían: agua, amoniaco, hidrógeno y metano y les proporcionaron energía por medio de calor y descargas eléctricas que simulaban los rayos de las tormentas. El resultado fue sorprendente, comenzaron a aparecer moléculas orgánicas simples después de algunos días. Con experimentos similares, Miller y otros investigadores han producido aminoácidos, proteínas, nucleótidos, trifosfato de adenina (ATP) y otras moléculas características de los seres vivos. Conclusión importante de estos experimentos fue que la composición exacta de la atmósfera con la que se experimentaba no era determinante para la generación de moléculas orgánicas. Bastaba con que estuvieran presentes carbono, hidrógeno y nitrógeno libres o en forma de algún compuesto, y que no hubiera oxígeno o bien que estuviera ligado en moléculas de agua o bióxido de carbono. De la misma manera varias fuentes de energía, como la luz ultravioleta, las descargas eléctricas y el calor, probaron ser igualmente efectivas. Es probable que los geoquímicos no logren nunca saber con exactitud la composición de la atmósfera primitiva, pero es seguro que las moléculas orgánicas que habrían de dar origen a la vida se sintetizaron en la Tierra hace 4 000 millones de años.

I.3. OXIDACIÓN DE LA ATMÓSFERA TERRESTRE

Pues bien, todo indica que la presencia del oxígeno en la atmósfera primitiva de la Tierra habría sido un factor negativo para la formación de las moléculas complejas necesarias para el desarrollo de la vida. Entonces ¿por qué hoy nuestra atmósfera es tan rica en oxígeno y casi todo ser del reino animal lo necesita para seguir vivo?, ¿cómo adquirió la atmósfera su composición actual?, ¿cómo pasó el oxígeno de ser letal a sustento de vida?

Es probable que las primeras células se hayan nutrido de concentraciones de moléculas orgánicas. Las moléculas de bióxido de carbono y agua eran muy abundantes y debieron ser metabolizadas de manera anaeróbica, es decir, sin necesidad de oxígeno. Sin embargo, el metabolismo anaeróbico reditúa cantidades de energía muy pequeñas, es ineficiente convirtiendo la energía acumulada en los enlaces químicos de las moléculas orgánicas, en la energía vital para la célula, lo que pondría a las células anaeróbicas en desventaja con las posteriores células de metabolismo aeróbico. Algunas células desarrollaron la habilidad de usar la energía de la luz solar para convertir el bióxido de carbono y el agua en azúcar, compuesto que almacena energía en sus enlaces químicos, es decir, aparece la fotosíntesis. Hubo numerosas bacterias fotosintéticas pero las más importantes fueron las cianobacterias o algas verde-azules. En el proceso de fotosíntesis se produce oxígeno y, poco a poco, la atmósfera se fue enriqueciendo con ese elemento. Muy al principio, ese oxígeno reciente reaccionó con las grandes cantidades de hierro de la superficie y formó óxido de hierro o herrumbre. Cuando el hierro se convierte en herrumbre, el oxígeno sobrante se acumuló en la atmósfera. Sobre el aumento gradual de oxígeno atmosférico nos habla el análisis químico de rocas localizadas en diferentes estratos geológicos. Cantidades considerables de oxígeno aparecieron hace aproximadamente 2 000 millones de años y sin duda aún lo estamos respirando.

La nueva composición química de la atmósfera produjo la siguiente escala en la evolución biótica. Así, se desarrollaron bacterias capaces de usar oxígeno en su metabolismo a través de la respiración aeróbica. La cantidad de energía que se produce para la célula mediante la respiración aeróbica y para metabolizar las moléculas orgánicas alimenticias, es mucho mayor que en los anaeróbicos por lo que las moléculas aeróbicas tuvieron gran ventaja selectiva.

Otra fuente de oxidación de la atmósfera fue la descomposición de moléculas de agua mediante la radiación ultravioleta, o de alta energía, proveniente del Sol. Al descomponerse la molécula de agua se liberan hidrógeno y oxígeno. En la atmósfera primitiva la cantidad de hidrógeno era sustancial y el oxígeno libre se recombinaba inmediatamente para volver a formar agua. Sin embargo, con el tiempo el hidrógeno se evaporó y el oxígeno, al no tener ya con qué combinarse, formó moléculas de ozono (O₃) que tiene la propiedad de absorber luz ultravioleta. Así que el ozono protegió primero a las moléculas complejas de ser fotodisociadas, y después a las primeras células de ser aniquiladas por los rayos ultravioleta. La capa de ozono continúa actuando como escudo protector de la vida en la Tierra.

Parece claro, pues, que la atmósfera oxidante del presente no fue consecuencia de la formación de la Tierra, sino el resultado principalmente de la actividad de los organismos vivos. Este resultado tiene gran importancia en la búsqueda de un lugar propicio para el brote y desarrollo de la vida, y volveremos sobre este tema más adelante dentro del contexto de la identificación de otros rincones del Universo, digamos, otros planetas o satélites, que pudieran tener actividad orgánica.