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Origen de la Vida

Avances en la Astrobiología

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La astrobiología es es una ciencia interdisciplinar que estudia los factores y procesos, especialmente geoquímicos y bioquímicos, que pueden dar lugar a la aparición de la vida en general y a su evolución. Esto se aplica tanto a la aparición de la vida en la Tierra, hace entre 3.000 y 4.000 millones de años, como a la posibilidad de vida en otros lugares del Sistema Solar, o incluso en posibles exoplanetas (o planetas extrasolares) o en otros lugares. Pretende investigar los posibles procesos que presiden la evolución de la materia orgánica simple (biomoléculas: cadenas peptídicas, nucleicas o lipídicas) hacia estructuras más complejas (primeras células, primeros sistemas genéticos, etc.), así como las posibles huellas o posibilidades de vida en otros astros con entornos radicalmente distintos al nuestro. Por lo tanto, es esencial una profunda interacción entre campos tan diversos como la física, la química orgánica e inorgánica, la bioquímica, la biología celular, la climatología, la geoquímica, la planetología y la modelización informática (por nombrar sólo algunos) para tratar de comprender los procesos en funcionamiento en su conjunto. Por extensión, la exobiología también se refiere a la búsqueda de vida extraterrestre en cualquiera de sus formas, incluida la vida inteligente (programa SETI) si procede, pero este campo sigue siendo muy marginal, a la espera de cualquier avance significativo. Los avances científicos han revolucionado los campos de estudio de la astrobiología, desde los resultados de las misiones centradas en los exoplanetas, como Kepler, hasta los continuos descubrimientos de las misiones planetarias existentes. Los resultados obtenidos han cambiado la forma de pensar e integrar los problemas en todas las disciplinas astrobiológicas.

Discos en la Formación de los Planetas

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Terminación

Hasta la fecha existen dos teorías principales sobre la producción de planetas similares a Júpiter. La hipótesis de la acreción del núcleo supone que cualquier material sólido del disco se coagula lentamente en núcleos protoplanetarios con masas progresivamente mayores. Si el núcleo permanece lo suficientemente pequeño, no tendrá una fuerza gravitatoria lo suficientemente fuerte como para atraer el gas del disco circundante, y el resultado será un planeta terrestre. Si el núcleo crece lo suficiente (del orden de diez masas terrestres), y el disco aún no se ha disipado, entonces el embrión planetario puede atraer gas del disco circundante y crecer hasta convertirse en un gigante gaseoso. Si el disco se disipa antes de que se complete el proceso, el resultado será un objeto como Urano o Neptuno, que tiene un complemento pequeño, pero significativo, de hidrógeno y helio. La cuestión principal es si el núcleo protoplanetario puede crecer lo suficiente antes de que el disco se disipe. Un segundo escenario es el de la inestabilidad del disco. Este escenario postula que el propio disco es inestable y tiende a desarrollar regiones de densidad superior a la normal. Estas regiones colapsan bajo su propia gravedad para formar protoplanetas de la masa de Júpiter. En el escenario de inestabilidad del disco puede formarse un grupo de gas de la masa de Júpiter en varios cientos de años que acabará por contraerse en un planeta gigante de gas. La dificultad estriba en llevar el disco a una condición en la que se formen tales inestabilidades.

Formación de Planetas

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Este texto se ocupa de la formación de planetas, y de algunas de las teorías más destacadas que intentan explicar tal formación de planetas. Durante muchos años ha sido un gran reto comprender la conexión entre estas diferentes clases de planetas en nuestro sistema solar y sus respectivos lugares en dicho sistema solar. El reto se ha agudizado con el descubrimiento de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas. Ahora se sabe que nuestro sistema planetario no es más que un ejemplo entre muchos, y que la variación entre estos sistemas es muy amplia. ¿Qué procesos determinan la masa de un planeta y su composición? ¿Cómo se relacionan estos procesos con la distancia del planeta a la estrella anfitriona? Estas preguntas son el núcleo del estudio de la formación de planetas.

Origen de la Vida en la Tierra

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Este texto se ocupa del origen de la vida en la Tierra, su importancia y qué produjo la aparición de la vida en la Tierra. Durante miles de años, la reconfortante teoría de la generación espontánea de la vida proporcionó una respuesta a la eterna pregunta sobre su origen. La teoría atravesó con seguridad la Edad Media y el Renacimiento hasta que Pasteur dio el golpe de gracia a la generación espontánea al diseñar un riguroso montaje experimental para la esterilización, demostrando que un caldo nutritivo estéril no podía generar vida microbiana de forma espontánea. Pasaron muchos años. En 1924, el bioquímico ruso Oparin señaló que la vida debió surgir en el proceso de evolución de la materia, gracias a la naturaleza reductora de la atmósfera. En 1929, el biólogo británico Haldane especuló de forma independiente sobre las primeras condiciones adecuadas para la aparición de la vida. Cuando la luz ultravioleta (UV) actúa sobre una mezcla de agua, dióxido de carbono y amoníaco, se produce una gran variedad de sustancias orgánicas, incluidos los azúcares y, aparentemente, algunos de los materiales a partir de los cuales se construyen las proteínas (Haldane, 1929). Antes de la aparición de la vida, debieron acumularse en el agua para formar una “sopa primordial” caliente y diluida. En 1953, Miller informó de la formación de aminoácidos al exponer una mezcla de metano, amoníaco, hidrógeno y agua a descargas de chispas y descargas eléctricas silenciosas.

Compuestos Orgánicos Extraterrestres

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Este texto se ocupa de la materia y los compuestos orgánicos extraterrestres, especialmente en los meteoritos. Muchos de los compuestos orgánicos o de sus precursores que se encuentran en los meteoritos se originaron en el medio interestelar o circundante y posteriormente se incorporaron a los planetas durante la formación del sistema solar.

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