En 1961 el radioastrónomo Frank Drake, presidente del SETI (Instituto para la Búsqueda de Inteligencia Extra-Terrestre), concibió una fórmula para calcular la cantidad de civilizaciones extraterrestres en nuestra galaxia.
La fórmula era la siguiente: N = R * fp * ne * fl * fi * fc * L
Donde
La fórmula en sí es una fabulosa demostración de ingenio por parte de Frank Drake, por desgracia algunas de estas variables eran desconocidas en su época, lo siguen siendo y seguramente lo serán durante algún tiempo más.
Por ejemplo, sabemos más o menos cuantas estrellas hay en la Vía Láctea, y
sabemos más o menos cuantos años hace que se formó. Hemos hecho estadísticas
sobre las edades de las estrellas y sabemos, más o menos a qué ritmo se han
ido formando.
Pero la mayoría de los demás datos solo podemos suponerlos, y para ello solo disponemos de
un único ejemplo: nuestro propio planeta.
Suponer que conocemos las reglas y las probabilidades de un hecho que solo ha
podido ser observado una única vez es algo pretencioso y con toda seguridad
equivocado. El método científico exige que podamos observar un fenómeno
numerosas veces y en distintas condiciones antes de intentar
imaginar una ley que lo explique, por lo que mientras no conozcamos más que un
único planeta con vida inteligente en todo el universo no podremos aplicar el
método científico, solo podremos hacer suposiciones y elucubraciones que
intenten apelar a la lógica de lo que sabemos para poder suponer unas
conclusiones que, por fuerza, serán casi imposibles de verificar en mucho
tiempo.
No obstante podemos abordar este problema desde dos puntos de vista diferentes y ver a qué conclusiones nos lleva cada uno de estos puntos de partida.
Bien, seamos pretenciosos, aún a riesgo de equivocarnos.
Basándonos únicamente en un solo ejemplo, la Tierra, podemos especificar
cuales son las condiciones que sabemos que son necesarias para la Vida,
tal como la conocemos, y qué probabilidades
aproximadas hay de que se cumplan en nuestra galaxia, suponiendo que en la Vía
Láctea hubiera unos 300.000 MM (Millones) de estrellas.
Para ello, sin embargo, hay que conocer cómo se han formado el Sol, los planetas, la Tierra, los mares y la Vida. Podéis dar un pequeño repaso (sólo unas treinta páginas) en esta dirección y las siguientes. Aquí solo expondremos algunas de las condiciones que considero que serían necesarias.
Nuestra galaxia tiene aproximadamente la forma de una lenteja, más gruesa
en el centro y menos por los bordes. En ella, el noventa por ciento de las estrellas
se encuentran concentradas en una zona bastante reducida del centro de la galaxia,
mientras que solo el diez por ciento de las estrellas se distribuyen
en los brazos espirales de la
misma. Contra lo que durante mucho tiempo se ha creído, la Vía Láctea no está
formada por dos brazos espirales, sino que hay al menos cinco brazos, lo que
demuestra lo difícil que puede resultar ver la forma de la galaxia desde el interior
de la misma.
Hay tres razones bastante importantes para suponer que en el centro de la galaxia
la vida sería mucho más improbable que en los brazos espirales.
Por todo ello debemos indicar que aunque haya trescientos mil millones de
estrellas en una galaxia, la vida será más probable en una zona determinada
de la periferia de la galaxia, y aunque no se puede descartar por completo que
pudiera surgir la vida en el mismo centro de la Vía Láctea, lo más probable es
que esto solo ocurra en la periferia, a la que llamaremos la
zona habitable de la galaxia.
Es posible que demasiado en la periferia también disminuyan las probabilidades,
pero a la espera de que la ciencia recopile más datos y conocimientos
nos conformaremos con asumir, siendo muy optimistas, que hasta el diez por ciento
de las estrellas se encuentran en la zona habitable de la galaxia.
Esto nos deja 30.000 MM de estrellas en la zona habitable de la galaxia.
Es preciso que exista un Sol similar al nuestro. Para ello es necesario que
en su origen tenga una masa similar, por lo que podemos descartar las estrellas
más masivas y las más pequeñas. Si la estrella es demasiado pequeña se
convertirá en una enana blanca, si es demasiado grande consumirá su
combustible demasiado rápido para dar tiempo a que en alguno de sus planetas
evolucione la vida. El porcentaje de estrellas de un tamaño más o menos
similar al Sol es menor de un 5% (el 90% son menores de 0'5 masas solares), no
obstante vamos a suponer que hasta un diez por ciento de las estrellas serán de
un tamaño similar al de nuestro Sol.
Tendremos entonces 3.000 MM de estrellas de masa similar al Sol.
Si el sistema contuviese dos o más soles, habría temporadas durante las
cuales cualquier planeta recibiría una irradiación de calor y luz solar muy
superior o muy inferior a la media, y aunque es posible que la vida simple
pudiera adaptarse a un ciclo regular con una diferencia muy grande de
temperaturas, parece muy poco probable que un ecosistema tan complejo como el
nuestro pudiera sobrevivir.
La mayoría de los sistemas multiestelares se encuentran en la zona central
de la galaxia, pero aún en la periferia, donde estamos nosotros, la proporción
de sistemas de una sola estrella es aproximadamente de sólo el cincuenta por ciento.
Descartemos pues los sistemas con más de un sol.
Nos quedan 1.500 MM de estrellas.
Por supuesto, el sistema tiene que tener planetas. Como los planetas surgen
como simples aglomeraciones de gas y polvo igual que las estrellas, el hecho de
que un cuerpo espacial se convierta en planeta o en estrella depende
exclusivamente de su tamaño. Es decir, que por cada estrella se habrán
formado también decenas, cientos o quizás incluso millares de planetas en la
galaxia. ¿Cuántos de ellos orbitarán alrededor de una estrella como la
nuestra?. Como no tenemos más que un ejemplo observable, la Tierra, vamos a
suponer que nuestro sistema solar es típico y que cada estrella tiene una corte
de unos diez planetas.
Tendremos entonces 15.000 MM de planetas.
No obstante, si el planeta es demasiado grande se convertirá en un gigante
gaseoso, y si es demasiado pequeño no podrá retener la atmósfera, así que
debemos descartar los planetas que se aparten excesivamente del tamaño de la
Tierra. Esto nos deja en la duda de preguntarnos ¿qué porcentaje de planetas
tiene un tamaño adecuado para retener su atmósfera sin convertirse en gigante
gaseoso?. No lo sabemos, pero probablemente la relación tamaño/frecuencia sea
suficiente para que podamos suponer que solo uno de cada diez planetas tendrán
el tamaño adecuado.
Tendríamos entonces 1.500 MM de planetas de un tamaño similar a la Tierra.
El planeta debe tener una órbita lo más circular posible, si un planeta tuviese una órbita demasiado excéntrica estaría durante un tiempo bastante cerca del Sol y durante otro tiempo, más duradero, excesivamente lejos.
Pero las órbitas son como gomas elásticas que oscilan entre estar completamente circulares y alargarse hasta alcanzar una excentricidad máxima. Durante el período de máxima excentricidad el planeta estaría durante varios meses mucho más cerca del Sol y por tanto recibiría más radiación solar.
La órbita de la Tierra, por ejemplo, oscila entre ser casi completamente
circular y estirarse hasta una excentricidad bastante acusada en un período de
unos 400.000 años. Cuando la excentricidad es casi nula recibe la misma
radiación a lo largo de todo el año, pero en su fase de máxima excentricidad,
cuando esté más cerca del Sol, en su perihelio, recibirá un 23% más energía
que cuando esté en su afelio, la distancia más larga. Y este ciclo se
repetirá anualmente.
Actualmente la excentricidad de la Tierra es relativamente pequeña y la
diferencia de radiación solar recibida en el afelio y el perihelio es de menos
del 7%. Es decir, el 3 de Enero la Tierra recibe un 7% más de radiación solar
que en su afelio, el 3 de Julio.
No
obstante lo dicho, las órbitas planetarias que sean demasiado excéntricas
tienden, debido a la influencia de los demás planetas del sistema, a ser más circulares
en cada ciclo, por eso la excentricidad máxima de cada planeta se va reduciendo hasta que en un período de unos
cientos de millones de años acaban adquiriendo órbitas bastante circulares, así que
este parámetro no tiene por qué afectar nuestros cálculos.
Seguimos teniendo 1.500 MM de planetas.
Por último, además de que la órbita sea circular, también es preciso que
esté a una distancia adecuada del Sol. Supondremos que un planeta solo podrá
albergar vida compleja si recibe una cantidad de energía suficiente pero no
excesiva, y eso nos lleva a reducir el porcentaje de planetas adecuados a uno de
cada diez planetas.
Aún nos quedan 150 MM de planetas.
Las dificultades vienen ahora.
Un planeta, para ser habitable, debe tener una rotación lo bastante rápida como para que del calor que reciba en un hemisferio durante el día no se pierda demasiado durante la noche. Si la Tierra tuviese días de cien horas, la temperatura durante el día, al cabo de cincuenta horas de insolación, sería de más de 150º, y durante la noche se enfriaría hasta menos de 50º bajo cero. Un rango de temperaturas semejante no hay bicho que lo aguante.
Pero cuando se forma un planeta lo hace aglomerándose materia, primero por
acreción, luego atrayendo a otros cuerpos menores, al final atrayendo a gran
cantidad de meteoritos.
Por la forma en que se forman los planetas, la rotación que estos pueden llegar
a adquirir es aleatoria y bastante reducida, ni mucho menos tan rápida como la rotación
que disfrutamos en la Tierra, pero algunos de los cuerpos atraídos pueden ser lo
suficientemente masivos como para dar un empujón bastante grande al planeta y hacerle
girar mucho más rápido. De hecho, si la Tierra gira tan rápido es gracias a
que poco después de su formación chocó con un planeta que
tenía casi la mitad de su masa. La energía cinética del planeta menor se
transfirió casi por completo a la Tierra convirtiéndose en momento angular y
haciendo que la Tierra girase a una velocidad suficiente como para que los días
durasen unas pocas horas. De no ser por ello, la Tierra giraría tan lentamente que
las diferencias de temperatura entre el día y la noche serían abismales e
incompatibles con la vida, tal como la conocemos.
Las probabilidades de que se produzca un choque de dos planetas menores para dar lugar a un planeta del tamaño adecuado y con la velocidad de giro suficiente no son, sorprendentemente, tan bajas como pudiéramos pensar. Cuando se forma un sistema solar se crean varios miles de planetesimales en órbitas muy aleatorias y durante los primeros millones de años los choques entre ellos son muy frecuentes, de hecho son el proceso normal por el que los planetas van creciendo de tamaño hasta que el número de planetas que queden sea bastante reducido y sus órbitas sean bastante estables. Así que es seguro que casi todos los planetas han sufrido colisiones planetarias, pero ¿serían de la suficiente magnitud como para imprimirles una velocidad de giro adecuada?.
Bien, no en las primeras fases de la evolución del sistema solar. Tengamos en cuenta que al principio se han formado cientos de miles de aglomeraciones muy pequeñas y éstas empiezan a crecer a costa de aglomerarse con otras. Eso significa que pronto los planetesimales son más grandes y hay muchos menos. Los planetesimales más grandes crecen más rápido que los pequeños y pronto llega un momento en que habrá unos pocos planetas MUY grandes (más de 10.000 Km de radio), una centena de un tamaño medio (más de 1.000 Km de radio) y varios miles de tamaño menor (más de 100 Km de radio), aparte de decenas de miles de asteroides y millones de otros cuerpos aún menores.
A partir de este momento sí se pueden producir choques entre planetas de tamaño medio y según el tamaño y la velocidad relativa, así como el ángulo de inclinación del choque, los planetas que sigan creciendo podrán adquirir una rotación bastante elevada.
No podemos llegar mucho más lejos en nuestras suposiciones, pero seguramente la mayoría de los planetas medios (del tamaño de la Tierra) tendrían una rotación más o menos lenta (más de 50 horas) y el resto una rotación rápida.
Sin embargo, la velocidad de rotación no lo es todo, también hace falta que el eje de rotación sea bastante perpendicular al plano de la eclíptica.
En todo planeta sometido a una rotación y una traslación alrededor del Sol podemos distinguir varias zonas climáticas dependiendo de los períodos en que reciban radiación solar o permanezcan en la oscuridad.
En el caso de la Tierra, y en cualquier
otro planeta en rotación que orbite alrededor de una estrella, podemos
distinguir entre las dos zonas polares y las zonas ecuatoriales, entendiendo
como tales las que van desde el ecuador hasta ambos círculos polares. Si
observamos la imagen adjunta podemos apreciar las diferentes zonas climáticas
de un planeta que gire sobre sí mismo y al mismo tiempo gire alrededor de una
estrella.
En pleno verano, el casquete polar norte recibe la luz del Sol continuamente a lo largo de toda la rotación. Cualquier persona situada en el polo norte vería el Sol siempre a la misma altura sobre el horizonte, pero dando una vuelta en el firmamento alrededor de nosotros. En cualquier otro punto del casquete polar, el Sol ascendería y descendería a lo largo del día, pero en todo momento estaría por encima del horizonte. La insolación es continua, pero como la superficie del terreno está bastante inclinada respecto a los rayos solares la temperatura no llegaría a subir demasiado aunque si ponemos una superficie cualquiera, por ejemplo, la mano, perpendicular al Sol ésta se nos calentará tanto como si estuviésemos en el Ecuador. Si acaso sería algo más débil, pero solo porque los rayos solares tienen que atravesar una cantidad de atmósfera mayor.
Si estuviéramos justo en el círculo polar norte, podríamos ver como a una hora determinada el Sol toca el horizonte, volviendo de nuevo a ascender sin haber llegado a ocultarse del todo.
Algo por debajo del círculo polar, el Sol se ocultaría una media hora, una hora, dos horas al día generando una corta noche. Mientras más nos alejemos del círculo polar más durará la noche y más cortos serán los días. A mediodía tendremos el Sol bastante alto, pero sin llegar nunca a estar sobre nuestras cabezas. La luz del Sol siempre llega hasta nosotros con una cierta inclinación, incluso al mediodía.
Llegamos ahora al trópico de Cáncer. En este punto las noches siguen siendo más cortas que el día, y justo al mediodía el Sol se encuentra en su cenit, cayendo los rayos del Sol verticalmente sobre el terreno. En pleno verano, el trópico de Cáncer es la zona de la Tierra que recibe más cantidad de radiación solar y, siendo los días bastante más largos que la noche, vivir allí puede llegar a ser bastante incómodo.
Conforme nos seguimos acercando al ecuador, paradójicamente, el clima vuelve a ser ligeramente más fresco. El motivo es que de nuevo el terreno vuelve a estar inclinado respecto a los rayos solares, recibiéndose menos calor por metro cuadrado, y las noches son cada vez más largas, hasta que al llegar justo al ecuador la duración de las noches es idéntica a la de los días.
Sigamos avanzando hacia el Polo Sur. Conforme lo hacemos los días siguen siendo cada vez más cortos y las noches más largas hasta que al llegar al círculo polar antártico el Sol apenas asoma por el horizonte unos minutos en cada jornada.
Dentro ya del casquete polar Sur, hay una oscuridad continua, una oscuridad que durará días y semanas y meses. Mientras más nos alejemos del círculo polar Sur más largo será el período de oscuridad continua y justo al llegar al polo la oscuridad más absoluta reinará la tierra durante seis meses completos.
Seis
meses más tarde, por supuesto, la situación se invierte por completo. La
Tierra no ha variado su inclinación, pero ahora está al otro extremo de su
órbita solar. El Polo norte estará en completa oscuridad y el Sur bajo una
iluminación continua. La zona más calurosa del planeta será el Trópico de
Capricornio, que tendrá días mucho más largos que sus noches y recibirá
verticalmente los rayos solares del mediodía.
Estos dos momentos descritos son los Solsticios, el Solsticio de Verano y el Solsticio de Invierno, que en nuestro planeta se producen a finales de Junio y de Diciembre, marcando el inicio del Verano y del Invierno para cada uno de los hemisferios.
Sin embargo, en los meses intermedios hay dos momentos en los que el eje de la Tierra está perpendicular a los rayos del Sol. El Sol se ve en el horizonte desde cualquiera de los dos polos y en cualquier lugar de la Tierra disfrutaremos de días que durarán exactamente lo mismo que las noches. Los rayos de Sol caerán verticalmente en el ecuador, pero mientras más nos alejemos de él más fresco será el clima.
Estos dos momentos son los equinoccios, que en la Tierra se producen a finales de Marzo y de Septiembre, dando inicio a la Primavera y el Otoño.
Según la inclinación del eje del planeta, el círculo polar y el trópico podrán estar más arriba o más abajo, incluso podrían cruzarse. Estando la Tierra inclinada 23º, el círculo polar sería algo más pequeño de lo representado en el dibujo y los trópicos estarían más cerca del ecuador. Si la Tierra estuviese inclinada 45º, el círculo polar y el trópico coincidirían en el paralelo 45. Si estuviera aún más inclinada, los trópicos estarían más cerca de los polos y los círculos polares llegarían casi hasta el ecuador. En tal caso, recibiendo casi la mitad de la Tierra una insolación continua y con muy poca inclinación de los rayos solares sobre la superficie durante varios meses, el terreno se calentaría hasta alcanzar temperaturas de cientos de grados mientras que en el hemisferio opuesto las temperaturas podrían bajar hasta 100º bajo cero.
La zona ecuatorial, al no estar sometida a períodos continuos de luz y oscuridad, tendría una diferencia de temperaturas bastante menor y es posible que en una estrecha franja alrededor del ecuador pudieran arraigar algunas plantas como líquenes, helechos y hierbas, y quizás hasta el subsuelo podría ser colonizado por lombrices e insectos subterráneos, pero el aire libre quedaría vedado para ellos.
La atmósfera del hemisferio iluminado se recalentaría enormemente durante el verano, ganando altitud y absorbiendo masas de aire más frío del hemisferio oscuro a velocidades de cientos de kilómetros por hora que barrerían la zona ecuatorial en un huracán que duraría dos o tres meses seguidos. Durante la primavera y el otoño los días y las noches serían más o menos similares y el clima podría ser muy similar al que nosotros disfrutamos, pero sería una leve calma en medio del vendaval. Al llegar el invierno de nuevo los vientos huracanados barrerían durante varios meses, esta vez en dirección contraria, la zona ecuatorial del planeta arrastrando a cualquier animal que se hubiese atrevido a poner el pie sobre la tierra.
Por todo ello, para que la vida sea posible en un planeta es necesario que la inclinación de su eje no sea excesiva.
La Tierra tiene una inclinación de 23'5º, oscilando en períodos de 41.000 años entre 22'1º y 24'5º. Ya hemos visto que, mientras más inclinado esté el eje su clima será más extremo y que, si su inclinación fuese de 45º, casi con toda probabilidad no podría existir un ecosistema complejo.
Vamos a establecer, pues, como un requisito imprescindible para la existencia de la Vida que el eje no tenga una inclinación mayor que 30º.
Y
para ello es preciso que el choque planetario que echó a rodar la Tierra
se produzca en una zona específica del planeta.
Si el choque se produjera demasiado cerca del centro, el planeta resultante apenas conseguiría la velocidad necesaria. Si demasiado cerca del borde, se produciría un rebote tras el cual la mayor parte de la masa del planeta menor pasaría de largo y volvería a perderse en el espacio. La rotación resultante de la Tierra sería aún menor. Es decir, que la rotación requerida solo podría producirse si el choque se produjera entre los dos círculos internos del gráfico.
Además, para que el eje resultante de la Tierra no esté demasiado inclinado respecto a la eclíptica la colisión se debe producir a menos de 30º de la eclíptica. Una vez producida la colisión, el punto del impacto será el que experimente un mayor empuje y pasará a convertirse en Ecuador del planeta. Los puntos situados a 90º a los lados del mismo se convertirán en los Polos, fijándose así el eje de rotación, para el resto de la historia del planeta.
Bueno, para toda la historia del planeta no.
Todos los cuerpos giratorios que se encuentran en un campo gravitatorio, por ejemplo, un trompo o un giroscopio bailando en el suelo o un planeta que gira y al mismo tiempo se traslada alrededor del Sol, tienden a alterar su eje de rotación. El eje de rotación de un trompo, giroscopio o planeta tiende a balancearse inclinándose más o menos según un fenómeno conocido como precesión.
En un período de tiempo lo bastante largo, unos cientos de miles de años, el eje de un planeta puede oscilar desde estar perpendicular a su plano orbital hasta tumbarse por completo, con una inclinación de 90º. Es decir, que un planeta como la Tierra pasaría por fases de varias decenas de miles de años en las que su eje estaría bastante vertical, dándose unas condiciones aceptables para el desarrollo de la vida, pero después pasaría por un período durante el cual el eje estaría tan inclinado que haría imposible la existencia de seres vivos en la superficie del planeta.
Pero la Tierra no hace esto. El eje de la Tierra permanece fijo, y aunque su inclinación sufre una pequeña oscilación de un par de grados cada 41.000 años y una precesión que hace bailar el eje de la Tierra recorriendo en unos 26.000 años un círculo alrededor del eje del plano orbital de la Tierra sin variar su inclinación respecto a la eclíptica, podemos afirmar con muy poco temor a equivocarnos que dicha inclinación nunca ha sido mayor de unos 30º.
¿Por qué?
¿Cómo es que la Tierra no pasa por períodos en los que el eje de rotación esté paralelo a la eclíptica, sufriendo entonces períodos de insolación y oscuridad tan largos que acaben con todas las formas de vida complejas que habitan la superficie terrestre?.
La respuesta puede sorprender a muchos: Gracias a la Luna.
La Luna, girando alrededor de la Tierra, hace que el eje de la Tierra nunca se aparte demasiado de su propio plano orbital, de esa forma aunque su tendencia natural sería tener una oscilación mucho más amplia, la masa lunar, orbitando en un plano alrededor de la Tierra, mantiene sujeto el eje dejándolo apenas oscilar solo unos dos o tres grados por encima o por debajo del eje del plano orbital de la Luna. Gracias a ello, a lo largo de los últimos 4.000 MM de años la inclinación del eje de la Tierra nunca ha llegado a ser tanta que haya provocado diferencias estacionales tan radicales que hayan destruido la vida.
Y este es otro requisito imprescindible para la existencia de la vida en cualquier planeta, que los efectos de la precesión se vean anulados por la existencia de una luna.
Aparte de esto, la superficie de todos los planetas es bombardeada constantemente por radiaciones cósmicas y solares de alta energía. Estas radiaciones son tan penetrantes que podrían romper con facilidad moléculas complejas, de ahí que las formas de vida que habitasen la superficie de un planeta acabarían muriendo por culpa de las radiaciones.
Pero la Tierra tiene un campo magnético a su alrededor que la protege de la mayor parte de estas radiaciones, permitiendo que organismos complejos como plantas y animales puedan vivir en la superficie.
Ese campo magnético es generado por las corrientes internas del núcleo metálico de la Tierra. Y esas corrientes se mantienen en movimiento por el efecto marea de la Luna.
Es decir, que gracias a la Luna no solo mantenemos estable el eje de rotación de la Tierra, sino que también tenemos un escudo magnético que nos protege de las radiaciones cósmicas.
Ahora bien, para que esto funcione, la Luna del planeta debe ser bastante grande, no basta con tener una luna mil veces más pequeña que el planeta. La masa de la Luna, por ejemplo, es un 1'5% de la de la Tierra, y eso nos lleva a un descubrimiento sorprendente: En relación al tamaño de su planeta, la Luna es el satélite más grande del sistema Solar. Cierto que hay satélites más grandes, pero se encuentran en órbita alrededor de planetas gigantes, representando menos de la diezmilésima parte del tamaño de su planeta. Su masa, desde luego, es totalmente incapaz de tener una influencia significativa sobre su planeta.
La Luna en cambio nos influye de varias formas.
Sin la Luna, la Tierra pasaría cada pocos cientos de miles de años por períodos de varios miles de años en que el eje de rotación estaría 'tumbado' sobre la eclíptica, haciendo que casi cualquier zona del planeta sufra una insolación continua durante varios meses en verano y otros tantos de oscuridad total en invierno. La vida que durante los períodos benignos hubiera empezado a adaptarse para colonizar la tierra sería exterminada en el siguiente período 'infernal'.
Sin la Luna no habría efecto marea en el núcleo metálico del planeta, con lo que no se habría generado un campo magnético de suficiente intensidad para detener los rayos cósmicos. La superficie terrestre sería bombardeada con masivas dosis de radiación y partículas de muy alto poder energético que destruirían las moléculas complejas de los organismos vivos que vivieran en la superficie.
La vida solo hubiera podido desarrollarse en los mares o en cavernas bajo la zona ecuatorial y es posible que los seres vivos más complejos fueran similares a los camarones, o quizás incluso insectos del tamaño de los ácaros, viviendo en el espacio intersticial entre los granos de arena de las orillas de los ríos.
De todo ello vemos que para que la vida sea posible en un planeta es preciso que este tenga una luna bastante grande.
Y para calcular las probabilidades de que un planeta tenga una luna bastante grande debemos conocer cómo se formó nuestra querida Luna.
Si habéis repasado el documento que mencioné al principio, os habréis hecho una idea general de cuál es el origen más probable de nuestra Luna. Surgió como consecuencia de un choque de la Tierra con otro planeta de la mitad de su tamaño y a una velocidad suficiente para que los escombros salpicados formasen un anillo que posteriormente se aglomeró para formar un cuerpo sólido.
Y esto nos lleva a pensar que el mismo choque que produjo la rotación de la Tierra también provocó con sus salpicaduras de escombros, la formación de la Luna.
Concluimos entonces en que para que un planeta tenga posibilidades de desarrollar vida inteligente es preciso, además de que se cumplan las condiciones ya mencionadas, que en el inicio de su formación se produzca un choque planetario capaz de imprimir una rotación rápida del planeta y que de sus escombros se forme un satélite con una masa superior al 1% de la masa total de los dos planetas en colisión.
Pero no mucho más grande. Si la Luna, en vez del 1'5% de la masa terrestre hubiese sido más grande, por ejemplo un 3%, el efecto marea que produjese sobre la Tierra hubiera sido tan intenso que hubiera levantado mareas muchísimo más elevadas de lo que lo hizo nuestra Luna. Y el efecto marea tiende a detener la rotación del planeta, por lo que una Luna con el doble de masa podría detener la rotación de la Tierra en unos pocos cientos de millones de años. En nuestro caso, sin embargo, se dio la circunstancia de que la Luna se formó con un 1'5% de la masa terrestre, a unos 30.000 Km de distancia de la Tierra, dando una vuelta a su alrededor en unas veinte horas mientras que la Tierra tenía una rotación de seis horas. El efecto marea de la Luna ha hecho que al cabo de 4.000 MM de años la Tierra gire en 24 horas y la Luna se haya alejado hasta los 384.000 Km girando alrededor de la Tierra en 27 días. Si la Luna hubiese sido el doble de grande, el efecto marea hubiera sido tan intenso que la Tierra se hubiese visto mucho más frenada y posiblemente hoy en día la Tierra estaría totalmente detenida con respecto a la Luna, dándole siempre la misma cara tal como ella nos la da a nosotros. Eso haría que la rotación de la Tierra con respecto al Sol fuera del mismo tiempo que la Luna tarda en dar una vuelta a nuestro alrededor, probablemente un mes y medio (La Luna también se hubiera alejado mucho más, debido a su mayor tamaño). Tendríamos entonces días y noches de unas 500 horas respectivamente, con lo que las temperaturas llegarían a extremos incompatibles con la vida.
Por todo ello debemos concluir que para que en un planeta pueda desarrollarse y evolucionar la Vida es imprescindible, al menos según lo que sabemos, que el planeta tenga una luna de un tamaño adecuado.
Falta analizar un factor: la velocidad de la colisión.
Para que de un choque puedan escapar escombros suficientes para formar un satélite, hace falta que la velocidad del mismo sea mayor a la velocidad de escape del nuevo planeta, una vez fusionados los dos planetas en colisión.
La velocidad de escape de la Tierra es de 11 Km/s, es decir, que si un meteorito o asteroide o cometa o satélite o planeta cae a la Tierra a una velocidad menor, podrá salpicar bastantes escombros, pero estos no tendrán velocidad suficiente para escapar de la influencia gravitatoria de la Tierra y volverán a caer sobre ella. En cambio, si cualquiera de ellos cae a una velocidad de 30 Km/s los escombros saldrán disparados tan rápido, que se perderán en el espacio, sin que en la órbita de la Tierra queden suficientes escombros para formar una luna decente.
La velocidad de la colisión debe pues estar en un rango determinado, algo mayor de la velocidad de escape del planeta resultante, pero no demasiado mayor. En el caso de la Tierra, el choque debió producirse a entre 12 y 15 Km/s.
Por otro lado, dos planetas que viajen en órbitas cercanas tendrán una velocidad relativa bastante pequeña. Veamos, si no, el ejemplo de la Tierra y Marte. a 150 MM de Km del Sol, la Tierra viaja a 30 Km/s.
Marte, a una distancia bastante mayor, viaja a 24 Km/s. Una colisión entre ellos tendría una velocidad de 6 Km/s si fuera por alcance o de 54 Km/s si chocaran de frente.
Ahora bien, las órbitas de la Tierra y Marte no se cruzan y por tanto no pueden chocar. Si se cruzaran eso implicaría que Marte se acercaría al Sol, y al hacerlo aceleraría, alcanzando entonces una velocidad que sí podría llegar hasta los 42-45 Km/s necesarios.
Es decir, aunque por la forma en que se forman los planetas se van a producir numerosas colisiones planetarias, es preciso también que al menos uno de los planetas en colisión tenga una órbita lo bastante excéntrica como para que al cruzar la órbita del otro lleve una velocidad muy superior.
Pero los planetas tan grandes no tienen, en principio, órbitas excéntricas, el mismo proceso de su formación hace que tengan órbitas bastante circulares y, con la abundancia original de planetas en el origen del sistema solar, la mayoría de los choques se producirían a muy baja velocidad, a no ser que dos planetas se acerquen tanto que cada uno acabe desviado de su trayectoria por el otro, ocupando entonces una órbita que sí podría producir una colisión a alta velocidad.
De hecho, es más probable pasar cerca de otro planeta que chocar con él, de ahí que las órbitas planetarias de los planetas pequeños y medios en esa fase de la formación planetaria pudieron acabar siendo muy excéntricos, propiciando choques entre ellos a casi cualquier velocidad imaginable, dentro de unos rangos determinados.
Pero igualmente, tras ser desviados por su acercamiento a otro planeta, las órbitas planetarias en esa fase de la evolución del sistema habrán adquirido órbitas la mayoría de las veces fuera del plano orbital del sistema. Aunque la nube original de primeros cuerpos planetarios se formó sobre todo en el plano delimitado por los planetas mayores, los acercamientos entre ellos los desviaron en todas las direcciones del espacio con lo que los últimos cien planetas menores no se encontraban ya en órbitas más o menos caóticas dentro de la eclíptica, sino que ocupaban órbitas caóticas en una esfera alrededor del Sol.
Si un planeta colisiona con otro desde arriba de la eclíptica, el planeta ocupará una órbita muy por fuera del plano orbital de los planetas gigantes. Esto no tendría mucha importancia ya que la tendencia de todos los planetas es ocupar el mismo plano que los planetas gigantes, y aunque un planeta haya terminado de formarse en una órbita que se cruce muy acusadamente con el plano del Sistema Solar, la atracción gravitatoria conjunta del Sol y los planetas mayores lo devolverían al plano orbital en cuestión de un par de miles de millones de años.
Sin embargo, si de la colisión surgiera un satélite como la Luna, ésta tendría una órbita bastante inclinada respecto a la eclíptica y en tal caso tendería a mantener la rotación del planeta en el mismo plano, con el resultado de que aunque mil o dos mil millones de años más tarde la órbita del planeta se alineara con la eclíptica, la rotación seguiría siendo la misma y, tendríamos un planeta con el eje demasiado inclinado para tener un clima más o menos favorable para la vida.
Esto nos tendría que llevar a descartar las colisiones planetarias producidas con una inclinación muy acusada respecto a la eclíptica, y, volviendo a retomar una cantidad ya familiar, vamos a suponer que sólo un ángulo menor a 30º por encima o por debajo de la eclíptica puedan dejar un planeta con una luna en una órbita cercana a la eclíptica.
Vistos ya los factores más importantes que intervendrán en una colisión planetaria, llegó la hora de intentar dilucidar cuáles son las circunstancias necesarias para que de una colisión planetaria hayan surgido la Tierra y la Luna.
Un planeta de masa M tiene que chocar con otro de masa m, a una velocidad V, con una dirección D y el punto del impacto debe estar a X grados del centro del mayor y alejado como máximo Y grados de la eclíptica.
Cada una de estas variables es un rango, en algunos casos bastante amplio en otros bastante estrecho.
Y ahora debo daros una mala noticia.
Hasta ahora no sabemos con exactitud cuáles son esos rangos, pero todo hace pensar que la probabilidad de que todas estas variables estén cada una dentro de su rango correspondiente es sumamente baja.
Intentemos repasarlas una a una. Para cada una de las masas implicadas vamos a aplicar una probabilidad de 1/10. Esto por supuesto no es cierto, la probabilidad real seguramente será bastante menor, pero no teniendo herramientas científicas adecuadas (observación de ejemplos, estadísticas, fórmulas matemáticas, etc) no tenemos más remedio que basarnos en la especulación y esperar no equivocarnos demasiado.
Tendríamos entonces que en las últimas fases de la formación de un sistema planetario, cuando apenas quedan un centenar de planetas en la pista de baile protagonizando las últimas colisiones antes de que sus órbitas queden por fin estabilizadas, tendríamos una probabilidad entre cien de que en una de estas colisiones estén implicadas dos masas planetarias del tamaño adecuado.
Eso significa que en casi todos los sistemas planetarios podría producirse un choque de planetas con las masas correspondientes.
La velocidad de la colisión, sin embargo, sí es algo más improbable. La mayoría de las colisiones serán, o a gran velocidad o a muy poca velocidad, y sólo unas pocas, seguramente entre el 2 y el 5%, se producirán a una velocidad adecuada. Pongamos que sea del 5%, en cuyo caso tendremos una probabilidad de 1/20.
Con la dirección, sin embargo, lo tenemos más claro. Puesto que las órbitas planetarias en ese momento están distribuidas al azar en una esfera alrededor del Sol, la probabilidad de que el choque se produzca con ambos planetas en las direcciones adecuadas es de 1/36.
Como también es fácil deducir que solo 1/6 de estas colisiones dejarían un planeta y una luna girando en una órbita cercana a la eclíptica.
Pero ahora viene el parámetro quizás más difícil de calcular, e incluso suponer, al menos para mí.
Ya
dijimos anteriormente que para que de la colisión de dos planetas surja una
luna y un planeta en rotación bastante rápidas, el choque debía producirse en
una determinada zona del planeta.
Es como querer hacer una carambola en el billar, si golpeamos la bola con los ojos cerrados, sin controlar el lugar de la bola donde ha de golpear el taco, es muy improbable que consigamos meter la bola en la tronera. Debemos apuntar con precisión, porque un desvío de menos de un milímetro en el punto del impacto provocará unos resultados totalmente distintos a los deseados.
En el caso de un planeta antes de ser golpeado por otro, si el impacto se produce demasiado cerca del centro no se conseguiría una rotación suficiente, y si demasiado lejos se produciría un rebote y tampoco.
El margen será sin duda bastante estrecho, pero ¿cuán estrecho?.
Pues bien, no teniendo medios para poder evaluar este margen, voy a suponer que el margen es bastante estrecho, de solo un grado por encima o por debajo del ángulo idóneo. Aún esto tampoco sería suficiente para delimitar la probabilidad, también habría que conocer cuál es ese ángulo idóneo, ya que, como podemos apreciar fácilmente en un globo terráqueo la superficie delimitada por los paralelos 20 y 22 es bastante inferior a la delimitada por los paralelos 40 y 42, a pesar de que ambas superficies tienen el mismo ancho angular.
Siendo así vamos a aplicar de forma un tanto arbitraria una probabilidad de 1/100, a la espera de que cálculos más precisos puedan dar una cantidad más acertada.
Bien, teniendo ya más o menos delimitadas todas las probabilidades indicadas al principio de este capítulo, vamos a cuantificarlas en su conjunto:
Un planeta de masa M (1/10) tiene que chocar con otro de masa m (1/10), a una velocidad V (1/20), con una dirección D (1/36) y el punto del impacto debe estar a X (1/100) grados del centro del mayor y alejado como máximo Y (1/6) grados de la eclíptica.
Que se den todas estas circunstancias tiene pues una probabilidad de 1/43.200.000
¡Buff! Pues resulta que conseguir que un planeta tenga una rotación adecuada y una luna gigante es mucho más difícil de lo que parecía en principio.
Antes de esta tan larga disgresión, habíamos dejado la galaxia con 150 MM de planetas de un tamaño similar al terrestre, orbitando a una distancia similar a la terrestre alrededor de un sol similar al terrestre.
Si ahora aplicamos la probabilidad de que tengan una rotación rápida, con un eje no demasiado inclinado, y con una luna gigante que estabilice su eje de rotación y mantenga un campo magnético que la proteja de las radiaciones cósmicas y solares, tendremos que en nuestra galaxia habrá unos 3'5 planetas que cumplan todos estos requisitos.
Bien, es posible (más que posible, seguro) que muchos de los parámetros analizados no estén suficientemente bien calculados. Quizás hayamos olvidado tener en cuenta algún factor o hayamos errado, por defecto o por exceso, las probabilidades de una circunstancia determinada. Quizás el resultado final, una vez corregidos los posibles defectos que tengan mis cálculos y especulaciones sea de 350 o más, pero también podrían ser de 1 o menos, así que mientras alguien con más conocimientos que yo no realice alguno de estos cálculos, lo publique y yo los conozca, asumiré que en cada galaxia espiral de 300.000 millones de estrellas habrá por término medio 3'5 planetas que reúnan las condiciones dadas.
A continuación os ofrezco una pequeña calculadora con la que podréis calcular el número de planetas
habitables de la galaxia. He introducido inicialmente datos similares a los que he expuesto hasta ahora
pero podéis probar distintas combinaciones, jugar con los porcentajes y las cantidades, y cada vez
que cambiéis un dato se recalcularán los resultados.
Espero que os sea útil.