329940334-Libro-Temas-Selectos-en-Astrobiologia

Vista previa del material en texto

TEMAS SELECTOS 
ASTROBIOLOGÍAE
N
TE
M
A
S 
SE
LE
CT
O
S 
EN
 A
ST
R
O
B
IO
LO
G
ÍA
ISBN 978-958-775-452-0
FACULTAD DE CIENCIAS
DIRECCIÓN DE BIENESTAR
DIRECCIÓN DE BIENESTAR UNIVERSITARIO
ÁREA DE ACOMPAÑAMIENTO INTEGRAL
PROGRAMA GESTIÓN DE PROYECTOS
Portada
Ilustración: Marisol Leal Leal
Diseño: Nicole Calderon Castañeda (PGP)
Ilustraciones Propias y modificadas
Marisol Leal Leal
Diagramación y Diseño
Nicole Calderón Castañeda (PGP)
Impresor
GRACOM Gráficas Comerciales
Contacto del grupo
 astrobiologia_fcbog@unal.edu.co 
 www.facebook.com/unalastrobio 
 http://ciencias.bogota.unal.edu.co/la-facultad/estruc-
tura/bienestar-universitario-en-la-facultad/otros-apoyos/
gestion-de-proyectos/grupos/grupo-astrobiologia
 www.cienciasplanetarias.org 
Universidad Nacional de Colombia 
Cra 45 No 26-85 Edificio Uriel Gutiérrez 
Sede Bogotá 
www.unal.edu.co
mail proyectoug_bog@unal.edu.co
 proyectougbog@gmail.com
web ugp.unal.edu.co
FB /gestiondeproyectosUN
issuu /gestiondeproyectos 
Reservados todos los derechos morales de esta edición 
para la Universidad Nacional de Colombia y el Grupo de 
Astrobiología de la Universidad Nacional-UNASB.
Derechos de Autor y Licencia de distribución. 
(Ver http://co.creativecommons.org/tipos-de-licencias/)
No se permite la generación de recursos económicos con 
copias de este material.
Esta Obra deberá ser citada del siguiente modo: 
Grupo de Astrobiología Universidad Nacional de Colombia-
UNASB (2015) Temas selectos en Astrobiología. Universidad 
Nacional de Colombia. Bogotá, Colombia.
TEMAS SELECTOS EN ASTROBIOLOGÍA
PRIMERA EDICIÓN, SEPTIEMBRE, 2015
ISBN 978-958-775-452-0
UNIVERSIDAD NACIONAL DE COLOMBIA • FACULTAD DE CIENCIAS
TEMAS SELECTOS EN ASTROBIOLOGÍA es un libro 
de carácter científico en torno a diferentes ciencias 
que en trabajo interdisciplinar permiten el desarrollo 
de la Astrobiología, de la Universidad Nacional de 
Colombia y de los miembros vinculados al GRUPO DE 
ASTROBIOLOGÍA DE LA UNIVERSIDAD NACIONAL. 
Los textos presentados en la siguiente publicación 
expresan la investigación de sus respectivos autores y la 
Universidad Nacional no se compromete directamente 
con la opinión que estos pueden suscitar.
Rector Ignacio Mantilla 
Vicerrector Diego Fernando Hernández
Director Bienestar
Sede Bogotá Oscar Oliveros
Coordinadora Programa 
Gestión de Proyectos Elizabeth Moreno
Decano Facultad de Ciencias Jesús Sigifredo Valencia Ríos
Director Bienestar de Ciencias Luis Fernando Ospina
Directora Departamento 
De Biología Consuelo Burbano Montenegro
Grupo de 
Investigación Asociado Fisiología del Estrés y Biodi- 
 versidad en Plantas 
 y Microorganismos
Directora Grupo 
de Investigación Luz Marina Melgarejo
Dirección Comité 
Editorial y de proyecto Jimena Sánchez Nieves
Editores María Angélica Leal Leal
 Juan Felipe Escobar Calderón
Corrección de Estilo Albalucia del Pilar Gutiérrez
Evaluadores de Contenidos 
Jimena Sánchez Nieves / Luis Eugenio Andrade Pérez / 
Luis Hernán Ochoa Gutiérrez / Claudia Consuelo Rubiano 
Castellanos /Jorge Iván Zuluaga Callejas / Fabio Arturo Rojas 
Mora / Jessica Catalina Ruiz Munevar / Lina María Benítez García 
/ Francisco José Reyes Torres / Sandra Milena Campos Alba
Autores 
María Angélica Leal Leal / Juan Felipe Escobar Calderón / 
Andrés Felipe Amaris Álvarez / Fabián Saavedra Daza / 
David Tovar Rodríguez / Camilo Delgado Correal / 
Rosa Alejandra Reyes Quiñones / Oscar Fernando Barriga 
Romero / Fleurette Doresty Fonseca / Miguel Ángel Pinilla 
Ferro / Yuliana del Pilar Castañeda Molina / Cristian Fernando 
Pérez Pérez / Fabián Andrés Mantilla Esparza / Oscar Iván 
Ojeda Ramírez / Nelson Álvarez Rojas
TEMAS SELECTOS
María angélica leal leal 
Juan Felipe escobar calderón 
andrés Felipe aMaris Álvarez 
FabiÁn saavedra daza 
david Tovar rodríguez 
caMilo delgado correal 
rosa aleJandra reyes Quiñones 
oscar Fernando barriga roMero 
FleureTTe doresTy Fonseca 
Miguel Ángel pinilla Ferro 
yuliana del pilar casTañeda Molina 
crisTian Fernando pérez pérez 
FabiÁn andrés ManTilla esparza 
oscar ivÁn oJeda raMírez 
nelson Álvarez roJas
U N I V E R S I D A D N A C I O N A L D E C O L O M B I A
TEMAS SELECTOS
ASTROBIOLOGÍAEN
ASTROBIOLOGÍA 
44
JIMENA SÁNCHEZ NIEVES
Bacterióloga. Msc. Microbiología. Candidato Ph.D ciencias Agropecuarias
Profesora Asociada, dedicación exclusiva. 
Departamento de Biología, Facultad de Ciencias, Sede Bogotá
Universidad Nacional de Colombia
LUIS EUGENIO ANDRADE PÉREZ
Químico. Esp. Métodos de separación en Bioquímica. Msc. Genética Molecular.
Profesor Titular 
Departamento de Biología, Facultad de ciencias, Sede Bogotá
Universidad Nacional de Colombia
LUIS HERNÁN OCHOA GUTIERREZ
Ingeniero Civil. Msc. Geomática. Msc. Geofísica. Dr. Ingeniería de Sistemas y 
Ciencias de la computación.
Profesor Asociado, dedicación exclusiva
Departamento de Geociencias, Facultad de Ciencias, Sede Bogotá
Universidad Nacional de Colombia
CLAUDIA CONSUELO RUBIANO CASTELLANOS
Química Farmaceutica. Msc. Bioquimica. Dr. rer.nat.
Profesora Asociada, dedicación exclusiva
Departamento de Química, Facultad de ciencias, Sede Bogotá
Universidad Nacional de Colombia
JORGE IVÁN ZULUAGA CALLEJAS
Físico. Msc Física. Ph.D. Física
Profesor Asociado
Instituto de Física, FCEN, Facultad de ciencias exactas y naturales
Director Programa de pregrado en Astronomía
Universidad de Antioquia
FABIO ARTURO ROJAS MORA
Ingeniero Eléctrico y Mecánico. Master Ingeniería Mecánica. 
Dr. Engenharia Mecânica.
Profesor Asociado
Departamento de Ingeniería Mecánica, Facultad de Ingeniería
Universidad de los Andes
JESSICA CATALINA RUIZ MUNEVAR
Química Universidad Nacional de Colombia.
Estudiante Maestría en ciencias Bioquímica
Universidad Nacional de Colombia
LINA MARÍA BENÍTEZ GARCÍA
Abogada Universidad Libre
FRANCISCO JOSÉ REYES TORRES
Sociólogo. Master en sociología política. Candidato PHD Procesos 
Políticos en América Latina 
Universidad de Arce
SANDRA MILENA CAMPOS ALBA
Bióloga Universidad Nacional de Colombia
Investigadora en Ecología Microbiana.
D
EL
 L
IB
R
O
EV
A
LU
A
D
O
R
ES
5
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
5
El presente libro está dedicado a nuestras familias, apoyo 
constante en cada uno de los proyectos que hemos em-
prendido y que serán, con seguridad, los más fieles com-
pañeros de nuestros planes futuros. A nuestros abuelos 
quienes nos iluminaron con frases como «si pan y traba-
jo fueran la meta, no existirían las estrellas». 
También a nuestras parejas que, como aliciente perma-
nente, han logrado mantenernos fuertes y enfocados 
en nuestras metas. Dedicamos este libro a aquellos que 
hemos tenido el honor de llamar maestros, a aquellos 
que, más allá de conocimiento, poseen experiencia y 
nos la han regalado en forma de consejos pertinentes 
en el momento exacto; ellos nos inculcaron y, además, 
motivaron nuestro amor por la ciencia. 
A nuestros amigos cercanos que con interés y paciencia 
escuchaban cada una de nuestras ideas, que han vivido 
a nuestro lado la tensión de los grandes momentos, las 
alegrías y los logros. A nuestras mascotas que se han 
desvelado junto a nosotros con un desastre de libros y 
artículos frente a la computadora, y nos observaron con 
el amor y la ternura que solo un animal puede profesar. 
A nuestro planeta, por soportarnos con todo, lo bueno 
y lo malo, con las ganas inefables de explorarlo y con la 
apatía irresponsable con la que lo tratamos.
Finalmente, a las noches estrelladas que con mil puntos 
diminutos nos muestran la grandeza majestuosa del 
Universo, esagrandeza que ha inspirado desde siempre 
a los humanos y que hoy nos ha inspirado a escribir este 
libro en su honor. A los profesionales y futuros profe-
sionales en ciencias de La Tierra, biología, astronomía, 
química, física e ingeniería, a su curiosidad y a su visión 
hacia estudios más allá de nuestro planeta. A todos los 
lectores del libro, pues para ellos es nuestro esfuerzo.
DE
DI
CA
TO
RIA
ASTROBIOLOGÍA 
66
contenido
Dedicatoria 5
Agradecimientos 8
Prólogo 1 10
Prólogo 2 12
Presentación 15
La civilización humana y su relación 
histórica con el estudio del cosmos 17
La astrobiología 29
El cosmos observable 39
7
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
7
Geología: el estudio 
del planeta Tierra 61
Definición de vida 81
Química prebiótica 105
El origen de la vida y su evolución 131
Los extremos de la vida 143
Bioquímica de la vida y 
bioquímicas alternativas 161
Tecnología del viaje espacial 175
Astrobiología y sociedad 193
ASTROBIOLOGÍA 
88
Agradecemos al Programa de Gestión de Proyectos de la 
Universidad Nacional, pues ha sido un apoyo para la pu-
blicación de este libro, especialmente Elizabeth Moreno 
y Andrea Fandiño. A Bienestar de Facultad de Ciencias, 
a la profesora Liliam Palomeque por creer en nuestro 
esfuerzos y apoyar con esto al desarrollo de la astrobio-
logía. Al profesor Luis Fernando Ospina por permitirnos 
continuar este proyecto. A la diseñadora Nicole Calde-
ron que hizo posible que este libro sea el producto final 
que es hoy. A Albalucía Gutiérrez correctora de estilo, 
que hizo su mejor esfuerzo para que el libro tuviera la 
coherencia adecuada para nuestros lectores. 
A la diseñadora Marisol Leal por su apoyo en la prepara-
ción adecuada de algunas de las ilustraciones conteni-
das en los textos. A Jimena Sánchez por su constante 
apoyo al grupo de astrobiología y a sus miembros, siem-
pre nos ha ayudado a formarnos cada día como mejores 
científicos y personas, además de darle una oportuni-
dad a las nuevas ideas. Le agradecemos también su in-
valuable labor como evaluadora. 
Igualmente, reconocemos la labor de Sandra Campos 
como evaluadora de estos textos, su constante ayuda e 
interés en el grupo y en que la astrobiología avance ade-
cuadamente en Colombia. A Marcela Ewert, doctora en 
Astrobiología, por cada sugerencia, idea y motivación 
a nuestro trabajo y al libro. A Charles Cockell, director 
del Centro de Astrobiología del Reino Unido, por creer 
en el grupo de astrobiología de la Universidad Nacional 
de Colombia para el desarrollo de la astrobiología en el 
ámbito mundial. A Luis Hernán Ochoa por su evaluación 
a los contenidos de geología y por su gran colaboración 
AGRA
DECI
MIEN
TOS
9
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
9
para el desarrollo de la rama de geología planetaria en el 
Departamento de Geociencias de la Universidad. A Jhon 
Jairo Sánchez Aguilar, PhD en Geología y Geofísica de 
University of Alaska; por el valioso apoyo en materia de 
geología planetaria. A la doctora Adriana Ocampo quien 
ha estado pendiente del surgimiento de los grupos en 
ciencias planetarias y quien ha brindado innumerables 
consejos y oportunidades. A Eugenio Andrade por su co-
laboración incondicional al grupo de astrobiología a lo 
largo de su historia, por sus evaluaciones y valiosos con-
sejos al grupo y a la presente obra. A Consuelo Rubiano 
Castellanos por sus múltiples correcciones y paciencia 
frente a nuestro trabajo. A Lina María Benítez por sus 
observaciones. A Jessica Ruiz por evaluación y sus co-
mentarios que mucho aportaron. A Diego Quintero por 
sus sugerencias. A María Colin por inspirar, motivar y 
apoyar el estudio de la química prebiótica. A Jorge Zu-
luaga, profesor de la Universidad de Antioquia por sus 
revisiones en el área de física. Al profesor Fabio Rojas 
de la Universidad de los Andes por su evaluación del ca-
pítulo Tecnología del viaje espacial.
A Yuber Ferney Pérez por los aportes realizados al tema de 
bariogénesis. A Francisco José Reyes, sociólogo, por sus 
revisiones al capítulo de La civilización humana y su relación 
histórica con el estudio del cosmos. A Luis Carlos Montene-
gro por ayudarnos a dar el primer paso en este proyecto.
A la Universidad Nacional que nos ha formado, y a cada 
una de las facultades, departamentos y docentes que 
nos han construido en el camino de la academia.
A nuestras familias y amigos por apoyar esta iniciativa. 
ASTROBIOLOGÍA 
1010
Pró
lo
gue
The science of astrobiology seeks to understand the ori-
gin, evolution and distribution of life in the Universe. At 
the current time we do not know of another planet with 
life, but there is one planet we do know that is teaming 
with life – planet Earth - and its life has had a tenure on 
the planet of over three billion years.
Astrobiology seeks to know whether this phenomenon of 
life is rare - a unique experiment in biological evolution 
on the Earth - or something that is common throughout 
the cosmos. It investigates the chemistry of the origin 
of life, the sorts of habitats where life can grow and re-
produce and it examines the limits of life on the Earth. 
By studying the environments of extremophiles on the 
Earth we get an idea about whether extraterrestrial en-
vironments are habitable and whether, even if they do 
not contain life, they might be suitable places for life to 
originate.
Astrobiology is more than just a field of scientific inves-
tigation. It is also an education tool. Most of the ques-
tions in astrobiology require working across disciplines. 
For example, the question: ‘Is there life beyond the 
Earth?’ forces us to look at astronomy, biology, chemis-
try and geosciences. From this perspective, astrobiolo-
gy provides an excellent vehicle for teaching different 
sciences and the links between them. It is particularly 
suited for giving students and researchers the opportu-
nity to think about how their knowledge and expertise 
in a particular field can be applied to new fields of study 
and questions that break traditional disciplinary boun-
daries.
This book is an excellent contribution to that endeavour 
and will hopefully provide a basis for anyone interested 
in astrobiology to begin the quest to explore the nature 
of life in the Universe and to answer some of the most 
interesting questions in science. It is particularly inspi-
ring to see Columbia taking a leading role in spreading 
interdisciplinary science and enhancing science educa-
tion and astrobiology around the world.
Pró
lo
go 1
1 Traducción: Juan Felipe Escobar Calderón
CHARLES COCKELL
Director, UK Centre
 for Astrobiology
Edinburgh, February 23, 2014
1
11
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
11
Pró
lo
go
La ciencia de la astrobiología busca entender el origen, evo-
lución y distribución de la vida en el Universo. En la actuali-
dad, no conocemos de ningún otro planeta con vida, pero 
existe uno que sabemos está repleto de ella, La Tierra, los 
seres que aquí habitan han reinado el planeta por más de 
tres mil millones de años.
La astrobiología intenta conocer si este fenómeno de vida 
es excepcional —un experimento único en la evolución 
biológica de La Tierra— o es algo común a lo largo de todo 
el cosmos. Investiga la química de su origen, las diferentes 
clases de hábitats donde la vida puede crecer y reproducir-
se, y examina los límites que tiene esta en La Tierra. 
A través del estudio de los ambientes extremos del planeta, 
tenemos una idea acerca de si los entornos extraterres-
tres son habitables o si pueden, incluso si no contienen 
vida, ser lugares adecuados para que ella se origine. 
La astrobiología, más que un campo de investigación cientí-
fica, es una herramienta educativa. La mayoría de las pre-
guntas en astrobiología requieren trabajo interdisciplinar; 
por ejemplo, la pregunta ¿hay vida más allá de La Tierra? 
nos obliga a contemplar la astronomía, la biología, laquí-
mica y las geociencias. Desde esta perspectiva, la astro-
biología provee un vehículo excelente para la enseñanza 
de diferentes ciencias y de las conexiones entre ellas. Es 
particularmente adecuada para dar a los estudiantes e in-
vestigadores la oportunidad de pensar acerca de cómo su 
conocimiento y pericia en un campo particular puede ser 
aplicado en nuevas áreas de estudio y en preguntas que 
rompen las fronteras disciplinares tradicionales. 
Este libro es una excelente contribución a este esfuerzo y 
con suerte proveerá las bases para cualquiera que esté 
interesado en la astrobiología, en empezar la labor de ex-
plorar la naturaleza de la vida en el Universo y responder 
algunas de las preguntas más interesantes de la ciencia. 
Es particularmente inspirador ver a Colombia tomando un 
papel de liderazgo en la difusión de la ciencia interdiscipli-
naria y en la exaltación de la educación y de la astrobiolo-
gía alrededor del mundo. 
Pró
lo
go 1
1 Traducción: Juan Felipe Escobar Calderón
1
CHARLES COCKELL
Director, Centro para la 
Astrobiología del Reino Unido
Edimburgo, febrero 23, 2014
ASTROBIOLOGÍA 
1212
MARCELA EWERT 
SARMIENTO, PH.D.
Seattle, febrero 2014
2go
En octubre de 2012, estuve en Cartagena participando 
como tallerista en la Primera Escuela Juvenil de Astro-
biología. Mis clases se enfocaban en el ecosistema del 
hielo marino, tema en el cual me especializo. Como Car-
tagena es una ciudad costera también incluí conceptos 
básicos sobre el aumento del nivel del mar y el cambio 
climático. Mis charlas cubrían así, en un mismo pano-
rama, la escala microscópica y la escala planetaria, dos 
perspectivas que se integran frecuentemente en la as-
trobiología. Fue en este contexto en el que tuve la opor-
tunidad de reconectarme con el grupo de astrobiología 
de la Universidad Nacional de Colombia (UNASB) y res-
tablecer una relación de colaboración que me lleva hoy 
a escribir el prólogo de este libro. 
La conexión surgió a través de otra tallerista, María Angé-
lica Leal, quien ha sido coordinadora del grupo UNASB 
desde el 2009 y se dedica al estudio de microorganis-
mos que viven en ambientes extremos. El aislamiento 
de bacterias extremófilas trae consigo retos y gratifi-
caciones similares, tanto si las bacterias son psicrófilas, 
es decir, adaptadas al frío —como las que yo estudio— 
como si son termófilas, es decir, adaptadas al calor —
como las que María Angélica Leal estudia— (ella ha ais-
lado este tipo de bacterias de las aguas termosulfurosas 
de Choachí, Cundinamarca). Ambos tipos de bacterias, 
al igual que otros extremófilos serán mencionados en 
este libro, llevado a feliz término por los integrantes del 
grupo UNASB, y cuya escritura coincide con el 10° ani-
versario del grupo. 
Esta no es, sin embargo, la primera vez que trabajo con 
el grupo de astrobiología de la Universidad Nacional. El 
grupo UNASB surgió en el año 2004 con el fin de divul-
gar el conocimiento de la astrobiología, una disciplina 
científica cuyo carácter investigativo se había robuste-
cido con la creación en 1998 del Instituto de Astrobiolo-
gía de la NASA (NAI). Por esta época, recién egresada de 
la carrera de Biología de la Universidad Nacional, yo me 
encontraba de manera paralela consolidando mi parti-
cipación en el campo de la astrobiología. Con una tesis 
de pregrado centrada en el tema del «origen de la vida» 
tuve la oportunidad de presentar mi trabajo en Bioas-
tronomy 2004: Habitable Worlds (Reykjavik, Iceland), 
una reunión organizada por la comisión 51 de la Unión 
Astronómica Internacional (IAU) y que venía teniendo 
13
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
13
lugar cada tres años desde 1984. Los temas discutidos 
en este congreso estaban directamente relacionados 
con la astrobiología, disciplina que según NAI se define 
como el estudio del origen, evolución, distribución y 
futuro de la vida en el Universo1. 
Al regresar de este congreso comencé a desarrollar el 
tema de la «habitabilidad» en mi Maestría en Astrono-
mía, también en la Universidad Nacional. Por esta época 
conocí a los miembros fundadores del grupo UNASB y 
colaboré con ellos en su primer esfuerzo de divulgación. 
Durante esta etapa contamos con el apoyo del Observa-
torio Astronómico Nacional, el cual nos facilitó un espa-
cio para presentar charlas relacionadas con mi trabajo, 
tales como teorías del origen de la vida, definiciones de 
«vida» y química del medio interestelar; al igual que en 
temas generales como las características de las lunas 
Europa y Titán, el descubrimiento de planetas extraso-
lares, ambientes habitados por extremófilos y el con-
cepto de terraformación. 
Para este punto, mi visión acerca del papel de los seres 
vivos en el planeta se basaba en dos aspectos. Por un 
lado, la biología me ofrecía el punto de vista del organis-
mo; la astronomía, por el otro, me ofrecía el contexto 
general en que había ocurrido la formación y evolución 
de nuestro planeta. Sin embargo, una pieza clave seguía 
faltando: el punto de vista planetario. Con esta cuestión 
en mente, inicié el Doctorado en Oceanografía y Astro-
biología en la Universidad de Washington en Seattle 
(E.U.A.), trabajé en los mecanismos de supervivencia de 
las bacterias que habitan el hielo marino del océano Ár-
tico durante el invierno. Esta perspectiva planetaria me 
permitió comprender la delicada interrelación entre los 
procesos terrestres y los seres vivos que lo habitan. 
Es claro ahora que las preguntas planteadas por la astro-
biología no se pueden enfrentar desde una única disci-
plina. El grupo UNASB, de hecho, no trabaja de forma in-
dependiente, sino asociado con grupos de investigación 
centrados en la geología planetaria, la microbiología y 
la robótica. Un vistazo al índice de este libro confirma su 
carácter interdisciplinario, pues se entrelazan aspectos 
de la biología, química, geología, las ciencias aplicadas 
1 Des Marais et al. (2008). The NASA Astrobiology Roadmap. Astrobiology 8:715-730
ASTROBIOLOGÍA 
1414
y la filosofía. Como una invitación para aquellos con 
entrenamiento en astronomía, una futura edición de 
este libro podría incluir, además, capítulos basados en 
la búsqueda de vida en Marte y Europa, el continuo des-
cubrimiento de planetas extrasolares (de los cuales ya 
se han descubierto 1077 para la fecha) o la modelación 
de atmósfera y clima al nivel planetario, tan importante 
para comprender el curso que nuestro propio planeta 
toma a medida que aumenta el impacto de los gases in-
vernadero de origen antropogénico. 
Precisamente, en un momento en el que la magnitud sin 
precedente del impacto humano en el planeta proyec-
ta el inicio de una nueva era geológica, el Antropoceno, 
recomiendo la lectura de este libro para ampliar la pers-
pectiva de las intrincadas relaciones entre seres vivos y 
el planeta en que habitan. Pues, en medio del cambio 
drástico y acelerado que está ocurriendo en la mayoría 
de sistemas globales (concentración de gases inverna-
dero, pH y niveles de oxígeno en el océano, ciclo del 
nitrógeno, ciclo del agua, entre otros), es importante 
recordar que los seres humanos somos un organismo en 
una compleja red de elementos bióticos y abióticos, es-
tamos sometidos a las mismas leyes naturales que otras 
especies, y habitamos un planeta finito, aislado, cuya 
principal fuente de energía es la estrella Sol; un planeta 
al que llamamos Tierra y, hasta donde sabemos, el único 
lugar en donde ha surgido la vida. 
15
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
15
La astrobiología es una ciencia mucho más compleja de lo 
que comúnmente se considera. Al ser una ciencia inter-
disciplinar debe contemplar diversas áreas y métodos de 
estudio, para alcanzar resultados que lleguen a ser apli-
cables no solo en nuestro planeta, sino extrapolables a 
otros lugares del Universo. Mediante la astrobiología se 
busca responder a los cuestionamientos fundamenta-
les de la humanidad¿Estamos solos en el Universo? ¿De 
dónde venimos? ¿Cuál es el origen de la vida?
Temas Selectos en Astrobiología busca introducirlo a esta 
ciencia, a través de un amplio espectro de temáticas para 
todo aquel interesado en investigar este campo de sa-
ber. Los textos que ahora están en sus manos recopilan 
de manera general las grandes áreas de la astrobiología. 
Este es un libro recomendado para personas que han te-
nido un conocimiento previo en ciencias; sin embargo, 
M
A
R
ÍA
 A
N
G
É
LI
C
A
 L
E
A
L 
LE
A
L
Co
or
di
na
do
ra
 G
ru
po
 d
e 
A
st
ro
bi
ol
og
ía
 d
e 
la
 
U
ni
ve
rs
id
ad
 N
ac
io
na
l d
e 
Co
lo
m
bi
a-
Se
de
 B
og
ot
á
Je
fe
 e
di
to
ri
al
 T
em
as
 S
el
ec
to
s 
en
 A
st
ro
bi
ol
og
ía
PreSentAción
esperamos que aquellos que se estén introduciendo al 
mundo científico puedan encontrar en este libro luces 
para seguir adentrándose en este interesante campo.
La presente edición surge con ocasión del décimo ani-
versario del grupo de Astrobiología de la Universidad 
Nacional de Colombia. Esperamos que usted, apreciado 
lector, pueda observar el gran trabajo que hemos desa-
rrollado a lo largo de estos años, además de los avances 
del equipo científico del grupo, que aseguran un sopor-
te sólido, de calidad y con resultados acreditados fren-
te a esta ciencia en Colombia. Queremos mostrar un 
trabajo con el apoyo de científicos con un amplio acer-
vo en sus áreas específicas, lo que manifiesta nuestro 
compromiso con la calidad y el mejoramiento del «hacer 
ciencia» en nuestro país. Esperamos que este libro sea 
de mucho provecho para usted y que lo disfrute.
Gracias por leernos.
ASTROBIOLOGÍA 
1616
17
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
17
lA ciViliZAción
HuMAnA Y Su 
HiStóricA con 
relAción
el eStudio 
del coSMoS
1
ASTROBIOLOGÍA 
18
A lo largo de la historia de la humanidad, cada civilización ha buscado darle una 
explicación y un sentido a todo lo que ve a su alrededor. La filosofía, entendida 
como el amor por conocer las causas de los fenómenos de la naturaleza y todo 
lo presente en el cosmos, ha abierto dos caminos. Uno es la religión, la cual ha 
dado una explicación del Universo, y todo lo referente a la humanidad desde 
la llamada creación hasta el fin de nuestra era, en la que todo está ligado a una 
intervención divina que va más allá de nuestro entendimiento racional —cabe 
resaltar que aquello superior ha tomado a lo largo de la historia numerosas 
formas y nombres, pero el principio básico se mantiene—. Y, por otro lado, 
está el ejercicio consciente de estudiar lo que nos rodea, de experimentar, 
todo con el fin de llegar a conocer su naturaleza y poder formular teorías y 
leyes al respecto. Esta es la ciencia, «del latín scientia, de sciens: instruido, sig-
nifica conocimiento exacto y razonado de las cosas» (Corripio, 1984, p. 96).
Como toda ciencia, la astrobiología no se encuentra aislada del contexto históri-
co. En este capítulo, se ahondará en las ideas que dieron origen al estudio del 
Universo y al surgimiento de la astrobiología moderna. Si bien es cierto que la 
astrobiología es una ciencia interdisciplinar nutrida de otras ciencias, es impor-
tante, para entender la relación con su contexto cultural, remontarse hasta las 
primeras ideas y nociones que surgieron de las primeras civilizaciones. 
Se hará un breve recorrido de las ideas religiosas y científicas desde los inicios 
de las antiguas civilizaciones y se finalizará con en el filósofo Giordano Bruno, 
pues es él quien idea las revolucionarias palabras que, tiempo después, serían 
las precursoras de la astrobiología moderna. Respecto a este punto se profun-
dizará más adelante, por ahora es preciso iniciar con el análisis de las primeras 
aproximaciones que se hicieron al entendimiento del cosmos: las religiosas, 
también llamadas cosmogonías. Haremos un repaso por estas ideas analizan-
do cada una de las civilizaciones más importantes de la Antigüedad.
EDAD ANTIGUA
 MESOPOTAMIA
Se denomina Mesopotamia a la zona del Cercano Oriente ubicada entre los 
ríos Tigris y Éufrates. Alrededor de 6000 y 5000 a.C. esta fue una zona privi-
legiada para el desarrollo de la agricultura y, por ello, fue posible que las tri-
bus nómadas se establecieran y organizaran, lo que posteriormente daría lu-
gar al surgimiento de las culturas sumeria, acadia, amorrea, hurrita e hitita y 
asiria. Sus primeras interpretaciones del mundo estuvieron enmarcadas por 
fenómenos naturales como las estaciones, sequias y lluvias. Estos fenóme-
nos recibían mucha atención, ya que poseían una importancia muy grande 
para la agricultura. Los pueblos mesopotámicos adoptaron una explicación 
divina de dichos fenómenos, visión que se transformaría en una religión po-
liteísta con dioses antropomórficos representantes de las diversas presen-
cias que dominaban el mundo y la naturaleza, además, veían en los astros 
19
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
una forma de estudiar los designios de los dioses. Por esto se estableció 
la astrología como el estudio preciso y sistemático de fenómenos celestes, 
era pues un conocimiento que permitía la elaboración de calendarios en los 
que era posible predecir eclipses con una gran precisión, además bautizaron 
a muchas de las constelaciones del Zodíaco. El interés de estas culturas en 
los cuerpos celestes fue heredado posteriormente por el Antiguo Egipto, 
Grecia y Roma. Cabe resaltar que como gran legado a la humanidad idearon 
las primeras formas de escritura, una técnica de suprema importancia para 
la trasmisión y acumulación de conocimiento (Gimeno et al., 2008).
 INDIA
Mil años después, se encuentra la cultura de la India. Esta civilización tiene 
entre sus tratados más antiguos y formales los textos religiosos llamados 
Vedas, que conciben un Universo cíclico que se ha creado y destruido muchas 
veces y es regido por múltiples leyes que, finalmente, se resumen en una 
sola: dharma, ley que armoniza y organiza inteligentemente todo lo creado 
y hace que evolucione constantemente (Gimeno et al., 2008). Para los indios, 
el Universo tenía (entre otros) un principio de dualidad, a veces masculino y 
femenino, que se manifestaba en diversa zonas del cosmos. Una zona esta-
ba llena de materia primordial en estado «puro» semejante a un gran ovulo 
con nutrientes en estado latente, que solo requería de una fuerza activadora 
para dar origen a la vida. Esta fuerza primordial era provista por los llamados 
«cometas reproductores» similares a gigantescos espermatozoides estelares 
que activaban la materia pura para producir vida (Sanchis, 2009). En la ac-
tualidad, la teoría de la panspermia guarda un fuerte parecido, en principio, 
con esta creencia. La panspermia establece que la vida en el planeta apareció 
cuando un cometa o asteroide, cargado con formas de vida provenientes de 
otro lugar del cosmos, se estrelló contra La Tierra y que, gracias a las condi-
ciones favorables, estas formas de vida pudieron proliferar y poblar el plane-
ta. Si bien este es un parecido superficial es destacable que para los indios ya 
existía la noción de que el origen de la vida estaba regido por procesos que 
se podían dar en varios lugares del cosmos. 
 ANTIGUO EGIPTO 
Continuando la revisión histórica, es necesario mencionar el Antiguo Egipto, 
civilización que prosperó entre 3000-2190 a.C. (Frías, 1988). En esta civili-
zación existían numerosos mitos sobre el origen del Universo, y los astros 
como el Sol y La Luna jugaban un papel fundamental en muchas de estas 
creencias. Fue el interés en los ciclos de los dos astros mayores lo que los 
llevó a desarrollar calendarios muy completos y exactos. Su esplendor como 
civilización quedó plasmado en su imponente arquitectura piramidal en la 
cual están reflejados los conocimientos sobre ingeniería, matemática, geo-
metría, pero, especialmente, revelan un conocimiento astronómico notable, 
ASTROBIOLOGÍA20
pues las estructuras fueron ubicadas de manera propicia para marcar even-
tos como los solsticios y los equinoxios (Gimeno et al., 2008).
Como es posible observar, las culturas antiguas presentan rasgos religiosos 
marcados, dado que otorgan a seres superiores la explicación del origen y 
el porqué de lo existente. Ahora analizaremos la evolución del pensamiento 
humano respecto al Universo, pero desde otra perspectiva: la racional. Aun-
que en principio ambas aproximaciones comparten el objetivo de entender 
el cosmos como un todo, las posiciones de cada uno y la forma en la que 
abordan el problema son marcadamente distintas. 
La mirada al respecto de la obtención de conocimiento y de las posibles expli-
caciones de la naturaleza cambia al llegar a la época de la Grecia clásica en 
donde, entre muchas otras escuelas de pensamiento, encontramos una en la 
que la atención se vuelca hacia el conocimiento que puede obtener la propia 
humanidad y se afirma que cada persona capaz de razonar puede encontrar 
respuesta a muchas preguntas.
Este cambio en la formación del conocimiento es visible cuando analizamos el 
enfoque de la astronomía y la biología griegas. Con respecto a la astronomía, 
en esta época se empieza a dar mayor importancia a la observación directa 
de los astros y a las relaciones que tienen con ciertos fenómenos de interés, 
pero se deja de lado la noción de una intervención divina. En la biología, 
por otro lado, empiezan a aparecer las primeras clasificaciones, fruto de la 
observación juiciosa de los seres vivos. Estas clasificaciones son productos del 
llamado «afán aristotélico» que buscaba entender la vida como un todo y su 
posición en el cosmos. En este orden de ideas, en Grecia empiezan a surgir las 
primeras bases de la ciencia moderna. Los procesos lógicos y las observacio-
nes cobran importancia y relegan a las explicaciones sobrenaturales. Antes de 
los griegos, los estudios de ambas ciencias estuvieron siempre enmarcados 
por las cosmovisiones referidas anteriormente, pero ahora, gracias al esplen-
dor de la civilización griega, la forma de obtener conocimiento cambió, y por 
lo tanto lo que se conoce también cambió (Calvo, 1994).
A continuación, se llevará a cabo un repaso por algunas de las ideas de la 
filosofía griega que han sido base o que tienen relación con algunas teorías 
científicas actuales, especialmente lo que se refiere a la vida y a la astrono-
mía. Para empezar, debemos remitirnos a Tales de Mileto. Nacido en Mileto 
en el año 624 a.C., dedicó su vida al estudio de la naturaleza comparando sus 
mecanismos de cambio o techné, buscando con ahínco aquello inmutable 
y compartido por todo lo que conocemos. Concluyó que el principio como 
fundamento de los seres vivos era el agua, materia impregnada de vida y de 
la cual surgieron todas las otras formas de vida (Cuartas, 2005). 
Anaximandro fue contemporáneo de Tales y por su lado concibió a La Tierra 
como el resultado de la interacción de esferas compuestas por cuatro sustan-
cias que reconoce como elementos: tierra, aire, agua y fuego (Koestler, 1959). 
Hoy, esta disposición se puede interpretar como un referente a las fuerzas 
intermoleculares que determinan los estados de sólido, líquido y gaseoso, 
21
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
teniendo en cuenta que hay una disminución progresiva de la energía que 
poseen las partículas desde su estado gaseoso hasta el sólido (Sagan, 1982). 
En la llamada «cuna de la civilización», se tenía una noción de transformación 
y cambio, de interacción entre acción y reacción. Esta idea llegó a su plenitud 
gracias a Heráclito (540-480 a.C.), quien planteó que todo fluía y centró su 
investigación en la búsqueda del «logos» que explicaría las leyes universales 
de cambio —así como la ciencia actual busca las leyes naturales que rigen los 
fenómenos observables— (Gaarder, 2001). Posteriormente, aparece Pitágo-
ras que otorga a los números y a la matemática la cualidad de poder explicar 
todo en cuanto es, desde su forma hasta sus transformaciones; concibe la 
geometría como la expresión de una forma aritmética, en ese sentido, la pri-
mera queda en lo evidente y, la segunda, en aquello que no se ve. Pitágoras 
es muy importante, ya que es uno de los primeros en dar valor formal a la 
matemática en el entendimiento del mundo, algo que se convertirá en una 
constante en la ciencia en años posteriores, especialmente en campos como 
la astronomía (Koestler, 1959).
Otro filósofo importante que formuló una teoría relevante fue Demócrito 
(460 - 456 a.C.) quien postuló la teoría atómica. Demócrito planteó que la 
materia estaba compuesta por pequeñas unidades indivisibles, denominó 
átomo a esta mínima unidad de la materia no visible al ojo humano. Los áto-
mos se combinan creando y destruyendo las formas materiales que apre-
ciamos, incluyendo a toda la naturaleza y en ella a nosotros mismos. Afirmó 
que los átomos no son todos iguales entre sí, hay diferentes tipos que for-
man diversos estados de la materia (Koestler, 1959). A parte de que enunció, 
con asombrosa precisión, lo que hoy son algunas de las propiedades conoci-
das de la materia, Demócrito reconoce a todas las cosas, incluidos los seres 
vivos, como productos de interacción entre los átomos. Lo que le da a la vida 
una explicación natural sin necesidad de una intervención divina. 
 Al final de la gran Grecia clásica, aparece Aristóteles alrededor del año 384 al 
322 a.C., para cerrar un triángulo de grandes filósofos que se relacionaron 
entre sí como maestros y discípulos: Sócrates, Platón y como se dijo antes 
Aristóteles. Su padre era médico y a esto se le atribuye su interés por los 
organismos vivos y las ciencias naturales. Opta por adquirir el conocimiento 
a partir del estudio y observación de los seres vivos, y concluye que ellos 
están conformados por una substancia y una forma que se transforma cons-
tituyendo el movimiento inherente a la vida (Andrade, 2009).
Aristóteles propone organizar y clasificar los organismos en grupos definidos 
por características similares en cuanto a su composición, organización, ener-
gía y razón de ser; fue uno de los primeros en plantear varias observaciones 
metódicas e hizo especial hincapié en la forma como medio para el estudio 
de un fenómeno (Andrade, 2009). La biología actual heredó muchos de los 
principios aristotélicos en cuanto a la noción de organizar y establecer re-
glas. Aristóteles aseguraba que la forma en la que apreciamos un ente es 
debida al cómo ese ente ha llegado a ser, esto implica unas causas y unos 
ASTROBIOLOGÍA 
22
procesos. Fue también autor del modelo geocéntrico, modelo que calzó a la 
perfección con las posteriores ideas judeo-cristianas, por ello, y sin saberlo, 
fue el precursor de una noción de supremacía de la humanidad (Andrade, 
2009). En contraposición al modelo geocéntrico de Aristóteles, Aristarco for-
muló el modelo heliocéntrico, por desgracia los escritos de Aristarco jamás 
han podido ser recuperados en su totalidad e incluso hoy se sabe muy poco 
sobre su vida (Gaarder, 2001). Los métodos aristotélicos de observación y la 
lógica de clasificación que usó siguen siendo utilizados en la taxonomía y en 
otros campos de la biología. No así sus ideas geocéntricas, que fueron reem-
plazadas por el modelo heliocentrista que perfeccionó Nicolás Copérnico. 
Eratóstenes (276-194 a.C.) fue, como sus predecesores, una figura destaca-
da y entre sus méritos está haber demostrado la esfericidad de La Tierra al 
efectuar el reconocido experimento de comparar las sombras de dos basto-
nes en el mismo instante, pero en diferente ubicación. Él pudo deducir que 
si se producía una diferencia entre ellas era debido a que había un ángulo 
determinado de incidencia de los rayos de luz, por lo tanto la superficie te-
rráquea debía ser curva. Es de gran mérito cómo, con solo estos datos, Era-
tóstenes propuso de manera muy acertada un radio para el globo terráqueo, 
lo que lo convirtióen el primero en la historia de la humanidad en calcular de 
manera casi exacta este valor (Sagan, 1982).
Históricamente se veían venir profundos cambios en el mundo de la Grecia clá-
sica, y un astrónomo que después jugaría un importante papel por más de 
1400 años fue Ptolomeo (85-165), autor del tratado astronómico conocido 
como Almagesto (El más grande). Su trabajo se basó en el estudio de la gran 
cantidad de datos existentes sobre el movimiento de los planetas, con el fin 
de construir un modelo geométrico que explicara tales posiciones en el pa-
sado y predijera sus posiciones futuras. Ptolomeo también escribió un trata-
do de teoría musical llamado Harmónicos en el cual afirmaba que las mismas 
leyes matemáticas regían tanto a los sistemas musicales como a los cuerpos 
celestes y, por lo tanto, cada una de las 7 notas correspondían a planetas es-
pecíficos y a las distancias entre estos y sus movimientos (Koestler, 1959). La 
idea había sido propuesta en sus orígenes por Platón en el mito de la música 
de las esferas que es la música no escuchada producida por las revoluciones de 
los planetas. Fue uno de los astrónomos que se atrevió a cambiar la visión del 
Universo e intentó explicar científicamente la mecánica de los astros, pues 
planteó que La Tierra se encontraba fija en el espacio y se encontraba rodeada 
por 8 esferas: las primeras siete con el Sol, La Luna y los cinco planetas conoci-
dos en ese momento, y la octava con las estrellas fijas (Koestler, 1959).
Hypatia (370-415), una extraordinaria científica que fue educada bajo principios neoplató-
nicos, es considerada por muchos la primera mujer científica. Hypatia consiguió abrirse 
camino en la ciencia y llegar a tener un gran reconocimiento público como maestra y 
teórica, se dice que escribió varios libros sobre matemáticas y astronomía (Sagan, 1982). 
23
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
EDAD MEDIA
Después del florecimiento de la ciencia Griega, el mundo cayó tras el desplo-
me del Imperio Romano, en una época en donde el poder político y social se 
centraba principalmente en los dogmas religiosos. La Edad Media se puede 
considerar como una etapa de transición del aristotelismo al neoplatonis-
mo, en donde en muchas partes Europa se guardaron muchos conocimien-
tos que estaban en contra del pensamiento de la clase o grupo dominante 
en aquel momento. A los que buscaron conocimiento, especialmente de 
manera experimental, se les reprimía, se había establecido que todo lo que 
se debía conocer estaba muy claro en las santas escrituras y no se debía 
poner en duda (Sagan, 1982). Se ingresa en la Edad Media en Occidente, 
pero esto no impide que en el Oriente y en el Oriente Medio continúen los 
grandes hallazgos y avances científicos, especialmente por el aporte de los 
algebristas de la India y el surgimiento de las universidades hispano-árabes. 
De esta época, quedarán infinidad de inventos técnicos y tecnológicos que 
permitieron el avance de la astronomía, así como avances en la agricultura 
y el comercio, mediante el cual al Viejo Mundo llegaron maravillosas rare-
zas que atestiguaban el auge oriental, tales como el papel, la pólvora y la 
seda. El ámbito europeo quedó bastante aislado de todo este proceso, en 
parte por el mismo sectarismo religioso del momento (Sagan, 1982). Entre 
los filósofos más importantes de la Edad Media está San Agustín (354-430), 
quien tuvo una larga búsqueda religiosa y filosófica a lo largo de su vida y 
al final pareció empatar sus pensamientos cristianos con el neoplatonismo. 
Ferviente lector de Platón, fue uno de los primeros puentes que unieron la 
doctrina religiosa con la filosofía de un pensador clásico (Sagan, 1982).
Al otro lado del océano Atlántico, se encuentran las tierras de América Cen-
tral; aunque a lo largo y ancho del territorio americano hubo culturas muy 
conscientes de los astros y sus fenómenos, es evidente la importancia de 
la cultura maya, que tuvo su esplendor hacia el año 300 al 900 (Jiménez, 
1992). Los mayas dejaron como vestigio de su organización y avance ciuda-
des y pirámides, cuyas ruinas perduran a pesar de los años. Entre estas cons-
trucciones se erguían observatorios que construyeron con la ayuda de su 
sobresaliente matemática, calendarios sumamente exactos; su calendario 
venusiano apenas tenía un error de 14 segundos por año (Puerta y Pérez, 
2011). Politeístas como la mayoría de los pueblos antiguos, creían en el ori-
gen de la humanidad a partir de la planta de maíz y con la ayuda de la inter-
vención divina. De su cosmología, cabe resaltar que no consideraban al ser 
humano como un ente superior a los demás animales o plantas y buscaban 
un mundo armónico y natural. 
Mientras tanto en Europa y Asía surgen las primeras universidades bajo los 
parámetros de la iglesia católica. En este contexto, aparece Alberto Magno 
ASTROBIOLOGÍA 
24
(1193-1280) maestro universitario, quien lleva el canon de santo y después 
sería maestro de Tomas de Aquino. Fue un gran devoto de los textos aristo-
télicos e inició aquel curioso proceso de hacer coincidir las santas escrituras 
con las ideas de Aristóteles, lo cual se facilitó, en gran medida, por el hecho 
de que en ambos el ser humano era la máxima expresión de la naturale-
za. Tomas de Aquino (1225-1274) —también reconocido como santo— hizo 
otro tanto por continuar la labor de su maestro y tocó un tema que aún hoy 
es de gran controversia, porque aseguró que lo que entendemos por cono-
cimiento no tiene por qué oponerse a la fe. Propone dos caminos para llegar 
a Dios: la fe y la revelación. Así, plantea que la razón y los sentidos dirigen 
a una sola verdad. Continúa la línea evolutiva de Aristóteles y ubica por en-
cima de la humanidad a los ángeles y después de ellos a Dios en sí (Muñoz, 
1982). La Edad Media no fue una época muy productiva en términos cientí-
ficos y pocas ideas importantes surgieron de este periodo, pero el trabajo 
de hombres como Tomas de Aquino toma relevancia, ya que algunas de sus 
ideas abrieron paso a una nueva era en la ciencia: el Renacimiento.
En el renacimiento se modela lo que terminará siendo la ciencia moderna, con 
la aparición de grandes ingenieros y artistas tales como Leonardo da Vinci. 
Entre otras grandes obras Da Vinci fue uno de los primero en estudiar y des-
cribir el cuerpo humano con fines investigativos, halló órganos y estructuras 
en común con la anatomías de varios mamíferos. Lo que ayudo a refutar la 
noción de superioridad humana (Sagan, 1982). 
A continuación vemos cómo nace uno de los astrónomos más notables de la 
historia, Nicolás Copérnico (1473-1543) quien regresa a la teoría heliocéntri-
ca a través del estudio de los griegos clásicos y en especial del Almageso de 
Ptolomeo el cual, posteriormente, le sirvió para presentar su De Revolutioni-
bus (sobre las revoluciones de los orbes celestes); Copérnico ubica al sol en 
el centro del Universo, esto le permitió entender mucho mejor el comporta-
miento de los demás cuerpos celestes como el de los planetas, entre otros 
(Sagan, 1982). Es importante resaltar como desde este punto se inician una 
serie de redescubrimientos que serán la pauta a seguir tanto en astronomía 
como en física aún en la actualidad, pues a pesar de los cambios en las tec-
nologías se mantiene la similitud de los hallazgos, y este es precisamente 
el motivo del asombro frente a la Grecia clásica, porque deslumbra la ge-
nialidad de personas pioneras que sin tener la comprobación experimental 
plantearon ideas fundamentales sobre el cosmos.
Paracelso o Philippus Aureolus Theophrastus Paracelsus Bombastus von Ho-
henheim (1493-1541) fue un eminente médico iniciador de la química farma-
cológica. Viajó a lo largo del mundo dándole importancia al conocimiento 
de las comunidades y los curanderos ambulantes. Retomó las ideas plató-
nicas en cuanto al cuerpo y al espíritu, y retornó al estudio de la naturaleza 
con el fin de aportar a la medicina (Mousnier, 1981). Al igual que muchosde sus coetáneos revolucionarios, fue tachado de hereje y entre sus ideas 
25
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
más importantes está el considerar el cosmos como un organismo y al hom-
bre como un microcosmos, esta idea sistémica define al Universo en sí como 
vida y a nosotros solo como una pequeña parte de toda la vida que en él se 
alberga. Como reconocido alquimista, centra los pilares del surgimiento del 
Universo en tres sustancias básicas: sal, azufre y mercurio, de los cuales sur-
ge la primera materia que denomina Yliaster y establece como principios de 
construcción uno femenino, y otro masculino (principios también referidos 
en Egipto e India), haciendo referencia a la pasividad y la constancia de lo 
femenino y a la actividad y la construcción de lo masculino. De la interacción 
de ambos principios surge el Hyle, que es la génesis de todo lo creado y a 
partir de allí los cuatro elementos: tierra, agua, fuego y aire; y después todos 
los seres que habitan el Universo. (Mousnier, 1981)
Otro de los grandes científicos de la época es Tycho Brahe (1546-1601) as-
trónomo danés que participó activamente de la construcción del mejor ob-
servatorio antes de la invención del telescopio, estaba convencido de que 
en la constancia y precisión de las observaciones estaba el progreso para la 
astronomía y señalaba como «algo divino que el hombre conozca los movi-
mientos de las estrellas tan exactamente que sea capaz, con anterioridad, 
de predecir sus ubicaciones y posiciones relativas» (Cuartas, 2005, p. 21).
El trabajo de todos estos hombres durante finales de la Edad Media y el Re-
nacimiento cimentó la astronomía moderna. Muchas de sus ideas son bási-
cas hoy para cualquier ciencia espacial, incluida la astrobiología. Pero con 
respecto a esta última, hasta el momento, ningún filósofo o científico había 
analizado claramente el problema de la probabilidad de vida en otros mun-
dos, esto cambió con el nacimiento del que probablemente sea uno de los 
hombres más importantes en la historia de la astrobiología: Giordano Bruno.
Giordano Bruno nació en Nápoles en 1548. Era monje dominico y esto le per-
mitió acceder a las bibliotecas de los monasterios, llegó a ser sacerdote y 
posteriormente doctor en teología. Se sabe que a lo largo de su vida viajó 
a Italia, Francia, Inglaterra y Alemania, lugares en los que hizo contacto con 
los monarcas y enseñó en las universidades de Toulouse, Sorbona, Oxford, 
Magdeburgo y Witemeberg (Mousnier, 1981). Era partidario de las ideas 
neoplatónicas y tuvo controversia con las ideas aristotélicas. Como seguidor 
de Platón, concibe a Dios como la unidad originaria de donde surge el Uni-
verso, que también es uno, pero tiene múltiples formas, por lo tanto, todo 
está impregnado de la presencia de Dios, afirma que todo está animado y 
propone una mirada hacia la naturaleza como un gran organismo conectado. 
La similitud entre las teorías de Bruno y el panteísmo es bastante grande, 
algo que los inquisidores no tardarían notar. (Cruz et al., 2005)
Se encargó de hacer conocer en toda Europa la teoría heliocéntrica de Nicolás 
Copérnico, pero su obra más relevante para la astronomía y la astrobiología 
fue un poema filosófico en latín De immenso et innumerabilibuso; sobre el in-
finitito y los mundos innumerables. En su obra propone un Universo infinito 
ASTROBIOLOGÍA 
26
en el espacio tiempo homogéneo e idéntico, y que, además, tiene innume-
rables mundos que pueden estar habitados, si Dios estaba en todo, también 
su creación: la vida misma. Y es allí en donde queda esta idea para el resto de 
la humanidad y la pregunta de si esto es posible (Mousnier, 1981). Idea que 
vendría a ser desarrollada muchos años después por la astrobiología, que la 
estudia desde una perspectiva científica.
La historia de Giordano Bruno termina de forma similar a la de Sócrates e 
Hypatia, muertos en manos de alguien más por la intolerancia y, quizás, por 
el miedo a sus ideas. Era el año de 1592 cuando Bruno fue detenido por las 
autoridades eclesiásticas que lo obligaron a retractarse de sus ideas, tuvo 
un largo proceso de ocho años antes de que el 17 de febrero de 1600 fuera 
quemado en Campo di Fiori bajo los cargos de herejía y apostasía. 
Muchos años después, las ideas de Bruno y de todos sus predecesores serían la base de 
numerosas ciencias, la astrobiología surgiría como el estudio de la posibilidad de vida 
fuera del planeta. El objetivo de este capítulo era mostrar que pese a que la astrobio-
logía es una ciencia relativamente nueva, las preguntas que la inspiran se remontan 
hasta las primeras civilizaciones. A los pensamientos de hombres y mujeres brillantes 
que quisieron ver más allá. Ese mismo sentimiento que iluminó en el pasado tan nu-
merosas ideas y teorías sobre el espacio continua latente. Cada vez conocemos más 
sobre la vida y sobre nuestro Universo y, sin embargo, esto solo abre más preguntas 
que necesitan solución, para la astrobiología esto es lo primordial, la capacidad de se-
guir mirando más allá de nuestro propio planeta, ya que, como dijo Carl Sagan, «solo 
estudiando la vida extraterrestre podremos evitar los riesgos inherentes al intento de 
obtener conclusiones generales acerca de la naturaleza de la vida, sobre la base única 
que representa el ejemplo de la biología terrestre». (Sagan, 1982)
27
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
REFERENCIAS
Andrade, E. (2009). La ontogenia del pensamiento evolutivo. Hacia 
una interpretación semiótica de la naturaleza. Bogotá: Edito-
rial Universidad Nacional de Colombia.
Calvo, T. (1994). Aristóteles. Metafísica. Madrid: Editorial Gredos 
S.A. Segunda edición.
Corripio, F. (1984). Diccionario etimológico general de la lengua 
castellana. Barcelona: Editorial Bruguera S.A. Tercera Edición.
Cruz, M., Granada, M., Llendo, E., Vicaciana, F., Villacañas, J. 
(2005). La enciclopedia del estudiante. Historia de la Filosofía 
(Vol. 18). Madrid: Editorial Santillana S.A.
Cuartas, P. (2005). Un viaje astronómico. Bogotá: Panamericana 
Formas e Impresos S.A. 
Frías, S. (1988) Historia Universal. Larousse (Vol. 1). Buenos Aires: 
Editorial Printer Latinoamérica Ltda. 
Gaarder, J. (2001). El mundo de Sofía. Madrid: Ediciones Siruela. 
Gimeno, D., Contreras, J., Rot, G. (2008). Antiguo Egipto. Grandes 
civilizaciones de la historia. Barcelona: Editorial Sol 90.
Gimeno, D., Contreras J., Rot, G. (2008). India. Grandes civilizacio-
nes de la historia. Barcelona: Editorial Sol 90. 
Gimeno, D., Contreras, J., Rot, G. (2008). Mesopotamia. Grandes 
civilizaciones de la historia. Editorial Sol 90.
Jiménez, A. (1992). ¿Griegos de América? Barcelona: Planeta 
Agostini Editorial. 
Koestler, A. (1959). Los sonámbulos. Barcelona: Salvat Editores S.A.
Mousnier, R. (1981). Los siglos XVI y XVII. Historia general de las 
civilizaciones (Vol. 98). Madrid: Editorial Destino. 
Muñoz, G. (1982). Historia del pensamiento. Filosofía Antigua. Bar-
celona: Editorial Sarpe S.A.
Puerta, G., Pérez, A. (2011). Lo que hijos y padres deben saber de 
2012. Bogotá: Panamericana Editorial Ltda. 
Sagan, S. (1982). Cosmos. Barcelona: Editorial Planeta S.A. Sexta 
edición.
Sanchis, R. (2009, abril). El significado de los cometas. Revista Es-
finge. Disponible en http://www.revistaesfinge.com/ciencia/
astronomia/item/629-28los-cometas-creadores-de-vida
ASTROBIOLOGÍA 
2828
29
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
29
2
lA
AS
tro
Bio
lo
gÍA
ASTROBIOLOGÍA 
30
Durante varios años, el conocimiento científico ha ido avanzando acelerada-
mente en aras de dar respuesta a diferentes interrogantes de la humanidad, 
tales como los inicios de la vida y si esta es una característica exclusiva de La 
Tierra o es universal. Para siquiera pensar en la vida como característica uni-
versal, ha sido necesaria la comprensión, en primera instancia, de cuáles son 
sus condiciones esenciales, tal cuallas conocemos en La Tierra, y así, poder 
analizar su posible extensión y alcance en el Universo. Todos estos interro-
gantes hicieron necesaria la aparición de una nueva ciencia, la astrobiología.
Como ciencia, la astrobiología no pretende darle un enfoque reducido a sus 
áreas de estudio(característica de las ciencias en la segunda mitad del siglo 
XX), sino que busca una integración de conocimientos de disciplinas diferen-
tes tales como la astronomía, la física, la química, la geología, la ingeniería 
y naturalmente la biología, lo que la hace una ciencia pluridisciplinaria. La 
astrobiología pretende integrar los conocimientos de dichas áreas con el 
fin de dar respuesta a los interrogantes que hoy son su objeto principal de 
estudio: ¿de dónde venimos?, ¿cómo comienza y evoluciona la vida?, ¿existe 
vida en otros lugares del Universo?, ¿cuál es el futuro de la vida?, ¿cuáles son 
los límites físico-químicos de un ambiente habitable?, ¿cuál es el lugar que 
ocupa la vida en la dinámica del Universo? El propósito de estudio de la as-
trobiología es el origen de la vida, su evolución y distribución, y su futuro en 
el Universo. Para hablar a fondo sobre esta nueva ciencia, se hace necesario 
conocer sus inicios dentro de los diferentes campos del saber científico.
Los primeros años de esta rama de la ciencia, que tiene sus raíces en la exobio-
logía y la biología cósmica, fueron posibles gracias a experimentos como el 
realizado por Stanley L. Miller sobre la síntesis de aminoácidos en condiciones 
prebióticas. El experimento simulaba las condiciones de La Tierra primitiva en 
el laboratorio para dilucidar si la formación de estas moléculas, vitales para la 
existencia de vida, podía darse en los inicios de nuestro planeta (Bada J, 2002). 
Experimentos como estos sentaron las bases del pensamiento astrobiológico, 
gracias a su objetivo: intentar entender el origen de la vida (pregunta central 
en la astrobiología), y a su método: un enfoque multidisciplinar que incluía a la 
geología, la biología y la astronomía. Años más tarde en 1996, la NASA crea un 
instituto de astrobiología en donde se concentran sus diferentes estudios y se 
facilita el intercambio del saber interdisciplinario, esto permitió la adquisición 
de diferentes fuentes de financiación para las investigaciones astrobiológicas. 
El 19 de mayo de 1998, surge el NAI (Instituto de Astrobiología de la NASA), 
con el fin de desarrollar de manera formal el campo de la astrobiología y dar 
un marco científico para misiones de vuelo. El NAI es el organismo encargado 
de llevar a cabo las diferentes investigaciones, formar la futura generación 
de investigadores en astrobiología, proporcionar liderazgo científico y técnico 
sobre las investigaciones de astrobiología para las misiones espaciales actua-
les y futuras, y, finalmente, de la exploración y utilización de la tecnología mo-
derna para investigación interdisciplinaria (Des Marais et al., 2008).
31
La astrobiología
Gracias al desarrollo de diferentes tecnologías, se han podido establecer re-
laciones entre los estudios del origen de la vida y del cambio global con la 
astrobiología. Alexander Von Humboldt, científico importante en el surgi-
miento de la biogeografía, utilizaba tecnología muy limitada en sus expe-
diciones, aun así los resultados de esas expediciones se encuentran entre 
algunos de los más importantes de la historia de la ciencia. Ahora, con la tec-
nología espacial, se pueden realizar estudios mucho más profundos del Uni-
verso. Un ejemplo de esto es el desarrollo del telescopio espacial «Hubble» 
con el que se puede observar nuestro cosmos a gran profundidad y que, en 
la actualidad, sigue enviando imágenes que amplían en gran medida nues-
tra comprensión. También contamos con avances considerables en el campo 
de la microscopía como el HIRIM, desarrollado para la NASA por la empresa 
Kairos-Scientific de California, este permite analizar la composición química 
con rangos de radiación similares a los de los satélites y las características 
espectrales de las moléculas del interior de las células (D’Antoni, 2005). Gra-
cias a tecnologías como esta, la NASA ha contribuido en gran medida a la 
obtención de evidencias que apoyan algunas de las teorías más relevantes 
de la actualidad como el Big Bang. Esto mediante el mapeo de microondas 
residuales de la explosión, observaciones del espacio profundo y la presen-
cia del helio y deuterio. Mediante tecnologías como estas y el desarrollo de 
métodos como la espectroscopia Doppler, se ha llegado a conocer la edad 
del Universo, a través de mediciones precisas de los movimientos de los ob-
jetos astrofísicos (D’Antoni, 2005).
La astrobiología, en los últimos años, ha establecido como un modelo general 
de estudio la vida en ambientes extremos. La existencia de microorganis-
mos en estos ambientes ha permitido ampliar el espectro de lo que creía-
mos acerca de los requisitos indispensables para el desarrollo de vida tal 
y como la conocemos. El agua es considerada como el tesoro de La Tierra, 
su estado líquido es el mayor indicador biológico existente, por ser el disol-
vente más propicio para la síntesis molecular. En su estado sólido, el agua 
juega un papel fundamental para el estudio del desarrollo de la vida, pues 
alberga diferentes moléculas orgánicas congeladas provenientes de distin-
tas eras geológicas, que permiten precisar las condiciones de la atmósfera 
en los inicios de la vida. El hielo es también importante, ya que diferentes 
investigaciones han demostrado que, aun en esas condiciones extremas, la 
vida prospera. Esto ha despertado el interés en la exploración de «mundos 
congelados» y el posible desarrollo de vida (González, A., 2003).
 UNA MIRADA CRONOLÓGICA DEL NACIMIENTO DE LA ASTROBIOLOGÍA
Aunque aún es considerada como una ciencia joven, la astrobiología busca dar 
respuesta a la mayoría de los enigmas que la ciencia no ha podido responder. 
Esta nueva ciencia ha atravesado por grandes cambios epistemológicos, fi-
ASTROBIOLOGÍA 
32
losóficos e incluso de identidad, debido a la histórica disputa entre el pensa-
miento científico y el saber popular.
Para describir las actividades relacionadas con el estudio de la vida en La Tie-
rra y la búsqueda de la misma en el Universo, se han atribuido diferentes 
denominaciones como astrobiología, cosmología, exobiología, xenobiología 
y bioastronomía (Lemarchand, G. et al., 2010). Pero es René Berthelot quien 
en sus escritos de 1932-1937 hace alusión por primera vez al término astro-
biología; sin embargo, el uso que Berthelot hace del nombre astrobiología 
se relaciona más con la metafísica y la astrología que con la astronomía o la 
biología, esto ha generado confusiones a lo largo de la historia que, en algu-
nos casos, persisten hasta hoy (Lemarchand, G. et al., 2010).
El astrónomo soviético Gavriil Adrianovich Tikhov (1875-1960) sugirió el tér-
mino astrobotánica, (Vakoch, D., 2013) debido a que se hablaba de la po-
sibilidad de la existencia de vegetación en Marte, también fundó en 1947 
la sección de astrobotánica de la Academia de Ciencias de la República de 
Kazajstán de la ex unión soviética y fue este mismo quien en el año de 1953 
comenzó a utilizar el término astrobiología en sus escritos, refiriéndose al 
estudio de la biología terrestre en los sistemas de otros mundos. El Irlan-
dés John D. Bernal (1901-1971) fue el primer científico de reconocimiento 
internacional en utilizar el término cosmobiología en 1952, para referirse al 
campo que estudia las posibilidades de actividad biológica y de vida fuera de 
La Tierra (Lemarchand, G. et al., 2010).
El término de astrobiología ya comenzaba a ser reconocido en la comunidad 
científica, tanto así que para el año de 1955 el astrónomo Otto Struve usó 
dicha palabra para referirse al estudio de la vida fuera de La Tierra y fue este 
mismo astrónomo quien organizó en 1961 la Conferencia del Green Bank, 
cuyo énfasis era la detección de vida inteligente en el Universo y donde 
tambiénse presentó por primera vez la ecuación de Drake, que establece 
el posible número de civilizaciones tecnológicas en la galaxia (Lemarchand, 
G. et al., 2010).
En el año de 1956, se publicó en Brasil un libro sobre astrobiología, escrito 
por Flavio A. Pereira miembro de la sociedad brasilera interplanetaria, y para 
el año de 1957 se organizó el primer simposio americano de astrobiología, 
emprendido por Albert G. Wilson, director del Observatorio Lowell. Fue así 
como surgieron en Estados Unidos dos grupos de importantes científicos 
que coordinaban las investigaciones en el campo de la vida fuera de La Tie-
rra. El primero era coordinado por Melvin Calvin (1911-1997) y uno de sus 
investigadores era Carl Sagan (1934-1996), el nombre de este grupo de in-
vestigación era Panel 2 sobre vida extraterrestre del Comité Nacional de Bio-
astronáutica perteneciente a la junta de las Fuerzas Armadas. El nombre del 
segundo grupo de investigación era Panel sobre vida extraterrestre de la Aca-
demia Nacional de Ciencias coordinado por Joshua Lederberg (1925-2008), 
quien acuñó el término exobiología para referirse a la biología de origen 
33
La astrobiología
extraterrestre y también el término esobiología para referirse a la biología 
de La Tierra (Lemarchand, G. et al., 2010).
En el año de 1964, George G. Simpson comentó acerca de la utilización del 
término exobiología resaltando que la ciencia primero debería demostrar 
que dicho objeto de estudio era real y se refirió a sus colegas exobiólogos 
como «exbiólogos», por lo que una vez más, el área de estudio de la posibi-
lidad de vida en el Universo perdió su importancia. Para 1965, Gilvert Levin 
sugirió que el término más adecuado debería ser xenobiología (Lemarchand, 
G. et al., 2010).
En el afán por la búsqueda de «pruebas» que le dieran peso al estudio de la 
posibilidad de vida extraterrestre se propuso realizar pruebas con equipos 
radioastronómicos que permitieran detectar señales electromagnéticas de 
posibles civilizaciones extraterrestres, fue así como para el año de 1960, 
Frank D. Drake realizó el primer experimento de esta índole en las instala-
ciones del NRAO (Observatorio Nacional de Radioastronomía de los EEUU). 
El propósito de estos ensayos era el de llegar a encontrar en algún momento 
una señal que no fuera de origen natural, si no que tuviera un origen artifi-
cial derivadas de estrellas cercanas, lo que indicaría la existencia de una vida 
extraterrestre inteligente. Desde que Drake comenzó con estos proyectos, 
todo el mundo se centró en la búsqueda de dicha señal y fue así como en 
los años sesenta se realizaron varios proyectos académicos con el mismo fin 
(Vakoch, D., 2013).
Para el año de 1965, el señor Rudolf Pesek otorgó el término CETI (Communi-
cation with extraterrestial intelligence) para referirse a estos programas de 
comunicación con inteligencias extraterrestres, relacionó el término con los 
delfines (cetáceos), dicha relación se basaba en las pruebas realizadas en los 
años cincuenta, acerca de comunicación entre especies utilizando delfines 
(Vakoch, D., 2013).
Desde que Pesek propuso CETI como tema de un simposio en la séptima se-
sión de la Academia Internacional de Astronáutica (IAA), se realizaron sim-
posios en diferentes congresos de la IAA, donde se hablaba de este tema. 
Entre 1965 y 1971 la temática de comunicación interestelar (CETI) fue cam-
biada por el término SETI (Search for extraterrestial intelligence) debido a 
que los investigadores temieron que una vez dada la posible comunicación 
con las «civilizaciones extraterrestres» la raza humana no tuviese la capaci-
dad de mantener dicha comunicación o que esto trajera consecuencias ne-
gativas para la misma. Los otros cambios que se dieron a las siglas fueron 
SETI MOP (proyecto de observación en microondas) y HRMS (relevamiento 
de microondas en alta resolución) de la NASA. Con el cambio de las siglas, 
comenzaría una serie de sucesos que conducirían al fin del apoyo del congre-
so de EEUU y la NASA (Lemarchand, G. et al., 2010).
En 1979, se realizó la XVII Asamblea General de Montreal, donde se reunieron 
más de 1000 astrónomos para el simposio «estrategias para la búsqueda de 
ASTROBIOLOGÍA 
34
la vida en el Universo»; a partir de esto, la Unión Astronómica Internacional 
(UAI) comenzó a participar activamente en la búsqueda de la vida extrate-
rrestre, y fue después, para el año de 1982, cuando se creó la comisión 51 
llamada posteriormente bioastronomía, lo que hace referencia a la búsque-
da astronómica de la vida en el Universo (Lemarchand, G. et al., 2010).
En 1996, se comenzó a especular acerca de bacterias de origen marciano, de-
bido al descubrimiento del meteorito ALH80001 y fue cuando la NASA dio 
vida al programa de astrobiologíay formó —en 1998 el Instituto de Astro-
biología de la NASA (NAI) —. Actualmente, la astrobiología es definida como 
«el estudio de los orígenes, evolución, distribución y futuro de la vida en el 
Universo» (Vakoch, D., 2013).
HISTORIA DE LA ASTROBIOLOGÍA EN IBEROAMÉRICA
En Iberoamérica, la astrobiología aún es vista desde la perspectiva de una 
ciencia nueva y poco probable en varios de sus países, porque aunque en 
muchos de ellos hay institutos de astrobiología de talla internacional, para 
las demás personas es un área de la ciencia poco estudiada y con poco futu-
ro; pero la realidad es otra. En las últimas décadas, se han venido realizando 
arduas investigaciones relacionadas con la búsqueda de vida extraterrestre 
y muchos de los países iberoamericanos trabajan en conjunto con entidades 
reconocidas en el ámbito mundial como la NASA, o lo que es mejor, trabajan 
a la par con ellos, realizando proyectos que hacen de la astrobiología una 
ciencia fuerte y con un largo futuro por delante (Chela, 2001).
En 1956, el científico español Joan Oró fundó el Departamento de Ciencias 
Biofísicas de la Universidad de Houston, donde realizó investigaciones clave 
para el estudio de la vida en otros planetas y del porqué de la ausencia de 
vida en Marte. Oró fue considerado como el experto mundial en temas como 
el origen de la vida y la exobiología, descubrió la síntesis de la adenina, habló 
del papel de los cometas en el origen de la vida en La Tierra, realizó con la 
NASA el proyecto Apolo para análisis de rocas y muestras en La Luna, el pro-
yecto Viking para analizar molecularmente la atmosfera y superficie de Mar-
te y, finalmente, para el año de 1999 dirigió, junto con Julián Chela Flores, la 
primera escuela iberoamericana de astrobiología (Chela, 2001).
Para 1966, se funda el Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR). En Mé-
xico, los trabajos Antonio Lazcano, que trabajaba con Stanley Miller y Joan 
Oró y fue dos veces presidente de la Sociedad Internacional sobre Estudios 
del Origen de la Vida (ISSOL), permitieron grandes avances en este campo. 
Uno de los fundadores del IAR, llamado Valentin Boriakoff, resolvió cómo 
registrar imágenes para el disco interestelar de las naves Voyager I y II en 
el año de 1977 (Lemarchand, G., et al., 2010). En chile, para 1979 un grupo 
de profesores de la Universidad de Chile organizó probablemente el primer 
curso formal universitario en el continente sobre el enfoque científico de la 
35
La astrobiología
búsqueda de vida inteligente. En Uruguay, para el año de 1988, en la Facul-
tad de Ciencias de la Universidad de la República en Montevideo se organi-
zaron unas conferencias bajo el nombre de «vida y cosmos: un enfoque in-
terdisciplinario» y para 1995, se organizó una escuela de posgrados llamada 
«vida y cosmos: nuevas reflexiones» (Lemarchand, G. et al., 2010).
En España, se crea para el año de 1998 el Centro de Astrobiología de Madrid 
(CAB) que, en el año 2000, se convirtió en el primer miembro asociado al 
NAI fuera de EEUU. En noviembre de 1999, se realizó en la Universidad Si-
món Bolívar de Venezuela la primera escuela iberoamericana de posgrado 
en astrobiología. En el año 2006, en la Universidad de Rio de Janeiro, junto 
conGustavo Porto de Mello, se organizó un taller sobre astrobiología (Le-
marchand, G., et al., 2010). Consecuentemente en chile y Colombia, también 
comenzaron a emerger diferentes grupos de investigación relacionados con 
la astrobiología.
Para el año 2004, en Colombia, nació el grupo de astrobiología en la Univer-
sidad Nacional de Colombia, compuesto por estudiantes y profesores per-
tenecientes a áreas como biología, química, geología, física e ingeniería. 
Este grupo se ha enfocado en la divulgación e investigación de temas con-
cernientes a la astrobiología y también ha hecho presencia en eventos de 
talla internacional. En septiembre del 2012, se realizó el segundo congreso 
internacional de astrobiología en la ciudad de Medellín donde participaron 
expertos nacionales e internacionales en áreas como la geología planetaria, 
la biología, la astroquímica, la astronomía estelar, exoplanetas, entre otros. 
Al momento, grupos de diferentes partes del país están iniciando el estudio 
en esa ciencia.
Actualmente, la astrobiología es reconocida como una ciencia naciente, pero 
no por esto menos importante, pues tiene mucho campo por estudiar, lo que 
demuestra que con el desarrollo de los proyectos enfocados a la misma, se 
han podido presentar resultados que permiten su supervivencia en la socie-
dad científica. A pesar de esto, queda mucho camino por recorrer y muchos 
países necesitan un acercamiento científico a esta área de conocimiento 
interdisciplinar, ya que eso permite un mayor crecimiento y una mayor in-
fluencia tanto en el gobierno como en las universidades y demás entes que 
puedan brindar ventajas a su desarrollo.
ASTROBIOLOGÍA 
36
REFERENCIAS
Chela J. (2001). La astrobiología, un marco para la discusión de la 
relación hombre-universo. Principia, revista cultural de la Uni-
versidad Centroccidental Lisandro Alvarado. (18), pp. 12-18.
D’antoni, H. L. (2005). Astrobiología, el origen de la vida y el cam-
bio global. Acta bioquímica clínica latinoamericana, 39 (3), pp. 
381-94. 
Des Marais D., Nuth J., Allamandola A., Boss A., Farmer J., Hoe-
hler T., Jakosky B., Meadows V., Pohorille A., Runnegar B., 
Spormann A. (2008). The NASA Astrobiology Roadmap. As-
trobiology, 8 (4), pp.715-730.
González, A. F. (2003). Astrobiología: la evolución de una nueva 
ciencia. Madrid: Centro de biología molecular, Universidad 
Autónoma de Madrid. Enseñanza de las ciencias de la Tierra. 
Disponible en http://www.raco.cat/index.php/ect/article/
viewFile/88962/133136
Lemarchand, G. Y Tancredy, G. (eds). (2010). Astrobiología: del 
Big-Bang a las civilizaciones. Tópicos especiales en ciencias 
básicas e ingeniería. Uruguay: UNESCO. Disponible en http://
unesdoc.unesco.org/images/0019/001903/190398s.pdf
Vakoch, D. (Ed), (2013). Life Beyond Earth and the Impact of 
Discovery. Astrobiology, History, and Society. California: 
Springer-Verlag Berlin Heidelberg. Disponible en http://
download.springer.com/static/pdf/893/bfm%253A978-
3-642-35983-5%252F1.pdf?auth66=1424697143_06bca-
1f86a5ed98d2f4af4a22e34cdfd&ext=.pdf 
37
La astrobiología
ASTROBIOLOGÍA 
3838
39
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
39
3
el coSMoS
oBSerVABle
«Somos 
polvo 
de 
estrellas»
Carl Sagan (1934-1996)
ASTROBIOLOGÍA 
40
DESDE LAS ESTRELLAS HASTA EL UNIVERSO A GRAN ESCALA
Cuando se piensa en Universo se vienen a la cabeza muchos objetos astro-
nómicos en diversos contextos, pero los que cobran mayor importancia son 
las estrellas pues son ellas quienes se han usado para entender los grandes 
interrogantes de la humanidad, además todas las mañanas hay un recorda-
torio de su existencia con los destellos de los primeros rayos de luz prove-
nientes de la estrella más cercana al planeta Tierra: el Sol.
Al llegar la noche, los antepasados veían un cielo con puntos brillantes, no tarda-
ron en darse cuenta de que este presentaba una dinámica con el pasar de las ho-
ras, es decir, las configuraciones que llamaron constelaciones se movían a lo lar-
go de la bóveda celeste y se percataron de que tenían un diferente brillo. Todos 
los objetos luminosos en el cielo oscuro fueron llamados estrellas. Así, Hiparcos 
de Nicea (190 a.C – 120 a.C) recopiló un catálogo de alrededor de mil estrellas 
apreciables a simple vista y las agrupó en seis categorías a las que denominó 
magnitudes (m) (Higuera A., 2009), allí la estrella más brillante tenía un m = 1 
y las menos brillantes un m= 6. Actualmente, estas magnitudes se denominan 
«aparentes», pues, con el tiempo, fue notorio que las estrellas están a diferen-
tes distancias de La Tierra a pesar de que se vean sobre la bóveda celeste, y que 
dos estrellas con propiedades físicas distintas podrían tener el mismo valor m. 
 
OBJETO ASTRONÓMICO MAGNITUD APARENTE
Sol -26.8
Luna llena -12.5
Venus en su máximo brillo -4.4
Sirio -1.4
Alfa Centauri -0.3
Vega (Lyra) 0.04
Límite visual en total oscuridad 6
Límite con binoculares 9-10
Límite con telescopio de 16 pulgadas 13-14
Plutón 15
Límite visual con los más grandes telescopios 19.5
Límite fotográfico con los más grandes telescopios 24
Límite con el telescopio espacial Hubble 28
Tabla 3.1. Magnitudes aparentes (m) de diferentes astros. Modificada de (Higuera, 2009)
41
El cosmos observable
Así se definió la magnitud absoluta M de un astro como su magnitud aparente 
si es observada a una distancia de 10 parsecs. Por ejemplo, el Sol tiene una 
magnitud absoluta de 4.8. 
Una de las características físicas que sirve para diferenciar una estrella de otra 
es su Luminosidad (L), que es la energía por unidad de tiempo que emite la 
estrella, es decir, es la potencia radiada por la misma. Físicamente se ha defi-
nido el brillo en términos de la luminosidad a partir de la siguiente relación: 
b* = L*/4π d*
2
Donde b* es el brillo de la estrella, L* es la luminosidad y d* es la distancia de 
la estrella hasta el punto de observación. Aquí, se asume que el patrón de 
emisión de radiación de la estrella es esférico y la estrella como una partícu-
la puntual (Zuluaga, 1998).
En la actualidad, es posible medir la irradiancia por longitud de onda de una 
estrella, en particular, la del Sol como se muestra en la siguiente figura:
Fig. 3.1. Espectro de la radiación solar en el tope de la atmósfera. (Delgado-Correal C., García J., 2012)
La forma funcional de este espectro es muy similar a la función espectral de la 
emisión de radiación de un cuerpo negro, el cual es un hipotético cuerpo defini-
do como un absorbente perfecto de toda la radiación incidente sobre él y que 
solamente radia en forma proporcional al aumento gradual de su temperatura 
a la cuarta potencia (Delgado-Correal C., García J., 2012). Así, hay una relación 
íntima entre la radiación que emite la estrella y su temperatura efectiva Teff, que 
es definida como la temperatura de un cuerpo negro, el cual radia con la misma 
densidad de flujo total que la estrella (Karttunen et al. 2007). En el caso del Sol, 
se reporta un valor de temperatura efectiva de 5778K1. (Fligge, M. et al. 1998) 
1 Para ampliar, dirigirse a http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html
ASTROBIOLOGÍA 
42
Con ayuda de los datos de Luminosidad y Temperatura superficial de diferen-
tes estrellas se realizó hace más de un siglo un gráfico que relaciona dichas 
variables y que es conocido como Diagrama de Hertzsprung-Russell en ho-
nor a quienes lo realizaron por vez primera. Este gráfico taxonómico, donde 
se pueden diferenciar claramente grupos de estrellas de otras teniendo en 
cuenta sus propiedades físicas, es muy usado por la comunidad astronómica. 
Allí es posible observar una secuencia principal (curva alargada hacia el cen-
tro de la figura) en donde el Sol hace parte de ella. La luminosidad aparece 
adimensional debido a que es una Luminosidad relativa al Sol (L*/LSol). 
Fig. 3.2. Diagrama de Hertzsprung-Russell. Crédito NASA. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/
teachers/lifecycles/Image31.gifPodemos ver como se agrupan las estrellas supergigantes al lado superior 
derecho del gráfico y las enanas blancas al costado inferior izquierdo. Las le-
tras O B A F G K M corresponden al sistema de clasificación de estrellas de la 
Universidad de Harvard que fue construido teniendo en cuenta las líneas de 
absorción observadas en el espectro de las estrellas. Las estrellas muestran 
un espectro de absorción: un continuo atravesado por un conjunto definido 
de líneas oscuras a las que se conoce como líneas de absorción.
43
El cosmos observable
Fig. 3.3. Secuencia espectral de estrellas, desde las calientes, tipo O, hasta las más frías, tipo M. 
http://chinook.kpc.alaska.edu/~ifafv/verschie/spectra2.jpg
Estas líneas espectrales hablan de la estructura interna de las estrellas, donde 
debe haber regiones de diferentes temperaturas: una funciona como emisor 
de radiación y la otra como un gas que absorbe parte de esta radiación, debi-
do a procesos físicos de interacción de radiación materia. En este sistema de 
clasificación, las estrellas tipo O presentan temperaturas efectivas mayores 
o iguales 25000 K, mientras que en el tipo M se encuentran estrellas tales 
que su temperatura efectiva están entre 3500 a 2200 K (Clayton, 1968). 
Al usar detectores infrarrojos abordo de telescopios espaciales, la comunidad 
astronómica está empezando a resolver grandes misterios relacionados con 
la formación de planetas, estrellas y galaxias. Además, la luz proveniente 
desde los lugares más distantes del Universo es detectada de forma más 
eficaz en la región del infrarrojo, específicamente en el llamado infrarrojo 
lejano (radiación electromagnética con longitud de onda entre los 100 mi-
crómetros hasta 1 milímetro). (Prober, D., 2008) 
Existen algunas regiones del Universo que no emiten luz visible, así que los 
procesos físicos que están ocurriendo allí son invisibles para el ojo del hu-
mano, por ello, se deben usar sensores infrarrojos para dar razón de dicho 
fenómeno. Por ejemplo, en la siguiente imagen se muestra la comparación 
de una observación en el visible con una infrarroja de una nube molecular. 
ASTROBIOLOGÍA 
44
Fig. 3.4. Imágenes de la nube molecular Barnard 68 (arriba) en el visible y el infrarrojo cercano 
(abajo) Crédito ESO. https://www.eso.org/public/images/eso9934b/
Estrellas y planetas se forman dentro de nubes moleculares como la que se mues-
tra en la imagen anterior (Alves J., et al., 2001), así que entender la estructura 
interna de estas nubes se convierte en tema de investigación actual, puesto que 
la comunidad astronómica está muy interesada en comprender las condiciones 
iniciales que originan la formación estelar y planetaria. Para ello, es necesario 
realizar observaciones de estas nubes en las diferentes longitudes de onda del 
espectro electromagnético, para descubrir los misterios que ellas albergan.
 En la búsqueda del entendimiento de la formación estelar, los astrónomos se 
encontraron de forma fortuita, en el año de 1995, con el hallazgo de un ob-
jeto celeste nunca antes evidenciado, al cual le acuñaron el nombre de Ena-
na Café (en inglés brown dwarf) (Rebolo R., et al., 1995; Nakajima T., et al., 
1995). Estos objetos no son tan masivos para ser estrellas (muy baja masa 
para iniciar fusión de hidrógeno en su núcleo), pero no son planetas en su 
sentido tradicional. Ellos comparten algunas características en común con 
estrellas y otras a su vez con planetas y ocupan el rango de masa entre 10 
y 75 masas de Júpiter. Como tal las enanas cafés son una clave fundamen-
tal tanto en la formación estelar como en la planetaria; además, las enanas 
cafés son un favorable blanco de estudio en la búsqueda de planetas extra-
solares, en particular de las llamadas super- Tierras (Irwin et al., 2008). Por 
ejemplo, la primer super-Tierra que fue detectada alrededor de un estrella 
cercana fue alrededor de una enana café de baja masa (M-dwarf) (Charbon-
neau, et al., 2009).
45
El cosmos observable
Fig. 3.5. Mecanismo de formación de estrellas, enanas cafés y planetas (Basu S., 2012)
En la actualidad, se han descubierto más de mil planetas extrasolares, lo que 
hace de este campo uno de los temas más importantes de la astronomía del 
siglo XXI. Algunos de los sistemas planetarios encontrados han mostrado 
diferencias notables con respecto al nuestro. Por ejemplo, en algunos casos, 
planetas gaseosos gigantes mucho más grandes que Júpiter se encuentran 
muy cercanos a sus estrella (Fabricky D., et al. 2012), situación distinta al 
caso del sistema solar donde los planetas pequeños y rocosos se encuentran 
más cercanos al Sol que los gigantes gaseosos. Así, la búsqueda de una ley 
universal de formación planetaria será una labor ardua que tendrá cautiva-
das a las nuevas generaciones de astrónomos. De otra parte, caracterizar los 
componentes atmosféricos de los exoplanetas nos ayudará a entender los 
distintos procesos de la evolución planetaria y poder encontrar indicios de 
existencia de vida fuera del sistema solar. 
Desde que Galileo Galilei usó un telescopio en 1609 para observar el cielo, la 
humanidad no ha parado de mejorar la tecnología para desentrañar los mis-
terios del Universo. Así, en 1990 la NASA lanzó su primer telescopio espacial 
llamado Hubble en honor al astrónomo norteamericano Edwin Hubble, que 
en 1929 encontró que las galaxias distantes se estaban alejando de noso-
tros, esto demostró la expansión del Universo. Durante el 24 de septiembre 
ASTROBIOLOGÍA 
46
de 2003 y el 16 de enero de 2004, se tomó la imagen de campo ultraprofun-
do (Hubble Ultra Deep Field en inglés) que requirió un tiempo de exposi-
ción de 11.3 días. En ella es posible identificar alrededor de 10000 galaxias 
donde algunas de ellas son las más distantes que se han observado usando 
instrumentos ópticos. 
Fig. 3.6. Imagen de Campo Ultraprofundo del Telescopio Espacial Hubble
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/07/image/a/format/large_web/ 
Cortesía NASA 
Esta imagen sirvió como punto de partida para muchos estudios de tipo cos-
mológicos, uno de ellos relacionado con la estructura del Universo. 
Usando los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), que es uno de los más 
ambiciosos catálogos en la historia de la astronomía con información de 
930,000 galaxias y más de 120,000 quásares, se logró construir un mapa que 
47
El cosmos observable
muestra la distribución de galaxias alrededor de nuestro planeta Tierra de 
hasta una distancia de dos mil millones de años de luz. En este mapa, La Tie-
rra está en el centro y cada punto representa una galaxia que típicamente 
contiene alrededor de cien mil millones de estrellas.
 Fig. 3.7. Mapa de distribución de galaxias. 
Crédito: M. Blanton and the Sloan Digital Sky Survey. 
http://www.sdss.org/includes/sideimages/sdss_pie2.html 
Es claro que en este mapa las galaxias no están distribuidas homogéneamente, 
con ello se muestra que sí hay una estructura privilegiada en el Universo con 
zonas muy densas y otras de muy baja densidad. Es tema de investigación actual 
entender los mecanismos físicos que están detrás de esta distribución. 
Observar hacia las estrellas no solo ha permitido caracterizarlas, en términos 
de sus propiedades físicas, sino que también ha permitido mostrar que el 
ASTROBIOLOGÍA 
48
Universo presenta una variedad de fenómenos que no se han terminado de 
entender, como es el caso de su expansión acelerada —algo quetodavía es-
tamos comprendiendo, este fenómeno fue hallado mediante la observación 
de las Supernovas más distantes2—. 
A modo de conclusión, se muestra al lector el siguiente gráfico: un contexto 
global del rol de las estrellas en la astrofísica, en donde todo tópico en as-
trofísica y ciencias del espacio está influenciado por nuestra concepción de 
la estructura y evolución de las estrellas, lo que revela la conexión que existe 
entre las estrellas y la existencia de la vida. 
Fig. 3.8. Las estrellas y la astrofísica (Modificado de: Clayton1968).
EL MODELO ESTÁNDAR DE PARTÍCULAS, LA BARIOGÉNESIS Y LA NUCLEOSÍNTE-
SIS PRIMORDIAL 
Una de las preguntas fundamentales que se han hecho muchos seres humanos 
es ¿de qué estamos hechos? Todos dirían que de átomos, pero, ¿de cuáles? 
Al pincharse un dedo con una aguja, es fácil darse cuenta de que sale un fluido 
del cuerpo que ha sido llamado sangre, este, a su vez, está compuesto de 
plasma sanguíneo (55 %), glóbulos rojos, plaquetas, proteínas y demás com-
ponentes. A su vez, el plasma sanguíneo es alrededor de 90 % agua y esta 
son moléculas compuestas por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno, 
así que, en principio, se cuenta con un número impresionante de átomos de hi-
2 Para ampliar, dirigirse a http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/
49
El cosmos observable
drógeno que, según la teoría de la nucleosíntesis primordial soportada en el mo-
delo estándar de partículas, se formaron en los primeros instantes del Universo. 
A continuación, se hará un viaje al microcosmos, para desentrañar los miste-
rios de la formación de los elementos químicos primordiales.
 EL MODELO ESTÁNDAR DE PARTÍCULAS
Desde el descubrimiento del núcleo atómico, la humanidad empezó una búsque-
da incesante de los componentes del átomo. Hacia comienzos del siglo XX, se 
sabía que el átomo estaba constituido de electrones y un núcleo central siguien-
do el modelo planteado por Rutherford. Posteriormente, se halla la existencia 
de protones y neutrones como constituyentes de ese núcleo, y hacía finales del 
siglo XX se encuentra que, a su vez, estos estaban constituidos de unas partícu-
las fundamentales que se denominan quarks (ver en la figura 9 sus propiedades 
físicas). Actualmente, todas las partículas pueden clasificarse en dos grandes 
grupos: hadrones y leptones. Los primeros son constituidos por quarks y los se-
gundos no se pueden descomponer en partículas más fundamentales. En el caso 
de los hadrones, se dividen en bariones y mesones que están conformados por 
3 y 2 quarks, respectivamente. Por ejemplo, los protones (p) y neutrones (n) son 
bariones que en su orden están constituidos de tres quarks: p (uud) y n (udd). 
Fig. 3.9. Gráfico representativo del Modelo Estándar de las partículas fundamentales detectadas.
De acuerdo con la figura 3.9, es posible ver que estas partículas se dividen en dos 
grandes grupos: leptones y quarks. Los leptones son partículas cuyo valor de 
spin es ½ y que no interactúan fuertemente. El modelo estándar de partículas 
ASTROBIOLOGÍA 
50
predice 6 tipos diferentes de quarks que ya han sido descubiertos: up (u), down 
(d), charm (c), strange (s), down (d), top (t) y bottom (b). El grupo de los leptones 
contiene a las otras 6 partículas fundamentales. Entre estas tenemos el elec-
trón, muón y tauón tau y los neutrinos asociados a cada una de estos, conocidos 
como neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino taunico.
Tanto leptones como quarks poseen un valor de spin 1/2 y por esta razón se 
les conoce como fermiones. Esto significa que obedecen la estadística de 
Fermi-Dirac y, por ende, al Principio de exclusión de Pauli.
El Modelo Estándar establece, además, que se tienen cuatro interacciones 
fundamentales de la naturaleza: interacción gravitatoria, interacción elec-
tromagnética, interacción nuclear fuerte e interacción nuclear débil. Cada 
una de estas presenta una partícula de intercambio que, a su vez, es partícu-
la elemental y forma parte de la base del Modelo Eestándar:
 
 - Interacción nuclear fuerte: Gluón.
 - Interacción nuclear débil: W+/- y Z
 - Interacción electromagnética: Fotón.
 - Interacción gravitacional: Gravitón
Estas partículas de intercambio hacen parte de la familia de partículas conoci-
das como bosones. Esto significa que satisfacen la estadística de Bose-Eins-
tein y, por ende, no cumplen con el principio de exclusión de Pauli.
El bosón de Higgs también satisface las mismas condiciones expuestas previa-
mente y resulta ser una pieza clave en el modelo estándar. Esta partícula se 
encuentra asociada a un campo denominado campo de Higgs. La importancia 
de este último se debe a que resulta ser el responsable de que las partículas 
que interactúan con este (por ejemplo, W y Z) adquieran masa. (Fermilab, 2012) 
 BARIOGÉNESIS
Tomando como referencia las evidencias observacionales, ha sido posible 
concluir que el Universo se encuentra dominado por materia y no por anti-
materia. Esto resulta de gran interés en física, ya que esta pretende explicar 
el porqué de estos resultados experimentales. Una forma más técnica de 
precisar este hecho es establecer que el número bariónico (B) es mayor que 
cero. De otro lado, se han recopilado datos correspondientes a antimateria 
y al comparar con los datos de materia recopilados lo que se tiene es una 
asimetría en ambas cantidades que se pone en evidencia en la siguiente re-
lación (Perepelitsa, 2008):
51
El cosmos observable
Donde esta cantidad corresponde al exceso de bariones sobre antibariones 
comparada con la densidad de número de los fotones.
Así, al hablar de bariogénesis, se hace referencia al proceso físico que dio lu-
gar a esta asimetría presente entre bariones y antibariones.
El proceso de bariogénesis se ubica en los 10-12 primeros segundos en la edad 
del Universo y, por tanto, sucede antes del proceso de nucleosíntesis (Pere-
pelitsa, 2008).
De manera que con el fin de proporcionar una respuesta acerca del origen de 
esta asimetría, se pueden considerar tres posibles caminos diferentes (Pe-
repelitsa, 2008):
LA ASIMETRÍA BARIÓNICA EN EL UNIVERSO HA EXISTIDO 
DESDE SIEMPRE. 
Esto significaría que el número baríonico es mayor que 
cero B > 0 después del Big Bang y desde entonces el Uni-
verso ha continuado en esa forma. Sin embargo, esto no 
explicaría porque la naturaleza dio preferencia a un tipo 
de materia sobre el otro y, además, no es claro porque 
esta asimetría es tan pequeña (Juber, 2013).
EL UNIVERSO EN REALIDAD PRESENTA SIMETRÍA BARIÓNICA.
 En este modelo, B = 0 al inicio del Big Bang y ha continua-
do teniendo ese valor desde entonces. No obstante, si no 
hay asimetría bariónica, la antimateria debe encontrarse 
en grandes cantidades en algún lugar del Universo. Por 
otro lado, ya que no son observadas grandes emisiones 
de rayos gamma, producto de la aniquilación materia-an-
timateria, es posible concluir que la materia está separa-
da de la antimateria en grandes distancias. Esto último 
requiere que algún proceso desconocido tuvo que haber 
actuado luego del Big Bang, para separar la materia de la 
antimateria (Yuber, 2013).
EN SU COMIENZO EL UNIVERSO PRESENTÓ UNA SIMETRÍA 
BARIÓNICA PERO YA NO LA TIENE. 
Esto significaría que en el inicio B = 0 y luego, tras algún 
proceso, (cuya naturaleza aún se desconoce) posterior al 
Big Bang, se generó la asimetría en el Universo. 
Este último camino, en el cual la asimetría es generada de 
modo dinámico, es el más estudiado pues posee gran atrac-
tivo físico, ya que es capaz de explicar, en alguna medida, 
las evidencias experimentales existentes hoy (Juber, 2013).
1
2
3
ASTROBIOLOGÍA 
52
Fig. 3.10. Gráfico representando la asimetría del Universo.
Con el fín de hablar de bariogénesis, es necesario cumplir con ciertas con-
diciones conocidas como las condiciones de Sakharov (Sakharov, 1967). La 
asimetría de materia y antimateria puede ser dinámicamente generada en 
el Universo en expansión si las interacciones entre partículas y la evolución 
cosmológica satisfacen las condiciones (Chen, 2007) que se describen a con-
tinuación (Perepelitsa, 2008):
1. Violación del número bariónico (B) 
Es necesario tener violación del número bariónico, pues si suponemos que en 
un inicio el Universo era bariónicamente simétrico, debe haber creación de 
nuevos bariones además de los ya existentes, y esto es realizado a través de 
procesos que violen el número bariónico.
2. Violación de las simetrías de carga (C) y carga-paridad (CP) 
Ahora bien, en los procesos en losque se crean nuevos bariones deben ser 
creados más bariones que antibariones para poder tener una asimetría ba-
riónica. Esto es posible si las interacciones que violan B también violan las 
simetrías de carga (C) y carga-paridad (CP), pues la violación de estas sime-
trías hace que partículas y antipartículas interactúen de modo diferente y, 
por tanto, habrá una diferencia entre materia y antimateria.
3. Interacciones fuera del equilibrio térmico 
53
El cosmos observable
En el equilibrio térmico la creación de nuevas partículas debe estar compen-
sada por la aniquilación de igual número de partículas del mismo tipo. De 
manera que, para que se tenga una asimetría en el tiempo actual, es necesa-
rio que la generación de la asimetría bariónica ocurra fuera del equilibrio tér-
mico. En general, tales condiciones son debidas a la expansión del Universo.
 NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL
Con el fin de entender el proceso que dio inicio a los primeros elementos quí-
micos, es posible imaginar en el inicio de los tiempos un universo que se en-
contraba a una muy alta temperatura y que durante los primeros 20 minutos 
de su evolución, presentaba un comportamiento semejante al de un reactor 
de fusión nuclear (Steigman, 2005). De esta manera, la nucleosíntesis del 
Big Bang o BBN, por sus siglas en inglés, podría definirse como la cadena de 
reacciones nucleares que controlan la formación de elementos ligeros tales 
como Deuterio D (isotopo del Hidrógeno), 3He, 4He y 3Li (Johansson, Brors-
son, Jacobsson, 2010).
Fi
g.
 3
.1
1.
 P
ro
ce
so
s 
de
 c
am
bi
o 
en
 e
l U
ni
ve
rs
o
ASTROBIOLOGÍA 
54
En la primera etapa previa al proceso de BBN, la radiación dominaba para una 
edad del Universo aproximada de t ≿1 segundos, como se puede observar 
en la figura 3.11. Durante este periodo de tiempo, la densidad de energía es-
taba determinada por un gran número de partículas relativistas tales como 
fotones (γ), pares electrón-positrón (e±) y neutrinos derechos3 (v). Así, la 
energía relativista puede escribirse como (Steigman, 2003):
También existían un gran número de neutrones disponibles (Xiangdong, 
2012). Los protones eran convertidos en neutrones y viceversa por medio 
de las siguientes interacciones débiles (Chris, 2008):
Estas interacciones débiles son mantenidas en equilibrio térmico a temperatu-
ras mayores que T ≾ 1MeV. En este punto, la razón entre neutrones y protones 
toma un valor fijo, como se ve en la siguiente expresión (Xiangdong, 2012):
Donde Q es la diferencia de masa entre protones y neutrones Q= mn – mp= 
1,293 MeV
La tasa T a la cual se dan estos procesos cae más rápido comparada con aque-
lla medida por la expansión de Hubble (H) (Beringer et al., 2012).
Cuando la temperatura decrece, es decir, para T < H, la tasa a la cual los neutrones 
son convertidos en protones y viceversa viene dada por (Beringer et al., 2012):
Siendo GF la constante de Fermi y T la temperatura.
Posteriormente, para una temperatura igual a 1 MeV, tiene lugar una era co-
nocida como neutrón freeze-out (Beringer et al., 2012). Durante ese periodo 
de tiempo, la relación entre protones y neutrones viene dada por:
Siguiente a esta etapa, la relación anterior tomará el valor de 1/7. Esto ocurre 
justo antes de que comience el proceso de nucleosíntesis, el cual se puede 
observar en la figura 3.12 (Xiangdong, 2012).
3 Para una explicación detallada de la clasificación de neutrinos izquierdos y derechos, por 
favor revisar: (Quiróz, 2011)
55
El cosmos observable
Fig. 3.12. Proceso de nucleosíntesis primordial del Helio-4.
Una vez que comienza la nucleosíntesis, la tasa a la cual se dan estas reacciones 
dependerá de la relación entre la densidad de masa de bariones y fotones:
El primer momento en la cadena de nucleosíntesis corresponde a la forma-
ción de deuterio a través del siguiente proceso:
A una temperatura T ≃ 0,1 MeV, los núcleos estables pueden comenzar a for-
marse, ya que previa a esta temperatura, la tasa de fotodisociación del deu-
terio impedía que este proceso se diera.
Protones y neutrones reaccionan entre ellos y dan paso a la formación de núcleos 
ligeros a través de una secuencia de reacciones de dos cuerpos (Sarkar, 1996). 
Así, luego de la formación del deuterio, núcleos con número atómico 3 pudie-
ron ser formados a través de las siguientes reacciones (Beringer et al., 2012):
Por otra parte, la mayor parte de los neutrones sobrantes terminaron en la 
formación de Helio-4, el cual corresponde al elemento ligero más estable. 
Núcleos más pesados no pudieron formarse debido a dos razones principal-
mente (Beringer et al., 2012):
ASTROBIOLOGÍA 
56
1. La ausencia de núcleos estables con número atómico 5 u 8.
2. La existencia de grandes barreras coulombianas para reacciones como las 
siguientes:
La red correspondiente a estas reacciones puede verse en la figura 3.13. En 
esta se observa la ausencia de núcleos con A = 5 y el hecho de que la mayor 
parte de los núcleos de Deuterio, Helio-3 e Hidrogeno-3, fueron quemados 
para producir Helio-4 (Signore y Puy, 1999).
Fig. 3.13. Cadena de reacciones que gobiernan el proceso de nucleosíntesis del Big Bang (Signore 
y Puy, 1999).
Finalmente, es posible decir que la teoría de la nucleosíntesis del Big Bang pue-
de usarse para predecir las abundancias universales de D, 3He, 4He y 3Li para 
una época aproximada del Universo de 180 segundos (Beringer et al., 2012).
57
El cosmos observable
REFERENCIAS
Alves J., Lada C. J., and Lada, E. A. (2001). Internal Structure of 
a Cold Dark Molecular Cloud Inferred from the Extinction of 
Background Starlight. Nature, 409, (159). 
Basu S. (2012). Brown-Dwarf Origins. Science, 337, (43).
Charbonneau, et al. (2009). A super-Earth transiting a nearby 
low-mass star. Nature, 462, (89). 
Clayton, D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosyn-
thesis. USA: McGraw-Hill, Inc. 22-23.
Delgado-Correal C., García J. (2012). Aspectos físicos a conside-
rar en la calibración radiométrica de imágenes satelitales. 
Revista UD y la Geomática, (6).
Dennis V. Perepelitsa, (2008). Sakharov Conditions for Baryogenesis. 
Disponible en http://phys.columbia.edu/ dvp/dvpsakharov.
Fabrycky, D. C., et al. (2012). Architecture of Kepler's Multi-tran-
siting Systems: II. New investigations with twice as many can-
didates. eprint arXiv:1202.632. 
Fermilab, (july, 2012). Frequently Asked Questions About the Higgs 
Boson. Disponible en https://www.fnal.gov/pub/presspass/
press_releases/2012/files/Higgs_Boson_FAQ_July2012.pdf 
Gary Steigman, (2003). Big Bang Nucleosynthesis: Probing the 
First 20 Minutes. Disponible en http: //arxiv.org/abs/astro- 
ph/0307244v1.
Higuera A. (2009). Magnitudes, Luminosidad y Brillo. Notas de Clase 
Observatorio Astronómico Nacional. Disponible en www.obser-
vatorio.unal.edu.co/docentes/armando/.../2Magnitudes.pdf 
Irwin J., et al. (2008). The Mearth project: searching for transi-
ting habitable super-Earths around nearby M dwarfs. Transi-
ting Planets Proceedings IAU Symposium. (253), 37. 
J. Beringer et al., 22. (2012). Big-Bang Nucleosynthesis, PDG PR 
D86, 010001. Disponible en http://pdg.lbl.gov/2013/re-
views/rpp2013-rev-bbang-nucleosynthesis.pdf
J. Johansson A. Brorsson, J. Jacobsson, (2010). Big Bang Nu-
cleosynthesis in the Post-WMAP. Disponible en http://al-
brecht.ucdavis.edu/Courses/P262/Olive%20BBN%20Re-
view%20Article.pdf
Jayawardhana, R. (2004). Unraveling Brown Dwarf Origins. 
Science, 303, (323). 
Ji Xiangdong, (2012). Chapter 9. Big Bang Nucleosynthesis., 
Class lecture. (Phys 741) Quarks, Nuclei, and the Cosmos: A 
Modern Indroduction to Nuclear Physics. 148-151.
ASTROBIOLOGÍA 
58
Karttunen, H. et al. (2007). Fundamental Astronomy 5ed. Sprin-
ger-Verlag. 105-107.
M. Signore and D. Puy, (1999). Primordial nucleosynthesis. New 
Astronomy Re- views 43. 185-200.
Mu-Chun Chen, (2007). Chapter 1: TASI 2006 Lectures on Lep-
togenesis. Disponible en http://arxiv.org/abs/hepph/ 
0703087v2.
Nakajima T.,et al. (1995). Discovery of a cool brown dwarf. Na-
ture, 378, (463).
Pérez González, Y. (2013). Leptogenesis and type I see-saw mecha-
nism.(Tesis de Maestría) Universidad de Sao Paulo (USP), Brasil.
Prober D. (2008). Astronomers look to nanothecnology. Nature 
nanothec, 3, 459-460. 
Quirós, M. (2011). El origen de la materia: bariogénesis. Revista 
Española de Física, 25, (4).
Rebolo R., et al. (1995). Discovery of a brown dwarf in the Pleia-
des star cluster. Nature, 377, (129).
Roy, A. and Clarke, D. (2003). Astronomy: Principles and practice 
4ed. Institute of London: Physics Publishing, 215-218.
Sakharov, (1967). Violation of CP in variance, C asymmetry, and bar-
yon asymmetry of the universe. Disponible en http://iopscience.
iop.org/0038-5670/34/5/A08/pdf/0038-5670_34_5_A08.pdf
Zuluaga J. (1998). Introducción a la astrofísica. Notas de clase de la 
Universidad de Antioquia.
59
El cosmos observable
ASTROBIOLOGÍA 
6060
61
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
61
geologÍA
el eStudio
tierrA
del PlAnetA
4
ASTROBIOLOGÍA 
62
El planeta Tierra hace parte del Sistema Solar, es uno de los ocho planetas 
y uno de los muchos cuerpos que giran alrededor del Sol. Es por sí misma 
un complejo sistema de fenómenos físicos, químicos y biológicos que son 
estudiados por diversas ramas del saber humano. La ciencia que estudia La 
Tierra como sistema dinámico es la geología. Geología es una palabra a la 
que se le ha dado muchos significados a través de la historia. Si se interpreta 
literalmente el término, se tiene que es «estudio de La Tierra» (geo, «Tierra», 
y logia¸ «estudio de»). Cualquier cuerpo celeste, ya sea un planeta, un saté-
lite (una luna de otro planeta), un asteroide o un cometa con una superficie 
sólida se puede estudiar a través de la geología y sus fundamentos. Esta 
ciencia se extiende desde el conocimiento de la composición de minerales y 
rocas hasta los procesos erosivos, volcánicos y tectónicos que modifican la 
superficie terrestre (Tarbuck, Lutgens, & Tasa, 2010). 
La geología terrestre tiene un pilar fundamental que es el estudio de las ro-
cas. Las rocas son dividas y clasificadas en tres tipos basados principalmente 
en el modo en que se forman dentro o sobre la superficie del planeta: 
Rocas ígneas: Son formadas a partir de material fundido 
que se solidifica al bajar su temperatura. Son las rocas 
que se formaron primero en el planeta Tierra.
Rocas metamórficas: Son aquellas que han sido transfor-
madas física, química y mineralógicamente por la acción 
de presiones altas y temperaturas que no llegan a ser 
tan altas como para que la roca y sus minerales lleguen 
a su punto de fusión.
Rocas sedimentarias: Se forman por la acumulación, 
compresión, aglomeración y fusión gradual de sedimen-
tos depositados en la superficie gracias a la acción de 
agentes erosivos que han alterado rocas ígneas, rocas 
metamórficas u otras rocas sedimentarias más antiguas. 
Por lo general, suelen ser las rocas menos antiguas que 
se pueden encontrar en cualquier punto geográfico.
Estos tres tipos de rocas se pueden relacionar entre sí gracias a un arreglo 
conceptual llamado «el ciclo de las rocas», el cual describe cómo las rocas 
pueden cambiar de una clase a otra. Este ciclo no se cumple en la naturaleza 
exactamente, ya que una roca ígnea puede fundirse nuevamente para for-
mar una nueva roca ígnea o puede someterse a presiones y temperaturas, 
para dar lugar a una roca metamórfica, o una roca metamórfica puede estar 
formada a partir de una roca sedimentaria sometida a presiones y tempera-
turas altas o simplemente fundirse en profundidades abismales, para jun-
tarse con material fundido que generará otras rocas ígneas por medio de un 
volcán en la superficie (Tarbuck, Lutgens 2010).
63
Geología el estudio del planeta tierra
LA EDAD DE LAS ROCAS: SEÑALES DE LA HISTORIA DE LA TIERRA
Establecer la edad de las rocas ha sido algo muy importante para poder contar la 
historia de La Tierra. Las edades numéricas de las rocas alcanzan cifras de miles 
de millones de años. Minerales como los circones (ZrSiO4) muestran una edad 
de aproximadamente 4300 millones de años (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010). 
Igualmente, el oxígeno contenido en forma isotópica en muchas rocas es una 
prueba fehaciente de que estas fueron formadas en un medio en donde ya ha-
bía agua líquida presente en medio de masas continentales separadas. Enton-
ces, la corteza terrestre ya se habría separado del material del manto por lo 
menos hace unos 4400 millones de años (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).
Para determinar todas estas edades tanto de rocas como minerales o isótopos 
de elementos comunes, se utiliza la datación radiométrica. Consiste en com-
parar la cantidad de un isótopo radiactivo de origen natural y los productos 
de su desintegración a través del tiempo que están presentes en las rocas. 
Es la principal herramienta para establecer qué tan antigua es La Tierra. Con 
información detallada de la posición de una roca en la línea del tiempo es 
posible generar una escala de tiempo geológica en la que también se puede 
ubicar el momento en el que aparecen las primeras formas de vida (Harrison 
et al, 2005), (Gargaud, 2011).
Una de las conclusiones más importantes al hacer uso de la radiación ra-
diométrica es el hecho de que La Tierra fue formada hace por los menos 
4500 millones de años (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010). Respecto a la edad 
de La Tierra está totalmente relacionada con la edad que se estima para 
el propio Sistema Solar. Cantidades incontables de fragmentos pequeños 
precursores de cuerpos planetarios denominados planetesimales formados 
por compuestos con elementos con altos puntos de fusión como el alumi-
nio, el níquel y el hierro se almacenaron en la zona que comprende desde el 
Sol hasta el Cinturón de Asteroides, donde las altas temperaturas impedían 
que sustancias volátiles como el agua o el metano se acumularan . Mercurio, 
Venus, La Tierra y Marte fueron formados por los planetesimales fusionados 
que fueron incrementando su tamaño y que posteriormente se convertirían 
en estos planetas interiores al seguir el mismo proceso de colisiones y fusio-
nes entre fragmentos rocosos (De Pater & Lissauer, 2010).
La Luna, el satélite natural de La Tierra, tuvo un camino distinto en su for-
mación. A partir de los fragmentos desprendidos después de un violento 
impacto de un cuerpo del tamaño de Marte llamado Theia u Orfeo con La 
Tierra primitiva, La Luna se habría formado de todo ese material que estaría 
orbitando a La Tierra, material liberado tras el impacto. A este modelo de 
formación lunar se le conoce como el Gran Impacto (Gargaud, 2011) y está 
sustentado principalmente por simulaciones computarizadas y también se 
apoya en la semejanza en la composición de las rocas existentes en el manto 
lunar y el manto terrestre. 
ASTROBIOLOGÍA 
64
LAS PRIMERAS SEÑALES DE VIDA
La atmósfera de La Tierra se formó gracias a los gases liberados en medio 
de una intensa actividad volcánica en combinación con vapor de agua en in-
mensas cantidades probablemente relacionadas con el impacto gigante que 
formó a La Luna o que tal vez estén producidos como un efecto de la fusión 
interior de La Tierra. Todo parece indicar que hace 4300 millones de años, 
la edad calculada para los circones más antiguos, las masas continentales 
ya habían empezado a formarse y, por consiguiente, los primeros océanos y 
una primitiva atmósfera. (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).
Esta atmósfera primitiva era compuesta principalmente por dióxido de carbo-
no y era muy diferente a la atmósfera actual compuesta principalmente por 
nitrógeno en un 77 % y oxígeno en un 21 %, con una minúscula cantidad de 
dióxido de carbono, un 0,1 % (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010). La atmósfera 
temprana habría sido imposible de respirar mientras que la atmósfera actual 
es en sí la consecuencia misma de la fotosíntesis vegetal, producto de orga-
nismos vivos. La comparaciónentre la atmósfera primitiva y la actual tiene 
una conclusión muy importante y es que la vida debió haberse gestado en un 
ambiente con muy poco contenido de oxígeno. (De Pater & Lissauer, 2010)
¿DE DÓNDE VIENEN LA ATMÓSFERA Y LOS OCÉANOS?
La probabilidad de que organismos vivos existiesen en el momento en que 
La Tierra se formó es muy baja, puesto que esta era muy caliente y pequeña 
como para formar una atmósfera, totalmente necesaria para sustentar for-
mas de vida, al igual que mantener agua en estado líquido. La cantidad de 
gases necesarios para formar una atmósfera autosostenible no era suficiente 
y gran parte de estos gases se encontraban aún en la nebulosa solar en la que 
se estaban formando los demás planetas. (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010)
Los modelos propuestos para la formación planetaria en el Sistema Solar 
sugieren que planetesimales presentes en las regiones externas se incor-
poraron a los planetas de roca y metal que se formaban en el las regiones 
internas. Vinieron desde distancias como el Cinturón de Kuiper o el de Aste-
roides y contenían hielo y fragmentos de rocas acompañadas de moléculas 
de agua y gases comunes. Llegaron hasta el Sistema Solar interior por efec-
tos gravitatorios ejercidos por fragmentos y planetas en formación. El gas 
que llevaban consigo todos estos fragmentos quedó atrapado en la corteza 
terrestre a medida que comenzaba a ser parte de La Tierra en formación (De 
Pater & Lissauer, 2010).
El proceso que puede haber iniciado la conformación de una atmósfera pudo 
darse antes de que el planeta terminará de formarse por completo (Tar-
buck, Lutgens, y Tasa 2010). La desgasificación, como se le conoce a este 
proceso, es cuando se liberan los gases atrapados en la roca, la cual al fun-
65
Geología el estudio del planeta tierra
dirse permite que escapen. Este sería el mecanismo por el cual los gases 
fueron liberados y luego condesados, formando los océanos primitivos y 
la atmósfera. Al mismo tiempo, impactos de cometas cargados con agua y 
gases contribuyeron a la creación de la atmósfera en su estado primitivo. 
Figura. 4.1. La litósfera oceánica subduce por debajo de la continental, dando origen a un arco 
volcánico de tipo continental (1, 4 y 5) dentro del continente, y a un prisma de acreción (2 y 3) lle-
no de sedimentos acumulados en la fosa oceánica. Este proceso conlleva una intensa actividad 
sísmica (6). Tomado de: http://geofrik.com/tag/arco-de-islas-volcanicas/
La composición en términos globales de La Tierra no ha cambiado mucho desde 
sus inicios, por consiguiente, es posible concluir que los gases liberados por 
desgasificación son los mismos desde la formación del planeta (De Pater & 
Lissauer, 2010). El importante proceso terrestre, el volcanismo, es la principal 
fuente de emisión de gases, que salen por respiraderos (como en la actuali-
dad) y que se mezclan con otros gases para conformar esa atmósfera primitiva.
Igualmente, el vapor de agua presente en esa atmósfera se condensa y e ini-
cia el ciclo del agua que comienza a llenar los océanos. Los impactos reci-
bidos por la superficie terrestre también ayudaron a liberan gases, puesto 
que el calor generado en este fenómeno puede hacer que las rocas alcancen 
su punto de fusión, y seguido a esto, permitir que los gases dentro de ellas 
escapen. Los volcanes de hoy expulsan principalmente gases como hidróge-
no (H), dióxido de carbono (CO2), vapor de agua (H2O), gases de azufre (H2S 
o SO2), y nitrógeno molecular (N2), que es el más abundante en la atmósfera 
actual (Gargaud, 2011). 
ASTROBIOLOGÍA 
66
UN PASADO VIOLENTO: EL BOMBARDEO INTENSO
Los planetas que existen en la actualidad debieron compartir fragmentos en 
medio de colisiones caóticas, que posterior a la finalización de los procesos 
formativos de planetas, sobraron y que hoy se catalogan como cometas y 
asteroides. La mayoría de estos fragmentos a la deriva debieron impactar 
otros planetas o disolverse al acercarse al Sol. Esos impactos se evidencian 
como cicatrices visibles en los planetas y satélites con superficie sólidas y 
que no han sufrido procesos erosivos (De Pater & Lissauer, 2010).
Ya que el radio de La Tierra es mayor que el de La Luna, tienen una superficie 
más grande en la cual recibir impactos de asteroides o cometas. Además, La 
Tierra tiene un campo gravitacional más fuerte y atrae más objetos. En la 
superficie terrestre, los signos de impactos antiguos han sido borrados por 
los procesos de superficie que actúan en la en la litósfera terrestre como las 
erupciones volcánicas, tectónica de placas y una erosión constante propia 
de un planeta activo geológicamente (Tarbuck, Lutgens, & Tasa, Earth: An 
Introduction to Physical Geology, 2010).
Se calcula que el bombardeo intenso terminó hace 3800 millones de años, ci-
fra basada en registro marcado en La Luna. La evidencia más clara de un pa-
sado violento en términos de impactos asteroidales se tiene solo con dirigir 
telescopios hacia la superficie lunar, donde tenemos una aproximación a la 
tasa de formación de cráteres que hubo en la superficie terrestre (Tarbuck, 
Lutgens, y Tasa 2010).
 GRANDES IMPACTOS Y LA VIDA
Las extinciones masivas de organismos vivos han sido algo común en la histo-
ria terrestre. La extinción ocurrida hace 65 millones de años, conocida como 
el Límite K T (Cretácico-Terciario) está asociada al impacto de un objeto de 
entre 10 a 20 kilómetros. La consecuencia del impacto fueron cambios a ni-
vel global que llevaron a la total extinción de los dinosaurios (Schulte et al, 
2010, Gargaud, 2011).
La energía liberada por el impacto de un objeto así de grande se puede calcu-
lar en el efecto que tendría en la temperatura global. En los primeros traba-
jos en que se modelaban impactos antiguos, se proponía que los impactos 
más grandes habrían esterilizado la superficie terrestre al calentar lo sufi-
ciente la corteza y evaporar los océanos, pero en la actualidad, estos efectos 
se consideran exagerados, ya que afectarían un gran número de organismos 
pero muchos seres microscópicos habrían sobrevivido en ambientes subte-
rráneos y abisales oceánicos. Los objetos que han impactado contra la super-
ficie terrestre han generado catástrofes a gran escala pero al mismo tiempo 
han sumado agua a las masas continentales y gases a la atmósfera (Tarbuck, 
Lutgens, y Tasa 2010).
67
Geología el estudio del planeta tierra
LA GEOLOGÍA: FACTOR DETERMINANTE PARA EXISTENCIA DE VIDA
Los eventos geológicos crearon los ambientes iniciales y el escenario perfecto para 
una explosión de vida y una diversificación de los organismos y su evolución.
Los accidentes geográficos y los tipos de rocas influyen constantemente en la 
distribución de especies animales y vegetales. Las variaciones topográficas, 
temperatura y disponibilidad de oxígeno por la presión atmosférica tienen con-
secuencias evolutivas, desde la más alta montaña hasta la más pequeña duna, 
de acuerdo con el organismo que la habita. La litología de una región combinada 
con la geomorfología y un cambio paulatino o veloz de los paisajes influencian 
química y físicamente el proceso de formación de los suelos y esto se ve refleja-
do directamente sobre las cadenas alimenticias, convirtiéndose en importante 
factor selectivo sobre las especies y evidenciando perfectamente la intrínseca 
conexión entre la vida y la geología (Gilmour & Sephton, 2004).
La humanidad no se escapa de esta fuerte conexión, pues su historia depende en 
gran parte de la apropiación y uso de los recursos naturales, que incide directa-
mente en el desarrollo de civilizaciones y en el avance social y tecnológico. El co-
nocimiento de La Tierra es clave para la supervivencia humana y el entendimien-
to de su dinámica será importante en las futuras colonizaciones de otros mundos 
donde la supervivencia humana se base también en el uso de los recursos na-
turales existentes, minerales y energéticos. Este conocimiento es igualmente 
importante al tener en cuenta el equilibrio que debeexistir entre el consumo 
racional de recursos naturales y la sostenibilidad y cuidado que debe tenerse con 
el entorno, sea en La Tierra o fuera de ella (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).
Escalas temporales como décadas o siglos no son de mucha utilidad para hablar 
sobre la relación entre la vida y la biología. Este espacio temporal solo aplica a los 
seres vivos que obtienen su alimento a través de procesos químicos directamente 
con su medio ambiente. Un evento geológico como un volcán o un sismo rara-
mente afectará a los organismos de una región a corto plazo. Pero si se expande 
la escala del tiempo a millones de años es evidente la conexión de geología y vida. 
Es importante comenzar a tener claro que los eventos geológicos en la historia 
terrestre son los que han generado un mundo habitable, pues permitieron la 
aparición de vida y su evolución hasta formas complejas u órganos con funciones 
complicadas como el cerebro humano (Des Marais et al, 2002. Gargaud, 2011).
Hay tres aspectos de la geología de La Tierra que se destacan por ser especialmen-
te importantes para la vida. Son el volcanismo, la tectónica de placas y el campo 
magnético de La Tierra, estos serán explicados brevemente a continuación:
 VOLCANISMO Y LA TECTÓNICA DE PLACAS
En el Sistema Solar existen varios cuerpos que presentan un volcanismo. Los 
volcanes son importantes para la existencia de la vida, ya que la actividad 
volcánica libera los gases que quedaron atrapados en el tiempo de forma-
ción del planeta y que posteriormente serían la fuente primaria de la atmós-
ASTROBIOLOGÍA 
68
fera y la generación de océanos en la superficie. También genera ambientes 
con gran actividad química y térmica que ayudaron a la aparición de vida en 
el planeta y que en el presente son el hogar de organismos extremófilos 
adaptados a esas condiciones. Esta misma adaptación se puede presentar 
en otros mundos donde otros posibles seres vivos se adapten a la actividad 
volcánica (Gilmour & Sephton, 2004).
La superficie terrestre y el interior del planeta «reciclan» las rocas al darse un 
movimiento paulatino de las placas que componen la corteza y que la confi-
guran en escalas de tiempo de millones de años. La tectónica de placas es el 
fenómeno que permite que los continentes se desplacen lentamente sobre 
la superficie terrestre. En cuanto a la influencia sobre la vida en La Tierra, su 
importancia radica en los cambios que ejerce sobre el clima global, puesto que 
es responsable de la estabilidad climática que ha permitido la evolución de las 
especies en medio de continentes y océanos antiguos que han desaparecido y 
han formado nuevas masas continentales y nuevos grandes océanos, en ciclo 
que culminan en cientos de millones de años y que siguen produciéndose en 
el presente. Por ejemplo, la Placa de Nazca se hunde por debajo de la Placa 
de Suramérica (sobre la que se encuentra Colombia) a una velocidad de 7 cm 
aproximadamente por año (Tarbuck, Lutgens, y Tasa 2010).
Fig. 4.2. Aunque no es la mayor extinción masiva que ha sufrido La Tierra (la mayor se produjo 
hace 250 Ma en el Pérmico), es tal vez una de las mejor estudiadas. Tomado de http://pubs.usgs.
gov/publications/text/slabs.html
69
Geología el estudio del planeta tierra
EL CAMPO MAGNÉTICO
El campo magnético de La Tierra es generado en su interior. Su efecto es crucial 
en la vida y está netamente relacionado con la presencia y preservación de la 
atmósfera. Protege a esta última del viento solar y sus partículas cargadas. Si no 
existiese un campo magnético, la mayor parte de la atmósfera sería arrastrada 
por el viento solar hacia el espacio, haciéndola desaparecer con el tiempo (De 
Pater & Lissauer, 2010).
Encontrar vida en otros mundos estaría totalmente relacionado con la existencia 
de un campo magnético, pues como en La Tierra, tendría una relevancia funda-
mental. Si existe un campo magnético alrededor de un planeta rocoso como 
La Tierra, es posible sospechar que hay formas de vida en su superficie, por lo 
que entender el campo magnético terrestre es indispensable para buscar fenó-
menos semejantes en otros planetas o satélites (Catala, 2010. Gargaud, 2011).
Una atmósfera no es algo necesariamente eterno. En teoría, todos los planetas 
rocosos expulsaron gases con la desgasificación pero la atmósfera creada a par-
tir de estos se perdió en el espacio vacío interplanetario o fue arrasado por el 
viento solar. Las formas en que los gases conformantes de una atmósfera se 
pierden varía. Pueden escapar cuando sus moléculas son tan rápidas que supe-
ran la velocidad de escape que determina la masa y la gravedad del planeta, per-
diéndose en el espacio. Este es el caso del hidrógeno en los planetas rocosos. 
Las ligeras moléculas de hidrógeno se mueven más rápido que las de oxígeno y 
otros gases y se escapan fácilmente de la atmósfera existente. Ningún planeta 
rocoso tiene una cantidad significativa de hidrógeno en sus atmósferas y luga-
res como La Luna o Mercurio no tienen ningún tipo de gas atmosférico. En caso 
contrario, los planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) mantienen 
el hidrógeno porque la velocidad de escape es mayor por sus grandes masas 
(Tarbuck, Lutgens y Tasa 2010).
Los gases que componen una atmósfera también pueden ser expulsados en 
medio de un impacto de asteroide. Entre más pequeño sea el planeta es más 
propenso a una pérdida atmosférica a causa de un impacto. Debido a la baja 
velocidad de escape, un impacto de la misma magnitud expulsará más material 
y gas hacia el espacio si el planeta es pequeño, en comparación con uno más 
grande (De Pater y Lissauer, 2010).
El viento solar por sí solo puede barrer totalmente la atmósfera de un planeta a 
lo largo de millones de años. La Tierra está protegida por su escudo invisible; el 
campo magnético.
La magnetósfera se encuentra en la parte externa del campo magnético de La 
Tierra. Es la región del espacio en donde la partículas cargadas provenientes 
del Sol son influenciadas por el campo magnético (Zarka, 2007. Gargaud, 2011).
La altura de la ionosfera desde la superficie terrestre oscila entre 85 a 600 
kilómetros. Esta ionizada por la radiación solar y es fundamental en la distri-
bución de cargas eléctricas en la atmósfera y es empleada como medio de 
propagación de ondas de radio (Kelley, 1989. Gargaud, 2011).
ASTROBIOLOGÍA 
70
La existencia, extensión y comportamiento del campo magnético de La Tierra 
son evidencias claras de que es generado en un proceso similar al de un elec-
troimán. La convección presente en cercanías al núcleo de planeta hace que el 
metal que está en estado líquido por la temperatura ascienda y descienda en 
movimientos alternos que, combinados con el movimiento de rotación resultan 
en patrones de convección distorsionados. Los electrones en el metal en estado 
líquido siguen un curso de manera similar al que harían en un dínamo o electroi-
mán. El resultado final es la generación del campo magnético terrestre. 
En resumen, se necesitan de tres factores básicos para la existencia de un campo 
magnético: una región interior compuesta de un material conductor en estado 
líquido, un patrón de convección del material y un movimiento de rotación so-
bre un eje fijo. (De Pater y Lissauer, 2010).
Respecto a Marte y La Luna, sus campos magnéticos son prácticamente 
inexistentes. Esto probablemente se deba a un núcleo enfriado y la ausencia 
de convección. En el caso de Venus, aunque este caracterizado un núcleo 
similar al de La Tierra, ni los movimientos convectivos dentro de este, ni la 
velocidad de rotación son suficientes para generar un campo magnético. 
Mercurio representa un desafío a estos conceptos, puesto que tiene un cam-
po magnético medible pero su velocidad de rotación es lenta y su tamaño es 
pequeño, por lo que se asocia su leve campo magnético con la existencia de 
un núcleo grande en comparación a su tamaño total y una probable activi-
dad convectiva metálica (Susaeta Ediciones, 2011).
GEOLOGÍA EN RELACIÓNA LA HABITABILIDAD
El concepto de habitabilidad planetaria se basa en la medida del potencial que 
tiene un planeta o satélite para desarrollar y sustentar organismos vivos. La vida 
también puede haber sido traslado de un cuerpo a otro, algo que se conoce 
como panspermia. 
La vida en otros lugares distintos a La Tierra es algo que en la actualdiad es 
incierto. El concepto de habitabilidad planetaria extiende las condiciones 
conocidas en la biósfera terrestre combinados con las características del 
propio Sistema Solar que favorecen el surgimiento de organismos vivos, 
unicelulares y multicelulares en todo rango de complejidad. La NASA, como 
principal fuente de investigación astrobiológica, ha definido los criterios 
principales a tener en cuenta al hablar de habitabilidad. La existencia de re-
giones extensas con agua líquida, un medio favorable para el ensamble de 
moléculas orgánicas de estructura compleja y fuentes de energía que per-
mitan el sustento constante de metabolismo son los criterios principales al 
hablar de habitabilidad planetaria (Segura, 2009. Gargaud, 2011).
Al igual que los criterios anteriores, se asume que cualquier signo de vida ex-
traterrestre mostraría una bioquímica similar a la terrestre y tendría como 
elementos químicos fundamentales el hidrógeno, el oxígeno, el carbono, el 
nitrógeno, azufre y fósforo. Como es bien conocido, el carbono tiene una 
71
Geología el estudio del planeta tierra
capacidad sin igual de formas estructuras continuas y complejas y el agua 
está compuesta de hidrógeno y oxígeno. El carbono es el material ideal para 
todos los procesos complejos que ocurren en las células y el agua es el disol-
vente universal en el que se realizan las reacciones biológicas conocidas en 
La Tierra (Gilmour & Sephton, 2004).
La abundancia de estos elementos químicos varia en el Universo y en La Tie-
rra, el oxígeno es el más abundante principalmente por su presencia en los 
silicatos que componen la corteza. Posiblemente el carbono ha venido des-
de el Sistema Solar exterior en donde estaría en forma sólida en medio de 
bajas temperaturas traído por asteroides y cometas que impactaron la su-
perficie de La Tierra (Gilmour y Sephton, 2004).
El papel protagónico que jugarían los cometas y asteroides como portadores de 
los elementos químicos de la vida en el Sistema Solar hace que para la evalua-
ción de habitabilidad de otros sistema planetarios se deba tener en cuenta la 
presencia indispensable de objetos orbitando, colisionando y «sembrando» la 
vida en los planetas en los que impactan por medio del aporte de los elementos 
químicos esenciales en sus superficies. Sin la acción de los cometas y asteroides 
del Sistema Solar es probable que no hayan florecido los organismos biológicos 
complejos que se conocen actualmente y sin la acción ‘recicladora’ de elemen-
tos químicos realizada por los procesos de superficie; el volcanismo y la tectóni-
ca de placas y la existencia de un campo magnético protector de la atmósfera, la 
probabilidad de surgimiento de vida en La Tierra podría haber sido nula.
ZONA HABITABLE EN SISTEMAS PLANETARIOS
Fig. 4.3. La zona de habitabilidad varía de acuerdo a la estrella huésped. En la parte superior tenemos 
una estrella súper gigante azul con temperaturas superiores a las del Sol, por lo que su zona de habitabi-
lidad se encuentra más alejada; para una estrella enana marrón (parte inferior) al ser más fría que el Sol 
(centro), su zona de habitabilidad está más cercana a dicha estrella. Tomada de: http://kepler.nasa.gov
ASTROBIOLOGÍA 
72
Existe un rango de distancias en las que se puede encontrar un mundo parecido 
a La Tierra orbitando alrededor de otra estrella. A este rango se le conoce como 
zona de habitabilidad. Es la zona en la que un planeta puede alejarse o acercarse 
a su estrella sin afectar las condiciones que le permiten albergar formas de vida.
Las zonas de habitabilidad existen en alrededor de otras estrellas que poseen 
sistemas planetarios. En esta zona, los planetas que están dentro presenta-
rían condiciones habitables como La Tierra. Una estrella con mayor volumen 
que el Sol y más caliente tendría una zona de habitabilidad mucho más lejana, 
y una estrella más pequeña y menos caliente la tendría más cerca en términos 
orbitales. Una zona habitable también se define como una región del espacio 
donde el agua se puede mantener en grandes cantidades en estado líquido en 
la superficie de un planeta. Aun así, el hecho de que un planeta se encuentre 
en una zona habitable no significa que pueda albergar vida. Por ejemplo, La 
Luna al ser satélite de La Tierra está en la zona de habitabilidad del Sol, pero 
no alberga ninguna forma de vida (Kaltenegger, 2010. Gargaud, 2011).
Las zonas habitables evolucionan con el pasar del tiempo dependiendo prin-
cipalmente del cambio de volumen y la temperatura de la superficie de una 
estrella, provocando que la zona habitable se desplaze, generalmente hacia 
los bordes del sistema planetario. 
Dentro del Sistema Solar, otros lugares además de La Tierra han tenido o 
posiblemente tienen vida actualmente: Marte, Europa (satélite de Júpiter), 
Titán y Encelado (satélites de Saturno). En ninguno de estos lugares se ha 
encontrado agua líquida en la superficie y menos formas de vida complejas. 
Si existen, probablemente estén confinadas bajo la superficie o en lagos su-
perficiales, no precisamente llenos de agua, sino de metano y etano, como 
en Titán (De Pater y Lissauer, 2010).
Las misiones espaciales que vienen en los próximos años pretenden hacer 
posible la búsqueda de vida en lugares como Marte y Europa. Es necesario 
tener planes de acción distintos para la búsqueda de vida en el subsuelo y 
la vida en superficie antes de intentar encontrar vida en otros mundos y en 
otros sistema planetarias alrededor de estrellas lejanas, por lo menos, en 
sus zonas de habitabilidad (Susaeta Ediciones, 2011).
GEOLOGÍA PLANETARIA
La Geología planetaria es la disciplina que estudia la geología de cuerpos ce-
lestes rocosos o con superficie sólidas como los son planetas interiores, sus 
satélites (La Luna para el caso de La Tierra), los satélites de planetas gigan-
tes gaseosos, los asteroides, cometas, meteoritos y todo tipo de planetesi-
mal presente en un sistema planetario (Tarbuck, Lutgens y Tasa 2010). Es 
una disciplina inscrita en la Ciencias Planetarias y es ejercida principalmente 
por profesionales en geología con conocimiento en astronomía, geofísica, 
geoquímica, sensores remotos y modelación numérica geodinámica.
73
Geología el estudio del planeta tierra
La geología planetaria incluye el estudio de temáticas como la diferenciación pla-
netaria (estructura interna de los planetas y satélites rocosos), el volcanismo y 
los procesos de superficie, la alteración de minerales en superficies planetarias 
y procesos fluviales y eólicos. También estudia la interacción entre los plane-
tas rocosos y objetos del medio interplanetario como los impactos asteroidales 
y sus cráteres. El campo de estudio abarca también la estructura de gigantes 
gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) y planetas enanos (Ceres, Plu-
tón, etc.). Los cuerpos menores presentes en el Sistema Solar como los obje-
tos del Cinturón de Asteroides, objetos del Cinturón de Kuiper y cometas son 
igualmente estudiadas a través de la geología planetaria. Esta ciencia aplica los 
principios geológicos en el estudio de cualquier elemento dentro de un sistema 
planetario y aplica las técnicas empleadas por la geología terrestre en lugares 
distintos a La Tierra (De Pater y Lissauer, 2010).
Algo importante a tener en cuenta es la definición de planeta. En Praga (Re-
pública Checa) en el año 2006, se aceptó una definición formal de planeta 
que desde entonces ha sido ampliamente utilizada y aceptada. Un planeta 
es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol (u otra estrella), 
con tendencia a adquirir forma esférica por causa de su propia gravedad y ha 
despejado su vecindadorbital de cuerpos más pequeños o controla el mo-
vimiento de estos cuerpos a través de su propia gravedad (como el sistema 
Tierra-Luna o las lunas galileanas). Esta definición funciona bien con los ocho 
planetas del Sistema Solar, pero excluye objetos que no cumplen alguno de 
los tres criterios, como Plutón que cumple el tercero (al igual que Ceres), 
Eris que no cumple el segundo criterio. También se tienen planetas extra-
solares gigantes gaseosos que no cumplen el primer criterio. Sin importar 
si cumplen los criterios de la definición de planeta o no, todos son objetos 
de estudio de la geología planetaria. La única excepción son los planetas 
gigantes gaseosos que orbitan otras estrellas, los cuales se estudian con téc-
nicas enmarcadas en las ciencias planetarias pero que difieren de la geología 
planetaria y están más cercanas a la astrofísica (De Pater & Lissauer, 2010).
MISIONES ROBÓTICAS: HERRAMIENTAS PRINCIPALES PARA 
HACER GEOLOGÍA PLANETARIA
La posibilidad de que un ser humano haga un trabajo de campo geológico en 
otro planeta no está disponible en la actualidad pero lo estará en el futuro. 
Ya se ha hecho en La Luna en los años 70 después del Alunizaje, pero ha sido 
el único cuerpo celeste en el que un ser humano haya puesto pie. Aun así los 
planetas del Sistema Solar son explorados por sondas espaciales enviadas 
para tal fin. Estas sondas normalmente son robots diseñados para soportar 
largos viajes interplanetarios y van equipados con instrumental científico y 
con la tecnología más avanzada posible en el momento de su creación. Son 
complejas obras de ingeniería equipadas con fuentes de alimentación solar 
ASTROBIOLOGÍA 
74
o nuclear, sistemas de propulsión y aterrizaje, cámaras y computadores que 
controlan sus funciones. Operan en primera instancia con órdenes progra-
madas pero también pueden ser operadas desde La Tierra a través de po-
tentes sistemas de comunicación. Todas las sondas adquieren datos de los 
objetos que estudian y los envían a una base terrestre a través de sistemas 
satelitales. (Susaeta Ediciones, 2011)
La mayoría de las sondas enviadas nunca regresan a La Tierra y actualmen-
te se planean misiones futuras que permitan por lo menos el retorno de 
muestras. En términos generales, las sondas robóticas dividen en cuatro 
categorías: Las naves de sobrevuelo (en inglés, flyby missions) se acercan a 
un cuerpo una sola vez y luego continúan en su camino; los orbitadores (en 
inglés, orbiter) orbitan a un cuerpo celeste de manera continua después de 
hacer un largo viaje para alcanzarlo, lo cual permite su observación a largo 
plazo en órbitas repetidas, como lo hacen los satélites que orbitan La Tierra; 
los módulos de aterrizaje (en inglés, lander) están diseñados para aterrizar en 
una superficie planetaria y recorrerla posteriormente como un robot explo-
rador (en inglés, rover).
Por último, una misión de retorno de muestra requiere una nave espacial o 
un fragmento de la misma que pueda volver a La Tierra, trayendo consigo 
muestras adquiridas en el sitio de estudio. El tipo de sonda utilizada para 
un estudio depende principalmente de los objetivos científicos y del pre-
supuesto que se puede utilizar para la misión. Las naves de sobrevuelo son 
las más económicas y la que reciben mejor presupuesto puesto que pueden 
visitar varios planetas o satélites y cumplir muchos objetivos en una sola 
misión. La sonda Voyager 2 es un claro ejemplo de sonda de sobrevuelo que 
sigue en funcionamiento aún después de haber ya cumplido su misión en su 
camino hacia el borde exterior del Sistema Solar (Susaeta Ediciones, 2011)
RESUMEN DE LA GEOLOGÍA DE VARIOS CUERPOS DEL SISTEMA SOLAR
A continuación, se resume la actividad geológica de los cuerpos más 
ampliamente estudiados en la geología planetaria del Sistema Solar que al 
mismo tiempo son de interés astrobiológico en la actualidad:
MARTE
Una superficie desolada y árida es el paisaje marciano. Es muy probable que 
no siempre haya estado de esa manera. La superficie parece haber sido la-
brada con la acción de agua líquida en forma de escorrentía, con posibles 
lluvias y procesos fluviales. Este planeta tiene aproximadamente la mitad 
del diámetro de La Tierra, 6794 km. (Susaeta Ediciones, 2011).
El hemisferio sur presente topografías más altas y tiene muchos cráteres de 
impacto gigantescos, pero el hemisferio norte muestra algunos cráteres y 
75
Geología el estudio del planeta tierra
topográficamente está por debajo del hemisferio sur y el promedio de altu-
ras. Muchos cráteres que estaban en el hemisferio norte han sido borrados 
por procesos geológicos recientes de por los menos unas decenas de millo-
nes de años. Entonces, la superficie del hemisferio sur debe ser mucho más 
antigua que la del norte. La apariencia de la superficie del hemisferio norte 
se debe probablemente a una actividad volcánica antigua, pero también po-
dría deberse a la combinación de volcanismo, tectónica activa y erosión, que 
finalmente borraron la mayoría de cráteres de impacto. 
El planeta entero tuvo alguna vez una población densa de cráteres de impac-
to y fue borrado principalmente por procesos volcánicos, inactivos hoy en 
día. El Monte Olimpo (en inglés, Olympus Mons) es considerado el volcán 
más alto en el Sistema Solar. Su elevación llega hasta los 26 km desde el ni-
vel promedio y tienen una base de 600 km de ancho, casi como la mitad del 
territorio colombiano, y con acantilados de 6 km de profundidad. (Tarbuck, 
Lutgens, & Tasa 2010).
Los volcanes marcianos son muchos más grande que los volcanes terrestres 
principalmente por la gravedad marciana que es menor, casi un tercio de 
la terrestre. Esto permite construir estructuras volcánicas mucho más altas. 
Otro factor es la ausencia de placas tectónicas, lo que permite que una plu-
ma del manto ejerza influencia en solo un punto localizado, exagerado las 
estructuras formadas en la superficie (Wilson y Head, 1994.Gargaud, 2011).
Como se sospecha de una actividad hidrológica antigua, también se sospecha 
de antigua actividad biológica, principalmente por trazas de metano cons-
tantes en su atmósfera. Estas trazas aún están en estudio y no se ha compro-
bado su origen por actividad biológica.
SATÉLITES DE JÚPITER
Alrededor de Júpiter tenemos dos cuerpos principales con interés tanto as-
trobiológico como astrogeológico. Estos cuerpos son Europa e Io.
EUROPA
Esta luna es la sexta más cercana a Júpiter y es el más pequeño de los satéli-
tes galileanos. En comparación con La Luna, es un poco más pequeña, 3644 
km de diámetro. Está compuesta principalmente de silicatos y tiene un nú-
cleo formado de hierro. La rodea una atmósfera muy tenue compuesta de 
oxígeno. El hielo es el principal componente de su superficie que está mar-
cada con innumerables rayas y grietas y casi no presenta cráteres, lo que de-
nota una edad reciente. La aparente uniformidad de la superficie ha llevado 
a suponer que debajo de esta existe un océano de agua, un ambiente propio 
para sustentar organismos vivos. Europa tiene una actividad geológica basa-
da en una tectónica de placas similar a la terrestre e impulsada por el calor 
ASTROBIOLOGÍA 
76
producido por fuerzas de marea gravitacionales ejercidas por Júpiter. Este 
mismo calor hace que el océano se mantenga líquido y en posible recircula-
ción. Ninguna sonda se ha posado sobre su superficie, el interés astrobio-
lógico sobre este satélite han dado lugar a la planeación de varias misiones 
futuras de exploración (Pappalardo, 2009. Gargaud, 2011).
Se ha detectado la presencia de minerales arcillosos, específicamente filosilica-
tos, asociados con su corteza helada. Además, se ha comprobado que los pe-
nachos de vapor de agua que se han detectado en Europa son similares a los 
penachos de vapor de agua detectados en Encelado, la luna de Saturno, de la 
que también habrá un resumen de su geología de superficie en los próximos 
párrafos dentro de los satélites de Saturno (De Pater & Lissauer, 2010).
IO
Es la máscercana a Júpiter en órbita y su diámetro es similar al de Europa, 
3642 km. Su superficie está poblada por más de 400 volcanes activos. Es 
el objeto más activo volcánica y geológicamente dentro del Sistema Solar. 
Al igual que Europa, la gravedad de Júpiter influye sobre el interior de Io 
generando fricción y calentamiento (calentamiento por marea, en inglés, ti-
dal heating). También se ve afectada por la resonancia orbital con las otras 
lunas galileanas (Europa, Ganímedes y Calisto) que produce en Io el calenta-
miento de su interior y una intensa actividad volcánica eruptiva y efusiva. Las 
erupciones de azufre y dióxido de azufre llegan hasta los 460 km de altura. 
Topográficamente llega a los 17 km de altura desde su nivel promedio, con 
montañas levantadas por la compresión de la corteza silicatada. 
Está compuesta principalmente de silicatos que conforman una corteza que ro-
dea un núcleo de hierro o sulfuro de hierro fundidos. La superficie de Io está 
configurada como extensas llanuras recubiertas de azufre y escarcha de dió-
xido de azufre. Los mismos materiales expulsados en su volcanismo producen 
una delgada atmósfera que se conecta con la magnetosfera de Júpiter A esta 
región espacial se conoce como el toro de Io (De Pater & Lissauer, 2010). 
Astrobiológicamente no tiene interés alguno, pero astrogeológicamente es 
un objeto de gran interés y estudio en el presente.
SATÉLITES DE SATURNO
Alrededor de Saturno tenemos dos lunas principales de interés astrogeológi-
co pero aún sin indicios de un posible interés astrobiológico. Estas lunas son 
Titán y Encélado.
TITÁN
Es la luna más grande de Saturno y es casi tan grande como la mitad de La 
Tierra, 5150 km. Es el único satélite natural que posee una densa atmósfera. 
Además es el único cuerpo aparte de La Tierra que tienen cuerpos líquido 
77
Geología el estudio del planeta tierra
estables sobre su superficie. Es más grande que La Luna, 80 % más masivo y 
tiene más volumen que Mercurio. (Tarbuck, Lutgens y Tasa2010)
Compuesta principalmente por hielo de agua y material rocoso, su atmósfera 
densa y opaca impidió la caracterización de su superficie hace unas décadas 
hasta la llegada de la sonda Cassini-Huygens en 2004. El principal descubri-
miento fue la presencia de lagos de hidrocarburos en las regiones polares. 
Tienen una gran actividad geológica y su superficie es muy joven en tiempo 
geológico. Sus procesos pueden transformar regiones iguales de grandes 
al continente europeo en cuestión de meses. Se han descubierto posibles 
criovolcanes y cadenas montañosas, pero en general su superficie es regular 
con pocos cráteres de impacto visibles. La superficie se renueva de manera 
constante, precisamente por su intensa actividad geológica.
Fig. 4.4. Los rasgos oscuros en la superficie de Titán, se cree que son grandes dunas compuesta de 
partículas de hidrocarburos (por ejemplo metano, CH4) que precipitaron desde la atmósfera de Titán 
dando forma a estas espectaculares geoformas. Tomado de: NASA/JPL-Caltech/SpaceScienceInstitute
ASTROBIOLOGÍA 
78
Su atmósfera está compuesta principalmente por nitrógeno y una parte por 
metano y etano, acumulado en forma de nubes y acompañada por niebla 
con un significativo componente orgánico en disuelto en un medio nitroso 
(De Pater y Lissauer, 2010).
Su atmósfera presenta patrones climáticos estacionales similares a los de La 
Tierra. Además presenta flujos, tanto superficiales como subterráneos. Todo 
esto, acompañado con una robusta atmósfera de nitrógeno, es el escenario 
en el que se efectúa un ciclo del metano, que es visto como una analogía al 
ciclo del agua de La Tierra, aunque a unas temperaturas mucho más bajas, 
cercanas al cero absoluto (Atreya, 2006. Gargaud, 2011).
ENCÉLADO
Fi
g.
 4
.5
. P
en
ac
ho
s 
ex
tr
ao
rd
in
ar
io
s,
 t
an
to
 g
ra
nd
es
 c
om
o 
pe
qu
eñ
os
, r
oc
ía
n 
ag
ua
 h
el
ad
a 
de
sd
e 
m
uc
ho
s 
lu
ga
re
s 
a 
lo
 l
ar
go
 d
e 
la
s 
fa
m
os
as
 e
st
ru
ct
ur
as
 
de
no
m
in
ad
as
 «
ra
ya
s 
de
 t
ig
re
» 
ce
rc
a 
de
l p
ol
o 
su
r 
de
 la
 lu
na
 E
nc
él
ad
o 
de
 S
a-
tu
rn
o.
 L
as
 ra
ya
s 
de
 t
ig
re
 s
on
 fi
su
ra
s 
qu
e 
ro
cí
an
 p
ar
tí
cu
la
s 
de
 h
ie
lo
, v
ap
or
 d
e 
ag
ua
 y
 c
om
pu
es
to
s 
or
gá
ni
co
s 
al
 e
sp
ac
io
 e
xt
er
io
r, 
y 
se
 c
re
e 
qu
e 
po
dr
ía
n 
se
r 
lu
ga
re
s 
ge
ol
óg
ic
os
 q
ue
 p
ue
da
n 
al
be
rg
ar
 v
id
a.
 D
is
po
ni
bl
e 
en
: N
A
SA
/J
P
L-
Ca
l-
te
ch
/S
pa
ce
Sc
ie
nc
eI
ns
ti
tu
te
Es una pequeña luna helada con un diámetro medio aproximado de 500 km. 
Es probable que tenga agua líquida bajo su superficie helada. Su rasgo más 
particular es la presencia de criovolcanes en su polo sur, que expulsan gran-
des chorros de vapor de agua, cristales de hielo y compuestos de sodio y 
otras sustancias volátiles. Parte de este material se adiciona a los anillos de 
Saturno, por lo que es posible que el anillo E de Saturno haya sido formado 
por las partículas expulsadas desde Encélado.
79
Geología el estudio del planeta tierra
Fi
g.
 4
.5
. P
en
ac
ho
s 
ex
tr
ao
rd
in
ar
io
s,
 t
an
to
 g
ra
nd
es
 c
om
o 
pe
qu
eñ
os
, r
oc
ía
n 
ag
ua
 h
el
ad
a 
de
sd
e 
m
uc
ho
s 
lu
ga
re
s 
a 
lo
 l
ar
go
 d
e 
la
s 
fa
m
os
as
 e
st
ru
ct
ur
as
 
de
no
m
in
ad
as
 «
ra
ya
s 
de
 t
ig
re
» 
ce
rc
a 
de
l p
ol
o 
su
r 
de
 la
 lu
na
 E
nc
él
ad
o 
de
 S
a-
tu
rn
o.
 L
as
 ra
ya
s 
de
 t
ig
re
 s
on
 fi
su
ra
s 
qu
e 
ro
cí
an
 p
ar
tí
cu
la
s 
de
 h
ie
lo
, v
ap
or
 d
e 
ag
ua
 y
 c
om
pu
es
to
s 
or
gá
ni
co
s 
al
 e
sp
ac
io
 e
xt
er
io
r, 
y 
se
 c
re
e 
qu
e 
po
dr
ía
n 
se
r 
lu
ga
re
s 
ge
ol
óg
ic
os
 q
ue
 p
ue
da
n 
al
be
rg
ar
 v
id
a.
 D
is
po
ni
bl
e 
en
: N
A
SA
/J
P
L-
Ca
l-
te
ch
/S
pa
ce
Sc
ie
nc
eI
ns
ti
tu
te
Aparentemente hay agua cerca de la superficie, lo que convierte a Encélado 
en un candidato para la exploración astrobiológica. El contenido orgánico 
en el material criovolcánico también complementa este interés (De Pater & 
Lissauer, 2010).
La sonda Cassini efectuó varios sobrevuelos muy cercanos a Encélado y reveló 
su superficie con mucho detalle. El descubrimiento más importante fue la 
presencia de plumas eruptivas en el polo sur. A partir de ese momento, des-
pertó una gran interés astrogeológico, ya que esta actividad criovolcánica 
y otros rasgos en la superficie que evidencia una tectónica activa, mostra-
rían una intensa actividad geológica comparable con Titán e Io. La actividad 
geológica estaría explicada por el calentamiento debido a fuerzas de marea 
producto de la interacción gravitacional de esta luna con Saturno. Igual que 
en las otras lunas nombradas en párrafos anteriores, la intensa actividad 
geológica tendría como motor energético la interacción gravitatoria con el 
planeta gigante gaseoso al que orbitan (Brown, 2006. Gargaud, 2011).
REFERENCIAS 
De Pater, I., y Lissauer, J. (2010). Planetary Sciences. Cambridge: 
Cambridge University Press.
Gargaud, M. (2011). Encyclopedia of Astrobiology. London: 
Springer.
Gilmour, I., y Sephton, M. (2004). An Introduction to Astrobiology. 
Cambridge: Cambridge University Press.
Susaeta Ediciones. (2011). Atlas Ilustrado del Cielo. Madrid: 
Susaeta Ediciones.
Tarbuck, E., Lutgens, F., y Tasa, D. (2010). Earth: An Introduction to 
Physical Geology. New York: Prentice Hall.
Tarbuck, E., Lutgens, F., y Tasa, D. (2010). Earth: An Introduction to 
Physical Geology. New York: Prentice Hall.
ASTROBIOLOGÍA 
8080
81
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
81
5
deFinición
de VidA
ASTROBIOLOGÍA 
82
Uno de los problemas principales de la búsqueda de vida en el espacio es de-
finir el objetivo de dicha búsqueda. ¿Qué se puede considerar vida? Si se 
encuentra un ser vivo irreconocible, ¿es posible identificarlo por una seriede 
características esenciales? Estas preguntas solo pueden ser respondidas con 
el uso de una definición de vida, es decir, una caracterización que abarque 
todo el fenómeno en su esencia, pero que además permita trabajar en su 
identificación y búsqueda. El siguiente capítulo estará dedicado totalmente 
al problema de la definición de vida, uno de los temas más debatidos en la 
biología a lo largo de la historia. Se intentará mostrar qué caracteriza a una 
buena definición, qué condiciones debe cumplir y cuáles son los tipos de de-
finiciones que los filósofos reconocen; luego, se hará un contraste de estas 
características con las definiciones propuestas hasta el momento y se busca-
rá encontrar tendencias en la forma de abordar el problema. A continuación, 
se hará un repaso de algunas de las propiedades más importantes que se 
consideran esenciales para la vida y el debate acerca de si esta es definible o 
no. Finalmente, se concluirá con un análisis de la misión Viking, cuyas sondas 
fueron lanzadas a Marte en 1975. El objetivo de este escrito, por lo tanto, 
es estudiar la importancia de una definición práctica de vida, desde el punto 
de vista astrobiológico, y resaltar la necesidad de profundizar en nuestros 
estudios y en el consenso sobre la definición de vida. 
NATURALEZA DE UNA DEFINICIÓN
Al discutir qué es vida se hace inevitable repasar la naturaleza misma de las 
definiciones. Este es uno de los temas más importantes y tratados en la filo-
sofía, y al respecto se han postulado un sinnúmero de conceptos y plantea-
mientos que difieren bastante entre sí. Sin embargo, y como es común en 
la ciencia, los filósofos aún no han logrado alcanzar un consenso acerca de 
lo que entendemos por definición. Aun así, existen dos conceptos o teorías 
acerca de las definiciones que gozan de cierto grado de aceptación: el con-
cepto de definición real y la clasificación de las definiciones (operacionales 
e intrínsecas).
DEFINICIÓN REAL: CONDICIONES NECESARIAS Y SUFICIENTES
Según Audi (2009) una definición real es una «especificación de la condición 
metafísicamente necesaria y suficiente para ser la clase de cosa que un nom-
bre designa (usualmente un nombre común)». Si bien existen muchos otros 
tipos de definiciones (contextual, explicita, implícita, etc.), la noción de defi-
nición real es especialmente interesante porque hace uso de los conceptos 
de condiciones necesarias y suficientes, que se convierten en una poderosa 
herramienta para evaluar la validez de una definición.
83
Definición de vida
La forma más fácil de explicar las condiciones necesarias y suficientes, así 
como su importancia para las definiciones, es a través de ejemplos; sin em-
bargo, el lector puede dirigirse a Audi (2009) para saber un poco más de 
las implicaciones lógicas y conocer una explicación más formal (en términos 
filosóficos) del tema.
Tómese una nacionalidad como ejemplo: haber nacido en la capital de un país 
brinda una condición suficiente para entrar en la categoría que el nombre de 
dicho país designa. Así, ser parisino es condición suficiente para ser francés, 
ser bogotano es condición suficiente para ser colombiano y ser bonaerense 
es condición suficiente para ser Argentino, ya que basta con haber nacido 
en una de estas ciudades (París, Bogotá, Buenos Aires) para entrar dentro 
de la categoría que los nombres francés, colombiano o argentino designan. 
Sin embargo, la característica de haber nacido en la capital, si bien es condi-
ción suficiente, no puede considerarse condición necesaria. Los países nunca 
tienen una sola ciudad, y se pude pertenecer a una nacionalidad sin haber 
nacido en la capital; de este modo, también se puede ser francés habien-
do nacido en Lyon; colombiano habiendo nacido en Medellín, o Argentino 
siendo originario de Córdoba. En síntesis, haber nacido en la capital de una 
nación es condición suficiente para pertenecer a una nacionalidad, pero no 
es necesaria, por lo que sería incorrecto definir una nacionalidad en estos 
términos. El siguiente diagrama ilustra este punto.
 Fig 5.1. Se desea definir el conjunto País (nacionalidad). El subconjunto Capitalino integra este 
conjunto, pero no lo abarca en su totalidad.
En el diagrama, el conjunto que se quiere definir se indica con un contorno 
sepia, mientras que el espacio que abarca la definición se indica con la trama 
punteada. Se puede observar cómo haber nacido en la capital (pertenecer 
al subconjunto Capitalino) ubica automáticamente dentro del conjunto País 
(definido por una nacionalidad), pero también es posible observar cómo 
esta característica no abarca la totalidad del conjunto País, que está integra-
ASTROBIOLOGÍA 
84
do no solamente por el subconjunto Capitalino sino también por Ciudad 1 y 
Ciudad 2. De esta forma, y como se mencionó anteriormente, no se puede 
definir nacionalidad (nativo de un país) con base en haber nacido o no en 
la capital de dicho país. La definición se queda corta al intentar abarcar la 
totalidad del conjunto a definir. 
Ahora, se tomará el ejemplo opuesto, para intentar definir la noción de capi-
talino en términos de la nacionalidad; de esta forma, es posible argumentar 
que para ser capitalino hay que ser originario del país del que es capital la 
ciudad en cuestión. Según los ejemplos anteriores, hay que ser francés para 
ser parisino, colombiano para ser bogotano y argentino para ser bonaeren-
se. Pero, de nuevo, este planteamiento presenta una falla, ya que si bien es 
innegable que se debe ser francés para ser parisino, esto no es suficiente 
para pertenecer a la categoría parisino. Es decir, ser francés es una condición 
necesaria, pero no suficiente, para ser parisino. De nuevo, el diagrama ilus-
tra el punto anterior. 
 Fig 5.2. Se desea definir el subconjunto Capitalino. El conjunto País necesariamente abarca este 
subconjunto, pero también abarca los subconjuntos Ciudad 1 y Ciudad 2. 
De nuevo, el objeto a definir se indica con el borde sepia y el área abarcada 
por la definición se indica con la trama punteada. Se observa cómo, de forma 
invariable, pertenecer al subconjunto Capitalino implica pertenecer al con-
junto País; sin embargo, este conjunto también engloba los subconjuntos 
Ciudad 1 y Ciudad 2, por lo que este carácter no tiene la especificidad nece-
saria para definir qué es capitalino. En pocas palabras, pertenecer a un país 
es condición necesaria para ser considerado capitalino (de dicho país), pero 
no es por ningún motivo condición suficiente. La definición es demasiado 
amplia y abarca mucho más allá del conjunto que se desea definir. 
En el caso anterior, el problema era la carencia de generalidad; en este, es 
ausencia de especificidad. Por lo anterior, se puede deducir que una buena 
definición requiere condiciones necesarias que abarquen la generalidad del 
85
Definición de vida
objeto a definir y condiciones suficientes que sean especificas a dicho obje-
to. Con esto en mente, se intentará abarcar la definición de capitalino. 
El término capitalino se pude definir (obviando los casos especiales, como por 
ejemplo personas naturalizadas) como «persona nacida en la capital de un 
país», entonces se tiene que «nacer en París» es condición suficiente y nece-
saria para ser considerado parisino. 
Fig 5.3. Se quiere definir capitalino. La definición elegida abarca exactamente el conjunto que 
se quiere definir. 
En este caso, la definición dada no posee el problema de falta de generalidad 
del primer caso o el de falta de especificidad del segundo, sino que abarca 
exactamente el conjunto que se quiere definir y forma un razonamiento casi 
tautológico de lo que implica ser capitalino, es decir, haber nacido en una 
capital es condición suficiente y necesaria para ser considerado capitalino
Lo anterior es, en líneas generales, el razonamiento detrás de una definición 
real. Adicional a esto, se pueden realizar algunas consideraciones, como por 
ejemplo el papel especial que juega el lenguaje en esta definición, asun-
to clarocuando Audi (2009) menciona que una definición debe reunir las 
condiciones para «ser la clase de cosa que un nombre designa (usualmente 
común)». La dependencia lingüística de una definición es usada como argu-
mento en contra de la búsqueda de la definición de vida por aquellos auto-
res, que consideran innecesario o imposible esta cuestión. Incluso hay algu-
nos (Trifonov, 2010) que han utilizado análisis completamente lingüísticos 
para encontrar un consenso de la definición de vida. También cabe agregar 
que, para muchos filósofos, la búsqueda de definiciones es una tarea infruc-
tuosa, ya que todas las definiciones serán a posteriori y no a priori (Benner, 
2009). El debate sobre la utilidad y posibilidad de definir la vida será presen-
tando más adelante. 
ASTROBIOLOGÍA 
86
TIPOS DE DEFINICIONES: DEFINICIONES INTRÍNSECAS Y 
DEFINICIONES OPERACIONALES
El concepto de definiciones operacionales e intrínsecas en la definición de 
vida es usado por Luisi (2010). Sin embargo, el autor no se refiere a estas 
como definiciones, sino como descripciones, ya que «el termino definición 
es demasiado ambiguo e intimidatorio». A pesar de lo anterior, utiliza los 
dos términos de forma indiscriminada y sin distinción alguna entre sí. Aquí 
se tratarán los conceptos como definiciones operacionales e intrínsecas. 
DEFINICIONES INTRÍNSECAS
En términos simples, una definición intrínseca es aquella que no necesita un 
contexto para tener sentido. Con el fin de entender un poco mejor esto, es 
necesario profundizar en un concepto muy importante para la filosofía y las 
ciencias en general: el concepto de los primeros principios. 
Según Aristóteles (citado en Irwin, 1988) el objetivo último de la ciencia y el 
conocimiento es la búsqueda de los primeros principios, ya que son «la pri-
mera base a través de la cual un objeto se conoce». Un primer principio es 
aquel que se deriva directamente de las leyes naturales y que, por lo tanto, 
no requiere de ningún contexto, por ejemplo, en física, aquellos cálculos que 
se derivan directamente de las leyes fundamentales de la física se consi-
deran primeros principios. Con respecto a las definiciones, una definición 
intrínseca es aquella cuyo criterio está basado en algún principio fundamen-
tal o primer principio y que, de esta forma, posee sentido sin importar el 
contexto, es decir, es real a una escala universal. 
Debido a la dificultad que implica hallar estos primeros principios, especial-
mente en campos como la biología, la mayoría de descripciones y definicio-
nes que poseemos pertenecen a una segunda clase. 
DEFINICIONES OPERACIONALES
Una definición se considera operacional cuando depende del contexto (se basa 
en conceptos o asunciones de otras definiciones) y de los intereses de quien 
define los términos (una sociedad, un grupo de científicos, un investigador). 
Así cada definición operacional toma algunas partes que considera esenciales 
de cada fenómeno y descarta aquellas que no. De esta forma, para un mismo 
sistema existen dos o más definiciones que son excluyentes, pero no contradic-
torias. Ya que cada una es válida según el sistema de asunciones y abstracciones 
que se usó para concebirla, este proceso de elección de caracteres esenciales 
y no esenciales para definir un proceso no se basa en la lógica (Primas, 1998), 
sino más bien en otros factores más complejos, como la subjetividad de los in-
vestigadores o la atmosfera científica de la época. Y debido a que en muchos 
87
Definición de vida
casos una definición operacional depende de la metodología o instrumentación 
utilizada para detectar lo que se quiere definir, también está relacionada con la 
disponibilidad tecnológica y metodológica. 
En el caso de la definición de vida, la posibilidad de alcanzar una definición 
intrínseca es escasa, sobre todo, porque no existen primeros principios o 
principios fundamentales en la biología. Es decir, ninguna de las teorías ex-
puestas funciona independiente de un contexto y no es posible afirmar con 
certeza que su alcance sea universal. La necesidad de una definición ope-
racional se hace latente y es en este campo donde se han dado la mayor 
cantidad de propuestas. 
CONDICIONANTES DE UNA DEFINICIÓN OPERACIONAL EN LA DEFINICIÓN DE VIDA 
Un poco más arriba se mencionaron los condicionantes de una definición opera-
cional, a saber, la subjetividad y las limitaciones metodológicas y tecnológicas. 
Con respecto a la primera, Benner (2009) hace un análisis de lo que denomina 
«creer constructivamente». Para el autor, la definición que adoptemos para la 
vida (que se puede aplicar para cualquier definición operacional) necesita estar 
respaldada por una noción en la que todos crean de forma constructiva. Entre 
los ejemplos utilizados por el mismo Benner se puede destacar el de un organis-
mo vivo cuya existencia se basa totalmente en la energía, un ser de energía pura. 
Ahora, si bien es posible imaginar una criatura semejante, las misiones espaciales 
no se orientan para detectar este tipo de formas de vida, ya que pese a que no se 
descarta que exista una forma de vida tal, no se cree constructivamente en ella. 
El concepto de la creencia constructiva resalta el papel que juega una sociedad 
y su Zeitgeist en la concepción de una definición (por lo menos una operacional).
Con respecto al segundo factor, las limitaciones tecnológicas, cabe destacar que 
muchas de las definiciones propuestas no poseen en la actualidad alguna tec-
nología relacionada. Por ejemplo, en la actualidad no existe la tecnología para 
detectar un sistema termodinámico que aumenta su organización en el tiempo 
consumiendo energía del medio; teóricamente, el ejercicio es correcto, pero no 
es posible conocer o no se ha desarrollado alguna forma de detectar un fenó-
meno semejante, así que como definición operacional flaquea. Por el contrario, 
sí se han desarrollado bastantes métodos de análisis químico para poder detec-
tar rastros del metabolismo de los organismos, por lo que esta es frecuente-
mente la definición elegida en las misiones espaciales. Un análisis más profundo 
de los componentes principales de las definiciones de vida y de las tendencias a 
la hora de proponer definiciones se dará a continuación. 
TENDENCIAS EN LOS INTENTOS DE DEFINICIÓN DE VIDA
No han sido pocos los investigadores que a lo largo de la historia han adop-
tado o formulado una definición de vida. A continuación se presentarán al-
ASTROBIOLOGÍA 
88
gunos ejemplos de definiciones propuestas y se intentará exponer cómo su 
naturaleza denota sus falencias como definición y las tendencias al intentar 
definir vida. Todas las definiciones que se incluirán en el siguiente resumen 
son definiciones explícitamente formuladas por los respectivos autores en 
algún texto científico. Se excluyen, entonces, aquellos investigadores y filó-
sofos que nunca formularon explícitamente su definición de vida (Darwin, 
Buffon, Lamarck), pese a que en sus escritos es posible encontrar evidencias 
de posibles definiciones tácitas (Tirard, 2010, Tirard et al., 2010). Aquel lec-
tor que desee conocer más ejemplos puede dirigirse a Kolb (2007) o directa-
mente a Popa (2004). 
Al final de su libro Between Necessity and Probability: Searching for the Defini-
tion and Origin of Life (2004), Radu Popa proporciona una lista con 93 defi-
niciones organizadas temporalmente, desde 1885 hasta 2002. Estas defini-
ciones varían mucho entre sí, afrontando el problema de la definición desde 
diferentes perspectivas. Sin embargo, es posible hallar, al menos desde la 
perspectiva de este libro, una tendencia considerable, un tipo de definicio-
nes que de ahora en más se designará como lista de propiedades esenciales. 
Una lista de propiedades esenciales surge de una definición cuyas condicio-
nes no son suficientes y necesarias a la vez y que, por lo tanto, no son útiles 
como definidores. La solución implica replantear la definición o añadir más 
condiciones para intentar que las nuevas condiciones salvaguardenla insu-
ficiencia de las anteriores. Con suerte esta «lista» de condiciones constituirá 
un cuerpo sólido, necesario y suficiente, y representará universalmente el 
definiendum (lo que se quiere definir).
Algunos ejemplos de estas definiciones son los siguientes: 
— Para ser reconocible la vida debe: 1. Ser un sistema quí-
mico en desequilibrio; 2. Contener polímeros orgánicos; 
3. Reproducirse; 4. Metabolizar; 5. Estar segregada del 
ambiente (Buick, 2002, en Popa, 2004).
— La vida es una población de sistemas químicos locales, 
funcionalmente conectados, no lineales y controlados 
por información, que son capaces de reproducirse, adap-
tarse y coevolucionar a niveles más altos de complejidad 
funcional (Von Kiedrowski, 2002, en Popa, 2004).
En el primer ejemplo se observa claramente una lista, mientras que en el se-
gundo esta no es tan clara, pero la suma de condiciones está presente e 
incluye adaptación, reproducción y evolución.
En estas definiciones se ha utilizado una lista de propiedades que los autores 
consideraron esenciales para la vida y que por sí solas representan condicio-
nes necesarias pero no suficientes. Al unirlas se intenta dar una definición 
89
Definición de vida
que abarque todo el espectro de lo que significa vida. La reproducción es 
una propiedad común de la totalidad de los seres vivos, pese a esto no se 
puede definir la vida en términos de reproducción solamente, ya que exis-
ten otras propiedades que también abarcan la vida y que pueden ser igual o 
más esenciales que la reproducción, como por ejemplo el metabolismo. En 
consecuencia, podría considerarse prudente definir la vida con base en el 
metabolismo y la reproducción; sin embargo, el proceso anterior se repite 
si analizamos esta nueva pareja de condiciones: la reproducción y el meta-
bolismo no pueden tampoco ser los definidores esenciales de vida debido a 
que la vida abarca muchos más procesos.
De esta forma, se podría añadir una tercera propiedad y luego una cuarta y 
podríamos proseguir mientras existan objeciones a la definición y su alcan-
ce. Incluso, puede considerarse que algunas de las propiedades ya listadas no 
son de carácter esencial y que deberían ser removidas. Koshland (2002) por 
ejemplo propuso una definición que listaba siete propiedades de la vida que 
él consideraba esenciales y que adicionalmente constituían, para el autor, un 
grupo de condiciones suficientes y necesarias para definir vida. Esta defini-
ción, denominada PICERAS (en inglés program, improvisation, comparmenta-
lization, energy, regeneration, adaptability and seclusion), es un claro ejemplo 
de esta tendencia en los intentos por definir vida. No se puede afirmar que 
esta tendencia sea universal entre los investigadores avocados al tema, aun-
que una cantidad considerable sí trabajan sus definiciones como listas, por 
ejemplo, de las 93 definiciones recopiladas por Popa, exactamente un tercio 
pueden ser consideradas definiciones de listas de propiedades esenciales, ya 
sea que establezcan la lista claramente o que estén de manera intrínseca en 
el texto. Con respecto a las definiciones restantes, no se puede afirmar que 
exista alguna tendencia acerca de la temática o estructura de las mismas. 
Como se mencionó, hace poco las propiedades consideradas pueden variar de 
autor a autor. En todo caso, existe un grupo de propiedades que son común-
mente utilizadas, bien sea de forma directa (mencionándolas explícitamente en 
la lista) o indirecta (mencionando un proceso relacionado o derivado de ellas).
A continuación se expondrán tres propiedades que son, a juicio de este es-
crito, las más relevantes, aunque cabe mencionar que existen otras usadas 
con cierta frecuencia y que aquí no se incluirán, tales como la presencia de 
membranas y la homeostasis. Se hablará, entonces, de reproducción, meta-
bolismo, y evolución. 
REPRODUCCIÓN
Esta es tal vez la propiedad usada con mayor frecuencia en la definición de 
vida. Su popularidad se basa en que es casi completamente universal, casi 
todos los seres vivos poseen la capacidad de producir otros seres. No obs-
tante, existe una serie de inconvenientes al considerar la reproducción como 
ASTROBIOLOGÍA 
90
propiedad esencial. En primer lugar, está la denominada «fijación de la mula» 
de Abel (Abel, 2002, en Popa, 2004), que puede ser explicada mediante la 
experiencia de Koshland (2002). Según esta, Douglas Koshland hizo parte de 
una conferencia que tenía como objetivo principal encontrar una definición 
aceptable de vida; después de un prolongado debate, uno de los miembros 
de la conferencia propuso la reproducción como característica esencial de 
la vida. Cuenta Koshland que en principio la idea pareció ser aceptada por 
la mayoría de los presentes, hasta que fue refutada por otro miembro: «en-
tonces una pareja de conejos está viva, un conejo macho no». En síntesis, lo 
que se intenta denotar es el problema que implica aplicar esta propiedad a 
organismos que sabemos están vivos pero que carecen de la capacidad de 
reproducción (como las mulas, de ahí el término «fijación de la mula»). Para 
Benner (2010) este argumento es inválido y proviene de la confusión en-
tre definir vivo y vida. En segundo lugar, en contra de la reproducción como 
propiedad esencial de la vida, se encuentra el ejemplo de sustancias que 
se «reproducen» pero que no están vivas. Como los cristales de clorato de 
sodio (Kondepudi et al., 1990, en Benner, 2010) que pueden ser estimulados 
para autocatalizar la formación de más cristales. Si bien, al igual que en el 
caso anterior, se puede argumentar que existe una confusión entre definir 
vivo y vida, en este caso no es un inconveniente para el argumento, ya que 
este denota que la autorreproducción no es un proceso exclusivo de la vida 
y por lo tanto no es posible definirla en estos términos. 
METABOLISMO
Se trata de otra propiedad bastante usada, entendida como la capacidad de 
un organismo para absorber energía y materia de su ambiente, usarla para 
continuar sus funciones y excretar desechos. Al igual que la reproducción, 
se puede considerar casi universal entre los seres vivos. Los principales con-
traejemplos contra el metabolismo son que, bajo este, se podría conside-
rar algunas cosas inanimadas como vivas, por ejemplo un automóvil, ya que 
consume combustible, lo utiliza para continuar sus funciones y excreta de-
sechos. Otro ejemplo bastante utilizado es el fuego, que puede aumentar 
su tamaño y su extensión siguiendo el mismo proceso. La validez de estos 
argumentos es cuestionable por las razones ya mencionadas, además puede 
que el problema que plantean pueda ser superado si se da una mejor y más 
amplia explicación de metabolismo que incluya, por ejemplo, la capacidad 
de decisión y acción que caracteriza a los seres vivos (Guerrero 2002). El se-
gundo argumento en contra del metabolismo como propiedad esencial se 
basa en que requiere de complejísimos sistemas moleculares, que son por 
demás únicos en el Universo, en el sentido de que solo conocemos un lugar 
donde se hayan desarrollado, por lo tanto, es difícil concebir una maquinaria 
metabólica diferente a la de los organismos de La Tierra y esto resulta en un 
91
Definición de vida
enfoque completamente geocéntrico de esta propiedad. Se puede observar 
este problema en los experimentos de las Viking que buscaban rastros me-
tabólicos pero basándose en características de los organismos terrestres, 
(como la naturaleza carbonácea). No hay forma de comprobar que, en caso 
de que hubiera vida en otros planetas, las biosferas de dichos planetas estu-
vieran basadas en metabolismos similares a los nuestros. 
EVOLUCIÓN
Esta propiedad de la vida tomó mucha relevancia después de que la NASA 
adoptara la definición de Joyce (1994) como su definición practica oficial 
(Benner 2010; Cleland y Chyba, 2002; Kolb, 2007). Joyce define la vida como 
«un sistema químico autosostenible capaz de evolución darwiniana», lo que 
da vital importancia a la capacidad de evoluciónal considerarla propiedad 
fundamental de la vida. En contra de esta posición existen muchos argu-
mentos, y al ser la definición usada por la NASA, hay muchos autores que 
han escrito al respecto. Por ejemplo, para Luisi (2010) esta propiedad es útil 
solo si se analizan poblaciones. Este autor explica que existen dos opciones 
para afrontar la definición de vida, una desde el enfoque de la vida individual 
y otra desde el enfoque de las poblaciones, y advierte que debido a que la 
evolución solo ocurre en poblaciones, esta propiedad sería inaplicable en 
organismos individuales, que no evolucionan. Por otro lado, Cleland y Chyba 
(2002) argumentan que no es seguro que esta sea una propiedad universal 
de la vida, ya que es probable que en los primeros estadios de la misma las 
fuerzas que dirigieran la evolución no fueran darwinianas. Además, señalan 
la dificultad práctica, en términos astrobiológicos, que implica adoptar esta 
propiedad. Medir o rastrear el proceso evolutivo de una posible población 
encontrada en otro planeta requeriría tecnología de la que carecemos, ade-
más de un tiempo de estudio considerablemente largo. Para Benner (2010) 
esto no es una dificultad y defiende que no es necesario rastrear el proceso 
evolutivo, sino identificar si los posibles organismos son capaces o no de 
evolucionar; para hacer esto solo se requiere, según explica, encontrar si 
presentan las moléculas que soporten la evolución darwiniana (polielectro-
litos y un solvente fuerte). 
Estas son algunas de las propiedades que son frecuentemente tenidas en 
cuenta en la formulación de definiciones de vida. Su importancia es casi uni-
versal, aunque por si solas, e incluso unidas, no son suficientes para definir la 
vida. La pregunta es: ¿cuántas propiedades debemos reunir para completar 
una definición aceptable de vida? La respuesta no parece clara y pareciera 
que, sin importar cuántas condiciones se agreguen, siempre será una defini-
ción insuficiente o imprecisa. Algunos identifican esto como indicio de que 
la vida no puede ser definida y consideran todo el problema como innecesa-
rio. A continuación se expondrá esta posición. 
ASTROBIOLOGÍA 
92
DEBATE SOBRE LA DEFINICIÓN DE VIDA: ¿ES POSIBLE? ¿ES NECESARIO?
El objetivo de definir es asignar un fenómeno a una categoría claramente di-
ferenciada. Los intentos de definir vida hacen exactamente esto buscando 
encajar el fenómeno que observamos cómo vida en una categoría que cree-
mos existe en el Universo. Sin embargo, existen varios autores que están en 
contra de la posibilidad de encontrar una definición para la vida. Si la base es 
principalmente un argumento, la vida no es una categoría natural. 
Las categorías naturales son aquellas cuyas fronteras están definidas por pro-
cesos reales y observables del Universo, se diferencian de las categorías ar-
tificiales en que estas últimas están definidas y caracterizadas por la propie-
dades que nosotros usamos para reconocerlas, mientras que las categorías 
naturales tienen propiedades inherentes a su naturaleza que son indepen-
dientes de nuestros procesos cognitivos (Cleland y Chyba, 2002). En general, 
creemos que la vida es una categoría natural, una división del Universo con 
características propias, y que nuestros intentos de definición son la búsqueda 
de estas características reales que la separan del resto del Universo. Por el 
contrario, existen algunos autores que consideran que la vida no es una ca-
tegoría natural y que debido a esto las definiciones de vida que alcancemos 
serán arbitrarias, sin sustento real (Machery, 2012; Szostak, 2012; Bruylants, 
Bartik y Reisse, 2010). Advierten que la vida es el producto de interacciones 
cada vez más complejas de la materia, y que la transición entre lo inanimado y 
lo vivo es continua, por lo tanto intentar encontrar un punto en esta transición 
que diferencie los seres vivos de la materia es imposible. En cualquier mo-
mento de la transición las protocélulas podrían ser consideradas como vivas o 
inertes, por cuanto pertenecerían a ambas categorías a la vez. 
La ley de contradicción de la lógica aristotélica (en la que se basa nuestra ló-
gica de clasificación y definición) establece que ninguna cosa puede ser A y 
no A de forma simultánea, es decir, ninguna cosa puede pertenecer a una ca-
tegoría y a la vez no pertenecer a ella. Sin embargo, esto es exactamente lo 
que sucede con la vida en su estado de transición desde la materia inanima-
da (Bruylants, Bartik y Reisse, 2010); por lo tanto, intentar definir, es decir, 
utilizar la lógica aristotélica sobre la vida es totalmente innecesario e inútil. 
Esta argumentación es sólida y es bastante probable que sea correcta. El pro-
blema principal que posee es que asume una transición continua de lo inani-
mado a lo vivo, pero nuestro conocimiento actual sobre el origen de la vida 
sigue siendo muy incipiente y no es posible asegurar con plena certeza que 
este sea el caso. Finalmente, cabe destacar que, en caso de que la vida no sea 
una categoría natural, su definición real sería imposible y solo habría cabi-
da para definiciones artificiales y operacionales basadas en nuestro criterio, 
Esto no es, como sugieren algunos de los autores señalados, una razón para 
considerar innecesaria la búsqueda de una definición, ya que una definición 
operacional es tal vez casi igual de importante que una definición real en el 
93
Definición de vida
marco de la investigación de muchas ramas de la biología, especialmente en 
la astrobiología. En el siguiente apartado se demostrará la importancia de 
una definición operacional de vida (sea o no real) para la búsqueda de vida 
fuera de nuestro planeta. 
IMPORTANCIA DE UNA DEFINICIÓN OPERACIONAL EN LA ASTROBIOLOGÍA
En esta parte del capítulo se trabajará un estudio de caso, la misión de las 
Viking en Marte, que demuestra los puntos anteriores pero enfocados en el 
ámbito astrobiológico, para así intentar probar la importancia de una defini-
ción en consenso de «vida» (definición operacional) para la ciencia, especial-
mente para la astrobiología.
El proyecto Viking se inició en 1968, fue una iniciativa titánica en la que par-
ticiparon la NASA, un equipo científico de diferentes disciplinas y contra-
tistas privados con la asistencia de importantes organizaciones científicas 
estadounidenses. El objetivo fue enviar dos sondas orbitales, Viking I y II, 
cada una equipada con una sonda de aterrizaje o lander. Las sondas orbitales 
se encargaron de fotografiar la superficie y de recolectar datos relevantes 
sobre la atmosfera y composición del planeta desde su posición. Adicional-
mente, esta información fue utilizada para la elección del sitio de aterrizaje 
de las sondas terrestres, que se encargarían de tomar datos de la compo-
sición del suelo y la atmosfera marciana, buscar rastros de agua y realizar 
una serie de experimentos para comprobar o no la existencia de elementos 
biológicos. La elección de Marte como objetivo se basó en datos sobre su 
composición atmosférica y abundancia de sustancias que en La Tierra pue-
den soportar vida (Soffen y Snyder, 1976; Soffen, 1977). El proyecto fue con-
cluido y lanzado en 1975 y tuvo un costo de USD 1 000 000 000 (mil millones 
de dólares) aproximadamente, USD 4300 000 000 (cuatro mil trescientos 
millones de dólares) en la actualidad. 
Las sondas fueron lanzadas en fechas casi consecutivas, ambas desde el centro 
Kennedy de la NASA en Cabo Cañaveral; la Viking I el 20 de agosto de 1975 y 
veinte días más tarde la Viking II, el 9 de septiembre. El trayecto hacia Marte 
duró 304 días, y las primeras imágenes llegaron provenientes de la Viking I 
cerca de 5 días antes de la inserción a la órbita, que se dio el 19 de junio de 
1976. Desde ese momento, se comenzó la toma de imágenes por parte de 
las sondas orbitales para la elección de los sitios de aterrizaje de las sondas 
terrestres. Después de varias semanas de fotografiar la superficie en busca 
de un lugar adecuado fueron elegidos dos sitios: elprimero fue la planicie 
de Chryse, ubicada en las coordenadas 22.697 grados norte y 48.222 grados 
oeste, donde aterrizaría el lander de la Viking I; el segundo sitio fue la planicie 
de Utopía, ubicada en las coordenadas 48.269 grados norte y 225.990 grados 
oeste, sitio de aterrizaje designado para el lander de la Viking II. La sonda te-
rrestre de la Viking I se desplego del orbitador el 20 de julio y aterrizó al oeste 
ASTROBIOLOGÍA 
94
de Chryse; la segunda sonda terrestre se desplegó el 3 de septiembre y aterri-
zó en la parte oeste de la planicie de Utopía (Masurky y Crabill, 1976). A partir 
de este momento, las sondas de aterrizaje empezaron a recolectar datos e 
iniciaron sus experimentos, entre estos los biológicos. 
LABORATORIO BIOLÓGICO
El laboratorio biológico de las Viking consistía en un grupo de tres experi-
mentos diseñados por el equipo biológico de la misión, liderado por el doc-
tor Harold P. Klein del centro Ames de la NASA e integrado por un grupo 
de cinco científicos de diferentes instituciones y áreas. Debido a la escasez 
de resúmenes detallados acerca de los experimentos de las Viking, a con-
tinuación se provee una síntesis de cada experimento, añadiendo detalles 
técnicos para proveer al lector interesado de una muy breve introducción 
al tema. Sin embargo, estos detalles no son el objetivo de este capítulo y 
no serán discutidos o analizados. Aquel lector que no tenga interés en de-
talles técnicos y que desee continuar directamente con la trascendencia y 
análisis de estos experimentos desde el punto de vista de la definición de 
vida, puede obviar estas explicaciones y pasar directamente al «sumario» 
inmediatamente posterior.
1. Experimento de intercambio de gases (Gas Exchange Experiment, GEX): 
Diseñado por Vance Oyama en la década del 70, el objetivo era detectar 
cambios en las concentraciones de sustancias en la atmosfera ya que estos 
podían ser indicios de actividad biológica. El experimento estaba compuesto 
por cuatro secuencias operacionales.
Secuencia inicial: 1 cm3 de suelo marciano sería puesto en una cámara de prue-
ba de 8.7 cm3 que posteriormente se sellaría. Una mezcla de He (91.65%) Kr 
(5.51%) y CO2 (2.84%) se añadiría lo que aumentaría la presión a 200 mbar. 
En el siguiente paso se tendría que definir la cantidad de humedad con la 
que se trabajaría el experimento; sin humedad, con poca humedad (aproxi-
madamente 0.5 cm3), y humedad elevada (2 cm3) (Oyama y Berdahl 1977). 
La humedad sería añadida insertando en la cámara la cantidad necesaria de 
un medio nutritivo denominado M4 compuesto por 18 aminoácidos racémi-
cos, glicina, 17 vitaminas, 5 fuentes de carbono combustible, 6 sustancias 
orgánicas variadas que incluían 4 bases nucléicas, putrescina y monooleato 
de sorbitán como fuente de ácidos grasos, 13 elementos en forma iónica 
y AEDT. (Oyama et al., 1976), posteriormente la muestra era incubada por 
diez días, durante los cuales se medía constantemente la composición de la 
atmosfera utilizando el cromatógrafo de gases instalado en el dispositivo. 
El objetivo de esta fase era detectar liberación de gases que pudieran ser 
indicios de actividad biológica (oxigeno, nitrógeno o metano). Para diferen-
95
Definición de vida
ciar los posibles cambios producidos por actividades metabólicas de aque-
llos consecuencia de interacciones inorgánicas, el experimento poseía una 
segunda fase denominada de recarga en la que la cámara era «recargada» 
con nuevo gas de prueba y medio nutritivo. La premisa consistía en que si los 
cambios producidos en la atmosfera de la cámara eran de origen biológico, 
aumentarían con el tiempo o se perpetuarían en presencia de nutrientes. En 
cambio, si las reacciones eran de origen inorgánico las concentraciones de 
gases biológicamente relevantes disminuirían con el tiempo debido al ago-
tamiento de los reactivos (Oyama et al., 1976).
Secuencia de recarga: al final del periodo de incubación la cámara era purgada 
del gas de prueba y del medio nutritivo utilizando un flujo de He, poste-
riormente nuevo medio nutritivo y gas de prueba eran añadidos, para dejar 
incubar la prueba nuevamente.
 Secuencia de finalización: esta secuencia se realizaba antes de que la cámara 
recibiera una nueva muestra de suelo marciano. Al igual que en el proceso 
anterior, el gas de prueba y el medio nutritivo eran purgados de la cámara, 
pero a diferencia de la secuencia de recarga, no se usaba un flujo de He, sino 
que una válvula se dejaba abierta durante tres o más sols (días marcianos). 
Esto permitiría que la cámara estuviera abierta al ambiente exterior.
Tratamiento por calor: una muestra nueva de suelo se añadía a la cámara pre-
viamente finalizada. Posteriormente, la cámara sería cerrada y calentada du-
rante tres horas y media a 145 °C con un centímetro cubico de He fluyendo a 
través de ella y saliendo por la válvula de drenaje abierta. La cámara se dejaría 
enfriar, la válvula era cerrada y el flujo de He se detendría (Oyama et al., 1976).
2. Liberación pirolítica (Pyrolitic Release, PL): Este experimento, también co-
nocido como «experimento de asimilación de carbono» (carbon assimilation 
experiment) fue diseñado por Norman Horowitz en la década del setenta. 
El experimento se basaba en el supuesto de que si existían organismos en 
Marte estos estarían basados en carbono y que este carbono tendría un ciclo 
completo en la atmosfera. (Horowitz y Hobby, 1977). Una muestra de 0.25 
cm3 de suelo marciano sería puesta en una cámara de cultivo, con tempera-
turas y presiones estándar marcianas. La cámara estaría iluminada por una 
lámpara de xenón montada en la parte superior que emitiría en longitudes 
de onda cercanas a las producidas por la luz solar en la superficie. Las longi-
tudes de onda inferiores a 320 nm fueron evitadas ya que podrían generar 
síntesis fotocatalizada de compuestos orgánicos o la destrucción de las po-
sibles forma de vida presentes. Posteriormente, 20 μl de una mezcla de CO2 
y CO marcados con C14 eran añadidos a la atmosfera interna de la cámara. La 
muestra seria incubada durante 120 horas después de la cuales la lámpara 
se apagaría y se extraería la atmósfera radioactiva. En seguida la muestra 
sería calentada hasta 635 °C para pirolizar la materia orgánica. Una columna 
de helio, óxido cúprico y cromosorbo-P a 120 °C filtraría las moléculas or-
ASTROBIOLOGÍA 
96
gánicas reteniendo aquellas más grandes y permitiendo pasar solo las más 
pequeñas como el CO2 y el CO hacia un contador Geiger que mediría la ra-
diactividad. Esta medida era referida como pico 1 y representa la cantidad 
de C14O2 y C14O que no fue absorbida ni transformada en materia orgánica. 
Finalmente, la temperatura de la columna sería elevada hasta 640 °C, cau-
sando la liberación de los compuestos orgánicos antes retenidos por la co-
lumna y su oxidación a CO2 por el óxido cúprico. La radiactividad registrada 
por este gas sería el pico 2, que representaría la materia orgánica sintetizada 
a partir de la atmosfera radiactiva (Horowitz y Hobby, 1977). Un experimen-
to de control sería realizado esterilizando con calor la muestra de suelo an-
tes de someterla a la atmosfera de carbono radiactivo. Este experimento 
se diferenciaba de los demás ya que era el único que intentaba encontrar 
rastros de metabolismo en ausencia de agua y nutrientes orgánicos (aunque 
el agua podía ser agregada con un comando desde La Tierra). La idea era que 
si existían organismos en la superficie, estarían adaptados a las condiciones 
de ausencia de agua y exceso de CO2 y CO atmosféricos (Horowitz, 1972).
3. Liberación de compuestos marcados radioactivamente (Labeled Release, LR): 
Este experimento fue diseñado por Gilvert Levin en la década de los sesenta 
y se basaba en tres supuestos: que la vida extraterrestre es de una naturaleza 
acuosa y carbonácea, que su bioquímica a nivel celular es similar a la de La Tie-
rra y que si existe cualquier forma de vida en un planeta estará bastante ex-
tendida sobre este (Levin et al.,1964). El dispositivo denominado en un princi-
pio Gulliver (Levin et al., 1962; Levin et al., 1964) tomó una muestra del suelo y 
la expuso en una cámara de cultivo a una pequeña cantidad de caldo nutritivo 
constituido por siete compuestos orgánicos (formiato, glicolato, glicina, D-ala-
nina, L-alanina, D-lactato y L-lactato) todos marcados con C14. Si existían orga-
nismos en la muestra de suelo, estos metabolizarían el carbono radiactivo y lo 
liberarían en forma de dióxido de carbono (Levin et al., 1971). Este C14O2 seria 
atrapado por una ventana de un contador Geiger cubierta por una capa delga-
da de hidróxido de bario que en contacto con el CO2 precipitaría el carbono. 
La radioactividad producida sería detectada y registrada por el contador. Una 
capa de espuma sólida actuaba como deflector de radiactividad de la muestra. 
De este modo, solo se registraría en el contador la radiactividad producida 
por el CO2 y no la producida por el caldo nutritivo. Este experimento permitía 
medir tanto la presencia como la abundancia de posibles organismos, ya que 
un aumento en las poblaciones significaría más liberaciones de CO2 radiactivo 
y un aumento en la radiactividad detectada. Después de terminado el experi-
mento, la muestra era esterilizada a altas temperaturas y el experimento era 
repetido como prueba de control. 
En síntesis, la unidad de experimentación biológica consistía en tres experi-
mentos que se resumen de la siguiente manera: 
97
Definición de vida
Intercambio de gases (GEX): Intentaba detectar los cambios en las concen-
traciones de ciertos gases que se consideran de importancia biológica, ana-
lizando constantemente la atmosfera de una muestra de suelo usando un 
cromatógrafo de gases. 
Liberación pirolítica (PL): Intentaba detectar la fijación de carbono atmosfé-
rico, por parte de posibles organismos, utilizando compuestos de carbono 
marcado radiactivamente y un contador Geiger para medir el nivel de ra-
diactividad.
 Liberación marcada (LR): Similar al anterior, intentaba detectar la metaboliza-
ción de un caldo nutritivo marcado radiactivamente que se añadía a la mues-
tra. Si había organismos vivos en esta que absorbieran los nutrientes del 
caldo, liberarían CO2 radiactivo que sería detectado por un contador Geiger 
RESULTADOS
Los tres experimentos arrojaron resultados sorprendentes que revelaron la 
actividad de algún agente oxidante en la superficie de Marte. Sin embargo, 
también dieron pie a variadas interpretaciones (Soffen, 1976).
Intercambio de gases (GEX): En este experimento se reportó la liberación de 
gases que pueden ser indicio de actividad biológica como O2, CO2, N2 y Ar. Sin 
embargo, se concluyó que «todos los cambios en los gases observados pue-
den ser explicados más fácilmente o demostrados por reacciones químicas 
plausibles que no requieren procesos biológicos» (Oyama y Berdahl, 1977).
Liberación pirolítica (PL): Este experimento mostró que existe fijación de 
carbono atmosférico en la superficie de Marte. La actividad, sin embargo, 
es bastante pequeña en comparación con la de los suelos terrestres. Y una 
explicación biológica de esta actividad es improbable debido, principalmen-
te, a que diferentes muestras sometidas a regímenes de temperaturas que 
variaban desde los 5 °C hasta los 90 °C mostraron respuestas casi idénticas. 
Además, en las muestras que fueron esterilizadas con calor se seguía repor-
tando algún tipo de actividad después del tratamiento. Finalmente, si exis-
tiera en la superficie de Marte un agente que fijara el carbono atmosférico 
y lo sintetizara en compuestos orgánicos, estos habrían sido detectados por 
el cromatógrafo de gases y espectrómetro de masas (GCMS, por sus siglas 
en inglés); sin embargo, este instrumento no detectó sustancias orgánicas 
(Horowitz y Lobby, 1977).
Liberación marcada (LR): Este experimento ha sido sujeto de prolongados 
debates ya que aún hoy en día sus resultados siguen siendo ambiguos. El 
experimento mostró una rápida evolución en el conteo de gas radioactivo 
después de la adición de medio nutritivo, la eliminación total de esta acti-
vidad después de someter la muestra a tres horas de calentamiento a 160 
°C y una reducción sustancial después de un calentamiento menor a 50 °C. 
ASTROBIOLOGÍA 
98
Esta respuesta es consistente con actividad biológica, aunque la muestra no 
dio signos de crecimiento exponencial y después de una segunda adición de 
medio nutritivo la cantidad de gas radiactivo disminuyó. En las pruebas pre-
liminares con organismos terrestres una segunda adición de medio nutritivo 
producía un aumento en la cantidad de radiactividad (Levin y Straat, 1977a; 
Levin y Straat, 1977b). 
IMPLICACIONES PARA LA DEFINICIÓN DE VIDA
A continuación se tratará el tema de las implicaciones y consecuencias que 
tuvo el proyecto Viking con la definición de vida. Cabe aclarar que el siguien-
te es un análisis respectivo únicamente a la definición de vida y que no se 
intenta probar o desmentir la evidencia de vida en Marte. 
Con los experimentos de las Viking que buscaban vida en otro planeta surge 
inevitablemente una pregunta: ¿Qué entendemos por vida? En el programa 
Viking, la definición de vida usada por el equipo biológico de la misión nunca 
fue establecida con claridad (Benner, 2009). Esto tuvo y sigue teniendo una 
influencia muy importante sobre la interpretación de los resultados. Sin em-
bargo, es claro que los experimentos fueron diseñados y desarrollados con 
un enfoque marcadamente metabólico. Los tres experimentos sometían las 
muestras a la influencia de diferentes sustancias a la espera de que se dieran 
indicios de metabolización de dichas sustancias. Esto implicaría que para el 
equipo biológico de las Viking la propiedad fundamental de la vida es el me-
tabolismo y principalmente el metabolismo de sustancias orgánicas, o por lo 
menos esa fue la premisa durante la fase de desarrollo. Sin embargo, los re-
sultados de los tres experimentos fueron considerados en su mayoría como 
producto de interacciones químicas inorgánicas y no como el resultado de 
actividad de seres vivos, aun cuando los tres experimentos arrojaron indicios 
de lo que podría ser actividad metabólica. 
Todos los investigadores a cargo del proyecto (excepto Levin) consideraron 
los resultados de los experimentos como negativos respecto a la prueba de 
la existencia de vida en Marte. Los argumentos esgrimidos se basan prin-
cipalmente en la inconsistencia de algunos aspectos de los resultados con 
la noción de actividad biológica. Por ejemplo, y como se mencionó antes, 
el PL mostró signos de fijación de carbono por parte de algún agente en la 
superficie, pero se consideró que estos resultados no eran pruebas de vida 
debido a que la reacción era similar a temperaturas muy variadas. De la mis-
ma forma, se dieron explicaciones químicas a los resultados del LR y el GEX, 
admitiendo una superficie extremadamente oxidativa (Margulis et al., 1979; 
Horowitz et al., 1977; Oyama y Berdahl, 1977; Levin y Straat, 1977b). Final-
mente, uno de los argumentos más fuertes en contra de la noción de vida en 
Marte se basó en los resultados negativos obtenidos por el GCMS en la de-
tección de sustancias orgánicas que, teóricamente, debían haber sido pro-
99
Definición de vida
ducidas por la metabolización de los nutrientes y el CO2 atmosférico (Levin 
y Straat, 1977b; Horowitz et al, 1977; Marguilis et al., 1979; Benner, 2009).
La interpretación de estos datos fue muy ambigua y problemática debido a 
que la definición usada era una suma de condiciones necesarias, pero no su-
ficientes, o viceversa. En un principio, todos los experimentos se basaban en 
una noción metabólica de vida, es decir, que todo ser vivo absorbe energía 
y materia de su medio, la procesa, la utiliza y excreta residuos. Las mues-
tras en Marte hicieron algo muy similar absorbiendo nutrientes y carbono 
atmosférico y liberando residuos de esos procesos de absorción. La razón 
por la que esto no puede ser considerado una pruebade vida es porque el 
metabolismo, como vimos anteriormente, representa una condición necesa-
ria de todo ser vivo, pero no suficiente. Es por esto que los resultados fueron 
entendidos como negativos al añadir otras condiciones que consideramos 
relevantes para la vida (basadas totalmente en nuestro conocimiento de la 
vida en La Tierra) como por ejemplo:
La idea de que la vida funciona bajo un régimen de re-
acciones bioquímicas que necesitan de gran estabilidad 
térmica hacen inconsistente esta noción de vida con los 
resultados del PL, iguales a temperaturas muy disimiles.
 La noción de que la vida es necesariamente carbonácea en su 
composición, en el caso del resultado negativo del GCMS.
La vida necesariamente implica reproducción, todo cuan-
to está vivo se reproduce; sin embargo, no se detecta-
ron evidencias de crecimiento exponencial en el LR, ni 
siquiera cuando se añadieron más nutrientes y se deja-
ron incubar por más tiempo. 
Cabe aclarar que ninguna de estas premisas está establecida formalmente 
por los autores citados, pero son fácilmente deducibles al analizar la lógica 
de los argumentos. Además, ninguna de las condiciones adicionales expues-
tas anteriormente es por sí misma condición suficiente y necesaria del fe-
nómeno de la vida y muchas otras podrían ser agregadas. Finalmente, estas 
condiciones son muestras del razonamiento de los autores respecto al fenó-
meno de la vida pero se puede argumentar mucho en contra de estas premi-
sas, como por ejemplo la posibilidad de vida no carbonácea o la existencia de 
organismos en La Tierra que mantienen estables sus reacciones moleculares 
a temperaturas muy variadas.
 En resumen, la misión Viking encontró algunas pruebas de lo que creemos 
son condiciones necesarias del fenómeno de la vida, pero falló al intentar 
hacer coincidir estas evidencias con otras condiciones que también conside-
ramos. Es decir, se hallaron muchas evidencias parciales, pero al carecer de 
una definición operacional, de una definición sólida, con las condiciones sufi-
ASTROBIOLOGÍA 
100
cientes y necesarias claramente establecidas del fenómeno de la vida (por lo 
menos desde el punto de vista operacional), no fue posible desarrollar una 
serie de experimentos concluyentes.
Esto es un problema de vital importancia. La cantidad de dinero y esfuerzo 
que se invierte en proyectos de esta magnitud y la dificultad gigantesca que 
implica llevarlos a buen término lleva consigo una gran responsabilidad cien-
tífica, ya que la probabilidad de fracaso es muy alta y la disponibilidad de 
investigaciones muy baja. La definición operacional que se adopte de vida 
será la que determinará cómo se diseñarán y desarrollarán los laboratorios 
biológicos de futuras misiones, y de estos dependerá el éxito o fracaso en la 
búsqueda de vida. Alcanzar una definición satisfactoria, y sobre todo confia-
ble, de vida, sin trascender tanto en sus características, si es real o artificial, 
es entonces de vital importancia para el desarrollo de la astrobiología. 
101
Definición de vida
REFERENCIAS
Audi, R. (1995). The Cambridge dictionary of philosophy. Cambrid-
ge: Cambridge University Press.
Benner, S. A. (2010). Defining Life.  Astrobiology, 10, pp.1021-
1029.
Bruylants, G., Bartik, K., Jacques, R. (2010). Is it Useful to Have 
a Clear-cut Definition of Life? On the Use of Fuzzy Logic in 
Prebiotic Chemistry. Origins of Life and Evolution of the Bios-
phere, 40, pp.137-143.
Cleeland C., Chyba C. (2002). Defining Life Origins of Life and Evo-
lution of the Biosphere, 32, pp. 387-393.
Guerrero R. (2002). Meeting Frontiers of Science. Fundamentals 
of Life, pp.31-32.
Horowitz, N. H., Hubbard, J. S., Hobby, G. L. (1972). The Car-
bon-Assimilation Experiment: The Viking Mars Lander.  Ica-
rus, 16.
Horowitz, N. H., Hubbard, J. S., Hobby, G. L. (1977). Viking on 
Mars' The Carbon Assimilation Experiments.  Journal of 
Geophysical Research, 82(28), pp. 4659-5662.
Irwin, T. (1988). The emergence of the problem. Aristotle's first 
principles. Oxford: Clarendon Press, pp. 1-26.
Klein, H. P. (1977). The Viking Biological Investigation' General 
Aspects.  Journal of Geophysical Research, 82(28), pp. 4677-
4680.
Kolb, V. M. (2007). On the applicability of the Aristotelian princi-
ples to the definition of life.  International Journal of Astro-
biology, 6(1), pp. 51-57.
Koshland, D. E. (2002). The seven pillars of life. Science, 295, pp. 
2215–2216.
Levin, G. A. (1972). Detection of Metabolically Produced Labeled 
Gas: The Viking Mars Lander. Icarus, 16, pp.153-166.
Levin, G. A., Straat, P. A. (1977a). Abstract Biology or Chemistry? 
The Viking Labeled Release Experiment on Mars. XXth Ple-
nary Meeting of COSPAR.
Levin, G. A., Straat, P. A. (1977b). Recent Results From the Viking 
Labeled Release Experiment on Mars. Journal of Geophysical 
Research, 82(28).
Levin, G. V., Heim, A. H., Thompson, M. F., Bee, D. R. (1964). "Gu-
lliver", an experiment for extraterrestrial life detection and 
analysis. Space Research, 2(6), pp.124-132.
Levin, G. V., Heim, A. H., Thompson, M. F., Clendenning, J. R. 
(1962). "Gulliver" A quest for life on Mars. Science, 138(3537), 
ASTROBIOLOGÍA 
102
pp.114-121.
Luisi, P. L. (2010). La vida emergente: De los orígenes químicos a la 
biología sintética. 1a ed. España: Tusquets Editores.
Machery, E. (2012). Why I Stopped Worrying About the Defini-
tion of Life, and why you should as Well.  Synthese, 185(1), 
pp.145-164.
Margulis, L., Mazur, P., Barghoorn, E. S., Halvorson, H. O., Jukes, 
T. H., Kaplan I. R. (1979). The Viking Mission: Implications for 
life on Mars. Journal of Molecular Evolution, 14, pp. 223-232.
Masursky, H., Crabill, N. L. (1976). The Viking Landing Sites: Se-
lection and Certification. Science, 193, pp. 809-812.
Oyama, V. I., Berdahl, B. J. (1977). The Viking Gas Exchange 
Experiment Results From Chryse and Utopia Surface Sam-
ples. Journal of Geophysical Research. 82(28), pp. 4669-4676.
Oyama, V. I., Berdahl, B. J., Carle, G.C., Lehwalt, M.E., Ginoza, H.S. 
(1976). The search for life on Mars: Viking 1976 gas changes 
as indicators of biological activity.  Origins of life, 7(3), pp. 
313-333.
Popa, R. (2004). Between Necessity and Probability: Searching for 
the Definition and Origin of life. 1st ed. Berlín: Springer.
Primas, H. (1998). Emergence in exact natural science.  Acta 
Polytechnica Scandinavica, 91, pp. 83-98.
Soffen, G. A. (1976). Scientific Results of the Viking Mis-
sions. Science, 194(4271), pp. 1274-1276
Soffen, G. A. (1977). The Viking Project. Journal of Geophysical 
Research, 82, pp. 3959-3970.
Soffen, G. A., Snyder, C. W. (1976). The First Viking Mission to 
Mars. Science, 193, pp. 759-766.
Szostak, J. W. (2012). Comment: Attempts to Define Life do not 
Help to Understand the Origin of Life. Journal of Biomolecu-
lar Structure & Dynamics, 29(4).
Tirard, S. (2010). Origin of Life and Definition of Life, from Bu-
ffon to Oparin. Origins of Life and Evolution of the Biosphere, 
40, pp. 215-220.
Tirard, S., Morange, M., Lazacano, A. (2010). The Definition of 
Life: A Brief History of an Elusive Scientific Endeavor. Astro-
biology, 10(10), pp. 1003-1009.
Trifonov, E. N. (2011). Vocabulary of Definitions of Life Suggests 
a Definition.  Journal of Biomolecular Structure & Dynamics, 
29(2), pp. 259-264.
103
Definición de vida
ASTROBIOLOGÍA 
104104
105
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
105
QuÍMicA
PreBióticA
6
ASTROBIOLOGÍA 
106
Son tres los grandes interrogantes sobre los cuales la ciencia contemporánea tra-
baja arduamente, cada uno de los cuales busca respuestas que se encuentran 
bastante relacionadas entre sí, puesto que son preguntas que han acompaña-
do al hombre desde sus inicios. Se trata de las siguientes cuestiones: ¿cómo 
se originó el Universo?, ¿por qué existe vida en nuestro planeta?, y ¿de dónde 
provenimos? De esta manera, el ser humano ha buscado respuestas a estasdu-
das, desde varias áreas, como la religión, la filosofía, la ciencia, entre otras. Dar 
una respuesta definitiva a dichos interrogantes no ha sido una tarea sencilla, 
puesto que se llega a un momento donde existe tal cantidad de variables, mu-
chas de ellas a veces desconocidas, que estos hechos se transforman en even-
tos estocásticos difícilmente comprobables y reproducibles.
La edad de La Tierra se estima en unos 4600 millones de años, de los cuales, 
unos 500 millones estuvieron dominados por un bombardeo intenso de me-
teoritos y cometas. Para los evolucionistas, la vida en nuestro planeta tuvo 
origen a partir de componentes inertes hace aproximadamente 3900-3500 
millones de años, dando así un periodo no muy amplio después de lo que 
se cree fue el fin del bombardeo de meteoritos sobre el planeta (Lázaro, 
2006). El avance en el conocimiento sobre el origen de la vida ha sido un 
proceso lento. Las teorías propuestas hasta la actualidad no dan una res-
puesta definitiva a esta pregunta de investigación; sin embargo, diferentes 
estudios han generado herramientas y nuevos puntos de vista hacia lo que 
posiblemente sucedió al generarse el primer organismo. No obstante, estos 
descubrimientos acerca de los procesos abióticos previos a la creación de 
la primera célula cuentan con diversos problemas, cada uno de estos origi-
nados en el desconocimiento de las condiciones fisicoquímicas del planeta 
hace miles de millones de años. Las ideas acerca del origen de la vida han 
sufrido una metamorfosis dirigida, de manera conceptual, por el avance 
científico de cada era. Así, existe una gran diferencia con las épocas en las 
que se pensaba que la generación espontánea era la única explicación para 
dar a entender cómo se originaban los seres vivos, y gracias a varios experi-
mentos dicho pensamiento se refutó. Ya que es importante el conocimiento 
de cómo han evolucionado las ideas para lograr entender lo que hoy se da 
por hecho, se ahondará en algunos de los más importantes acontecimientos 
históricos que le dieron origen a la visión contemporánea de la vida. 
HISTORIA DEL ORIGEN DE LA VIDA
Los filósofos presocráticos no se preguntaban sobre el origen de la vida, sino 
que, por el contrario, sus discusiones se centraban en la naturaleza del mun-
do. Muchos de ellos se preocupaban por buscar los elementos fundamenta-
les que constituían la realidad; así, por un lado, Anaxímenes (588-535 a. C.) 
planteaba que el aire era la causa primera, y por otro lado, Empédocles (450 
a. C.) sugería que todo en el Universo era el resultado de cuatro o principios 
o elementos: agua, fuego, aire y Tierra (Curtis, 2008).
107
Química prebiótica y el origen de la vida
Aristóteles (384-322 a. C.) proponía la teoría de la generación espontánea como 
resultado de la interacción de la materia inerte con una fuerza vital. En esta 
hipótesis no se niega la capacidad de los entes vivos de engendrar a otros 
semejantes a sí, sino que le concede a la materia inanimada la capacidad de 
generar vida. Este pensamiento se mantuvo durante muchos siglos, soporta-
do por evidencias empíricas de que organismos simples como los gusanos y 
los insectos se originaban del polvo o del cieno. Las publicaciones del natu-
ralista belga Jan Baptiste van Helmont (1557-1664) mostraron cómo algunos 
organismos como los piojos, las garrapatas, las pulgas y los gusanos nacían de 
elementos propios del ser humano, como la ropa sucia (Curtis, 2008).
El nacimiento del concepto de la célula como unidad fundamental de la vida, 
gracias al científico Robert Hooke (1635-1701), fue de gran importancia, 
pues pone un límite teórico a aquello que podemos considerar vivo. A me-
diados del siglo XVII, el italiano Francesco Redi publicó un libro titulado 
Esperienze in torno de la generazione deg’ Insetti, donde mostraba que los 
gusanos que aparecían en la carne en descomposición provenían de frascos 
donde las moscas podían depositar sus huevos, puesto que en los frascos 
sellados esto no sucedía. Este experimento fue el primer paso para la refuta-
ción de la teoría de la generación espontánea que buscaba explicar el origen 
de seres vivos complejos, tales como moscas, ratones, etc.
Hacia 1664, Hooke logró describir los cuerpos fructíferos de mohos, sin em-
bargo no fue hasta 1684 cuando el holandés Antonie van Leeuwenhoek 
(1632-1723) logró observar los primeros microorganismos bajo microsco-
pios fabricados por él mismo; así, Leeuwenhoek logró mostrarle al mundo 
un universo microscópico desconocido hasta el momento. Este asombroso 
descubrimiento reabrió el debate sobre la generación espontánea, restrin-
giéndola a los microorganismos, pues bastaba con poner un caldo nutritivo 
en un lugar cálido para que estos emergieran (Curtis, 2008).
En el siglo XVIII, el debate sobre la generación espontánea continuaba, pues a 
pesar de que esta había sido refutada para los gusanos en la carne podrida, 
seguía siendo cierta, por lo menos, para los microorganismos. Fue durante 
este siglo cuando John Needman (1713-1781), mediante un experimento 
con caldo de carnero puesto en un tubo de ensayo cerrado con un corcho 
y calentado posteriormente para matar todo organismo vivo que pudiese 
encontrarse dentro de él, logró deducir que los microorganismos originados 
pasados unos días eran producto de la interacción de la materia inanimada 
en presencia de una «fuerza vital». En este mismo siglo, el italiano Lázaro 
Spallanzani (1729-1799) dudó acerca del rigor científico de Needman, dado 
que él afirmaba que el tiempo utilizado para el calentamiento de los tubos 
no fue suficiente para lograr la esterilidad y que el corcho no era suficien-
temente hermético. Fue por ello que Spallanzani realizó una serie de expe-
rimentos donde hirvió los tubos con caldo nutritivo entre 30 y 45 minutos, 
algunos de los cuales se encontraban sellados y otros no. Así, Spallanzani 
ASTROBIOLOGÍA 
108
observó que en los frascos sellados no había crecimiento de microorganis-
mos, mientras que en los que no se encontraban sellados sí había. Sin em-
bargo, estos resultados no fueron suficientes para convencer a la comuni-
dad científica, puesto que algunos afirmaban que el sobrecalentamiento de 
los tubos mataba la «fuerza vital» necesaria para la vida (Curtis, 2008).
Así es como, históricamente, el siglo XIX fue de gran importancia en el ini-
cio de una nueva cosmovisión acerca del origen de la vida, pues no fue sino 
hasta este siglo cuando Louis Pasteur logró refutar completamente la teo-
ría de la generación espontánea sugerida por Aristóteles. Las ideas sobre 
la generación espontánea nacieron de la observación de la materia en des-
composición al microscopio, ya que en esta se podía evidenciar la presencia 
de pequeños organismos que no se observaban en la materia fresca. Así fue 
como en esta época, Louis Pasteur, un adversario de la generación espontá-
nea, logró diseñar una metodología rigurosa y convincente que refutó a la 
teoría de la generación espontánea. En sus experimentos demostró que el 
aire contiene una diversidad de células microscópicas comparables a las en-
contradas en la materia en putrefacción, así que postuló que dichas células 
se depositaban sobre todos los objetos y por ende que los microorganismos 
encontrados en la materia en descomposición se originaban a partir de estas 
células del aire. Por otro lado, ya era bien conocido que el calor destruía con 
efectividad a los organismos vivos, y que si se trataba con calor una solución 
de nutrientes en un matraz, esta nunca se descomponía. Sin embargo, los 
defensores de la generación espontánea argumentaban que para que esta 
ocurriera era necesaria la presencia del aire y que el calentamiento del aire 
en el matraz cerrado lo afectaba. 
Para contrarrestar lo anterior, Pasteur usó, de forma inteligente, un matraz con 
cuello de cisne, actualmente conocido como matraz Pasteur, el cual permite 
calentar el contenido y cuando este se enfría permite el paso del aire, pero la 
curvatura del matraz impedíala entrada de los microorganismos al interior 
del matraz, los cuales se quedaban atrapados en dicha curvatura, solo bastaba 
con inclinar un poco el matraz para que el caldo nutritivo se pusiera en con-
tacto con las partículas atrapadas en la curvatura y que de esta forma el caldo 
esterilizado por el calor iniciara su proceso de putrefacción. Con este sencillo 
experimento, Pasteur logró convencer a la comunidad científica y aclarar la 
controversia sobre la generación espontánea. Después de más de 100 años 
de haber sido refutada la generación espontánea, en la actualidad se debe 
reconocer que, aunque esto sea cierto, debió existir algún momento donde la 
vida se originó a partir de la materia inorgánica (Curtis, 2008).
Cerca de 1871, Darwin, en una carta de enviada a Joseph Dalton Hooker, re-
sumió sus ideas raramente expresadas sobre el origen de la vida, donde su-
gería que la chispa inicial de la vida pudo darse en una pequeña charca tibia 
con todo tipo de amoniaco y sales fosfóricas, además con luz, calor y electri-
cidad, para que se formaran complejos proteicos listos para sufrir cambios 
en su complejidad (Curtis, 2008).
109
Química prebiótica y el origen de la vida
El ruso Aleksandr I. Oparin (1894-1980) y el inglés John B. S. Haldane (1892-
1964), en trabajos independientes, lograron las primeras hipótesis verifica-
bles sobre el origen de la vida en La Tierra, donde sugerían como primer 
paso la síntesis de moléculas orgánicas en una atmósfera primitiva esencial-
mente reductora y prácticamente carente de O2, para evitar así la oxidación 
de los compuestos ya formados. La radiación UV proveía la energía necesa-
ria para estos procesos biosintéticos. Para 1953, el estadounidense Stanley 
Miller (1930-2007) decidió demostrar la hipótesis propuesta por Oparin para 
la síntesis de compuestos orgánicos bajo las supuestas condiciones de la at-
mósfera terrestre primitiva. El análisis de los resultados del experimento 
mostró la presencia de moléculas de importancia biológica como aminoáci-
dos, azúcares, purinas y pirimidinas. Estos resultados dieron origen al estu-
dio de la química prebiótica (Curtis, 2008). 
PERSPECTIVAS DE LA QUÍMICA PREBIÓTICA
La gran mayoría de teorías acerca del origen de la vida en La Tierra hablan 
de que esta comenzó con una mezcla de compuestos orgánicos bajo cier-
tas condiciones, que se organizaron de tal manera que dieron origen al pri-
mer sistema autorreplicante. Por otro lado, la idea de la panspermia, la cual 
sugiere que la vida se formó en algún otro lugar del Universo y fue trans-
portada a La Tierra primitiva, no se ha descartado completamente, aunque 
carece de evidencia que la soporte, pero si este fuera el caso, simplemente 
se trasladaría la pregunta a unas condiciones universales todavía más des-
conocidas. No obstante, cualquier discusión sobre el origen de la vida, haya 
sido en La Tierra o no, requiere una discusión sobre química orgánica. Por 
esta razón, el conocimiento sobre el origen de la vida se desarrolló de forma 
consecutiva con los descubrimientos en química orgánica y la bioquímica.
Los modelos actualmente descritos para el origen de la vida toman en cuenta 
todos los aspectos fundamentales que son conocidos para una célula como 
la estructura, la herencia y el metabolismo. Estos modelos se pueden simpli-
ficar de la siguiente manera:
- El origen de los monómeros (aminoácidos, bases nitro-
genadas y lípidos) bajo ciertas condiciones reductoras 
en La Tierra precámbrica.
- La aparición de los fosfolípidos, los primeros coacerva-
dos y las membranas compuestas de bicapas capaces de 
generar todo un sistema aislado independiente de los 
cambios en el medio exterior.
- La aparición de las ribozimas, o ARN autocatalítico, ca-
paz de acelerar su propia replicación, generado a partir 
de la polimerización de nucleótidos.
ASTROBIOLOGÍA 
110
Ahora, cabe hacerse la siguiente pregunta: ¿cómo o de qué manera pudieron 
crearse las moléculas necesarias o fundamentales para el origen de la vida? 
Para responderla, tenemos que remontarnos hacia los orígenes del Univer-
so, hace unos 14 mil millones de años más o menos, cuando se formó. En sus 
inicios, se encontraba aún muy caliente para que se formasen los primeros 
átomos, así que no fue sino hasta unos 300 000 o 400 000 años después que 
se formaron los primeros átomos como el hidrógeno, helio y berilio, que 
capturaron electrones. 
Sin embargo, las estructuras fundamentales de la vida están formadas por 
átomos más pesados, por ello la formación de estos primeros átomos (H, 
He, etc.) no es suficiente; entonces, ¿cómo pudieron formarse los átomos 
necesarios para la vida (carbono, nitrógeno o fosforo)? La respuesta a esto 
se encuentra en la colisión de núcleos que se da dentro de las estrellas a lo 
largo de su vida (fusión nuclear), y cuando estas mueren dejan estos elemen-
tos en el espacio. Así, gracias a las radiaciones y al calor proveniente de otras 
estrellas cercanas, estos átomos pueden combinarse y dar origen a molécu-
las más complejas como HCN, alcoholes, ácidos carboxílicos, etc.
A su vez, moléculas como el HCN, que generalmente se pueden encontrar 
en cometas o asteroides, pueden formar también moléculas más complejas 
como aminoácidos gracias a radiaciones provenientes de su entorno; mu-
chas de las moléculas orgánicas que se forman en el espacio no necesitan 
mucho tiempo para poder polimerizarse, siempre y cuando se encuentren 
cerca de una fuente de energía.
Existen también otras propuestas que dicen que las moléculas orgánicas fue-
ron capaces de sufrir evolución química y que estas se produjeron en La Tie-
rra, tal como lo demuestra el experimento de Stanley Miller y otros más. Sin 
- El cambio de las ribozimas por las proteínas como elemen-
to catalítico debido a su mayor polimorfismo traducido en 
una mayor eficiencia en la catálisis química.
 - El uso de los ácidos nucleicos como repositorio de mo-
léculas de información (es decir moléculas que guardan 
las instrucciones básicas de los procesos que se dan en 
los seres vivos) y el cambio de ARN a ADN como la mo-
lécula predominante en los sistemas vivos en el almace-
namiento de información.
- Ninguno de los modelos generados hasta el momento 
responde una pregunta fundamental: ¿se originaron pri-
mero las moléculas de herencia o las del metabolismo? 
Dos modelos son planteados a partir de esta pregun-
ta, conocidos como «genes primeros» y «metabolismo 
primero», los cuales han dado origen a modelos mixtos 
que toman en cuenta ambos aspectos.
111
Química prebiótica y el origen de la vida
embargo, como ya se mencionó anteriormente, las condiciones ancestrales 
de nuestro planeta siguen siendo un misterio, por ello aún es incierto si las 
condiciones de la atmosfera de La Tierra primitiva eran las adecuadas para la 
formación de moléculas orgánicas. Para estas condiciones atmosféricas, al-
gunos han propuesto condiciones principalmente reductoras, mientras que 
otros afirman que estas no eran del todo reductoras y que generalmente 
predominaba el monóxido de carbono. En todo caso, la falta de certeza no 
solo de las condiciones de la atmosfera sino también de otros factores que 
pudieron influenciar el origen de la vida ha limitado, pero no detenido, el 
avance sobre el estudio del origen de la vida.
Quedan así muchos interrogantes por resolver. Uno de ellos es en cuanto a 
la citosina, una de las bases nitrogenadas que no se puede formar tan fácil 
en condiciones prebióticas. Otra de ellas es que los ácidos nucleicos nece-
sitan temperaturas bajas para mantenerse y no dañarse. Algunas de estas 
preguntas podrán resolverse en los próximos años si se pueden dilucidar o 
entender cuáles eran algunas características de La Tierra primigenia. Ante 
este problema, se han elucubrado una serie de suposiciones interesantes 
para comprender cómo se pudieron organizar los primeros seres vivos en el 
planeta Tierra y cómo funcionaba su metabolismo o sus reacciones quími-
cas, que seguían una serie dereglas y de organización parecidas a la de los 
sistemas vivos actuales.
Pero no solo se han propuesto hipótesis que hablan sobre la posible evolu-
ción química de las moléculas orgánicas en La Tierra, sino también sobre 
cuál fue el primer agente que pudo haberse considerado como un sistema 
vivo. Se puede considerar como un sistema vivo primitivo aquel que es capaz 
de autorreplicarse y de desarrollar con cierto grado un tipo de metabolismo 
basal para mantenerse. Sobre esto, se han propuesto dos hipótesis: una de 
metabolismo primero y otra de genes primero.
Simulaciones computacionales, en las cuales se utilizan una serie de algorit-
mos, tratan de explicar cómo se pudieron organizar los primeros sistemas 
vivos; se ha demostrado que es poco probable que el metabolismo haya sur-
gido primero, dado que las moléculas, en este caso proteínas, no son capa-
ces de portar información para poder autorreplicarse; en cuanto a la teoría 
de genes primero, se sabe que esta puede llegar a ser un poco más factible, 
gracias al descubrimiento, en los años 80, de las ribozimas por el biólogo 
molecular Thomas Cech en el procesamiento de intrones (Cech, 1986), ya 
que estas, al ser ácidos nucleicos, pueden llegar a portar información y cata-
lizar ciertas reacciones, pero dada la complejidad de estas moléculas, se ha 
propuesto un modelo más sencillo como el mundo de los APN (peptidnuclei-
cacid) o ácidos peptídicos nucleicos.
A continuación, se muestra un esquema comparativo de una proteína, un APN 
y una hebra de ADN de cadena sencilla.
ASTROBIOLOGÍA 
112
Fig. 6.1. Comparación proteína-APN-ADN.
IMPORTANCIA DEL AGUA Y LAS MEMBRANAS CELULARES 
Resulta de gran importancia hablar del agua y resaltar ciertas propiedades de 
esta simple y a la vez tan compleja molécula. La nutrición, la estabilidad y el 
espacio interior de las células, conocido como citoplasma, todos dependen 
en gran medida del agua, pues es el medio acuoso el que posibilita el trans-
porte y el metabolismo de las diferentes moléculas necesarias para el man-
tenimiento celular. En la actualidad, no es un secreto que el agua es nuestra 
fuente de vida, pues el agua constituye el 70% o más del peso de la mayoría 
de organismos vivos, incluido el ser humano. Es por ello que se cree que las 
primeras formas de vida surgieron en un medio acuoso y son las propieda-
des de este medio las han moldeado el camino de la evolución desde que se 
inició la vida (Nelson, 2009). 
113
Química prebiótica y el origen de la vida
El agua no es exclusiva de La Tierra, por el contrario, está presente en todo el 
Universo, pero las condiciones físicas a las cuales se encuentra el agua en La 
Tierra hacen que pueda estar presente en sus tres estados (gaseoso, líquido 
y sólido), algo que no es muy común en el Universo. Otra de las propiedades 
del agua es la conocida como fuerzas de cohesión, o puentes de hidrógeno, 
las cuales mantienen unidas a las moléculas cercanas y hacen que el agua 
sea líquida a temperatura ambiente, además de favorecer el ordenamiento 
de las moléculas cuando se forma el agua cristalina (hielo). La polaridad de 
las cargas en la molécula de H2O conforma otra de sus importantes propie-
dades. Esta distribución en las cargas permite la interacción del agua con 
biomoléculas polares, cambiando las interacciones agua-agua por interac-
ciones agua-soluto, energéticamente más favorables. Por el contrario, las 
biomoléculas apolares son incapaces de interactuar con el agua y formar el 
complejo agua-soluto (Nelson, 2009). Sin embargo, las moléculas apolares, 
como los lípidos, son capaces de asociarse entre ellas en soluciones acuosas 
y formar estructuras anfipáticas complejas, como los liposomas, los cuales 
se auto ensamblan (Pohorille, 2009) para formar interacciones ente las re-
giones polares y apolares de cada molécula lipídica.
Quizá una de las características más importantes de la estructura celular es 
su aislamiento del medio externo mediante la membrana celular, la cual 
permite mantener su medio interno (citoplasma) relativamente estable e 
independiente a los cambios del exterior, además de permitir el crecimiento 
o disminución del volumen celular el cual depende del gradiente osmóti-
co o disponibilidad del agua a la cual se encuentra. Todas las células, tanto 
procariotas como eucariotas, están rodeadas por una membrana celular que 
define el límite de la célula y separa su contenido interno del medio externo 
(Cooper, 2011). Por esta razón es importante hacer referencia tanto al agua 
como a la membrana celular y su importancia para el origen de la vida, pues, 
de hecho, se ha llegado a pensar que el origen de la primera célula se dio en 
el momento en que una molécula de ARN autorreplicante fue rodeada por 
una membrana de lípidos. 
En la actualidad existe un modelo conocido como el mosaico fluido, en el cual 
la membrana citoplasmática no es únicamente un arreglo de una doble capa 
de lípidos, sino que por el contrario, esta también se compone de una gran 
diversidad de proteínas integrales y periféricas a la membrana. No obstante, 
la composición y la estructura de la primera membrana celular sigue siendo 
un enigma. Mulkidjanian et al. (2012) propusieron una hipótesis de coevo-
lución entre membranas primordiales y proteínas, pero esto no resuelve el 
problema espacial de membranas y proteínas aparecieron en el mismo lugar.
Los coacervados son estructuras lipídicas esféricas que separan el medio in-
terno, el cual se encuentra contenido por coloides o mezclas de estos, del 
medio exterior. La posibilidad de que estas estructuras provean información 
sobre el origen de la primera membrana celular ha sido discutido debido 
ASTROBIOLOGÍA 
114
a la propiedad de los coacervados de incluir en su medio interno enzimas, 
además de su capacidad de crecimiento y de división cuando estos alcan-
zan determinado tamaño (Lázaro, 2006). Sin embargo, se ha sugerido que 
el origen de la vida pudo ser más simple y no requerir una bicapa lipídica, 
sino más bien ambiente parecido a un gel lo suficientemente estable como 
para aislar, concentrar y permitir una organización espacial de las moléculas 
requeridas para la vida (Trevors, 2012).
Lípidos formadores de membranas, así como otras moléculas de importancia bio-
lógica, fueron identificados en el meteorito de Murchison (Delaye, 2005), que 
impactó contra La Tierra en el siglo pasado, específicamente en Australia, lo 
cual recuerda la posibilidad de que vida o las moléculas esenciales para esta 
sean constantemente transportadas a través del Universo en un proceso co-
nocido como panspermia, el cual será discutido más adelante en este capítulo.
LA TIERRA PRIMITIVA (ATMÓSFERA Y OCÉANOS)
Probablemente, uno de los mayores inconvenientes para cada uno de los mo-
delos planteados sobre el origen de la vida es el desconocimiento de las 
condiciones sobre la cual esta surgió. Diversas hipótesis han sido plantea-
das, la mayoría de ellas en el siglo XX, acerca de las condiciones de La Tierra 
primitiva, los componentes y estados químicos de sus suelos, atmósfera y 
océanos sobre los cuales se originó la primera forma de vida.
Como primera instancia, Urey, en 1952, planteó que para lograr estimar las 
condiciones primitivas de La Tierra se hace necesario preguntarse y respon-
der los interrogantes de cómo se originó la Tierra y cómo esta Tierra primiti-
va evolucionó hasta llegar a ser lo que es en la actualidad (Urey, 1952).
Uno de las más conocidas teorías sobre las condiciones de la atmósfera en 
La Tierra prebiótica es la propuesta por Aleksandr Oparín a comienzos del 
siglo XX, y posteriormente demostrada de forma experimental en los expe-
rimentos de Miller y Oró. El principal argumento de Oparín para sustentar su 
hipótesis de la síntesis de moléculas orgánicas bajo condiciones reductoras 
fue que si la creencia común de que La Tierra y su atmósfera por siempre han 
sido como lo son ahora, esta debe ser necesariamente reevaluada debido 
a que si esto se da por hechoes necesario tener en cuenta las condiciones 
oxidantes actuales y que estos mismos procesos tomaron lugar en La Tierra 
primitiva. Además, en concreto, las condiciones altamente oxidantes son ra-
ras en el cosmos y existen, probablemente, solo en las regiones superficiales 
de La Tierra, Venus y de Marte.
Más allá de estas, para la época, no se tenía conocimiento de otras regiones alta-
mente oxidativas (Urey, 1952). El soporte experimental para la teoría de la sopa 
prebiótica fue prevista en 1953 por Stanley Miller, quien demostró que algunas 
de las moléculas importantes para la vida podían ser sintetizadas bajo las con-
diciones simuladas de La Tierra primitiva propuesta por Oparin (Bada, 2002).
Como se comentó, la teoría de La Tierra con una atmósfera reductora en sus 
115
Química prebiótica y el origen de la vida
etapas tempranas fue propuesta por Oparin, pero posteriormente sus ar-
gumentos fueron extendidos por Bernal y Urey. Esta atmósfera reductora 
estaba compuesta por metano, amonio, agua e hidrógeno en vez de los 
componentes oxidativos de la atmósfera actual, a saber, dióxido de carbo-
no, nitrógeno, oxígeno y agua. Su principal argumento geoquímico es que la 
proporción de hidrógeno y oxígeno en el Universo es de mil a uno respecti-
vamente, y la formación de las condiciones reductoras en Mercurio, Venus, 
La Tierra y Marte es debida al escape del hidrógeno de estos planetas, ya 
que poseen una temperatura suficientemente elevada y un pobre campo 
gravitacional, lo que permite el escape del hidrógeno y helio y que resulta 
en la formación de una atmósfera oxidativa (Miller, 1954).
Otro argumento a favor de la atmósfera reductora propuesta por Oparin es el 
hallazgo de pirita o sulfuro de hierro (FeS2) y uraninita (compuesto de UO2, 
UO3, óxidos de plomo y torio y otros elementos traza) en las rocas del pre-
cámbrico medio. Su procedencia se asocia generalmente a la roca detrítica, 
es decir, que son provenientes de rocas previas y son altamente solubles 
en agua con oxígeno, lo cual ha sido interpretado como la prueba de una 
atmósfera primitiva reducida (Esperante, 2008). En contra de Miller se ha 
argumentado que la atmósfera primitiva consistía en una mezcla inerte de 
CO2, N2 y H2O con tan solo trazas de H2 (Gómez, 2003).
En 1961, Oró y Kimball demostraron, por primera vez, la síntesis espontánea de la 
adenina, una de las purinas esenciales de los ácidos nucleicos, importante coen-
zima y uno de los componentes faltantes en los resultados del experimento de 
Miller, mediante una mezcla de cianuro de hidrógeno y amoniaco acuoso a tem-
peraturas variables cuando se dejaban en reacción por uno o varios días bajo las 
condiciones de la atmósfera reductora propuesta por Oparin (Oró, 1961).
La superficie de La Luna ha sido estudiada como fuente de información más 
directa relativa al origen de La Tierra. Uno de los aportes surgió del estudio 
del Mare Imbrium lunar, una de las mayores cuencas de impacto sobre el sa-
télite, cuyo origen ha sido atribuido a un objeto de varios cientos de kilóme-
tros que impactó en la superficie lunar durante su etapa terminal de forma-
ción. El objeto que impactó en La Luna contenía materiales de silicato, hierro 
metálico, agua y silicatos hidratados. Otros objetos de composición similar a 
este se conoce que han caído en la superficie lunar en un intervalo temporal 
no mayor a los 106 años. En La Tierra, objetos similares caían en su superficie; 
sin embargo, las condiciones eran diferentes debido a la presencia de una 
atmósfera en el planeta, donde probablemente eran desintegrados alcan-
zando temperaturas mayores a los 10 000 Kelvin, volatilizando el material y 
distribuyéndolo sobre la atmósfera. El material que componía a estos obje-
tos (silicatos, grafito, aleaciones de hierro y níquel, carburo de hierro, agua, 
sales de amonio y nitruros) reaccionaría con la atmósfera y daría origen a los 
constituyentes de La Tierra. Algunas de las reacciones que pudieron haber 
tenido lugar dadas estas condiciones son las siguientes:
ASTROBIOLOGÍA 
116
FeO+H2 Fe+H2O K298 = 1,7 x 10-3 K1200 = 0,97
Fe3O4+H2 3FeO+H2O K298 = 2,5 x 10-2 K1200 = 1,0
C+H2O CO+H2 K298 = 10-16 K1200 = 3,8 x 10-6
C+2H2 CH4K298 = 7,8 x 108 K1200 = 1,6 x 10-2
Fe3C+2H2 Fe+CH4 K298 = 3,2 x 1011 K1200 = 5,9 x 10-3
NH3 1/2N2+3/2H2 K298 = 1,2 x 10-3
Dadas estas constantes de equilibrio se evidencia la prominencia de hidrógeno 
en La Tierra primitiva, al igual que el metano. El nitrógeno pudo estar presen-
te como gas a altas temperaturas, pero igualmente como amonio o sales de 
amonio a bajas temperaturas. Es así como resulta complejo pensar en cómo la 
atmósfera primitiva de La Tierra contenía más elementos traza de carbono, ni-
trógeno, oxígeno e hidrógeno que de CH4, H20, NH3 (o N2) y H2 (Urey, 1952).
Aunque la probabilidad de que los mismos objetos con la misma composición 
impactaran La Tierra y La Luna durante la última etapa de su formación es 
baja, el mismo tipo de argumentos detallados deberían ser presentados por 
quienes afirman no solo las condiciones oxidativas de La Tierra primitiva, 
sino cualquier teoría acerca las condiciones del planeta durante el origen de 
la vida (Urey, 1952).
Sin embargo, el descubrimiento de aminoácidos extraterrestres en el meteo-
rito Murchison, en 1970, demuestra que los mismos compuestos sintetiza-
dos en los experimentos de Miller también son encontrados en cuerpos for-
mados tempranamente en la historia del sistema solar. Es así como el origen 
de los compuestos orgánicos en La Tierra primitiva pueden tener diversas 
fuentes: síntesis terrícola, impactos de asteroides y cometas y la acreción de 
meteoritos y de partículas de polvo interplanetarias (Bada, 2002). 
Se ha estimado que cerca de 40 millones de cometas se encuentran ahora en 
el sistema solar, y que cerca de 100 han colisionado desde la formación de 
La Tierra hace unos 5 x 109 años. Una de las consecuencias más importantes 
de la interacción de cometas con La Tierra ha sido la acumulación de grandes 
cantidades de compuestos de carbono, los cuales pudieron dar origen a las 
diferentes moléculas con importancia biológica (Oró, 1961).
PANSPERMIA
Entender cómo se originó la vida en nuestro planeta es un interrogante que 
ha tenido el hombre desde tiempos ancestrales; una de las teorías que pre-
cisamente busca explicar el origen de la vida en nuestro planeta es la pans-
permia, la cual sustenta que la vida presente en el planeta Tierra proviene 
del espacio. Esta teoría encontraría sus máximos exponentes en a finales del 
siglo XIX; Arrhenius y Kelvin propondrían hipótesis diferentes con respecto 
a la panspermia para explicar de qué forma llegó la vida al planeta Tierra 
(Crick y Orgel, 1973).
117
Química prebiótica y el origen de la vida
Kelvin, en 1871, propuso que la vida llegó al planeta Tierra en cuerpos rocosos 
del espacio, esta hipótesis se conoce como litopanspermia (Weson, 2010). 
Esta hipótesis ha presentado bastantes críticas, puesto que es poco proba-
ble que un organismo pueda sobrevivir a las difíciles condiciones del espacio 
como la radiación, la temperatura, y los largos trayectos que este tendría 
que recorrer; lo cual imposibilita que la vida en este cuerpo rocoso pueda 
mantenerse activa, sino que más bien estaría en estado de inactividad.
Por otro lado, está la hipótesis de Arrhenius, formulada en 1900 (Weson, 
2010), conocida como radiopanspermia. Esta hipótesis dice que es posible 
que pequeños «microrganismos» viajen gracias a las radiaciones imperantes 
en el espacio, provocadas por estrellas y otros cuerpos celestes, en partícu-
las de tamaño pequeño como granos de «arena». Al igual que la hipótesis 
de Kelvin, la hipótesis de Arrhenius presenta varios puntos en contra como 
la dificultad para explicar de qué forma podría sobrevivir un ser vivo a las 
fuertes radiaciones del espacio, ya que si este presenta un material genético 
parecido a los ácidos nucleicos presentes en los organismos actuales de La 
Tierra, podría sufrirdaños severos en su estructura.
Autores como Crick y Orgel (1973) proponen que quizá civilizaciones avanza-
das han contaminado el espacio con materia orgánica y que quizá esto sea 
una razón por la cual exista vida en el planeta Tierra, aunque sea bastante 
cuestionable dada la improbabilidad de que esto suceda
Además, independientemente de cuál teoría pueda ser mejor para compren-
der cómo se originó la vida en La Tierra, quedan muchos interrogantes por 
resolver, puesto que en parte, la panspermia no soluciona de fondo el pro-
blema de cómo se formó la vida en nuestro planeta. Ante esta perspectiva, 
se hace entonces necesario investigar cómo se pueden formar moléculas 
orgánicas en el espacio, ya que, como se ha visto, en el medio interestelar 
existe una gran variedad de moléculas orgánicas (Chyba y Sagan, 1992).
De esta manera, el estudio de cuerpos en el espacio por diferentes métodos 
de análisis nos puede revelar cómo se pueden formar algunas moléculas 
orgánicas que, como se ha visto bajo experimentos en condiciones que se 
consideran prebióticas para el planeta Tierra, son difíciles de obtener. Así, 
la gran cantidad de compuestos orgánicos detectados en cometas, meteori-
tos, nubes de polvo espaciales, etc. (Pintado, 2000) podrían ser útiles como 
aporte de sustancias orgánicas en La Tierra primigenia.
En cuanto a que si es posible que de alguna manera la vida en La Tierra pueda 
provenir del espacio, varios autores han propuesto que quizá esto hubiese pa-
sado, pero muy probablemente no hubiera sobrevivido, dadas las condiciones 
extremas del espacio. Se ha propuesto así el termino necropanspermia (Weson, 
2010), que hace referencia a la llegada de organismos que se encuentran muer-
tos, pero que pudieron aportar materia orgánica a La Tierra primigenia.
Es posible que dadas las condiciones primigenias del planeta Tierra este haya 
tenido aportes importantes de materia orgánica proveniente del espacio, 
ASTROBIOLOGÍA 
118
y que quizá esto hubiese sido importante para el desarrollo de la vida en 
La Tierra; sin embargo, es cuestionable que las primeras formas de vida en 
La Tierra sean de origen extraterrestre, dadas las difíciles condiciones en el 
espacio exterior. No así, es más razonable aceptar que el espacio contribuyó 
con un aporte importante de materia orgánica.
FUENTES DE ENERGÍA EN LA TIERRA PRIMIGENIA PARA LA SÍNTESIS DE LAS 
BIOMOLÉCULAS (CATALIZADORES MINERALES, UV, RADIACIÓN, FUMAROLAS, 
ESTABILIDAD DE LAS BIOMOLÉCULAS A ALTAS TEMPERATURAS)
Durante el proceso de formación de las diferentes moléculas orgánicas impor-
tantes a nivel biológico, no solamente es primordial la presencia de los sustra-
tos necesarios ubicados espacialmente bajo las condiciones químicas adecua-
das, sino que, adicionalmente, es fundamental la presencia de una fuente de 
energía que logre catalizar los procesos de síntesis química de dichas moléculas.
Las fuentes de energía para la producción de los componentes iniciales en La 
Tierra fueron la luz ultravioleta, el calor y la energía proveniente de las descar-
gas eléctricas. Con respecto a los niveles de radioactividad, a pesar de que eran 
mayores que en el presente, se puede decir que la energía disponible por esta 
fuente era muy pequeña. Por otro lado, los rayos cósmicos, que por razones 
desconocidas eran más intensos en el pasado, pudieron ser una importante 
fuente de energía, aunque es improbable que esta se pueda comparar con la 
proveniente del Sol. La energía disponible proveniente de la luz ultravioleta en 
el presente es mucho mayor que aquella que proviene de los relámpagos.
En la actualidad, La Tierra recibe 1 685 570 cal/cm2/año para longitudes de 
onda por debajo de 1500, 2000 y 2600 Å respectivamente, y la cantidad de 
energía proveniente de los relámpagos es de 0,9 cal/cm2/año. Por lo tanto, 
teniendo en cuenta los datos actuales, si las condiciones de luz y descargas 
eléctricas eran similares a la actualidad, la mayor fuente de energía libre en 
el planeta era la que provenía de la luz ultravioleta. Sin embargo, puede que 
la luz ultravioleta no fuese el recurso principal de energía para la formación 
de compuestos orgánicos, debido a que la síntesis de la mayoría de estos 
compuestos se daría en la atmósfera y antes de que pudieran llegar dichos 
compuestos a los océanos la misma luz se encargaría de descomponerlos. Es 
por ello que se cree que las descargas eléctricas, las cuales pueden tener lu-
gar más cerca de la superficie y de los océanos, pudieron catalizar con menor 
dificultad la formación de los compuestos orgánicos (Miller, 1955).
Dada la síntesis de los bloques elementales de las biomoléculas, estas debían 
ser ensambladas en moléculas constitutivas mayores en un proceso cono-
cido como polimerización. Para la polimerización de los monómeros en los 
océanos primitivos, lo que resulta un proceso termodinámicamente desfa-
vorable, se haría necesaria la concentración espacial y temporal de cada uno 
de estos constituyentes.
119
Química prebiótica y el origen de la vida
Los estudios han mostrado que las arcillas, cationes de metal y los derivados del 
imidazol pudieron servir como catalizadores de dichas reacciones desfavora-
bles en términos termodinámicos. Por otro lado, en estudios de laboratorio se 
ha encontrado que la adsorción selectiva de moléculas en superficies minerales 
puede promover la concentración e igualmente la polimerización de los monó-
meros, además de favorecer la formación de enlaces no covalentes y ser eficien-
te a bajas temperaturas (Bada, 2002). Otra ventaja de los modelos en los que 
se incluye una superficie mineral es que, además de aumentar la concentración 
local de los monómeros, la unión de estos puede ser selectiva, por lo que es 
probable que la unión de las moléculas hubiera tenido lugar sobre dichas super-
ficies y provocara su polimerización. Se puede pensar que este proceso hubiese 
seleccionado un estereoisómero, generando así, por ejemplo, aminoácidos con 
una única quiralidad para su posible polimerización, aunque se desconozca ac-
tualmente cómo se seleccionó este comportamiento (Lázaro, 2006).
Una de las hipótesis que incluye superficies minerales es la planteada por G. 
Wächtershäuser, en la cual propone a la pirita como posible superficie para 
la formación de los compuestos orgánicos y el origen de la vida. La pirita 
puede formarse en sedimentos marinos en ausencia de oxígeno, utilizando 
como sustrato el sulfuro y el hierro para su formación siguiendo la reacción:
Fe2+ + 2H2S ➞ FeS2 + 2H2
Donde el H2 generado puede ser utilizado en la reducción del CO2 para la producción 
de moléculas orgánicas (Lázaro, 2006).
La temperatura es otro factor importante a tener en cuenta a la hora de pensar en las condi-
ciones en las cuales fueron formadas las primeras biomoléculas y se dio origen a la prime-
ra forma de vida. Las bajas temperaturas son las más favorables para la estabilidad de los 
compuestos orgánicos, en especial para aquellos que llevan la información genética y para 
la estabilidad de la configuración de polímeros catalíticos (Bada, 2002). Para las proteínas, 
que para cumplir su función ya sea estructural o catalítica poseen una estructura nativa en 
la cual se encuentran plegadas tridimensionalmente, la pérdida de esta estructura supone 
la pérdida de su función, la cual puede ser debida a su exposición a altas temperaturas, 
hecho que afecta de manera compleja las interacciones débiles (Nelson, 2009). Por otro 
lado, los estudios de fósiles han mostrado que el ADN puede ser conservado en el frio por 
aproximadamente 100 000 años, en las latitudes altas, mientras que en las latitudes más 
bajas con mayor temperatura el ADN solo puede ser conservado por tan solo 1000 a 10 
000 años. Las moléculas de ARN son mucho más frágiles al calor (Bada, 2002).
El modelo de la sopa primitiva sugiere que los primeros entes vivos surgieron y 
evolucionaron a través de un mundo de ARN hasta alcanzar una forma bioquí-
mica integrada de ADN y proteínasen una Tierra helada y cubierta por hielo, 
en donde las moléculas autorreplicantes se debieron desarrollar (Bada, 2002).
Otra alternativa en la investigación sobre el origen de la vida y las moléculas orgá-
nicas es la posibilidad de la síntesis de estas en emisiones hidrotermales subma-
ASTROBIOLOGÍA 
120
rinas. La hipótesis se desarrolla en la posible emergencia de las primeras molé-
culas orgánicas de las emisiones volcánicas o de los respiraderos hidrotermales 
en el fondo del océano. Esta idea la usó Charles Darwin cuando sugirió que la 
vida pudo comenzar en una «pequeña charca caliente» (Esperante, 2008). Dicha 
idea, no obstante, ya había sido formulada anteriormente por otros científicos.
El agua hidrotermal asciende de las zonas profundas del subsuelo, la cual puede 
tener un origen meteórico, magmático o puede ser calentada en el subsuelo, 
y se libera junto con otros componentes volátiles. La subida del magma desde 
la cima del manto superior o desde la base de la corteza terrestre se da por 
medio de fisuras, donde luego tiene lugar una disminución de la presión y la 
temperatura y ocurre el proceso conocido como diferenciación magmática, en 
el que los minerales son cristalizados debido a la progresiva disminución de la 
temperatura (Gómez, 2003). Dichas fuentes hidrotermales proveen de energía 
química a la vida submarina y ha sido comprobado experimentalmente que en 
las charcas volcánicas de Kamchatka (Rusia) compuestos orgánicos como ami-
noácidos y bases nitrogenadas, así como otros inorgánicos como el fosfato, se 
adhieren fuertemente a las partículas de arcilla (Esperante, 2008).
Nisbet, en 1986, propuso que un lugar más favorable para el origen de la vida 
sería un ambiente hidrotermal, pero esta vez no oceánico sino terrestre, 
donde se concentrarían con mayor facilidad el metano, amoniaco y fosfatos 
a un pH cercano a 8 y una temperatura de 40 °C, donde las zeolitas, arcillas y 
sulfuros de metales pesados servirían como superficie catalítica para que el 
ARN pudiera ser ensamblado y contenido en sus poros (Gómez, 2003).
FORMACIÓN DE MOLÉCULAS EN QUÍMICA PREBIÓTICA
La formación, el cómo y por qué se originaron las moléculas que sirven de blo-
ques constitutivos para la vida son otros de los interrogantes que trata de resol-
ver la química prebiótica, una disciplina relativamente nueva, ya que se originó 
en el siglo pasado y su enfoque principal o pilar fundamental, si se quiere llamar 
así, es aceptar que las moléculas que se encuentran en los seres vivos son de 
origen abiogénico (Oparin, 1938).
Oparín, en 1922, sentó las bases conceptuales de cómo se pueden originar mo-
léculas orgánicas sencillas tales como aminoácidos, ácidos grasos, y cadenas 
complejas de estas moléculas (Oparin, 1938), que se encuentran en los seres 
vivos. El autor propone, básicamente, que la atmósfera de La Tierra primigenia 
es reductora, pues se encuentran compuestos químicos tales como amoniaco 
(NH3), metano (CH4) , hidrogeno (H2) y algo de vapor de agua (H2O). Las venta-
jas de tener una atmósfera reductora son que los rendimientos de reacciones 
químicas que se dan en esta son bastantes altos si comparan con una atmosfera 
neutral u oxidante (Pasek et al., 2001). Sin embargo, existen investigadores que 
proponen que lo anterior no pudo haber sido posible dadas algunas suposicio-
nes que se tienen, y que por ende, la atmosfera primigenia tuvo que ser neutral 
o levemente oxidante con presencia de iones hierro (Wachtershauser, 2007).
121
Química prebiótica y el origen de la vida
Pero no solo en La Tierra encontramos moléculas orgánicas. De hecho, es 
bastante común encontrar moléculas orgánicas en el espacio exterior, tales 
como ácidos grasos o algunas bases nitrogenadas como adenina, por ejem-
plo (Chyba y Sagan, 1992). Inclusive, quizá la mayor fuente de moléculas or-
gánicas que existe es el espacio exterior. La pregunta que surge es: ¿por qué 
el Universo puede considerarse como una megafábrica de moléculas orgáni-
cas? La respuesta se obtiene gracias a las estrellas y nebulosas que existen 
(Pintado, 2008). Pequeñas partículas espaciales o moléculas se forman den-
tro de estas, así las estrellas que sufren una serie de procesos son capaces 
de formar uno de los átomos más importantes para la vida en La Tierra: el 
carbono (Pintado, 2008). De esta forma, cuando estas pequeñas partículas 
son expulsadas de las estrellas, pueden unirse a otras partículas para formar 
moléculas orgánicas más grandes como alcoholes o ácidos grasos (Pintado, 
2008). Esto generalmente ocurre en las nebulosas, donde se pueden encon-
trar pequeñas impurezas en las que ocurren dichas reacciones.
Existen, como se hablará más adelante en este capítulo, una serie de meteo-
ritos conocidos como carbonaceous chondrites (condritas carbonáceas), don-
de se puede hallar un sinfín de compuestos orgánicos (Pintado, 2008), pero 
el mecanismo de formación de dichos compuestos es desconocido.
Retomando el origen de las moléculas en La Tierra, existe una serie de reacciones 
que son bastantes especiales; por ejemplo, se tiene la reacción de la formosa, 
en la cual se generan una gran cantidad de azúcares, que fue descubierta por 
Bluterov en 1861 (Shapiro, 1988). Lo interesante aquí es que aquello que se 
obtiene, por hacer una analogía, es algo muy parecido al petróleo, es decir, se 
forman distintas fracciones de azúcares y mezclas racémicas de estos.
Fi
g.
 6
.2
. R
ea
cc
ió
n 
de
 la
 f
or
m
os
a.
ASTROBIOLOGÍA 
122
Asimismo, se tiene otra reacción de bastante interés: se trata de la síntesis de 
Strecker, que es la formación de un aminoácido a partir de un aldehído o ce-
tona (Shapiro, 1999). A continuación se muestra su mecanismo de reacción.
Resulta interesante saber que en el experimento de Miller se forman, en gran 
cantidad (no refiriéndonos al rendimiento de reacción sino más a los ami-
noácidos predominantes dentro de la mezcla) los siguientes aminoácidos: 
alanina, glicina, acido aspártico, valina (Miller, 1953). Lo anterior resulta in-
teresante, puesto que las teorías del desarrollo del código genético dicen 
que estos fueron los primeros cuatro aminoácidos usados para la síntesis 
de proteínas y codificados (Jockey, 1996). Con posterioridad, gracias a otras 
teorías que se formularon, estos pueden ser precursores de los demás ami-
noácidos por rutas biosintéticas; así, tenemos la teoría de coevolución de 
Wong, formulada en los años 70 (Jockey, 1996).
En cuanto a las bases nitrogenadas, estas se pueden formar prebióticamente 
a partir de cianoacetileno o HCN; sin embargo, nunca se ha logrado obtener 
en estos experimentos de química prebiótica rendimientos aceptables de 
citosina. Sutherland, en el 2010, obtuvo citosina (Sutherland, 2011), pero la 
concentración de los reactantes era bastante alta, lo cual pone en duda di-
chos resultados. Es, de hecho, muy interesante que, por ejemplo, en los me-
teoritos que se han estudiado, como el Murchinson, no se haya encontrado 
citosina (Chyba y Sagan, 1992), lo cual pone en duda su posible factibilidad 
como base nitrogenada en los primeros organismos vivos.
Aún si se asume que se pueden formar todos los constituyentes básicos de la 
vida, existe un problema: si estos se concentraron en los océanos primitivos, 
Fig. 6.3. Reacción síntesis de Strecker.
123
Química prebiótica y el origen de la vida
sus concentraciones para poder polimerizarse serían, de hecho, relativamente 
bajas (Moulton V, 2000). Algunos autores proponen que las arcillas jugaron 
un papel fundamental para el origen de la vida (Hazen, 2010) y que de hecho 
estas fueron el primer sistema vivo (Cairns-Smith, 1965). Otro factor para te-
ner en cuenta es el pH de los océanos primigenios. Se piensa que este tuvo 
un valor alrededor de ocho en la escala de pH, lo cual, de cierta manera, es 
aceptable dentro de las hipótesis que se plantean, puesto que, por ejemplo, 
las reacciones de formación de bases nitrogenadas requieren pH básicos .
Para finalizar, un interroganteque inquieta a la gran mayoría de químicos 
prebióticos es por qué la vida escogió los elementos CHONPS (Carbono, Hi-
drógeno, Oxígeno, Nitrógeno, Fósforo y Azufre) como su base constitutiva 
(Miller y Cleaves, 2007). Esto aún no se sabe, puede deberse en parte a que 
estos elementos sean abundantes tanto en La Tierra como en el Universo, o 
que química y termodinámicamente sean más estables para formar los siste-
mas vivos; no obstante, todavía no se sabe la razón, por lo que se constituye 
en un interrogante interesante de resolver.
MUNDO DEL ARN Y PRE-ARN
Una pregunta que quizá es muy interesante de abordar es saber cuál fue la 
primera molécula con actividad autorreplicante que no necesitó un aparato 
enzimático complejo como el actual (cómo en el caso de la replicación del 
ADN). En los años 50, se pensaba que esta primera molécula podrían ser 
las proteínas, puesto que sus bloques constitutivos, los aminoácidos, son 
fáciles de obtener bajo condiciones prebióticas (si se realiza el experimento 
de Miller) (Miller, 1953). Sin embargo, en estos experimentos no se obtienen 
por completo los 20 aminoácidos generalmente encontrados en los seres 
vivos, solamente son obtenidos una pequeña fracción de estos: glicina, ala-
nina, acido aspártico y valina (Miller, 1953). Además, se sabe que los pépti-
dos no son moléculas que posean capacidad de autorreplicarse, si bien son 
capaces de formar redes catalíticas complejas (Kauffman, 1999).
Por otro lado, los rendimientos o cantidades de dichos aminoácidos que se 
pueden formar son bastante bajos; además, se obtienen mezclas racémicas 
de dichas moléculas (Miller, 1953). Otro punto en contra, quizá el más impor-
tante de todos, es que aún no se encontrado un péptido o proteína que pre-
sente actividad autorreplicante, a pesar de la capacidad de dichas moléculas 
de actuar como catalizadores (Kauffman, 1999).
No fue sino hasta los años 60 que Woese, Crick y Orgel sugirieron que la pri-
mera molécula con actividad autorreplicante fuese el ARN. Dada su capaci-
dad de transmitir información en las células, no pasarían sino 20 años para 
que Cech y Altman descubrieran que algunas moléculas de ARN presentan 
actividad autocatalítica en su procesamiento (Orgel, 2004), es decir, estas 
moléculas pueden cortarse y luego empalmarse sin la necesidad de enzi-
ASTROBIOLOGÍA 
124
mas proteicas; a este proceso se le conoce como splicing (Cech, 1986). Más 
tarde, en 1986, Gilbert acuñaría el término «Mundo ARN» para referirse a 
un escenario en el cual una molécula de ARN presenta la capacidad de auto-
rreplicarse sin la necesidad de enzimas proteicas (Gilbert, 1986). Es en dicho 
escenario donde radica la importancia del descubrimiento de Cech y Altman, 
a principios de los años 80, de moléculas de ARN que son capaces de presen-
tar actividad enzimática parecida a las proteínas; a estos ARN con capacidad 
catalítica se les conoce como ribozimas (Gilbert W, 1986).
Actualmente, se ha encontrado que no solo hay ARN que son capaces de ca-
talizar su procesamiento, sino que también pueden participar en numerosas 
reacciones químicas. Se conocen así varios ARN que catalizan su propio pro-
cesamiento, llamados intrones (Cech, 1986). Los intrones más importantes 
que existen son los del grupo i y ii, de los cuales se cree que los más antiguos 
son los del grupo i, puesto que no necesitan de proteínas para su procesa-
miento (Cech, 1986). Otros ARN que desempeñan un papel muy importante 
en las células actuales son los que encontramos en el ribosoma, estos cata-
lizan la reacción para formar los enlaces peptídicos de los aminoácidos. Se 
piensa así que los ARN ribosomales son también bastante antiguos, y se en-
cuentran bastante conservados en los tres dominios de la vida (Orgel, 1994). 
Como se observa, el ARN desempeña un papel fundamental en la vida y por 
ello se piensa que pudo jugar un rol muy importante en el origen de esta.
Hasta el momento, solo se ha hablado de que existen algunos ARN catalíti-
cos, pero también hay varios factores que están a favor de un mundo ARN, 
por ejemplo, el ARN puede servir también (tal como se dijo anteriormente) 
como molécula de información genética; este es el caso de algunos virus 
cuyo material genético son ARN de cadena sencilla o doble (Domingo et al., 
2000). Se ha pensado, además, que en el origen de la vida existieron riboor-
ganismos cuyo material genético era ARN y que estos fueron los primeros 
sistemas considerados «vivos», capaces de autorreplicarse, con un metabo-
lismo complejo y además sujetos a selección natural y por lo tanto originar 
la vida actual que conocemos.
Sin embargo, hay muchas evidencias que podrían poner en duda la existencia 
de un mundo de ARN. La mayoría de ellas tienen que ver con la factibili-
dad de la síntesis prebiótica de sus constituyentes como azúcares, fosfatos 
y bases nitrogenadas. Los principales problemas para obtener cada bloque 
constitutivo presente en el ARN se discutirán a continuación.
 RIBOSA
Uno de los principales retos que surgen en química prebiótica es la síntesis de 
ribosa dadas ciertas condiciones, como por ejemplo la atmósfera reductora 
(Shapiro, 1987). Por otro lado, los rendimientos de reacción son bastantes 
bajos, además de que se obtienen mezclas racémicas. Se recuerda que la 
ribosa presente en el ARN es dextrógira, sin embargo, en los experimen-
125
Química prebiótica y el origen de la vida
tos se obtienen tanto ribosas dextrógiras como levógiras en una proporción 
de 50/50. Se han hecho varias propuestas para explicar por qué solo se en-
cuentra D-ribosa en los seres vivos, una de las cuales formula que cuando se 
formaron las primeras moléculas de ribosa debió existir algo que escogiese 
al isómero dextrógiro. Para que dicho evento sucediera, se ha sugerido que 
pudo ser algún tipo de mineral o radiación presente (Garay, 2011).
Asimismo, se ha propuesto que, dada la dificultad de obtener ribosa, el esque-
leto del ARN puede ser remplazado por otro tipo de molécula. A principios 
de los años 90, se obtuvo una molécula conocida como ácido peptonucleico 
(APN, por sus siglas en inglésAPN), cuyo esqueleto es la glicina (Nielsen y 
Egholm, 1999). Su obtención bajo condiciones de laboratorio dio origen a 
la propuesta de un mundo de pre-ARN, en el cual las primerasmoléculas 
«con información genética» fueron los APN. Por otro lado, los investigado-
res también han sugerido que la ribosa puede ser remplazada por la pirano-
sil-ARN, un análogo de aquella, puesto que esta molécula es fácil de obtener 
bajo condiciones prebióticas (Achim, 2008).
 Fosfatos
Otro problema que se presenta a la hora de pensar en un mundo de ARN es 
la incorporación del fosfato a este material de información, puesto que si 
bien en La Tierra primitiva existía fósforo, la disponibilidad de este para ser 
incorporado a los nucleósidos resulta poco plausible. Se piensa que erupcio-
nes volcánicas pudieron haber expulsado grandes cantidades de fósforo, las 
cuales pueden ser solubilizadas en el agua; sin embargo, esto aún no se ha 
corroborado (Pasek et al., 2008).
La apatita es considerada por algunos investigadores como la fuente principal 
de fosfatos (Schwartz, 1997). En La Tierra prebiótica, sin embargo, como se 
mencionó, es poco factible que el fósforo de este mineral estuviese disponi-
ble como para solubilizarse en los mares primitivos. Se piensa también que 
el fosfato pudo provenir del espacio en meteoritos que contienen una gran 
cantidad de materia orgánica conocida como carbonaceou schondrites (con-
dritas carbonosas) (Schwartz, 2006).
 BASES NITROGENADAS
Algunos autores proponen que el HCN (ácido cianhídrico) fue la principal 
fuente de bases nitrogenadas en La Tierra primitiva, y posiblemente en el 
Universo. El problema más importante que se presenta a la hora de obtener 
bases nitrogenadas, en condiciones controladas, son los rendimientos de re-
acción, puesto que no se obtienen en grandes cantidades y la vida media de 
cada una de ellas, bajo condicionesestándares, es baja (Miller y Levy, 1998). 
Por otro lado, la obtención de pirimidinas bajo condiciones prebióticas resul-
ta ser bastante complicada; por ejemplo, la citosina, una base nitrogenada, 
nunca se ha encontrado en los numerosos experimentos realizados, y si se 
ASTROBIOLOGÍA 
126
encuentra, la cantidad disponible es baja (Shapiro, 1999) y su vida media cor-
ta. Algunos expertos sugieren que esta base probablemente no se encontró 
en el primer material genético formado; otros opinan que si esto fuese así, 
la vida tuvo que haberse formado en menos de lo que se cree actualmente, 
puesto que dicha base se encontraba presente en La Tierra (Costanzo, 2007).
Dado lo anterior, es muy posible que hubiesen existido mundos de pre-ARN 
como el APN o p-ARN. Además, autores como Cairns-Smith proponen que las 
arcillas jugaron un rol fundamental en el origen de la vida. Él plantea en su teo-
ría un código genético en dos dimensiones con la estructura molecular y confor-
macional (Cairns-Smith A, 1965) que tienen los iones presentes en las arcillas, 
lo se daría básicamente por la poca factibilidad de que algunos componentes 
del ARN fuesen sintetizados bajo condiciones prebióticas. Al igual que esta, se 
han propuesto un conjunto de hipótesis conocidas como mundos pre-ARN, que 
buscan explicar cómo fue la primera molécula autocatalitica capaz de autopoli-
merizarse sin la presencia de enzimas proteicas (Lee et al., 2012).
Sin embargo, todo en química prebiótica es debatible y más si se habla del mun-
do del ARN. Puesto que está la posibilidad de que dicho mundo existiese, no 
se sabe aún como se pudo originar, y es posible que dicha hipótesis se modifi-
que con el paso del tiempo, así como que se presenten teorías alternativas al 
mundo de ARN. También está el hecho de que aún no se haya encontrado una 
molécula de ARN autorreplicante, aunque de hacerse este descubrimiento se-
ría uno de los más importantes y afianzaría aún más la teoría de un mundo en 
el cual el ARN desempeñó un papel crucial en el origen de la vida.
CONCLUSIONES
La importancia de conocer cuáles eran las condiciones imperantes en La Tie-
rra primitiva es lo que permitirá entender la manera como se originaron los 
primeros sistemas prebióticos. Si bien se tienen avances notables en esta 
disciplina (química prebiótica), quedan interrogantes por resolver, como por 
ejemplo, el problema de la quiralidad de la vida, o cuál fue la fuente de ener-
gía de los primeros sistemas precelulares. Se ha visto también la importancia 
de conocer cuál fue el primer sistema autorreplicante, ya que esto dará un 
mayor entendimiento del fenómeno particular conocido como vida.
Por esta razón, es necesario ahondar en nuestros conocimientos acerca de 
cómo pudieron funcionar estos sistemas precelulares, y cómo estos evolu-
cionaron hasta el último antepasado común universal (LUCA, por sus siglas 
en inglés), para dar origen a la vida como la conocemos actualmente. 
127
Química prebiótica y el origen de la vida
REFERENCIAS
Achim, C., Armitage, B., Ly, D., Scheneider, J. (2008). Peptide Nu-
cleic Acids. Wiley Enciclopedia of Chemical Biology, pp. 1-10.
Bada, J., Lazcano, A. (2002). Some like it hot, but not the first 
biomolecules. Science, 296, pp. 1982-1983.
Cairns-Smith, A. (1965). The Origin of Life and the Nature of the 
Primitive Gene. Journal of Theorical Biology, 10, pp. 53-88.
Cazares, L. (1986). El origen de la vida y la evolución celular hoy. 
Ciencias, 1.
Cech, T. (1986). ARN as an enzyme. Scientific American, 255(5), 
pp. 64-75.
Raulin-Cerceau, F., Maurel, M., Schneider, J. (1998). From pans-
permia to Bioastronomy. Origins of Life and Evolution of Bios-
phere, 28(4-6), pp. 597-612.
Chyba, C., Sagan, C. (1992). Endogenous production, exogenous 
delivery and impact-shock synthesis of organic molecules an 
inventory for the origins of life. Nature, 355, pp. 125-131.
Cooper, F., Hausman, R. (2011). La célula. Quinta edición. Madrid: 
Ed. Marbán.
Costanzo, G., Saladino, R., Crestini, C., Ciciriello, F., Di Mauro, E. 
(2007). ARN: Structure, Metabolism, and Catalysis: Nucleo-
side Phosphorylation by Phosphate Minerals. The Journal of 
Biological Chemistry, 282(23), pp. 16729-16735.
Crick, F., Orgel, L. (1973). Directed panspermia. Icarus, 19, pp. 
341-346.
Curtis, H., Barnes, S., Schnek, A. (2008) Curtis Biología. Séptima 
edición. Buenos Aires: Ed. Médica Panamericana.
Delaye, L., Lazcano, A. (2005). Prebiological evolution and the 
physics of the origin of life. Physics of life reviews, 2(1), pp. 
47-64.
Domingo, E., Baranowski, E., Ñuñez, C., Ruiz-Jarabo, J., Sierra, S., 
Molina, N. et al. (2000). Cuasiespecies y evolución molecular 
de virus. Rev. Sci. Tech. Off. Int. Epiz, 19(1), pp. 55-63.
Esperante, R. (2008). El origen de la vida en la Tierra: razones por 
las que los modelos naturalistas son imposibles. Ciencia de 
los orígenes, 75.
Garay J. (2001). Active centrum hypothesis: the origin of chiral 
homogeneity and the ARN-world. Biosystems, 103(1), pp. 
1-12.
Gilbert, W. (1986). The ARN world. Nature, 319, p. 618.
Gómez, J, Pantoja, J. (2003). El origen de la vida desde un punto 
de vista geológico. Boletín de la Sociedad Geológica Mexica-
na, 56(1), pp. 56-86.
ASTROBIOLOGÍA 
128
Hazen, R., Sverjensky, D. (2010). Mineral Surfaces, Geochemical 
Complexities, and the Origins of Life. Cold Spring Harbor 
Perspectives in Biology, 2(5), pp. 1-22.
Jockey, H. (1996). Information Theory and Molecular Biology. 2 ed. 
New York: Cambridge University.
Lázaro, E. (2006). Origen de la vida. Apuntes de ciencia y tecnolo-
gía, 18, pp. 50-58.
Lee, D., Granja, J., Martinez, J., Severin, K., Ghadiri, R. (1996). A 
self-replicating peptide. Nature, 382, pp. 525-527.
Miller S. A. (1953). Production of Amino Acids under Possible Pri-
mitive Earth conditions. Science, 117, pp. 528-529.
Miller, S. (1954). Production of some organic compounds under 
possible primitive earth conditions. Journal of the American 
Chemical Society, 77(9), pp. 2351-2361.
Moulton, V., Gardner, P., Pointon, R., Creamer, L., Jameson, D. 
(2000). ARN Folding Argues Against a Hot-Start Origin of 
Life. Journal of Molecular Evolution, 51, pp. 416-421.
Mulkidjanian, A., Bychov, A., Dibrova, D., Galparin, M., Koonin, E. 
(2012, Feb.). Origin of first cells at terrestrial, anoxic geo-
thermal fields. APNS, E 821-830.
Nelson, D., Cox, M. (2009). Lehninger Principios de bioquímica. 
Quinta edición. Barcelona: Ed. Omega.
Nielsen, P., Egholm, M. (1999). An introduction to Peptide Nu-
cleic Acid. Current Issues Molecular Biology, 1(2), pp. 89-104.
Oró, J. (1961). Comets and the Formation of Biochemical Com-
pounds on the Primitive Earth. Nature, 190, pp. 389-390.
Oró, J, Kimball, A. (1961). Synthesis of Purines under Possible 
Primitive Earth Conditions. Adenine from hydrogen cyanide. 
Archives of Biochemistry and Biophyisics, 91, pp. 217-227.
Orgel, L. (2004). Prebiotic Chemistry and the Origin of the ARN 
World. Critical Reviews in Biochemistry and Molecular Biology, 
39(2) pp. 99-123.
Pasek, M., Kee, T., Bryant, D., Pavlov, A., Lunine, J. (2008). Pro-
duction of Potentially Prebiotic Condensed Phosphates by 
Phosphorus Redox Chemistry. Angew. Chemi. Int. Ed, 47(41), 
pp. 7918-920.
Pierce, B. (2009). Genética: Un enfoque conceptual. Tercera edi-
ción. Barcelona: Ed. Médica Panamericana.
Pintado, J. (2000). La química del Universo y el origen de la Vida. 
Información y actualidad astronómica, 25, pp. 1-7.
Pohorille, A. (2009). Self-assembly and function of primitive cell 
membranes. Research in Microbiology, 160(7), pp. 449-456.
Powner, M., Sutherland, J. (2011). Prebiotic Chemistry a new 
129
Química prebiótica y el origen de la vida
modus operandi. Philosophical transactions of the Royal So-
ciety of London. Series B. Biological Series, 366(580), pp. 2870-
2877.
Shapiro, R. (1988). Prebiotic ribose synthesis a critical analysis. 
Origins of Life and Evolution of Biosphere, 18(1-2),pp. 71-85.
Shapiro, R. (1999). Prebiotic cytosine synthesis: A critical analysis 
and implications for the origin of life. APNS, 96(8), pp. 4386-
4401.
Schwartz, A. (1997). Speculation on the ARN Precursor Problem. 
Journal of Theoretical Biology, 187, pp. 523-527.
Schwartz, A. (2006). Phosphorus in Prebiotic Chemistry. Philoso-
phical Transactions of the Royal Society, 361, pp. 1743-1749.
Smith, J., Arnold, F., Parsons, I., Lee, M. (1999). Biochemical Evo-
lution III: Polymerization on organophilic silica-rich surfaces, 
crystal–chemical modeling, formation of first cells, and geo-
logical clues. APNS, 96, pp. 3479-3485.
Tortora, G., Funke, B., Case, C. (2007). Introducción a la microbio-
logía. Novena edición. Barcelona: Ed. Médica Panamericana.
Trevors, J., Pollack, G. (2012). Origin of a microbial life hypothe-
sis: A gel citolplasm lacking a bilayer membrane, with infra-
red radiation producing exclusión zone (EZ) water, hydrogen 
as an energy sourceand thermosynthesis for bioenergetics. 
Biochimie, 94 (1), pp. 258-262.
Wachtershauser G. (2007). On the Chemistry and Evolution of 
the Pioneer Organism. Chemistry & Biodiversity, 4, pp. 584-
603.
Weson P. (2010). Panspermia, Past and Present: Astrophysical 
and Biophysical Conditions for the Dissemination of Life in 
Space. Space Scientific Revisions, 156, pp. 239-252.
Artículos en Internet.
Miller, S., Cleaves, H. (2007). Prebiotic Chemistry on the Primi-
tive Earth. Disponible en: http://global.oup.com/us/com-
panion.websites/fdscontent/uscompanion/us/pdf/Rigout-
sos/I-SampleChap.pdf.
ASTROBIOLOGÍA 
130130
131
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
131
Y Su eVolución
el origen
de lA VidA
7
ASTROBIOLOGÍA 
132
La astrobiología busca entender el fenómeno de la vida a una escala universal, 
para lograr esto es necesario resolver una gran cantidad de interrogantes 
respecto a los sistemas biológicos, especialmente, en lo que concierne a su 
origen y evolución. En el capítulo anterior, se habló de la química prebiótica, 
un campo creciente de la astrobiología que lidia con el problema del origen 
químico de la vida desde las moléculas inorgánicas hasta los ácidos nuclei-
cos; una ciencia donde han surgido numerosas explicaciones para el inicio 
de la vida en el planeta Tierra. Sin embargo, existe otro aspecto importante 
que debe considerarse al analizar los sistemas biológicos: el de su evolución, 
específicamente la evolución temprana. Los mecanismos evolutivos de los 
seres vivos de la actualidad son estudiados y entendidos con profundidad, 
pero no se conoce casi nada de los factores evolutivos que intervinieron 
poco después de que comenzó la vida. ¿Cuáles fueron las características de 
los primeros seres vivos? Y ¿cuáles fueron los mecanismos que llevaron a las 
primeras protocélulas a convertirse en seres más complejos hasta alcanzar 
la diversidad enorme de formas que vemos en la actualidad? Estas pregun-
tas son el tema central del siguiente capítulo, pues se analizarán, en primer 
lugar, algunos aspectos importantes sobre el metabolismo y el genoma, la 
hipótesis de LUCA y las características de las primeras células, y, en segun-
do lugar, se intentará entender cuáles fueron los mecanismos que pudieron 
regir su evolución.
BREVE SÍNTESIS SOBRE EL METABOLISMO Y EL GENOMA 
La vida ha ido evolucionando desde sus orígenes —sea cual sea el modelo por 
el que se originó— hasta llegar a integrar múltiples mecanismos asociados 
y regulados que logran mantener la estabilidad celular. En conjunto, dichos 
mecanismos son conocidos como metabolismo, esta es una de las caracte-
rísticas más relevantes dentro de los seres vivos. A continuación, se hará un 
breve repaso sobre lo que es y qué significado tiene para el origen de la vida. 
El metabolismo es el conjunto de reacciones catalizadas por enzimas, coor-
dinadas y cooperativas, con el fin de obtener energía, ya sea a partir de la 
degradación de nutrientes u obtenida de energía solar o química; así mismo, 
el metabolismo es importante en la transformación de nutrientes en molé-
culas características de la propia célula, en la polimerización de estructuras 
monoméricas para la formación de macromoléculas (proteínas, ácidos nu-
cleicos y polisacáridos) y en la síntesis y degradación de biomoléculas impor-
tantes en diversas funciones celulares especializadas, tales como los mensa-
jeros intra y extracelulares y pigmentos (Nelson D, 2009). 
En la actualidad, los organismos vivos se pueden dividir en dos grandes gru-
pos según la forma química por la cual obtienen energía. Por un lado, los 
autótrofos son organismos que utilizan el CO2 atmosférico como fuente 
para la construcción de sus biomoléculas carbonadas. Se conoce también 
133
Evolución y origen de la vida
a las bacterias fotosintéticas, algas y plantas superiores como organismos 
autótrofos. Por otro lado, los organismos heterótrofos obtienen el carbono 
necesario en forma de moléculas orgánicas complejas (nutrientes), ya que 
no pueden obtenerlo del dióxido de carbono directamente. Es así como se 
entiende que las células y organismos autótrofos son autosuficientes, mien-
tras que las células y organismos heterótrofos dependen directamente de 
los productos de otros organismos. El carbono, así como también el oxígeno 
y el agua, es reciclado entre estos organismos en un ciclo constante de flujo 
de masa (Nelson D, 2009). 
Dado que todo el conjunto de reacciones químicas que ocurren en una célula 
(metabolismo) produce o libera energía, este se puede concebir como una 
función de equilibrio energético (Tortora, 2007). Las reacciones que liberan 
energía, o fase degradativa del metabolismo, son conocidas como catabo-
lismo, este es un proceso en el cual las moléculas son degradadas a pro-
ductos más pequeños. En las reacciones catabólicas, la energía es liberada y 
conservada en forma de ATP y transportadores electrónicos reducidos como 
el NADH, NADPH y FADH2. Su contraparte, el anabolismo, también conocida 
como biosíntesis, es la fase en la cual precursores pequeños (aminoácidos, 
monosacáridos, ácidos grasos y bases nitrogenadas) son transformados en 
moléculas mayores, tales como lípidos, polisacáridos, proteínas y ácidos nu-
cleicos. Las reacciones anabólicas requieren un aporte de energía, la mis-
ma energía obtenida en el catabolismo en forma de ATP, NADH, NADPH y 
FADH2 (Nelson D, 2009).
EL GENOMA 
Cada una de las reacciones bioquímicas necesarias en el metabolismo se en-
cuentra estrechamente regulada, en muchos casos, una por otra, así como 
también por los sustratos necesarios y los productos generados en estas. 
Otro nivel de regulación del metabolismo se encuentra en la llamada «ruta 
de la información», donde a partir de la información codificada en las se-
cuencias de ADN son sintetizadas las proteínas necesarias para los procesos 
bioquímicos. El proceso de síntesis de proteínas a nivel celular se da median-
te el proceso que Crick dio a conocer como el «dogma central de la genética 
molecular», donde el papel central del ADN es servir como molécula de al-
macenamiento de información la cual es pasada al ARN en una de sus eta-
pas, conocida como transcripción, esta ocurre en segmentos del ADN donde 
se encuentran los genes o secuencias codificantes, y es mediada por la ARN 
polimerasa y un grupo diverso de proteínas o factores de transcripción que 
cumplen funciones especiales en la traducción o la regulan. En procariotas, 
existe solamente un tipo de ARN polimerasa que cataliza la síntesis de todos 
los tipos de ARN (mensajero, transferencia y ribosomal), mientras que en 
eucariotas existen cuatro diferentes polimerasas (ARN pol I, II, III y IV), cada 
ASTROBIOLOGÍA 
134
una con su actividad específica. Este ARN sintetizado por medio del molde 
de las secuencias codificantes de ADN, conocido como ARN mensajero, a su 
vez, es leído y decodificado en los ribosomas, los cuales son grandes com-
plejos formados por dos subunidadesde proteínas y ARN ribosomal, lugar 
donde ocurre la síntesis de proteínas (Pierce B, 2009).
Es así como la evolución ha generado mecanismos codependientes, donde el 
ADN es necesario en la síntesis de novo de proteínas, estas son imperativas 
en los procesos de transcripción y traducción del material genético. Esta co-
dependencia es el origen fundamental de los inconvenientes con la mayoría 
de modelos que tratan sobre el origen de la vida, debido a que, como se 
ha tratado anteriormente, ya sea el modelo genes first o metabolism first, 
juntos se ven limitados al conocimiento de la dependencia mutua de dichos 
procesos biológicos. Sin embargo, y pese a esta dificultad, se han desarro-
llado varias teorías que intentan explicar el origen y características de las 
primeras formas de vida. Ya sea que hayan desarrollado en primer lugar el 
metabolismo o los sistemas de información genética. 
LAS PRIMERAS FORMAS DE VIDA: PROTOCÉLULAS Y LUCA
En el presente, existen numerosas teorías respecto a las primeras formas de 
vida en nuestro planeta; empero, solo una ha alcanzado un consenso bas-
tante extendido entre la comunidad científica, en esta hipótesis todos los 
seres vivos actuales provienen de un solo organismo vivo y este es el parien-
te común de todas las formas vivientes actuales. A este organismo se le co-
noce como LUCA (Cazeres L, 1986), siglas en inglés para Last Universal Com-
mon Ancestor (Último ancestro común universal). Se ha especulado mucho 
de cómo se pudo originar este primer organismo; cuál era su organización, 
cómo funcionaba su metabolismo y cuál era su material genético. 
En lo que concierne a su origen, se cree que este primer organismo pudo ser 
el producto de arcillas autorreplicantes. Con base en esta hipótesis, se han 
elaborado numerosos modelos que intentan entender el proceso exacto 
de formación de las células, pero esta hipótesis, aunque cuenta con mucho 
apoyo, no está totalmente respaldada (Cairns-Smith A, 1965). Estas arcillas 
darían paso a las primeras protocélulas, donde jugaría un papel primordial la 
presencia de lípidos y vesículas como primordios de las membranas celulares. 
Con respecto a su organización, debido a las condiciones difíciles de La Tie-
rra primigenia, se cree que LUCA debió poseer tanto membranas celulares 
como pared celular (Smith, et al, 1999), estas membranas se pudieron ori-
ginar en las primeras protocélulas y haberse desarrollado totalmente para 
cuando LUCA apareció. Adicionalmente, se especula que los minerales pu-
dieron funcionar como protectores del medio circundante (Mulkidjanian, et 
al, 2012), manteniendo unas condiciones estables al interior del organismo. 
Además, ya que estos permitían la formación de moléculas orgánicas y el in-
135
Evolución y origen de la vida
cremento en sus concentraciones, facilitando su posterior oligomerización, 
pudieron estar fuertemente ligados al origen de las primeras células (Hazen 
R, 2010). Algunas evidencias que respaldan la importancia de los minerales 
durante las primeras etapas de la vida pueden ser encontradas en los cofac-
tores, en el capítulo anterior se mencionó cómo los cofactores Zn y Mn son 
necesarios para el correcto funcionamiento de las ribozimas (Cech T, 1986), 
estos cofactores se encuentran en los tres dominios de la vida, lo que podría 
ser una muestra de su antigüedad y de que estén relacionados con las pri-
meras formas de vida. 
Ahora, en lo que respecta a la genómica y el metabolismo de las primeras for-
mas de vida, se han hecho bastantes estudios de los que se ha obtenido re-
sultados interesantes (Cazares L, 1986). Se ha descubierto, por ejemplo, que 
el ciclo del ácido cítrico es bastante primitivo (Cazares L, 1986), lo cual es 
evidencia de que esta, quizá, fue una de las primeras reacciones metabólicas 
en ocurrir dentro de los sistemas vivos; también se ha visto que los ARN de 
transferencia se encuentran conservados a lo largo de los tres dominios de 
la vida, dado el papel tan importante que estos cumplen —lo que demuestra 
una vez más su antigüedad dentro de los sistemas vivos—. Es probable que 
LUCA tuviera ya estos mecanismos, aunque es difícil de probar. 
Con relación al metabolismo, existen dos opciones, la primera es que LUCA 
fuera un organismo heterótrofo y, la segunda, es que se tratara de un or-
ganismo autótrofo. No existe un consenso definitivo pero existen algunas 
evidencias que respaldan el origen de la heterotrofia sobre la autotrofía 
como, por ejemplo, la ausencia de enzimas para reacciones autótrofas en 
las primeras etapas de evolución de la vida (Mulkidjanian, et al, 2012). Los 
primeros seres vivos debieron tener algún metabolismo bastante sencillo, 
sin un gran número de reacciones, por ello es consecuente pensar que LUCA 
también tenía un metabolismo sencillo heterótrofo. 
En síntesis, LUCA debió ser un organismo bastante sencillo. Conocer sus carac-
terísticas exactas es imposible, pero podemos intentar dilucidar cuáles pa-
trones de organización y funcionamiento serían los más lógicos teniendo en 
cuenta las evidencias. Es importante resaltar que el grado de organización y 
complejidad debió ser relativamente bajo en LUCA y mucho menor en las pro-
tocélulas que lo originaron. Esto va a ser vital a la hora de evaluar los mecanis-
mos evolutivos que controlaron el desarrollo de las primeras formas de vida. 
EVOLUCIÓN DE LAS PRIMERAS CÉLULAS
La evolución es uno de los pilares fundamentales de la biología moderna, tan-
to así que en 1973 Theodozius Dobzhansky escribió que «nada en la biología 
tiene sentido si no es a la luz de la evolución». Refiriéndose a la controversia 
acerca de si enseñar o no evolución en las escuelas estadounidenses. Para 
Dobzhaky, la evolución cimienta muchos de los conceptos fundamentales 
ASTROBIOLOGÍA 
136
de la biología moderna y es imposible separar la vida de su proceso evoluti-
vo. La astrobiología no es ajena a esta aseveración. El papel de la evolución 
en el origen de la vida es uno de los temas más importantes que se discuten 
actualmente. Ya que es necesario comprender el proceso de transición de 
protocélulas a células modernas y de estas a organismos más complejos. 
A continuación, se hará una breve introducción a este tema, centrada prin-
cipalmente en la evolución de las primeras protocélulas y cómo estas se 
convirtieron en células propiamente dichas. Pero primero es necesario un 
breve repaso por los mecanismos y conceptos que se consideran importan-
tes en la actualidad para el proceso evolutivo.se reconocen varios mecanis-
mos diferentes y muchos más son propuestos junto a nuevas hipótesis de 
la evolución. Este texto gira en torno a dos que se consideran relevantes: la 
selección natural y la deriva génica. 
SELECCIÓN NATURAL
A menudo es considerado el mecanismo más importante e incluso algunos 
autores lo señalan, equivocadamente, como sinónimo de la evolución en sí 
o como su único mecanismo (Lynch 2007). La selección natural tiene sus orí-
genes en los trabajos de Darwin (1859) y Wallace (1858), quienes de forma 
independiente postularon la primera explicación natural a la diversificación 
de la vida en La Tierra. En síntesis, la selección natural se puede explicar de 
la siguiente forma:
Los organismos poseen una variabilidad natural, incluso 
dentro de las mismas especies. Algunas de estas varieda-
des son heredables y se transmiten a la descendencia.
 
Las poblaciones crecen de manera geométrica y los re-
cursos de manera aritmética, esto quiere decir que en un 
ambiente normal siempre van a existir menos recursos de 
los necesarios para sostener la población en crecimiento, 
por lo que gran parte de esta morirá. 
La limitada cantidad de recursos promueve la competen-
cia entre individuos.
Algunas de las variaciones anteriormente mencionadas 
promueven ventajas a sus poseedores. 
1
2
3
4
137
Evolución y origen de la vida
A partir de estos factores, es fácil dilucidar la dinámica de la selección natural: 
los organismos deben competir por los recursoslimitados, cada organismo 
tiene pequeñas variaciones y algunas de estas son heredables. Si la variación 
concede al organismo una ventaja en la «lucha por la existencia» este podrá 
reproducirse y pasar su ventaja a su descendencia. Con el pasar del tiempo, 
el número de individuos con la característica ventajosa irá aumentando has-
ta que la población se modifique. Esta población modificada puede separar-
se o reemplazar a su población madre y formar una nueva especie.
La selección natural es un mecanismo muy importante, ya que permite explicar 
la adaptabilidad que se observa en la naturaleza. Sin embargo, es difícil pen-
sar que haya sido el mecanismo dominante en las primeras etapas de la vida, 
ya que necesita factores como un sistema de información genético estable 
(ADN, ARN). Algo improbable en una protocélula primitiva (Woese 2002).
DERIVA GÉNICA 
Desde la síntesis evolutiva, de mediados del siglo pasado, la selección natural 
ha sido considerada por muchos biólogos como el mecanismo principal que 
rige la evolución biológica. Sin embargo, este no es el único tipo de evolución 
que se puede dar en la naturaleza. Existe otro tipo de evolución llamado evo-
lución no adaptativa, en la que los organismos cambian pero no necesaria-
mente para hacerse más aptos para un ambiente determinado. En este tipo 
de evolución no es el fitness o ventaja adaptativa de los individuos frente al 
medio lo que causa el cambio de las poblaciones, sino que es el mismo ge-
noma el que cambia, debido a condiciones azarosas intrínsecas. Este tipo de 
evolución se conoce como evolución por deriva génica (Wright 1935). 
La evolución por deriva génica se basa en que eventos estocásticos pueden 
determinar la variación en las frecuencias alélicas y genómicas de una po-
blación, y fijar o eliminar algunos de ellos. El mecanismo puede funcionar 
en dos niveles: genéticos y alélico. En el nivel genómico, debido a procesos 
aleatorios, no todos los individuos procrean el mismo número de descen-
dientes, y no todos estos descendientes podrán sobrevivir. Esto produce 
que algunos genomas sean pasados más frecuentemente a las siguientes 
generaciones, mientras que otros se hacen menos frecuentes hasta desa-
parecer. Después de suficientes generaciones existirá una población cuyas 
copias génicas correspondan a una sola copia génica ancestral. Aquella «fa-
vorecida» por el azar. Este proceso se conoce como coalescencia (Futuyma 
2005). El siguiente diagrama ilustra este punto. 
ASTROBIOLOGÍA 
138
Fig 7.1 Ilustración del principio de coalescencia todos los genomas de la población actual (arriba) 
son descendientes de un único genoma ancestral.
En el diagrama es posible observar cómo las poblaciones actuales descienden 
de un solo genoma ancestral, que trascendió por sobre los otros por alguna 
circunstancia aleatoria.
El otro nivel interesante para analizar en la deriva génica es el cambio aleato-
rio en las frecuencias de los alelos. Esto se produce, al igual que en el caso 
anterior, por la variación aleatoria en el número de descendientes de los 
individuos de la población, de este modo las frecuencias alelicas variaran 
desde su frecuencia inicial (media) hacia 0 (totalmente ausente) o 1 (100 % 
de frecuencia), siguiendo una distribución de probabilidad. 
DIAGRAMA COALESCENCIA
139
Evolución y origen de la vida
En cada generación, la frecuencia de cada alelo cambiará, ya sea haciéndose 
más frecuente, ya sea haciéndose menos frecuente. Existirán algunos alelos 
que crezcan en su frecuencia durante varias generaciones, si esto se man-
tiene durante el tiempo suficiente, este alelo puede alcanzar el 100 % de 
frecuencia y fijarse. El proceso contrario también es posible: un alelo puede 
disminuir su frecuencia con cada generación y desaparecer si esta tendencia 
se mantiene por tiempo prolongado (Futuyma 2005). De estas dos formas, 
la deriva génica puede producir grandes cambios en las poblaciones a través 
del tiempo, aún más si la población es de tamaño reducido (como sucede con 
el efecto fundador y los cuellos de botella). 
Estos son tal vez los dos mecanismos más aceptados de evolución, pero ¿es 
probable que las primeras células hayan evolucionado siguiendo estas fuer-
zas? No existe una respuesta para esta incógnita y las opiniones de los biólo-
gos están divididas. Una de las posiciones más interesantes al respecto es la 
planteada por Carl Woese, este autor asegura que para que estos mecanis-
mos fueran importantes en la evolución de las primeras células es necesario 
asumir un aparato metabólico y de transcripción como el moderno, y, sin 
embargo, no existe evidencia alguna que respalde esta asunción. Por eso, 
da importancia a una fuerza evolutiva diferente: la transferencia horizontal 
de genes.
TRANSFERENCIA HORIZONTAL DE GENES Y EL UMBRAL DARWINIANO
La transferencia horizontal de genes es la transferencia de genes de un or-
ganismo a otro, sin necesidad de filiación de descendencia —como en la 
trasferencia vertical de genes—, es decir, un mecanismo en el que un orga-
nismo puede pasar sus genes a otro que no pertenece a su progenie. Este 
mecanismo es muy importante para microorganismos y es, por ejemplo, uno 
de los métodos principales a través de los cuales adquieren la resistencia a 
los antibióticos muchas especies de bacterias patógenas (Kay, et al 2002). 
Además, se cree que ha jugado un rol fundamental en la conformación de la 
célula eucariota tal y como se le conoce (Doolittle 2000). 
La transferencia horizontal de genes (THG) es poco probable entre organis-
mos con altos grados de organización e interconexión interna, debido a que 
es difícil que un sistema demasiado complejo se modifique con componen-
tes externos. No obstante, en organismos de baja organización y compleji-
dad puede llegar a ser muy común. Esto hace que la THG sea una candidata 
perfecta para explicar la evolución de las primeras formas de vida. 
Las primeras protocélulas debieron ser, en principio, entidades de baja or-
ganización y maleables, que permitieran con facilidad la transferencia de 
información de un organismo a otro. Gracias a esto, diferentes caracterís-
ticas podían ser adquiridas por toda una comunidad de protocélulas, dichas 
características se acumularían con el tiempo hasta que se alcanzara un nivel 
de organización tal que impidiera la inclusión de nuevas características a tra-
ASTROBIOLOGÍA 
140
vés de THG. Este punto crítico, denominado «umbral darwiniano», marca el 
momento en el que la transferencia vertical cobra importancia sobre la ho-
rizontal y el punto donde la evolución por selección natural y deriva génica 
se vuelve el sistema dominante en la evolución de las células (Woese 2002).
Si Woese tiene razón, el mecanismo dominante durante las primeras etapas 
de evolución de la vida debió ser el THG, poblaciones completas de protocé-
lulas compartían rasgos rápidamente, evolucionando todas al unísono. Esto 
produjo organismos cada vez más complejos e interconectados internamen-
te, lo que empezó a dificultar la acción de la THG. Este cambio benefició 
la acción de otras fuerzas como la deriva génica y la selección natural, que 
parecen ser los mecanismos reinantes de la actualidad (aunque la THG sigue 
siendo un mecanismo importante de evolución en gran cantidad de bacte-
rias). Así, se hace relevante estudiar más las características de estas prime-
ras células, ya que en un contexto astrobiológico podrían dar respuesta a los 
patrones evolutivos que pueden seguir los posibles sistemas biológicos en 
otros lugares del cosmos. 
141
Evolución y origen de la vida
REFERENCIAS
Darwin C., (1859).  El origen de las especies. 1st ed. España: Edaf.
Dobzhansky, T. (1973). Nothing in biology makes sense except 
in the light of evolution. The American Biology Teacher. 35 (), 
pp.125-129 Doolittle, F . W.  (2000). Uprooting the Tree of Life.  
Scientific American 282  (2) pp. 72–7
Futuyma D. , (2005).  Evolution. 1st ed. Massachusetts, USA : Sin-
auer associates.
Kay E, VogelTM, Bertolla F, Nalin R, Simonet P (July 2002).  In 
situ transfer of antibiotic resistance genes from transge-
nic (transplastomic) tobacco plants to bacteria.  Microbiol.  
68 (7) pp. 3345–51.  
Lynch M., (2007). The frailty of adaptive hypotheses for the ori-
gins of organismal complexity. Proceedings of the National 
Academy of Sciences, ,104 pp. 8597–8604
Wallace A. R. (1858) Smith C. ed. .  On the Tendency of Varieties to 
Depart Indefinitely From the Original Type. [ONLINE] Availa-
ble at: http://web.archive.org/web/20091221043252/http://
web2.wku.edu/~smithch/wallace/S043.htm. [Last Accessed 29/01/2014]. 
Woese, CR. (2002).  On the evolution of cells.  Proceedings 
of the National Academy of Sciences of the United States of 
America  99  (13) pp. 8742–8747.
Wright. S. (1935). The analysis of variance and the cO-
rrelC'll·ions between relatives with respect to de-
viations from an optimum. J. Genet. 30: 243-256. 
ASTROBIOLOGÍA 
142142
143
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
143
loS extreMoS
de lA VidA
8
ASTROBIOLOGÍA 
144
La mayoría de los organismos viven bajo condiciones convencionales tales 
como una temperatura, pH y salinidad moderadas. Estos parámetros, que se 
definen como moderados, son antropocéntricos, ya que son las condiciones 
favorables para el desarrollo del ser humano (temperatura cercana a 37 °C, 
pH cercano a 7, salinidad entre 0,9 % y 3 %, y 1 atm de presión); sin embargo, 
a los ambientes donde alguno de los anteriores factores es considerable-
mente diferente se les denomina ambientes extremos (Canganella y Wigel, 
2011). En dichos ambientes hostiles se consideraba que la vida no podía sur-
gir, a pesar de esto, en el último siglo se han realizado diferentes explora-
ciones que permitieron ampliar los límites conocidos para el desarrollo de la 
vida en el planeta y pensar la vida en lugares cada vez más hostiles, incluso 
otros planetas.
A los organismos que sobreviven en estos ambientes extremos se les deno-
mina extremófilos, término acuñado por MacElroy en 1974 para describir 
a este tipo de seres que por lo general son procariotas (MacElroy, 1974). 
Estos organismos pueden ser divididos en dos categorías: los extremófilos 
verdaderos y los extremófilos facultativos. Los organismos extremófilos 
verdaderos son aquellos que requieren una o más condiciones extremas 
para su óptimo crecimiento y desarrollo; en cambio, los del segundo gru-
po son aquellos que logran tolerar ciertas condiciones extremas pero que 
necesitan de factores ambientales no hostiles para su óptimo crecimiento 
(Canganella y Wigel, 2011).
Con base en el árbol de los tres dominios propuesto por Woese, en 1977, am-
pliamente aceptado en la actualidad, el cual fue construido a partir de las 
diferencias entre las secuencias de los organismos y su distancia evolutiva, 
se tienen los dominios de Archaea, Bacteria y Eucarya. El dominio Archaea 
está constituido por procariotas que son halófilos, termófilos o metanóge-
nos, presentándose en su mayoría en ambientes extremos, aunque se han 
encontrado algunos de estos microorganismos viviendo en ambientes no 
hostiles. Los otros dos dominios, Eucarya y Bacteria, también presentan or-
ganismos extremófilos, son bastante más abundantes en Bacteria que en 
Eucarya (Madigan, 2000). Los organismos extremófilos, en su mayoría, salvo 
algunas excepciones que se expondrán más adelante, son procariotas. Con 
el gran avance en la biología molecular, durante los últimos 50 a 60 años, 
las técnicas de identificación de estos organismos han dado muchas luces 
acerca de cómo viven y qué mecanismos poseen, aunque también hay que 
decir que son más las incógnitas que no se han podido resolver que lo que 
realmente la comunidad científica ha revelado, sobre todo debido a la difi-
cultad que representan dichos microorganismos para su cultivo y sus selec-
tas condiciones de crecimiento.
La revolución en la biología molecular también ha dado luces acerca de su or-
ganización taxonómica, pues son más las herramientas moleculares usadas 
para la identificación y clasificación de los extremófilos, tales como secuen-
145
Los extremos de la vida
cias de RNAr 16S / 23S, composición relativa de bases G/C, proteínas com-
ponentes de las membranas celulares, entre otras. Este nuevo panorama ha 
permitido, entre otras cosas, el descubrimiento del dominio Archaea (del 
griego archaeon, «antiguo»); descubierto a mediados de la década de los 70 
por Woese en zonas termales del Parque Nacional de Yellowstone, Estados 
Unidos (Madigan, 2000).
A medida que las técnicas se han venido refinando, se ha constatado que los 
Archaea, comparten muchos rasgos y poseen mecanismos casi exclusivos 
que combinan organizaciones típicas de procariotas, aunque con algunos 
elementos de regulación génica propios de eucariotas, lo cual hace pensar 
en una relación de los géneros y familias de Archaea con los primeros orga-
nismos vivos en nuestro planeta: el famoso LUCA (por sus siglas en inglés, 
Last Ultimate Common Ancestor) (Madigan, 2000).
Como se mencionó anteriormente, se puede decir que muchas de estas for-
mas de vida sobreviven a través y por medio de reacciones químicas poco 
usuales que superan las rutas y modos de procesar energía en la mayoría de 
organismos en La Tierra, manera que se puede considerar como probable 
en otros ambientes y en otros planetas, y que debido al complejo sistema 
de homeostasis que han logrado estos organismos se pudo dar lugar al sur-
gimiento de la vida en nuestro planeta, por lo que puede ser viable quizá en 
otros sistemas planetarios.
ALGUNAS CONSIDERACIONES ACERCA DE LOS TRES DOMINIOS
Si bien se ha hablado ya del árbol de los tres dominios, se considera perti-
nente realizar aclaraciones acerca de las principales diferencias entre estos. 
Como principal diferencia con Eucarya, en Archaea y Bacteria encontramos 
células eucariotas, más grandes y más complejas comparativamente que las 
procariotas. Las células eucarióticas presentan estructuras delimitadas por 
membranas, organelos entre los cuales se puede incluir al núcleo. Los fosfo-
lípidos de la membrana están formados por ácidos grasos lineales unidos al 
glicerol por uniones tipo éster (Madigan et al., 2003). De este tipo celular se 
puede decir mucho más; sin embargo, en relación con los organismos euca-
riotas extremófilos, las adaptaciones se presentan a nivel de todo el sistema 
en general, como una agrupación de células y no de la célula como tal. Por 
lo tanto, a diferencia de las células eucariotas, las células procariotas no for-
man sistemas, de ahí la importancia de estudiar sus adaptaciones a la vida 
en ambientes extremos.
La diferencia bioquímica más notable entre las células de Archaea y Bacteria 
es la estereoquímica del glicerol-fosfato de los fosfolípidos presentes en la 
membrana, que se presentan como enlaces éteres en Archaea y como ésteres 
en Bacteria. En Archaea, la membrana se puede presentar como una bicapa 
si los lípidos se unen a un solo glicerol, o como una monocapa más rígida si 
ASTROBIOLOGÍA 
146
se unen a un glicerol por cada extremo. Adicionalmente, la pared celular de 
los miembros de Bacteria está constituida por peptidoglicano o mureína, y 
la de los miembros de Archaea presenta paredes celulares que pueden te-
ner seudopeptidoglicano, proteínas o glicoproteínas. También pueden pre-
sentar, por fuera de la pared, una capa de proteínas y glicoproteínas. Estas 
variaciones son adaptaciones relacionadas con la resistencia a condiciones 
ambientales extremas de este último dominio, pues son estructuras mucho 
más estables en ambientes hostiles (Schnek y Massarini, 2008). Sin embargo, 
y como se verá más adelante, los organismos han logrado adaptarse a cada 
ambiente extremo con ciertas modificaciones específicas. Con base en estas 
diferencias específicas y centrándonos en procariotas, se presenta a conti-
nuación los diferentes organismos clasificados según su ambiente.TERMÓFILOS
Los organismos termófilos son aquellos que tienen un óptimo de tempera-
tura para su crecimiento superior a los 45 °C, con el desarrollo de técnicas 
adecuadas de cultivo se ha evidenciado óptimos de crecimiento hasta los 
121 °C en Pyrobaculum aerophilum (Kashefi y Lovley, 2003). Los organismos 
termófilos pueden ser clasificados en tres categorías diferentes según sus 
rangos óptimos de temperatura: termófilos moderados (entre 45 °C y 70 
°C), termófilos extremos (entre 70 °C a 80 °C), e hipertermófilos (superiores 
a 80 °C) (Cavicchioli y Thomas, 2000). Los lugares donde estos organismos 
pueden encontrar temperaturas altas serán lugares terrestres con aportes 
de energía volcánica, como es el caso de fuentes termales. También se en-
cuentran a nivel submarino cerca a fumarolas, las cuales presentan salida de 
gases con temperaturas cercanas a 300 °C.
Los organismos termófilos pertenecientes al dominio Archaea presentan los 
enlaces éter de la bicapa de fosfolípidos que contribuye a la termoadapta-
ción (Fütterer et al., 2004), también se observa la modificación de la bicapa 
de fosfolípidos en una monocapa, lo cual los hace inmunes a la tendencia de 
que la temperatura separe la bicapa, tal es el caso de las especies Thermo-
plasma acidophilum y las pertenecientes al género Pyrolobus. En termófilos 
que crecen por encima de 60 °C también se han observado modificaciones 
metabólicas tales como la reducción o ausencia de síntesis de acetyl-CoA, 
acyl-CoA y ácido fólico (Kawashima et al., 2000).
En relación al genoma, se ha observado que la estructura primaria del ADN es 
susceptible a desnaturalizarse con el incremento la temperatura, esto de-
bido a la hidrólisis de los enlaces N-glicosil y a la desaminación de las bases 
de citosina; sin embargo, en especies como Thermococcus kodakaraensis se 
ha observado un alto contenido de guanina-citosina, también muestran una 
preferencia por codones ricos en purinas, lo que favorece los aminoácidos 
cargados que ayudan a evitar daños en el ADN. Adicionalmente, se han evi-
147
Los extremos de la vida
denciado superenrollamientos positivos que permiten una mayor estabili-
dad, estos son catalizados por la enzima girasa reversa, que se encuentra 
presente solo en termófilos, en contraste con los superenrollamientos ne-
gativos en mesófilos (organismos con temperaturas cercanas a los 37 °C o 
ambientes no hostiles en relación a la temperatura). También se consideran 
de suma importancia las sales monovalentes que ayudan a contrarrestar la 
despurinación del ADN y la hidrólisis anteriormente descrita. En algunos 
hipertermófilos, proteínas termorresistentes se unen al ADN para estabili-
zarlo mediante la reducción de su punto de fusión (Berezovsky et al., 2007).
La gran estabilidad de las proteínas de los termófilos parece residir en la ha-
bilidad para enlazar iones de forma más hermética. Estas también presentan 
un incremento en la hidrofobicidad de los aminoácidos comparados con pro-
teínas de mesófilos. Ciertos atributos de las proteínas para la termoestabili-
dad son cambios en la estructura y alteraciones en los enlaces de hidrógeno. 
Por ejemplo, la termoestabilidad de la sintetasa triptófano de E. coli es in-
crementada por sustituciones de aminoácidos que alteran la hidrofobicidad 
de la molécula en ausencia de cambios bruscos en la conformación; en el 
caso de B. stearothermophilus, el incremento de la termoestabilidad tiene su 
origen en la presencia de lisina a cambio de la treonina en el plásmido con 
la enzima codificada que incentiva la canamicina. La secuencia del plásmido 
que codifica esta enzima difiere solo en una base del plásmido codificado 
para la misma enzima en el mesófilo S. aureus. La sustitución de lisina permi-
te incrementar el enlazamiento electroestático con pequeños cambios en la 
estructura tridimensional (Moat et al., 2002).
ORGANISMOS PSICRÓFILOS
La definición de un procariota psicrófilo es un organismo que tiene un óptimo 
de crecimiento por debajo de los 15 °C pero no es capaz de crecer por enci-
ma de los 20°C. Los organismos capaces de crecer con temperatura cercana 
a los 5 °C, pero cuyo óptimo se encuentra por encima de 20 °C, se denominan 
psicrotolerantes (Bowman et al., 1997). Estos organismos se presentan en 
diferentes ambientes tales como la Antártida (permafrost), Groenlandia y 
en hielos glaciares; los tres dominios se encuentran representados en estos 
ambientes (Fuchs et al., 2013).
En los organismos psicrófilos se ha evidenciado, como principal modificación, 
el incremento de enlaces insaturados en los ácidos grasos de la membra-
na lipídica, la cual permite continuar la fluidez a bajas temperaturas (Feller 
y Charles, 2003). Cadenas más cortas de acilo graso, pigmentos polares y 
los carotenoides unidos a la membrana también aumentan la resistencia de 
esta, en el caso de los carotenoides se ha evidenciado un aumento de los 
pigmentos como adaptación a la radiación UV en regiones polares (Dieser 
et al., 2010). Es necesario considerar que el oxígeno es más soluble a bajas 
ASTROBIOLOGÍA 
148
temperaturas, así que las células son propensas al daño oxidativo, por tal 
motivo se eliminan las reacciones metabólicas que producen intermediarios 
de oxígeno reactivo (Podar y Reysenbach, 2006). La producción de exopoli-
sacáridos juegan un papel importante en la crioprotección al impedir la des-
naturalización y agregación de proteínas (Nichols et al., 2005).
Respecto al genoma, los psicrófilos producen proteínas de unión con ácidos 
nucleicos como la helicasa para mitigar las fuertes interacciones entre ca-
denas de ADN y estructuras secundarias en el ARN que deterioran la trans-
cripción, traducción y replicación. Para reducir el daño oxidativo, el genoma 
posee un mayor número de catalasa (Podar y Reysenbach, 2006). Estos or-
ganismos tienen, además, enzimas adaptadas al frío, las cuales presentan 
reducción de la interacción electrostática y el aumento de puentes de hidró-
geno (D'Amico et al., 2006). Las proteínas de shock frío ayudan en la renatu-
ralización de proteínas durante el crecimiento de los psicrófilos. También 
aumentan la eficiencia de la traducción mediante la desestabilización de 
las estructuras secundarias en ARN mensajero (Pearce, 2012). La presencia 
de proteínas anticongelantes únicas disminuye el punto de congelación del 
agua de la célula. Por otra parte, las enzimas adaptadas al frío poseen un 
centro catalítico de alta actividad específica flexible a bajas temperaturas. 
La supervivencia de los psicrófilos es gracias a proteínas de aclimatación al 
frío (Giaquinto et al., 2007). Un aumento en la flexibilidad de las proteínas es 
la clave para la adaptación a las bajas temperaturas. Esto se logra mediante 
la disminución del número de los aminoácidos prolina y arginina (que causan 
la rigidez de las proteínas) y aumentando el número de glicina en sus se-
cuencias (Feller y Charles, 2003).
ORGANISMOS HALÓFILOS
Un organismo halófilo es aquel que necesita grandes concentraciones de sal 
para su óptimo crecimiento, estos a su vez se encuentran clasificados en tres 
grupos según su respuesta al NaCl: halófilos leves (con óptimos de creci-
miento entre 2 % y 5 %), halófilos moderados (con óptimos entre 5 % y 20 %) 
y halófilos extremos (con crecimientos entre 20 % y 30 %, según la literatura 
reportada, considerando que los limites pueden extenderse a lo largo de las 
investigaciones). Estos organismos tienen como hábitat lagos hipersalinos, 
minas de sal u otros ambientes con alto porcentaje de salinidad, tales como 
hábitats artificiales causados por actividades antrópicas que eliminan sales 
(Ollivier et al., 1994).
Para sobrevivir, estos organismos deben mantener la presión osmótica me-
diante el control de la cantidad de sal en el interior de la célula, lo que reali-
zan por medio de la presencia de intercambiadores Na+ / H+ para mantener 
una concentración de iones de sodio bajo (Zou et al., 2008). Adicionalmente, 
presentan un aumento de glicerol,aminoácidos, alcoholes y sus derivados 
149
Los extremos de la vida
como mecanismo para mantener su osmolaridad, Una característica intere-
sante de las células de halófilos es que carecen de presión intracelular de 
turgencia (Madsen, 2008). El contenido de guanina y citosina del genoma de 
los organismos halófilos es de alrededor del 60 a 70 %; con este aumento se 
evita la formación de tinidina y mutaciones el genoma. En comparación con 
organismos no halófilos, presentan dinucleótidos distintos en las primera 
y segunda posiciones de codón, lo que muestra una abundancia de un as-
partato, glutamina, treonina, valina y residuos en proteínas halófilas, que 
conduce a su estabilidad (Siddiqui y Thomas, 2008).
Las proteínas halófilas poseen menor hidrofobicidad debido a que se agregan 
por altas interacciones hidrófobas. Una característica notable de estas es 
que a menudo también son termotolerantes y alcalofílicas (Setati, 2010). Los 
residuos ácidos también forman puentes de sal, que se suman a la rigidez y 
por lo tanto la estabilidad de estructuras de proteínas. Una disminución en 
grandes restos hidrófobos y un aumento en los residuos más pequeños tam-
bién contribuyen a la estabilidad de las proteínas halófilas. Con relación a la 
estructura secundaria de proteínas, se tiene noticia de que los residuos son 
propensos a la formación de alfa hélices, lo cual conduce a un aumento de la 
flexibilidad de la proteína a altas concentraciones de sal (Paul et al., 2008).
ORGANISMOS ACIDÓFILOS
Los organismos acidófilos habitan en superficies de origen volcánico, muchas 
veces volcanes activos o lagos ácidos. Los procesos geotermales terrestres 
constituyen el mejor y más amplio hábitat de estos microorganismos. Dichos 
seres son de tipo autótrofos y su metabolismo está basado principalmente 
en el sulfuro (SO2) (Mangold et al., 2011). Estos sulfuros son producto de 
la actividad volcánica al reaccionar con agua; debido a la alta temperatura, 
el agua se evapora, lo que genera un precipitado de ácido sobre los cuer-
pos internos de grietas o empozamientos volcánicos (Van de Vossenberg et 
al., 2000). Adicionalmente, el hábitat de estos acidófilos está formado por 
grandes reservorios de ácidos inorgánicos de metales como hierro y formas 
reducidas de sulfuro en abundancia, producto no solo de la formación natu-
ral, sino también de la actividad metabólica dependiente e independiente 
de oxigeno de las mismas bacterias que permiten la formación de nuevos 
productos de carácter ácido, como procesos de nitrificación y oxidación de 
sulfuros. Estos ambientes pueden desarrollar valores pH cercanos a 0, en 
donde la concentración de H+ es de mayor de 1M (Johnson et al., 2009).
Como es bien sabido, los valores de pH intervienen con los procesos de ho-
meostasis celular, pues los gradientes de iones, el intercambio de estos en 
el ambiente y los procesos de obtención de energía a partir de gradientes de 
protones se verían alterados; por lo tanto, el control de pH sobre valores al-
tos de H+ sería difícil; por ello, dentro de las estrategias, los organismos aci-
ASTROBIOLOGÍA 
150
dófilos mantienen un pH intracelular neutral debido a la impermeabilidad de 
la membrana por la presencia de lípidos con una configuración tetra éteres. 
Los enlaces éter, químicamente, son mucho menos vulnerables a la hidrólisis 
ácida de los enlaces éster. Adicionalmente, las proteínas que componen la 
membrana en estos organismos poseen una reducción de tamaño, y existe 
un gradiente quimiosmótico intracelular generado por un proceso conocido 
como potencial de Donan (equilibrio iónico sobre iones permeables e imper-
meables por moléculas positivas). Los organismos poseen mecanismos de 
secuestro de protones por parte del sistemas de proteínas, y la presencia de 
buffers citoplasmáticos como aminoácidos básicos (Glu, Arg), que retienen 
los protones y mantienen la homeostasis (Baker y Dopson, 2007).
La mayoría de organismos son pertenecientes a los dominios Archaea y Bacte-
ria, aunque también hay representantes de phylas superiores, como el alga 
rodofícea Cyanidium caldarium, encontrada en las fuentes termales del Par-
que Nacional de Yellowstone. Su rango medio de temperatura variÍa de los 
55 °C a 65 °C; lo interesante es que en la naturaleza dicha alga crece entre 
valores de pH de 0.05 a 5, y su óptimo de crecimiento está entre 2 y 3. Está 
adaptada a bajas cantidades de luz y su concentración de fotopigmentos es 
elevada; además, crece sobre medios de glucosa en medio de la oscuridad 
(Doemel y Brock, 1971).
En el caso de Archaea, los mayores exponentes de organismos acidófilos corres-
ponden a los presentes en los órdenes Sulfolobales y Thermoplasmatales (que 
también poseen condiciones termófilas). Acidianus infernus es una Archaea que 
crece a temperaturas cercanas a los 90 °C y tiene un pH óptimo de 2.0 (Auernik 
et al., 2008). Otro exponente es el caso del género Picrophilus, que crece sobre 
pH mucho menores y cuyo valor óptimo es 0.7 (Schleper et al., 1995).
ORGANISMOS ALCALÓFILOS
Los organismos alcalófilos son aquellos que crecen en ambientes con un pH 
mayor a 7, es decir, su ambiente es totalmente alcalino; muchos de estos 
ambientes son terrestres, aunque también se encuentran en ambientes 
acuáticos, sobre todo asociados a medios salinos, fuentes hidrotermales y 
fuentes de sales de azufre submarinas. Se puede decir que muchos orga-
nismos considerados como halófilos son alcalófilos. Los ambientes alcalinos 
en nuestro planeta, como los lagos de soda, están presentes especialmente 
en las proximidades de zonas áridas que tienen contacto con el mar. Dichos 
lagos son el producto de la retención de agua salada o fuentes de agua de-
tenidas por formaciones tectónicas que empozan el agua, y como producto 
de la evaporación de la misma, se generan grandes extensiones ricas en car-
bonatos de sodio y trazas de sal marina o sales disueltas por el terreno. Es 
allí donde estos organismos tienen su espacio. Como el mayor recurso de la 
alcalinidad del paisaje de estos biomas es el carbonato de sodio, el pH de es-
151
Los extremos de la vida
tos ecosistemas generalmente es de 10.5; incluso, ser mucho mayor si todas 
las sales no han sido depositadas producto de la evaporación del agua que 
las disuelve (Van de Vossenberg et al., 2000).
La alcalinidad en un organismo común es peligrosa, pues obligaría a todo su 
sistema celular a generar un gradiente osmótico que libere agua, perdién-
dola totalmente y quedando en riesgo de dañar las células; además, los am-
bientes alcalinos proveen gran cantidad de oxigeno libre, que reacciona con 
productos metabólicos y procesos celulares, lo que genera, en varios casos, 
especies reactivas de oxigeno (ROS), como el peróxido de hidrógeno (H2O2), 
que es tóxico para las células y sus altas concentraciones generan daños a 
nivel proteico por su acople e inactivación de enzimas y el daño potencial 
al material genético. Por ello, los alcalófilos mantienen un pH intracelular 
mucho menor que el externo; para lograr esto, requieren transporte depen-
diente de energía, por cuanto la gran mayoría de proteínas presentes en la 
regulación de los alcalófilos son extracelulares. Dichos organismos generan 
un gradiente electroquímico de protones o iones Na+ de manera constante 
para permitir el control osmótico. Una de las estrategias para poder con-
trolar dicho equilibrio es acidificar el interior celular mediante la síntesis de 
compuestos ácidos en las membranas celulares como ácido galacturónico y 
ácido glutámico, que permiten la reducción del pH de la superficie celular; 
así mismo, la disminución de la permeabilidad de membrana ha sido una es-
trategia para evitar el desequilibrio osmótico (Bordenstein, 2008).
A nivel genómico, se ha podido identificar proteínas relacionadas con trans-
portadores propios de Na+ / H responsables de la homeostasis en dichos 
organismos, en cepas descubiertas de naturaleza alcalófila: Bacillus halodu-
rans C-125 y Bacillus firmusOF4 (Takami et al., 1999). El descubrimiento de 
nuevas cepas bacterianas y archaeanas, como el caso de Natronomonas pha-
raonis, una archaea haloalcalofila aislada de lagos salinos en Egipto y Kenia, 
ha permitido dilucidar aún más los mecanismos por los cuales los alcalófilos 
son tan exitosos. El pH de aislamiento fue 11 y su óptimo de crecimiento es 
de 8.5, con un contenido de NaCl de 3,5 M. Al igual que los otros alcalófilos, 
sus estrategias comprenden la síntesis de compuestos ácidos sobre la mem-
brana, un activo sistema de bombas dependientes de energía que permiten 
la homeostasis intracelular, además de modificaciones importantes a nivel 
proteico como la modificación de puentes de hidrógeno entre aminoácidos 
de proteínas, para modular los pKa de residuos catalíticos de proteínas ex-
tracelulares, además de modificaciones proteicas que implican la disminu-
ción de la hidrofobia de las proteínas e interacciones entre aminoácidos de 
carácter acido. Esto permite el control y la estabilidad de los procesos bio-
químicos ante el pH (Falb et al., 2005).
ASTROBIOLOGÍA 
152
ORGANISMOS RADIÓFILOS
Los organismos de tipo radiofilos comprenden organismos extremófilos capaces 
de soportar grandes cantidades de radiación ionizante; para darnos idea de la 
magnitud de su tolerancia, solo sabemos que los seres humanos pueden tolerar 
cerca de 10 Gy (gray = unidad de medida de radiación correspondiente a una do-
sis de energía ionizante, específicamente 1 joule de energía sobre un kilogramo 
de materia irradiada). Estos microorganismos son capaces de tolerar hasta más 
30 000 Gy (Levin-Zaidman et al., 2003). Este ambiente es altamente estresante 
y nocivo para la gran mayoría de organismos, pues las radiaciones atacan direc-
tamente el material genético, las cargas electrostáticas que genera la radiación 
alteran rutas metabólicas, proteínas y moléculas, además de la descomposición 
de materiales radiactivos que conducen a la desintegración de metales pesados 
y elementos de difícil catabolismo por parte de una célula.
Muchas cepas bacterianas como E. coli, levaduras y otros procariotas se han 
probado a dosis medianas de radiación ionizante y han demostrado tolerarlas 
(cercano a 60 Gy), pero con el incremento de la radiación se genera pérdida 
inevitable de viabilidad celular, reduciendo notablemente el número de 
colonias que puedan sobrevivir. Por ello, a estos organismos se les considera 
radiófilos moderados. Sin embargo, a los que se les denomina radiófilos estric-
tos son organismos como Deinococcus radiodurans y Thermococcus gammatole-
rans. D. radiodurans es una bacteria que fue descubierta a mediados de los 50 
en envases de conservas de carne, las cuales eran sometidas a un proceso de 
irradiación severa para esterilización, como método novedoso de la época. Al 
darse cuenta de que esta cepa bacteriana crecía incluso con dosis altas, se le 
denominó sarcásticamente como «Conan, el invencible», debido a que sopor-
taba altas dosis de radiación. Deinoccoccus es una bacteria no formadora de 
esporas, que soporta dosis de 15 000 Grays (Battista, 2000).
Por otra parte, Thermococcus gammatolerans, una archaea radiohipertermo-
fílica descubierta en 2003 por Jovilet et al. sobre chimeneas hidrotermales 
del océano Atlántico en la dorsal de la cuenca de Guaymas (27° 019 N, 111° 
249 W), es un anaerobio obligado heterótrofo, obtenido a través de enrique-
cimiento de cultivo con dosis masivas de radiación cercanas a los 30 kGy (30 
000 Gy), que solo presenta disminución de células viables cerca de los 5 kGy, 
y disminuyen a medida que se incrementaba la dosis (Jolivet et al., 2003).
En el caso de D. radiodurans se sabe que su alta capacidad de resistencia a la 
radiación se debe, inicialmente, al número de docenas de copias que realiza 
de su ADN, además la recuperación de los segmentos perdidos por la radia-
ción es remediada por recombinación homóloga de tetrámeros celulares que 
forma una vez ha recibido la dosis de radiación (Levin-Zaidman et al., 2003); 
no obstante, cuando los fragmentos son muy grandes, es muy difícil recupe-
rarlos. Adicionalmente, se sabe que D. radiodurans genera un desecamiento 
de su célula debido a la presencia de cofactores inorgánicos de protección al 
153
Los extremos de la vida
genoma como el manganeso, el cual permite la protección de las proteínas y 
de cierta parte del material celular. Por su parte, T. gammatolerans posee un 
sistema de reparación dado por la fase de crecimiento y la disponibilidad de 
nutrientes, al estudiarse la cinética de crecimiento se ha evidenciado que la 
fase más importante es la de crecimiento, pues es el punto de regulación de 
los cromosomas dañados por la radiación (Tapias et al., 2009).
La perspectiva acerca de los radiófilos es bastante amplia en comparación a lo 
que se ha estudiado, pues los ensayos in vitro con estos microorganismos re-
quieren muchas veces equipos, materiales y metodologías complejas, sensi-
bles y costosas; además, existe un gran desconocimiento acerca de muchos 
mecanismos y los conocidos aún poseen grandes baches intelectuales. Su 
posible aplicabilidad, incluso a nivel astrobiológico, continua en estudio; sin 
embargo, trabajos novedosos en donde se observa el comportamiento de D. 
radiodurans en radiación UV sobre vacío, para simular condiciones espacia-
les, abren una gran oportunidad de explorar y conocer más a estos peculia-
res organismos (Abrevaya et al., 2011).
ORGANISMOS BARÓFILOS O PIEZÓFILOS
Se puede definir a los organismos barófilos como aquellos que son capaces de 
sobrevivir bajo presiones mayores a 40 MPa y cuya presión de crecimiento 
óptimo sobrepasa dicho valor. La presión en el fondo del océano ronda los 
30 a 40 Mpa, sin embargo en lugares como el Océano Pacifico, el punto más 
profundo supera los 117 MPa (Horikoshi, 1998). Generalmente, los organis-
mos barófilos están asociados con condiciones piscrófilas (bajas tempera-
turas), pues como se sabe, la temperatura del fondo oceánico es bastante 
fría en muchos puntos (excepto en fosas hidrotermales y zonas donde la 
subducción y el contacto tectónico de las placas terrestres genera aberturas 
que pueden alcanzar los 400 °C). Allí la presión es mucho mayor, por lo tanto 
estos organismos no solo se adaptan a una alta presión, sino también a bajas 
o altas temperaturas. Por ello, estos microorganismos comparten varias de 
las estrategias expuestas anteriormente (Sharma et al., 2002).
Como es sabido, la interacción de fluidos presentes en una célula depende 
en gran parte de un gradiente de presión interno y externo; así pues, una 
presión mucho mayor en el exterior genera una respuesta muy drástica en 
las células adaptadas a grandes presiones. En estos casos, los extremófilos 
han generado mecanismos que van desde la adaptación de ácidos grasos 
insaturados con bajos puntos de ebullición a la modificación de la composi-
ción de la membrana celular con el ácido docosahexaenoico (DHA), dejando 
esta mucho más fluida y menos rígida, factor que va en contra de la resisten-
cia a una presión mucho mayor, so pena de colapsar y explotar; además, la 
composición de la membrana celular compromete el intercambio iónico y de 
nutrientes, lo que impide el crecimiento celular (Sharma et al., 2002).
ASTROBIOLOGÍA 
154
A nivel molecular se ha podido establecer una serie de genes involucrados en 
la supervivencia y adaptación a dichos ambientes que permiten un manteni-
miento estable a condiciones donde las moléculas de procesos básicos como 
la transcripción y traducción del material genético no pueden interactuar 
libremente debido a la presión, lo que previene fenómenos de aglutinación 
constante e impedimento físico. El descubrimiento en los años ochenta de 
operones de respuesta a la presión con promotores dependientes de pre-
sión (ompH), los cuales poseen tres fragmentos de lectura (ORF1, 2 y 3), son 
clara evidencia de que muchos sistemas de control génico en estos organis-
mos han evolucionado para permitir la supervivenciaen estos ambientes, 
tales como elementos involucrados en el metabolismo como la citocromo d 
deshidrogenasa (CydD) y a partir de esta la formación de complejo citocro-
mo bd para la condición barofílica. Por otra parte, se han podido describir 
elementos químicos que están comprometidos en la regulación de esta con-
dición resistente a altas presiones. La regulación de subunidades enzimáti-
cas vistas en cepas bacterianas como E. coli, así como el cloranfenicol acetil 
transferasa, es dependiente de presiones moderadas a grandes; adicional-
mente, la presión influye en factores como la eficiencia de la transcripción 
en varias bacterias sometidas a condiciones de alta presión. Como ejemplo 
de lo anterior, en ensayos con Photobacterium se reporta que en genes 
16rRNA la transcripción se incrementa con la presión, y que las subunidades 
de ompH son esenciales en la recaptura de nutrientes (Horikoshi, 1998).
Se cree que la estabilidad de proteínas en estos organismos obedece, en par-
te, a condiciones bioquímicas propias del ambiente barofílico en el cual se 
desarrollan. Trabajos desarrollados en 2005 han mostrado que la presencia 
de aminoácidos polares y pequeños está relacionada con dicha condición ba-
rofílica, lo cual es un componente de selección debido a la presión hidrostá-
tica. Además de la presencia de proteínas de choque térmico (HSP), asunto 
que es lógico, las bajas o altas temperaturas a grandes presiones generan 
una doble presión, y este tipo de proteínas son eficaces y de alta actividad 
bajo estas condiciones (Giulio, 2005).
A nivel ecológico se desconoce mucho de estos microorganismos debido a su 
hábitat tan extremo, que impide su normal estudio. Solo los avances de la 
oceanografía y la exploración marina han permitido conocer mucho mejor 
estos ecosistemas, pero para la gran mayoría de extremófilos es muy difí-
cil su aislamiento y cultivo en condiciones de laboratorio. Dentro del poco 
conocimiento que se tiene, se sabe su gran importancia en la generación 
de nutrientes en ecosistemas como las fumarolas hidrotermales a partir de 
compuestos inorgánicos. Se conocen muchas especies barófilas que están 
asociadas a ambientes hipertermofílicos, productores de sulfatos y fijadores 
de carbono a partir de compuestos inorgánicos (Reysenbach y Cady, 2001).
155
Los extremos de la vida
XERÓFILOS
Se creía que sería muy difícil, incluso imposible, que algún microorganismo 
fuera capaz de subsistir con niveles muy bajos de agua. A pesar de esto, eco-
sistemas en nuestro planeta, conocidos como desiertos o zonas subxerofi-
ticas, superan todas las expectativas de algún tipo de supervivencia para 
algún tipo de ser vivo. Los desiertos ocupan cerca del 20 % de la superficie 
del planeta (cerca de 37 millones de km2) (Wierzchos et al., 2012). Debido a 
sus condiciones particulares, la disponibilidad de agua es muy baja, e incluso 
a la humedad del aire presente en muchos lugares es poca debido al ambien-
te árido que domina el paisaje. 
Pero la falta de agua genera efectos muy nocivos en los seres vivos, no solamente 
la falta de un solvente indicado para los procesos de transporte celular, tráfico 
de protones y procesos metabólicos producto del catabolismo de la molécula 
de agua, en donde el H2 y el oxígeno son principales actores, sino también en 
procesos de catabolismo de productos para generar energía. Adicionalmente, 
las concentraciones de sales en la membrana tienden a acumularse y generar 
problemas de pH en las células, lo que causa procesos de acidificación o alcali-
nización del entorno. En organismos que sobreviven en medios salinos, las con-
centraciones de sales son tan altas que se aglomeran en precipitados de sal, 
como el caso de la halobacteria Salinibacter ruber (Grant, 2004).
Varios son los miembros del dominio Archaea que están presentes dentro de 
este grupo de microorganismos, dentro de los cuales están las halobacte-
rias, algunos metanógenos halofílicos dentro de las familias Metanospirilla-
ceae y la familia Metanosarcinaceae (Grant, 2004). Debido a las condiciones 
de cultivo y sus hábitats tan extremos, se desconocen muchos procesos por 
los cuales estos organismos sobreviven a tales ambientes; sin embargo, va-
rias estrategias de supervivencia comprometen una serie cadenas de géne-
ros y especies bacterianas involucradas en procesos como la hidrólisis de 
productos metabólicos o producción de elementos como sulfuros. La hidró-
lisis está involucrada con algunas bacterias halofílicas gram positivas de las 
que se han podido extraer enzimas de interés comercial como celulasas, pro-
teinasas y lipasas (Rees et al., 2003). Estos productos de hidrólisis son sus-
trato para bacterias como múltiples anaerobios; dichas bacterias usan esta 
hidrólisis por medio de fermentación para generar ácido acético, hidrogeno 
y CO2, y estos compuestos, a su vez, son sustrato para otros tipos bacteria-
nos como metanógenos y cianobacterias (Grant, 2004). Algunas bacterias 
también están presentes en procesos como la sulfogénesis (generación de 
sulfuros), en sedimentos marinos realizado por bacterias de tipo Desulfo-
bacter (Grant, 2004), o la oxidación de amonio sobre todo en lagos salinos 
(Khmelenina et al., 2000), producto del metabolismo de las sales altamente 
presentes en estos ambientes secos.
ASTROBIOLOGÍA 
156
REFERENCIAS
Abrevaya, X., Paulino-Lima, I., Galante, D., Rodrigues, F., Mauas 
P., Cortón, E. et al. (2011). Comparative survival analysis of 
Deinococcus radiodurans and the haloarchaea Natrialba ma-
gadii and Haloferax volcanii, exposed to vacuum ultraviolet 
irradiation. Astrobiology, 10, pp. 1034-1040.
Auernik, K., Cooper, C., Kelly, R. (2008). Life in hot acid: pathway 
analyses in extremely thermoacidophilic archaea. Current 
Opinion in Biotechnology, 19, pp. 445-453.
Baker, C., Dopson, M. (2007). Life in acid: pH homeostasis in aci-
dophiles. Trends in Microbiology, 15, pp. 65-170.
Battista, J. (2000). Radiation resistance: The fragments that re-
main. Current Biology, 10, p. 204–205.
Berezovsky, I., Zeldovich, K., Shakhnovich, B. (2007). Positive and 
negative design in stability and thermal adaptation of natu-
ral proteins. PLoS Computational Biology, 3, p. 1-10.
Bordenstein, S. (2008). Microbialife in alkaline environments. 
Disponible en: http://serc.carleton.edu/microbelife/extre-
me/alkaline/index.html
Bowman, J., McCammon, S., Brown, M., Nichols, D., McMeekin, 
T. (1997). Diversity and association of psychrophilic bacteria 
in Antarctic sea ice. Applied and Environmental Microbiology, 
63, pp. 3068-3078.
Canganella, F., Wiegel, J. (2011). Extremophiles: from abyssal to 
terrestrial ecosystems and possibly beyond. Naturwissens-
chaften, 98, pp. 253-279.
Cavicchioli, R., Thomas, T. (2000). Extremophiles. En Encyclopedia of 
microbiology, Vol. 2, 2a edición. London: Academic, pp. 317-337.
D’Amico, S., Collins, T., Marx, J., Feller, G., Gerday, C. (2006). Psy-
chrophilic microorganisms: challenges for life. EMBO Re-
ports, 7(4), pp. 385-389.
Dieser, M., Greenwood, M., Foreman, C. (2010). Carotenoid pig-
mentation in Antarctic heterotrophic bacteria as a strategy 
to withstand environmental stresses. American Association 
for Aerosol Research, 42, pp. 396-405.
Doemel, W., Brock, T. (1971). The Physiological Ecology of Cyani-
dium caldarium. Journal of General Microbiology, 67, pp. 17-32.
Falb, M., Pfeiffer, F., Palm, P., Rodewald, K, Hickmann V, Tittor 
J. et al. (2005). Living with two extremes: Conclusions from 
the genome sequence of Natronomonas pharaonis. Genome 
Research, 15, pp. 1336-1343.
157
Los extremos de la vida
Feller, G., Charles, G. (2003). Psychrophilic enzymes: hot topics in 
cold adaptation. Nature Reviews Microbiology, 1(3), pp. 200-208.
Fuchs, T., Neuhaus, K., Scherer, S. (2013). Life at low temperatu-
res. Berlin: Heidelberg.
Fütterer, O., Angelov, A., Liesegang, H., Gottschalk, G., Schleper, 
C., Schepers, B. et al. (2004). Genome sequence of Picrophilus 
torridusand its implications for life around pH 0. Proceedings 
of the National Academy of Sciences, 101, pp. 9091-9096.
Giaquinto, L., Curmi, P., Siddiqui, K., Poljak, A., DeLong, E., Das-
Sarma, S. et al. (2007). The structure and function of cold 
shock proteins in archaea. Journal of Bacteriology, 189, pp. 
5738-5748.
Giulio, M. (2005). Structuring of the genetic code took place at 
acidic pH. Journal of Theoretical Biology, 237, pp. 219-226.
Grant, W., (2004). The Molecular Basis of Life: Is Life Possible wi-
thout Water? Philosophical Transactions: Biological Sciences, 
359(1448), pp. 1249-1267.
Horikoshi, K. (1998). Barophiles: deep-sea microorganisms adap-
ted to an extreme environment. Ecology and Industrial Micro-
biology, 1(3), pp. 291-295.
Johnson, D., Bacelar, P., Okibe, N., Thomas, A., Hallberg, K. (2009). 
Characteristics of Ferrimicrobium acidiphilum gen. nov., sp. 
nov., and Ferrithrix thermotolerans gen. nov., sp. nov.: hetero-
trophic iron-oxidizing, extremely acidophilic actinobacteria. 
International Journal of Systematic Evolution and Microbiolo-
gy, 59, pp. 1082-1089.
Jolivet, E., L'Haridon, S., Corre, E., Forterre, P., Prieur, D. (2003). 
Thermococcus gammatolerans sp. nov., a hyperthermophilic 
archaeon from a deep-sea hydrothermal vent that resists io-
nizing radiation. International Journal of Systematic and Evo-
lutionary Microbiology, 53, 847-851.
Kashefi, K., Lovley, D. (2003). Extending the Upper Temperature 
Limit for Life. Science, New Series, 301, p. 934.
Kawashima, T., Amano, A., Koike, A., Makino, S., Higuchi, S., 
Kawashima, Y. et al. (2000). Archaeal adaptation to higher 
temperatures revealed by genomic sequence of Thermoplas-
ma volcanium. Proceedings of the National Academy of Scien-
ces, 97, pp. 14257-14262.
Khmelenina, Y., Eshinimaev, B., Kalyuzhnaya, M., Trotsenko, Y. 
(2000). Potential activity of methane and ammonium oxida-
tion by methanotrophic communities from the soda lakes of 
southern Transbaikal. Microbiology, 69(4), pp. 460-465.
ASTROBIOLOGÍA 
158
Levin-Zaidman, S., Englander, J., Shimoni, E., Sharma, A., Minton, 
K., Minsky, A. (2003). Ringlike. Structure of the Deinococcus 
radiodurans Genome: A Key to Radioresistance? Science, 299, 
pp. 254-256.
MacElroy, M. (1974). Some Comments on the evolution of extre-
mophiles. Biosystems, 6, pp. 74-75.
Madigan, M. (2000). Extremophilic Bacteria and microbial Diver-
sity. Annals of the Missouri Botanical Garden, 87(1), pp. 3-12.
Madigan, M., Martinko, J., Parker, J. (2003). Brock Biología de los mi-
croorganismos. Décima edición. Madrid: Pearson Prentice Hall.
Madsen, E. (2008). Environmental Microbiology. Oxford: Blackwe-
ll Publishing.
Mangold, S., Valdés, J., Holmes, D., Dopson, M. (2011). Sulfur me-
tabolism in the extreme acidophile Acidithiobacillus caldus. 
Frontiers in Microbiology, 2, p. 17.
Moat, A., Foster, J., Spector, M. (2002). Microbial Physiology. 4th 
edition. New York: Wiley-Liss a John Wiley & Sons, Inc., Pu-
blication.
Nichols, C., Lardiere, S., Bowman, J., Nichols, P., Gibson, J., 
Guézennec, J. (2005). Chemical characterization of exopoly-
saccharides from antarctic marine bacteria. Microbial Ecolo-
gy, 49, pp. 578-589.
Ollivier, B., Caumette, P., Garcia, J., Mah, A. (1994). Anaerobic 
Bacteria from Hypersaline Environments. Microbiological Re-
views, 58(1), pp. 27-38.
Paul, S., Bag, S., Das, S., Harvill, E., Dutta, C. (2008). Molecular 
signature of hypersaline adaptation: insights from genome 
and proteome composition of halophilic prokaryotes. Geno-
me Biology, 9, R70.
Pearce, D. (2012) Extremophiles in Antartica: life at low temperatu-
res. En H. Stan y S. Fendrihan (Eds.). Adaption of Microbial Life to 
Environmental Extremes. New York: Springer-Verlag/Wien.
Podar, M., Reysenbach, A. (2006). New opportunities revealed 
by biotechnological explorations of extremophiles. Current 
Opinion in Biotechnology, 17(3), pp. 250-255.
Rees, C., Grant, S., Jones, B., Heaphy, S. (2003). Detecting cellulase 
and esterase enzyme activities encoded by novel genes present 
in environmental DNA libraries. Extremophiles, 7, pp. 415-421.
Reysenbach, A., Cady, S. (2001). Microbiology of ancient and mo-
dern hydrothermal systems. Trends in Microbiology, 9(2), pp. 
79-86.
159
Los extremos de la vida
Schleper, C., Puehler, G., Holz, I., Gambacorta, A., Janekovic, D., 
Santarius, U. et al. (1995). Picrophilus gen. nov., fam. Nov.: a 
Novel Aerobic, Heterotrophic, Thermoacidophilic Genus and 
Family Comprising Archaea Capable of Growth around pH 0. 
Journal of Bacteriology, 177(24), pp. 7050-7059.
Schnek, A., Massarini, A. (2008). Curtis Biología. Séptima edición. 
Madrid: Editorial Médica Panamericana.
Setati, M. (2010). Diversity and industrial potential of hydrola-
se-producing halophilic/halotolerant eubacteria. African 
Journal of Biotechnology, 9(11), pp. 1555-1560.
Siddiqui, K., Thomas, T. (2008). Protein Adaptation in Extremophi-
les. New York: Nova Biomedical Books. 
Sharma, A., Scott J., Cody G., Fogel M., Hazen R., Hemley R., Hun-
tress W., (2002); Microbial Activity at Gigapascal Pressures. 
Science 295, 1514-1516
Takami, H., Nakasone, K., Hirama, C., Takai, Y., Masui, N., Fuji, F. et al. 
(1999). An improved physical and genetic map of the genome 
of alkaliphilic Bacillus sp. C-125. Extremophiles, 3, pp. 21-28.
Tapias, A., Leplat, C., Confalonieri, F. (2009). Recovery of ioni-
zing-radiation damage after high doses of gamma ray in the 
hyperthermophilic archaeon Thermococcus gammatolerans. 
Extremophiles, 13(2), pp. 333-343.
Van de Vossenberg, J., Driessen, A., Konings, W. (2000). Adap-
tations of the Cell Membrane for Life in Extreme Environ-
ments. En K. Storey y J. Storey (Eds). Environmental Stressors 
and Gene Responses. Elsevier Science B. V. pp. 71-88.
Wierzchos, J., De los Rios, A., Ascaso, C. (2012). Microorganism 
in desert rocks: the edge of life on Earth. International Micro-
biology, 15, pp. 173-183.
Zou, Y., Yang, L., Wang, L., Yang, S., (2008). Cloning and charac-
terization of a Na+ /H+ antiporter gene of the moderately 
halophilic bacterium Halobacillus aidingensis AD-6. Journal of 
Microbiology, 46(4), pp. 415-421.
ASTROBIOLOGÍA 
160160
161
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
161
9
BioQuÍMicA
de lA VidA
AlternAtiVAS 
Y BioQuÍMicAS
ASTROBIOLOGÍA 
162
La astrobiología contempla entre sus objetivos el entendimiento químico de 
la vida para así poder extrapolar estos conocimientos a otros mundos, por 
ende es pertinente tratar de establecer por qué el carbono constituye el 
elemento químico más importante en la formación de biomoléculas comple-
jas. Es aquí donde la génesis de la química prebiótica motiva la explicación 
teórica de los primeros ambientes terrestres y los constituyentes primeros 
que posibilitaron las formación de lo que se conoce como ARN, tal y como 
se explicó en capítulos anteriores. Si bien son bastantes las hipótesis y me-
canismos probados en relación al carbono y al agua como solvente, se debe 
considerar que aún no se tiene certeza de si la vida tal y como se desarrolló 
en este planeta es una regla o una excepción, o simplemente es una de las 
múltiples formas que existen en el Universo para el desarrollo de vida. Por 
esto, se hace necesario evaluar las posibles bioquímicas en otros lugares, 
con base en otros elementos conocidos, no sin descartar la posibilidad de 
que múltiples elementos alejados del alcance humano no hayan sido descu-
biertos y se desconozcan sus propiedades físicas y químicas.
HOMOQUIRALIDAD DE LA VIDA TERRESTRE
En química orgánica una de las relaciones más relevantes es el modo en que 
los átomos se orientan en el espacio (Takano y Ohkouchi, 2013), esto debi-
do a que el carbono es un átomo que estructura su orientación espacial de 
acuerdo con los niveles de energía que establezcan sus uniones químicas. Los 
enantiómeros son imágenes especulares que no pueden sersuperpuestas 
para resultar en la misma molécula, una de las manifestaciones más impor-
tantes de los enantiómeros es su actividad óptica; es decir, una enantiómero 
desvía la luz polarizada en un cierto ángulo y dirección del plano de referencia 
de la polarización (Guzatov y Klimov, 2012), de esta forma, un enantiómero 
que desvía la luz hacia la derecha se denomina «dextrógiro» y el que la desvía 
hacia la izquierda se denomina «levógiro». La vida en La Tierra, en el caso de 
los aminoácidos, se compone casi exclusivamente de un enantiómero: L. Louis 
Pasteur fue el primero en darse cuenta, a finales de 1840, de que muchas 
biomoléculas muestran una asimetría espejo conocida como quiralidad. Aun-
que las soluciones sintetizadas en el laboratorio son siempre racémicas, con 
concentraciones iguales de cada isómero quiral, lo mismo no es cierto para 
la materia viva: las proteínas contienen casi exclusivamente L- aminoácidos, 
mientras que los azúcares tienen orientación D. Una de las explicaciones más 
desarrolladas son los efectos de polarización de la luz en los primeros rangos 
de formación estelar (Sidharth, 2002). Al contrario, existen autores que, como 
Marcelo Gleicer, plantean que la homoquiralidad se debe a una construcción 
explícitamente endógena (Gleicer y Thorarinson, 2006), en donde las condi-
ciones del planeta Tierra fueron las esenciales para que el medio ambiente 
circundante determinara las estructuras bioquímicas en formación (Gleicer y 
Walker, 2012). Hay que tener en cuenta que se está utilizando el concepto 
163
Bioquímica de la vida y bioquímicas alternativas
de equilibrio con un poco de arbitrariedad frente a sus consecuencias de in-
terpretación y de alcance: la red de reacciones químicas se describen en un 
sistema abierto en donde el diferente intercambio de energía con el medio 
ambiente aumentó el nivel de entropía, lo cual desembocó en construcciones 
bioquímicas que con el tiempo se tornaron estables y, con esto, eficientes.
Una cuestión muy debatida es si la homoquiralidad de biomoléculas es un 
requisito previo para el surgimiento de la vida o si se desarrolló como una 
consecuencia de su misma actividad en los ambientes prebióticos. A conse-
cuencia de esto, se ha argumentado que los ácidos nucleicos quirales pue-
den formar pares de bases y estructuras helicoidales y, por lo tanto, son can-
didatos atractivos para los primeros portadores de la información genética 
(Koonin, 2009), teniendo en cuenta que hay conformaciones muy específicas 
de entidades estructurales que solo se pueden formar a partir de bloques 
de enantiómeros con construcción pura. 
Una de las preguntas más importantes en la investigación en astrobiología es 
la que se cuestiona acerca de si los bloques constituyentes de la vida fueron 
determinados por la influencia de los choques de meteoritos en el inter-
cambio con el cosmos. A raíz de esto, una de las principales controversias 
es el descubrimiento de un exceso de compuestos orgánicos quirales en el 
meteorito Murchison, situación que ha apoyado este punto de vista (Martins 
et al. 2008). El meteorito fue descubierto en Australia en 1969 y, según la 
investigación realizada sobre su composición, se ha denotado un alto conte-
nido de de aminoácidos complejos levógiros, que es una de las principales 
orientaciones de los aminoácidos que constituyen la vida en La Tierra. 
Una explicación plausible es que la nube que se originó el Sistema Solar fue so-
metida a Círculos de luz Polarizada (CPL), la cual es una polarización en la que 
el campo eléctrico de la onda de paso no cambia la fuerza, pero su dirección es 
rotativa. En la electrodinámica, la fuerza y la dirección de un campo eléctrico 
se define por lo que se llama un vector de campo eléctrico. En el caso de una 
onda polarizada circularmente, la punta del vector de campo eléctrico, en un 
punto dado en el espacio, describe un círculo a medida que avanza el tiempo. 
Si la onda está congelada en el tiempo, el vector de campo eléctrico de la onda 
describe una hélice a lo largo de la dirección de propagación, tal como la ra-
diación sincrotrón de estrellas de neutrones. Si este es un mecanismo viable, 
el mismo sesgo quiral debe ser frecuente en todo el Sistema Solar pero no 
necesariamente en toda la galaxia. Esto debe ser contrastado con pruebas 
fehacientes que expliquen este comportamiento astrofísico. 
POLARIZACIÓN EN NEBULOSAS PLANETARIAS Y SUS CONSECUENCIAS PARA EL 
ORIGEN DE LA HOMOQUIRALIDAD 
Motohide Tamura del Observatorio Nacional de Japón ha realizado observa-
ciones en espectrometría de difracción de luz polarizada para la nebulosa 
M42 – Orión. El área amplia que abarca la nebulosa es una fábrica de estre-
ASTROBIOLOGÍA 
164
llas donde la interacción de la fuerza de la gravedad agrupa el gas y el pol-
vo estelar, formando estrellas que comienzan a brillar. De acuerdo con las 
conclusiones que obtiene Tamura en la observación en la banda 2,14 μm del 
infrarrojo, se denota que en los lugares de formación de estrellas de alta y 
baja masa se revelan regiones de alta polarización circular, lo cual implica su 
influencia sobre la formación de nubes moleculares que pululan en este sec-
tor de la nebulosa. Si el Sistema Solar se formó en una región de nacimiento 
de estrellas masivas y se irradió por la influencia de radiación circular pola-
rizada, la consecuencia de esto —desde el punto de vista astrofísico— es la 
conformación de enantiómeros L-amino para las cadenas de nubes molecu-
lares que conforman las estructuras de gas y polvo; todos los cuerpos que 
tuvieran orbitas sincrónicas o errantes, ya fueran cometas o asteroides, se 
llevaron en sus superficies las sustancias químicas que luego patrocinaron 
en el ambiente prebiótico de La Tierra primigenia un papel relevante en la 
construcción de las bases para la vida autorreplicante (Fukue et al, 2010).
Para el maestro de ciencias físicas S. Capozziello de la Universidad de Nápo-
les Federico II, si bien es cierto que las partículas elementales (por ejemplo, 
L- neutrinos) o moléculas orgánicas (por ejemplo, L- aminoácidos y D - azú-
cares) tienen una caracterización quiral preferencial, se puede evaluar si en 
sistema macroscópico, como las galaxias, pueden compartir esta caracterís-
tica. Mediante el análisis estadístico se puede llegar a entender el modo de 
rotación de las galaxias y sus consecuencias para la formación no solo de 
objetos estelares, sino en la influencia de la estructuración a nivel microsco-
pio de cadenas moleculares complejas y en el advenimiento de la caracteri-
zación de quiralidad las moléculas orgánicas (Capozzielo y Lattanzi, 2006).
Uno de los grandes avances que se produjo en la astroquímica y la astrobio-
logía en los últimos años fue el descubrimiento inequívoco de la quiralidad 
en las condritas carbonáceas (CC), sobre los meteoritos más raros que con-
tienen un nivel relativamente alto de carbono macromolecular conocido 
comúnmente como querógeno. Más en detalle, el exceso enantiomérico se 
midió en la fracción de aminoácidos extraída de la CC. La absoluta certeza 
de que el exceso enantiomérico medido no se deriva de la contaminación de 
parte del entorno del planeta es debido al hecho de que no se encontraron 
elementos biológicos adheridos a las muestras (Iglesias et al., 2011).
Sin quiralidad no hay vida porque todas las reacciones químicas que ocurren 
en los organismos vivos son de síntesis asimétrica, ya que su rapidez y se-
lectividad ocurre gracias a la quiralidad de las moléculas y macromoléculas 
implicadas. Hay varias hipótesis sobre el mecanismo que ha llevado a la ob-
servación experimental de la quiralidad L-amino. El mecanismo más convin-
cente consiste en la acción de la luz polarizada circularmente (CPL) sobre 
las mezclas racémicas de moléculas formadas en el medio interestelar antes 
de la formación del Sistema Solar. Debido al poco gradiente transversal de 
absorción de luz en cierta sección en una mezcla racémica de enantióme-
165
Bioquímicade la vida y bioquímicas alternativas
ros, un cierto tipo de ellos absorbe una cantidad ligeramente mayor de CPL 
que el otro enantiómero. Una irradiación prolongada con CPL a una mez-
cla racémica de moléculas transforma la mezcla, aumentando el número de 
moléculas de cierta quiralidad. Por lo tanto, la mezcla de moléculas de los 
enantiómeros quirales, determinados de una vez y formados en el medio 
interestelar, es luego incorporada en la nebulosa solar primitiva. El punto es 
que hay fuentes ya conocidas de luz polarizada circularmente en ciertas re-
giones de formación estelar que tienen una clara implicación en la inducción 
de quiralidad en mezclas racémicas sobre moléculas formadas en procesos 
abióticos en el medio interestelar (Fukue et al, 2010).
Para subrayar aún más la complejidad del querógeno en el CC, se debe recor-
dar que solo del 10 % al 20 % de la materia carbonosa es agua o disolvente 
extraíble, la fracción restante es compuesta por una mezcla compleja de alto 
peso molecular reticulado con materia orgánica que se asemeja, para cier-
tos casos, con el carbón de origen terrestre. Técnicas analíticas refinadas 
han sido utilizadas para el estudio de este fenómeno y revelan que es una 
mezcla muy compleja de miles de diferentes especies moleculares, una com-
plejidad comparable o aún más impresionante que la del carbono terrestre 
(Iglesias et al., 2011).
QUÍMICA DEL CARBONO
El carbono es el elemento principal para la construcción de la vida tal como se 
le conoce, su habilidad para formar moléculas estables con otros elementos 
es prácticamente única, pues permite la formación de alcanos, alquenos, alde-
hídos, esteres, ácidos carboxílicos y aminas; los cuales corresponden a grupos 
funcionales esenciales de algún modo para la vida en el planeta, y que per-
miten, con su combinación, la formación de proteínas, esteroides, colesterol, 
azúcares, entre otros. La gran variedad de estructuras que puede formar el 
carbono se debe a su habilidad para la formación de dobles y triples enlaces, 
los cuales alteran la química y geometría de la molécula; sin embargo, la ha-
bilidad del carbono para la construcción de un rango ilimitado de moléculas 
puede ser atribuido a varios factores como la estabilidad de las macromolécu-
las de carbono, debido a la energía de enlace carbono-carbono que es la más 
alta entre los no metales y es comparable a la fuerza del enlace carbono-oxí-
geno y carbono-hidrógeno (Sharma et al. 2002). También influye el valor de 
electronegatividad media que permite la formación de enlaces covalentes y 
la alta activación de energía por sustitución y reacciones de escisión de enla-
ces, debido a orbitales de valencia vacíos, lo que mejora la estabilidad de los 
hidrocarburos y halocarburos en agua y oxígeno (Wade, 2004).
Los hidrocarburos que componen la cadena de lípidos están estructurados, 
prácticamente de manera exclusiva, por enlaces carbono-carbono. De for-
ma similar sucede en las proteínas, aunque son unidades repetitivas de dos 
ASTROBIOLOGÍA 
166
átomos de carbono seguidos por un átomo de nitrógeno, estas cadenas son 
posibles debido a la fuerza de adhesión similar entre enlaces carbono-car-
bono y carbono-nitrógeno. En cuanto a los ácidos nucleicos, se puede decir 
que se encuentran formados por unidades de tres carbonos, un oxígeno, un 
fósforo y otro átomo de oxígeno. Dada la capacidad de estas cadenas princi-
pales de existir en variedad de formas y tamaños, la vida presenta sistemas 
con una variedad interminable de formas moleculares estables pero viables 
e intercambiables (Wade, 2004).
La moléculas de carbono tienen propiedades redox favorables para ser la 
base del metabolismo, pues se pueden convertir con facilidad de su estado 
más reducido a su estado más oxidado (metano y dióxido de carbono respec-
tivamente), los cuales son productos finales del metabolismo y debido a su 
estado gaseoso pueden eliminarse fácilmente, pero pueden seguir disponi-
bles para las reacciones. También es importante considerar que, debido a la 
fuerte entalpía entre carbono e hidrógeno y oxígeno, el carbono se adapta 
idealmente al agua como solvente, lo cual se constata con la disociación de 
agua en muchos procesos bioquímicos como la fotosíntesis, formación de 
azúcares, lípidos y proteínas. El carbono presenta otra característica que le 
permite ser un bloque para la construcción de vida: su abundancia en el Uni-
verso, lo cual permite pensar que su uso como base para la vida es posible 
en otros ambientes planetarios (McMurry, 2008).
SUSTITUYENTES DEL CARBONO
Como se ha evidenciado, el carbono tiene diversas propiedades que lo hacen 
especial; sin embargo, se ha especulado sobre la posibilidad de que otros 
elementos puedan sustituirlo. Es difícil encontrar otro elemento que reúna 
la complejidad y la versatilidad del carbono, pero lo que debe tomarse en 
consideración es que la investigación en química polimérica se evalúa bajo 
las condiciones ambientales terrestres y muchos polímeros que son estables 
a puntos de congelación o de ebullición superior al del agua aún son des-
conocidos, adicionalmente, es de suma importancia considerar que la vida 
podría no requerir un elemento predominante como lo es el carbono en la 
bioquímica terrestre. 
Uno de los posibles elementos sustituyentes del carbono es el silicio, ya que 
presenta propiedades similares a las del carbono. El silicio pertenece al mis-
mo grupo del carbono en la tabla periódica, con cuatro electrones en su capa 
más externa; tanto el carbono como el silicio son elementos con bajo peso 
atómico, con rangos intermedios de electronegatividad y ambos son semi-
metálicos. El silicio forma enlaces relativamente estables con los elementos 
más abundantes en el Universo; no obstante, el silicio rara vez forma dobles 
o triples enlaces, los cuales, por lo menos con el carbono, son muy importan-
tes para la formación de aminoácidos, ácidos grasos y nucleótidos, pues por 
167
Bioquímica de la vida y bioquímicas alternativas
lo general presentan dobles enlaces entre carbono y oxígeno; empero, sí se 
han registrado compuestos con dobles enlaces de silicio como el tetramesi-
tildisilano (West et al., 1987). Pero también se hace necesario considerar que 
el silicio, cuando es altamente reducido, puede formar silano, un análogo al 
metano en el sistema a base de carbono, este compuesto puede descompo-
nerse en presencia de vapor de agua, lo cual podría explicar por qué no se 
ha detectado silano (SiH4) en la atmósfera rica en hidrógeno de Júpiter. La 
afinidad del silicio por el oxígeno es demasiado fuerte, de modo que si este 
está en contacto con agua formaría una capa de silica, tomando el oxígeno 
del agua, así que la vida a base de silicio debería ser evaluada en otros sol-
ventes como etano, metano u otros compuestos con grupos metilo que son 
solventes más compatibles para el sistema basado en este elemento. 
Si bien el silicio no es la base para la vida en La Tierra, es muy importante como 
componente de los seres vivos: las plantas usan compuestos derivados del 
silicio para proveer rigidez a su sistema y protección contra infecciones. En 
el caso de animales, el silicio es uno de los mayores componentes de las 
células de tejido conectivo, también es importante para el desarrollo de los 
huesos, la formación de colágeno y la síntesis de glicosaminoglicano (Carlis-
le, 1981). Uno de los mejores ejemplos en el uso de vida basada en carbo-
no-silicio es la presencia de silicatos en las diatomeas, estas son uno de los 
grupos principales en la producción primaria neta, su cubierta está formada 
por dióxido de silicio, por ende, estas son totalmente dependientes de dicho 
elemento para crecer y desarrollarse (Lewin, 1954). También se ha encon-
trado presencia de silicio en los organelos celulares, lo que indica la posibili-
dad de que participe en la bioquímica de estructuras internas (Mehard et al., 
1974). En relación con las asociaciones químicas del silicio, se observa que 
los silanosforman análogos directos a los hidrocarburos formados a base de 
carbono; sin embargo, debido a la imposibilidad del silicio para la formación 
de enlaces π, no es posible formar un análogo al benceno (Zeigler y Fearon, 
1989). Considerando que la energía de enlace entre el hidrógeno y el silicio 
es relativamente más débil en comparación con la energía de enlace al oxí-
geno, los silanos son mucho más reactivos en comparación con los análogos 
del carbono; sin embargo, si el hidrógeno se sustituye por grupos orgánicos, 
se obtienen compuestos estables, que forman, por ejemplo, polisilanos con 
pesos moleculares por encima de 106; estos polisilanos no son estables a 
temperatura y presión de La Tierra pero si a bajas temperaturas y presio-
nes más altas. Por otra parte, compuestos de siliconas presentan una gran 
estabilidad térmica, incluso temperaturas cercanas a 400°C, son relativa-
mente estables a la oxidación, repelen el agua, tienen buenas propiedades 
dieléctricas y muestran una resistencia prolongada a radiación ultravioleta 
(Greenwood y Earnshaw, 1984).
Tomando en consideración lo expuesto previamente, se puede concluir que 
una vida basada en el silicio no podría surgir en el planeta Tierra, pues no 
ASTROBIOLOGÍA 
168
presenta las condiciones requeridas. Una vida a base de este elemento ten-
dría que surgir en condiciones ambientales diferentes como un ambiente 
anóxico, ausencia de agua líquida, temperaturas superiores a los 220°C para 
el caso de las siliconas y silicatos, o por debajo de 0°C en el caso de los sila-
nos, mayor presión que la presente en La Tierra, presencia de un solvente 
como metano o metanol y una falta considerable de carbono disponible. 
Frente a estas ideas donde el silicio podría ser el componte básico de la vida 
en otras condiciones —como otros mundos que con seguridad son diferen-
tes— se encontraría a Titán como el mejor lugar del Sistema Solar para in-
vestigar dicha posibilidad (Feinberg y Shapiro, 1980).
Otros elementos que podrían ser sustituyentes del carbono son el boro, el 
nitrógeno, el fósforo y el azufre. El boro tiene propiedades para formar com-
puestos moleculares covalentes, pero, al presentar un electrón menos de 
valencia que el carbono, muestra diferentes propiedades químicas, forma 
variedades estructurales de hidruros pero los átomos de boro se encuen-
tran unidos por puentes de hidrógeno y, por ende, no son análogos a los 
hidrocarburos. El boro presenta una alta afinidad por el amoniaco como di-
solvente, más que por el agua (Greenwod y Earnshaw, 1984). Forma enlaces 
con el nitrógeno que se asemejan al enlace carbono-carbono, de este modo, 
al presentarse estos enlaces se forman compuestos con propiedades físicas 
y químicas de los hidrocarburos aromáticos y alcanos, pero con un punto de 
fusión y ebullición más elevado: el borazol parece ser un análogo al bence-
no. Debido a su afinidad con el nitrógeno y con el amoniaco como disolven-
te, se sitúa en un escenario biológico de baja temperatura (Firsoff, 1963). 
Respecto al nitrógeno, puede formar largas cadenas a bajas temperaturas 
con un solvente líquido como el amoniaco; sin embargo, el problema del ni-
trógeno como elemento principal de grandes estructuras es que el triple 
enlace presenta mayor energía que el enlace sencillo, de manera que siem-
pre volvería a su forma elemental. El nitrógeno puede formar hidruros como 
la hidracina, del mismo modo el fósforo puede formarlos, principalmente la 
fosfina. En un medio ambiente rico en azufre podría ser posible tener a este 
elemento como el principal, ya que puede formar hidruros, empero, debido 
a la escasa variedad de hidruros de azufre y las condiciones ambientales res-
tringidas es difícil que esto suceda (Amend y Shock, 2001). 
EL AGUA COMO SOLVENTE DE LA VIDA
La vida como la conocemos consiste en interacciones químicas que tienen lu-
gar en un estado líquido, allí el solvente es el agua; sin embargo, no es posi-
ble descartar que la vida podría surgir en estado sólido o gaseoso, de igual 
manera, es necesario resaltar que existen ventajas que permiten la prefe-
rencia del estado líquido para procesos biológicos. El ambiente en un estado 
líquido permite la estabilidad de una sustancia química, pero también favo-
169
Bioquímica de la vida y bioquímicas alternativas
rece la disolución de otros enlaces químicos que posibilitan el intercambio 
químico. El agua es considerada el solvente universal para la vida tal como se 
le conoce, pues presenta varias propiedades que la convierten en un buen di-
solvente en las condiciones terrestres. La primera propiedad, y quizás la más 
importante, es la polaridad de las moléculas de agua líquida, la cual permite 
la unión por medio de puentes de hidrógeno en donde el enlace se eleva del 
punto de ebullición y congelación que se esperaría con una molécula con un 
peso molecular tan bajo (18 g/mol). El agua es un líquido en un intervalo de 
temperatura de 0 a 100°C a una atmosfera de presión, y presenta el punto 
triple en el que las tres fases, sólido, líquido y gaseoso coexisten, dentro de 
los mismos rangos de temperatura. El agua es un buen solvente para enla-
ces iónicos y covalentes-polares por su alto momento dipolar (1,85 D), de 
modo que disuelve fácilmente moléculas en forma de sales que sirven como 
cofactores para múltiples reacciones metabólicas y que median diferentes 
procesos energéticos en los organismos (Hengeveld, 2012). No obstante, es 
un mal solvente para enlaces covalentes no polares tales como los presen-
tes en moléculas orgánicas hidrófobas que se presentan en las membranas 
celulares. También se presentan problemas con el agua como solvente tales 
como el costo energético de algunas síntesis orgánicas que requieren des-
hidratación, o el daño a biomoléculas, debido a la alta reactividad del agua, 
por ejemplo, en los compuestos fosfatidilo (Feinberg y Shapiro, 1980).
Otra propiedad física del agua es el alto calor específico, lo cual le permite re-
tener el calor absorbido por un largo período o el requerimiento de mucho 
calor para elevar su temperatura, lo que garantiza a los seres vivos una esta-
bilidad térmica y segura para su supervivencia. Probablemente, si el solven-
te de nuestro planeta hubiera sido una sustancia con bajo calor específico, 
la vida no se habría desarrollado. La densidad es otra propiedad particular 
del agua pues cuando se enfría alcanza su máximo de densidad a los 3,94°C, 
pero al llegar al punto de congelación a los 0°C se expande y causa arreglos 
intramoleculares y se hace menos densa. El agua es un líquido viscoso y esto 
se presenta en función de la temperatura y de la concentración de sales di-
sueltas, allí, la temperatura juega un papel muy importante, pues cuanto 
menor sea, el agua será menos viscosa y esto jugará un papel importante 
para organismos vivos que flotan en sistemas acuáticos (Roldan y Ramírez, 
2008). El agua también presenta una gran tensión superficial que se refleja 
en la formación de gotas, debido a la cohesión entre la misma y las molécu-
las del aire, esta propiedad está indirectamente relacionada con la capaci-
dad de transporte de nutrientes, pero se considera posiblemente relevante 
para el origen de la vida (CRC, 2001). Una ventaja importante del agua en el 
medio ambiente terrestre es que funciona como blindaje para la radiación 
ultravioleta, pues los fotones se disocian en sus moléculas, causando la li-
beración de oxígeno e hidrógeno a la atmósfera, de modo que es posible 
la formación de ozono útil para la absorción de radiación UV (Firsoff, 1963).
ASTROBIOLOGÍA 
170
ALTERNATIVAS AL AGUA
Un solvente puede ser tan bueno como el agua pero debe formar iones para 
que pueda favorecer las reacciones bioquímicas, adicionalmente, el solvente 
debe presentarse en cantidades abundantes en el lugar donde las reaccio-
nes vayan a ocurrir. Si bien por medio de análisis espectrales se ha confir-
mado que el agua es abundante en todo el Universo y, por ende, podría ser 
usada como solventeen otros lugares, es posible pensar que debido a que el 
agua presenta dicho comportamiento dadas las características de La Tierra, 
otro solvente podría presentar propiedades interesantes en otros lugares. 
Se ha propuesto, por ejemplo, el ácido sulfúrico como una posibilidad para 
Venus y amoniaco como opción para Júpiter. La mayoría de los candidatos 
potenciales son líquidos a temperaturas más bajas que el agua; sin embargo; 
la clave para el desarrollo de una química adecuada a una temperatura dada 
se encuentra en la selección de reacciones químicas adaptadas a la tempera-
tura determinada. Muchos cuerpos planetarios presentan temperaturas su-
perficiales más frías que La Tierra y estos planetas son mucho más comunes 
en el Universo que los planetas similares al nuestro (Benner 2002). 
Algunos de los solventes que se han propuesto como candidatos son el amo-
niaco, el ácido fluorhídrico y el metanol. La idea de la vida con el amoniaco 
como solvente ha recibido atención considerable, pues se ha sugerido que 
en amoniaco se podrían construir proteínas, ácidos nucleicos y polipéptidos 
(Haldane, 1954), donde probablemente se podrían reemplazar átomos de 
oxígeno por NH y producir una bioquímica posiblemente viable. Algunas 
investigaciones muestran similitudes de reacciones de síntesis llevadas a 
cabo en agua, agua con amoniaco y amoniaco, particularmente la síntesis 
de proteínas, donde, en un sistema de agua, dos glicinas se combinan pero 
si la reacción se llevara a cabo en una mezcla de agua con amoniaco, al ácido 
carboxílico se le sustituye por amida; en esta reacción el enlace peptídico 
se conserva y se libera amoniaco en vez de agua. Otro punto interesante es 
que las reacciones en amoniaco son directamente análogas a la hidratación 
(Firsoff, 1963).
El amoniaco presenta una estructura comparable al agua, pero con un mo-
mento dipolar inferior y, por lo tanto, menos eficiente en la disolución de 
compuestos polarizados. El punto de ebullición y de fusión del amoniaco 
es más bajo si se le compara con el del agua, por ende, el amoniaco no es 
tan bueno moderando la temperatura, pero aun así es capaz de generar un 
efecto estabilizador de las condiciones climáticas. La tensión superficial del 
amoniaco es solo un tercio de la del agua por lo que no parece ser posible 
que se concentre en macromoléculas. El amoniaco se disocia en nitrógeno e 
hidrógeno y, según se ha evidenciado, ninguno de estos elementos presenta 
una protección a la radiación UV, de modo que debería darse en un ambien-
te protegido. El amoniaco en cambio puede disolver metales alcalinos, los 
cuales pueden actuar como catalizadores. El amoniaco es menos viscoso que 
171
Bioquímica de la vida y bioquímicas alternativas
el agua, así que los iones disueltos en este tardarían más para reaccionar 
entre sí (Mee, 1934). El amoniaco tiene menor rango de temperatura para 
el mantenimiento del estado líquido, entonces la vida tendría que adaptarse 
a rangos menores de temperatura, tal como se vio en el capítulo anterior, y 
este solvente podría presentar una opción de diversificación de bacterias 
psicrófilas en cuerpos fríos del Sistema Solar. Las reacciones químicas irían 
a una tasa más lenta, lo que, a su vez, podría causar un ritmo más lento en la 
evolución si la vida surgiera y se debe considerar, además, que el amoniaco 
líquido no puede surgir en presencia de oxígeno por lo que el desarrollo de 
vida debería darse en condiciones anaerobias (Fortes, 2000).
El ácido fluorhídrico (HF) es bastante similar al agua pues presenta un mo-
mento dipolar y constante dieléctrica prácticamente iguales, del mismo 
modo que el punto de fusión y ebullición. Por ende, HF es un buen mode-
rador de la temperatura y un buen solvente. El rango en el cual este per-
manece en estado líquido es mayor que para el agua (-83°C a 20°C) (Firsoff, 
1963), probablemente el flúor podría reemplazar al oxígeno en óxidos de 
modo que la fluoración podría reemplazar la oxidación y el flúor libre en la 
atmosfera podría tener un destino similar al que tuvo el oxígeno en La Tierra 
primitiva. El principal problema con el HF es la baja cantidad de flúor en el 
cosmos: se estima que es 1000 veces menos abundante que el carbono y 
tampoco presenta un mecanismo de fraccionamiento eficiente para su enri-
quecimiento en un planeta (Anders y Grevesse 1989). Los hidrocarburos son 
generalmente compuestos no polares pero por medio de la sustitución de 
un H por un grupo OH podrían volverse polares, considerando que en el caso 
de disolventes bastante polares esto sería necesario, como en el caso del 
metanol. Este alcohol presenta un momento dipolar similar al del agua (1,68 
D frente a 1,85 D del agua), además de poder ser un regulador aceptable de 
la temperatura debido a su calor especifico; se presenta en estado líquido 
en un amplio rango de temperatura -94°C a 65°C, es un compuesto relativa-
mente común en el Universo pues se ha encontrado en medio interestelar y 
cometas; sin embargo, no es común encontrarlo asociado en grandes canti-
dades en el Universo (Goldsmith y Owen, 2001).
Como se ha evidenciado en el transcurso de este capítulo, existen alterna-
tivas a la vida tal y como se conoce, pero para el surgimiento de estas se 
deben presentar condiciones específicas muy estrictas; sin embargo, lo mis-
mo sucede con la química en La Tierra, pues este ha sido el único ambiente 
hasta ahora conocido que favoreció el establecimiento de esta bioquímica 
compleja, entonces es realmente probable que otros planetas puedan ser la 
condición favorable y necesaria para el surgimiento de bioquímicas alterna-
tivas a la de este planeta, pero el gran problema en la investigación humana 
acerca de estas sería el sesgo en la búsqueda de una vida con carbono y 
agua, se haría necesario entonces crear rastreadores de huellas biológicas 
con otros elementos base.
ASTROBIOLOGÍA 
172
REFERENCIAS
Amend J., Shock E. (2001). Energetics of overall metabolic reactions 
of thermophilic and hyperthermophilic archaea and bacteria. 
FEMS Microbiology Reviews 25: 175–243
Anders E, Grevesse N. (1989). Abundances of the elements; meteo-
ritic and solar. Geochimica et Cosmochimica. Acta 53: 197–214
Benner S. (2002). Weird life: chances vs. necessity (alternative bio-
chemistries). Presentation given at “Weird Life” Planning Session 
for National Research Council’s Committee on the Origins and 
Evolution of Life, National Academies of Sciences, USA, http://
www7.nationalacademies.org/ ssb/weirdlife.html.
Capozziello S., Lattanzi A. (2006). Spiral Galaxies as Chiral Objects? 
Astrophysics and Space Science 301:189–193
Carlisle E. (1981). Silicon in bone formation. In: Simpson TL, Volcani 
BE (eds) Silicon and Siliceous Structures in Biological Systems, 
Springer Verlag, New York, pp. 383–408.
CRC, (2001). Handbook of chemistry and physics, 82nd edition. Boca 
Raton, Florida: Lide DR (ed) CRC Press.
Feinberg, G., Shapiro, R. (1980). Life beyond Earth – the intelligent 
Earthling’s guide to life in the universe. New York: William Mo-
rrow and Company, Inc.
Firsoff V. (1963). Life beyond the Earth. Basic Books. New York.
Fortes A. (2000). Exobiological implications of a possible ammo-
nia-water ocean inside Titan. Icarus 146: 444–452.
Fukue T., Tamura M., Kandori R., Kusakabe N., Hough J., Bailey J., Whi-
ttet D., Lucas P., Nakajima Y., Hashimoto J. (2010). Extended High 
Circular Polarization in the Orion Massive Star Forming Region: 
Implications for the Origin of Homochirality in the Solar System. 
National Astronomical Observatory of Japan. Origins of life and 
Evolution Of Biospheres. Vol. 40. (3), 335-346
Gleicer M., and Thorarinson J. (2006). Prebiotic Homochirality as a Cri-
tical Phenomenon. En: Origins of life and Evolution of Biosferes. 
Vol. 36, Issue 5-6, pp 501 -505.
Gleicer M., and Walker S. (2012). Life's Chirality From Prebiotic En-
vironments. En: International Journal Of Astrobiology. Vol. 11. 
Issue 04. October 2012 pp 287-296.Cambridge Univesity Press.
Goldsmith D, Owen T. (2001). The search for life in the universe, 3rd 
edition. Sausalito, California: University science Books,
Greenwood N., Earnshaw A. (1984). Chemistry of the elements. 
Oxford: Pergamon Press.
Guzatov D., Klimov V. (2012). The influence of chiral spherical parti-
cles on the radiation of optically active molecules. New Journal 
of Physics. Vol. 14. 123009
Haldane J. (1954). The origin of life. New Biology 16: 12–27Henge-
173
Bioquímica de la vida y bioquímicas alternativas
veld R. (2012) Life without carbon. In: Seckbach J. (2012) Genesis 
– In the beginning; Precursors of life, chemical models and Early 
biological evolution. Cellular Origin, Life in extreme habitats and 
Astrobiology. Vol 22: 89-106.
Iglesias S., Cataldo F., Ursini O., Manchado A. (2011). Amino acids in 
comets and meteorites: stability under gamma radiation and 
preservation of the enantiomeric excess. Monthly Notices of the 
Royal Astronomical Society. 410, 1447-1453
Koonin E. (2009). Origin and evolution of the genetic code: The univer-
sal enigma. IUBMB LIFE. Vol. 61. Issue 2. Pp 85 – 188. (Published for 
the International Union of Biochemstry and Molecular Biology).
Lewin J. (1954). Silicon metabolism in diatoms. I. Evidence for the role 
of reduced sulfur compounds in silicon utilization. J. Gen. Physiol. 
37: 589– 599.
Martins Z., Botta O., Fogel M., Septhon M., Glavin D., Watson J., Dwor-
kin J., Schwartz A., Ehrenfreund P. (2008). Extraterrestrial nu-
cleobases in the Murchison meteorite. Astrobiology Laboratory, 
Leiden Institute of Chemistry, 2300 RA Leiden, The Netherlands. 
En: Earth and Planetary Science Letters 270, 130-136.
McMurry J. (2008). Química Orgánica. Séptima edición. Canadá: Cen-
gage Learning.
Mee A. (1934). Physical chemistry. London: William Heinemann.
Mehard C., Sullivan C., Azam F., Volcani B. (1974). Role of silicon in 
diatom metabolism. IV. subcellular localization of silicon and ger-
manium. In: Nitzschia alba and Cylindrotheca fusiformis. Physiol. 
Plant. 30: 265– 272.
Roldán G., Ramírez J. (2008). Fundamentos de limnología neotropical. 
Segunda edición. Colombia: Editorial Universidad de Antioquia.
Sharma H., Haiduc I., Pannell K. (2002). Transition metal complexes of 
germanium, tin and lead. In: Rappoport (ed) The Chemistry of Or-
ganic Germanium, Tin and Lead Compounds – Vol. 2, John Wiley 
& Sons, New York, Chap. 17, pp 1241–1331.
Sidharth,B.G. (2002). Life in the Universe, Proceedings of A.P. Akade-
mi of Sciences, Vol.6, No.2.
Takano, Y., Chikaraishi, Y. and Ohkouchi, (2013). N. Enantiomer-spe-
cific isotope analysis (ESIA) of D- and L-alanine: nitrogen isoto-
pic hetero- and homogeneity by microbial process and chemical 
process. En: Earth, Life, and Isotopes (edited by N. Ohkouchi, I. 
Tayasu, and K. Koba). Kyoto University Press., pp. 387-402.
Wade L. (2004). Química Orgánica. Quinta edición. España: Pearson 
Educación S,A. 
West R (1987). Chemistry of the silicone-silicone double bond. An-
gew. Chem. Int. Ed. 26: 1201–1211.
Zeigler J., Fearon F. (1989). Silicon-based polymer science: A Compre-
hensive Resource. Washington, D.C: American Chemical Society.
ASTROBIOLOGÍA 
174174
175
La civilización humana y su relación histórica con el estudio del cosmos
175
10
tecnologÍA
del ViAJe
eSPAciAl
ASTROBIOLOGÍA 
176
La motivación por desarrollar tecnología aeroespacial no es nueva. Por siglos, 
el ser humano ha tratado de responderse preguntas que van más allá de su 
cotidianidad, más allá de compensar sus necesidades básicas, estas pregun-
tas a la vez son sencillas y profundas:¿qué hay más allá de aquella montaña?, 
¿qué son esas luces que aparecen en las noches?, ¿estamos solos en el Uni-
verso?. Con el pasar del tiempo, el desarrollo tecnológico y científico ha per-
mitido realizar fascinantes descubrimientos y llegar a explorar lugares que 
antes solo se podían recorrer con la imaginación.
HISTORIA
No solo la motivación es primitiva. La tecnología misma utilizada para enviar 
objetos al espacio tiene sus inicios en la antigua China, donde las primeras 
referencias de mezclas que se asemejan a la pólvora datan del siglo VII. En 
un intento por crear una poción de la vida eterna, que era un interés per-
manente de los regentes de la época, los alquimistas chinos dieron con una 
mezcla que al calentarse o exponerse a una llama ardía intensamente y ex-
pulsaba una gran cantidad de gases. Si bien esta mezcla no produjo una pro-
longación en la duración de la vida de ninguna persona, su estudio durante 
los siglos subsecuentes llevó a la aparición de diferentes artilugios con dife-
rentes aplicaciones.
En primer lugar, el despliegue de luz, color y sonido que producía la pólvora al 
consumirse llevó a la aparición de la primera forma de los juegos pirotécni-
cos, usados ampliamente hasta el día de hoy en celebraciones. Por otra par-
te, la capacidad de hacer daño llevó al desarrollo bélico de esta tecnología, 
con la capacidad de explotar de la misma, liberando de manera casi instantá-
nea una inmensa cantidad de energía. El desarrollo en este campo llevó a la 
aparición de elementos como lanzas y flechas propulsados por pólvora, en 
este caso se valían de la gran cantidad de gases expelidos por la combustión 
para hacerlos salir por un agujero ubicado en un extremo del recipiente que 
la contenía y así, de manera similar a cuando se suelta un globo inflado, la 
lanza o flecha se desplaza en la dirección contraria.
Si bien esta tecnología tuvo algunos avances hasta la era moderna, el desarro-
llo en paralelo de las armas de fuego, mucho más precisas y fáciles de cons-
truir, relegó a un segundo plano la plena utilización de elementos similares 
a misiles en diferentes aplicaciones. No fue sino hasta finales del siglo XIX y 
comienzos del XX en que la sociedad, a nivel global, tuvo un interés por reali-
zar desarrollos en este aspecto. El desarrollo de la industria y el comienzo de 
la era de la aviación impulsaron de manera importante la sensación en el ser 
humano de su dominio sobre la naturaleza y la necesidad de explorar todas 
las fronteras, estando la última de ellas en dirección vertical. El ser humano 
se había propuesto explorar el cielo y por primera vez en su historia contaba 
con la tecnología para conseguirlo (Sagan, 2003; Taylor, 2009). Ya se había 
177
Tecnología del viaje espacial
generado el interés académico en el viaje espacial y las tecnologías que lo 
permitirían por parte de científicos e ingenieros en todo el mundo. Las cabe-
zas visibles de este movimiento y a quienes hoy conocemos como los padres 
de la cohetería moderna fueron Konstantin Tsiolkovsky, Robert Goddard y 
Wherner von Braun, cada uno de los cuales hizo aportes significativos a la 
ciencia y tecnología de cohetes (Taylor, 2009).
Como es bien conocido, la historia del siglo XX es una historia de guerras. La 
llegada de la Segunda Guerra Mundial aceleró la necesidad de armas de últi-
ma generación, y en ese momento, patrocinado por el tercer Reich, Wherner 
von Braun realizó el desarrollo del primer misil balístico transcontinental, la 
bomba V2, capaz de alcanzar una altura mayor a 200 km lanzada en vertical, 
el cual fue el primer objeto fabricado por el ser humano en salir al espacio. 
Una vez finalizado este conflicto, las partes ganadoras, tanto la Unión Sovié-
tica como los Estados Unidos, se apropiaron de esta tecnología y reclutaron 
a los científicos que trabajaban en ella, para desarrollarla de manera inde-
pendiente (Taylor, 2009).
La tensión por el dominio global, llamada Guerra Fría, conllevó al desarrollo de 
diversas tecnologías, y, por supuesto, la tecnología espacial fue una de ellas. 
Hay que entender que en ese momento la finalidad no era en sí la exploración, 
sino el desarrollo de armamento de largo alcance y el orgullo nacional; sin em-
bargo, una consecuencia del gran desarrollo fue que los cohetes cumplían con 
ambos fines: por una parte, un vehículosuborbital u orbital permitía realizar 
un ataque a cualquier lugar del mundo con la adecuada preparación, además, 
posicionar satélites en órbita terrestre servía a propósitos de alerta temprana 
ante un ataque del adversario, y por otra parte, de forma adicional, estar al 
frente en lo que se denominó la carrera espacial llenaba al pueblo de orgullo 
con los diferentes logros (Sagan, 2003; Taylor, 2009).
La carrera espacial consistió en una serie de retos tecnológicos impuestos por 
las mismas circunstancias de la exploración espacial, en la que la Unión So-
viética y Estados Unidos compitieron por ser los primeros en superarlos. El 
primero de estos retos fue colocar el primer satélite artificial en órbita alre-
dedor de La Tierra, ganado por la Unión Soviética al ubicar al Sputnik en órbita 
baja (Sagan, 2003). Otros retos consistieron en poner al primer ser humano en 
órbita, honor concedido al soviético Yuri Gagarin, realizar vuelos espaciales en 
formación, aumentar el tiempo de permanencia en el espacio, realizar activi-
dades extravehiculares, mejor conocidas como caminatas espaciales, y poner 
vehículos con cada vez más complejidad y mayor tripulación en órbita.
Este desarrollo se dirigió hacia un camino que, para algunos, marcaría el final de 
esta carrera: llegar a la Luna. Tras una secuencia de misiones exitosas y algunos 
fracasos, a bordo de la máquina más poderosa construida por el ser humano, el 
cohete Saturn V, la misión Apollo XI conquistó esta meta. Neil Armstrong junto a 
Buzz Aldrin se convirtieron en los primeros seres humanos en posarse sobre la 
superficie de un cuerpo celeste diferente a La Tierra (Taylor, 2009).
ASTROBIOLOGÍA 
178
Si bien para algunos la carrera espacial había terminado, la exploración apenas 
comenzaba. La visita a La Luna sirvió para llevar equipo científico que permitió 
iniciar estudios in situ de la formación de este cuerpo celeste y dar luz sobre la 
formación de nuestro Sistema Solar. Aún hoy algunos de los equipos dejados 
por las misiones Apollo sirven a propósitos científicos y son accesibles desde 
cualquier lugar del mundo, como es el caso de los espejos para reflejar láser, 
utilizados para medir la distancia hasta nuestro satélite natural.
Lamentablemente, la era posterior a la «culminación» de la carrera espacial de-
vino en un desinterés por parte de los gobiernos y sociedades que perseguían 
este objetivo («si, ya lo logramos, para qué necesitamos más»). El interés por 
estos desarrollos se focalizó a un público especializado, que o bien lo necesi-
taba por razones estratégicas (milicia), por razones comerciales (comunicacio-
nes), o por razones científicas, como las agencias gubernamentales.
Por parte del desarrollo científico, se deseaba explorar nuestro entorno. El 
hecho de estar posicionados en un lugar de ventaja, fuera de la atmosfera, 
permitió explorar el Universo como nunca antes se había hecho, obteniendo 
imágenes e información que ampliaron el horizonte, nos permitieron ver el 
Universo en conjunto y entender mejor su funcionamiento (Sagan, 2003). Y 
aún más, con la planeación adecuada, se llegó a explorar de manera directa 
otros cuerpos del Sistema Solar, como son Mercurio, Venus, Marte, Júpiter 
y sus lunas, Saturno y sus lunas, además de otros menores. El vuelo espacial 
tripulado, de igual forma, ha logrado grandes hitos, con vehículos como el 
transbordador espacial y la Estación Espacial Internacional, que permitieron 
presencia humana permanente en el espacio (Taylor, 2009).
En las últimas décadas se ha dado un renovado interés por el desarrollo ae-
roespacial, el cual ha sido liderado en muchos frentes por países emergen-
tes y empresas privadas. Si bien mucho de este interés surge de temas eco-
nómicos, como la minería espacial, la ciencia y responder a preguntas que 
en algunos casos se podrían considerar más filosóficas que científicas, debe 
motivar a la humanidad como especie a perseguir esa última frontera.
PRINCIPIOS FÍSICOS
Como se ha visto, todo el desarrollo de la tecnología aeroespacial requirió 
unos avances inmensos en ingeniería, a un grado tal que se fue necesario 
que existiera una rama de la ingeniería dedicada solo al aspecto aeroespa-
cial, pero muy pocos avances se han concretado sin la influencia directa de 
las ciencias; algunas, como la física y química, brindaron las herramientas y 
sembraron el camino para que la ingeniería aeroespacial lograra su cometi-
do, y es en esencia esta interacción recursiva entre la ciencia y la ingeniería 
la que genera un avance en el conocimiento y cultura humana. A continua-
ción se describirán algunos de los principios físicos que guiaron el desarrollo 
aeroespacial (Sutton, 2001).
179
Tecnología del viaje espacial
PRIMERAS APROXIMACIONES
Con el descubrimiento de los componentes y su posterior invención, la pólvo-
ra constituyó la primera base para el estudio y análisis de la posible tecnolo-
gía aeroespacial; sin embargo, en ese momento no se contaba con las herra-
mientas académicas necesarias para realizar una descripción cuantificable 
de la misma, lo cual no impidió su estudio empírico y su implementación en 
distintas actividades, más que todo enfocadas al área militar y bélica. Gra-
cias a sus atributos energéticos, fue la primer aproximación al vuelo auto-
propulsado de objetos más pesados que el aire y fabricados por el hombre.
Así como la pólvora logró sentar el primer precedente de tecnología aeroes-
pacial, otros enfoques de vuelo autopropulsado fueron desarrollados con 
inspiración en la naturaleza, como los prototipos de aeronaves realizados 
por el ingeniero, inventor y artista Leonardo Da Vinci, quien mediante la 
observación del comportamiento y movimiento de aves e insectos pudo 
concebir máquinas que pudieran volar a partir de mecanismos y propulsión 
mecánica. Aunque estas grandiosas máquinas nunca fueron construidas por 
Da Vinci ya que no se contaba con la ciencia y tecnología suficiente para 
lograrlo, se estima que estas máquinas en realidad pueden volar y fueron la 
prueba fehaciente de que la tecnología aeroespacial, más que un sueño era 
una realidad muy plausible (Taylor, 2009).
 LEYES DE NEWTON
No fue sino hasta finales del siglo XVII que la humanidad pudo entender de 
manera acertada y precisa el funcionamiento de gran cantidad de sucesos 
que influencian de forma directa en el desarrollo normal de las activida-
des humanas. Esto fue posible gracias a los trabajos del científico Sir Isaac 
Newton, quien en su famoso libro Principia plantea los principios físicos que 
describen gran cantidad de acontecimientos que ocurren en el Universo, 
comúnmente denominados las tres leyes de movimiento de Newton. Para 
realizar el desarrollo y modelamiento matemático de estos principios tuvo 
que realizar trabajos en vanguardia matemática, factor que lo impulsó a in-
ventar el cálculo.
 PRIMERA LEY DE NEWTON
La primera ley de movimiento de Newton modela o trata de explicar cómo es 
el movimiento de un cuerpo, además se puede definir cómo es el marco iner-
cial en el cual está inmerso el cuerpo. Esta ley explica que cualquier cuerpo 
siempre va a tender a estar en movimiento o reposo si no es afectado por 
alguna fuerza externa aplicada sobre él, es por este principio físico que pudo 
explicarse por qué se sienten los efectos inerciales al conducir un automóvil 
o cualquier tipo de máquina en movimiento.
ASTROBIOLOGÍA 
180
 SEGUNDA LEY DE NEWTON
Es donde se propone una definición formal para el concepto de fuerza como 
una dependencia lineal entre la masa de un objeto en movimiento o reposo 
y su cambio de velocidad instantánea, denominada aceleración. Esta defi-
nición, a su vez, es un caso particular de la ley de gravitación universal, de-
sarrollada también por Newton, la cual establece la fuerza de interacción 
entre dos cuerpos que posean masa como una dependencia lineal entre las 
masas de los objetos y la constante gravitacional y una relación inversamen-
te proporcional con la distancia al cuadradoque separe a estos objetos. Su 
expresión matemática puede escribirse así (Portilla, 2001):
Donde: 
F=fuerza de interaccion entre los cuerpos [N]
G=6,673 (Nm^2)/(Kg^2 ),constante de gravitación Universal de Cavendish
m1=masa del primer objeto [Kg]
m2=masa del segundo objeto [Kg]
r^2=distancia entre los centros de los objetos al cuadrado [m^2]
 TERCERA LEY DE NEWTON
La tercera ley de Newton establece la siguiente relación acción-reacción: 
con toda acción siempre ocurre una reacción igual y en sentido contrario. 
Este principio puede observarse en cualquier actividad que se desarrolle, 
por ejemplo cuando una persona infla un globo y lo mantiene atado por su 
entrada de aire hasta que este se infla completamente, pero si luego la per-
sona desata la entrada de aire del globo este empieza a moverse por todo el 
espacio sin una trayectoria establecida. Este movimiento es producido por 
la aceleración que sufren los gases dentro del globo al atravesar la entrada 
de aire en su proceso de salida del globo, es aquí donde se ve la acción como 
el gas que sale despedido por la entrada de aire y su consecuente reacción 
que es el movimiento del globo por todo el espacio. Los principios para la 
propulsión aeroespacial se fundamentan en la misma idea de empujar gas 
a través de un área pequeña y que esto genera un empuje (Portilla, 2001).
DESARROLLO TEÓRICO DE LA COHETERÍA
Una vez que se tuvo un desarrollo amplio en física general, ya se tenían las he-
rramientas para desarrollar una teoría enfocada solamente a la denominada 
______
 r^2 
F=G (m1 m2) 
181
Tecnología del viaje espacial
ciencia de cohetes que permitiera los soñados viajes interplanetarios que tan-
to prometía la literatura mediante la ciencia ficción. Es por este motivo que 
un profesor ruso de primaria fanático y entusiasta de la posible tecnología 
aeroespacial sentó los fundamentos teóricos que permitiera los viajes a otros 
mundos (Portilla, 2001; Sutton, 2001). El profesor Konstantin Tsiolkovsky, uti-
lizando conceptos de mecánica clásica como termodinámica, mecánica de flui-
dos y el estudio de cuerpos en movimiento con masa variable, pudo obtener 
una ecuación que le brindó información acerca de cuál sería el aumento de 
velocidad en función de un valor adimensional que relaciona la cantidad de 
combustible necesario para lograr un viaje espacial y la velocidad que deben 
tener los gases al momento de despedirlos del motor cohete:
Donde:
Δv=Cambio en la velocidad del vehiculo [m/s]
ve=velocidad de los gases de combustion en el area reducida 
 (garganta) de la tobera del motor [m/s]
m0=masa inicial o masa total del vehiculo [Kg]
m1=masa del vehiculo cuando termina la combustion [Kg]
Gracias a esta ecuación se pudo entender que la potencia que debían brindar 
los combustibles debía ser mayor a la brindada en ese momento por los com-
bustibles sólidos desarrollados, y fue por este motivo que se empezó a desa-
rrollar la tecnología de combustible líquido (Portilla, 2001; Sutton, 2001).
LEYES DE KEPLER
El científico enfocado en astronomía Johannes Kepler, durante el siglo XVII, 
realizó estudios acerca del movimiento planetario con la ayuda de los da-
tos de observación astronómica obtenidos por el astrónomo Tycho Brahe. 
Kepler pudo reunir las evidencias suficientes para respaldar sus tres leyes, 
que describen el movimiento orbital y planetario, al realizar una muy buena 
descripción de los fenómenos que tienen lugar en la bóveda celeste.
 PRIMERA LEY DE KEPLER
Gracias a los datos obtenidos acerca del movimiento de los objetos celestes, 
Kepler pudo concluir que el movimiento no encaja con órbitas circulares 
como se creía hasta el momento, sino que más bien era un círculo deforma-
do o estirado; además, las velocidades con las que se movían los astros no 
Δv=ve ln m0 __
m1 
ASTROBIOLOGÍA 
182
coinciden con la idea que afirmaba que El Sol estuviera en el centro de la 
circunferencia, ya que bajo este razonamiento los astros deberían moverse 
con la misma velocidad en todos los puntos de su trayectoria.Es por estas 
razones que Kepler, realizando estudios de geometría analítica, descubrió 
que el círculo deformado coincide realmente con la geometría de una elipse 
y la razón para que los objetos celestes no posean la misma velocidad en 
toda su trayectoria es que El Sol se encuentra en uno de los dos focos que 
posee la elipse.
 SEGUNDA LEY DE KEPLER
Como bien descubrió Kepler en su primera ley, los planetas aumentan su ve-
locidad al acercarse al foco donde se ubica El Sol y disminuyen su velocidad 
al alejarse de este. Este aumento y disminución de velocidades también aca-
rrea un cambio en el tiempo necesario para recorrer esta longitud de arco. 
Dicho razonamiento y el estudio de la geometría de una elipse concluye que 
los planetas barren o recorren áreas iguales en tiempos iguales.
 TERCERA LEY DE KEPLER 
Después de un estudio cuidadoso y meticuloso, Kepler pudo definir que el 
período orbital (tiempo que tarda un objeto en recorrer su órbita) al cuadra-
do es proporcional a su radio vector (distancia promedio del Sol al objeto) al 
cubo, esta relación de proporcionalidad fue fundamental para realizar pre-
dicciones sobre el comportamiento periódico de los cielos y además brindó 
las herramientas para probar las leyes de Kepler utilizando las definiciones y 
principios desarrollados por Newton.
Como se puede concluir, el entendimiento de cada uno de los principios físicos 
expuestos es de vital importancia a la hora de pensar en el viaje espacial, ya que 
brinda las herramientas sobre qué requerimientos se necesitan para escapar de 
un campo gravitatorio y cómo debe ser la tecnología para lograrlo, además de 
la importancia que tiene el comportamiento de objetos sujetos o expuestos a 
fuerzas gravitatorias que ayudaran a este tipo de viajes (Portilla, 2001).
TECNOLOGÍA BASADA EN LA TIERRA: EXPLORANDO DESDE CASA
Si bien se ha hecho una introducción a la historia de las tecnologías y prin-
cipios físicos asociados al viaje espacial, cabe mencionar que mucha de la 
exploración y del conocimiento que se tiene sobre nuestro entorno espacial 
se ha desarrollado desde La Tierra con una tecnología que se conoce desde 
el siglo XVII: el telescopio.
Si bien no fue su inventor, Galileo Galilei fue el primero que utilizó estos ins-
trumentos para observar el cielo, registrando en sus apuntes elementos 
nunca antes vistos o detallados, tales como los geomorfismos en la superfi-
cie de La Luna, los anillos de Saturno y las lunas de Júpiter. El hecho de hacer 
183
Tecnología del viaje espacial
estas afirmaciones le significó un enfrentamiento con la doctrina regente en 
aquel tiempo, que consideraba los cielos como algo inamovible y perfecto, 
al punto de que tuvo que retractarse formalmente de sus observaciones. Sin 
embargo, la tecnología basada en La Tierra mejoró con el paso del tiempo, 
generándose diferentes geometrías de telescopios, de mejor resolución y 
tamaño. Estos instrumentos se hicieron tan grandes que se construyen en 
el mismo lugar donde van a quedar estacionados, con diámetros de decenas 
de metros, se posicionan en lugares muy oscuros, con condiciones climáticas 
de baja nubosidad y tan alto como sea posible, con el fin de evitar la interfe-
rencia de la atmósfera (Sagan, 1982).
Si entendemos la luz visible como una franja del espectro electromagnético, 
podremos plantear la evolución de los telescopios como instrumentos ca-
paces de muestrear otro tipo de frecuencias. El ejemplo más claro de esta 
evolución, que a su vez es el más conocido, son los radiotelescopios. Estos 
consisten en equipos que, al igual que los telescopios ópticos, escanean una 
zona del cielo, pero reciben señales en frecuencias de radio. Este tipo de 
equipo se ve beneficiado del hecho de que la atmósfera terrestre es «trans-
parente» a esta radiación, es decir, a diferencia de la radiación ultravioleta, 
o los rayos X, atraviesa sin distorsión la atmósfera, y por lo tanto se pueden 
obtener