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■■ ■ Astrobiología
pasado. Hace 4 000 millones de años las atmósferas
de ambos estaban compuestas de bióxido de carbono
(CO2) y nitrógeno (N2), tenían agua líquida en su
superficie y volcanes activos. Pero Marte tiene una
décima parte de la masa terrestre y su gravedad no
pudo retener a la atmósfera. Entre los impactos de
asteroides, el viento solar y reacciones químicas con
la superficie marciana, la atmósfera se fue perdiendo
hasta quedar sólo una tenue capa cuya presión no era
suficiente para mantener agua líquida en la superfi-
cie. Además, el efecto invernadero causado por el
CO2 en la atmósfera también disminuyó, enfriando
el planeta. Ahora Marte es un desierto helado don-
de el agua se encuentra congelada en los polos y en
la superficie. Nuestro vecino nos da las primeras lec-
ciones sobre habitabilidad planetaria. Una es que un
planeta habitable puede dejar de serlo. La segunda es
54 ciencia ♦ volumen 75 número 2 ♦ abril-junio de 2024
que la atmósfera es fundamental para proveer la pre-
sión y temperatura suficientes para mantener agua
líquida en la superficie.
Venus tiene una masa y radio similares a los de
la Tierra, pero su atmósfera es mucho más masiva
(92 veces, para ser exactos). En este mundo la tem-
peratura superficial es de 462 °C, el agua está en
forma de gas y es poca, pero hay datos que indican
que en el pasado tuvo mucha más agua que se es-
capó al espacio. Su problema fue su distancia al
Sol (0.72 veces la distancia entre la Tierra y el Sol).
Nuestra estrella ha ido aumentando lentamente
su luminosidad y lo seguirá haciendo durante otros
5 000 millones de años más. De manera que cuando
se formaron los planetas, el Sol era 25% menos bri-
llante que ahora. Si un planeta mantiene la cantidad
de gases de efecto invernadero en su atmósfera, pero
recibe más energía de su estrella, entonces aumen-
tará su temperatura. En Venus esto provocó que el
agua se evaporara causando un “efecto invernadero
desbocado”. El agua, al igual que el CO2, es un gas
de efecto invernadero. Si el planeta se calienta, hay
mayor evaporación de los océanos, el vapor de agua
atmosférico aumenta la temperatura, lo que incre-
menta la evaporación y así sucesivamente hasta
que toda el agua de la superficie se evapora. En la
atmósfera, los componentes del agua (hidrógeno y
oxígeno) son separados por la radiación ultravioleta
(uv) del Sol, y el hidrógeno se va escapando lenta-
mente hacia el espacio haciendo imposible recupe-
rar el agua. Venus nos muestra que la energía que
recibe un planeta de su estrella debe ser suficiente
para calentarlo, pero no tanto para que inicie un
efecto invernadero desbocado. Si la radiación que
recibe el planeta es muy poca, entonces el planeta
se congelará.
Así, tenemos dos requisitos para un mundo ha-
bitable: que tenga una masa suficiente para retener
una atmósfera con gases de efecto invernadero y que
reciba suficiente energía de su estrella para que el
agua no se congele ni se evapore a escala global. Po-
demos pensar en otros cuerpos del sistema solar;
por ejemplo, Júpiter, un gigante compuesto de hidró-
geno y helio donde hay agua pero ésta se encuentra
en una baja proporción y en condiciones extremas