Los azúcares son biomoléculas esenciales para la vida: forman parte de la estructura de los ácidos nucleicos, como el ADN y el ARN, y participan en procesos metabólicos fundamentales. Sin embargo, una de las grandes preguntas sobre el origen de la vida es cómo se formaron los primeros azúcares en la Tierra primitiva, ya que los experimentos de laboratorio muestran que no se generan fácilmente en condiciones prebióticas. La detección de eritrulosa en el medio interestelar aporta una nueva pieza a este rompecabezas: algunos de estos compuestos pudieron formarse previamente en el espacio y llegar después a la Tierra incorporados en meteoritos, cometas o asteroides.

El trabajo ha sido liderado por el Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA) y ha contado con la participación de un amplio equipo internacional. Por parte de la EHU han participado Emilio J. Cocinero y Aran Insausti, investigadores del Departamento de Química Física de la Facultad de Ciencia y Tecnología y del Instituto Biofisika (CSIC, EHU).

La aportación del equipo de la EHU se ha centrado en la espectroscopía rotacional en fase gas, una técnica imprescindible para identificar moléculas en el espacio. Antes de buscar una molécula en una nube interestelar, es necesario conocer en el laboratorio su espectro puro: un conjunto de señales único para cada compuesto, que funciona como una huella dactilar molecular. Esa referencia permite buscar después la misma molécula en los espectros obtenidos por los radiotelescopios, donde aparecen mezcladas las señales de muchas especies químicas presentes en el medio interestelar.

En el caso de los azúcares, obtener esa huella espectroscópica ha sido durante años un reto experimental especialmente complejo. Son moléculas térmicamente frágiles y muy higroscópicas, lo que dificulta su manipulación y su vaporización mediante métodos convencionales. El equipo de la EHU ha contribuido al desarrollo y aplicación de estrategias basadas en vaporización láser ultrarrápida que han permitido superar esa limitación y caracterizar en fase gas azúcares como la ribosa, la 2-desoxirribosa y la eritrulosa. Estos datos de laboratorio han abierto la puerta a buscarlos de forma sensible en el medio interestelar.

“En este tipo de detecciones, el trabajo de laboratorio es esencial. Primero hay que medir la molécula aislada y conocer con precisión sus señales características; solo después se pueden buscar esas señales en los datos astronómicos, donde aparecen mezcladas las huellas de muchas moléculas distintas”, explica Emilio J. Cocinero.

La detección se ha realizado mediante observaciones ultrasensibles y de banda ancha obtenidas con el radiotelescopio de 40 metros del Observatorio de Yebes, en Guadalajara, y el radiotelescopio de 30 metros del Instituto de Radioastronomía Milimétrica, IRAM, en Pico Veleta, Granada. En total, el equipo identificó 12 conjuntos de señales compatibles con el espectro de la eritrulosa. En palabras de Izaskun Jimenez-Serra, primera autora del trabajo: “Este resultado fue inesperado, puesto que la idea más aceptada en astroquímica es que las moléculas interestelares crecen en tamaño por la adición consecutiva de átomos de carbono. Por ello, teníamos que continuar investigando.”

“La eritrulosa pertenece a la familia de los monosacáridos, o azúcares simples, y es la única cetosa de cuatro átomos de carbono. Su detección supone un avance relevante para la astroquímica y la astrobiología, ya que hasta ahora no se había identificado ningún azúcar en el medio interestelar. Además, se trata de una molécula quiral, es decir, puede existir en dos formas que son imágenes especulares entre sí, como la mano izquierda y la derecha. La quiralidad es una propiedad central en muchas biomoléculas, y la eritrulosa es solo la segunda molécula quiral detectada hasta ahora en el medio interestelar”, explica Aran Insausti.

Uno de los resultados más llamativos del estudio es que la eritrulosa aparece como una molécula más abundante que otros azúcares más simples, de tres átomos de carbono, que no han sido detectados en la misma región. En concreto, el análisis astronómico muestra que la eritrulosa es al menos ocho veces más abundante que esos azúcares más pequeños. Este resultado es inesperado y sugiere que algunos procesos químicos del medio interestelar pueden favorecer la formación de moléculas más complejas de lo que se pensaba.

El equipo investigador también ha estudiado cómo podría formarse esta molécula en el espacio. Los resultados indican que la eritrulosa puede generarse de manera eficiente en hielos interestelares, sobre la superficie de granos de polvo, a partir de moléculas más sencillas como alcoholes y aldehídos de dos átomos de carbono. Esto refuerza la idea de que el medio interestelar no es solo un lugar donde se encuentran moléculas orgánicas, sino también un entorno capaz de construir compuestos cada vez más complejos antes de la formación de planetas.

A partir de la cantidad de eritrulosa medida en la nube G+0.693−0.027, el estudio estima que entre 0,5 y 50 millones de toneladas de este azúcar podrían haber alcanzado la superficie de la Tierra durante el periodo de bombardeo masivo tardío, hace entre 4.100 y 3.800 millones de años. Aunque esta estimación debe interpretarse con cautela, refuerza la posibilidad de que el medio interestelar actuara como una fuente de moléculas orgánicas de interés prebiótico.

“Lo más relevante no es solo haber detectado un azúcar en el espacio, sino demostrar que moléculas de este tipo pueden formarse en condiciones interestelares. Esto amplía el escenario en el que pensamos el origen molecular de la vida: parte de la química necesaria pudo empezar mucho antes de la formación de planetas como la Tierra”, señala Cocinero.

La detección de eritrulosa abre nuevas líneas de investigación sobre la formación de moléculas prebióticas en el universo y sobre cómo estos compuestos pudieron incorporarse a planetas jóvenes como la Tierra primitiva.

Referencia:

Jiménez-Serra, I., García de la Concepción, J., Cuppen, H.M. et al. (2026) Detection of a four-carbon sugar in interstellar space. Nat Astron  doi: 10.1038/s41550-026-02905-7

 

Edición realizada por César Tomé López a partir de materiales suministrados por UPV/EHU Komunikazioa

El artículo Eritrulosa, primer azúcar identificado en el medio interestelar se ha escrito en Cuaderno de Cultura Científica.

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Una nueva investigación sugiere que la luna helada de Júpiter no tiene la actividad geológica necesaria en su fondo marino para sostener ecosistemas como los de la Tierra, lo que obliga a replantear cómo y dónde buscar señales de vida más allá de nuestro planeta.

Europa, uno de los satélites más estudiados de Júpiter, ocupa desde hace años un lugar privilegiado en la lista de mundos potencialmente habitables del sistema solar. Bajo una corteza de hielo de varios kilómetros de espesor, los científicos creen que se esconde un océano global de agua líquida, con un volumen comparable o incluso superior al de todos los mares terrestres juntos. La combinación de agua, energía y química ha convertido a este mundo helado en un objetivo prioritario para la astrobiología.

Sin embargo, una nueva investigación publicada en Nature Communications introduce un matiz importante —y poco alentador— en este escenario. Según el estudio, el fondo oceánico de Europa podría ser geológicamente inactivo, incapaz de generar las fracturas y procesos que en la Tierra alimentan algunos de los ecosistemas más antiguos y resistentes del planeta. De confirmarse, esta característica limitaría de forma significativa las fuentes de energía química disponibles para la vida.

El papel clave del fondo oceánico en la Tierra

En nuestro planeta, gran parte de la vida marina profunda no depende del Sol. En lugar de fotosíntesis, numerosos organismos obtienen energía de reacciones químicas que se producen en torno a fuentes hidrotermales del fondo oceánico. Estas chimeneas se forman cuando el agua de mar se filtra por grietas de la corteza terrestre, se calienta al contacto con rocas calientes y emerge cargada de compuestos químicos reducidos.

Este proceso, conocido como serpentinización y otras reacciones agua-roca, libera hidrógeno, metano y minerales que sirven de combustible para comunidades microbianas complejas. Alrededor de estas fuentes prosperan bacterias, arqueas y organismos multicelulares, demostrando que la vida puede florecer incluso en condiciones extremas y sin luz solar.

Durante décadas, los científicos han especulado con la posibilidad de que un proceso similar ocurra en Europa. La presencia de un océano profundo, estimado en unos 97 kilómetros, y el calentamiento interno generado por las fuerzas de marea de Júpiter parecían ingredientes suficientes para sostener actividad geológica en el fondo marino.

Un cálculo detallado de las fuerzas internas

El nuevo estudio se propuso poner a prueba esa suposición con un enfoque cuantitativo. Los investigadores calcularon cuánta tensión mecánica sería necesaria para activar fallas y fracturas en el fondo rocoso de Europa. A continuación, compararon ese umbral con las fuerzas reales que actúan en el interior de la luna.

La principal fuente de energía considerada fue la fuerza de marea ejercida por Júpiter. Europa orbita al gigante gaseoso cada 84 horas, lo que provoca que el satélite se estire y se comprima de forma rítmica. Este efecto es responsable, por ejemplo, de la intensa actividad volcánica de Ío, otra luna joviana. En el caso de Europa, esas mismas fuerzas son las que mantienen el océano en estado líquido bajo el hielo.

No obstante, los resultados muestran que la tensión generada por las mareas apenas alcanza alrededor del 3 % de la necesaria para reactivar fracturas en el fondo oceánico. Incluso suponiendo que la roca esté debilitada tras miles de millones de años de deformación, la energía disponible seguiría siendo entre diez y doce veces inferior a la requerida para un proceso tectónico sostenido.

Otros mecanismos que no alcanzan

El equipo también analizó otras posibles fuentes de deformación interna. Una de ellas es la convección en el manto, la capa situada entre el núcleo rocoso y el océano. En teoría, el movimiento lento de materiales calientes podría generar tensiones suficientes para fracturar la base del océano.

Sin embargo, incluso en los escenarios más optimistas, la fuerza resultante de esa convección sería cientos de veces demasiado débil. Otra posibilidad considerada fue la contracción del interior de Europa a medida que se enfría con el paso del tiempo. Para que este proceso generara fracturas, el núcleo rocoso tendría que reducir su tamaño en aproximadamente un kilómetro, una cifra considerada poco realista dadas las propiedades físicas del satélite.

En conjunto, estos cálculos apuntan a un fondo oceánico estable y rígido, sin la dinámica necesaria para mantener un intercambio continuo entre el agua del océano y las rocas profundas.

El problema del equilibrio químico

La falta de fracturas activas tiene implicaciones directas para la química del océano de Europa. Sin grietas profundas, el agua solo puede interactuar con las capas superiores del fondo rocoso, limitando las reacciones químicas a unos pocos cientos de metros. Con el tiempo, esa zona alcanza un equilibrio químico con el océano que la cubre.

Cuando se llega a ese punto, las reacciones dejan de liberar energía aprovechable. Para organismos que dependan de la química agua-roca, esto supone una pérdida progresiva de su fuente de “alimento” energético. A diferencia de la Tierra, donde la tectónica de placas renueva constantemente la corteza oceánica, Europa carecería de un mecanismo comparable para reactivar el sistema.

Este escenario no descarta por completo la vida, pero sí reduce las probabilidades de encontrar ecosistemas extensos y dinámicos similares a los que rodean las fuentes hidrotermales terrestres.

Energía alternativa en un mundo helado

A pesar del panorama poco alentador, el estudio no cierra la puerta a la habitabilidad de Europa. Los autores destacan que existen fuentes de energía independientes de la tectónica activa. Una de ellas es la radiolisis, un proceso en el que la radiación procedente del decaimiento de elementos radiactivos como el uranio, el torio o el potasio rompe las moléculas de agua y produce hidrógeno.

En la Tierra, este mecanismo sostiene comunidades microbianas en rocas muy antiguas, a varios kilómetros de profundidad, completamente aisladas de la superficie. Estos microorganismos utilizan el hidrógeno generado como fuente de energía, demostrando que la vida puede subsistir en entornos extremadamente limitados.

La gran incógnita es si este tipo de energía sería suficiente para mantener un ecosistema completo en Europa o solo pequeñas poblaciones microbianas dispersas. La eficiencia del proceso y la disponibilidad de elementos radiactivos en el interior del satélite siguen siendo cuestiones abiertas.

Implicaciones para la exploración espacial

El hallazgo llega en un momento clave para la exploración de Europa. La misión Europa Clipper de la NASA, lanzada en 2024 y con llegada prevista al sistema joviano en 2030, tiene como objetivo principal evaluar la habitabilidad de la luna. El orbitador realizará decenas de sobrevuelos cercanos, utilizando instrumentos capaces de medir el grosor del hielo, la composición química de la superficie y el flujo de calor interno.

Uno de los aspectos más esperados de la misión es la posible detección de géiseres o plumas de agua que emerjan a través de la corteza helada. Si existen, estas columnas podrían transportar material del océano al espacio, permitiendo analizar su composición sin necesidad de perforar el hielo.

Aunque Europa Clipper no está diseñada para estudiar directamente el fondo oceánico, sus mediciones ayudarán a refinar los modelos internos del satélite y a comprobar si las predicciones del nuevo estudio se ajustan a la realidad observada.

Un cambio de enfoque en la búsqueda de vida

La idea de un fondo oceánico inactivo obliga a replantear algunas estrategias de búsqueda de vida en Europa. En lugar de centrarse exclusivamente en analogías con las fuentes hidrotermales terrestres, los científicos podrían explorar otros escenarios, como microhábitats químicos sostenidos por radiación o procesos superficiales que introduzcan oxidantes en el océano.

Este cambio de perspectiva no resta importancia a Europa como objetivo científico, pero sí subraya la complejidad de evaluar la habitabilidad de mundos lejanos. La presencia de agua líquida, aunque fundamental, no garantiza por sí sola la existencia de vida.

A largo plazo, responder de forma definitiva a estas preguntas requerirá misiones aún más ambiciosas, capaces de penetrar la corteza helada y explorar directamente el océano oculto. Hasta entonces, estudios como este ayudan a afinar las expectativas y a comprender mejor los límites y posibilidades de uno de los mundos más intrigantes del sistema solar.

Un nuevo modelo desarrollado por investigadores japoneses sugiere que los planetas rocosos con cantidades moderadas de agua podrían ser mucho más comunes en el universo de lo que se pensaba, gracias a la influencia indirecta de supernovas cercanas durante la formación de los sistemas planetarios.

La Tierra ocupa una posición delicada entre dos extremos cósmicos. No es un desierto árido como Marte, pero tampoco una esfera cubierta por océanos profundos como algunos exoplanetas detectados en los últimos años. Esta proporción precisa de agua líquida ha sido clave para el desarrollo de la vida compleja, pero durante décadas los científicos se han preguntado por qué nuestro planeta terminó siendo así y no de otra manera. Un nuevo estudio apunta a que la respuesta podría encontrarse en una explosión estelar ocurrida en las inmediaciones del joven Sistema Solar.

Investigadores de la Universidad de Tokio proponen que una supernova relativamente cercana bañó el disco protoplanetario que rodeaba al Sol naciente con radiación y materiales radiactivos en el momento justo. Ese proceso habría eliminado gran parte del agua inicial de los materiales que acabarían formando la Tierra, dejando atrás un planeta rocoso con océanos superficiales, pero sin un exceso de agua incompatible con la geología y la química necesarias para la vida.

La idea no solo ofrece una explicación coherente para el origen del equilibrio hídrico terrestre, sino que además sugiere que este tipo de circunstancias podría repetirse con frecuencia en otras regiones de la galaxia. Si es así, los mundos similares a la Tierra podrían ser mucho menos excepcionales de lo que se creía hasta ahora.

El exceso de agua en el nacimiento de los planetas

Las observaciones de discos protoplanetarios jóvenes muestran que los materiales sólidos que dan origen a los planetas suelen ser ricos en agua y otros compuestos volátiles. En el caso del Sistema Solar primitivo, los modelos indican que los bloques iniciales contenían varias veces más agua de la que hoy existe en la Tierra. Sin embargo, ese contenido se redujo de forma drástica antes de que el planeta alcanzara su tamaño final.

La clave de este proceso estaría en una familia de elementos conocidos como radionúclidos de vida corta. Se trata de versiones inestables de ciertos elementos que se desintegran rápidamente, liberando calor en el proceso. El más importante de ellos es el aluminio-26, un isótopo radiactivo cuya vida media es de apenas unos cientos de miles de años.

Cuando los primeros cuerpos rocosos del Sistema Solar se formaron, la desintegración del aluminio-26 y de otros radionúclidos similares calentó su interior. Ese calor provocó la evaporación de agua y otros volátiles, alterando de manera irreversible la composición de los materiales que acabarían integrándose en planetas como la Tierra.

El problema es que, debido a su corta vida, estos radionúclidos no podían haber sobrevivido desde la nube interestelar original que dio origen al Sistema Solar. La formación del Sol y de su disco protoplanetario llevó millones de años, demasiado tiempo para que el aluminio-26 inicial siguiera presente en cantidades significativas. Alguna fuente externa tuvo que reabastecer el sistema justo antes o durante el nacimiento de los planetas.

Una supernova sin destruir el sistema

Desde hace tiempo, los astrónomos consideran que una supernova cercana podría haber sido la responsable de ese aporte de material radiactivo. Las supernovas producen grandes cantidades de elementos pesados e isótopos inestables, que se dispersan en el espacio circundante tras la explosión. Sin embargo, los modelos clásicos planteaban un dilema difícil de resolver.

Para explicar la abundancia observada de aluminio-26 en el Sistema Solar temprano, la supernova debía haber ocurrido extremadamente cerca, a una distancia tan corta que la onda expansiva habría destruido el disco protoplanetario. Sin ese disco, no podrían haberse formado ni la Tierra ni el resto de los planetas. El escenario parecía incompatible con la propia existencia del Sistema Solar.

El nuevo trabajo propone una solución distinta, conocida como el “modelo de inmersión”. Según esta hipótesis, no es necesario que la supernova esté peligrosamente cerca. Basta con que ocurra a una distancia del orden de 1 parsec, aproximadamente 3,26 años luz, para que sus efectos sean decisivos sin resultar catastróficos.

Cuando una estrella masiva explota como supernova, no solo expulsa fragmentos de materia, sino que también genera una potente onda de choque cargada de partículas altamente energéticas, sobre todo protones. Esa ola de radiación puede atravesar el espacio interestelar y alcanzar discos protoplanetarios cercanos sin desintegrarlos.

Un baño de radiación creadora

En el modelo de inmersión, cuando la onda de choque de la supernova atraviesa el disco protoplanetario, se producen dos procesos simultáneos. Por un lado, parte del material radiactivo sintetizado en la explosión se incorpora directamente al disco. Por otro, y quizá más importante, las partículas energéticas bombardean los átomos ya presentes en el disco y transforman algunos de ellos en nuevos radionúclidos.

Este “baño” de rayos cósmicos actúa como una fábrica local de isótopos radiactivos. En lugar de depender exclusivamente del material expulsado por la supernova, el propio disco genera aluminio-26 y otros radionúclidos de vida corta a partir de elementos estables. De este modo, se alcanzan las concentraciones necesarias sin exponer al sistema a una explosión devastadora.

Los investigadores muestran que este mecanismo puede explicar de manera coherente la presencia de los seis principales radionúclidos de vida corta identificados en meteoritos primitivos del Sistema Solar. Ningún modelo anterior había logrado reproducir todas estas abundancias de forma simultánea.

Los resultados del estudio fueron publicados en la revista Science Advances, una de las publicaciones científicas de mayor prestigio en el ámbito internacional, donde los autores detallan los cálculos y simulaciones que sustentan su propuesta.

Supernovas comunes en viveros estelares

Más allá de resolver un viejo enigma sobre el origen de la Tierra, el nuevo modelo tiene implicaciones profundas para la astrobiología. La cuestión clave es cuán frecuente puede ser este tipo de interacción entre supernovas y discos protoplanetarios.

Para responder a esta pregunta, el equipo analizó datos observacionales y teóricos sobre cúmulos estelares, los entornos donde nacen la mayoría de las estrellas similares al Sol. En estos viveros estelares, las estrellas masivas que acabarán explotando como supernovas suelen formarse junto a estrellas más pequeñas y longevas.

El análisis sugiere que una fracción significativa de estrellas de tipo solar experimenta al menos una supernova a una distancia de alrededor de 1 parsec durante la vida de su disco protoplanetario. Esta distancia es compatible con el modelo de inmersión y mucho más común que las explosiones extremadamente cercanas que exigían las teorías anteriores.

Según las estimaciones del estudio, entre el 10 y el 50 por ciento de las estrellas similares al Sol en la Vía Láctea podrían haber recibido una dosis de radionúclidos comparable a la que tuvo el Sistema Solar primitivo. Esta cifra implica que las condiciones que favorecieron la formación de la Tierra no serían una rareza cósmica.

Mundos secos en la zona habitable

La presencia o ausencia de radionúclidos de vida corta puede marcar una diferencia crucial en el tipo de planetas que se forman. Sin el calor generado por su desintegración, los planetas rocosos nacidos en la llamada zona habitable podrían retener enormes cantidades de agua. En algunos modelos, estos mundos tendrían océanos que representarían decenas de por ciento de su masa total.

Aunque un planeta cubierto casi por completo de agua pueda parecer atractivo, este escenario plantea problemas para la aparición de vida compleja. La ausencia de continentes limita los ciclos geoquímicos esenciales, como la regulación del carbono a largo plazo, y reduce la diversidad de entornos donde la vida puede evolucionar.

El calentamiento radiactivo temprano, en cambio, favorece la formación de planetas más secos, con superficies sólidas expuestas, actividad tectónica y una química más variada. En ese contexto, la Tierra aparece como un ejemplo de un resultado particularmente favorable, pero no necesariamente único.

Si el modelo es correcto, muchos exoplanetas rocosos detectados en la zona habitable de sus estrellas podrían haber pasado por procesos similares. Esto ampliaría de forma notable el número de candidatos potenciales para albergar vida.

Incertidumbres y pruebas futuras

Los propios autores subrayan que el modelo aún presenta incertidumbres importantes. La cantidad exacta de radionúclidos producidos por una supernova depende de la masa y composición de la estrella progenitora. Además, la eficiencia con la que las ondas de choque aceleran partículas energéticas sigue siendo un tema de investigación activa.

Estas variables pueden modificar las cantidades finales de material radiactivo en el disco protoplanetario hasta en un factor dos. Aun así, los investigadores consideran que el marco general del modelo es robusto y compatible con los datos disponibles.

La teoría podrá ponerse a prueba en los próximos años mediante observaciones más detalladas de exoplanetas rocosos. Si futuras misiones detectan una abundancia significativa de mundos de tamaño terrestre con densidades compatibles con composiciones relativamente secas, ello reforzaría la idea de que procesos como el propuesto fueron comunes en la historia galáctica.

Más allá de explicar nuestro propio origen, el estudio ofrece una perspectiva optimista sobre la frecuencia de planetas similares a la Tierra. En lugar de ser el producto de una cadena improbable de acontecimientos, nuestro planeta podría ser uno de muchos mundos moldeados por la influencia discreta pero decisiva de estrellas que murieron cerca en el momento adecuado.

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