Carl Sagan - Cosmos

de unos cuantos factores, cada uno de los cuales es un filtro y, por otro lado, cada uno ha de
tener un cierto tamaño para que haya un número grande de civilizaciones:
N *, número de estrellas en la galaxia Vía Láctea;
fp, fracción de estrellas que tienen sistemas planetarios,
n,, número de planetas en un sistema dado que son ecológicamente adecuados para la
vida,
f,, fracción de planetas adecuados de por sí en los que la vida nace realmente,
fi, fracción de planetas habitados en los que una forma inteligente de vida evoluciona,
fe,, fracción de planetas habitados por seres inteligentes en los que se desarrolla una
civilización técnica comunicativa; y fL, fracción de una vida planetario agraciada con una
civilización técnica.
Esta ecuación escrita se lee N = N. fp n., f ' fi f,: fL. Todas las efes son fracciones que
tienen valores entre 0 y l; e irán reduciendo el valor elevado de N..
Para derivar N hemos de estimar cada una de estas cantidades. Conocemos bastantes
cosas sobre los primeros factores de la ecuación, el número de estrellas y de sistemas
planetarios. Sabemos muy poco sobre los factores posteriores relativos a la evolución de la
inteligencia o a la duración de la vida de las sociedades técnicas. En estos casos nuestras
estimaciones serán poco más que suposiciones. Os invito, si estáis en desacuerdo con las
estimaciones que doy, a proponer vuestras propias cifras y ver cómo afectan al número de
civilizaciones avanzadas de la Galaxia. Una de las grandes virtudes de esta ecuación,
debida originalmente a Frank Drake, de Comell, es que incluye temas que van desde la
astronomía estelar y planetario hasta la química orgánica, la biología evolutiva, la historia, la
política y la psicología anormal. La ecuación de Drake abarca por sí sola gran parte del
Cosmos.
Conocemos N., el número de estrellas en la galaxia Vía Láctea, bastante bien, por
recuentos cuidadosos de estrellas en regiones del cielo, pequeñas pero representativas. Es
de unos cuantos centenares de miles de millones; algunas estimaciones recientes lo sitúan
en 4 x 1 01 l. Muy pocas de estas estrellas son del tipo de gran masa y corta vida que
despilfarran sus reservas de combustible nuclear. La gran mayoría tienen vidas de miles de
millones de años o más durante los cuales brillan de modo estable proporcionando una
fuente de energía adecuada para el origen y evolución de la vida de planetas cercanos.