Por fin sabemos cuántas moléculas hay en una célula

 

Reportaje de prensa de El Mundo

Capítulo 2

La Tierra en el Universo

La Tierra es un pequeño cuerpo celeste, opaco, perteneciente a un grupo de planetas que giran alrededor de la estrella denominada Sol.

Galaxia irregular en la constelación de la Osa Mayor.

El conjunto de éste y los planetas ligados a él por la gravedad constituye un sistema solar, que no es más que un pequeñísimo fragmento de una Galaxia, denominada Vía Láctea, constituida por gran número de estrellas. El Universo, a su vez, está formado muy probablemente por millones de galaxias semejantes a la Vía Láctea.

Nuestro sistema solar está formado por un astro principal y centro del sistema, el Sol, y nueve planetas, algunos de los cuales presentan astros secundarios denominados satélites. Además de estos constituyentes principales, el sistema solar comprende gran número de asteroides o planetoides, meteoritos y cometas.
Los planetas de nuestro sistema solar se pueden dividir en dos grupos: los planetas menores, sólidos, de pequeño tamaño, de densidad elevada, relativamente cercanos al Sol y constituidos esencialmente por hierro (Fe), oxígeno (0), silicio (Si) y magnesio (Mg), y los planetas mayores, de superior tamaño que los anteriores, de densidad menor y constituidos por elementos ligeros, hidrógeno (H) y helio (He) principalmente, o sus combinaciones más estables, como amoníaco, agua, metano, etc.

Abundancia de elementos en el Universo
(número de átomos por cada 10.000 de Si)

Z	Elemento	Abundancia		Z	Elemento	Abundancia
1	H	4,0x10 8		21	Sc	0,28
2	He	3,1 x 10 7		22	Ti	24
3	Li	1,0		23	V	2,2
4	Be	0,20		24	Cr	78
5	B	0,24		25	Mn	69
6	C	35.000		26	Fe	6.000
7	N	66.000		27	Co	18
8	0	215.000		28	Ni	270
9	F	16		29	Cu	2,1
10	Ne	86.000		30	Zn	4,9
11	Na	440		31	Ga	0,11
12	Mg	9.100		32	Ge	0,51
13	Al	950		33	As	0,04
14	Si	10.000		34	Se	0,68
15	P	100		35	Br	0,13
16	S	3.750		36	Kr	0,51
17	Cl	90		37	Rb	0,07
18	Ar	1500		38	Sr	0,19
19	K	32		39	Y	0,09
20	Ca	490		40	Zr	0,55

El grupo de planetas menores, denominados también planetas terrestres, lo constituyen Mercurio, Venus, Tierra y Marte, citados en orden de distancia creciente al Sol, mientras que el grupo de planetas mayores lo componen Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, citados también en orden de distancia creciente al Sol.

         Fotografía del Sol, la estrella más próxima a la Tierra.

A los ocho planetas mencionados hay que añadir Plutón, que es el planeta más lejano, pero cuyas características de masa son bastante semejantes a la de los planetas menores.

“En la inmensidad del espacio, la Tierra parece aislada y solitaria; pero si realmente fuera así, nuestro globo sería un mundo frío y sin vida flotando en una eterna oscuridad, sin una historia registrada y sin pistas sobre su origen.”CARL O. DUMBAR

Todos los planetas del sistema solar giran alrededor del Sol describiendo en un mismo sentido órbitas elípticas de poca excentricidad, es decir, muy próximas a una circunferencia. Las características del sistema solar se exponen en el cuadro adjunto.

Las distancias de los planetas al Sol siguen una proporción en la que la separación entre aquéllos aumenta con su distancia al Sol, según una progresión geométrica. Esta ley fue enunciada por Bode en 1772, prediciendo en base a ella la existencia de un décimo planeta en el sistema solar, situado, según sus cálculos, entre las órbitas de Marte y Júpiter. Posteriormente se ha comprobado que dicho planeta no existe, pero la región que teóricamente tendría que ocupar se encuentra poblada por gran número de planetoides o asteroides y es la zona de origen de los meteoritos.

                Cráter lunar fotografiado por el Apolo XVII.

El Sol representa el 99 % de la masa del sistema solar, mientras que Júpiter comprende el 71 % de la masa de los planetas y junto con Saturno constituyen el 93 % de dicha masa.

               Esquema comparativo de las masas y de las distancias de los planetas al Sol.

Este gigantismo de Júpiter y Saturno determina el que la primera imagen de nuestro sistema solar, visto desde el exterior a él, presente el aspecto de una estrella brillante alrededor de la cual giran un planeta muy grande, Júpiter, y otro mucho menor, Saturno. Para descubrir los restantes planetas se necesitarían telescopios de gran poder de resolución. El gran tamaño de Júpiter determina igualmente que el centro de gravedad del sistema solar esté ligeramente fuera del Sol.

                    Fotografía de Saturno con sus anillos ecuatoriales

La Tierra, dentro del conjunto del sistema solar, comprende una pequeñísima cantidad de masa, aproximadamente 1/330.000 parte de la del Sol, del que dista unos 150 millones de km (valor que toman los astrónomos para distancias en el Universo y que denominan unidad astronómica o u.a.)

La Tierra recibe del Sol una pequeña cantidad de la radiación, aproximadamente 5,2x10 ^-24kilocalorías/milímetro, lo que representa media millonésima de millón de la radiación solar. De esta radiación recibida la Tierra refleja (albedo) 0,4 ó, lo que es lo mismo, un 40 %.

La Tierra presenta un único satélite natural, la Luna, situada a una distancia media de 384.000 km, con una masa que es la centésima parte de la terrestre, un radio 3,6 veces menor que el del globo terráqueo y una densidad de 3,3. Gira alrededor de la Tierra describiendo una órbita ligeramente elíptica, y completa una vuelta en 27 días y 8 horas.

                                           Fotografía de Júpiter.

La composición química de los cuerpos que componen la galaxia a la que pertenece la Tierra y de la materia interestelar de la misma es bastante uniforme y se caracteriza por un gran predominio del hidrógeno (para numerosos autores este elemento constituye el 87 % del Universo), al que sigue en abundancia el helio, presentándose los restantes elementos prácticamente como simples impurezas. En la tabla puede observarse la concentración aproximada de los elementos en el Universo.

Origen del sistema solar

Sobre el origen del sistema solar y de la Tierra como constituyente del mismo hay dos grandes grupos de hipótesis:

a) un primer grupo de hipótesis sostiene que el sistema solar se originó a partir de una nebulosa (nube de gases y de partículas de polvo) giratoria de composición cósmica, es decir, formada en su mayor parte por hidrógeno y helio;

Hay otras conjeturas circulando por ahí pero, la más creíble es la de la Nebulosa

b) un segundo grupo de hipótesis sostienen que el sistema solar se originó por aproximación de dos estrellas, y que la atracción gravitatoria entre ambas fue tan intensa que de la más ligera se desprendieron fragmentos a partir de los cuales se formaron los planetas cuando las dos estrellas se alejaron.

Esquema que intenta reflejar la hipótesis del origen del sistema solar a partir de una nebulosa.

En la actualidad, los hechos conocidos y una serie de deducciones lógicas han determinado que numerosos científicos se inclinen por una hipótesis del primer grupo.

                                                                      Nebulosa de Cygnus

Los modernos radiotelescopios han revelado que existen en nuestra galaxia enormes nebulosas, como la que debió originar el sistema solar, constituidas probablemente por acumulación de partículas emitidas por las estrellas. La nebulosa que probablemente dio origen a nuestro sistema solar era al principio fría y de enormes dimensiones, extendiéndose con toda seguridad más allá de la órbita que en la actualidad describe Plutón.

Telescopio de Monte Palomar, en California, uno de los mayores del mundo.

En un determinado momento de su desarrollo toda la nebulosa comenzó a contraerse, aumentó rápidamente su temperatura y a través de un proceso sobre el que existen diferentes modelos, se individualizaron fragmentos de la misma, denominados protoplanetas, a partir de los cuales se originaron los planetas. La parte central y cuantitativamente más importante de la nebulosa dio origen al Sol.

Espectrograma de la superficie solar para evidenciar la distribución del hidrógeno.

Evolución pregeológica de la Tierra

La evolución pregeológica de la Tierra comprende una sucesión de procesos, desde la individualización del protoplaneta terrestre, a partir de la nebulosa matriz del sistema solar, hasta la consolidación de la superficie de nuestro planeta en una estructura semejante a la actual, es decir, formada por rocas y agua, con una temperatura media determinada fundamentalmente por la radiación solar. Teniendo en cuenta que la edad aproximada de la Tierra como cuerpo celeste es de unos 4.500 millones de años y que las edades de las rocas más antiguas de la corteza terrestre oscilan alrededor de unos 3.500 millones de años, la duración del período pregeológico de la evolución de la Tierra se estima en unos 1.000 millones de años.

En sus orígenes, el protoplaneta terrestre debió de ser mucho mayor que la Tierra actual, por tratarse todavía de un simple fragmento de una nebulosa difusa constituida esencialmente por gases entre los que predominaban el hidrógeno y el helio. Los demás constituyentes debían de encontrarse en concentraciones semejantes a la concentración de los elementos en el Universo. Por contracción y acreción de materia interestelar el protoplaneta fue aumentando de masa y creó a su alrededor un potente campo gravitatorio. Simultáneamente, a causa de la contracción, la temperatura aumentaba hasta alcanzar valores de 2.000 ó 3.000°C.

Durante el período pregeológico de la evolución de la Tierra se debieron producir las principales reacciones entre los átomos para originar los primeros compuestos químicos. H. C. Urey ha estudiado los procesos mediante los cuales se formaron tales compuestos, teniendo en cuenta la hipotética composición del protoplaneta terrestre y los principios de la termodinámica. Sus conclusiones pueden resumirse así:
a) el hidrógeno, elemento más abundante en el Universo, se combinó con el nitrógeno y con el carbono dando lugar respectivamente a amoníaco (NH ₃ ) y metano (CH ₄ );

b) la primitiva atmósfera del protoplaneta estaría formada por hidrógeno, helio, amoníaco y metano, al igual que las atmósferas actuales de algunos de los planetas mayores;

c) el oxígeno se combinó activamente con silicio, aluminio, magnesio, hierro, calcio y potasio, dando lugar a los silicatos a partir de los cuales se formaron las partes sólidas más externas del planeta.

Modelos de una molécula de butano, arriba, etino, centro, y metano, abajo.

d) el hierro, elemento bastante abundante en el cosmos, dio lugar, según la temperatura, a óxidos y sulfuros, por debajo de 25 °C, mientras que por encima de 327 °C se concentraría en forma de hierro metálico.

Como consecuencia de los procesos descritos el protoplaneta terrestre debió de estar formado por una atmósfera muy distinta de la actual, en la que predominaban hidrógeno, helio, amoníaco y metano, y una parte sólida constituida por hierro y silicatos.

En las fases posteriores de la evolución pregeológica de la Tierra se produjo la pérdida de la mayor parte de la atmósfera primitiva, la formación de la atmósfera e hidrosfera actuales y la diferenciación geoquímica primaria de los constituyentes sólidos.

Modelos de una molécula de anhídrido carbónico (CO ₂ ). Abajo, modelo de una molécula de agua (H ₂O).

Origen de la atmósfera y la hidrosfera

Los conocimientos obtenidos hasta la actualidad sobre la atmósfera han permitido establecer ciertas conclusiones acerca de su constitución y origen:

a) por composición y estructura la atmósfera terrestre actual, constituida esencialmente por nitrógeno y oxígeno, es muy diferente de las atmósferas de los restantes planetas;

b) los elementos más abundantes en el cosmos, hidrógeno y helio, se encuentran en muy escaso porcentaje en la atmósfera terrestre actual, prácticamente su presencia en ella resulta tan pequeña que sólo pueden ser considerados elementos-traza.

La mayor parte de los geofísicos admiten que la actual atmósfera de la Tierra es muy diferente de la atmósfera del protoplaneta terrestre, la mayor parte de la cual posiblemente se perdió en el período pre-geológico del planeta, formándose la atmósfera actual a partir de gases provenientes de la parte sólida de la Tierra.

La atmósfera primitiva estaba formada, según Urey, por hidrógeno, helio, amoníaco (NH ₃ ) y metano (CHO), además de pequeñas cantidades de oxígeno y carbono. A causa de la elevación de la temperatura provocada por la contracción del protoplaneta terrestre la primitiva atmósfera se perdió en el espacio por escape de la mayor parte de sus constituyentes, especialmente del hidrógeno y del helio. Los gases que no escaparon quedaron englobados en forma de compuestos sólidos. Así, el oxígeno fue retenido en forma de agua y de silicatos, el nitrógeno en forma de amoníaco y de nitruros metálicos y el carbono en forma de metano residual.

                               Erupción volcánica en Hawaii.

Al formarse la nueva atmósfera a base de los gases englobados en los compuestos sólidos se produjeron importantes cambios en su composición.

                                                                         Cráter volcánico

El agua proveniente del interior del planeta era continuamente disociada por las radiaciones solares originando hidrógeno, el cual escapaba, y oxígeno, que era retenido a causa de su inferior velocidad de escape.

                                                                   Erupción volcánica

El residuo de amoníaco que se hallaba presente en la composición de la primitiva atmósfera era atacado por el oxígeno, proceso que daba lugar a la formación de nitrógeno libre y de agua, mientras que los nitruros metálicos se descomponían originando igualmente nitrógeno libre.

El residuo de metano, por su parte, reaccionaba con el oxígeno dando lugar a anhídrido carbónico y agua.

Estos procesos determinaron la composición de la atmósfera actual, constituida en más de un 99 % por nitrógeno y oxígeno. También están contenidos en ella anhídrido carbónico y vapor de agua, pero, por supuesto, en cantidades infinitamente menores.

La hidrosfera se originó a partir del agua desprendida por las rocas del interior de la Tierra, y que alcanzaba la superficie a través de fenómenos volcánicos. Se admite actualmente que la hidrosfera ha aumentado progresivamente a través de los tiempos pre-geológicos y geológicos, pero más que por un incremento de la superficie de los océanos por un aumento de la profundidad de la cuenca de los mismos.

                                                                    Colada de lava

Respecto al contenido salino de las aguas oceánicas, los geoquímicos sostienen que la mayor parte proviene del interior de la Tierra, llegando a la superficie a través de las erupciones volcánicas.

Diferenciación geoquímica primaria

Al principio del período pregeológico de la Tierra se produjo una diferenciación general de la materia terrestre acumulándose los elementos o sus compuestos más estables según sus afinidades químicas y según las condiciones de presión y temperatura existentes. En ese proceso diferenciador desempeñó un papel importante la acción de la fuerza gravitatoria. Como consecuencia de la diferenciación geoquímica, el planeta adquirió una estructura en capas concéntricas, con los materiales más densos acumulados en las zonas más profundas y los más ligeros progresivamente en capas más externas. La fase final de dicha diferenciación estuvo constituida, sin duda, por la formación de la atmósfera y de la hidrosfera.

La mayor parte de los autores que investigan el origen y formación de la Tierra sostienen que durante las primeras fases la temperatura era lo suficientemente alta como para que los constituyentes del protoplaneta estuviesen fundidos o muy cerca del estado de fusión. A causa de la pérdida de los gases predominantes, hidrógeno y helio, los elementos más abundantes en el protoplaneta en cuestión eran el hierro (Fe), el oxígeno (0), el silicio (Si) y el magnesio (Mg), con cantidades mucho menores de níquel (Ni), azufre (S), calcio (Ca) y sodio (Na). Como la cantidad de oxígeno no era lo suficientemente alta para oxidar los restantes elementos metálicos, la mayor parte del hierro y del níquel que no habían sido oxidados precipitaron hacia el centro de la masa planetaria y constituyeron el origen del núcleo metálico.

Una parte del hierro y casi todo el magnesio se combinaron activamente con el oxígeno y el silicio para formar los silicatos que se acumularon por encima del núcleo, dando lugar al manto silicatado. Por último, la corteza terrestre se originó por segregación de los elementos más ligeros del manto.

Mapa geológico de la Tierra: 1. Plataformas continentales. 2. Escudos arcaicos. 3. Llanuras y mesetas sedimentarias en escudos arcaicos. 4. Plegamientos alpinos. 5. Llanuras y mesetas sedimentarias en plegamientos alpinos. 6. Llanuras y mesetas sedimentarias en macizos primarios. 7. Macizos primarios. 8. Regiones de origen volcánico. 9. Fosas marinas. 10. Dirección de los pliegues. 11. Volcanes.

Composición química de la Tierra

Teniendo en cuenta la composición química de las zonas accesibles de la Tierra (corteza terrestre, hidrosfera y atmósfera) y la hipotética composición de las zonas profundas, en parte confirmada por procedimientos geofísicos, se puede afirmar que nuestro planeta no constituye una muestra representativa del Universo. En efecto, del estudio de la composición química terrestre se pueden extraer dos conclusiones importantes:

1) Los elementos gaseosos ligeros que componen la mayor parte de la materia cósmica son muy escasos en nuestro planeta;

2) ciertos elementos pesados, cuantitativa en peso es muy escasa. Otros cuantitativamente poco abundantes en el elementos abundantes en el cosmos, como cosmos, se presentan en nuestro planeta en el nitrógeno y el carbono, se encuentran en concentraciones elevadas. De entre los gases ligeros que abundaron en el protoplaneta terrestre únicamente se conservó el oxígeno debido a su gran capacidad para formar compuestos sólidos estables.

                                      Galería en la cueva de Ojo Guareña (Burgos, España).

El hidrógeno sólo se encuentra en concentraciones apreciables en la hidrosfera, pero a nivel global de la Tierra su importancia cuantitativa en peso es muy escasa.

              Formas de erosión fluvial en la misma cueva

Otros elementos abundantes en el cosmos, como el nitrógeno y el carbono, se encuentran en concentraciones escasas en la Tierra y totalmente concentrados en la atmósfera y biosfera. El silicio se presenta en concentraciones similares a la cósmica debido a su alta capacidad para formar silicatos con el oxígeno y ciertos metales. Esquemáticamente, puede afirmarse que durante su formación la Tierra se enriqueció en elementos pesados, especialmente hierro, y se empobreció en elementos gaseosos ligeros.

La electricidad atmosférica se manifiesta con gran aparato eléctrico en una tormenta sobre Nueva York.

La composición global del planeta es difícil de calcular, por carecerse de conocimientos directos acerca de los materiales que la constituyen a profundidades superiores a pocos miles de metros. Teniendo en cuenta las hipótesis aceptadas sobre la estructura interna de la Tierra y la composición y frecuencia de los distintos tipos de meteoritos conocidos se pueden extraer las siguientes conclusiones sobre la composición global de nuestro planeta:

1. la zona más interna de la Tierra, denominada núcleo, está formada por una aleación de hierro y níquel, con cantidades menores de silicio, carbono y azufre;
2. la zona intermedia o manto está formada esencialmente por silicatos, siendo su composición muy semejante a la de las pendotitas;
3. la composición media de la corteza terrestre, con escasa influencia en la composición global del planeta, ya que sólo representa el 1 % de la masa total, es prácticamente igual a la composición de las rocas eruptivas con predominio de oxígeno, silicio y aluminio.

Los meteoritos

Hasta la culminación de la misión del Apolo XI con el traslado a la Tierra de materiales lunares, los meteoritos eran las únicas muestras de materia extraterrestre de que se disponía en los laboratorios para efectuar análisis.

Los meteoritos son cuerpos sólidos del sistema solar que se mueven según órbitas muy elípticas alrededor del Sol y que con frecuencia caen sobre la Tierra. El estudio de estos fenómenos astronómicos ha sido y es de gran interés, pues permite la obtención de datos muy valiosos sobre el origen del sistema solar, sobre la formación de los planetas y sobre la probable estructura interna de la Tierra.

Anualmente caen sobre la superficie terrestre numerosos meteoritos, la mayoría de los cuales se pulverizan al atravesar la atmósfera llegando a la superficie terrestre en forma de polvo meteórico.

                                 Cráter Meteor en Arizona (EE.UU.)

Todas las pruebas de datación radiactivas efectuadas por los diversos laboratorios y centros de investigación con meteoritos indican que se originaron hace aproximadamente unos 4.500 millones de años, es decir, mucho antes que las rocas más antiguas de la corteza terrestre, cuyas edades nunca superan los 3.500 millones de años.

                                                         Diversos tipos de meteoritos

Mineralógicamente, los meteoritos están formados por dos fracciones principales: aleaciones de hierro, níquel (camacita y tenita) y silicatos (especialmente olivino y piroxenos, es decir, los minerales característicos de las rocas básicas y ultrabásicas). Según el predominio de una u otra de ambas fracciones los meteoritos se dividen en tres grandes grupos:

1. Sideritos , constituidos esencialmente por una aleación de hierro (90 %) y níquel (8,5 %) y caracterizados por una elevada densidad (7,5);
2. Siderolitos , formados por aleación de ferroníquel y silicatos en proporciones aproximadamente equivalentes, con densidad alrededor de 5;
3. Aerolitos , constituidos predominantemente por silicatos, con una densidad aproximada de 3,5, es decir, igual que las rocas básicas de la corteza terrestre.

El estudio de la composición media y de la frecuencia de los diversos tipos de meteoritos antes descritos ha hecho suponer a los geoquímicos que el cuerpo o los cuerpos del sistema solar a partir de los que se originaron aquéllos presentaba una estructura zonada, con un núcleo denso y metálico a partir del cual se habrían formado los sideritos, una capa intermedia constituida por materiales ultrabásicos que dieron lugar a los siderolitos y una capa superficial poco densa a partir de la que se originaron los aerolitos. Dado que los cuerpos a partir de los cuales se formaron los meteoritos debían ser esencialmente similares a la Tierra, se supuso una estructura semejante para nuestro planeta, estructura que en parte ha sido confirmada por procedimientos geofísicos.

Recientemente el estudio de la composición química de ciertos meteoritos, denominados condritos carbonosos, ha proporcionado datos muy importantes. En efecto, dichos meteoritos contienen una fracción orgánica constituida por hidrocarburos aromáticos y alifáticos y por aminoácidos y pirimidinas, es decir, los constituyentes esenciales de los organismos terrestres. Estos descubrimientos permiten afirmar que en el sistema solar al que pertenece la Tierra, y probablemente en otros sistemas análogos, se han producido y se producen fenómenos de síntesis químicas en los que se originan estructuras químicas intermedias e imprescindibles en la génesis de los seres vivos.

Edad de la Tierra

Muchos personajes han dado su opinión acerca de la edad de la Tierra: el Conde de Buffon, Lord Kelvin, Jhon Joly, Jhon Phillips y George Darwin en base a los datos que se han ido recopilando a través del tiempo y a medida que los adelantos permitían mejor aproximación a la realidad.

Por edad de la Tierra se entiende el tiempo transcurrido desde que nuestro planeta posee una masa y un volumen semejantes a los actuales. El cálculo de la probable edad de la Tierra se ha intentado realizar en numerosas ocasiones y mediante diversos métodos. Los geólogos han intentado repetidamente evaluarla basándose en el estudio del ritmo de los procesos geológicos; por ejemplo, se ha intentado calcularla a partir del tiempo necesario para que se depositaran las series sedimentarias conocidas. Este método presenta dos defectos esenciales: por una parte, el espesor de un sedimento puede haber variado después de su formación, debido por ejemplo a una fase erosiva; por otra parte, la velocidad de formación de los sedimentos es muy variable.

En la actualidad los métodos de datación de los materiales terrestres se basan en la radiactividad. Desde cl descubrimiento de la misma por Becquerel en 1895 se sabe que ciertos elementos químicos, denominados radiactivos, son inestables y se desintegran espontáneamente y a ritmo constante por emisión de partículas, hasta dar lugar a un producto estable final. La velocidad y el modo de desintegración de los elementos radiactivos son característicos en cada uno de ellos y pueden hallarse experimentalmente. La velocidad de desintegración de un elemento radiactivo se expresa en función de su período de semidesintegración o vida media, es decir, el tiempo necesario para que dicho elemento reduzca su masa a la mitad por transformación de la otra mitad en elemento estable final.

Conociendo de una muestra rocosa las cantidades de elemento radiactivo que contiene y la de su producto estable final, así como el período de semidesintegración del primero, se puede calcular fácilmente la edad de la muestra rocosa mediante la fórmula:

T = P x período de semidesintegración / E _r

donde t es el tiempo de formación, P es el producto estable final de un elemento radiactivo expresado en gramos y E _r es el elemento radiactivo también expresado en gramos.
Mediante la aplicación de los métodos radiactivos se ha calculado que la edad de la Tierra, como la del resto de los planetas del sistema solar y de los meteoritos viene a ser, aproximadamente, de 4.500 millones de años.

Origen de la vida en nuestro planeta

Un acontecimiento importante en el desarrollo de nuestro planeta lo constituyó el origen y desarrollo de la vida.

A. I. Oparin, que en 1922 desarrolló la primera teoría científica sobre el origen de la vida

Se acepta en la actualidad que la vida se originó de manera espontánea cuando se dieron las condiciones necesarias para que ciertos elementos químicos se combinaran para generar moléculas orgánicas muy sencillas primero y progresivamente más complejas después, hasta originar un sistema capaz de autoduplicarse y relacionarse en el medio en que vivía, es decir, hasta un organismo viviente. La teoría más aceptada sobre el origen de la vida fue esbozada por el bioquímico ruso Oparin en 1922, teoría que posteriormente ha sido ampliada y comprobada en gran parte de sus puntos básicos. La vida, según Oparin, es el resultado de un proceso evolutivo de progresiva complicación de la materia orgánica. En dicho proceso se pueden distinguir cuatro etapas o eslabones principales, que se describen a continuación.

1. Primer eslabón o evolución nuclear, durante el cual se originaron los elementos organogénicos, es decir, los elementos básicos de las moléculas orgánicas, como hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno, fósforo y azufre. Se sabe poco sobre el origen de dichos elementos, pero se supone que todos ellos se formaron a partir del hidrógeno por medio de reacciones termonucleares ocurridas en el interior de las estrellas.

1. Segundo eslabón o evolución molecular, durante el cual se originaron las moléculas orgánicas por combinación de los elementos organogénicos. Este segundo eslabón puede subdividirse en dos fases principales, una de formación de moléculas orgánicas simples y otra de formación de moléculas orgánicas complejas denominadas moléculas biológicas. Sobre la primera fase del eslabón molecular se dispone de numerosos datos. Por ejemplo, los modernos radiotelescopios han descubierto en nuestra galaxia moléculas de agua, de amoníaco (NH ₃ ), de formaldehído (HCHO), de monóxido de carbono (CO), de dióxido de carbono (CO ₂ ), de ácido do cianhídrico (HCN), de cianoacetileno (C ₂ HCN), etc., es decir de moléculas orgánicas muy simples. Durante la segunda fase del eslabón molecular se formaron las moléculas orgánicas más complejas, como los aminoácidos y los nucleótidos, elementos arquitectónicos básicos de las macromoléculas esenciales de los organismos. Sobre esta segunda fase se dispone de importantes datos experimentales. Así, S. L. Miller, en la Universidad de California, consiguió sintetizar aminoácidos a partir de los elementos y de la energía que debía existir en la primitiva atmósfera terrestre. Su experimento consistió en someter una mezcla de metano, agua y amoníaco a fuertes descargas eléctricas consiguiendo la formación de aminoácidos semejantes a los que constituyen las proteínas de los seres vivos. Por otra parte, el científico español Juan Oró, en la Universidad de Houston, ha conseguido sintetizar bases púricas y pirimidínicas (constituyentes básicos de los ácidos nucleicos) simulando las condiciones que debieron existir en la primitiva atmósfera terrestre.

1. Tercer eslabón o evolución protobiológica, durante el cual se produjeron los procesos de interacción entre las proteínas y los ácidos nucleicos para dar lugar al primer complejo molecular capaz de auto reproducirse. Un paso importantísimo en esta evolución protobiológica debió ser la aparición de los primeros complejos enzimáticos responsables y directores de las funciones vitales de los organismos.
2. Cuarto eslabón o evolución biológica, incluye desde la formación de los primeros y simples sistemas vivientes hasta la aparición de los organismos más complejos y el hombre. Sobre este eslabón, especialmente en sus fases más avanzadas, se dispone de numerosos datos facilitados por el hallazgo y la interpretación de los fósiles.

Continuará.

Cuando el LHC se ponía en marcha, algunos hablaron de que se podían crear monopolos magnéticos.

“Desde el punto de vista teórico, uno se siente inclinado a creer que los monopolos han de existir, debido a la belleza matemática de su concepción. Aunque se han hecho varias tentativas de hallarlos, ninguna ha tenido éxito. Debiera deducirse de ello que la belleza matemática en sí no es razón suficiente para que la naturaleza aplique una teoría. Nos queda aún mucho que aprender en la investigación de los principios básicos de la naturaleza.”

P. A. M. DIRAC, 1981

En los años treinta del pasado siglo Paul Dirac realizó unos cálculos teóricos que indicaban que si existieran los monopolos magnéticos, entonces se podría cuantizar fácilmente la carga del electrón. Bastaría que existiera un sólo monopolo magnético en el Universo para que los electrones tuvieran la carga que tienen y no otra.

La imagen de arriba vino acompañada de la noticia siguiente: “Afirman haber podido detectar por primera vez monopolos magnéticos como un estado de la materia que se daría a partir de una disposición especial de los momentos magnéticos dentro de un cristal a baja temperatura.”

En realidad, cohabitamos una naturaleza llena de fenómenos enigmáticos. Uno de estos fenómenos es la asimetría insólita que se observaba entre el magnetismo y la electricidad: no hay cargas magnéticas comparables a las cargas eléctricas. Nuestro mundo está lleno de partículas cargadas eléctricamente, como los electrones o los protones, pero nadie ha detectado jamás una carga magnética aislada. El objeto hipotético que la poseería se denomina monopolo magnético.

         Montaje experimental. Foto: HZB, D.J.P. Morris y A. Tennant.

El grupo de investigadores dispuso un montaje experimental especial para poder detectar estas cuerdas de Dirac. Hicieron que un chorro de neutrones impactara sobre una muestra a la que aplicaban un campo magnético. En el interior de la muestra se formaban cuerdas de Dirac que dispersaban los neutrones con un patrón específico que delataba su presencia.

La muestra era un cristal de titanato de disprosio. La estructura cristalina de este compuesto tiene una geometría notable, de tal modo que los momentos magnéticos de su interior se organizan en lo que se llama un “espagueti de espines”. El nombre viene de la ordenación de los dipolos, que forman una red de tubos contorsionados (cuerdas) por los que se transporta flujo magnético.

Estos tubos pueden “hacerse visibles” cuando los neutrones interaccionan con ellos; pues los neutrones, aunque no tienen carga eléctrica, sí tienen momento magnético. El patrón de dispersión de los neutrones obtenido es una representación recíproca de las cuerdas de Dirac contenidas en la muestra. Con el campo magnético aplicado los investigadores podían controlar la simetría y orientación de las cuerdas. A temperaturas de entre 0,6 a 2 grados Kelvin los investigadores pudieron ver pruebas de la existencia de monopolos magnéticos (la temperatura suele ser la peor enemiga del magnetismo, pues tiene a desordenarlo todo) en forma de este tipo de cuerdas según se acaba de describir.

Además pudieron ver la firma que en la capacidad calorífica dejada el gas de monopolos, viendo que estas cuerdas interaccionan de manera similar a como lo hacen las cargas eléctricas, lo que era de prever para el caso de monopolos magnéticos. En este resultado los monopolos no son partículas, sino que emergen como un estado de la materia, en concreto a partir de un arreglo especial de los dipolos que forman parte del material.

Para hacernos una idea de cómo sería un monopolo magnético si existiera, imaginemos una barra imantada que, como sabemos, posee en cada extremos un «un polo magnético» por el cual se atraen o se repelen. Estos polos son de dos tipos, llamados «norte» y «sur», y se comportan como las cargas eléctricas, positiva y negativa. Esa configuración del campo es un ejemplo de «campo bipolar», y sus líneas de campo no paran: giran y giran interminablemente. Si partimos por la mitad la barra imantada, no tenemos dos polos, el norte y el sur, separados, sino dos imanes. Un polo norte o sur aislado (un objeto con líneas de campo magnético que sólo salgan o que sólo entren) sería un monopolo magnético. De hecho, es imposible aislar una de estas cargas magnéticas. Nunca se ha detectado monópolos magnéticos, es decir partículas que poseyeran una sola carga magnética aislada. Puede que ello se deba a razones no aclaradas, o bien la naturaleza no creó monopolos magnéticos o creó poquísimos.

Todos sabemos que hay cargas eléctricas de distinto signo, tanto positivas como negativas. De este modo podemos reunir unas cuantas cargas de un signo dado en un recinto espacial y ver cómo todas las líneas de campo entran o salen del mismo a través de su superficie. Esto viene dado por la ley de Gauss del campo electrostático, que es una de las leyes de Maxwell. En su forma diferencial se escribe de la siguiente forma:

 

 

Donde E es el campo eléctrico. Mientras que en su forma integral viene dada por:

 

 

 

 

O lo que es lo mismo: si sumamos las líneas de campo E que salen y entran en una superficie cerrada nos dará la distribución de carga total encerrada dentro de esa superficie. Para situaciones con geometría esférica este problema es trivial, pues el campo será equivalente al generado por una carga puntual, pero no lo es tanto si es de otro modo. También nos dice que el campo dentro de una esfera hueca cargada es nulo, puesto que cualquier superficie cerrada interior no contiene ninguna carga.

En cambio, los monopolos eléctricos (partículas que llevan carga eléctrica) son muy abundantes. Cada chispa de materia contiene un número increíble de electrones y protones que son auténticos monopolos eléctricos. Podríamos imaginar las líneas de fuerza del campo eléctrico surgiendo de una partícula cargada eléctricamente o convergiendo en ella y empezando o acabando allí. Además, la experiencia ha confirmado la ley de conservación de la carga eléctrica: la carga monopólica eléctrica total de un sistema cerrado no puede crearse ni puede destruirse. Pero en el mundo del magnetismo, no existe nada similar a los monopolos eléctricos, aunque un monopolo magnético sea fácilmente concebible.

 

 

 

 El próximo día 11 de febrero ha sido nombrado día Internacional de la Mujer y la Niña en la Ciencia. Es lo cierto que, a lo largo de nuestra Historia, en todos los campos que la Ciencia ha tocado, siempre han estado presente mujeres que, con sus aportaciones, se hicieron merecedoras del reconocimiento del Mundo.

 De los hombres, de los científicos todos hemos oído hablar con frecuencia y en la mente de todos están los nombres de muchos de ellos que, con sus ideas cambiaron el mundo. Pero ¿qué hay de las mujeres científicas? ¿De las mujeres que a lo largo de la historia han realizado espectaculares avances en las ciencias? Cada año, las universidades forman miles y miles de futuras científicas, pero a la hora de ocupar la primera plana, lo cierto es que nuestra sociedad las relega. Por eso es que hoy te presento esta lista con las mujeres científicas más importantes de la historia.

Hipatía de Alejandría fue la primera mujer en realizar una contribución sustancial al desarrollo de las matemáticas. Es necesario colocarla en esta lista pues fue una verdadera precursora y hasta una mártir como mujer de ciencias. Nació en el año 370, en Alejandría (Egipto), y falleció en el 416, cuando sus trabajos en filosofía, física y astronomía fueron considerados como una herejía por un amplio grupo de cristianos, quienes la asesinaron brutalmente.

Marie-Sopjie Germain fue una matemática francesa que se destacó por su aporte a la teoría de números. Nació en París, Francia, en el año 1776 y falleció en 1831, dejando una amplia serie de aportes sumamente importantes sobre la teoría de la elasticidad y los números, entre otros: el de los números primos de Sophie Germain.

Amakie Emmy Noether podría considerarse como la mujer más importante en la historia de las matemáticas y de hecho, vale destacar que entre otros tantos, así la consideraba Einstein. Nació en Erlangen, Alemania, en el año 1882 y falleció en el 1935 en EEUU, luego de ser expulsada por los nazis unos años antes. La figura de Noether ocupa un imprescindible lugar en el ámbito de las matemáticas, especialmente en la física teórica y el álgebra abstracta, con grandes avances en cuanto a las teorías de anillos, grupos y campos. A lo largo de su vida realizó unas 40 publicaciones realmente ejemplares.

Barbara McClintonck nació en Hartford en el año 1902 y falleció en 1992, dejando un importante descubrimiento en el campo de la genética. Barbara se especializó en la citogenética y obtuvo un doctorado en botánica en el año 1927. A pesar de que durante mucho tiempo, injustamente sus trabajos no fueron tomados en cuenta, 30 años más tarde se le otorgó el premio Nobel por su excepcional e increíblemente adelantada para su época: teoría de los genes saltarines, revelando el hecho de que los genes eran capaces de saltar entre diferentes cromosomas. Hoy, este es un concepto esencial en genética.

Lise Meitner nació en la Viena del Imperio Austrohúngaro, hoy Austria, en el año 1878 y falleció en 1968. Fue una física con un amplio desarrollo en el campo de la radioactivbidad y la física nuclear, siendo parte fundamental del equipo que descubrió la fisión nuclear, aunque solo su colega Otto Hahn obtuvo el reconocimiento (imaginen el por qué). Años más tarde, el meitnerio (elemento químico de valor atómico 109) fue nombrado así en su honor.

Susan Jocelyn Bell Burnell es la astrofísica británica que descubrió de la primera radioseñal de un púlsar. Nació en el año 1943, en Belfast, Irlanda del Norte y su descubrimiento fue parte de su propia tesis. Sin embargo, el reconocimiento sobre este descubrimiento fue para Antony Hewish, su tutor, a quien se le otorgó el premio Nobel de Física en 1974. Este injusto acto, que aunque como ya vimos no es nada nuevo, fue cuestionado durante años, siendo hasta hoy un tema de controversia.

Rosalind Elsie Franklin nació en 1920 en Londres y falleció en el año 1958. Fue biofísica y cristalógrafa, teniendo participación crucial en la comprensión de la estructura del ADN, ámbito en el que dejó grandes contribuciones. No obstante y a la vez, volvemos a encontrarnos con bochornosos actos dentro de la comunidad científica, uno de sus más grandes trabajos: hizo posible la observación de la estructura del ADN mediante imágenes tomadas con rayos X, tampoco fue reconocido. Por el contrario y como ya sabemos, el crédito y el premio Nobel en Medicina se lo llevaron Watson (quien más tarde fue cuestionado por sus polémicas declaraciones racistas y homofóbicas) y Crick.

Como muchos esperarían, el primer lugar lo ocupa la química y física polaca Marie Solomea Sklodowska Curie, mejor conocida por el apellido de su esposo simplemente como Marie Curie, la mujer que dedicó su vida entera a la radioactividad, siendo la máxima pionera en este ámbito. Ella nació en el año 1867 y murió en 1934, siendo la primera persona en conseguir dos premios Nobel, para los cuales literalmente dio su vida y hoy, a más de 75 años de su muerte, sus papeles son tan radiactivos que no pueden manejarse sin un equipo especial. Su legado y sus conocimientos en física y química impulsaron grandes avances.

 

 

 

 Desde que todas estas heroinas de la ciencia dejaron sus contribuciónes, muchas han sido las mujeres que se incorporaron a las distintas ramas de la ciencia, y, hoy en día las tenemos ocupando puestos de relieve en los mejores Centros científicos del todo el Mundo.

 

 

 

 Hay que reconocer que el homenaje que le dedican el próximo día 11 de febrero es más que merecido. No pocas veces, las mujeres por su condición femenina se vieron postergadas en muchos de los ámbitos reservados a los hombres y, con ello, perdimos muchas oportunidades de aprovechar grandes cerebros y las ideas que generaban

 

 

 

 

 

 No creo que la mujer esté por debajo del hombre en ningún terreno intelectual, y, su condición de madre, la ha impedido muchas veces crecer en el área escogida para que pudieran llegar a niveles muy destacados en las disciplinas científicas escogidas por ellas.

 

 

 

 Tenemos que fomentar que las chicas tengan las mismas oportunidades que los muchachos y, en todas las Universidades el Mundo, puedan tener acceso a cualquier carrera que les pueda llamar la atención, ya que, nunca se sabe donde radica un gran cerebro y, la Humanidad, no se puede permitir el lujo de perderlos.

 

 

 

Este ramillete de grandes científicas que, con sus contribuciones hicieron un mundo mejor

 

 

 

 

¡El Día Internacional de la MUJER y la NIÑA en la CIENCIA! Las mujeres han contribuido a la Ciencia desde sus inicios, aunque no hayan sido reconocidas por ello. Historiadores interesados en ciencia y género han mostrado las contribuciones hechas por mujeres, las barreras con las que se toparon y las estrategias que desarrollaron para que su trabajo fuese aceptado.

Esperemos que a partir de ahora, las cosas sean diferentes y que, tanto mujeres como hombres sean valorados por el mismo rasero: Sus intelectos.

emilio silvera

 

La NASA ya planea el primer viaje interestelar de la Historia

 

El periodista José Manuel Nieves habla sobre los planes que se barajan para recorrer una distancia de 4,6 años luz hasta las estrellas más cercanas al Sol

 

 

 

El primer viaje interestelar de la Historia podría ser una realidad en 2069. Esa es, en efecto, la fecha apuntada por un equipo de investigadores del Jet Propulsion Laboratory para el lanzamiento de la primera misión de la Humanidad a Alpha Centauri, la estrella más próxima al Sol.

Por supuesto, se trata por ahora de un simple esbozo, que enumera los objetivos y, sobre todo, las tecnologías que habrá que desarrollar en las próximas décadas para llevar la misión del papel a la realidad. Tecnologías de propulsión, por ejemplo, que sean capaces de recorrer los 4,6 años luz (41 billones de kilómetros) que nos separan del objetivo en un tiempo razonable. Hoy, y con los motores actuales, tardaríamos cerca de 30.000 años en cubrir esa distancia.

Motores nucleares, de antimateria… los investigadores proponen varias opciones, aunque la más prometedora parece ser la de velas solares impulsadas por un haz láser desde la Tierra, que permitirían a una nave acelerar hasta el 10 por ciento de la velocidad de La Luz. O lo que es lo mismo, llegar a Alpha Centauri después de «solo» unos 40 años de viaje.

Una vez allí, la sonda exploraría otro sistema solar, con especial atención al planeta Próxima b, del mismo tamaño que la Tierra y situado a la distancia precisa de su estrella para que las temperaturas de su superficie permitan la existencia de agua líquida. La sonda, incluso, llevaría sistemas para detectar la posible presencia de actividad industrial o iluminación artificial…

Aún es pronto para saber si la misión pasará de la simple teoría, pero de lo que no cabe duda es que sería una forma perfecta para celebrar los primeros cien años de la llegada del hombre a la Luna…