Por Que No Hay Extraterrestres en La Tierra

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Armando Arellono Ferro

POR QUE NO HAY

EXTRATERRESTRES

EN LA TIERRA

iencio / 1 9 0

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La Ciencia

para Todos

Desde el nacim iento de la colección de divulgación científica del Fondo de C ultura Económ ica en 1986, ésta ha m antenido un ritm o siem pre ascendente que ha superado las. aspiraciones de las personas e instituciones que la hicieron posible. Los científicos siem pre han ap ortado m aterial, con lo que han sum ado a su trabajo la incursión en un cam po nuevo: escribir de m odo que los temas más com plejos y casi inaccesibles pue­ dan ser entendidos p o r los estudiantes y los lectores sin form a­ ción científica.

A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso ade­ lante, que consistió en abrir la colección a los creadores de la ciencia que se piensa y crea en todos los ám bitos de la lengua española —-y ah ora tam bién del portugués— , razón p o r la cual tom ó el nom bre de La Ciencia para Todos.

Del Río Bravo al Cabo de H ornos y, a través de la m ar O céano, a la Península Ibérica, está en m archa un ejército integrado po r un vasto núm ero de investigadores, científicos y técnicos, que ex tiend en sus actividades p o r todos los cam pos de la ciencia m oderna, disciplina que se en c u e n tra en plena revolución y que co ntin uam ente va cam biando n uestra form a de p ensar y observar cuanto nos rodea.

La internacionalización de La Ciencia para Todos no es sólo en extensión sino en profundidad. Es necesario pensar u n a ciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tra­ dición hum anista, crezca sin olvidar al hom bre, que es, en últi­ m a instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propósito principal es p o n e r el pensam iento científico en m anos de nuestros jóvenes, quienes, al llegar su turno, crearán una ciencia que, sin desdeñar a ning un a otra, lleve la im pro n ta de nuestros pueblos.

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POR QUÉ NO HAY EXTRATERRESTRES

EN LA TIERRA

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Primera edición, 2003

A rellano Ferro, A rm ando

P or q u é n o hay ex traterrestres en la T ierra / A rm ando Are- llano Ferro. — México : FCE, SEP, CONACYT, 2003

169 p. : ilus. ; 21 x 14 cm — (Colee. La C iencia p ara Todos ; 193)

T exto p a ra nivel m edio, m edio superior, técnico profesio­ nal y su p erio r

ISBN 968-16-7027-2

1. A stronom ía 2. Física 3. Divulgación científica I. Ser II. t LC QB44 A772 2003 Dewey 508.2 C569 V. 193

Se p ro h íb e la re p ro d u cció n total o parcial d e esta o b ra — inclu id o el diseño tipográfi­ co y d e p o rtad a— , sea cual fu ere el m edio, electró n ico o m ecánico, sin el consen­ tim ien to p o r escrito del editor.

A gradecem os sus com entarios y sugerencias al c o rre o electrónico l a c i e n c i a8f c e . c o m .m x

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La C iencia p a ra Todos es proyecto y p ro p ie d a d del F on d o d e C ultura Económ ica, al que p e rte n ec e n tam bién sus d erechos. Se publica con los auspicios d e la Secretaría de Educación Pública y del Consejo N acional de C iencia y T ecnología.

D.R, ©, 2 0 0 3, Fo n d o d e Cu l t u r a Ec o n ó m i c a C arretera Picacho-Ajusco 2 2 7, 14 2 0 0 México, D.F.

ISBN 968-16-7 0 2 7 -2

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Para S o f í a .... mi Universo

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En efecto, no hay razón ni defecto de las dotes de la naturaleza de potencia activa o pasiva, que obstaculicen la existencia de otros mundos en un espacio que posee un carácter natural idéntico al de nuestro propio espacio que está lleno por todas partes de materia...

Gi o r d a n o Br u n o

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INVITACIÓN PERSONAL AL LECTOR: LAS REGLAS DEL JUEGO

Todos los argumentos que se manejan en este libro están basados en el conocimiento adquirido por el ser humano a lo largo de su pre­ sencia en este planeta; su experiencia, su vivencia y su desarrollo inte­ lectual. Las afirmaciones que se encuentran en este libro están, por lo tanto, fundamentadas en nuestro acervo de conocimientos, que no es escaso.

El tema es susceptible a la polémica porque, en una discusión, nos pone de inmediato en la frontera misma del conocimiento y en varias disciplinas. Lo que, por un lado, hace el problema muy interesante, por otro lo hace vulnerable a la inclinación, natural en el ser huma­ no, a la fantasía. La invitación al lector es a no dejarse tentar por la simpleza de admitir cualquier cosa como posible sólo porque no lo sabemos todo. La ciencia no lo sabe todo pero es capaz de determi­ nar o predecir algunos límites fundamentales a nuestra imaginación desnuda.

No es válido entonces pensar, por ejemplo, que una “forma de energía, de tecnología o de buen vibra” aún no descubierta, es la solución a todo lo desconocido y la cual nos autoriza a creer que todo es posible: desde la vida eterna, hasta los hombres del espacio que nos buscan con algún interés.inexplicable. Dicho esto, exploremos pues el Universo y veámoslo con curiosidad y razón.

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IN T R O D U C C IÓ N

En los años en q u e h e estab lecid o relacio n es con el público in teresad o en la a stro n o m ía, h e n o ta d o su in q u ie tu d p o r la posible existencia de vida ex traterrestre , su p resencia p erm a­ n e n te u ocasional en la T ie rra y la id ea d e que los llam ados ovnis constituyen u n a de las evidencias más claras e indiscuti­ bles de que hay vida in teligen te de origen ex traterrestre. Casi sin im p o rtar el tem a astronóm ico sobre el q ue haya tratado en alguna de mis conferencias, al final, en la sección de preguntas y respuestas, el público consigue desviar la discusión hacia dos tem as que lo fascinan y sin d u d a le p e rtu rb a n : los hoyos n e ­ gros: ¿existen realm ente?, ¿qué son?; y los extraterrestres y los ovnis: ¿los han visto?, ¿existen?, y cuando la conversación tom a más sabor, ¿de d ó n d e p o d ría n venir? S obre los hoyos negros no h ab laré en este libro; el lecto r p u ed e dirigirse a la m o n o ­ grafía de la colección La Ciencia para Todos de esta misma edi­ torial (Shahen Hacyan, Los hoyos negros y la curvatura del espacio- tiempo, vol. 50).

La idea de la existencia de vida inteligente en otro lugar del Universo es fascinante y h a pasado p ro bab lem en te p o r la cabe­ za de casi todas las personas. En este libro trataré las posibili­ dades de que u n a civilización se haya desarrollado en otro rin ­ cón del U niverso y o freceré arg u m en to s e n favor y en co n tra del surgim iento de la vida y su u lterior evolución hacia la con­ ciencia, argum entos basados en la física, la quím ica, la astrono­ m ía y la biología q u e hem os ap ren d id o a lo largo de n u estro desarrollo. Veremos cóm o las distancias enorm es, la velocidad de d esp lazam ien to y tran sm isió n y el tiem p o d e vida de u n a civilización, im p o n e n e n o rm e s lim itaciones p a ra la localiza­

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ción, com u nicación y con tacto e n tre dos civilizaciones inteli­ gentes que hayan desarrollado su tecnología.

Es mi esperanza que, al final del libro, el lector llegue p o r su cu e n ta a la conclusión de q u e la p resen cia de ex traterrestres en la T ierra y los ovnis com o u n a p ru eb a de su existencia, son solam ente temas de ciencia ficción, u n a form a de literatura no m enos válida que cualquier o tra si se m aneja con arte y destre­ za, o bien u n a form a de com ercialism o m alin tencio nado y sin escrúpulos que ju e g a con las ilusiones y la razón de la gente.

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I. La vida en n u estro rin có n del Universo

Existe un mundo. En términos de probabili­ dad, esto es algo que roza el límite de lo impo­ sible. Habría sido mucho más fidedigno si casualmente no hubiera habido nada. En ese caso nadie se habría puesto a preguntar por qué no había nada.

JO S T E IN GAARDER

Maya, 2000

An t e s d e iniciar cu alquier aventura, u n viajero d eb ería asegu­

rarse de estar b ien eq u ip ad o , de d isp o n e r del m ejo r in stru ­ m ental que garantice, o haga probable, el éxito de sus iniciati­ vas. Así, si buscam os pruebas de la existencia de vida en otros lugares del cosmos y debatim os sobre el posible contacto con nosotros, p arece razonable que hagam os u n esfuerzo p o r e n ­ te n d er la vida com o la conocem os en la Tierra, las circunstan­ cias que h iciero n posible su o rig en y las num erosas co ndicio­ nes que han p erm itid o su p erm an en cia y su evolución. Quizá u na vez hecho ese ejercicio estemos en condiciones de prever, p red ec ir y hasta localizar otras form as de vida en el Universo. Ese ejercicio lo h a h e ch o n u e stra especie d u ra n te al m enos 2 000 años, a u n q u e sólo d u ra n te los últim os 200 años hem os adquirido ese instrum ental suficiente p ara enfrentarn os a p re­ guntas de la talla ¿estamos solos en el Universo?

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1.1. Laedaddela Tierra

El conocim iento acerca del origen de la vida en la T ierra y de su evolución ha sido gradual y lento. Podem os afirmar, sin em ­ bargo, que las ideas que conform an la noción que tenem os del o rig en de la vida, su génesis y su historia no van más atrás de 1820, cu an d o la geología y la p aleo n to lo gía, esas ciencias ge­ melas, observaron la estratigrafía de varias partes del m u n d o . D u ran te estos años han tenido que desarrollarse, adem ás, dis­ ciplinas com o la biología, la quím ica, la física, la astronom ía y m uchas de sus especialidades q ue h an ap o rta d o u n a serie de evidencias útiles para construir un panoram a con g ru ente de la vida y sus numerosísimas m anifestaciones en la Tierra.

La co m p rensión de las escalas de tiem p o en las que se dan los procesos de la vida es fundam ental para su entendim iento. Resulta notable que a principios del siglo xix no sabíamos ni en form a aproxim ada la edad de la Tierra. D urante m uchos años el m u n d o o ccidental aceptó la cro n o lo g ía fijada m e d ian te la interpretación de la Biblia, que asigna u n a antigüedad al hom ­ b re y la T ierra de unos 6000 años. El dogm a bíblico p e rd u ró hasta bien e n tra d o el siglo xvn y los biólogos se con cen trab an en esos 6 días en que el m u n d o fue creado. No concebían que las especies evolucionaran, d esap arecieran o surgieran, y p o r lo tanto la tem poralidad de la vida ten ía poca im portancia des­ pués de los 6 días de la creación. Quizá les pareciera absurdo y, ciertam ente, era herético pen sar que la naturaleza tuviera his­ toria. La cronología descrita en la Biblia fue u n a cad en a muy resistente en la m ente de los académ icos de entonces. Jam es U ssher (1581-1656), un p rela d o irlan d és, elab o ró u n a de las prim eras cronologías basadas en la Biblia. Hizo grandes esfuer­ zos p o r o b te n e r textos au tén tico s e n O rie n te M edio y logró con fo rm ar u n a rica y famosa biblioteca. En 1654 declaró que, tras m uchos años de investigaciones bíblicas, había concluido q u e la creació n había te n id o lu g ar el 26 de o ctu b re del año 4004 a. c. ¡a las nueve de la m añana! La id ea de que to d o el m u n d o y los seres vivos h ab ía n sido creados en u n a sem ana, unos pocos de miles de años antes de la era cristiana, fue muy d ifundida en el m undo cristiano de los años posteriores.

La brevedad de la existencia de la T ierra obligó a los geólo­ gos a in v en tar la teoría del catastrofism o. E ra evidente p ara

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m uchos naturalistas que el clima cam biaba las form as de la Tie­ rra lentam ente, que las m ontañas y los cauces de los ríos se ero­ sio n ab an . Estos cam bios h ab ían sido ya descritos e n tre otros p o r H e ro d o to y L eo n a rd o da Vinci. Los geólogos co in cid ían en que 6000 años no bastaban para que se hubieran producido los cam bios drásticos que se observaban en m uchas form as de la superficie terrestre y, p o r lo tanto, los naturalistas ortodoxos tuvieron que recurrir a catástrofes o cataclismos repentinos a los que se debieran las formas que observaban en valles y m ontañas.

F i g u r a 1.1. Pilar rocoso que muestra claros

signos ríe erosión por viento. Se originó al llenarse de lava el tubo de un volcán. Las laderas del cono fueron erosionadas por el viento, dejando al descubierto el centro solidificado. El ejemplo corresponde a uno de los Roques de García, en Tenerife.

(Foto del autor.)

U n a especulación in te re sa n te sobre la ed ad de la T ierra, au n q u e desafortunadam ente errón ea, se debe a Isaac Newton, en sus Principia Mathematica. Newton había concluido algunos cálculos sobre el ritm o de enfriam iento de los com etas y calculó que u n a esfera de h ierro al rojo vivo y del diám etro de la T ierra se enfriaría, hasta alcanzar la te m p eratu ra actual, en 4 millones d e días, ap enas u n os 50 000 años, a u n q u e reco n o c ía que el enfriam iento po dría ser más lento p o r “causas latentes” e invi­ taba a los em píricos a q ue p o r m edio de ex p erim en to s averi­ guaran la prop orció n de enfriam iento verdadera.

U no de estos em píricos fue G eorge Louis Leclerc, conde de

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Buffon (1707-1788), quien m idió el tiem po en que se enfriaban las esferas de 2 centím etro s de d iá m etro de distintos m ateria­ les —fabricadas esp ecialm ente p a ra h ace r su e x p erim en to — , d esde el rojo vivo hasta q u e p o d ía n tocarse con la m ano. Su id ea era escalar el tiem po p ara calcular el caso de u n a esfera del tam año y com posición de la Tierra. Sus cálculos lo llevaron a la conclusión de que la edad de la T ierra era de 74832 años. A unque ju sto es reconocer en su declaración: “cuanto más alar­ guem os el tiem po de la vida de la T ierra, más cerca estarem os de la verdad”. Su intuición no lo engañaba.

F i g u r a i .2. Mantos estratigráficos que muestran la historia volcánica en la Isla de Tenerife. (Foto del autor.)

Charles Lyell, geólogo inglés, en sus Principies ofGeology (1830), se p ro puso explicar la historia de la T ierra refiriéndose sólo a causas vigentes: elevaciones de te rre n o debidas a causas volcá­ nicas o sísmicas, la erosión p o r el agua o el viento, las cadenas m o n tañ o sas com o los Alpes y los A ndes, y la p resen cia de fó­ siles m arinos en las partes altas de las m ontañas. Charles Dar- win, q ue co n o cía los arg u m en to s de Lyell, ta m b ién era cons­ cien te de q u e los lentos procesos de la ero sió n re q u e riría n tiem pos muy largos p ara form ar el p an o ram a terrestre. Calcu­ ló, p o r ejem plo, que la cadena de colinas de Weald, Inglaterra, te n d ría cerca de 300 m illones de años. A m ed iad o s d el xix

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algunos físicos com o William T ho m so n (L ord Kelvin) habían em pezado a aplicar la term odinám ica para calcular la edad de la T ierra. Kelvin d e te rm in ó el tiem p o de en fria m ie n to de la T ierra p ara estim ar su ed ad. Su co n o cim ien to más p ro fu n d o de la term odinám ica le perm itió calcular u n a edad m ucho ma­ yor que la de Buffon pero aú n muy p o r debajo de la verdadera: 200 millones de años. Darwin consideró que incluso 200 millo­ nes de años parecían insuficientes para el desarrollo de las dis­ tintas form as de vida.

U no de los descubrim ientos más im p o rtantes de principios del siglo xix acerca del cálculo de la edad de la T ierra fue que los fósiles de ciertas plan tas -y anim ales se e n c o n tra b a n en determ inados estratos geológicos, p o r lo que p o d rían ser útiles p ara la ubicación relativa en el tiem p o de esos estratos. Los fósiles más antiguos, descubiertos hacia 1830, eran de m olus­ cos invertebrados, crustáceos y artrópodos (tribolitas, graptoli- tas), adem ás de algas y liqúenes. Los geólogos de la época esta­ ban convencidos de h ab er e n c o n tra d o el origen de la vida en el estrato c o rre sp o n d ie n te al P erio d o C ám brico (hace e n tre 600 a 500 millones de años) y parecía que las form aciones geo­ lógicas an teriores no co ntaban con fósiles. Restaba el p ro b le­ ma de saber cuál era la ed ad de cada estrato, es decir, el esta­ blecim iento de la escala absoluta de edades.

Fi g u r a i.3. Tribolitas fosilizadas. Vivieron hace aproximadamente 600 millo­

nes de años, a) Este ejemplo ilustra una Phacops ra n a milleri. Mide unos 5 cm. b) P aralajurus del Periodo Devónico proveniente de los montes Atlas,

Marruecos, mide 5 cm. (Imágenes cortesía de PaleoPlace.com.)

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La solución al prob lem a del fecham iento de los estratos ha­ b ría de enco ntrarse. La radiactividad fue d escubierta en 1896 p o r el físico francés H en ri B ecquerel (1852-1908) al observar que los cristales de u n a sal de u ranio em itían rayos energéticos m uy parecid os a los rayos X. La radiactividad pro v ien e de la división e sp o n tá n e a de los n úcleos atóm icos de algunos ele­ m entos, llam ados p o r eso radiactivos. El decaim iento radiacti­ vo tra n sfo rm a u n n ú cleo p esad o e n o tro m en o s p esad o p o r desintegración espontánea; d u ra n te el proceso se em iten par­ tículas a o núcleos de helio, partículas (3 o electrones y rayos y o radiación e lectro m ag n ética de en e rg ía muy alta. La veloci­ dad de d ecaim iento es in d e p en d ien te de la tem p eratu ra, p re­ sión o abu ndancia del elem ento, o del com puesto quím ico del que form e parte el elem ento radiactivo. La velocidad de decai­ m iento es d ifere n te para cada elem ento. El tiem po necesario para que decaiga la m itad de los átom os de un elem ento recibe el nom bre de vida media. El carbono 14 (14C), p o r ejem plo, se convierte e n n itró g e n o 14 ( 14N) y su vida m e d ia es de 5 730 años. Los átom os de u ran io y torio se d esin teg ran y van for­ m an d o varios elem entos, radiactivos tam bién , com o el radio, hasta convertirse finalm ente en plom o. La vida m edia del ura­ nio es de 4 500 m illones de años y la de las form as más com u­ nes de torio y radio son 13 900 m illones de años y 1 620 años, respectivam ente.

H u bo que esp erar a m ediados del siglo xx p ara q ue se des­ cubrieran m étodos de fecham iento p o r decaim iento natural de m aterial radiactivo y estab lecer la escala ab so lu ta de la ed ad de los estratos. Incidentalm ente, el astrónom o G eorge Darwin, hijo de Charles, fue de los prim eros en sugerir que la radiacti­ vidad p o d ría ser útil para calcular la ed ad de la Tierra.

En 1947 W illard F. Libty, de la U niversidad de Chicago, em ­ pleó p o r p rim e ra vez el d ecaim ien to del ra d io c arb o n o com o indicador de la edad en los fósiles. D ebido a que la edad m edia de decaim iento del carbono es de sólo 5 730 años, el m étodo se lim ita a objetos de m enos de 50 000 años de edad. Sin em b ar­ go, los m étodos que incluyen el u ran io y el torio p erm iten el fecham iento de m ateriales más antiguos, sobre todo micas, tec- titas y m eteoritos provenientes del Precám brico (de 4500 a 590 m illones de a ñ o s). Las rocas recogidas en diferentes regiones d e la L u n a h a n sido fechadas p o r este m é to d o y sus ed ades

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están en tre 4 400 y 3 300 m illones de años, lo que sugiere que la Luna pasó p o r etapas geológicas y su superficie m uestra p or­ ciones de distintas edades. U no de los m étodos de fecham ien- to más com unes es el del d ecaim ien to de potasio 40 (40K) en argón 40 (40A r), cuya vida m edia es de 1 250 m illones de años. El 40K es u n elem en to muy co m ú n en las rocas volcánicas y el producto, 40Ar, es un gas no reactivo. D urante u n a eru pción las burbujas de argón saldrán de la láva derretida; ésta, al e n d u re­ cerse, no co n ten d rá argón, sólo potasio que se reducirá a 50% y se convertirá en argón en 1 250 millones de años. El argón que­ dará en la roca sólida y una m uestra perm itirá establecer la p r o p o rció n de potasio y argón . Si las can tid ad es son iguales la edad de la roca te n d rá 1 250 m illones de años y así p ro po rcio ­ nalm ente. Si se en cu e n tran fósiles debajo de estratos de cierta edad, se sabe entonces que el fósil tiene al m enos esa edad.

Fi g u r a i.4. Ejemplo de estromalolito del Periodo Paleozoico encontrado en

Nevada, EUA. (Imagen de Miguel Agustín Téllez Duarte, Universidad de Baja California.)

Los cálculos actuales acerca de la ed ad de la T ierra indican u n a a n tig ü e d a d de 4 600 m illones de años. La ed ad de los estratos d o n d e los paleontólogos y los geólogos descu b riero n en 1830 los fósiles más antiguos, y que identificaron con el ori­ gen de la vida, co rresp on den al P eriodo Cám brico. Sin em bar­ go, hoy se conocen fósiles microscópicos de bacterias con u n a 21

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antigüedad de 3 500 millones de años. F ueron descubiertos en W arrawoona, Australia O ccidental. Estos microfósiles se hallan en estru ctu ras ó rg an o sed im en tarias, llam adas estromatolitos, que son resultado de la actividad m etabólica y el crecim iento de los organism os vivos, y fueron p roducidos in situ m ediante incorporación o precipitación de sedim entos com o el carbono de calcio, y m uestran estructura laminar. Aún existen estrom a­ tolitos: los más conocidos son los de la Bahía de T iburones, en Australia O ccidental. En México los sedim entos estrom atolíti- cos se en cu en tran en lagunas hipersálidas com o la Laguna Mor- m on a en Baja C alifornia y en los estratos del P recám brico de Caborca, Sonora.

La ed ad de la Tierra, estim ada geológicam ente en 4 600 mi­ llones de años, sería co rrob orada m ediante razonam ientos p u ­ ram ente astronóm icos, com o veremos en los siguientes capítu­ los. N uestro sistema de fecham iento h a perm itido gracias a los hallazgos arqueológicos y antropológicos más antiguos, d e te r­ m in ar que el h o m b re m o d e rn o u Homo sapiens ap areció hace sólo 40 000 años y sus antepasados más cercanos, el Australopite­ cus, el Homo erectus o el Homo habilis, vivieron en la T ierra hace en tre 5 y 1.5 millones de años.

Puede verse en to nces que la T ierra ha estado h ab itad a p or alg u n a fo rm a de vida d u ra n te ap ro x im ad am en te 80% de su existencia y d u ran te m enos de 0.1 % p o r un ser, em p arentad o con el hom bre, sin d u d a precursor de nuestra actual razón, ha­ bilidades y tecnología. D urante sus prim eros 1 000 m illones de años de existencia la T ierra estuvo desprovista de vida. En este tiem po, las condiciones físicas que favorecían las reacciones fí­ sico-químicas que en g end raro n los prim eros seres unicelulares, se estaban gestando. ¿Cuáles eran esas condiciones? Tratem os en las siguientes secciones acerca de las condiciones iniciales en la T ierra y la evolución físico-química de la atmósfera.

1.2. L a Ti e r r a p r i m i t i v a

C u ándo y cóm o apareció la vida en la T ierra es u n a p reg u n ta que h a in quietad o a generaciones de científicos. En los siglos xvi y x v i i se creía en la generación espontánea de seres vivos a par­

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Tyndall en Inglaterra, a m ediados del xix, refutaron la idea de la generación espontánea de microorganismos p o r m edio de un e x p erim en to sencillo con sistente en aislar u n a m ezcla estéril de sustancias, sin que con el paso del tiem po en la mezcla apa­ recieran m icroorganism os. C uando la mezcla se p o n e en con­ tacto con el aire que contiene m icroorganism os, éstos se repro ­ ducen allí.

F i g u r a i. 5. Aleksandr Ivanovich Oparin, coau­ tor (con John B.S. Haldane) de la tecnia del ori­ gen de la vida a partir de sustancias químicas.

(Colección del i a u n a m. )

D urante la segunda y tercera décadas del siglo xx, Aleksandr Ivanovich O p arin (1894-1980) en Rusia y jo h n B.S. H aldane (1892-1964) en Inglaterra, desarrollaron u n a teoría p o r m edio de la cual la vida p odría h ab er surgido de la m ateria no vivien­ te a través de reacciones quím icas simples; a este proceso, que se p rodujo antes de que h ub iera vida, se le llam a evolución pre- biótica. Según O parin y H aldane, la atm ósfera de la T ierra pri­ mitiva no tenía la misma com posición que actualm ente tiene, era rica en h id ró g e n o m ezclado en gases com o el m e tan o (CH4) y el am oniaco (NH3) y pobre en oxígeno. La presencia de éste en g ran des cantid ad es no h a b ría p erm itid o la fo rm a­ ción de las moléculas complejas, necesarias para la vida, porque reaccio n a fácilm ente con las m oléculas alteran d o sus enlaces quím icos y m a n ten ié n d o las en u n estado sim ple, dem asiado sim ple p ara la com plejidad m o lecu lar re q u e rid a p o r la activi­ d ad biológica.

La actividad qu ím ica de la T ie rra prim itiva y su atm ósfera son herencia de la nub e presolar de la que se form aron el Sol y el sistem a planetario. Al principio, d u ra n te el colapso

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cional del p laneta, las rocas ch ocaban y se fu n d ían lib eran d o calor, que al ser radiado al e n to rn o p ro d u cía un enfriam iento gradual del planeta en form ación. H ubo entonces u n a diferen­ ciación e n tre los elem ento s más pesados, com o el níq u el y el h ierro que se h u n d ie ro n para fo rm ar el núcleo terrestre, y los más ligeros que se m antuvieron en la parte superficial, y que for­ m arían la atm ósfera terrestre, com o hidrógeno, carbono, nitró­ geno, oxígeno, etc. C uando la T ierra se enfrió, algunos elem en­ tos se com binaron form ando com puestos. El agua resultó de la com binación del oxígeno con el hidrógeno, y el bióxido de car­ bo n o con el carbono, etc. Los geoquím icos han deducido de la com posición quím ica de las rocas más antiguas que la atm ósfe­ ra primitiva co ntenía bióxido de carbono, m etano, hidrógeno, nitró g en o , ácido clorhídrico, sulfuro de h id ró g en o , v apor de agua y o xígeno libre; sin em bargo, h ab ía poco oxíg en o libre pues estaba fo rm an d o bióxido de c arb o n o y otros m inerales. La falta de o x íg en o inicial y su e n riq u e c im ie n to p o ste rio r es im p o rtan te en la hipótesis prebiótica y en el subsecuente des­ arrollo de la vida y, com o veremos más adelante, en la búsque­ da sistemática de otros planetas con actividad biológica.

F i g u r a i.6. La apariencia probable de un planeta de reciente formación. Los planetesimales que lo formaron han dado origen a polvo fino como resultado de sus colisiones. Con el tiempo y dependiendo de la masa, atrapará átomos y

moléculas ligeras con las que formará una atmósfera que podría dar origen al agua y a la vida. (Colección del i a u n a m. )

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P ara q u e se realice la síntesis de las m oléculas orgánicas necesarias para el surgim iento y perm an en cia de la vida, hace falta energía. Varias fueron las fuentes de energía en las prim e­ ras etapas: la rad iació n del re c ie n te m e n te fo rm ad o p ero ya radiante Sol; los rayos cósmicos; el decaim iento de los elem en­ tos radiactivos ya presentes; el viento solar o partículas carga­ das p ro v en ien tes de la actividad en el Sol; el te m p ra n o p ero intenso volcanismo y las descargas eléctricas producidas d u ran ­ te las torm entas. El agua a partir de su estado gaseoso se había condensado al enfriarse la Tierra. Es posible que las lluvias que se p ro d u jero n d u raran miles de años, disolviendo los m in era­ les que d ieron origen a un océano ligeram ente salado.

Electrodos

Fi g u r a i .7. Experimento de Urey-Miller por medio del cual se reconstruyeron las condiciones de la atmósfera primitiva de la Tierra y su capacidad de formar

moléculas orgánicas. (Dibujo de Rubén Aguilar. )

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En 1953 Stanley M iller y H aro ld Urey de la U niversidad de C hicago se p ro p u sie ro n re c o n stru ir las co n d icio n es de la at­ mósfera prim itiva terrestre en u n laboratorio y estudiar la evo­ lució n q u e p u d o h ab erse dado. M ezclaron en u n m atraz los co m p o n en te s q u e seg u ram en te existían: agua, am oniaco, h i­ dró geno y m etano y les p ro p o rcio n aro n energía p o r m edio de calor y descargas eléctricas que sim ulaban los rayos de las tor­ m entas. El resultado fue so rpren d en te, com enzaron a aparecer m oléculas orgánicas sim ples despu és de algunos días. Con exp erim entos similares, M iller y otros investigadores h an p ro ­ ducido am inoácidos, proteínas, nucleótidos, trifosfato de ade- n in a (a t p) y otras m oléculas características de los seres vivos. C onclusión im p ortante de estos experim entos fue que la com ­ posición exacta de la atm ósfera con la que se ex p erim en tab a n o e ra d e te rm in a n te p a ra la g e n era c ió n de m oléculas o rg á­ nicas. Bastaba con que estuvieran presentes carbono, hid ró g e­ no y nitró gen o libres o en form a de algún com puesto, y que no h u b ie ra oxígeno o bien que estuviera ligado en m oléculas de agua o bióxido de carbono. De la mism a m an era varias fuentes de energía, com o la luz ultravioleta, las descargas eléctricas y el calor, p ro b a ro n ser igualm ente efectivas. Es p rob ab le que los geoquím icos no logren nun ca saber con exactitud la com posi­ ción de la atm ósfera primitiva, p ero es seguro q ue las m olécu­ las orgánicas que habrían de dar origen a la vida se sintetizaron en la T ierra hace 4000 millones de años.

1 .3 . Ox i d a c i ó n d e l a a t m ó s f e r a t e r r e s t r e

Pues bien, to d o in d ica q ue la p resen cia del o xígeno en la at­ m ósfera prim itiva de la T ierra h a b ría sido u n facto r negativo p ara la form ación de las m oléculas com plejas necesarias p ara el desarrollo de la vida. Entonces ¿por qué hoy nuestra atm ós­ fera es tan rica en oxígeno y casi todo ser del rein o anim al lo necesita p ara seguir vivo?, ¿cómo adquirió la atm ósfera su com ­ posición actual?, ¿cómo pasó el oxígeno de ser letal a sustento de vida?

Es p ro b a b le q u e las p rim eras células se hayan n u trid o de concentraciones de moléculas orgánicas. Las m oléculas de bió­ xido de ca rb o n o y agua era n m uy a b u n d an te s y d eb ie ro n ser

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m etabolizadas de m a n e ra anaeró b ica, es decir, sin necesidad de oxígeno. Sin em bargo, el m etabolism o an aeró b ico reditú a cantidades de energía muy pequeñas, es ineficiente convirtien­ do la en e rg ía acu m u lad a en los enlaces quím icos de las m o ­ léculas orgánicas, en la energía vital para la célula, lo que p o n ­ dría a las células anaeróbicas en desventaja con las posteriores células de m etabolism o aeróbico. A lgunas células d esarrolla­ ro n la habilidad de usar la energía de la luz solar para conver­ tir el bióxido de carb on o y el agua en azúcar, com puesto que alm acena energía en sus enlaces quím icos, es decir, aparece la fotosíntesis. H u bo n u m ero sas bacterias fo tosintéticas p e ro las más im portantes fueron las cianobacterias o algas verde-azules. En el proceso de fotosíntesis se pro d u ce oxígeno y, poco a poco, la atm ó sfera se fue e n riq u e c ie n d o con ese ele m e n to . Muy al principio, ese oxígeno reciente reaccionó con las grandes can­ tidades de h ie rro d e la sup erficie y form ó óxido d e h ie rro o h e rru m b re . C u an d o el h ie rro se co nvierte en h e rru m b re , el oxígeno sobrante se acum uló en la atmósfera. Sobre el aum ento gradual de oxígeno atmosférico nos habla el análisis quím ico de rocas localizadas en diferentes estratos geológicos. C antidades considerables de oxígeno aparecieron hace aproxim adam ente 2 000 millones de años y sin du d a aún lo estamos respirando.

La nueva com posición qu ím ica de la atm ósfera p ro d u jo la siguiente escala en la evolución biótica. Así, se d esarro llaro n bacterias capaces de usar oxígeno en su m etabolism o a través de la respiración aeróbica. La cantidad de energ ía que se p ro ­ d u ce p a ra la célula m e d ian te la resp irac ió n aeró b ica y p ara m e tab o lizar las m oléculas orgánicas alim enticias, es m u cho mayor que en los anaeróbicos p o r lo que las m oléculas aeróbi- cas tuvieron gran ventaja selectiva.

O tra fuente de oxidación de la atm ósfera fue la descom posi­ ción de m oléculas de agua m ed ian te la radiación ultravioleta, o de alta en erg ía, p ro v en ie n te del Sol. Al d esco m p o n erse la m olécula de agua se liberan hidró gen o y oxígeno. En la atmós­ fera prim itiva la cantidad de h id ró g en o era sustancial y el oxí­ gen o libre se reco m b in ab a in m ed iatam e n te p ara volver a for­ m ar agua. Sin em bargo, con el tiem po el hid ró g en o se evaporó y el oxíg eno , al n o te n e r ya con q u é co m bin arse, form ó m o­ léculas de ozono (O s) que tiene la p ro p ied a d de absorber luz ultravioleta. Así que el ozono protegió prim ero a las moléculas

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com plejas de ser fotodisociadas, y después a las prim eras célu­ las de ser aniquiladas p o r los rayos ultravioleta. La capa de ozo­ no co n tin ú a actuan d o com o escudo p ro tec to r de la vida en la Tierra.

Parece claro, pues, que la atm ósfera ox id an te del p resen te no fue consecuencia de la form ación de la Tierra, sino el resul­ tado p rin cip alm e n te de la actividad de los organism os vivos. Este resu ltad o tien e gran im p o rtan c ia en la b ú sq u ed a de un lu g ar prop icio p ara el b ro te y desarrollo de la vida, y volvere­ mos sobre este tem a más a d elan te d e n tro del co n tex to de la identificación de otros rincones del Universo, digam os, otros planetas o satélites, que p ud ieran te n e r actividad orgánica.

II. Génesis del Sistema Solar, la cu n a de la T ierra

... es absolutamente cierto que se requiere alguna fuerza. Es nuestro propósito elucidar su cantidad y propiedades e investigar matemáti­ camente los efectos en los cuerpos en movi­ miento.

Is a a c Ne w t o n, Del sistema del mundo, 17 2 8

I I . 1 . Nu b e s In t e r e s t e l a r e s: l a c o n t r a c c i ó n g r a v i t a c i o n a l

La invención de la fotografía a finales del siglo xix y el co n ti­ nuo desarrollo de los telescopios y nuevos detectores electróni­ cos a lo largo del siglo xx, hicieron posible que los astrónom os h u sm eara n en todas d ireccio n es de la bóveda celeste. D esde prin cip io s del siglo xx a p a re c ie ro n en las placas fotográficas num erosas nebulosas, brillantes unas, oscuras otras, en algunos sitios del Universo. A hora contam os con una colección asom ­ brosa de im ágenes de notable calidad obtenidas p o r m edio del Telescopio Espacial H u b b le (figura ii.i), q ue ó rb ita la T ierra fu era de la atm ósfera y, libre de turbulencias, tom a im ágenes de objetos astronóm icos más nítidas y detalladas que n in g ú n otro telescopio. El registro fotográfico, la intuición y el conoci­ m iento de las leyes de la física, en particular la ley de la gravita­

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ción form ulada p o r Newton en el siglo x v i i, nos h an enseñado que las estrellas se form an p o r la contracción gravitacional de u n a n u b e in terestelar. P or m edio de la esp ectro sco pia se ha pod ido establecer la com posición de las nebulosas. Las nubes interestelares tienen fu ndam en talm en te dos com ponentes: gas y polvo. El co m p o n e n te gaseoso está fo rm ad o ap ro x im ad a­ m en te p o r 70% de h id ró g en o , 28% de helio y 2% de diversas m ezclas de elem en to s más pesados, q u e van d esde el litio, pasando p o r el hierro, hasta elem entos radiactivos com o eu ro ­ pio, torio, la n tan o , etc. A ese 2% de elem en to s pesados los astrónom os lo den om in an “los m etales”, y el grado de concen­ tración define la metalicidad del objeto de que se trata. El com ­ p o n en te del polvo interestelar lo constituyen granos o partícu­ las sólidas de diversos tam años y form as orig in ad o s p o r la congregación de silicatos. Estas partículas sólidas son responsa­ bles del oscurecim iento o aten uación de la luz estelar cuando pasa a través de una nu b e de polvo. Las nubes de polvo son visi­ bles aun a sim ple vista, tal es el caso de la Vía L áctea (figura iii.2) las regiones oscuras entrem ezcladas con las brillantes no se deben a ausencia de estrellas, sino a nubes de polvo que nos im piden ver las estrellas más lejanas ubicadas detrás de la n u ­ be. En otras nubes de m aterial in terestelar tam bién podem os d istin g u ir fácilm ente el gas y el polvo, com o en las famosas nebulosas Trífida y O rion reproducidas en la figura 11.2.

F i g u r a 11.1. El Telescopio Es­

pacial Hubble en órbita alre­ dedor de la Tierra y libre de los efectos de nuestra atmósfera, ha logrado las imágenes más nítidas de muchos objetos en el Universo. (Imagen cortesía

del srsciy n a s a. )

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a b

F i g u r a 11.2. a) La nebulosa Trífida fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble. Está formada por gas (fundamentalmente hidrógeno) y polvo (silica­ tos ). En regiones como ésta el colapso gravitacional forma estrellas y discos planetarios (imagen de Je ff Hester); b) la nebulosa de Orion. Este mosaico compuesto de 15 imágenes muestra la región central de la nebulosa. El diáme­ tro de esta región es 2.5 años luz. Se aprecian concentraciones de material en colapso gravitacional formando estrellas (imagen de C.R. O'Dell). (Imágenes

cortesía del srsciy n a s a. )

Las estrellas se form an p o r la contracción o colapso gravita­ cional de las nubes de gas y polvo interestelares. Los detalles de la co n tra cció n son diversos y, d e p e n d ie n d o de la p resen cia de campos magnéticos, la masa total y la velocidad de rotación de la nu b e, ésta p u e d e p artirse en nu bes más p eq u eñ a s autogravi- tantes y dar así origen a m últiples estrellas.

La nebulosa de O rion (figura n.2.b) h a sido de gran im p or­ tancia en el estudio de los procesos de form ación estelar com o los que d ie ro n origen al Sol y a n u estro sistem a p lan etario . El gas que se observa en la figura es h id ró g en o ilum inado p o r la gran cantidad de energía em itida po r las estrellas recientem en­ te form adas, com o las cuatro cercanas al cen tro de la im agen, conocidas com o El Trapecio. En la im agen se e n cu e n tran 153 em b rio n es estelares o discos p ro to p la n e ta rio s de los q u e se p ien sa q u e con el tiem p o fo rm a rá n sistem as plan etario s. Su gran n ú m ero en la nebulosa sugiere que la form ación de siste­

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mas planetarios en el Universo es un fen óm en o com ún, lo que convierte a la nebulosa en u n verdadero laboratorio.

Los cúm ulos estelares son el ejem p lo más c o n tu n d e n te de fo rm ació n m últiple y sim ultánea de m uchas estrellas a p artir de u n a gran nub e inicial. Los procesos de cóm o una sola nube p u e d e d a r lugar a más de cien mil estrellas no están del todo en ten d id o s, p ero hay m uchas evidencias de que la form ación estelar fue casi sim ultánea.

Fig u r au.s. Cúmulo globular M 3. Los cúmulos globulares contienen más de 100 000 estrellas. En nuestra Galaxia se conocen unos 120 cúmulos globulares como el de la imagen. (Imagen obtenida por el autor en el Observatorio de

San Pedro Mártir, México.)

II.2 . Pr o p i e d a d e s g e n e r a l e s d e l s i s t e m a p l a n e t a r i o s o l a r

El Sol se fo rm ó de u n a co n tra cc ió n com o la antes señalada hace ap ro x im ad am en te 4600 m illones de años, y los planetas se fo rm a ro n casi sim u ltán e am e n te, com o p a rte del proceso global. Las características q u e se observan en el Sistema Solar

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sugieren el proceso que siguió la form ación del sistem a com ­ pleto, y confirm an los detalles de la teoría de form ación estelar p o r colapso gravitatorio. A lgunas de las características que d eb en ser tom adas en cu enta p o r cualquier teoría cosm ogóni­ ca de nuestro sistema planetario, son:

1) Las órbitas de todos los planetas están contenidas aproxim ada­ m ente en un plano, que es además el plano ecuatorial del Sol. 2) Las órbitas de todos los planetas son casi circulares.

3) Los planetas, satélites y asteroides orbitan en la misma direc­ ción.

4) Los plan etas in terio res (M ercurio, Venus, T ierra y M arte), llam ados terrestres p o r su sim ilitud con la T ierra, son sóli­ dos, p e q u e ñ o s y con m ayor c o n c e n tra c ió n de elem en to s pesados, m ientras que los exteriores o jovianos, p o r su simili­ tu d con J ú p ite r (Júpiter, S atu rn o , U ran o y N e p tu n o ), son gaseosos, po co densos, y fo rm ados fu n d a m e n ta lm e n te de elem entos ligeros.

5) Los planetas poseen 98% del m o m en to an g u lar de todo el sistema, pero solam ente 0.15% de la masa.

F i g u r a ii.4. Representación del sistema planetario en sus primeras etapas de formación. Millones de planetesimales orbitan en un plano alrededor del Sol y por colisión forman cuerpos cada vez mayores. Algunos alcanzarán las

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H asta hace muy poco tiem po, el Sistem a Solar era el único ejem plo de sistema planetario, p ero el descubrim iento recien­ te de planetas alred ed o r de otras estrellas, del que hablarem os en el capítulo V, nos ha dado algunas sorpresas sobre la ubica­ ción de los grandes planetas, la excentricidad de sus órbitas y la distribución de la masa en un disco planetario. Sin em bargo, el proceso de form ación de otros sistemas planetarios y el nues­ tro es el mismo en lo fundam ental: contracción; concentración de la mayor parte de la masa en la estrella central y fonnación de un disco del que se g e n e ra rá n lós planetas. Las d iferencias e n tre los sistemas se p u e d e n explicar p o r acontecim ientos de interacción gravitacional posteriores a la form ación de los pla­ netas. Veamos el caso de n uestro sistema planetario.

I I . 3 . PrO T O S O L Y D ISC O PLANETARIO

Se llam a protosol al estado tem prano de la gran concentración de masa, en el centro de la nube, que dará lugar al Sol. A m edida que la n u b e se con trae, su velocidad de giro au m en ta, esto se debe a la ley de la conservación del momento angular en un sistema físico, que de igual m anera que la ley de la conservación de la en erg ía, es u n a de las leyes fu n d am e n tales de la física. Si un cu erp o gira, cam biando la distribución de masa a lre d ed o r de su eje podem os cam biar tam bién la velocidad del giro; el ejem­ plo clásico es el de u n a bailarina o patin ad o ra que controla la rapidez de su giro cam biando la posición de brazos o piernas. El m om ento angular inicial de la nu b e solar era quizá herencia de generaciones de estrellas anteriores. Así, la n u b e que form a­ ría al Sol y los planetas giraba cada vez más rápido, lo que fue h acien d o que el sistema se ap lan ara hasta constituirse en una gran co ncentración de masa o bulbo, ro d ead o de un disco de m aterial. El bulbo habría de congregar casi toda la masa dejan­ do m enos de 1% en el disco, es decir, el disco es sutil, muy tenue, com parado con el protosol.

En ese estado, el protosol ya brilla, su tem p eratu ra aum enta, co m ien za ya a ilu m in a r y a c a le n ta r el m aterial del disco. La en erg ía q u e em ite el protosol en esta etap a la g en era a p artir de su contracción gravitatoria y es la fuente de calor y luz, que em ana hacia las regiones externas d o n d e se han com enzado a

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fo rm ar los planetas. C u an d o la te m p e ra tu ra en el n ú cleo del protosol alcanza 10 m illones de grados se inician reacciones de fusión nuclear e n tre los átom os del h idrógeno, principal com ­ p o n en te del m aterial, y se convierten en átom os de helio. Este proceso n u clear es la p rin cipal fu e n te de en erg ía del Sol y lo seguirá siendo d u ran te 8 500 millones de años más.

Es n a tu ra l q u e las partículas más pesadas cayeran hacia el centro de la nube, m ientras que las más ligeras se conservaran en órbitas más alejadas del c e n tro de atracción . C erca del n úcleo caliente, el gas se evaporó m u ch o más que el gas más alejado y frío, p o r lo que la p a rte más in te rio r del disco tuvo m ayor concentración de elem entos pesados, y la ex terio r con­ servó grandes cantidades de elem entos más ligeros y volátiles. D u ran te las p rim eras etapas del disco, las partículas de polvo chocan y con frecuencia se q u ed an unidas, form an do grum os sólidos cada vez más grandes, llam ados planetesim ales o proto- planetas. Estos serán los núcleos de acum ulación p ara form ar cu erp o s más g rand es o p lanetas. C u an d o los p lanetesim ales son lo suficientem ente masivos, logran atrap ar bajo su influen­ cia gravitacional el gas cercan o , e n fo rm a de m oléculas de m etano, am oniaco, etc. Así, si el n ú cleo sólido alcanza al m e­ nos 15 veces la m asa de la T ierra, acabará c a p tu ran d o u n a at­ mósfera gaseosa, muy masiva y voluminosa. Es el caso de los pla­ netas jovianos. Los p lan etesim ales m enos masivos, com o los que fo rm arían los planetas terrestres, atra p arían tam bién una atm ósfera gaseosa m enos masiva y m enos densa. Sin em bargo, algunos planetas p erd iero n totalm ente su ten u e atm ósfera ini­ cial, com o M ercurio, debido a su cercanía al Sol: la alta tem pe­ ratu ra la evaporó. O tros la conservaron, com o Venus, la T ierra y M arte pero, debido a su distancia del Sol, tuvieron evolucio­ nes quím icas diferentes.

I I . 4 . La q u í m i c a d e l Si s t e m a So l a r

La descom posición p o r m edios ópticos de la luz p ro v en ien te de u n a estrella prod u ce un espectro estelar, de la misma m ane­ ra que la luz solar, al atravesar las gotas de agua de la atmósfera, fo rm a u n arco iris, q u e es el esp ectro de la luz del Sol. Los espectros estelares nos ayudan a estudiar con m ucho detalle las

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pro p ied ad es quím icas y dinám icas de las superficies de las es­ trellas. De m an era análoga, se han p od id o estudiar las superfi­ cies de los planetas y del Sol. Gracias a esta técnica de observa­ ción, sabemos con bastante precisión de qué están com puestos los planetas, la superficie del Sol y la de las estrellas. Sabemos qué elem entos químicos están presentes, en qué estado y en qué cantidad. Los elem entos quím icos que conocem os en la Tierra son los mismos que existen en el resto del sistem a planetario: en la atm ósfera del Sol, en las atm ósferas y superficies de los satélites y plan etas, en los astero ides y com etas, y a u n en el m aterial, te n u e p ero existente, en el espacio in terp lan e tario . En abundancias mayores o m enores, los mismos elem entos quí­ micos están presentes en todo lo que com pone el Universo: es­ trellas, galaxias, material interestelar. Todo en el Universo, inclui­ dos los cuerpos de los seres vivos, está form ado p o r átom os de elem en to s quím icos, siem p re los mism os, te n ie n d o cada ele­ m ento siem pre su mism a estructura atómica.

¿Q ué es la e stru c tu ra atóm ica? El áto m o de cu a lq u ie r ele­ m e n to quím ico está co n stitu id o p o r tres tipos de partículas, p ro to n e s con carga eléctrica positiva, n e u tro n e s sin carga y electro n es con carga eléctrica negativa. En el m o d elo de la e stru c tu ra atóm ica más sim ple, p ro p u esto p o r Niels B oh r en 1913, los p rotones y n eu tro n es aglom erados form an el núcleo atóm ico, m ien tras q u e los electro n es o rb ita n a lre d e d o r del n ú cleo, com o en el m odelo m in iatu ra de u n sistem a p lan eta­ rio. El núcleo p u ed e te n e r un n ú m ero mayor o m e n o r de p ro ­ tones y, d ep en d ien d o de cuantos tenga, el átom o corresponde a un elem ento o a otro. El átom o más ligero tiene u n solo p ro ­ tó n , es decir, el n ú cleo es el p ro tó n m ism o, y c o rre sp o n d e al h id ró gen o (H ). Si agregam os un p ro tó n al núcleo, éste será un poco más pesado y co rre sp o n d e rá al helio (H e). Si c o n tin u a­ m os ag reg an d o p ro to n e s te n d re m o s n ú cleo s cada vez más pesados que van co rresp o n d ie n d o en o rd en al litio (Li), b eri­ lio (Be), boro (B), etc., así, hasta com pletar toda la tabla perió­ dica de los elem entos.

La estructura atóm ica de cada elem ento es la mism a en cual­ q u ie r p a rte del U niverso: u n átom o de h id ró g e n o aq u í en la T ierra es igual estructuralm ente a otro átom o de h id ró g en o en los confines del Universo. Según la estru ctu ra de cada átom o, éste pro d uce u n espectro característico, siem pre igual, com o si

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fu era su h u ella digital: el espectro de un elemento no cambia de un lugar a otro del Universo. El espectro de u n objeto celeste, com o los p lanetas, com etas, estrellas, galaxias, etc., lo constituye la superposición de los espectros individuales de cada u n o de los elem entos que form an ese cuerpo. Estudiando cuidadosam en­ te el espectro com binado podem os descubrir de qué elem entos está form ado cada u no de los cuerpos celestes.

F i g u r a 11.5La banda gris al centro es el espectro de Polaris, la estrella polar. Las líneas blancas verticales son producidas por la absorción de fotones por los átomos de los distintos elementos que componen la atmósfera de la estrella. Se indica la identificación de algunas líneas. Las líneas verticales en la parte superior del espectro de la estrella son un espectro del elemento hierro producido en el telescopio y se usan como referencia para poder identificar las líneas estela­ res. Por medio de espectros como éste es posible medir la composición química, la velocidad radial y otras propiedades fundamentales de la estrella. (Espectro obtenido por el autor con el telescopio de 72” del observatorio Dominion

Astrophysical Observatory, Canadá.)

Todos los elem entos de la tabla perió d ica existen en la Tie­ rra y tam bién han sido observados en el Sistema Solar. M uchos de ellos han sido encon trad o s en otras estrellas, galaxias y n u ­ bes interestelares, estudiando el espectro de la luz que provie­ ne de ellas. Los astrónom os actualm ente saben con gran preci­ sión q ué elem entos form an la atm ósfera de las estrellas y qué cantidad de cada u no está presente.

La abu nd ancia m edia de los elem entos quím icos en el Siste­ m a Solar es n o ta b le m e n te d ifere n te de la a b u n d a n c ia m edia en el resto del Universo, com o si el Sol y sus planetas fueran un islote con u n a historia quím ica localm ente peculiar (véase p o r ejem p lo la tabla 11.1). P uesto q u e sabem os q u e en el Sistem a Solar hay un ejem plo exitoso de form ación de vida, y que algu­ nos elem en to s quím icos y su a b u n d a n c ia d e se m p e ñ a ro n un p ap el cru cial p a ra q u e así fuera, en la b ú sq u e d a de lugares

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posibles p ara el d esarro llo de seres vivos es fu n d am e n tal que en ten d am o s los procesos quím icos q ue c o n d u jero n a la com ­ posición del Sistema Solar, y si éste es único o com ún.

Tablaii.i. Los elem entos quím icos más com unes

Elemento Símbolo Número

atómico" Porcentaje en Universob Porcentaje m la Tierra b Porcentaje en cuerpo humanob H idrógeno H 1 91.0 0.14 9.5

Helio He 2 9.0 muy escaso muy escaso

C arbono C 6 0.02 0.03 18.3

N itrógeno N 7 0.04 trazas 3.3

O xígeno O 8 0.06 47.0 65.0

Sodio Na 11 m uy escaso 2.8 0.2

M agnesio Mg 12 muy escaso 2.1 0.1

Fósforo P ‘ 15 muy escaso 0.07 1.0

Azufre S 16 muy escaso 0.03 0.3

Cloro C1 17 muy escaso 0.01 0.2

Potasio K 19 muy escaso 2.6 0.4

Calcio Ca 20 muy escaso 3.6 1.5

H ierro Fe 26 muy escaso 5.0 muy escaso

a N ú m ero atóm ico o n ú m ero d e p ro to n es en el núcleo. b P orcentaje apro x im ad o de átom os d e ese elem ento.

Algo que notam os en la tabla i i.i es que en el Universo el ele­

m en to más ab u n d an te es el hidrógeno, m ientras que en la Tie­ rra n o hay m ucho. En la T ierra el oxígeno es muy ab u n d an te pero en el Universo en p rom edio es muy escaso. Si suponem os que la G alaxia y el Sol se fo rm aro n en u n lugar co m ú n en el Universo, cabe en to n ces p reg u n ta rse p o r qué en la T ierra no vem os la com p osición q u ím ica m e d ia del U niverso y cóm o ocu rrió la evolución quím ica hasta llegar a las diferencias que son evidentes en la tabla i i.i.

D urante los últimos 80 años los astrónom os h an desarrollado un conocim iento notable sobre la estru ctu ra y la evolución de las estrellas, desde su form ación a p artir de nubes interestela­ res hasta su ocaso, a veces violento, com o supernovas, otras dis­ creto , com o en an a s blancas. D u ran te esa evolución o c u rre n cambios en la com posición quím ica en el in terio r de la estrella. En la siguiente sección harem os u n recu en to de esos cambios.

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Los elem entos quím icos más pesados se form an a p artir de los elem entos más ligeros p o r m ed io de reaccion es n u cleares. Éstas sólo p u e d e n o c u rrir en am bientes de gran den sid ad y a gran tem peratura, que no se dan en el m edio interestelar, p o r lo que los elem entos pesados no p u ed en sintetizarse en el m e­ dio interestelar (que es muy frío y muy ten u e). Las condiciones necesarias se p re se n ta n en el in te rio r de u n a estrella q u e se contrae, a u m e n ta n d o su d en sid ad y su te m p e ra tu ra hasta los valores re q u e rid o s p a ra d esatar los procesos nucleares. U n a estrella que se form a a partir del m edio interestelar original es­ tará constituida p o r éste, es decir, con ten d rá aproxim adam ente un 70% de h id ró g e n o y u n 30% de helio. El resto de los ele­ m entos n o estará presente, pues aú n n o se h a form ado. El co­ lapso gravitacional de u n a n u b e interestelar, p o r el cual se for­ mó la estrella, va elevando la presión y la te m p eratu ra, sobre todo cerca de su centro. C uando la tem p eratu ra alcanza 10 mi­ llones de grados, los átom os de h idrógeno, m ediante u n a cade­ na de reacciones, p u ed en unirse p ara form ar átom os de helio.

En todas las reacciones nucleares que se escriben a co ntinua­ ción, las letras adicionales a los sím bolos de los elem entos re­ presentan partículas o radiación que son productos de cada reac­ ción. La n o m enclatu ra es: n e u trin o (v), fotón o radiación (y), p ro tó n (p ), n e u tró n (n ), e le c tró n (e~) y p o sitró n (£+). Los núm eros pequeños a la izquierda del símbolo de cada elem ento se refieren al n ú m ero total de partículas en el núcleo, es decir protones más neutrones.

La cadena pro tón -p ro tó n de conversión de h id ró g en o en h e­ lio es:

1H + 1H - > 2H + e+ + v 2H + 'H —> 3H e + y 3He + 3H e -> 4H e + 2 lH

La energía con la que em pieza esa cadena es un poco mayor que la energía con la que term ina, el peq u eñ o excedente es ra­ diado al m edio en form a de u n fotón o partícula lum inosa. La energía lib erad a no es m ucha, p ero la can tid ad de h id ró g en o

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convirtiéndose en helio es tan grande que la energía generada es enorm e. Esta energía es transportada del centro de la estre­ lla a su superficie y radiada al exterior, es decir que la energía g e n e ra d a p o r reacciones n u cleares en su ce n tro es la m ism a con la que la estrella brilla. Y lo hará m ientras le d u re com bus­ tible cerca de su centro. El Sol g en era su en erg ía actualm ente p o r m edio de la conversión de h id ró g en o en helio, y la canti­ dad de h idrógeno en el centro del Sol es tan grande que alcan­ za p a ra u n o s 9 000 m illones d e años. C om o el Sol h a vivido 4600 millones de años, aún le qu ed a reserva para otro tanto.

C u an d o u n a estrella agota su h id ró g e n o , ésta conserva u n núcleo de helio rod ead o de u n a envolvente de hid róg eno que no se h a convertido en helio porque los m antos más externos no alcanzan la te m p era tu ra adecu ada p ara las reacciones nuclea­ res. La estrella se co n tra e y eso a u m e n ta la te m p e ra tu ra del núcleo de helio. C uando la te m p era tu ra alcanza 100 m illones de grados, tres átom os de helio reaccionan para form ar un áto­ m o de carb o n o (C). La cadena de helio o triple alfa que co n ­ vierte helio en carbono es:

4H e + 4He 8Be 8Be + 4He -> 12C + y

Por m edio del ciclo del helio la estrella va adquiriendo un n ú ­ cleo rico en carb o no , ro d ead o p o r u n cascarón de helio aún no con v ertid o en carb o n o y u n a g ran envolvente de h id ró ­ geno. La estrella tiene u n a estru ctura in terio r com o la ilustra­ da en la figura n.6.

D urante el “quem ad o” de helio algunos de los átom os de car­ b ono producidos reaccionan a su vez con los de helio y generan oxígeno; éste, con helio form a neón; éste, a su vez, con un helio más, fo rm a m agnesio, rad ia n d o en cada reacción u n rayo y o fotón;

12C + 4He -> 1hO + y lfiO + 4He —> 20Ne + y 20Ne + 'H e —» 24Mg + y

en las estrellas que poseen grandes masas, digamos 10 veces la del Sol y aún más, la presión y, p o r lo tanto, la tem peratura en el

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n úcleo alcanzan valores muy altos. C uando la te m p e ra tu ra es e n tre 500 y 800 m illones d e grados o cu rre el “q u e m a d o ” del carb o n o , es decir, el ca rb o n o reac cio n a consigo m ism o p ara g en era r elem en tos cada vez más pesados. U no de los p ro d u c­ tos principales de este ciclo de carb o no es el oxígeno, que en su m om ento g enera silicio, y éste será la fuente g en erad ora del h ierro . Estas cadenas nucleares tien en adem ás com o p ro d u c ­ tos adicionales otros elem entos pesados com o neón, m agnesio, plom o, azufre, níquel, etc. Las reacciones principales de estos ciclos son:

“Q u em ad o ” “Q u em ad o ” “Q u em ad o ”

del carbono de oxígeno de silicio

12C + 12C —> 24Mg+ y 16Q+ 16o -> :,2Si + 7 28Si + 28Si -> 56Ni + y l2C + 12C —» 23Na +p 16Q+ leO -> 31p + P 56Ni —> 66Fe + 2e+ + 2e l2C + 12C —> 20Ne +4He "■O + 160 -> 28Si + ‘He

12C + 12C - > 23M g+ n '«O + lfiO -> 31Si + n 12C + 12C-s. ,6o + 2 4He 16Q + l(iO —> 24M g + 24He

Todas las reacciones anteriores producen una peq u eñ a canti­ dad de energía, que m ultiplicada p o r el en orm e n úm ero de ve­ ces q u e o c u rre cada reacción , d eb id o a la g ran can tid ad de m aterial com bustible disponible, g en era n la en erg ía de la es­ trella. La energía, g en erad a siem pre en las regiones centrales de la estrella, es transportada a la superficie de dos formas: po r m edio de la rad iación , o sea fotones lum inosos, o p o r movi­ m ien to de masa, esto es, p o r convección. La energía, u n a vez llevada a la superficie de la estrella, es radiada al exterior y así la estrella brilla.

Por m edio de reacciones nucleares com o las descritas, se sin­ tetizan los elem entos quím icos en el in terio r de las estrellas. Es en las estrellas d o n d e todos los elem en to s quím icos ex isten ­ tes en el Universo se han form ado, a partir del hidrógeno.

H asta qué elem ento p u ed e sintetizarse en el in terio r de una estrella d e p e n d e de la m asa de ésta. P o r ejem plo, p a ra estre­ llas en 3 y 15 veces la masa del Sol, solam ente se form a u n n ú ­ cleo de carb on o, m ientras que en u n a estrella de unas 30 ve­ ces la m asa d el Sol se alcanza a fo rm a r un n ú cleo d e h ie rro (figura ii.6).

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¿Cómo se form an entonces los elem entos más pesados que el hierro ? Y si esos elem en to s están en el in te rio r de la estrella, ¿cóm o es en to n ces q u e lleg aro n a los planetas? R esp o n d ere­ mos am bas preguntas en la siguiente sección.

Fig u r a u.6. La estructura interior de una estrella cambia a lo largo de su evo­ lución. El núcleo se va enriqueciendo de elementos cada vez más pesados hasta

llegar a tener un núcleo de hierro. (Dibujo de Rubén Aguilar.)

11.4.2. La contaminación química del medio interestelar Las estrellas más masivas term inan sus vidas de form a violenta, y com o to d a evolución d e u n a estrella, el final tam b ién d e ­ p e n d e de cu án ta m asa c o n tien e ésta. Las estrellas con masas m e n o res a 3 veces la del Sol n u n c a alcanzan la te m p e ra tu ra cen tral suficiente p ara “q u e m a r” carb o n o y al final de su vida arrojan sus capas exteriores al m edio interestelar. Lo que que­ da es u n núcleo rico en helio y carbono rod ead o de u n a nube gaseosa, que antes e ra la envolvente de la estrella, rica en hi­ drógeno. A estas estrellas se les conoce com o nebulosas planeta­ rias. El no m b re es confuso pues no tienen nada que ver con u n p la n e ta ni con la fo rm ació n de planetas, sino q u e se d eb e a que en las placas fotográficas antiguas el aspecto nebuloso de estas estrellas las hacía parecer planetas. Las nebulosas planeta­ rias son entonces muy viejas, los últimos estadios evolutivos de estrellas poco masivas, de m enos de 3 veces la masa del Sol.

En las estrellas con masas en tre 3 y 15 masas solares, después

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de alcanzar la estructura de la figura 11.5, el carbono o el oxíge­ no se “en c ien d en ” explosivam ente y hacen que la estrella esta­ lle y se co nvierta en u n a supernova. E n u n a explosión de su­ pernova p arte del m aterial que form aba la estrella se dispersa com o u n gas cuya com posición es rica en los elem entos pesa­ dos que se form aron d en tro de la estrella. Lo único que sobre­ vive de la estrella es el núcleo colapsado y altam ente denso de m aterial degenerado. Los núcleos de las supernovas se llam an pulsares, m ientras que el m aterial arrojado se conoce com o 1111

remanente de supernova.

a b

F i g u r a 11.7. Dos supernovas famosas, a) El Cangrejo, es una supernova que observaron y registraron los chinos el 6 de junio de 1054. Los filamentos ricos en elementos pesados son lo que alguna vez fue el cuerpo de la estrella. El pul­ sar, que fu e el núcleo de la estrella, es ahora una estrella de neutrones; es la inferior de las dos estrellas más brillantes cercanas al centro, b) SN1987A que vimos explotar en 1987 en la Gran Nube de Magallanes tomada en 1994. Note la peculiar geometría que ha adquirido el material, probablemente debido a la interacción con el medio que la rodé,a. Las otras estrellas brillantes están proyectadas ahí por casualidad pero no están asociadas a las supernovas.

(Imagen por Christopher Borrows.) (Imágenes cortesía del s t s c iy n a s a.)

Las estrellas cuyas masas son mayores a 15 veces la masa del Sol alcanzan a form ar u n núcleo de hierro. ¿Por qué no se for­ m an elem entos más pesados que el hierro? H asta la form ación

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de h ierro , todas las reacciones nucleares g en era n u n poco de energía; se dice que son exotérm icas. Las reacciones posterio­ res, p ara fo rm ar elem entos más pesados, req u ieren de energía extern a para ocurrir, son endotérm icas. Entonces la estrella ha agotado sus recursos energéticos nucleares y, al no existir u n a fu ente de energía externa, el núcleo se colapsa. El colapso pro­ voca u n au m en to de la te m p e ra tu ra e n la reg ió n cen tral y el ingreso de m aterial com bustible fresco en esa zona de alta tem ­ p eratu ra, p o r lo que todo el m aterial que no se había “quem a­ d o ” en la envolvente se en cien de con violencia y la estrella ex­ plota. Como antes, sólo q u ed a un núcleo colapsado y denso, es d ecir u n p u lsar y el re m a n e n te de la su p ern o v a arro ja d o al entorno.

Las explosiones de supernova con tam inan el m edio interes­ telar de elem entos pesados. A pesar de lo que p u ed a parecer, el h id ró gen o y el helio siguen siendo los elem entos más ab u n ­ dantes aun en u n a supernova. La cantidad de m aterial en for­ m a de elem en to s más pesados que el h id ró g e n o y el helio es m e n o r a 1% del m aterial arrojado. A pesar de esto, varias gene­ racio n es de supernovas h an log rad o h a c e r que e n el m edio interestelar, p o r ejem plo en la Vía Láctea d o n d e se h an descu­ bierto unos 120 rem anentes de supernova, los elem entos pesa­ dos sean detectables y sus abundancias se p u ed an medir. Hasta antes de 1987, el re m a n e n te de su pernova más cercano a n o ­ sotros era el de la N ebulosa del C angrejo, la explosión de esa estrella fue observada p o r los chinos e n 1054. Sin em bargo el re m a n e n te de la su p ern o v a SN1987A, en la G ran N ube de M agallanes, cuya explosión se observó en 1987, es ah o ra el más cercano y sin d u d a el más notable, pues fue observado en u n a épo ca en que ya era tecnológicam ente posible h acer m edicio­ nes de gran precisión.

Así las cosas, la form ación de los elem entos pesados no puede o cu rrir en el in terio r de la estrella y, sin em bargo, existen. ¿Có­ m o se form an? La m ayoría de los elem entos más pesados que el h ie rro se form an p o r cap tu ra de n eu tro n es. Com o los n eu ­ trones no tien en carga eléctrica p u ed en p en etrar fácilm ente el núcleo de un elem ento y, al hacerlo, lo vuelven más masivo, sin cam biar el n úm ero de protones; es decir, lo transform an en un isótopo del mismo elem ento. El nuevo núcleo p u ed e ser inesta­ ble y el n eu tró n d ecaer en u n p ro tó n + electrón + fotón. A hora

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