Armando Arellono Ferro

POR QUE NO HAY EXTRATERRESTRES

EN LA TIERRA

iencio / 190para todos

La Ciencia para Todos

Desde el nacimiento de la coleccin de divulgacin cientfica del Fondo de Cultura Econmica en 1986, sta ha m antenido un ritmo siempre ascendente que ha superado las. aspiraciones de las personas e instituciones que la hicieron posible. Los cientficos siempre han aportado material, con lo que han sumado a su trabajo la incursin en un campo nuevo: escribir de m odo que los temas ms complejos y casi inaccesibles puedan ser entendidos por los estudiantes y los lectores sin formacin cientfica.

A los diez aos de este fructfero trabajo se dio un paso adelante, que consisti en abrir la coleccin a los creadores de la ciencia que se piensa y crea en todos los mbitos de la lengua espaola -y ahora tambin del portugus , razn por la cual tom el nom bre de La Ciencia para Todos.

Del Ro Bravo al Cabo de Hornos y, a travs de la mar Ocano, a la Pennsula Ibrica, est en marcha un ejrcito integrado por un vasto nm ero de investigadores, cientficos y tcnicos, que extienden sus actividades por todos los campos de la ciencia m oderna, disciplina que se encuentra en plena revolucin y que continuam ente va cam biando nuestra forma de pensar y observar cuanto nos rodea.

La internacionalizacin de La Ciencia para Todos no es slo en extensin sino en profundidad. Es necesario pensar una ciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tradicin humanista, crezca sin olvidar al hom bre, que es, en ltima instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propsito principal es poner el pensam iento cientfico en manos de nuestros jvenes, quienes, al llegar su turno, crearn una ciencia que, sin desdear a ninguna otra, lleve la im pronta de nuestros pueblos.

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POR QU NO HAY EXTRATERRESTRES EN LA TIERRA

Primera edicin, 2003

Arellano Ferro, Arm andoPor qu no hay extraterrestres en la Tierra / Arm ando Are-

llano Ferro. Mxico : FCE, SEP, CONACYT, 2003169 p. : ilus. ; 21 x 14 cm (Colee. La Ciencia para Todos ;

193)Texto para nivel m edio, m edio superior, tcnico profesio

nal y superiorISBN 968-16-7027-2

1. Astronoma 2. Fsica 3. Divulgacin cientfica I. Ser II. t

LC QB44 A772 2003 Dewey 508.2 C569 V. 193

Se prohbe la reproduccin total o parcial de esta obra incluido el diseo tipogrfico y de portada , sea cual fuere el medio, electrnico o mecnico, sin el consentim iento p o r escrito del editor.

Agradecemos sus com entarios y sugerencias al correo electrnico l a c i e n c i a 8 f c e .c o m .m x

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La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Econmica, al que pertenecen tam bin sus derechos. Se publica con los auspicios de la Secretara de Educacin Pblica y del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnologa.

D.R, , 2 0 0 3 , F o n d o d e C u l t u r a E c o n m i c a C arretera Picacho-Ajusco 2 2 7 , 14 20 0 Mxico, D.F.

ISBN 968- 16 -7 0 2 7 -2

Im preso en Mxico Printed in Mexico

Para S o f a .... mi Universo

En efecto, no hay razn 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 carcter natural idntico al de nuestro propio espacio que est lleno por todas partes de materia...

G io r d a n o B r u n o De linfinito universo e mondi, 1584.

INVITACIN PERSONAL AL LECTOR: LAS REGLAS DEL JUEGO

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

El tema es susceptible a la polmica porque, en una discusin, 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 inclinacin, natural en el ser humano, a la fantasa. La invitacin al lector es a no dejarse tentar por la simpleza de admitir cualquier cosa como posible slo porque no lo sabemos todo. La ciencia no lo sabe todo pero es capaz de determinar o predecir algunos lmites fundamentales a nuestra imaginacin desnuda.

No es vlido entonces pensar, por ejemplo, que una forma de energa, de tecnologa o de buen vibra an no descubierta, es la solucin 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 algn inters.inexplicable. Dicho esto, exploremos pues el Universo y vemoslo con curiosidad y razn.

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IN TR O D U C C I N

En los aos en que he establecido relaciones con el pblico interesado en la astronom a, he no tado su inquietud por la posible existencia de vida extraterrestre, su presencia perm anente u ocasional en la T ierra y la idea de que los llamados ovnis constituyen una de las evidencias ms claras e indiscutibles de que hay vida inteligente de origen extraterrestre. Casi sin im portar el tem a astronmico sobre el que haya tratado en alguna de mis conferencias, al final, en la seccin de preguntas y respuestas, el pblico consigue desviar la discusin hacia dos temas que lo fascinan y sin duda le pertu rban : los hoyos negros: existen realmente?, qu son?; y los extraterrestres y los ovnis: los han visto?, existen?, y cuando la conversacin toma ms sabor, de dnde podran venir? Sobre los hoyos negros no hablar en este libro; el lector puede dirigirse a la m onografa de la coleccin La Ciencia para Todos de esta misma editorial (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 ha pasado probablem ente por la cabeza de casi todas las personas. En este libro tratar las posibilidades de que una civilizacin se haya desarrollado en otro rincn del Universo y ofrecer argum entos en favor y en contra del surgimiento de la vida y su ulterior evolucin hacia la conciencia, argum entos basados en la fsica, la qumica, la astronoma y la biologa que hem os aprendido a lo largo de nuestro desarrollo. Veremos cmo las distancias enorm es, la velocidad de desplazam iento y transm isin y el tiem po de vida de una civilizacin, im ponen enorm es lim itaciones para la localiza

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cin, com unicacin y contacto en tre dos civilizaciones inteligentes que hayan desarrollado su tecnologa.

Es mi esperanza que, al final del libro, el lector llegue por su cuenta a la conclusin de que la presencia de extraterrestres en la Tierra y los ovnis como una prueba de su existencia, son solamente temas de ciencia ficcin, una forma de literatura no menos vlida que cualquier otra si se maneja con arte y destreza, o bien una form a de comercialismo m alintencionado y sin escrpulos que juega con las ilusiones y la razn de la gente.

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I. La vida en nuestro rincn del Universo

Existe un mundo. En trminos de probabilidad, esto es algo que roza el lmite de lo imposible. Habra sido mucho ms fidedigno si casualmente no hubiera habido nada. En ese caso nadie se habra puesto a preguntar por qu no haba nada.

JO STEIN GAARDERMaya, 2000

A n t e s d e iniciar cualquier aventura, un viajero debera asegurarse de estar bien equipado, de d isponer del m ejor instrumental que garantice, o haga probable, el xito de sus iniciativas. As, si buscamos pruebas de la existencia de vida en otros lugares del cosmos y debatimos sobre el posible contacto con nosotros, parece razonable que hagamos un esfuerzo por entender la vida como la conocemos en la Tierra, las circunstancias que hicieron posible su origen y las num erosas condiciones que han perm itido su perm anencia y su evolucin. Quiz una vez hecho ese ejercicio estemos en condiciones de prever, predecir y hasta localizar otras formas de vida en el Universo. Ese ejercicio lo ha hecho nuestra especie du ran te al m enos 2 000 aos, aunque slo duran te los ltimos 200 aos hem os adquirido ese instrum ental suficiente para enfrentarnos a preguntas de la talla estamos solos en el Universo?

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1.1. La edad de la Tierra

El conocim iento acerca del origen de la vida en la Tierra y de su evolucin ha sido gradual y lento. Podemos afirmar, sin embargo, que las ideas que conforman la nocin que tenemos del origen de la vida, su gnesis y su historia no van ms atrs de 1820, cuando la geologa y la paleontologa, esas ciencias gemelas, observaron la estratigrafa de varias partes del m undo. D urante estos aos han tenido que desarrollarse, adems, disciplinas como la biologa, la qumica, la fsica, la astronom a y muchas de sus especialidades que han aportado una serie de evidencias tiles para construir un panoram a congruente de la vida y sus numerossimas manifestaciones en la Tierra.

La com prensin de las escalas de tiem po 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 sabamos ni en forma aproxim ada la edad de la Tierra. Durante muchos aos el m undo occidental acept la cronologa fijada m ediante la interpretacin de la Biblia, que asigna una antigedad al hom bre y la T ierra de unos 6000 aos. El dogma bblico perdur hasta bien entrado el siglo xvn y los bilogos se concentraban en esos 6 das en que el m undo fue creado. No conceban que las especies evolucionaran, desaparecieran o surgieran, y por lo tanto la temporalidad de la vida tena poca im portancia despus de los 6 das de la creacin. Quiz les pareciera absurdo y, ciertam ente, era hertico pensar que la naturaleza tuviera historia. La cronologa descrita en la Biblia fue una cadena muy resistente en la mente de los acadmicos de entonces. Jam es Ussher (1581-1656), un prelado irlands, elabor una de las primeras cronologas basadas en la Biblia. Hizo grandes esfuerzos por ob tener textos autnticos en O riente Medio y logr conform ar una rica y famosa biblioteca. En 1654 declar que, tras muchos aos de investigaciones bblicas, haba concluido que la creacin haba tenido lugar el 26 de octubre del ao 4004 a. c. a las nueve de la m aana! La idea de que todo el m undo y los seres vivos haban sido creados en una semana, unos pocos de miles de aos antes de la era cristiana, fue muy difundida en el mundo cristiano de los aos posteriores.

La brevedad de la existencia de la Tierra oblig a los gelogos a inventar la teora del catastrofismo. Era evidente para

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muchos naturalistas que el clima cambiaba las formas de la Tierra lentam ente, que las montaas y los cauces de los ros se erosionaban. Estos cambios haban sido ya descritos en tre otros por H erodoto y Leonardo da Vinci. Los gelogos coincidan en que 6000 aos no bastaban para que se hubieran producido los cambios drsticos que se observaban en muchas formas de la superficie terrestre y, por lo tanto, los naturalistas ortodoxos tuvieron que recurrir a catstrofes o cataclismos repentinos a los que se debieran las formas que observaban en valles y montaas.

F i g u r a 1.1. Pilar rocoso que muestra claros signos re erosin por viento. Se origin al llenarse de lava el tubo de un volcn. Las laderas del cono fueron erosionadas por el viento, dejando al descubierto el centro solidificado. El ejemplo corresponde a uno de los Roques de Garca, en Tenerife.

(Foto del autor.)

U na especulacin in teresante sobre la edad de la T ierra, aunque desafortunadam ente errnea, se debe a Isaac Newton, en sus Principia Mathematica. Newton haba concluido algunos clculos sobre el ritmo de enfriamiento de los cometas y calcul que una esfera de hierro al rojo vivo y del dim etro de la Tierra se enfriara, hasta alcanzar la tem peratura actual, en 4 millones de das, apenas unos 50 000 aos, aunque reconoca que el enfriam iento podra ser ms lento por causas latentes e invitaba a los em pricos a que por m edio de experim entos averiguaran la proporcin de enfriam iento verdadera.

Uno de estos empricos fue George Louis Leclerc, conde de

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Buffon (1707-1788), quien midi el tiempo en que se enfriaban las esferas de 2 centm etros de dim etro de distintos m ateriales fabricadas especialm ente para hacer su experim ento , desde el rojo vivo hasta que podan tocarse con la m ano. Su idea era escalar el tiem po para calcular el caso de una esfera del tamao y composicin de la Tierra. Sus clculos lo llevaron a la conclusin de que la edad de la Tierra era de 74832 aos. Aunque justo es reconocer en su declaracin: cuanto ms alarguemos el tiempo de la vida de la Tierra, ms cerca estaremos de la verdad. Su intuicin no lo engaaba.

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

Charles Lyell, gelogo ingls, en sus Principies ofGeology (1830), se propuso explicar la historia de la Tierra refirindose slo a causas vigentes: elevaciones de terreno debidas a causas volcnicas o ssmicas, la erosin por el agua o el viento, las cadenas m ontaosas como los Alpes y los Andes, y la presencia de fsiles m arinos en las partes altas de las montaas. Charles Dar- win, que conoca los argum entos de Lyell, tam bin era consciente de que los lentos procesos de la erosin requeriran tiempos muy largos para form ar el panoram a terrestre. Calcul, por ejemplo, que la cadena de colinas de Weald, Inglaterra, tendra cerca de 300 m illones de aos. A m ediados del xix

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algunos fsicos como William Thom son (Lord Kelvin) haban empezado a aplicar la term odinm ica para calcular la edad de la T ierra. Kelvin determ in el tiem po de enfriam iento de la T ierra para estim ar su edad. Su conocim iento ms profundo de la term odinm ica le permiti calcular una edad mucho mayor que la de Buffon pero an muy por debajo de la verdadera: 200 millones de aos. Darwin consider que incluso 200 millones de aos parecan insuficientes para el desarrollo de las distintas formas de vida.

Uno de los descubrim ientos ms im portantes de principios del siglo xix acerca del clculo de la edad de la Tierra fue que los fsiles de ciertas plantas -y anim ales se encontraban en determ inados estratos geolgicos, por lo que podran ser tiles para la ubicacin relativa en el tiem po de esos estratos. Los fsiles ms antiguos, descubiertos hacia 1830, eran de moluscos invertebrados, crustceos y artrpodos (tribolitas, graptoli- tas), adems de algas y liqenes. Los gelogos de la poca estaban convencidos de haber encontrado el origen de la vida en el estrato correspondien te al Periodo Cm brico (hace en tre 600 a 500 millones de aos) y pareca que las formaciones geolgicas anteriores no contaban con fsiles. Restaba el problema de saber cul era la edad de cada estrato, es decir, el establecimiento de la escala absoluta de edades.

F ig u r a i .3. Tribolitas fosilizadas. Vivieron hace aproximadamente 600 millones de aos, a) Este ejemplo ilustra una Phacops rana milleri. Mide unos 5 cm. b) Paralajurus del Periodo Devnico proveniente de los montes Atlas,

Marruecos, mide 5 cm. (Imgenes cortesa de PaleoPlace.com.)

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La solucin al problem a del fecham iento de los estratos habra de encontrarse. La radiactividad fue descubierta en 1896 por el fsico francs H enri Becquerel (1852-1908) al observar que los cristales de una sal de uranio emitan rayos energticos muy parecidos a los rayos X. La radiactividad proviene de la divisin espontnea de los ncleos atm icos de algunos elementos, llamados por eso radiactivos. El decaim iento radiactivo transform a un ncleo pesado en otro m enos pesado por desintegracin espontnea; durante el proceso se em iten partculas a o ncleos de helio, partculas (3 o electrones y rayos y o radiacin electrom agntica de energa muy alta. La velocidad de decaim iento es independiente de la tem peratura, presin o abundancia del elemento, o del compuesto qumico del que forme parte el elemento radiactivo. La velocidad de decaimiento es diferente para cada elem ento. El tiem po necesario para que decaiga la mitad de los tomos de un elem ento recibe el nom bre de vida media. El carbono 14 (14C), por ejemplo, se convierte en nitrgeno 14 (14N) y su vida m edia es de 5 730 aos. Los tomos de uranio y torio se desintegran y van form ando varios elem entos, radiactivos tam bin, como el radio, hasta convertirse finalmente en plomo. La vida media del uranio es de 4 500 millones de aos y la de las formas ms com unes de torio y radio son 13 900 millones de aos y 1 620 aos, respectivamente.

H ubo que esperar a mediados del siglo xx para que se descubrieran mtodos de fechamiento por decaimiento natural de m aterial radiactivo y establecer la escala absoluta de la edad de los estratos. Incidentalm ente, el astrnom o George Darwin, hijo de Charles, fue de los prim eros en sugerir que la radiactividad podra ser til para calcular la edad de la Tierra.

En 1947 Willard F. Libty, de la Universidad de Chicago, emple por prim era vez el decaim iento del radiocarbono como indicador de la edad en los fsiles. Debido a que la edad media de decaimiento del carbono es de slo 5 730 aos, el m todo se limita a objetos de menos de 50 000 aos de edad. Sin em bargo, los m todos que incluyen el uranio y el torio perm iten el fechamiento de materiales ms antiguos, sobre todo micas, tec- titas y meteoritos provenientes del Precmbrico (de 4500 a 590 millones de aos). Las rocas recogidas en diferentes regiones de la Luna han sido fechadas po r este m todo y sus edades

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estn entre 4 400 y 3 300 millones de aos, lo que sugiere que la Luna pas por etapas geolgicas y su superficie m uestra porciones de distintas edades. Uno de los mtodos de fechamien- to ms com unes es el del decaim iento de potasio 40 (40K) en argn 40 (40A r), cuya vida media es de 1 250 millones de aos. El 40Kes un elem ento muy com n en las rocas volcnicas y el producto, 40Ar, es un gas no reactivo. D urante una erupcin las burbujas de argn saldrn de la lva derretida; sta, al endurecerse, no contendr argn, slo potasio que se reducir a 50% y se convertir en argn en 1 250 millones de aos. El argn quedar en la roca slida y una muestra permitir establecer la p ro porcin de potasio y argn. Si las cantidades son iguales la edad de la roca tendr 1 250 millones de aos y as proporcionalmente. Si se encuentran fsiles debajo de estratos de cierta edad, se sabe entonces que el fsil tiene al menos esa edad.

F ig u r a i .4 . Ejemplo de estromalolito del Periodo Paleozoico encontrado en Nevada, EUA. (Imagen de Miguel Agustn Tllez Duarte, Universidad de

Baja California.)

Los clculos actuales acerca de la edad de la T ierra indican una antigedad de 4 600 m illones de aos. La edad de los estratos donde los paleontlogos y los gelogos descubrieron en 1830 los fsiles ms antiguos, y que identificaron con el origen de la vida, corresponden al Periodo Cmbrico. Sin em bargo, hoy se conocen fsiles microscpicos de bacterias con una

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antigedad de 3 500 millones de aos. Fueron descubiertos en Warrawoona, Australia Occidental. Estos microfsiles se hallan en estructuras rgano sedim entarias, llamadas estromatolitos, que son resultado de la actividad m etablica y el crecim iento de los organismos vivos, y fueron producidos in situ m ediante incorporacin o precipitacin de sedimentos como el carbono de calcio, y muestran estructura laminar. An existen estromatolitos: los ms conocidos son los de la Baha de Tiburones, en Australia Occidental. En Mxico los sedim entos estromatolti- cos se encuentran en lagunas hiperslidas como la Laguna Mor- m ona en Baja California y en los estratos del Precm brico de Caborca, Sonora.

La edad de la Tierra, estimada geolgicamente en 4 600 millones de aos, sera corroborada m ediante razonamientos puram ente astronmicos, como veremos en los siguientes captulos. Nuestro sistema de fechamiento ha perm itido gracias a los hallazgos arqueolgicos y antropolgicos ms antiguos, determ inar que el hom bre m oderno u Homo sapiens apareci hace slo 40 000 aos y sus antepasados ms cercanos, el Australopitecus, el Homo erectus o el Homo habilis, vivieron en la Tierra hace entre 5 y 1.5 millones de aos.

Puede verse entonces que la T ierra ha estado habitada por alguna form a de vida duran te aproxim adam ente 80% de su existencia y durante menos de 0.1 % por un ser, em parentado con el hombre, sin duda precursor de nuestra actual razn, habilidades y tecnologa. Durante sus primeros 1 000 millones de aos de existencia la Tierra estuvo desprovista de vida. En este tiempo, las condiciones fsicas que favorecan las reacciones fsico-qumicas que engendraron los primeros seres unicelulares, se estaban gestando. Cules eran esas condiciones? Tratemos en las siguientes secciones acerca de las condiciones iniciales en la Tierra y la evolucin fsico-qumica de la atmsfera.

1.2. L a T ie r r a p r im it iv a

Cundo y cmo apareci la vida en la T ierra es una pregunta que ha inquietado a generaciones de cientficos. En los siglos xvi y x v ii se crea en la generacin espontnea de seres vivos a partir de la m ateria no viviente. Louis Pasteur en Francia y John

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Tyndall en Inglaterra, a mediados del xix, refutaron la idea de la generacin espontnea de microorganismos por medio de un experim ento sencillo consistente en aislar una mezcla estril de sustancias, sin que con el paso del tiempo en la mezcla aparecieran microorganismos. Cuando la mezcla se pone en contacto con el aire que contiene microorganismos, stos se reproducen all.

F i g u r a i. 5. Aleksandr Ivanovich Oparin, coautor (con John B.S. Haldane) de la tecnia del origen de la vida a partir de sustancias qumicas.

(Coleccin del i a u n a m . )

Durante la segunda y tercera dcadas del siglo xx, Aleksandr Ivanovich O parin (1894-1980) en Rusia y jo h n B.S. H aldane (1892-1964) en Inglaterra, desarrollaron una teora por medio de la cual la vida podra haber surgido de la materia no viviente a travs de reacciones qumicas simples; a este proceso, que se produjo antes de que hubiera vida, se le llama evolucin pre- bitica. Segn O parin y Haldane, la atmsfera de la Tierra primitiva no tena la misma composicin que actualm ente tiene, era rica en h idrgeno m ezclado en gases com o el m etano (CH4) y el amoniaco (NH3) y pobre en oxgeno. La presencia de ste en grandes cantidades no habra perm itido la form acin de las molculas complejas, necesarias para la vida, porque reacciona fcilm ente con las molculas alterando sus enlaces qum icos y m antenindolas en un estado simple, dem asiado simple para la com plejidad m olecular requerida por la actividad biolgica.

La actividad qum ica de la T ierra primitiva y su atm sfera son herencia de la nube presolar de la que se form aron el Sol y el sistema planetario. Al principio, durante el colapso gravita-

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cional del planeta, las rocas chocaban y se fundan liberando calor, que al ser radiado al entorno produca un enfriam iento gradual del planeta en formacin. H ubo entonces una diferenciacin en tre los elem entos ms pesados, como el nquel y el hierro que se hundieron para form ar el ncleo terrestre, y los ms ligeros que se mantuvieron en la parte superficial, y que formaran la atmsfera terrestre, como hidrgeno, carbono, nitrgeno, oxgeno, etc. Cuando la Tierra se enfri, algunos elementos se com binaron form ando compuestos. El agua result de la combinacin del oxgeno con el hidrgeno, y el bixido de carbono con el carbono, etc. Los geoqumicos han deducido de la composicin qumica de las rocas ms antiguas que la atmsfera primitiva contena bixido de carbono, metano, hidrgeno, nitrgeno, cido clorhdrico, sulfuro de hidrgeno, vapor de agua y oxgeno libre; sin em bargo, haba poco oxgeno libre pues estaba form ando bixido de carbono y otros minerales. La falta de oxgeno inicial y su enriquecim iento posterior es im portante en la hiptesis prebitica y en el subsecuente desarrollo de la vida y, como veremos ms adelante, en la bsqueda sistemtica de otros planetas con actividad biolgica.

F i g u r a i.6. La apariencia probable de un planeta de reciente formacin. Los planetesimales que lo formaron han dado origen a polvo fino como resultado de sus colisiones. Con el tiempo y dependiendo de la masa, atrapar tomos y molculas ligeras con las que formar una atmsfera que podra dar origen al

agua y a la vida. (Coleccin del i a u n a m . )

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Para que se realice la sntesis de las molculas orgnicas necesarias para el surgimiento y perm anencia de la vida, hace falta energa. Varias fueron las fuentes de energa en las prim eras etapas: la radiacin del recien tem ente form ado pero ya radiante Sol; los rayos csmicos; el decaimiento de los elem entos radiactivos ya presentes; el viento solar o partculas cargadas provenientes de la actividad en el Sol; el tem prano pero intenso volcanismo y las descargas elctricas producidas durante las tormentas. El agua a partir de su estado gaseoso se haba condensado al enfriarse la Tierra. Es posible que las lluvias que se produjeron duraran miles de aos, disolviendo los m inerales que dieron origen a un ocano ligeramente salado.

Electrodos

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

molculas orgnicas. (Dibujo de Rubn Aguilar. )

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En 1953 Stanley Miller y H arold Urey de la Universidad de Chicago se p ropusieron reconstru ir las condiciones de la atmsfera primitiva terrestre en un laboratorio y estudiar la evolucin que pudo haberse dado. M ezclaron en un matraz los com ponentes que seguram ente existan: agua, am oniaco, h idrgeno y m etano y les proporcionaron energa por medio de calor y descargas elctricas que simulaban los rayos de las tormentas. El resultado fue sorprendente, com enzaron a aparecer m olculas orgnicas simples despus de algunos das. Con experim entos similares, Miller y otros investigadores han producido aminocidos, protenas, nucletidos, trifosfato de ade- n ina ( a t p ) y otras molculas caractersticas de los seres vivos. Conclusin im portante de estos experimentos fue que la composicin exacta de la atm sfera con la que se experim entaba no era determ inan te para la generacin de m olculas orgnicas. Bastaba con que estuvieran presentes carbono, hidrgeno y nitrgeno libres o en forma de algn compuesto, y que no hubiera oxgeno o bien que estuviera ligado en molculas de agua o bixido de carbono. De la misma m anera varias fuentes de energa, como la luz ultravioleta, las descargas elctricas y el calor, p robaron ser igualm ente efectivas. Es probable que los geoqumicos no logren nunca saber con exactitud la composicin de la atmsfera primitiva, pero es seguro que las molculas orgnicas que habran de dar origen a la vida se sintetizaron en la Tierra hace 4000 millones de aos.

1 .3 . O x i d a c i n d e l a a t m s f e r a t e r r e s t r e

Pues bien, todo indica que la presencia del oxgeno en la atmsfera primitiva de la T ierra habra sido un factor negativo para la form acin de las molculas complejas necesarias para el desarrollo de la vida. Entonces por qu hoy nuestra atmsfera es tan rica en oxgeno y casi todo ser del reino animal lo necesita para seguir vivo?, cmo adquiri la atmsfera su composicin actual?, cmo pas el oxgeno de ser letal a sustento de vida?

Es probable que las prim eras clulas se hayan nu trido de concentraciones de molculas orgnicas. Las molculas de bixido de carbono y agua eran muy abundantes y debieron ser

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metabolizadas de m anera anaerbica, es decir, sin necesidad de oxgeno. Sin embargo, el metabolismo anaerbico redita cantidades de energa muy pequeas, es ineficiente convirtiendo la energa acum ulada en los enlaces qum icos de las m olculas orgnicas, en la energa vital para la clula, lo que pondra a las clulas anaerbicas en desventaja con las posteriores clulas de metabolism o aerbico. Algunas clulas desarrollaron la habilidad de usar la energa de la luz solar para convertir el bixido de carbono y el agua en azcar, com puesto que almacena energa en sus enlaces qumicos, es decir, aparece la fotosntesis. H ubo num erosas bacterias fotosintticas pero las ms im portantes fueron las cianobacterias o algas verde-azules. En el proceso de fotosntesis se produce oxgeno y, poco a poco, la atm sfera se fue enriqueciendo con ese elem ento. Muy al principio, ese oxgeno reciente reaccion con las grandes cantidades de h ierro de la superficie y form xido de h ierro o herrum bre . Cuando el h ierro se convierte en herrum bre , el oxgeno sobrante se acumul en la atmsfera. Sobre el aumento gradual de oxgeno atmosfrico nos habla el anlisis qumico de rocas localizadas en diferentes estratos geolgicos. Cantidades considerables de oxgeno aparecieron hace aproxim adam ente 2 000 millones de aos y sin duda an lo estamos respirando.

La nueva com posicin qum ica de la atm sfera produjo la siguiente escala en la evolucin bitica. As, se desarrollaron bacterias capaces de usar oxgeno en su metabolismo a travs de la respiracin aerbica. La cantidad de energa que se produce para la clula m ediante la respiracin aerbica y para m etabolizar las m olculas orgnicas alim enticias, es m ucho mayor que en los anaerbicos por lo que las molculas aerbi- cas tuvieron gran ventaja selectiva.

O tra fuente de oxidacin de la atmsfera fue la descomposicin de molculas de agua m ediante la radiacin ultravioleta, o de alta energa, proveniente del Sol. Al descom ponerse la molcula de agua se liberan hidrgeno y oxgeno. En la atmsfera primitiva la cantidad de hidrgeno era sustancial y el oxgeno libre se recom binaba inm ediatam ente para volver a formar agua. Sin embargo, con el tiempo el hidrgeno se evapor y el oxgeno, al no tener ya con qu com binarse, form m olculas de ozono (Os) que tiene la propiedad de absorber luz ultravioleta. As que el ozono protegi prim ero a las molculas

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complejas de ser fotodisociadas, y despus a las primeras clulas de ser aniquiladas por los rayos ultravioleta. La capa de ozono contina actuando como escudo protector de la vida en la Tierra.

Parece claro, pues, que la atm sfera oxidante del presente no fue consecuencia de la formacin de la Tierra, sino el resultado principalm ente de la actividad de los organism os vivos. Este resultado tiene gran im portancia en la bsqueda de un lugar propicio para el brote y desarrollo de la vida, y volveremos sobre este tem a ms adelante den tro del contexto de la identificacin de otros rincones del Universo, digamos, otros planetas o satlites, que pudieran tener actividad orgnica.

II. Gnesis del Sistema Solar, la cuna de la T ierra

... es absolutamente cierto que se requiere alguna fuerza. Es nuestro propsito elucidar su cantidad y propiedades e investigar matemticamente los efectos en los cuerpos en movimiento.

Isa a c N e w t o n , Del sistema del mundo, 17 2 8

I I . 1. N u b e s I n t e r e s t e l a r e s : l a c o n t r a c c i n g r a v it a c io n a l

La invencin de la fotografa a finales del siglo xix y el continuo desarrollo de los telescopios y nuevos detectores electrnicos a lo largo del siglo xx, hicieron posible que los astrnomos husm earan en todas direcciones de la bveda celeste. Desde principios del siglo xx aparecieron en las placas fotogrficas numerosas nebulosas, brillantes unas, oscuras otras, en algunos sitios del Universo. Ahora contamos con una coleccin asombrosa de imgenes de notable calidad obtenidas por medio del Telescopio Espacial H ubble (figura ii.i ), que rbita la T ierra fuera de la atmsfera y, libre de turbulencias, tom a imgenes de objetos astronm icos ms ntidas y detalladas que ningn otro telescopio. El registro fotogrfico, la intuicin y el conocimiento de las leyes de la fsica, en particular la ley de la gravita

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cin formulada por Newton en el siglo x v i i , nos han enseado que las estrellas se form an por la contraccin gravitacional de una nube interestelar. Por m edio de la espectroscopia se ha podido establecer la composicin de las nebulosas. Las nubes interestelares tienen fundam entalm ente dos componentes: gas y polvo. El com ponente gaseoso est form ado aproxim adam ente por 70% de hidrgeno, 28% de helio y 2% de diversas mezclas de elem entos ms pesados, que van desde el litio, pasando por el hierro, hasta elementos radiactivos como europio, torio, lantano, etc. A ese 2% de elem entos pesados los astrnomos lo denom inan los metales, y el grado de concentracin define la metalicidad del objeto de que se trata. El componente del polvo interestelar lo constituyen granos o partculas slidas de diversos tam aos y formas originados por la congregacin de silicatos. Estas partculas slidas son responsables del oscurecimiento o atenuacin de la luz estelar cuando pasa a travs de una nube de polvo. Las nubes de polvo son visibles aun a simple vista, tal es el caso de la Va Lctea (figura iii.2) las regiones oscuras entremezcladas con las brillantes no se deben a ausencia de estrellas, sino a nubes de polvo que nos im piden ver las estrellas ms lejanas ubicadas detrs de la nube. En otras nubes de material interestelar tam bin podem os distinguir fcilm ente el gas y el polvo, com o en las famosas nebulosas Trfida y Orion reproducidas en la figura 11.2.

F i g u r a 11.1. El Telescopio Espacial Hubble en rbita alrededor de la Tierra y libre de los efectos de nuestra atmsfera, ha logrado las imgenes ms ntidas de muchos objetos en el Universo. (Imagen cortesa

del srsciy n a s a . )

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a b

F i g u r a 11.2 . a) La nebulosa Trfida fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble. Est formada por gas (fundamentalmente hidrgeno) y polvo (silicatos ). En regiones como sta el colapso gravitacional forma estrellas y discos planetarios (imagen de Jeff Hester); b) la nebulosa de Orion. Este mosaico compuesto de 15 imgenes muestra la regin central de la nebulosa. El dimetro de esta regin es 2.5 aos luz. Se aprecian concentraciones de material en colapso gravitacional formando estrellas (imagen de C.R. O'Dell). (Imgenes

cortesa del srsciy n a s a . )

Las estrellas se form an por la contraccin o colapso gravitacional de las nubes de gas y polvo interestelares. Los detalles de la contraccin son diversos y, depend iendo de la presencia de campos magnticos, la masa total y la velocidad de rotacin de la nube, sta puede partirse en nubes ms pequeas autogravi- tantes y dar as origen a mltiples estrellas.

La nebulosa de O rion (figura n.2.b) ha sido de gran im portancia en el estudio de los procesos de formacin estelar como los que dieron origen al Sol y a nuestro sistema planetario. El gas que se observa en la figura es hidrgeno iluminado por la gran cantidad de energa emitida por las estrellas recientem ente formadas, como las cuatro cercanas al centro de la imagen, conocidas como El Trapecio. En la imagen se encuentran 153 em briones estelares o discos pro toplanetarios de los que se piensa que con el tiem po form arn sistemas planetarios. Su gran nm ero en la nebulosa sugiere que la formacin de siste

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mas planetarios en el Universo es un fenm eno comn, lo que convierte a la nebulosa en un verdadero laboratorio.

Los cm ulos estelares son el ejem plo ms con tunden te de form acin m ltiple y sim ultnea de muchas estrellas a partir de una gran nube inicial. Los procesos de cmo una sola nube puede dar lugar a ms de cien mil estrellas no estn del todo entendidos, pero hay muchas evidencias de que la formacin estelar fue casi simultnea.

F ig u r a u .s. Cmulo globular M 3. Los cmulos globulares contienen ms de 100 000 estrellas. En nuestra Galaxia se conocen unos 120 cmulos globulares como el de la imagen. (Imagen obtenida por el autor en el Observatorio de

San Pedro Mrtir, Mxico.)

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

El Sol se form de una contraccin com o la antes sealada hace aproxim adam ente 4600 millones de aos, y los planetas se form aron casi sim ultneam ente, como parte del proceso global. Las caractersticas que se observan en el Sistema Solar

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sugieren el proceso que sigui la form acin del sistema completo, y confirman los detalles de la teora de formacin estelar por colapso gravitatorio. Algunas de las caractersticas que deben ser tomadas en cuenta por cualquier teora cosmognica de nuestro sistema planetario, son:

1) Las rbitas de todos los planetas estn contenidas aproximadamente en un plano, que es adems el plano ecuatorial del Sol.

2) Las rbitas de todos los planetas son casi circulares.3) Los planetas, satlites y asteroides orbitan en la misma direc

cin.4) Los planetas interiores (M ercurio, Venus, T ierra y M arte),

llamados terrestres por su similitud con la Tierra, son slidos, pequeos y con mayor concentracin de elem entos pesados, mientras que los exteriores o jovianos, por su similitud con J p ite r (Jpiter, Saturno, U rano y N eptuno), son gaseosos, poco densos, y form ados fundam entalm ente de elementos ligeros.

5) Los planetas poseen 98% del m om ento angular de todo el sistema, pero solamente 0.15% de la masa.

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

dimensiones de los planetas. (Coleccin del i a u n a m .)

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Hasta hace muy poco tiem po, el Sistema Solar era el nico ejemplo de sistema planetario, pero el descubrim iento reciente de planetas alrededor de otras estrellas, del que hablaremos en el captulo V, nos ha dado algunas sorpresas sobre la ubicacin de los grandes planetas, la excentricidad de sus rbitas y la distribucin de la masa en un disco planetario. Sin embargo, el proceso de formacin de otros sistemas planetarios y el nuestro es el mismo en lo fundamental: contraccin; concentracin de la mayor parte de la masa en la estrella central y fonnacin de un disco del que se generarn ls planetas. Las diferencias en tre los sistemas se pueden explicar por acontecim ientos de interaccin gravitacional posteriores a la formacin de los planetas. Veamos el caso de nuestro sistema planetario.

I I . 3 . P r O TO SO L Y DISCO PLANETARIO

Se llama protosol al estado tem prano de la gran concentracin de masa, en el centro de la nube, que dar lugar al Sol. A medida que la nube se contrae, su velocidad de giro aum enta, esto se debe a la ley de la conservacin del momento angular en un sistema fsico, que de igual m anera que la ley de la conservacin de la energa, es una de las leyes fundam entales de la fsica. Si un cuerpo gira, cam biando la distribucin de masa alrededor de su eje podemos cambiar tambin la velocidad del giro; el ejemplo clsico es el de una bailarina o patinadora que controla la rapidez de su giro cambiando la posicin de brazos o piernas. El mom ento angular inicial de la nube solar era quiz herencia de generaciones de estrellas anteriores. As, la nube que formara al Sol y los planetas giraba cada vez ms rpido, lo que fue haciendo que el sistema se aplanara hasta constituirse en una gran concentracin de masa o bulbo, rodeado de un disco de material. El bulbo habra de congregar casi toda la masa dejando 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 peratura aum enta, com ienza ya a ilum inar y a calentar el m aterial del disco. La energa que em ite el protosol en esta etapa la genera a partir de su contraccin gravitatoria y es la fuente de calor y luz, que em ana hacia las regiones externas donde se han com enzado a

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form ar los planetas. C uando la tem peratura en el ncleo del protosol alcanza 10 millones de grados se inician reacciones de fusin nuclear entre los tomos del hidrgeno, principal componente del material, y se convierten en tomos de helio. Este proceso nuclear es la principal fuente de energa del Sol y lo seguir siendo durante 8 500 millones de aos ms.

Es natural que las partculas ms pesadas cayeran hacia el centro de la nube, mientras que las ms ligeras se conservaran en rbitas ms alejadas del cen tro de atraccin. Cerca del ncleo caliente, el gas se evapor m ucho ms que el gas ms alejado y fro, por lo que la parte ms in terio r del disco tuvo mayor concentracin de elementos pesados, y la exterior conserv grandes cantidades de elementos ms ligeros y voltiles. D urante las prim eras etapas del disco, las partculas de polvo chocan y con frecuencia se quedan unidas, form ando grumos slidos cada vez ms grandes, llamados planetesimales o proto- planetas. Estos sern los ncleos de acum ulacin para form ar cuerpos ms grandes o planetas. C uando los planetesim ales son lo suficientemente masivos, logran atrapar bajo su influencia gravitacional el gas cercano, en form a de m olculas de m etano, am oniaco, etc. As, si el ncleo slido alcanza al m enos 15 veces la masa de la Tierra, acabar capturando una atmsfera gaseosa, muy masiva y voluminosa. Es el caso de los planetas jovianos. Los planetesim ales m enos masivos, com o los que form aran los planetas terrestres, atraparan tam bin una atmsfera gaseosa menos masiva y menos densa. Sin embargo, algunos planetas perdieron totalm ente su tenue atmsfera inicial, como Mercurio, debido a su cercana al Sol: la alta temperatura la evapor. Otros la conservaron, como Venus, la Tierra y Marte pero, debido a su distancia del Sol, tuvieron evoluciones qumicas diferentes.

I I . 4 . L a q u m i c a d e l S i s t e m a S o l a r

La descom posicin por m edios pticos de la luz proveniente de una estrella produce un espectro estelar, de la misma manera que la luz solar, al atravesar las gotas de agua de la atmsfera, form a un arco iris, que es el espectro de la luz del Sol. Los espectros estelares nos ayudan a estudiar con m ucho detalle las

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propiedades qumicas y dinmicas de las superficies de las estrellas. De m anera anloga, se han podido estudiar las superficies de los planetas y del Sol. Gracias a esta tcnica de observacin, sabemos con bastante precisin de qu estn compuestos los planetas, la superficie del Sol y la de las estrellas. Sabemos qu elementos qumicos estn presentes, en qu estado y en qu cantidad. Los elementos qumicos que conocemos en la Tierra son los mismos que existen en el resto del sistema planetario: en la atm sfera del Sol, en las atmsferas y superficies de los satlites y planetas, en los asteroides y com etas, y aun en el material, tenue pero existente, en el espacio interplanetario . En abundancias mayores o menores, los mismos elementos qumicos estn presentes en todo lo que com pone el Universo: estrellas, galaxias, material interestelar. Todo en el Universo, incluidos los cuerpos de los seres vivos, est form ado por tomos de elem entos qum icos, siem pre los mismos, ten iendo cada elem ento siempre su misma estructura atmica.

Qu es la estructura atmica? El tom o de cualquier elem ento qum ico est constituido por tres tipos de partculas, p ro tones con carga elctrica positiva, neu trones sin carga y electrones con carga elctrica negativa. En el m odelo de la estructura atm ica ms simple, propuesto po r Niels Bohr en 1913, los protones y neutrones aglomerados form an el ncleo atm ico, m ientras que los electrones orbitan alrededor del ncleo, como en el m odelo m iniatura de un sistema planetario. El ncleo puede tener un nm ero mayor o m enor de protones y, dependiendo de cuantos tenga, el tomo corresponde a un elem ento o a otro. El tomo ms ligero tiene un solo protn, es decir, el ncleo es el p ro tn mismo, y corresponde al hidrgeno (H). Si agregamos un protn al ncleo, ste ser un poco ms pesado y corresponder al helio (He). Si continuamos agregando pro tones tendrem os ncleos cada vez ms pesados que van correspondiendo en orden al litio (Li), berilio (Be), boro (B), etc., as, hasta com pletar toda la tabla peridica de los elementos.

La estructura atmica de cada elem ento es la misma en cualquier parte del Universo: un tom o de h idrgeno aqu en la Tierra es igual estructuralm ente a otro tomo de hidrgeno en los confines del Universo. Segn la estructura de cada tomo, ste produce un espectro caracterstico, siempre igual, como si

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fuera su huella digital: el espectro de un elemento no cambia de un lugar a otro del Universo. El espectro de un objeto celeste, como los planetas, cometas, estrellas, galaxias, etc., lo constituye la superposicin de los espectros individuales de cada uno de los elementos que forman ese cuerpo. Estudiando cuidadosamente el espectro combinado podemos descubrir de qu elementos est formado cada uno de los cuerpos celestes.

F i g u r a 11.5 La banda gris al centro es el espectro de Polaris, la estrella polar. Las lneas blancas verticales son producidas por la absorcin de fotones por los tomos de los distintos elementos que componen la atmsfera de la estrella. Se indica la identificacin de algunas lneas. Las lneas 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 lneas estelares. Por medio de espectros como ste es posible medir la composicin qumica, 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, Canad.)

Todos los elem entos de la tabla peridica existen en la Tierra y tambin han sido observados en el Sistema Solar. Muchos de ellos han sido encontrados en otras estrellas, galaxias y nubes interestelares, estudiando el espectro de la luz que proviene de ellas. Los astrnomos actualm ente saben con gran precisin qu elem entos form an la atmsfera de las estrellas y qu cantidad de cada uno est presente.

La abundancia media de los elementos qumicos en el Sistem a Solar es notab lem ente diferente de la abundancia m edia en el resto del Universo, como si el Sol y sus planetas fueran un islote con una historia qumica localmente peculiar (vase por ejem plo la tabla 11.1). Puesto que sabemos que en el Sistema Solar hay un ejemplo exitoso de formacin de vida, y que algunos elem entos qum icos y su abundancia desem pearon un papel crucial para que as fuera, en la bsqueda de lugares

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posibles para el desarrollo de seres vivos es fundam ental que entendam os los procesos qumicos que condujeron a la composicin del Sistema Solar, y si ste es nico o comn.

Tabla ii.i . Los elementos qumicos ms comunes

Elemento Smbolo Nmeroatmico"

Porcentaje en Universob

Porcentaje m la Tierra b

Porcentaje en cuerpo humanob

Hidrgeno H 1 91.0 0.14 9.5Helio He 2 9.0 muy escaso muy escasoCarbono C 6 0.02 0.03 18.3Nitrgeno N 7 0.04 trazas 3.3Oxgeno O 8 0.06 47.0 65.0Sodio Na 11 muy escaso 2.8 0.2Magnesio Mg 12 muy escaso 2.1 0.1Fsforo P 15 muy escaso 0.07 1.0Azufre S 16 muy escaso 0.03 0.3Cloro C1 17 muy escaso 0.01 0.2Potasio K 19 muy escaso 2.6 0.4Calcio Ca 20 muy escaso 3.6 1.5Hierro Fe 26 muy escaso 5.0 muy escaso

a N m ero atmico o nm ero de protones en el ncleo. b Porcentaje aproxim ado de tom os de ese elem ento.

Algo que notamos en la tabla i i . i es que en el Universo el elem ento ms abundante es el hidrgeno, mientras que en la Tierra no hay mucho. En la T ierra el oxgeno es muy abundante pero en el Universo en prom edio es muy escaso. Si suponemos que la Galaxia y el Sol se form aron en un lugar com n en el Universo, cabe entonces preguntarse po r qu en la Tierra no vemos la com posicin qum ica m edia del Universo y cmo ocurri la evolucin qumica hasta llegar a las diferencias que son evidentes en la tabla i i . i .

D urante los ltimos 80 aos los astrnomos han desarrollado un conocim iento notable sobre la estructura y la evolucin de las estrellas, desde su form acin a partir de nubes interestelares hasta su ocaso, a veces violento, como supernovas, otras discreto, com o enanas blancas. D urante esa evolucin ocurren cambios en la composicin qumica en el interior de la estrella. En la siguiente seccin haremos un recuento de esos cambios.

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Los elementos qumicos ms pesados se form an a partir de los elem entos ms ligeros po r m edio de reacciones nucleares. stas slo pueden ocurrir en am bientes de gran densidad y a gran tem peratura, que no se dan en el medio interestelar, por lo que los elementos pesados no pueden sintetizarse en el medio interestelar (que es muy fro y muy tenue). Las condiciones necesarias se presentan en el in terio r de una estrella que se contrae, aum entando su densidad y su tem peratura hasta los valores requeridos para desatar los procesos nucleares. U na estrella que se forma a partir del m edio interestelar original estar constituida por ste, es decir, contendr aproximadamente un 70% de h idrgeno y un 30% de helio. El resto de los elementos no estar presente, pues an no se ha formado. El colapso gravitacional de una nube interestelar, por el cual se form la estrella, va elevando la presin y la tem peratura, sobre todo cerca de su centro. Cuando la tem peratura alcanza 10 millones de grados, los tomos de hidrgeno, mediante una cadena de reacciones, pueden unirse para form ar tomos de helio.

En todas las reacciones nucleares que se escriben a continuacin, las letras adicionales a los smbolos de los elem entos representan partculas o radiacin que son productos de cada reaccin. La nom enclatura es: neutrino (v), fotn o radiacin (y), protn (p), n eu tr n (n), electrn (e~) y positrn (+). Los nmeros pequeos a la izquierda del smbolo de cada elemento se refieren al nm ero total de partculas en el ncleo, es decir protones ms neutrones.

La cadena protn-protn de conversin de hidrgeno en helio es:

1H + 1H - > 2H + e+ + v

2H + 'H > 3He + y

3He + 3He -> 4He + 2 lH

La energa con la que empieza esa cadena es un poco mayor que la energa con la que termina, el pequeo excedente es radiado al m edio en forma de un fotn o partcula luminosa. La energa liberada no es mucha, pero la cantidad de hidrgeno

11.4.1. Breve recuento de la evolucin qumica de una estrella

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convirtindose en helio es tan grande que la energa generada es enorm e. Esta energa es transportada del centro de la estrella a su superficie y radiada al exterior, es decir que la energa generada por reacciones nucleares en su centro es la misma con la que la estrella brilla. Y lo har mientras le dure combustible cerca de su centro. El Sol genera su energa actualm ente por medio de la conversin de hidrgeno en helio, y la cantidad de hidrgeno en el centro del Sol es tan grande que alcanza para unos 9 000 millones de aos. Como el Sol ha vivido 4600 millones de aos, an le queda reserva para otro tanto.

C uando una estrella agota su h idrgeno, sta conserva un ncleo de helio rodeado de una envolvente de hidrgeno que no se ha convertido en helio porque los mantos ms externos no alcanzan la tem peratura adecuada para las reacciones nucleares. La estrella se contrae y eso aum enta la tem peratu ra del ncleo de helio. Cuando la tem peratura alcanza 100 millones de grados, tres tomos de helio reaccionan para form ar un tomo de carbono (C). La cadena de helio o triple alfa que convierte helio en carbono es:

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

Por medio del ciclo del helio la estrella va adquiriendo un ncleo rico en carbono, rodeado por un cascarn de helio an no convertido en carbono y una gran envolvente de h id r geno. La estrella tiene una estructura interior como la ilustrada en la figura n.6.

Durante el quem ado de helio algunos de los tomos de carbono producidos reaccionan a su vez con los de helio y generan oxgeno; ste, con helio forma nen; ste, a su vez, con un helio ms, form a magnesio, radiando en cada reaccin un rayo y o fotn;

12C + 4He -> 1hO + y

lfiO + 4He > 20Ne +y

20Ne + 'He 24Mg + y

en las estrellas que poseen grandes masas, digamos 10 veces la del Sol y an ms, la presin y, por lo tanto, la temperatura en el

ncleo alcanzan valores muy altos. Cuando la tem peratura es en tre 500 y 800 m illones de grados ocurre el quem ado del carbono, es decir, el carbono reacciona consigo mismo para generar elem entos cada vez ms pesados. Uno de los productos principales de este ciclo de carbono es el oxgeno, que en su mom ento genera silicio, y ste ser la fuente generadora del hierro. Estas cadenas nucleares tienen adems como productos adicionales otros elementos pesados como nen, magnesio, plomo, azufre, nquel, etc. Las reacciones principales de estos ciclos son:

Q uem ado Q uem ado Q uem adodel carbono de oxgeno de silicio

12C + 12C > 24Mg+ y 16Q + 16o -> :,2Si + 7 28Si + 28Si -> 56Ni + yl2C + 12C 23Na + p 16Q + leO -> 31p + P 56Ni > 66Fe + 2e+ + 2el2C + 12C > 20Ne + 4He "O + 160 -> 28Si + He12C + 12C - > 23M g+ n 'O + lfiO -> 31Si + n12C + 12C-s. ,6o + 2 4He 16Q + l(iO > 24M g + 24He

Todas las reacciones anteriores producen una pequea cantidad de energa, que multiplicada por el enorm e nm ero de veces que ocurre cada reaccin, debido a la gran cantidad de material com bustible disponible, generan la energa de la estrella. La energa, generada siempre en las regiones centrales de la estrella, es transportada a la superficie de dos formas: por m edio de la radiacin, o sea fotones lum inosos, o po r movim iento de masa, esto es, por conveccin. La energa, una vez llevada a la superficie de la estrella, es radiada al exterior y as la estrella brilla.

Por medio de reacciones nucleares como las descritas, se sintetizan los elementos qumicos en el interior de las estrellas. Es en las estrellas donde todos los elem entos qum icos existentes en el Universo se han formado, a partir del hidrgeno.

Hasta qu elem ento puede sintetizarse en el interior de una estrella depende de la masa de sta. Por ejemplo, para estrellas en 3 y 15 veces la masa del Sol, solam ente se forma un ncleo de carbono, m ientras que en una estrella de unas 30 veces la masa del Sol se alcanza a form ar un ncleo de h ierro (figura ii.6).

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Cmo se forman entonces los elementos ms pesados que el hierro? Y si esos elem entos estn en el in terio r de la estrella, cmo es entonces que llegaron a los planetas? R esponderemos ambas preguntas en la siguiente seccin.

F ig u r a u .6. La estructura interior de una estrella cambia a lo largo de su evolucin. El ncleo se va enriqueciendo de elementos cada vez ms pesados hasta

llegar a tener un ncleo de hierro. (Dibujo de Rubn Aguilar.)

11.4.2. La contaminacin qumica del medio interestelar

Las estrellas ms masivas term inan sus vidas de forma violenta, y com o toda evolucin de una estrella, el final tam bin depende de cunta masa contiene sta. Las estrellas con masas m enores a 3 veces la del Sol nunca alcanzan la tem peratu ra central suficiente para quem ar carbono y al final de su vida arrojan sus capas exteriores al medio interestelar. Lo que queda es un ncleo rico en helio y carbono rodeado de una nube gaseosa, que antes era la envolvente de la estrella, rica en hidrgeno. A estas estrellas se les conoce como nebulosas planetarias. El nom bre es confuso pues no tienen nada que ver con un planeta ni con la form acin de planetas, sino que se debe a que en las placas fotogrficas antiguas el aspecto nebuloso de estas estrellas las haca parecer planetas. Las nebulosas planetarias son entonces muy viejas, los ltimos estadios evolutivos de estrellas poco masivas, de menos de 3 veces la masa del Sol.

En las estrellas con masas entre 3 y 15 masas solares, despus

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de alcanzar la estructura de la figura 11 .5, el carbono o el oxgeno se encienden explosivamente y hacen que la estrella estalle y se convierta en una supernova. En una explosin de supernova parte del material que form aba la estrella se dispersa como un gas cuya composicin es rica en los elem entos pesados que se form aron dentro de la estrella. Lo nico que sobrevive de la estrella es el ncleo colapsado y altam ente denso de material degenerado. Los ncleos de las supernovas se llaman pulsares, m ientras que el material arrojado se conoce como 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 pulsar, que fue el ncleo de la estrella, es ahora una estrella de neutrones; es la inferior de las dos estrellas ms brillantes cercanas al centro, b) SN1987A que vimos explotar en 1987 en la Gran Nube de Magallanes tomada en 1994. Note la peculiar geometra que ha adquirido el material, probablemente debido a la interaccin con el medio que la rod,a. Las otras estrellas brillantes estn proyectadas ah por casualidad pero no estn asociadas a las supernovas.

(Imagen por Christopher Borrows.) (Imgenes cortesa del s t s c i y n a s a .)

Las estrellas cuyas masas son mayores a 15 veces la masa del Sol alcanzan a form ar un ncleo de hierro. Por qu no se forman elementos ms pesados que el hierro? Hasta la formacin

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de hierro, todas las reacciones nucleares generan un poco de energa; se dice que son exotrmicas. Las reacciones posteriores, para form ar elementos ms pesados, requieren de energa externa para ocurrir, son endotrmicas. Entonces la estrella ha agotado sus recursos energticos nucleares y, al no existir una fuente de energa externa, el ncleo se colapsa. El colapso provoca un aum ento de la tem peratu ra en la regin central y el ingreso de material combustible fresco en esa zona de alta temperatura, por lo que todo el material que no se haba quem ado en la envolvente se enciende con violencia y la estrella explota. Como antes, slo queda un ncleo colapsado y denso, es decir un pulsar y el rem anen te de la supernova arrojado al entorno.

Las explosiones de supernova contam inan el medio interestelar de elem entos pesados. A pesar de lo que pueda parecer, el hidrgeno y el helio siguen siendo los elementos ms abundantes aun en una supernova. La cantidad de material en form a de elem entos ms pesados que el h idrgeno y el helio es m enor a 1% del material arrojado. A pesar de esto, varias generaciones de supernovas han logrado hacer que en el m edio interestelar, por ejemplo en la Va Lctea donde se han descubierto unos 120 rem anentes de supernova, los elementos pesados sean detectables y sus abundancias se puedan medir. Hasta antes de 1987, el rem anente de supernova ms cercano a nosotros era el de la Nebulosa del Cangrejo, la explosin de esa estrella fue observada por los chinos en 1054. Sin em bargo el rem anente de la supernova SN1987A, en la Gran Nube de Magallanes, cuya explosin se observ en 1987, es ahora el ms cercano y sin duda el ms notable, pues fue observado en una poca en que ya era tecnolgicam ente posible hacer mediciones de gran precisin.

As las cosas, la formacin de los elementos pesados no puede ocurrir en el interior de la estrella y, sin embargo, existen. Cmo se forman? La mayora de los elem entos ms pesados que el h ierro se form an por captura de neutrones. Como los neutrones no tienen carga elctrica pueden penetrar fcilmente el ncleo de un elem ento y, al hacerlo, lo vuelven ms masivo, sin cambiar el nm ero de protones; es decir, lo transforman en un istopo del mismo elemento. El nuevo ncleo puede ser inestable y el neutrn decaer en un protn + electrn + fotn. Ahora

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el ncleo contiene entonces un protn ms y por lo tanto pertenece al elem ento ms pesado siguiente en la tabla peridica. Este proceso de captura-decaimiento de neutrones puede continuar hasta form ar todos los elementos conocidos. La captura de neutrones ser ms probable y eficiente donde stos abunden. D urante la explosin de una supernova el flujo de neutrones es muy alto y la formacin de elementos muy pesados ocurre en poco tiem po. Estos elem entos pesados tam bin son arrojados con todo el material y el medio interestelar se contamina de ellos.

M editando sobre la tabla n.i podram os preguntar, cmo fue que el Sistema Solar, como un todo, y la Tierra en particular, adquirieron la alta abundancia de elementos pesados, comparados con la composicin media del Universo y con las cantidades arrojadas por una supernova?; y tambin, a dnde se fue todo ese hidrgeno tan abundante en el Universo (90%) y en el Sol (al menos 70%)? Bueno, ya habamos visto en el captulo I que el hidrgeno se encuentra mezclado con oxgeno en forma de agua, lquida o en vapor. Los elementos pesados que van enriqueciendo el m edio interestelar son heredados por estrellas formadas despus con ese material, en generaciones posteriores de estrellas.

II. 4.3. El Sol es una estrella de generacin avanzada

Las nubes interestelares contaminadas, con el paso del tiempo pueden colapsarse y form ar estrellas. Esta generacin nueva de estrellas tendr una com posicin qum ica parecida a la de la nube y, al evolucionar, form arn en sus interiores nuevos elem entos pesados. Algunas de esas estrellas, las de masas ms grandes, explotarn como supernovas y contam inarn ms an el medio interestelar. El proceso puede repetirse para dar origen a estrellas de generaciones avanzadas, cada vez con mayor contenido de elementos pesados. Por lo tanto, un clculo del contenido de esos elem entos pesados en una estrella, siem pre por m edio del anlisis de su espectro, perm ite hacer una estim acin de su edad y la generacin a la que pertenece.

El mecanismo que se acaba de describir debe ser eficiente en su produccin de estrellas y discos planetarios con la composicin qum ica adecuada para generar vida que, segn discuti

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mos en el captulo I, debe confeneUsiifcfeiente carbono, nitrgeno, oxgeno, hidrgeno, azufre, etc., para form ar los com puestos: bixido de carbono, m etano, cido clorhdrico, sulfuro de hidrgeno y vapor de agua presentes en la atmsfera primitiva. Una sola supernova no alcanza a contam inar lo suficiente una gran nube interestelar. Para alcanzar los niveles de contam inacin observados hacen falta muchas supernovas y para eso se necesita tiempo. Las supernovas que provienen de estrellas muy masivas resultan ms eficientes como contam inadoras pues, por un lado, son las que p rodujeron elem entos ms pesados, hasta el hierro, antes de su explosin y por otro contribuyen con ms material contam inado a su entorno. Una estrella masiva, digamos de unas 30 masas solares, evoluciona muy rpido porque tiene presiones y tem peraturas muy altas, y eso acelera el quem ado de su com bustible y, po r lo tanto, su tasa evolutiva. Segn los modelos de evolucin estelar, una estrella de 30 masas solares alcanza la etapa de supernova en unos 10 millones de aos, mientras que una de 3 masas solares lo hace en unos 300 millones de aos. Se calcula que las galaxias se formaron hace unos 13 000 millones de aos, por lo que en particular en nuestra Galaxia ha habido tiempo para formar unas 40 o 50 generaciones de estrellas de 30 masas solares.

Hay evidencias de esa abundancia de elementos pesados en estrellas de diferentes edades? S, la evidencia es muy clara. Veamos, segn la argum entacin de los incisos anteriores esperaramos que una estrella ms joven tuviera una mayor concentracin de elem entos pesados, esto porque se form ms recientem ente y por lo tanto de material interestelar, ya que ha tenido ms tiem po contam inndose con las eyecciones de estrellas supernovas. En nuestra Galaxia podem os distinguir dos poblaciones de estrellas notab lem ente diferentes: las que se encuen tran en el disco galctico y las del halo galctico. El halo consta de todas las regiones situadas fuera y alejadas del disco. Vase por ejemplo el esquem a de nuestra Galaxia en la figura ni.6. La espectroscopia nos ha enseado que las estrellas del halo con tienen m ucho m enos de 1% de su masa en form a de elem entos ms pesados que el helio, m ientras que las del disco tienen 2 y hasta .3% de su masa en elem entos ms pesados que el helio. La diferencia en cantidades porcentuales parece pequea pero considerando la cantidad de m aterial

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que implica, es contundente. La conclusin natural es que las estrellas del disco son m ucho ms jvenes que las del halo. Cuando observamos adems la concentracin de m aterial interestelar (gas y polvo), es muy claro que en el disco es abundante y puede form ar estrellas aun ahora, m ientras que en el halo es muy escaso y probablem ente no haya formacin estelar reciente en esos confines galcticos. Las estrellas del halo debieron haberse form ado hace m ucho tiem po, cuando la galaxia se estaba contrayendo y, po r rotacin, tom ando la forma de un disco bastante plano. El proceso de form acin de una galaxia espiral como la nuestra y el de un sistema planetario como el Solar, es decir una contraccin y un aplanam iento por rotacin, solam ente son diferentes en las escalas de tamao y tiempo.

El Sol se halla situado en el disco de nuestra Galaxia y se integr a partir de material interestelar rico en materiales pesados, lo que explica las abundancias que observamos en el sistema planetario. Resulta bastante claro que dada la corta edad del Sol, 4 600 millones de aos, y su composicin qumica, se trata de una estrella de una generacin avanzada y que los m ateriales qum icos que conocem os en los planetas y el Sol mismo tuvieron su gnesis en el in terior de estrellas que, m uertas ya como supernovas, nos los heredaron e hicieron posible el surgimiento de la vida en la Tierra.

Si el Sol y la Tierra se hubieran formado ms al principio de la vida del Universo, digamos hace 9000 millones de aos, se habra engendrado la vida que conocemos? Seguram ente no, las condiciones qumicas an no se habran dado. Es probable entonces que la vida en el Universo sea un fenm eno temporal y espacial, que slo se presenta en un Universo m aduro que ha tenido tiempo de generar en algunos sitios la qumica adecuada para el desarrollo biolgico.

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III. Nuestro lugar en el Universo

. . . e l m undo es infinito y por tanto no hay en l ningn cuerpo al que corresponda simplice- ter estar en el cen tro o en la periferia o en tre ambos extrem os...

G io r d a n o B r u n o , La Cena de le Cenen, 1584

F i g u r a i i i . i . Imagen de la Tierra obtenida por la tripulacin del Apolo 1 7. (Imagen cortesa de la n a s a . )

I I I . 1 . E n d n d e e s t a m o s ?

E l S o l y sus planetas form an parte de un sistema estelar muy grande, la galaxia de la Va Lctea. La Galaxia est form ada aproxim adam ente por 100000 millones de estrellas, nubes de gas y polvo, nubes moleculares y cmulos estelares. Tiene forma aplanada, como la de un disco, donde se encuentran situa

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das casi todas las estrellas, el gas y el polvo. Las partes externas al disco constituyen el halo galctico, estructurado principalm ente po r las asociaciones de estrellas denom inadas cmulos globulares y que tienen una distribucin casi esfrica en torno al centro galctico. La form a plana de la Va Lctea es consecuencia de las mismas leyes fsicas que hicieron del sistema planetario un sistema plano y form aron el disco planetario, esto es, de la contraccin gravitacional y de la rotacin general de todo el sistema.

El tam ao del sistema entero es espectacular, y de gran importancia en la discusin acerca del contacto con una posible civilizacin extraterrestre. La escala ms cm oda para hablar de distancias csmicas es el ao luz, que es la distancia que recorre la luz en un ao. Posteriorm ente usaremos una unidad an mayor para describir distancias m ucho mayores que las dim ensiones galcticas y tratar de esquem atizar sistemas ms grandes. La velocidad de la luz es de 299 729 kilm etros por segundo y es la ms alta que puede alcanzar una partcula con masa o una onda electrom agntica. Un ao luz equivale a un poco ms de 9 millones de millones de kilmetros, o en notacin ms compacta 9 X 1012 kilmetros (un 9 y doce ceros).

En trm inos de la velocidad de la luz, el Sol, que est a 150 millones de kilm etros de nosotros, se halla a una distancia de 8 m inutos luz, es decir, la luz que sale del Sol alcanza la T ierra 8 m inutos despus. La Luna se encuentra a 1.3 segundos luz y la estrella ms cercana al Sol, Prxima Centauri, la compaera ms cercana a nosotros de Alpha Centauri que es en realidad un sistema form ado por tres estrellas, se halla a 3.2 aos luz. Es decir que si nuestros vecinos extraterrestres vivieran en la casa de ju n to , para llegar a nosotros fsicam ente, o nosotros a ellos, habra que em prender un viaje de 3.2 aos; esto, si se lograra viajar tan rpido como la luz. En caso contrario, el viaje sera tanto ms largo como ms baja fuera la velocidad alcanzada.

Nuestra Galaxia es una entre los millones que se agrupan en cmulos de galaxias, y stos a su vez form an supercmulos que definen la estructura a gran escala del Universo entero. Cada uno de esos subsistemas jerrquicos, cada vez ms grande que el anterior, posee dimensiones colosales comparadas con nuestra m nim a escala hum ana y la de nuestro m undo inm ediato.

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F i g u r a h i.2 . a) La Va Lctea. Nuestra Galaxia vista desde su interior muestra su forma aplanada pero su estructura espiral no es evidente. (Imagen preparada en 1940 bajo la supervisin de Kunt Lundmark.) b) La imagen obtenida de la Va Lctea en luz infrarroja por el satlite c o h e , pone en evidencia la existencia de un bulbo estelar en el ncleo de nuestra Galaxia. (Imagen cortesa

d e la n a s a . )

En las siguientes secciones darem os una perspectiva de la escala de distancias de esos subsistemas y, brevemente, describiremos cmo el hom bre, desde su minsculo rincn en el Universo se ha aventurado, no sin xito, a medirlas. Este captulo podra ser tan extenso que fcilmente constituira un libro en s mismo, por lo que cualquier descripcin por ahora tendr

que ser breve. As veremos que la escala de las distancias en el Universo es tan vasta que buscar vida y, ms an, buscar una civilizacin inteligente, o por lo m enos similar a la nuestra es mucho, pero muchsim o ms difcil que encon trar la famosa aguja en el pajar.

III.2. La V ECIN D A D SOLAR

Entendem os como la vecindad solar el volum en de espacio que incluye las estrellas ms cercanas. Formalmente no hay un lmite que defina ese volum en, pero podram os pensar por ejem plo en las 50 o 100 estrellas ms cercanas. Estas no son necesariamente las estrellas ms brillantes y es el m om ento de aclarar esa diferencia. El brillo aparen te de una estrella no indica su lejana. Para en tenderlo , im aginem os dos estrellas igualm ente brillantes pero una ms cercana a nosotros que la otra. A la ms cercana la veremos ms brillante. Tambin podemos pensar en una estrella ms brillante que otra pero mucho ms lejana, esta vez podram os verla m ucho m enos brillante. Es decir que en el brillo que percibim os de las estrellas influyen al m enos dos parm etros, el brillo real o intrnseco de la estrella y su distancia. Por eso es que las 50 estrellas ms brillantes no son exactamente las mismas que las 50 estrellas ms cercanas. Las 50 estrellas ms cercanas estn contenidas en una esfera de 15 aos luz de radio, o sea que para viajar a ellas, incluso si se pudiera viajar a la velocidad de la luz, seran necesarios varios aos.

La distancia a una estrella cercana se mide por el mtodo de las paralajes trigonomtricas y es muy sencillo. En la figura m.3 se representa la rbita de la Tierra alrededor del Sol. A la distancia media de la T ierra al Sol se le llama unidad astronmica (UA) y es equivalente a 8 m inutos luz o aproxim adam ente a 150 millones de kilmetros. Si observamos una estrella cercana desde un punto de la rbita de la Tierra, la estrella ocupar un lugar proyectada contra las estrellas ms lejanas. Si esperamos a que la Tierra se desplace en su rbita al otro extremo y repetimos la medicin, notaremos que su proyeccin respecto a las estrellas lejanas ha cambiado. Haga el experim ento extendiendo su brazo y observe uno de sus dedos con el ojo derecho, y note sobre qu objeto de fondo se proyecta el dedo. Sin mover

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su dedo obsrvelo ahora con el ojo izquierdo. N otar que el dedo se proyecta con tra o tro pun to del fondo. Ese pequeo cambio de proyeccin del dedo es la paralaje. Puede verse en la figura iii.3 que la geom etra descrita corresponde a un tringulo rectngulo donde uno de sus ngulos es la paralaje o ngulo n en la figura, y los dos catetos son: la distancia de la Tierra al Sol, 1 UA (o la m itad de la separacin de sus ojos en el otro ejem plo), y la distancia a la estrella (o el largo de su brazo). Estas tres cantidades estn relacionadas po r una simple ecuacin trigonomtrica:

tan 71/2 = 1 UA Id

F ig u r a i i i .3. La paralaje trigonomtrica es el ngulo (2n) en que se desplaza la estrella vista desde dos puntos opuestos en la rbita terrestre alrededor del Sol. La medicin de ese ngulo y trigonometra simple permite calcular la distancia a la estrella.

(Diseo de Rubn Aguilar.)

En esta ecuacin n se mide en milsimas de segundo de arco, y d la distancia a la estrella en parsecs. Es fcil com prender que si la distancia aum enta, el ngulo n disminuye y viceversa. C uando la distancia es tal que la paralaje es 1 m ilsim a de segundo de arco, por definicin esa distancia es igual a un par- sec, palabra que proviene de la combinacin en latn de paralaje y segundo .de arco, y que equivale a 206 265 unidades astronmicas o 3.2 aos luz. Con el parsec (pe) definido as, tenemos ya una unidad de distancia mucho ms adecuada para las gran

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des distancias csmicas. D esafortunadam ente, este m todo de m edir distancias estelares tiene sus limitaciones po r el hecho de que, si una estrella est muy lejos, la paralaje correspondiente ser muy pequea y ms difcil de m edir con precisin. Por esta razn, el m todo es til solam ente para estrellas a menos de 20 pe o 60 aos luz, donde hay unas 3 500 estrellas, las vecinas del Sol en el espacio csmico. Si bien sta es una distancia enorm e para nuestra escala hum ana, es muy corta en la escala csmica y podram os considerarla como la vecindad solar.

Cierta lucidez intuitiva nos hara pensar que alrededor de estrellas parecidas al Sol, podram os quiz encontrar planetas parecidos a la Tierra, donde, tal vez, tam bin se hubiera desarrollado la vida y por lo tanto, donde con mayor probabilidad encontraram os seres parecidos a nosotros, independ ien tem ente del grado de inteligencia que hubieran alcanzado. Por estrella parecida al Sol entendem os de tam ao y masa similares, y que por lo tanto pudiera haber formado durante su contraccin un anillo protoplanetario como el del Sistema Solar, pero sobre todo, de tem peratura parecida para fom entar las condiciones fisicoqumicas que alentaran el desarrollo biolgico. Cuntas estrellas como el Sol hay en la vecindad solar? El nm ero aum enta de m anera geom trica si aum entam os el volumen. Dentro de una esfera cuyo radio sea 5 pe encontramos unas 50 estrellas. Entre sas solam ente hay dos estrellas que por su tem peratura y tamao son parecidas al Sol a Centauri A y X Ceti. El resto son estrellas m ucho ms fras y pequeas que el Sol. En una esfera de 20 parsecs esperaram os descubrir unas 612 estrellas sem ejantes al Sol, que seran las prim eras candidatas para la bsqueda de vida extraterrestre . Sobre la presencia de planetas en estrellas como el Sol en la vecindad solar o un poco ms all hablaremos en el captulo V.

III.3. La e s c a l a c s m i c a d e d i s t a n c ia s

D eterm inar el tam ao del Universo ha sido un reto enorm e del que los astrnom os han salido airosos. C uando alguien quiere m edir el tam ao de algo que es m ucho, pero m ucho ms grande que l, la dificultad no es poca. Quiz podam os

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percibir con mayor claridad lo difcil del problem a si hacemos un m odelo a escala en trm inos ms cotidianos y familiares a nuestra intuicin. Supongamos por ejemplo que la Tierra fuera del tam ao de una manzana, el Sol sera del tam ao de un camin y el Sistema Solar entero tendra un dim etro de 60 kilm etros, que es el tam ao de una ciudad grande. La estrella ms cercana a nosotros (otro camin), Prxima Centauri, estara a la distancia de la Luna, y la vecindad solar, como la definimos en la seccin 11.2, estara contenida en una esfera de radio igual a la distancia en tre la T ierra y Marte. N uestra Galaxia estara contenida en la rbita de Jp ite r alrededor del Sol, la galaxia de Andrmeda, nuestra vecina ms grande, estara en Prxima Centauriy el Universo cabra en la vecindad solar, etctera.

Ahora pensemos en un ser minsculo que habita en la superficie de la m anzana y que se propone, dotado de su inteligencia y su capacidad de desarrollo tecnolgico, m edir las distancias a todos esos objetos. Parece un plan am bicioso visto desde fuera, y casi im posible desde el m om ento mismo de plantearlo; sin embargo, desde el interior de la vida intelectual en la Tierra, el ser hum ano, a lo largo de su desarrollo, ha sido capaz de hacerlo.

Para m edir algo tan grande como el Universo el proceso ha sido escalonado, es decir, ha sido necesario m edir prim ero las distancias y tam aos de los objetos ms cercanos. Uno de los prim eros escalones en ese proceso es saber de qu tam ao es nuestro planeta y las distancias a los objetos ms conspicuos en el cielo: el Sol y la Luna. Anaximandro, de la escuela jnica del pensam iento griego, hizo un prim er in tento por establecer la escala del sistema planetario, hacia 600 a.c. Segn Anaximandro, la distancia al Sol era de 27 veces el radio de la Tierra, y la distancia a la Luna de 18 veces. Los valores correctos son11 700 y 30 veces, respectivamente. Aristteles, hacia 300 a.c., not que la sombra de la Tierra en la Luna durante los eclipses era redonda, de donde se infera la form a de la T ierra y aventur una determ inacin del dim etro de la Tierra. Aristarco de Samos (ca 310-250 a.c.) busc la distancia de la T ierra al Sol m idiendo la diferencia que hay en el lapso en tre el cuarto m enguante y el cuarto creciente de la Luna y el lapso entre el cuarto creciente y el m enguante. H aba razonado, correctam ente, que esos dos tiempos no eran iguales pues el Sol que

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ilumina a la Luna a lo largo de su rbita y produce as las fases, no estaba colocado a una distancia infinita. Sin em bargo, incluso hoy en da m edir la diferencia de tiempos entre los cuartos lunares sera muy difcil. Con esa base Aristarco determ in las distancias y dim etros de la Luna y el Sol. Sus valores eran muy inferiores a los reales, excepto el de la Luna que calcul en 0.33 veces el dim etro de la Tierra, el valor correcto es 0.27. Poco o nada queda, sin em bargo, de los m todos em pleados po r los antiguos sabios y de sus resultados, pero no deja de adm irarnos cm o pensadores en pocas rem otas equipados slo con su intelecto y enorm e espritu buscaban ya conocer la naturaleza del mundo.

Uno de los clculos mejor docum entados y tam bin uno de los primeros, es el de la determ inacin del dim etro de la Tierra po r E ratstenes (276-195 a.c.). En 240 a.c. E ratstenes era el bibliotecario de la famosa Biblioteca de Alejandra. Su m todo consisti en m edir el largo de la som bra de una vara vertical en Siena (correspondiente a la m oderna Asun en Egipto) y Alejandra en el mismo momento, en una fecha en que el Sol pasaba por el cnit en Alejandra y donde una vara vertical no proyectara sombra. La sombra en Siena sera debida a la curvatura de la T ierra en tre las dos ciudades. El largo de la sombra de la vara en Siena y trigonom etra elemental le daran el radio de la Tierra. Si nuestra interpretacin actual de la escala de longitud estadio, usada en esa poca, es la correcta, entonces su determ inacin es de 12 700 kilmetros, que es sorprendentem ente correcta, el valor medio del radio de la Tierra es12 756 kilmetros!

Fue duran te el siglo xix que la fotografa hizo posible la m edicin de las prim eras paralajes estelares y, por tanto, la de las distancias a las estrellas ms cercanas. A principios del siglo xx, H enrietta Leavitt, del observatorio de Harvard, descubri que cierto tipo de estrellas variables llamadas cefeidas, posean una p rop iedad im portante: su periodo de variacin era un indicador fiel del brillo real (o de la lum inosidad intrnseca) de la estrella y, por lo tanto, de su distancia. Esta relacin periodo-luminosidad provey a los astrnom os con una regla csmica y hasta hoy en da constituye el fundamento de la determinacin de la escala de distancias csmicas. El descubrim iento de cefeidas en galaxias muy lejanas perm ite, con ayuda de la

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regla csmica, calcular la distancia de krgalaxia que contiene esas cefeidas. A mediados del siglo xx Edwin H ubble interpret la velocidad de alejamiento de las galaxias como una consecuencia de la expansin del Universo, y estableci la segunda y ms grande regla csmica: la correlacin entre la velocidad de recesin, o alejamiento, y la distancia. Ahora bastaba medir la velocidad de alejam iento de una galaxia o cm ulo de galaxias, para tener una estim acin de su distancia. Esta nueva regla csmica, con todo y sus aspectos controvertidos, ha permitido calcular la distancia a los objetos ms lejanos que se conocen, los cuasares. Por falta de espacio, en este libro no se describirn detalladam ente los m todos em pleados por los astrnom os antiguos y m odernos para determ inar distancias cada vez ms grandes, pero s describiremos la escala, buscando dar una perspectiva del tamao del Universo y las distancias correspondientes en tre las estrellas, las galaxias y los cmulos de galaxias. Una nocin de esas distancias ser muy im portante ms adelante al tratar sobre las posibilidades de contacto fsico entre dos civilizaciones.

a b

F i g u r a h i.4 . Dos precursores en la medicin del tamao del Universo, a) Henrietta Leavitt que descubri la correlacin entre el periodo y la luminosidad de las estrellas cefeidas y b) Edwin Hubble, que estableci la ley de la expansin

del Universo. (Fotos coleccin del i a u n a m . )

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IConsiderando las enormes distancias que mediremos, es conveniente establecer unidades adecuadas, pues los kilmetros que sirven a nuestra escala resultan inadecuados para m edir distancias csmicas.

Dentro del Sistema Solar una unidad de distancia til es la unidad astronm ica (UA). El radio del Sistema Solar, o sea, aproximadamente la distancia del Sol a Pintn, es de unas 40 UA.

Para medir distancias a estrellas, aun la UA es poco prctica porque para eso resulta todava muy pequea, y as se prefiere, por ejemplo, el ao luz. Una unidad todava ms cmoda que el ao luz es el parsec (pe), que equivale a 206264 UA o a 2 x 1018 kilmetros (un 2 y 18 ceros)! El tam ao de lo que hemos llamado la vecindad solar es de unos 20 parsecs. As que en realidad una unidad como el parsec es muy til cuando se trata de distancias estelares. A la luz le toma 3.2 aos recorrer un parsec y poco ms de 80 000 aos cruzar la Va Lctea. Con estas unidades a mano, veamos de qu tamao son y a qu distancia estn los principales com ponentes del Universo.

I I I .4. Ei. TAMAO DE LA GALAXIA

El tam ao del sistema estelar que constituye la Galaxia de la Va Lctea es espectacular y de gran relevancia en la argum entacin sobre el contacto con una potencial civilizacin extraterrestre, suponiendo lo ms simple primero: que esa civilizacin tam bin se encuen tra en alguna parte de nuestra Galaxia. El tamao y forma de nuestra Galaxia se determ inaron durante la prim era m itad del siglo xx. Dos descubrim ientos im portantes hicieron que eso fuera posible: la existencia de estrellas cefeidas en cmulos estelares, lo que permiti la calibracin precisa de la regla de m edir que nos haba proporcionado cualitativamente H. Leavitt en 1912 (con ella se m idieron distancias a otros cmulos y se pudo estudiar su distribucin dentro del sistema galctico); y la radiacin emitida por el hidrgeno neutro en la longitud de onda de 21 cm, lo que perm iti estudiar la distribucin de hidrgeno en el plano de la Galaxia. Ambos hallazgos llevaron a la conclusin de que la Galaxia de la Va Lctea tiene brazos espirales, que el sistema rota alrededor de un centro y que mide aproxim adam ente 30 000 parsecs de dimetro.

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F ig u r a h i .5. Galaxia de Andrmeda (M 31). Es una galaxia cercana a la nuestra y tiene casi la misma forma y tamao. Es miemlrro del cmulo de galaxias al que pertenece la nuestra y al que llamamos el Grupo Local. Las dos galaxias pequeas, M 32 y NGC 205, son satlites de Andrmeda. (Coleccin

del i a u n a m . )

El Sol es una de las estrellas del disco galctico y est ms cerca de la orilla del disco que del centro , a 2 /3 del radio galctico (vase el esquema de la Va Lctea en la figura m.6). Por medio del estudio de la distribucin de nubes de hidrgeno interestelar y la velocidad con la que las estrellas viajan por el espacio, que puede ser m edida por medio de la espectroscopia estelar, sabemos que la Galaxia gira y arrastra en su inercia de giro a todos sus componentes. El Sol es tambin partcipe de esa rotacin y completa un giro alrededor del centro galctico en aproxim adam ente 210000 aos, es decir que desde su form acin, el Sol ha dado unas 20 vueltas a lrededor del centro galctico. Tiene 20 aos galcticos.

Naturalmente, estando inmersos en nuestra Galaxia no seremos nunca capaces de verla com pleta, de cuerpo entero , de igual m anera que es difcil saber la forma del edificio en el que uno se encuen tra sin haber salido nunca de l. C om parando con otros edificios que logramos ver por las ventanas y un cui

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dadoso anlisis de lo que alcanzamos a ver desde nuestro propio edificio, podem os inferir la form a que ste tiene. De igual m anera, observando otras galaxias externas y estudiando la nuestra, hem os conseguido razones para pensar que nuestra Galaxia tiene form a y tam ao parecidos a los de una galaxia vecina a la nuestra, Andrmeda, conocida en el medio astronmico como M 31.

F ig u r a ih .6. Esquema de nuestra Galaxia vista desde el polo galctico y vista de perfil. El Sol se encuentra aproximadamente a 2 /3 del radio, que equivale

a unos 27 000 aos luz. (Diseo de Rubn Aguilar.)

I I I . 5 . E l G r u p o L o c a l d e g a l a x ia s

Las galaxias tam bin form an grupos, los cmulos de galaxias pueden contener unas cuantas galaxias o bien varios cientos o miles de ellas. Nosotros, es decir nuestra Galaxia o Va Lctea, pertenecem os a un grupo de unas 30 galaxias llamado el Grupo Local. Las dos galaxias ms grandes y masivas en el Grupo Local son la Va Lctea (figura 111.2) y Andrm eda (figura 111.5). La distancia entre las dos es de unos 720 000 pe. Cada una ha agrupado a su alrededor galaxias ms pequeas o satlites, de m anera que el G rupo Local parece un cm ulo doble. El dimetro del Grupo Local es aproxim adam ente 3 millones de par- secs: 3 megaparsecs (Mpc).

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F ig u r a ih .7. El Grupo Local es el cmulo de galaxias al que pertenece nuestra Galaxia de la Va Ladea. (Diseo de Rubn Aguilar.)

Por su masa y tamao el tercer miembro del Grupo Local es M33, que se encuentra ms cercano a M31, pero que podra considerarse tam bin un centro de acum ulacin pues posee probablem ente como satlite a la galaxia enana LGS 3. Otros m iem bros del grupo no se pueden asociar a n inguno de los subgrupos principales sino que flotan en el espacio entre grupos y entre el campo gravitacional de los miembros ms grandes. Las subestructuras del grupo quiz no son estables, pues cada galaxia tiene su propia velocidad espacial dentro del grupo. Los estudios dinmicos basados en las velocidades espaciales de cada galaxia sugieren que la estructura del Grupo Local ha cambiado bastante en los ltimos 5000 o 10000 millones de

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aos. Las Nubes de Magallanes, dos galaxias irregulares satlites de nuestra Galaxia, fueron capturadas gravitacionalmente hace unos 6 000 millones de aos, mientras que Leo I fue arrojada en una rbita hiperblica y se piensa que abandonar al Grupo Local en los prximos 3 000 o 4 000 millones de aos.

Como es de esperarse el Grupo Local no se encuentra aislado, sino que in teracta gravitacionalm ente con otros pequeos grupos de galaxias cercanos. Los ms notables son: el grupo Maffei 1 (a 3 Mpc o uncs 10 millones de aos luz, es decir a un dim etro del G rupo Local de distancia), que const