1 - Tabarca Llibres

1 bachillerato
Ciencias
para el Mundo
Contemporáneo
Autores
Juan Fabregat Llueca
Juli Peretó Magraner
Fernando Sapiña Navarro
Pedro Javier García García
Coordinador editorial
Mariano García Gregorio
Daniel Ramón Vidal
Mónica Edwards Schachter
Fernando González Candelas
Francisco J. Morales Olivas
Los autores
JUAN FABREGAT LLUECA
Doctor en Ciencias Físicas. Profesor de Astronomía en el Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia. Miembro
de la Unión Astronómica Internacional. Miembro fundador de la
Sociedad Española de Astronomía. Ha sido investigador de la
Universidad de Southampton (Reino Unido) y el observatorio de
París (Francia). Ha publicado más de cien artículos de investigación en revistas especializadas que han sido citados más de mil
veces.
JULI PERETÓ MAGRANER
Es Profesor titular del Departament de Bioquímica i Biologia
molecular y investigador del Institut Cavanilles de Biodiversitat i
Biologia evolutiva de la Universitat de València. Su investigación
se centra en el estudio del origen de la vida, la evolución del metabolismo y el concepto de genoma mínimo. Es autor o coautor de
diversas obras como Orígenes de la evolución biológica y Fundamentos de Bioquímica. Es asesor de la Càtedra de divulgació de
la ciència de la Universitat de València, y miembro numerario de
la Secció de Ciències Biològiques de l’Institut d’Estudis Catalans
y de diversas sociedades científicas. Entre 2005 y 2008 ha sido
secretario de la International Society for the Study of the Origin of
Life (ISSOL-The International Astrobiology Society).
FERNANDO SAPIÑA NAVARRO
Es profesor del Departamento de Química Inorgánica e Investigador del Institut de Ciència dels Materials de la Universitat
de València. Su investigación está orientada al diseño de vías de
síntesis de materiales con composición microestrutura y propiedades controladas, así como a su caracterización. Es autor de los
libros ¿Un futuro sostenible? y El reto energético, que quedaron
finalistas en distintas ediciones del Premi Europeu de Divulgació
Científica General. Es director de las colecciones de libros Sense
Fronteres, Sin Fronteras y Ciència entre lletres.
PEDRO J. GARCÍA GARCÍA
Es Ingeniero de Telecomunicación por la Universidad Politécnica de Valencia, y Doctor en Informática (con mención europea) por la Universidad de Castilla- La Mancha. Actualmente,
es profesor en el Departamento de Sistemas Informáticos de la
Universidad de Castilla- La Mancha, y miembro del Instituto de
Investigación en Informática de Albacete. Es autor de decenas de
publicaciones docentes y científico- técnicas, especialmente en el
campo de las redes de interconexión de altas prestaciones.
DANIEL RAMÓN VIDAL
Daniel Ramón es doctor en Ciencias Biológicas por la Universitat de València y Profesor de Investigación en el Instituto de Agroquímica y Tecnología de Alimentos (IATA) del Consejo Superior de
Investigaciones Científicas (CSIC). Sus resultados tecnológicos
están protegidos por patentes nacionales e internacionales. Ha
publicado más de un centenar de artículos en revistas internacionales. Ha publicado más de un centenar de artículos en revistas
internacionales de prestigio. Ha obtenido el Premio de la Sociedad
Española de Microbiología, el Premio a la Trayectoria Científica
del Instituto Danone, el Premio Europeo de Divulgación Científica
y el Premio Nacional de Investigación Juan de la Cierva.
MÓNICA EDWARDS SCHACHTER
Mónica Edwards combina su formación como profesora de
ciencias e ingeniera electrónica en tres actividades que le apasionan: investigar, educar y escribir. Doctora en Didáctica de las
Ciencias por la Universidad de Valencia con la tesis “La atención
a la situación del mundo en la educación científica” (2003), ha
publicado numerosos trabajos sobre investigación en educación,
sostenibilidad y usos de las TIC (especialmente m-learning). Con
varias distinciones literarias, en el año 2007 ha publicado el libro
“Redes para la Paz”, ganador del segundo premio en el Concurso
de Ensayo Manuel Castillo (patronato Nord-Sud de la Universidad
de Valencia).
FRANCISCO J. MORALES OLIVAS
Francisco J Morales Olivas, Doctor en Medicina y especialista
en Farmacología Clínica. Profesor Titular de Farmacología de la
Universitat de València. Ha sido Director del Centro de Farmacovigilancia de la Comunidad Valenciana, Miembro de la Comisión
Nacional de Farmacovigilancia y Asesor de la Agencia Europea
del Medicamento. Responsable de la asignatura “Medicamentos
y Sociedad” en la licenciatura de periodismo de la Universitat de
València. Su investigación actual se centra en la farmacoepidemiología y la farmacología pediátrica.
FERNANDO GONZÁLEZ CANDELAS
Es Catedrático del Departament de genètica de la Universitat
de València. Desarrolla su tarea investigadora en el Institut Cavanilles de Biodiversitat i Biologia evolutiva, siendo sus principales
líneas de investigación la epidemiología molecular y evolución de
poblaciones de virus, evolución y sistemática molecular, la genética de la conservación de especies vegetales en peligro de extinción y la bioinformática aplicada a la genómica evolutiva y comparada. Es miembro de la Comisión Nacional de Bioseguridad.
MARIANO GARCÍA GREGORIO
Coordinador editorial de la presente obra. Catedrático de Biología y Geología de Bachillerato, es actualmente asesor TécnicoPedagógico del CEFIRE de Valencia. Coordinador de las publicaciones de Ciencias de la Naturaleza y Biología y Geología de la
Editorial ECIR, tiene publicados más de 100 libros de texto.
Ciencias para el
Mundo Contemporáneo
1 bachillerato
©ES PROPIEDAD
Juan Fabregat Llueca
Juli Peretó Magraner
Fernando Sapiña Navarro
Pedro Javier García García
Daniel Ramón Vidal
Mónica Edwards Schachter
Fernando González Candelas
Francisco J. Morales Olivas
Maríano García Gregorio
Editorial ECIR
Fotografía: AGE Fotostock / Archivo ECIR
Agradecemos a todos los autores la cesión de muchas fotografias que aparecen
en el libro y en especial a Rosella Clemente por algunas fotografias de los
temas 13 y 14. También, a Mª Inmaculada Martínez, la foto de la Campus Party.
Ilustración portada: muestra de ADN de dos virus.
Ilustraciones: Alfandech / Clueca
Reservados todos los derechos. Ni la totalidad, ni parte de este libro puede ser
reproducido o transmitido
mediante procedimientos
electrónicos o mecanismos
de fotocopia, grabación, información o cualquier otro
sistema, sin el permiso escrito del editor.
sebiot
(Sociedad Española
de Biotecnología)
Agradecemos a Sebiot la cesión de parte
de los materiales contenidos en el CD de
apoyo del presente libro.
Diseño portada:Valverde Iborra
Diseño interior: Diseño gráfico ECIR
Edición: Editorial ECIR
Impresión: Industrias Gráficas ECIR (IGE) .
Depósito legal:V-3138-2008
ISBN: 978-84-9826-390-9
Vila de Madrid, 60 - 46988 - P. I. Fuente del Jarro - PATERNA (Valencia)
Tels: 96 132 36 25 - 96 132 36 55 - Móvil: 677 431 115 - Fax: 96 132 36 05
E-mail: [email protected] - http://www.ecir.com
Presentación
La Ciencia y la Técnica en la Sociedad
La incidencia de la Ciencia y de la Técnica en la vida de las personas es cada vez más importante. Cuando pones en marcha
tu ordenador, consumes determinados alimentos o te vacunas contra una enfermedad, estás haciendo uso de un conjunto de
descubrimientos y logros que otras personas que nos precedieron, intuyeron, descubrieron y aplicaron. La Ciencia puede aplicarse para vivir mejor, para vencer el hambre, la enfermedad, la ignorancia, en definitiva para hacernos más justos, solidarios y
felices. Como todas las creaciones humanas, también puede ser utilizada en vertientes más oscuras.
Algo tan importante y que influye tanto en nuestra vidas merece ser conocido, sobre todo cuando estamos cada vez más
inmersos en la sociedad del conocimiento. En una sociedad democrática en la que el conocimiento es la base de muchas actuaciones, es necesario poner al alcance de todos los ciudadanos la cultura científica. Esta cultura científica se mueve en varias
coordenadas algunas de las cuales debemos tener claras: La Ciencia y la Técnica.
• son creaciones colectivas,
• están basadas en el raciocinio y el antidogmatismo
• son un proceso vivo que genera productos continuamente
• no pueden ser construidas de espaldas a la sociedad.
La asignatura
La asignatura Ciencias para el Mundo Contemporáneo pretende plantearos un conocimiento funcional de la ciencia, riguroso, pero alejado de formalismos que a veces no nos dejan ver el bosque. No se trata de trabajar algoritmos abstrusos ni de
deducir sesudamente fórmulas para aplicarlas a continuación a problemas numéricos complejos. Antes bien, se trata de adquirir
conocimientos científicos que os permitan opinar y tomar decisiones fundamentadas sobre cuestiones en las que la Ciencia y
la Técnica tienen una presencia importante y que con toda seguridad la vida os planteará en un futuro bastante próximo.
El libro
El libro que tenéis en vuestras manos ha sido concebido y realizado para desarrollar cumplidamente este propósito. Sus
autores son científicos de reconocido prestigio en la docencia y la investigación. Saben de lo que hablan porque hacen ciencia.
Son también activos divulgadores de la ciencia en conferencias, publicaciones, seminarios y en diversos medios.
Los seis bloques de contenidos están desarrollados en 14 unidades o temas. Cada uno de ellos comprende.
I. El texto científico, de naturaleza expositiva y argumentativa como corresponde al planteamiento de cuestiones científicas,
con ilustraciones ad hoc. Constituye el núcleo en torno al cual se organizan:
- Ampliaciones que, sin ser estrictamente necesarias para entender el discurso, son de gran interés.
- Términos clave, definidos para recordar conceptos que se trabajan en una posición central.
- Referencias www, seleccionadas para abrir el mundo de las TIC y permitir abordar aspectos novedosos sobre lo tratado.
- Actividades inmediatas para comprobar, in situ, la comprensión del texto.
II. Resumen de las ideas básicas expuestas en el tema.
III. Actividades de autoevaluación, graduadas en tres niveles de dificultad.
IV. Lo que dicen los medios, noticias de prensa sobre la problemática desarrollada.
V. Documentos finales, que pueden ser Documentos para el debate o Estudio de casos.
Constituyen el elemento clave sobre el que proyectaréis lo aprendido sobre el tema, realizando debates, discusiones, contraste de opiniones y acuerdos fundamentados sobre problemas de interés vital o sobre cuestiones básicas en las relaciones
Ciencia, Técnica y Sociedad.
Confiamos en que este libro os enseñe a conocer la verdadera naturaleza de la ciencia, sus posibilidades y limitaciones y
os capacite para tomar decisiones libre e inteligentes en una sociedad democrática en la que cada vez es más determinante el
conocimiento.
bachillerato
Estructura del libro del alumno
2
Doble página con una imagen a gran tamaño
motivadora y ejemplificadora de los contenidos del tema. Un texto de introducción donde
se establecen los contenidos básicos y principales del tema. Además, un índice de los
contenidos.
Las estrellas,
los planetas y
la vida
La vida es el fenómeno más fascinante del Universo. Pero el Cosmos
no siempre ha tenido vida. Muchos de los elementos químicos que
forman nuestra propia materia se originaron mucho antes de que
existiera nuestra estrella, el Sol. Tras algo más de 1.000 millones de
años del nacimiento el Sol nació la vida en nuestro planeta
La vida precisa de elementos
que no existen desde el principio del Universo. Tal y como
la conocemos, la vida se basa
en la química del Carbono.
Precisa del agua líquida, que
está formada por Hidrógeno
y Oxígeno. Precisa de un planeta rocoso, formado por Hierro, Níquel y Silicatos. Ninguno de estos elementos existía
en el Universo primitivo, originado en una gran explosión
en la que sólo se formaron el
Hidrógeno y el Helio.
La aparición de la vida es una
fase reciente de la historia del
Universo. Comienza con el nacimiento de las primeras estrellas, que crean los elementos químicos necesarios para
la vida y enriquecen el espacio lanzándolos al exterior en
las grandes explosiones que
marcan su muerte. La muerte
explosiva de una estrella des-
encadena el nacimiento de
otras muchas, en un ambiente
ya rico en elementos pesados.
Alrededor de las nuevas estrellas se formarán planetas,
algunos gigantes como Júpiter, otros pequeños y rocosos
como la Tierra. En estos últimos aparecerá la vida.
Somos hijos de las estrellas.
El material que compone
nuestros cuerpos, el Carbono,
el Oxígeno, el Hierro, el Calcio, han sido formados por las
estrellas. Probablemente por
una sola estrella, que explotó
hace más de cinco mil millones de años en nuestro rincón
de la Galaxia, y que desencadenó la formación del Sol, de
la Tierra y de nosotros mismos.
1. EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS.
2. LA FORMACIÓN DE LOS PLANETAS.
3. LA VIDA DE LA ESTRELLA.
EPÍLOGO: EL ORIGEN DE LA VIDA EN EL UNIVERSO.
RESUMEN
ACTIVIDADES
QUE DICEN LOS MEDIOS
DOCUMENTO PARA EL DEBATE: Cómo se construyó una teoría global
Nuestro lugar en el Universo
LAS ESTRELLAS, LOS PLANETAS Y LA VIDA
Desarrollo de la unidad
2. De la química prebiótica al antepasado común universal
Gracias al estudio de los genomas y a la bioquímica comparada,
aplicada a cuantos más organismos mejor, es posible reconstruir la historia evolutiva retrocediendo hasta el antepasado común universal
(ACU), es decir, el ancestro de todas las formas de vida terrestres. Aquí
universal se refiere a todos los seres vivos terrestres conocidos.
La investigación científica del origen de la vida se basa en la idea de
que dadas las condiciones y los reactivos adecuados, la vida emergerá
de forma natural. Y eso fue así en la Tierra primitiva y puede ser así
en cualquier otro planeta que reúna las condiciones necesarias y
suficientes para que ocurra. La llamada Exobiología o Astrobiología
se fundamenta en esta convicción. En cualquier caso, sólo desde esta
posición filosófica se puede abordar el estudio teórico y experimental
del origen de la vida, como un proceso químico que podemos llegar a
descubrir, comprender y simular experimentalmente.
La química orgánica es universal
2.1. En el meteorito de Murchison
(recogido en Australia, en septiembre de
1969) se llevan identificadas más de 650
especies químicas diferentes, la mayoría
compuestos de C.
Términos clave
Exobiología o astrobiología
Desarrollo de los contenidos en forma expositiva y argumentativa acompañada de abundantes ilustraciones, muchas de ellas propiedad de los autores.
En barra lateral:
• Ampliaciones sobre aspectos de interés
expuestos en el desarrollo de los contenidos.
• Término clave: definiciones de conceptos
fundamentales.
• Páginas www para profundizar mediante las
TIC sobre las Ciencias del Mundo Contemporáneo.
• Actividades, de aplicación inmediata.
Estudio de la naturaleza, origen y distribución de la vida en el universo.
Geoquímica Química asociada a
los procesos geológicos.
Ampliación
¿Más de un origen?
El hecho de que toda la vida conocida hoy derive del mismo antepasado común universal (ACU) no
significa que no hubiera podido
haber otros orígenes de la vida,
otras evoluciones primitivas. Pero
sus descendientes no han llegado
hasta nosotros. De lo que, de momento, podemos estar seguros es
que a partir del ACU, de un modo
u otro, a través de un proceso sin
interrupción, se derivaron los tres
linajes celulares conocidos: bacterias, arqueas y eucariotas.
Los procesos químicos en la Tierra primitiva dieron lugar a los
primeros organismos vivos. En primer lugar, tengamos en cuenta que
la química de los compuestos del carbono (o química orgánica) es la
más corriente en el universo. En el contexto de la Tierra arcaica, las
aportaciones extraterrestres de materiales orgánicos transportados en
meteoritos y cometas serían muy abundantes. (Fig. 2.1).
Metabolismo Conjunto de reacciones químicas de la célula que le permiten usar moléculas externas (alimento)
como fuente de energía o materia prima
para fabricar sus propios componentes.
El camino del experimento
También la Geoquímica era por entonces muy diferente, en especial
las reacciones asociadas a la química volcánica o atmosférica. En el primer
caso, la mayor actividad de las erupciones volcánicas o de las fuentes
hidrotermales submarinas supuso una oportunidad para las reacciones
entre minerales y gases reactivos estimuladas por la temperatura.
Ampliación
El experimento de Miller
Uno de los pioneros de esta nueva ciencia fue Joan Oró, que
consiguió la síntesis de adenina (un componente de los ácidos nucleicos)
a partir de cianuro de hidrógeno (una molécula abundante en el
espacio interestelar y que se obtiene fácilmente en los experimentos
de química prebiótica). Otros estudios más recientes han explorado el
papel de los minerales, los iones metálicos, la presión y la temperatura
que prevalecen en el entorno de las fumarolas submarinas. Hoy en día
hay, pues, una enorme base experimental que apoya la idea de que la
Tierra arcaica estuvo provista de un abundante repertorio de moléculas
orgánicas precursoras de la vida.
La atmósfera primitiva también era muy diferente a la actual. Una
diferencia principal era la ausencia casi total de oxígeno que es de origen
biológico y se acumuló en épocas geológicas posteriores. Había, sin
embargo, otros gases reactivos como el hidrógeno y el metano, aunque
el componente más abundante era el dióxido de carbono. El concurso
de diferentes fuentes de energía, como pudieron ser las descargas
eléctricas atmosféricas, impulsó la generación de una diversidad de
moléculas orgánicas. Muchas de estas reacciones se han simulado en el
laboratorio.
Sin duda alguna, los compuestos y procesos químicos que dieron lugar
a la vida primitiva obedecían las leyes de la física y la química. A ellas se
añadió una nueva fuerza, la selección natural, en cuanto aparecieron
las primeras moléculas portadoras de información hereditaria.
Con apenas 22 años, Stanley L.
Miller, un estudiante de doctorado de la Universidad de Chicago,
convenció a su director de tesis
doctoral, el premio Nobel Harold
C. Urey, para probar experimentalmente su hipótesis sobre el origen de la materia orgánica en la
atmósfera primitiva.
A las pocas horas de funcionamiento, con una mezcla de metano, amoniaco, agua e hidrógeno,
la síntesis orgánica se hace evidente en el matraz donde se producen
las descargas eléctricas (fotografia
de la figura 2.2 cortesía de Stanley
L. Miller).
matraz
donde se
producen las
descargas
eléctricas
El antepasado común universal (ACU)
Todos los seres vivos comparten un antepasado común. Aunque
esta idea ya fue postulada por Charles Darwin ahora disponemos de
argumentos muy sólidos que la sostienen. Todos los seres vivos comparten una serie de características bioquímicas. Todas las células obtienen
energía química usando los mismos procesos básicos o guardan y transmiten la información genética con el DNA. Estas y otras propiedades
bioquímicas compartidas y universales tienen sentido si consideramos
que son ancestrales, heredadas de generación en generación desde su
invención en tiempos muy remotos.
refrigerante
para licuar
el vapor de
agua
Resultados recientes confirman
que estos experimentos de simulación también producen materiales orgánicos a partir de mezclas
de gas más representativas de la
atmósfera primitiva, es decir, con
dióxido de carbono.
matraz
donde se
produce la
evaporación
El experimento de Miller
Nuestro lugar en el universo
De la química a la biología
2. La formación de los planetas
Ampliación
Cuando una nube se contrae para formar una
protoestrella, la conservación del momento
angular nos dice que al disminuir su tamaño
la velocidad de rotación aumenta. En consecuencia el efecto de la fuerza centrífuga se
hace presente, hasta el punto de que podría
compensar a la gravedad y detener el colapso. De esta forma, el proceso de contracción
se interrumpe, y la formación de la estrella no
tiene lugar: no podrían existir las estrellas.
La solución al problema radica en que no toda
la materia de la nube inicial pasa a formar parte de la protoestrella. Parte de ella se queda
en órbita alrededor de la misma, formando un
disco protoplanetario. El momento angular inicial se queda en su mayor parte en el disco,
y luego en los planetas que en él se formen,
como momento angular orbital. Como ejemplo, el 99% del momento angular del Sistema
Solar está en el movimiento orbital de los planetas, y sólo un 1% corresponde a la rotación
del Sol.
Representación artística de la formación
de planetas en el disco de Beta Pictoris. (c.
NASA/FUSE/Lynette Cook)
El proceso de formación de un planeta es diferente según tenga
lugar cerca o lejos de su estrella central.
Hoy sabemos que nuestro Sistema Solar no es un caso único en el
Universo. En los últimos quince años se ha descubierto más de doscientos planetas orbitando alrededor de otras estrellas. Se les denomina
planetas extrasolares. La mayoría son gigantes gaseosos, como Júpiter. Pero esto es un efecto de selección: los planetas gigantes son mucho más fáciles de detectar que los planetas pequeños como la Tierra.
Aún así, ya se han descubierto dos planetas cuyas masas son inferiores
a cinco veces la masa de la Tierra, con lo que es muy probable que se
trate de planetas rocosos como el nuestro. Esto es una buena noticia
de cara a la búsqueda de vida fuera del Sistema Solar.
Nuestro sistema planetario es un ejemplo de este mecanismo de
formación. La distancia de nuestro Sol a la cual los cristales de hielo
pueden sobrevivir es de cinco unidades astronómicas. La unidad astro-
6min 2 s
8min 13s
Venus
Mercurio
Ampliación
Plutón ha sido considerado como el planeta más externo del Sistema Solar desde su
descubrimiento en 1930 hasta el año 2006.
El hecho que ha motivado la pérdida de
este status ha sido el descubrimiento de varios astros similares a Plutón, o incluso más
grandes, en órbitas muy parecidas. De esta
forma, Plutón ya no es un astro único en su
órbita, como todos los planetas, sino un componente más de una familia de astros menores, los asteroides.
Para salvar el “honor” de Plutón y hacer más
llevadera su caída de la lista de planetas principales, la Unión Astronómica Internacional
ha acuñado el término de “planeta enano”,
que designa a los asteroides más grandes y
de forma esférica. Entre los planetas enanos
se encuentran Ceres, del cinturón principal
de asteroides, y Plutón y Eris, del cinturón
exterior o de Kuiper.
Los planetas extrasolares.
Uno de los componentes más abundantes del disco protoplanetario
es el vapor de agua. Si se encuentra lejos de la estrella, el agua puede
formar cristalitos de hielo, que también pueden unirse entre si y con
los granos de polvo, facilitando los procesos de agregación y permitiendo la formación de planetas más grandes. Cerca de la estrella el
agua no forma hielo, y por tanto sólo el polvo y los silicatos participan
en los procesos de agregación, que conducirán a la formación de planetas rocosos más pequeños.
3min 13s
83
Plutón “cesado”
2.10. Disco alrededor de la estrella Beta Pictoris. En la fotografía se ha tapado la estrella para
evitar que su brillo impida ver el disco, mucho
más débil. (c. Jean-Luc Beuzit, et al. Grenoble
Más allá de cinco unida- Observatory, Observatorio Europeo Austral)
des astronómicas encontramos los planetas gigantes gaseosos: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. En el lugar donde se formaron, los cristales de hielo contribuyeron
al crecimiento del protoplaneta. Al ser éste muy masivo, su fuerza de
gravedad permitió retener también el Hidrógeno y el Helio, que pasaron a formar parte del planeta. De esta forma, los planetas exteriores
son gigantescas bolas de gas, sin superficie sólida, ricas en Hidrógeno
y Helio, y con un núcleo rocoso.
Las moléculas y los granos de polvo giran todos alrededor de la
estrella central. En ese movimiento orbital se producen interacciones
y choques. Las colisiones tienen lugar a velocidad relativa muy baja,
de forma que al chocar los granos se van uniendo, se produce un fenómeno de agregación que lleva a la formación de aglomerados cada
vez más grandes. Al final del proceso, todo el material que contenía el
disco protoplanetario se ha unido para formar unos cuantos cuerpos
muy grandes orbitando alrededor de la estrella. Son los planetas.
Tierra
12min 40s
± 20min
Marte
43min 15s
www
http://exoplanet.eu/
La
Enciclopedia
de
los
planetas
extrasolares:
Lista completa y al día de los planetas
extrasolares, con todas sus características.
79min 27s
160min 9s
250min 54s
Júpiter
Asteroides
Sol
Saturno
2.1. Nuestro sistema solar. La flecha superior indica la distancia al Sol en minutos
Nuestro lugar en el Universo
nómica es la distancia media
de la Tierra al Sol, y equivale
a 150 millones de kilómetros. A una distancia menor
encontramos los cuatro planetas pequeños y rocosos:
Mercurio, Venus, la Tierra y
Marte. Estos planetas están
compuestos principalmente
por Hierro, Níquel y Silicatos,
tienen una superficie sólida
y, con la excepción de Mercurio, una pequeña atmósfera gaseosa.
Casi toda la materia de la nube que se contrae para convertirse en
una estrella acabará dentro de la propia estrella. Sin embargo, una
pequeña fracción escapará al colapso y quedará girando alrededor de
la estrella, formando lo que se denomina un disco protoplanetario. El
material que compone el disco es principalmente Hidrógeno molecular y Helio, que son los elementos más abundantes del Universo. Si el
proceso de formación está teniendo lugar en una galaxia algo evolucionada como la nuestra, en ese disco hay también Carbono y Oxígeno,
vapor de agua, dióxido de Carbono, Silicio, Hierro, Níquel, y muchos
otros elementos en cantidades menores. También hay granos de polvo,
de diversos tamaños, compuesto principalmente por silicatos.
El problema del momento angular nos
indica que no se pueden formar estrellas
aisladas. Por tanto, todas las estrellas que
no formen parte de un sistema múltiple deben
haber tenido un disco protoplanetario, y por
tanto deben albergar un sistema de planetas.
40
Química prebiótica Ciencia que
persigue la simulación experimental
de la síntesis de compuestos relevantes para el origen de la vida en condiciones similares a las de la Tierra
primitiva.
La principal virtud de las propuestas teóricas de Aleksandr I.
Oparin sobre el origen de la vida es que los científicos intentaron
probarlas mediante la experimentación. En 1953, Harold C. Urey y
Stanley L. Miller diseñaron un experimento para comprobar la síntesis
de moléculas orgánicas en condiciones similares a las de la atmósfera
primitiva (Fig.2.2). El experimento fue un éxito y supuso el inicio de la
investigación en química prebiótica.
2.2.
82
Términos clave
Abiótico Se dice de un proceso que
sucede en ausencia de vida.
Las investigaciones actuales indican que el ACU era un organismo
bioquímica y genéticamente complejo, similar a las bacterias actuales.
Era, pues, el resultado de un aumento muy notable de la complejidad
desde el origen de la vida, aunque el tiempo transcurrido no fuese
muy dilatado necesariamente. Algunos autores han estimado que bastarían unos 10 millones de años para la transición de la geoquímica a la
bioquímica bacteriana, aunque los detalles de tal transición continúan
siendo la mayor incógnita científica.
Urano
Neptuno
y segundos luz.
Las estrellas, los planetas y la vida
41
Resumen
Esquema conceptual ilustrado que establece
las relaciones entre los diferentes conceptos
desarrollados en el tema.
RESUMEN
Formación estelar:
Agujeros negros
En ocasiones la onda de choque no es capaz de frenar toda la materia que cae durante la implosión. La materia se acumula sobre la
estrella de neutrones, y la desestabiliza. La presión del gas de neutrones sólo puede aguantar el peso de una vez y media la masa del Sol.
Si la caída de materia hace que este límite se rebase, los neutrones se
rompen, y la estrella de neutrones colapsa. Empieza una contracción
que a priori es indefinida, porque una vez superada la resistencia del
gas de neutrones no conocemos ninguna otra estructura de la naturaleza capaz de frenar a la fuerza de gravedad. El colapso por tanto
sería hasta el infinito, pero antes de que podamos ver el final de ese
colapso la estrella desaparece de nuestra vista. Se ha convertido en un
agujero negro.
Para entender lo que es un agujero negro debemos primero conocer el concepto de velocidad de escape de un astro. En la Tierra,
si lanzamos un objeto hacia arriba, este sube, se detiene, y acaba
cayendo. Si lo lanzamos con más velocidad sube más alto pero también cae. Si lo lanzásemos sin embargo a una velocidad de once kilómetros por segundo nunca caería, abandonaría la tierra y saldría
al espacio. Esa es la velocidad de escape de la Tierra, la velocidad
que hay que comunicar a un cuerpo para que venza el campo gravitatorio y escape al espacio. Cuanto mayor es la fuerza de gravedad,
mayor es la velocidad de escape necesaria para abandonar el astro.
La velocidad de escape del Sol es de más de seiscientos kilómetros
por segundo.
2.21. Agujero negro sobre el fondo de la Vía Láctea. (c. Ute Krauss, MaxPlanck-Institut für Gravitationsphysik, Golm, y Theoretische Astrophysik,
Universität Tübingen)
46
Nuestro lugar en el Universo
Volvamos a nuestro objeto que esta colapsando más allá de la estructura de estrella de neutrones. Como es tremendamente denso y masivo, su velocidad de escape
es mucho más elevada. Y va en aumento a
medida que el colapso progresa. Llega un
momento en que la velocidad de escape es
igual a la velocidad de la luz, trescientos mil
kilómetros por segundo. La física relativista
nos dice que nada, ningún objeto ni partícula, puede superar la velocidad de la luz.
Por tanto nada puede salir del objeto que
colapsa. Nada, ni siquiera la propia luz. Es
como si el astro hubiese desaparecido. Pero
no ha desaparecido del todo, queda su tremenda fuerza de gravedad. Es un agujero
negro, una región del espacio con una enorme fuerza de gravedad, y de la cual no puede salir nada. En su interior, el objeto compacto sigue contrayéndose hasta no se sabe
donde.
NEBULOSA
QUE
COLAPSA
PROTOESTRELLA
Formación de planetas:
ESTRELLA
JOVEN
DISCO
PROTOPLANETARIO
SUPERGIGANTE
ROJA
GIGANTE
ROJA
COLISIÓN
ENTRE PARTÍCULAS.
PARTÍCULAS MÁS
GRANDES
PROCESO DE
AGREGACIÓN:
PLANETESIMOS
FORMACIÓN
DE LOS
PLANETAS
EXPLOSIÓN
DE SUPERNOVA
ESTRELLA DE
NEUTRONES
AGUJERO
NEGRO
NEBULOSA
PLANETARIA
CAIDA
EN ESPIRAL
HACIA LA
PROTOESTRELLA
BARRIDO
DEL MEDIO
INTERPLANETARIO:
LOS PLANETAS
SE QUEDAN EN
ORBITAS ESTABLES
ENANA
BLANCA
Las estrellas, los planetas y la vida
47
Estudio de un caso / Documento para el Debate
Constituyen un elemento clave en la estructura del libro. Están pensados para aplicar lo
que se aprende mediante la realización de debates y discusiones, y centradas en aspectos
fundamentales de la Ciencia y las relaciones
de ésta con la Técnica y la Sociedad.
Documento para el debate
Documento para el debate
El origen de las especies
Medicina y evolución
por C. R. Darwin
por R.M. Nesse y G. C. Williams
Una visión darwinista de la medicina hace a la enfermedad tener más y menos sentido. Las enfermedades no son resultado de fuerzas aleatorias, surgen de la selección
natural pasada.
Pocas cosas son tan importantes
como nuestra salud. «¿Cómo estás?»,
preguntamos al saludar, sin que el
tono de la pregunta revele completamente su importancia. «De salud
ando bien», contesta quien ha perdido casi todo. La salud es vital. Si ella,
pocas cosas importan. Todos queremos comprender las causas de la enfermedad para mantener y mejorar
nuestra salud.
Mucho antes que un tratamiento
eficaz, los médicos proporcionaban
pronóstico, esperanza y, sobre todo,
sentido. Cuando sucede algo terrible
–y una enfermedad grave siempre
es terrible– la gente quiere saber las
causas. En un mundo panteísta, la
explicación era sencilla: un dios había causado el problema, luego otro
podía curarlo. Desde que la humanidad se ha centrado en un solo Dios,
la explicación de la enfermedad y del
mal se ha hecho más difícil. Generaciones de teólogos han peleado con
el problema de la Teodicea: ¿cómo
puede un Dios bondadoso permitir
que sucedan cosas malas a las buenas
gentes?
La medicina darwinista no puede
ofrecer un sustituto para esas explicaciones. No puede proporcionar un
universo en el que lo que acontece
es parte de una plan divino, mucho
menos uno en el que la enfermedad
individual es un reflejo de pecados
individuales. Sólo nos puede mostrar
76
de nuestros genes. En estos beneficios
paradójicos hay quien encuentra una
cierta satisfacción, incluso un poco de
sentido – al menos la clase de sentido
que Dobzhansky reconoció: después
de todo, nada en medicina tiene sentido sino a la luz de la evolución.
Todos queremos comprender las causas de
la enfermedad
por qué las cosas son como son, por
qué somos vulnerables a ciertas enfermedades. Una visión darwinista
de la medicina hace a la enfermedad
tener más y menos sentido. Las enfermedades no son el resultado de fuerzas aleatorias o malvadas, surgen en
el fondo de la selección natural pasada. Paradójicamente, las mismas condiciones que nos hacen vulnerables
a la enfermedad a menudo nos proporcionan beneficios. La capacidad
de sufrir es una defensa útil. La enfermedad autoinmune es el precio de
nuestra notable capacidad de atacar
a nuestros invasores. El cáncer es el
precio de que los tejidos no puedan
autorrepararse. La menopausia puede proteger los intereses de nuestros
genes en nuestros hijos. Incluso la
senescencia y la muerte no son aleatorias, sino compromisos alcanzados
por la selección natural a medida que
moldeaba inexorablemente nuestro
cuerpo para maximizar la transmisión
Adaptado de R. M. Nesse y G. C.
Williams Evolution and Healing, The New
Science of Darwinian Medicine (Londres,
Weidenfeld and Nicolson, 1995).
Debate
Un mecanismo de autodefensa de
nuestro cuerpo es el dolor, pues
así evitamos situaciones de peligro. En este sentido, sentir dolor
es bueno, pues aumenta nuestras
probabilidades de supervivencia y
reproducción. ¿Significa eso que
debemos aceptar todo dolor por
ser resultado de la evolución? En
2006, se identificó una mutación en
un gen que causaba insensibilidad
al dolor. En el descubrimiento tuvo
un papel importante un chaval que
actuaba en la calle, atravesándose
la carne con cuchillos o caminando
sobre brasas ardiendo sin experimentar dolor, muy conocido entre
los médicos de urgencias. El chico
murió a los 14 años. ¿Podríamos
eliminar el dolor completamente?
¿Sería eso positivo?
Hay grandeza en esta concepción de que la vida fue insuflada en unas pocas formas
y que se han desarrollado y se están desarrollando infinidad de formas de las más
bellas y maravillosas.
En el futuro distante veo nuevas áreas
para investigaciones importantes. La psicología tendrá un nuevo fundamento y
se iluminará el origen del hombre y su
historia.
Cuando contemplo a todos los seres
no como creaciones especiales sino como
los descendentes directos de algunos pocos seres que vivieron en épocas remotas,
me parece que se ennoblecen. Si miramos
hacia el pasado, podemos estar seguros
de que ninguna especie viviente transmitirá su aspecto inalterado hacia el futuro
lejano. Y de las especies actuales, muy
pocas dejarán descendientes de ningún
tipo hacia un futuro aún más lejano. La
mayoría de las especies que han existido
se han extinguido por completo. Como
las formas actuales descienden directamente de otras que vivieron hace mucho
tiempo, podemos asegurar que jamás se
ha interrumpido ni una sola vez la sucesión de generaciones y de que ninguna
catástrofe ha asolado el planeta por completo.
Es interesante contemplar un ribazo enmarañado cubierto por plantas de
muchas clases, con pájaros que cantan
sobre los arbustos, con diversos insectos
revoloteando alrededor y con gusanos
que se arrastran por el suelo húmedo, y
pensar que estas formas tan elaboradas,
tan diferentes unas de otras y tan dependientes entre sí de manera tan compleja,
todas han sido producidas por leyes que
actúan a nuestro alrededor. En un sentido
amplio, estas leyes son: la de crecimiento
con reproducción, la de la herencia, la de
variabilidad, la del incremento de pobla-
Portada de la primera edición de “El origen de las especies” y Charles Darwin.
ción tan elevado que conduce a la lucha
por la vida y, como consecuencia, a la selección natural, que determina la divergencia de los caracteres y la extinción de
las formas menos mejoradas. Así pues, el
objeto más excelso que podamos imaginar, a saber, los animales más complejos,
es el resultado directo de la guerra de
la naturaleza, del hambre y de la muerte. Hay grandeza en esta concepción de
que la vida, con sus diversas facultades,
fue originalmente insuflada en unas pocas formas o en una sola, y que, mientras
este planeta ha girado según la ley de la
gravitación, se han desarrollado y se están desarrollando infinidad de formas de
las más bellas y maravillosas.
Debate
Se propone debatir sobre una serie de afirmaciones que se han
vertido en el contexto de las discusiones, generalmente en contra,
de la teoría de la evolución. (1) El
hombre desciende del mono. (2)
La selección natural favorece a los
individuos más fuertes. (3) Una estructura tan compleja como el ojo
no puede aparecer por azar. Debe
haber algún diseñador. (4) La evolución es simplemente una teoría.
Adaptado del último capítulo de
El origen de las especies de Charles
Darwin (1ª edición, Londres, 1859).
Nuestro lugar en el universo
La vida en cambio permanente
77
Actividades finales / Lo que dicen los medios
Actividades finales
Actividades finales de síntesis con tres niveles de dificultad marcadas por tres distintos
colores: rojo, las más difíciles; azul, dificultad
media; verde, más fáciles.
ACTIVIDADES
1
Utiliza una cinta para hacer una escala temporal (por
ejemplo, donde 10 cm equivalgan a 50 millones de años).
Ubica en ella los siguientes hitos de la evolución del planeta y de la vida: origen del planeta, origen de la Luna,
origen de la vida, origen de la célula eucariótica, origen de
los animales, origen de los humanos.
7
1. La emergencia de la vida fue un acontecimiento impulsado por una voluntad exterior
2. La vida se originó siguiendo leyes naturales todavía
por descubrir
2
3
3. El origen de la vida se debió a la coincidencia fortuita
de varios hechos muy improbables
Si la historia de la Tierra equivaliese a un periodo de 24
horas y la formación del planeta hace 4.500 millones de
años fuese las 0 horas, ¿a qué hora del día aparecerían
la vida, el oxígeno atmosférico, los primeros eucariotas,
los animales y el Homo sapiens?
4. La vida es la consecuencia de la acción de las leyes de
la física y la química sobre unos ingredientes adecuados
en un entorno favorable
Discute el carácter científico o no de cada una de estas
posiciones, en particular, hasta qué punto tiene sentido o
no investigar científicamente el origen de la vida desde
cada una de esas posiciones intelectuales. ¿Con cuál o
cuáles de esos puntos de vista es compatible el principal
argumento de la astrobiología, es decir, sostener que hay
vida en otros lugares del universo?
La vida se podría haber originado antes de lo que suponen hoy los científicos es decir, antes de 3.800 millones
de años antes del presente), pues los mares y la atmósfera existieron al menos desde hace 4.400 millones de
años. Sin embargo, no se cree que ninguna forma viva
emergida en aquella época ha dejado descendencia en la
biosfera actual. ¿Por qué?
8
Lo que dicen los medios
Un ejemplo del debate social que aparece en
lo medios de comunicación referido a los contenidos tratados en la unidad.
4
Comenta la siguiente frase de Juan Luis Arsuaga e Ignacio Martínez (La especie elegida, p. 336): No deja de ser
paradójico que tantos siglos de ciencia nos hayan llevado a saber algo que cualquier bosquimano del Kalahari,
cualquier aborigen australiano, o cualquiera de nuestros
antepasados que pintaron los bisontes de Altamira conocía de sobra: que la Tierra no pertenece al hombre, sino
que el hombre pertenece a la Tierra.
5
Busca información sobre las técnicas usadas en el análisis del DNA antiguo. ¿Cómo puede ayudar esta investigación a aclarar nuestra relación filogenética con los
neandertales?
6
94
En ciencias históricas, primitivo y antiguo no son sinónimos. Por ejemplo, el latín es una lengua antigua extinguida pero no tiene nada de primitiva. Del mismo modo,
hay microorganismos adaptados a vivir a más de 100 oC
que quizás se deriven de linajes muy antiguos pero cuya
resistencia a la temperatura no es un carácter primitivo.
Busca en diccionarios de diferentes lenguas el significado
de antiguo y primitivo y discute la diferencia.
Nuestro lugar en el universo
LO QUE DICEN LOS MEDIOS
Tendencias
Existen cuatro posiciones filosóficas ante el problema histórico del origen de la vida:
La tabla periódica de los elementos es universal en el sentido de que es la misma en cualquier parte del universo.
Pero, ¿qué significa que el código genético es universal?
De existir formas de vida en otros planetas, ¿esperarías
que se basaran en la química del C? ¿Y que usaran el
mismo código genético? Si en la Tierra se descubrieran
microorganismos con un código genético completamente
diferente, ¿cómo se podría interpretar esta observación
tan extraordinaria?
9
Mantente informado sobre los avances en biología evolutiva a
través de los blogs científicos: http://scienceblogs.com/loom/,
http://evolucionarios.com/, http://blog.evolutionibus.info/
10
El uso de biomarcadores para jalonar la evolución de la
vida en el registro geológico está limitado por nuestro
conocimiento metabólico. Una de las moléculas que se
asociaba al metabolismo aeróbico, y que permitía a los
geoquímicos datar la existencia de organismos que la sintetizaban en presencia de una atmósfera con oxígeno, se
acaba de descubrir que la pueden sintetizar ciertas bacterias anaeróbicas, usando una ruta metabólica diferente
que no usa oxígeno. Busca otros ejemplos en el contexto
de este tema que muestren la provisionalidad de las afirmaciones científicas.
El estudio de la evolución humana
Salto atrás en el tiempo de 43.000
años. En algún lugar del norte de
la península Ibérica, un grupo de
humanos planea cómo dar caza a
su próxima presa. Conversan hasta
llegar a un acuerdo y decidir el modo
de atraparla. Se comunican mediante
palabras, pero no son Homo sapiens
como nosotros. Se trata de neandertales, porque ellos también tenían la
capacidad de hablar.
Las dos especies comparten las variantes de un gen clave en el desarrollo del lenguaje, el FOXP2, tal y
como demuestra una investigación
publicada en la revista Current Biology en la que se ha analizado ADN
de restos de neandertal encontrados
en el yacimiento de El Sidrón, en
Asturias. El monopolio de la palabra, hasta ahora en manos de nuestra
especie, se ha desmoronado.
El gen FOXP2 está presente en todos
los mamíferos, pero en el caso de los
seres humanos tiene una característica particular: dos mutaciones que
hacen que funcione de una manera
específica, permitiendo el desa-
rrollo de las áreas del cerebro relacionadas con el lenguaje y el aparato
fonador. “Si podemos hablar es en
parte gracias a que tenemos este
gen con esas dos variantes”, explica
Carles Lalueza, experto en ADN antiguo de la Universitat de Barcelona
y coautor de la investigación. Es,
además, el único gen implicado en
el habla que se conoce hasta ahora, y
aunque los científicos están seguros
de que otros genes intervienen en el
proceso del lenguaje, el FOXP2 es
clave porque “funciona como un interruptor, activando la expresión de
otros genes”, dice Lalueza; si no se
enciende, el resto del circuito no se
pone en marcha. Y los neandertales
poseían este gen con esas mismas
dos mutaciones.
No está claro hasta qué punto significa esto que los miembros de esta especie hablasen entre ellos tal y como
lo hacen los humanos de hoy en día,
pero como mínimo contaban con los
requisitos básicos para convertirse
en oradores. Primero, la variante del
gen FOXP2, y segundo, un aparato
fonador - para articular sonidosmuy similar al de los Homo
sapiens,algo que ya se ha
constatado mediante el
estudio de los fósiles.
Para asegurarse de
que el material que
analizaban era de
neandertal y no de
Homo sapiens - que
podría haber contaminado los fósiles
por accidente-, los
investigadores seleccionaron en distintos cromosomas
partes específicas de
ADN neandertal con
unas características
distintas a los de los sapiens. También ayudó el
hecho de que los fósiles
que se estudiaron - dos
pequeños fragmentos de
Los neandertales podían
HABLAR
Análisis de ADN indican que la especie tenía
un gen clave en el lenguaje igual que nosotros
fémur- pertenecieron a dos neandertales varones. En el cromosoma Yde
los seres humanos - que sólo está
presente en los individuos masculinos- hay cambios que se han producido en los últimos 90.000 años, con
la expansión fuera de África.
Por lo tanto, como no había rastro de
estos cambios en las muestras que
se recogieron, se tenía la certeza de
que se estaba secuenciando ADN
de neandertal.
El potencial para hablar estaba allí,
“¿por qué no iba a utilizarse?”, se
pregunta Lalueza. Este investigador
explica que, cuando se produce una
mutación, la evolución la selecciona
y la potencia a lo largo de las generaciones siempre que aporte algo
positivo para esa especie. “Esas dos
variaciones del FOXP2 fueron seleccionadas de forma natural porque
permitían el lenguaje y, si te comunicas, tienes más probabilidades de
sobrevivir”, añade.
Pero los Homo sapiens no sólo han
perdido la exclusividad del lenguaje,
sino que quizás tengan que compartir esta facultad con otras especies
humanas a parte de con los neandertales. “Lo más probable es que este
gen ya se hubiera modificado en un
antepasado común del neandertal y
el sapiens, hace alrededor de 500.000
años”, escriben los autores del estudio, mucho antes de lo que se creía
hasta ahora.
Otras teorías que explicarían la presencia de la variante del gen en los
neandertales se han descartado, como
la que dice que sería la consecuencia
de un cruce entre esta especie y los
sapiens. La secuenciación del genoma neandertal ya ha dejado claro que
ambas especies evolucionaron por
separado y no llegaron a mezclarse.
Por otro lado, la hipótesis de que
el FOXP2 mutó de forma independiente pero igual en neandertales y
sapiens, se considera poco probable.
Demasiada casualidad.
Con estos nuevos datos, la historia
de la comunicación oral da un giro,
se alarga en el tiempo y se expande
a otras especies. El lenguaje es más
antiguo y más común de lo que se
había establecido y ya no sirve como
seña de identidad única de nuestra
especie. Según Lalueza, “los que
han utilizado la capacidad de hablar
para definir al ser humano tendrán
que buscar una nueva definición, el
concepto que tenemos de nosotros
mismos ha cambiado”.
MAITE GUTIÉRREZ
Barcelona
www.lavanguardia.es,
ESPAÑA, 19-OCT-2007
Role playing
Realizar una posible comunicación entre neanderthales y sapiens mediante
dos grupos de clase. Los
alumnos pueden investigar previamente las costumbres y modos de vida
de ambas especies.
De la química a la biología
95
Nuestro lugar en el Universo
1
El universo
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JUAN FABREGAT
La ciencia del Universo . . . . .
Un Universo relativista . . . . . .
La gran explosión . . . . . . . . .
La luz del origen del Cosmos . .
El universo acelerado . . . . . .
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3
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Las estrellas, los planetas y la vida .................................
34
JUAN FABREGAT
El nacimiento de las estrellas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
La formación de los planetas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
La vida de la estrella . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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42
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La vida en cambio permanente ...............................................
56
FERNANDO GONZÁLEZ Y JULI PERETÓ
Ideas sobre la diversidad biológica . . . . .
Darwin y el orígen de las especies. . . . . .
El árbol de la vida . . . . . . . . . . . . . . . .
Evolución y extinción. . . . . . . . . . . . . .
Los debates y las pruebas de la evolución
Evolución y sociedad . . . . . . . . . . . . .
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De la Química a la Biología ...........................................................
80
JULI PERETÓ Y FERNANDO GONZÁLEZ
Cronología general de la historia de la vida . . . . . . . . .
De la química prebiótica al antepasado común universal
La evolución de los microorganismos . . . . . . . . . . . .
El orígen de la célula eucariótica . . . . . . . . . . . . . . .
La evolución de la complejidad desde el Cámbrico . . . .
La evolución humana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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Vivir más, vivir mejor
5 La revolución genética
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DANIEL RAMÓN
Como funcionan las células . . . . . . . . . . . . . . . . .
De Mendel a los transgénicos: la revolución genética .
Aplicaciones de la ingeniería genética . . . . . . . . . . .
¿Qué tienen de nuevo los transgénicos? . . . . . . . . .
Riesgos y beneficios de la ingeniería genética. . . . . .
El genoma humano y los otros genomas . . . . . . . . .
6 Clonación
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DANIEL RAMÓN
La reproducción sexual de los mamíferos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Nuevas técnicas de reproducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Las células madre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7 La salud y los factores de que depende
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FRANCISCO J. MORALES OLIVAS
La salud y los factores que la condicionan . . . . . .
Valoración del estado de salud . . . . . . . . . . . . . .
Las enfermedades: las enfermedades transmisibles
Las enfermedades no transmisibles . . . . . . . . . .
Los estilos de vida saludables . . . . . . . . . . . . . .
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8 El uso racional de los medicamentos
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FRANCISCO J. MORALES OLIVAS
El uso racional de los medicamentos. . . . . . . . .
Recomendaciones para el uso de medicamentos .
La automedicación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Trasplantes y solidaridad. . . . . . . . . . . . . . . . .
Los condicionantes de la investigación médica . .
La sanidad en los países en vías de desarrollo . .
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Hacia una gestión sostenible del Planeta
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La humanidad ante los cambios globales .............
176
MONICA EDWARDS
Medio ambiente, desarrollo humano y cambios globales
Nuestra huella ecológica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Los recursos del planeta dicen basta. . . . . . . . . . . . .
¿Qué hacer con la producción de residuos? . . . . . . . .
Contaminación y otros impactos ambientales . . . . . . .
Los cambios en el clima global . . . . . . . . . . . . . . . .
Vivir en la sociedad del riesgo . . . . . . . . . . . . . . . . .
10 El camino hacia la sostenibilidad
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200
MONICA EDWARDS
Los orígenes de la preocupación por el deterioro medioambiental
Los lentos avances en el camino de la sostenibilidad . . . . . . . .
Sostenibilidad: dimensión y principios . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Construyendo una nueva cultura de la sostenibilidad . . . . . . . .
La Carta de la Tierra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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Nuevas necesidades, nuevos materiales
11 Del hacha a la fibra óptica
FERNANDO SAPIÑA
Los materiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Los materiales a nuetro alrededor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Clasificando los materiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Materiales estructurales y materiales funcionales . . . . . . . . . . . . .
Relación composición- estructura- propiedades- procesado . . . . . .
El reino del silicio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Almacenamiento magnético de información . . . . . . . . . . . . . . .
Fibra óptica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Biomateriales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Nanomateriales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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Eco
ología industrial
12 Ec
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238
FERNANDO SAPIÑA
Ecología industrial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Recursos renovables y no renovables . . . . . . . . . . . . . . .
Materiales obtenidos de recursos renovables: papel y cartón
Materiales obtenidos de recursos no renovables: los metales
Limitaciones en el suministro de producción de materiales .
Manufactura de productos y consumo . . . . . . . . . . . . . . .
El final del ciclo de la vida de los productos . . . . . . . . . . .
La importancia del diseño . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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251
La aldea global. De la sociedad de la información a
la sociedad del conocimiento
Ordenadores y comunicación
13 Or
...................................................
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262
266
PEDRO J. GARCÍA
Representación de la información . .
¿Qué es un computador? . . . . . . .
Estructura de un computador digital
Tecnologías de la comunicación . . .
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14 InInternet. El mundo interconectado
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274
PEDRO J. GARCÍA
¿Qué es Internet? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
¿Cómo se accede a Internet? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
¿Cómo se identifican los ordenadores conectados a Internet?. .
¿Cómo “viajan” los datos en Internet hasta su destino’ . . . . . .
Servicios de Internet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Seguridad y privacidad en Internet . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Dimensión social de Internet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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1
Nuestro lugar en el universo
El Universo
“Dos cosas llenan el ánimo de admiración y respeto, siempre nuevos y crecientes cuanto con más frecuencia y aplicación se ocupa de
ellas la reflexión: el cielo estrellado sobre mí y la ley moral en mí” (I.
Kant, Crítica de la razón práctica [Kritik der praktischen Vernunft])
El conocimiento de la naturaleza siempre ha ocupado al pensamiento humano. En todas las
épocas la Humanidad ha tratado de conocer y dominar su entorno más inmediato, su medio
ambiente, porque de esta forma facilitaba su supervivencia
y mejoraba su calidad de vida.
Pero también ha tratado de entender la naturaleza en su conjunto, el Universo, y de comprender su lugar en él. Desde
los orígenes de la civilización
todas las culturas han propuesto representaciones del Universo e interpretaciones de su
lugar en el orden del Cosmos.
De tipo religioso o mitológico
en la antigüedad, y desde un
punto de vista científico después. El recorrido histórico por
todas las imágenes del Universo que se han ido sucediendo
es apasionante.
La ciencia actual tiene su propia interpretación de como es
el Universo. Nuestra idea del
Cosmos ha ido construyéndose
a lo largo de los últimos cien
años, apoyándose en nuevas
teorías científicas y en descubrimientos astronómicos.
La visión actual nos presenta
un Universo gigantesco, ordenado y en continua evolución,
relativamente joven, con un
pasado turbulento y un futuro incierto. Nuestro planeta
Tierra, nuestro Sol, nuestra Galaxia, todo lo que constituye
nuestro entorno más inmediato no es más que una minúscula fracción en la inmensidad de
ese Cosmos.
El reciente avance en las técnicas de observación astronómica
ha dado lugar a descubrimientos inesperados, que obligan a
replantear nuestro modelo del
Universo. En los próximos años
ideas muy establecidas sobre
la naturaleza del Cosmos van
a tener que revisarse, y quizá
veamos también cambios importantes en las teorías físicas.
Hemos de estar preparados
para asistir en breve a uno de
los momentos estelares de la
Historia de la Ciencia.
1. LA CIENCIA DEL UNIVERSO
2. UN UNIVERSO RELATIVISTA
3. LA GRAN EXPLOSIÓN
4. LA LUZ DEL ORIGEN DEL COSMOS
5. EL UNIVERSO ACELERADO
RESUMEN
ACTIVIDADES
LO QUE DICEN LOS MEDIOS:
Los astrónomos detectan el cataclismo cósmico
más lejano registrado hasta ahora
DOCUMENTOS PARA EL DEBATE
La exploración del espacio
EL UNIVERSO
1. La ciencia del Universo
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La Astronomía es una ciencia de la naturaleza. El ámbito de su estudio es todo lo que se encuentra más allá de la atmósfera de la Tierra.
Este estudio es completo, pues se ocupa tanto de la naturaleza de los
objetos que pueblan el espacio -los astros- como de los procesos físicos
y químicos que tiene lugar en ellos, de los movimientos y sus causas, y
de muchos otros aspectos.
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1.1. “Para los chinos, el cielo es hemisférico y la Tierra es cuadrangular; por ello
descubren en las Tortugas una imagen o modelo del Universo” J.L. Borges.
Modelo geocéntrico del Universo
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La Cosmología es la parte de la Astronomía cuyo objeto de estudio
es el Universo. Llamamos Universo al conjunto de todo lo que es observable y medir, de todo aquello de lo cual nos llega alguna información,
y que por tanto podemos estudiar de forma científica. La Cosmología
se ocupa de proporcionarnos una descripción de como es el Universo
en al actualidad, como fue en el pasado y cual será su futuro.
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El conocimiento del Universo siempre ha preocupado al pensamiento humano. Todas las culturas han propuesto una interpretación del
Cosmos, de tipo religioso o mitológico primero, y desde un punto de
vista científico después. Aunque el estudio de todas las visiones del
Universo que se han ido sucediendo es apasionante, en este tema nos
vamos a centrar en describir la imagen del Cosmos que la ciencia actual
nos propone.
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Modelo heliocéntrico del Universo
1.2. El paso del modelo geocéntrico al modelo heliocéntrico (revolución copernicana) supuso uno de los
mayores avances en el pensamiento
científico en todas las épocas.
16
Nuestro lugar en el universo
En la actualidad, como en épocas pasadas, también tenemos nuestra idea de cómo es el Universo.
El modelo actual es conocido por los científicos como “modelo
estándar”, y también a un nivel más popular como modelo del “big
bang”, en inglés, o modelo de la “gran explosión” en castellano. Antes
de abordar su descripción es necesario tener en cuenta una de sus características fundamentales, que es necesario entender bien para comprenderlo de forma global y sin contradicciones. El modelo estándar es
un modelo relativista.
2. Un Universo relativista
La Teoría de la Relatividad
El modelo del “bing bang” se desarrolló en el contexto de la Teoría
de la Relatividad propuesta por Albert Einstein entre 1905 y 1916. La
Relatividad es una teoría física, una teoría que explica la naturaleza y
su comportamiento. Como todas las teorías físicas modernas, la relatividad se construye a partir de un conjunto de principios o leyes. Estos
principios no se pueden demostrar, se aceptan como punto de partida
para construir la teoría. Los desarrollos de la teoría que obtenemos a
partir de los principios nos permiten hacer predicciones sobre el comportamiento de la naturaleza. Para comprobar que esas predicciones
son ciertas, hacemos experimentos, en los cuales esperamos que los
resultados sean los que predice la teoría. Si es así, concluimos que nuestro punto de partida es correcto, que los principios de la teoría nos
proporcionan una buena descripción de la naturaleza. A las teorías
científicas que se construyen de este modo las llamamos ciencias experimentales.
La primera ciencia experimental moderna es la física de Newton.
Se basa en tres principios, conocidos como las Leyes de Newton: el
principio de inercia, la relación entre fuerza y movimiento y el principio de acción y reacción. El desarrollo de estos principios nos permite
predecir el comportamiento de la naturaleza. Por ejemplo, de las leyes
de Newton podemos deducir las leyes de conservación: conservación
de la energía, conservación del momento lineal, del momento angular. Podemos a continuación plantear experimentos para comprobar
si estas leyes de conservación se cumplen. Si comprobamos que todas
las predicciones se cumplen, concluimos que el punto de partida, en
este caso las tres leyes de Newton, son ciertas, y por tanto la física de
Newton nos proporciona una buena descripción de la Naturaleza.
Ampliación
Las leyes de Newton
Principio de inercia:
Todo cuerpo mantiene su estado de
reposo o de movimiento rectilíneo y
uniforme si no actúa sobre él ninguna
fuerza exterior.
Principio de la dinámica:
Una fuerza que actúa sobre un cuerpo le comunica una aceleración proporcional a la masa del cuerpo.
Principio de acción y reacción:
Cuando un cuerpo ejerce una fuerza
sobre otro, el segundo ejerce a su
vez una fuerza sobre el primero, de la
misma intensidad y dirección pero de
sentido opuesto.
2.1. Conservación del momento angular
Newton presentó su teoría física en 1687 con la publicación del libro
“Principios matemáticos de la filosofía natural”. Durante más de dos
siglos los sucesivos desarrollos y experimentos fueron demostrando la
validez de la teoría. Sin embargo, hacia finales del siglo XIX, el desarrollo de la física había puesto de manifiesto fenómenos difícilmente
explicables en el contexto de la teoría. Por ejemplo, la radiación electromagnética de los cuerpos calientes o la órbita del planeta Mercurio
alrededor del Sol.
Los problemas citados pusieron de manifiesto que la física de
Newton no era capaz de explicar la naturaleza en todos los casos y
condiciones. Esto desencadenó un proceso, que concluyó a principios
del siglo XX, con el enunciado de dos nueva teorías físicas capaces de
describir correctamente la naturaleza en las condiciones extremas en
las que la física de Newton empieza a fallar. La Física Cuántica describe
la naturaleza en el límite de las energías muy altas, y la Teoría de la
Relatividad en el de las velocidades muy altas. Es esta última la que vamos a estudiar por sus implicaciones en el conocimiento del Universo.
2.2. Albert Einstein, creador de la Teoría de la
Relatividad. Fotografía tomada por O. J. Turner en
Princeton, en 1947.
El universo
17
La Teoría de la Relatividad también se basa en tres principios fundamentales, pero distintos de las Leyes de Newton. El primero se conoce
como principio de relatividad, y nos dice que las leyes de la física son
las mismas en todos los sistemas inerciales. Sistemas inerciales son los
que están en reposo o se mueven a velocidad uniforme, sin aceleración, unos con respecto a otros. En todos ellos se cumplen las mismas
leyes, y ninguno puede ser considerado como referencia absoluta.
El segundo principio es la constancia de la velocidad de la luz:
la velocidad de la luz es siempre la misma, independientemente del
estado de movimiento del sistema desde el cual realizamos la medida.
Este enunciado es incompatible con la física de Newton, y pone de
relieve que la Relatividad nos propone una nueva física. Por ejemplo,
consideremos dos rayos de luz en la dirección del movimiento de la
Tierra, uno en el mismo sentido y otro en sentido contrario. De acuerdo
con la física de Newton aplicamos la composición de las velocidades.
El rayo que viene en el sentido contrario al movimiento de la Tierra
le mediremos una velocidad que será la suya propia más la velocidad
de la Tierra. Al rayo que viaja en el mismo sentido le mediremos una
velocidad que será la suya propia menos la de la Tierra. Sin embargo,
de acuerdo con la Teoría de la Relatividad esto no será así. A ambos
rayos de luz les mediremos exáctamente la misma velocidad, tanto al
que viaja en el sentido de la Tierra como al que los hace en sentido
contrario.
Un experimento de este tipo fue realizada por Michelson y Morley
en 1887. Su resultado fue el que predice la Relatividad, la velocidad
de los dos rayos es la misma. Por tanto es la Relatividad la que mejor
describe el comportamiento de la naturaleza en este caso, en un lugar
donde la física de Newton falla.
2.3. Principio de equivalencia: a) el cohete flota libremente en el espacio, y el astronauta hace lo mismo en su interior. b) El cohete acelera. El astronauta
está pegado al suelo. c) El cohete está sobre un astro.
Su gravedad atrae al astronauta al suelo.
Términos clave
Gravedad: Es la fuerza que hace que dos
cuerpos se atraigan mutuamente. La intensidad de la fuerza depende de la masa de los
cuerpos. La gravedad es una fuerza de largo
alcance, que actúa a grandes distancias. Es
la única fuerza conocida presente a gran escala en el Universo.
18
Nuestro lugar en el universo
El tercer principio se conoce como principio de equivalencia. Lo
enunciamos como sigue: el efecto que un campo gravitatorio ejerce
sobe un sistema físico es equivalente al efecto que supondría someter a
ese sistema a un movimiento acelerado. Del principio de equivalencia
se deduce un resultado sorprendente: la presencia de un campo gravitatorio es capaz de curvar los rayos de luz.
Para ilustrarlo gráficamente, en la figura vemos un habitáculo cerrado, por ejemplo el interior de un cohete. De una de sus paredes hacemos salir un rayo láser. Cuando el cohete está libre en el espacio, en
reposo, el rayo impacta en la pared opuesta, a la misma altura que el
punto de salida. Pero si el cohete está subiendo con una gran aceleración, a velocidades comparables a la de la luz, mientras el rayo se desplaza por su interior el cohete se mueve, de forma que el rayo impacta
en la pared opuesta en un punto más bajo del que salió, siguiendo una
trayectoria curvada. Si ahora aplicamos el principio de equivalencia,
que nos dice que el efecto de un campo gravitatorio es exáctamente
igual al de la aceleración del sistema, concluimos que en presencia de
la gravedad la luz también se curvará.
La materia y el espacio
La fuerza de gravedad la produce la presencia de masa. Son las
grandes masas, los astros como el Sol y la Tierra, las que atraen a los
cuerpos que se encuentran en sus proximidades. La presencia de masa
hace también que la luz siga trayectorias curvadas. Ahora bien, la luz
siempre recorre el camino más corto entre dos puntos. En un espacio
plano, la distancia más corta siempre es una recta. Si la luz sigue una
trayectoria curva, quiere decir que el espacio en que se mueve no es
plano, es curvo. La presencia de masa lo que hace es curvar el espacio.
Las características del espacio, su geometría, dependen por tanto
de la distribución de las masas que hay en él. La materia y el espacio están por tanto unidos, relacionados. Pero la teoría de la relatividad aún
va a más: esta unión es tan estrecha que hace que el espacio dependa
de la materia, es decir, sin materia no hay espacio. Hay espacio sólo
cuando hay materia. Este hecho es crucial para entender el modelo del
“big bang”.
En el desarrollo de la Teoría de la Relatividad Einstein propuso
ecuaciones que relacionaban la forma del Universo, su geometría, con
la cantidad y distribución de materia y energía. La solución de sus ecuaciones arrojó un resultado que sorprendió al propio Einstein: el Universo era dinámico, es decir, estaba en evolución, no era estático. O bien
estaba en expansión o bien en contracción. Einstein, que pensaba que
el Universo debía ser siempre igual, no aceptó como válido el resultado
de sus ecuaciones, y las modificó para que dieran como resultado un
Universo estático. Pero las observaciones astronómicas demostraron
que se equivocaba ....
a
2.4. a) El cohete flota en el espacio. El rayo de luz se
mantiene recto. b) Si el cohete acelera, el astronauta
ve curvarse el rayo de luz. c) La gravedad curva el
rayo de luz.
b
www
2.5. a) La presencia de masa
curva el espacio. b) En un espacio curvado, los rayos de
luz también siguen trayectorias curvas.
Noticias del cosmos:
www.uv.es/obsast/es/divul/noticias/index.html
Recopilación de noticias de varias fuentes,
en castellano.
El universo
19
3. La gran explosión
Términos clave
Galaxia: Las galaxias son los elementos
estructurales del Universo, los “ladrillos con
los que el Universo se construye” por decirlo
en lenguaje metafórico. El Universo a gran
escala es un Universo de galaxias. Contiene
muchos millones de millones de ellas. Cada
galaxia a su vez contiene miles de millones
de estrellas, con sus planetas, además de
nubes de gas.
3.1. Galaxia de Andrómeda a unos 2,5 millones de
años luz (J.L. Lamadrid y V. Peris).
Universos isla
A principios del siglo XX una cuestión que había ocupado a los astrónomos durante más de cien años todavía estaba sin resolver. Se centraba
en algunos objetos celestes, las nebulosas, cuya naturaleza era objeto de
debate. En aquella época se pensaba que el Universo era lo que llamamos Galaxia, o Vía Láctea, un gigantesco conglomerado de más de cien
mil millones de estrellas, en forma de disco y con un tamaño de cien mil
años luz de diámetro. Se le llamaba también el “universo-isla”, al ser
considerada como una isla de estrellas en el mar vacío que se creía que
era el Universo exterior. Las nebulosas, llamadas así por su aspecto difuso, como de nube, se consideraban componentes de la Galaxia. Algunos
científicos proponían que podrían ser sistemas solares en formación, su
aspecto de disco girando parecía apoyar esta interpretación. Otros astrónomos, sin embargo, sostenían que las nebulosas eran en realidad
galaxias gigantes como la nuestra, como la Vía Láctea. Si este era el caso
debían estar muy alejadas, a tal distancia que las estrellas que las componen no se podían ver por separado, y de ahí el aspecto nebuloso.
Un hito importante para la resolución del dilema fue la puesta en
marcha en 1917 del gran telescopio Hooker en el monte Wilson, en California. Con su espejo de vidrio de dos metros y medio de diámetro
era con diferencia el más potente de la historia. Edwin Hubble y sus
colaboradores utilizaron el gran telescopio para observar las nebulosas.
Pudieron reconocer que efectivamente estaban formadas por estrellas.
En una de ellas, la gran nebulosa de Andrómeda, Hubble pudo calcular
su distancia a partir del estudio de las estrellas variables que identificó
en su interior. La distancia que encontró era de 900.000 años luz, muy
superior al tamaño de la Galaxia. Hoy sabemos que las distancia real es
mucho mayor, de 2,5 millones de años luz. Andrómeda estaba por tanto
fuera de la Vía Láctea, era una galaxia tan grande o más que la nuestra.
Y lo mismo sucedía para la gran mayoría de las nebulosas conocidas,
eran universos-isla, galaxias exteriores. Desde entonces ya no se les llama nebulosas, sino galaxias, como la gran galaxia de Andrómeda.
Este descubrimiento resultó un hito en la historia de la Cosmología.
El Universo era muchísimo más grande de lo que se pensaba. No se limitaba a nuestra Galaxia, sino que era mucho más extenso, y estaba
formado por un gran número, millones de millones, de galaxias como
la nuestra. Estas galaxias constituían sus elementos fundamentales, los
ladrillos con los cuales está construido el Cosmos.
www
www.caha.es/index.php?lang=es
Observatorio de Calar Alto,
en Almería
www.esa.int/esaCP/Spain.html
Noticias de la Agencia Espacial Europea
20
Nuestro lugar en el universo
www.eso.org/public/outreach/press-rel
Noticias del Observatorio Europeo del Hemisferio Sur (en
inglés)
www.nasa.gov/news/index.html
Noticias de la NASA (en inglés)
a
El universo en expansión
Pero Hubble aún realizó otro descubrimiento fundamental. Observó
que todas las galaxias se están alejando de la nuestra. Además, cuanto
más lejana está una galaxia, más deprisa se aleja de nosotros. ¿Qué
tiene de particular la Vía Láctea para que todas las demás galaxias le
huyan, cuanto más deprisa mejor? Nada. En realidad no son las demás
galaxias las que se alejan de la nuestra, sino que todas se alejan unas
de otras. Nuestro Universo está en expansión, las distancias entra las
galaxias aumentan a medida que pasa el tiempo. En esta situación,
desde cualquier galaxia se observa a las demás alejarse, sin que la galaxia desde la que se observa tenga ninguna particularidad. Este efecto
lo podemos ilustrar con el ejemplo de un globo -que representa al
Universo- sobre el cual pegamos unos trocitos de papel -las galaxias-.
Al hinchar el globo, los papelitos se alejan unos de otros, y desde cualquiera de ellos parece que son todos los demás los que retroceden a
mayor velocidad cuanto más lejanos estén.
La expansión no sólo afecta a la materia, a las galaxias, que se alejan unas de otras. También afecta a la radiación. La luz participa de la
expansión del Universo. Al viajar por un Universo que se va haciendo
más grande, su longitud de onda aumenta al mismo ritmo con el que
se expande el espacio. Por eso la luz se hace cada vez más roja. Cuando
observamos una galaxia lejana, la vemos tal y como era en el pasado,
porque la luz se desplaza a una velocidad finita, y ha tardado tiempo
en llegar al observador. Esa luz empezó a viajar en el pasado, y en su
viaje hasta el presente ha participado de la expansión, ha aumentado su longitud de onda, se ha enrojecido. Cuanto más lejana está la
galaxia que observamos, más enrojecida llega su luz. Este fenómeno
se llama desplazamiento o corrimiento al rojo, y es el que permitió a
Hubble darse cuenta de que las galaxias se alejan.
Así pues, las ecuaciones de Einstein habían dado con el resultado
correcto, pese a los reparos de su autor. Las observaciones demostraron que el Universo es dinámico, es un Universo en expansión. Como
consecuencia, el Universo es cada vez más grande. Lo cual quiere decir
que en el pasado era más pequeño. Si extrapolamos a un pasado cada
vez más lejano, el Universo era cada vez más pequeño, hasta que ya
no lo podía ser más, estaba concentrado en un sólo punto, indefinidamente pequeño. De este razonamiento surge la idea de que el Universo comenzó con una explosión, que dio lugar al Universo actual en
expansión. El nombre de modelo de la “Gran Explosión” (“Big Bang”
en inglés) lo acuñó el astrónomo Fred Hoyle, de forma despectiva, ya
que el nuca creyó en la veracidad de este modelo. Sin embargo es esta
denominación la que lo designa habitualmente, aunque los cosmólogos también se refieren a él como “modelo estándar”.
b
c
3.2. Modelo sencillo para explicar la expansión del
Universo. Cualquier moneda, al hinchar el globo se
aleja de todas las demás.
a
b
c
3.3. Modelo que explica que el “corrimento al rojo”
que se observa en la luz que nos llega de las galaxias
es de origen cosmológico (y no se debe, como erróneamente se ha dicho a veces, al efecto Doppler).
El universo
21
Materia oscura
El Universo, pues, tuvo su origen en el pasado, en la gran explosión.
Para saber cual será su futuro necesitamos conocer con cierto detalle
su contenido. Después de la explosión, que es la causa de la actual
expansión, la única fuerza que actúa en el Universo a gran escala es la
fuerza de la gravedad. La gravedad hace que las galaxias se atraigan
unas a otras, y por tanto se opone a la expansión. En consecuencia,
dicha expansión debería ser cada vez más lenta. ¿Llegará la gravedad a
frenar la expansión?. Eso depende de lo fuerte que sea la gravedad, lo
cual a su vez está relacionado con la cantidad de materia que hay en el
Universo, con la densidad de materia.
3.4. Supercúmulo de Perseo.
Si la densidad es grande, la fuerza de gravedad será muy intensa,
y podría llegar a frenar la expansión. Si la expansión se detiene, como
la gravedad sigue actuando, las galaxias se atraerán unas a otras, y
comenzará una contracción. El Universo se hará cada vez más pequeño
hasta que toda la materia vuelva a concentrarse en un punto, como
en el origen. Podría darse el caso de que este punto a su vez volviese
a explotar, dando lugar a un nuevo “big bang” y a un nuevo Universo
en expansión, que a su vez volvería a detenerse y contraerse, de forma
cíclica. A este modelo lo llamamos “Universo oscilante”.
Por el contrario, si la densidad del Universo no es suficiente para
que la gravedad frene la expansión, entonces el Universo se expandirá para siempre, será cada vez más grande, indefinidamente. Hay
un caso límite, aquel en que la densidad del Universo es la justa para
que la expansión se frene en un tiempo infinito. A esta densidad se le
llama densidad crítica, y haría que el Universo esté también siempre
en expansión, pero cada vez más lenta y tendiendo asintóticamente a
detenerse.
De esta forma, si la densidad del Universo actual es superior a la
crítica, la expansión se detendrá y seguirá una contracción. Si es igual
o inferior a la crítica, la expansión continuará para siempre. Para saber cual de estos casos se corresponde al futuro real, hay que medir
la densidad de materia en el Universo. A este empeño se dedican los
astrónomos desde los años 50 del pasado siglo.
Hay varias formas de medir la densidad del Universo. La más inmediata es medir la cantidad de materia brillante, la materia que vemos
en forma de galaxias y de su contenido en estrellas y nubes de gas. El
resultado de esta medida da una cantidad muy pequeña: la densidad
de materia brillante es sólo un 4% de la necesaria para detener la expansión. Por tanto, la expansión del Universo nunca se detendrá.
Otra forma de determinar la densidad es midiendo la masa dinámica. Las galaxias próximas giran unas alrededor de las otras, debido
a su atracción gravitatoria mutua. Observando su movimiento podemos medir su masa, de la misma forma que observando el movimiento
de los planetas medimos la masa del Sol. El resultado que obtenemos
22
Nuestro lugar en el universo
es que la masa dinámica representa el 30% de la densidad crítica. Y
aquí surge uno de los grandes misterios de la cosmología moderna:
la masa determinada de forma dinámica es mucho más grande
que la obtenida observando la materia brillante. Hay una gran
cantidad de materia que sabemos que existe porque detectamos sus
efectos gravitatorios, pero que sin embargo no vemos. Es lo que se
denomina la materia oscura. Esta materia oscura existe en todas las
galaxias, incluida nuestra Vía Láctea. Aunque se han apuntado varias
posibilidades acerca de su naturaleza, hoy en día aún no sabemos lo
que es.
3.5. Proporciones relativas de materia visible, materia
oscura y energía oscura.
En cualquier caso, y aún considerando esta materia oscura, sólo
encontramos en el Universo el 30% de la densidad crítica. Por tanto,
todas estas medidas nos indican que la expansión será eterna,
nunca se frenará. Volveremos sobre esta cuestión al final del tema.
Actividades
1
Explica los diferentes modelos de universo representados en la figura.
2
¿Cuál parece responder mejor a las investigaciones actuales?
3
¿Qué se entiende por Universo pulsante?
El universo
23
4. La luz del origen del Cosmos
En 1965 un descubrimiento casual vino a dar el espaldarazo definitivo al modelo del big-bang. Penzias y Wilson, de la compañía telefónica americana Bell, estaban haciendo pruebas con una antena de telecomunicaciones para tratar de detectar señales de radio procedentes
del plano de la Galaxia. Se dieron cuenta de que había una señal que
parecía llegar de todas partes. Tras comprobaciones muy minuciosas
llegaron a la conclusión de que la radiación que observaban era de
origen cósmico, y no procedía del Sol ni de nuestra propia Galaxia. A
esta radiación se le llama fondo cósmico de microondas. Procede de
todas partes del Universo, y llega desde todas las direcciones con la
misma intensidad. Corresponde a una radiación de tipo térmico, la que
emitiría un cuerpo si se encontrase a una temperatura de 2,7 grados
Kelvin, es decir, 2,7 grados por encima del cero absoluto, 270, 4 grados
centígrados bajo cero.
La radiación de fondo nos indica que el Universo tiene una temperatura. Aunque esta sea muy baja, el espacio no está completamente
frío. Esto se considera como una prueba de la expansión, nos habla de
un Universo que en el pasado estuvo mucho más caliente, y nos permite trazar la historia del Universo.
4.1. Wilson y Penzias descubridores de la radiación
de fondo.
La historia del Universo
En un pasado muy remoto, inmediatamente después de la gran explosión, el Universo era muy caliente. Estaba formado por partículas
muy energéticas, muy masivas, que no existen en el universo actual.
Al expandirse, la concentración de energía fue disminuyendo, las partículas masivas fueron desintegrándose dando lugar a partículas más
estables, las que existen en el Universo actual. La materia del Universo
formaba un plasma que llenaba todo el espacio. Un plasma es como un
gas, pero formado por partículas cargadas, protones y electrones. Los
gases a los que estamos acostumbrados en la Tierra están compuestos
por átomos o moléculas neutros, sin carga eléctrica. Sin embargo, a
temperaturas muy altas, estos átomos se mueven a tal velocidad que
se rompen al colisionar, y quedan libres sus constituyentes elementales,
los núcleos atómicos, los protones y los electrones. El gas de partículas
cargadas, al contrario que el de partículas neutras, no es transparente.
La luz interacciona, y esta en continua colisión, con las partículas cargadas. Así pues, ese plasma que llenaba el Universo primitivo era como
una sopa formada por protones, electrones y fotones, en continua colisión unos con otros.
Dentro del plasma se producen reacciones nucleares que dan lugar
a la formación de núcleos atómicos compuestos por varios protones y
neutrones, como por ejemplo núcleos de helio, litio, etc. Sin embargo,
las energías son tan altas que los núcleos recién formados son destruidos inmediatamente al colisionar con otras partículas. Llega un
momento, al seguir enfriándose el Universo, en que los núcleos recién
formados ya no se destruyen. La temperatura ha bajado lo suficiente
24
Nuestro lugar en el universo
para que los núcleos pesados resistan las colisiones sin fragmentarse. Se
crea en este momento una gran cantidad de átomos de helio, aproximadamente el 25% de los protones que existían en el Universo se unen
para formar núcleos de helio. A este fenómeno se le denomina la nucleosíntesis primordial, y constituye una de las pruebas decisivas para
la aceptación de la teoría del big-bang. Sabemos que el Universo actual
está formado por un 25% de Helio, casi un 75% de hidrógeno, y el resto
por átomos más pesados que han sido sintetizados por las estrellas. La
presencia de ese importante porcentaje de helio implica la existencia de
la nucleosíntesis primordial en un Universo que en el pasado fue muy
caliente.
La nucleosíntesis primordial tiene lugar tres minutos después del bigbang, y dura muy poco tiempo. Al seguir enfriándose el Universo las reacciones nucleares se detiene. Cuando la temperatura baja, los protones
no tienen suficiente energía para interaccionar, la repulsión electrostática impide que se acerquen. Al cesar la nucleosíntesis primordial el Universo se queda con la proporción de hidrógeno y helio que tiene en la
actualidad.
El siguiente hito en la historia del Universo tiene lugar 380.000 años
después. La temperatura ha descendido mucho, es de unos 3.000 grados.
A esta temperaturas los electrones se unen a los núcleos, formando átomos neutros. Antes esto también sucedía, pero los átomos se rompían
inmediatamente por efectos de las colisiones. A menos de 3.000 grados
los choques no destruyen los átomos, estos ya son estables. De repente,
el Universo pasa de ser un plasma de partículas cargadas a convertirse
en un gas formado por hidrógeno y helio. El Universo se hace transparente. Antes, la luz, los fotones, no viajaban libremente sino que estaba
chocando contínuamente con las partículas cargadas. En un gas atómico,
si embargo, la luz viaja libremente, por eso los gases son transparentes.
A la época en la que esto sucede se le llama época del desacoplo,
porque la luz pasa de estar acoplada con la materia a viajar libremente.
Desde entonces la luz ha estado viajando por el universo, y es la misma
luz que observamos ahora como fondo cósmico de microondas. Desde
el principio de su viaje ha participado de la expansión del Universo y se
ha enrojecido. Se ha ido enfriando y de los 3.000 grados de la época del
desacoplo ha pasado a los 2,7 grados en la actualidad.
4.2. Historia del Universo (e = electrón, p = protón,
n = neutrón).
La radiación de fondo cósmico es lo más lejano que podemos ver.
Como la luz tiene una velocidad finita, cuanto más lejos miramos más
hacia el pasado estamos viendo. Lo más lejano que podemos ver es el
Universo en la era del desacoplo, cuando la luz empezó a viajar. Más allá
nunca podremos ver, porque antes del desacoplo la luz no viajaba.
Después del desacoplo el Universo está lleno de gas. Al seguir la expansión esta gas se va agrupando y formando estructuras, regiones de
mayor densidad. Es en esas estructuras en las que se forman la primeras
galaxias, y en ellas las estrellas y planetas, hasta llegar a la configuración
del Universo
El universo
25
Inhomogeneidades en la radiación de fondo.
Como hemos visto, el descubrimiento de la radiación de fondo cósmica supuso un importante triunfo para la teoría de la gran explosión.
Sin embargo, con el paso del tiempo, lo que al principio constituyó un
éxito fue derivando a convertirse en un problema cada vez más incómodo. Las observaciones de la radiación de fondo realizadas después
de 1965 mostraban que esta era completamente homogénea, es decir,
que su intensidad y su temperatura eran la mismas en todo el cielo, sin
variación de un punto a otro. La radiación de fondo fue emitida por
el Universo en la época del desacoplo, y su homogeneidad indica que
la distribución de materia en el Universo era también homogénea. Es
decir, en la era del desacoplo el Universo estaba ocupado por una distribución de gas completamente regular y homogénea. Y aquí está el
problema, porque muy poco después del desacoplo ya tenemos las primeras galaxias formándose. ¿Cómo es posible pasar en tan poco tiempo de una distribución uniforme de gas a nuestro Universo actual, con
sus estructuras, sus galaxias, sus estrellas, sus grandes espacios vacíos?
COBE
4.3. Mapas de la radiación de fondo. Imágenes
obtenidas por las misiones espaciales COBE y
WMAP (NASA).
WMAP
La magnitud del problema llevó a los científicos a realizar observaciones cada vez más precisas del fondo de microondas, primero desde tierra y luego mediante observatorios espaciales. El primer satélite diseñado para esta observación, llamado COBE (del inglés Cosmic
Background Explorer, explorador del fondo cósmico) demostró que el
fondo no era completamente homogéneo, había pequeñas diferencias
de temperatura y densidad entre unos puntos y otros. Posteriormente,
otro satélite más potente, el WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe, sonda Wilkinson para la anisotropía de las microondas) realizó
un mapa de la radiación de fondo mucho más detallado, que hacía aún
más patentes esas diferencias.
El problema estaba resuelto. El Universo en la era del desacoplo no
era completamente homogéneo, sino que ya contenía estructuras, la
distribución del gas no era uniforme sino compleja y estructurada. Las
estructuras fueron evolucionando después del desacoplo, dando lugar
a una distribución de la materia en forma de filamentos, en los cuales
se forman las galaxias y las estrellas.
26
Nuestro lugar en el universo
¡Energía oscura!
El estudio de las inhomogeinadades del fondo cósmico, puestas de
manifiesto por COBE y WMAP, nos permite conocer muchas más cosas acerca de la historia y el contenido del Universo. Haciendo uso de
modelos físicos que describen el comportamiento de la materia y la
energía en la era del desacoplo, a partir del mapa de las inhomogeneidades podemos determinar muchos parámetros fundamentales de
nuestro Universo. Uno de ellos es su densidad. Utilizando los mapas
proporcionados por WMAP, obtenemos que la densidad del Universo
es exáctamente la densidad crítica, la necesaria para detener la expansión en un tiempo infinito.
4.4. La materia visible constituye el 4% de la
materia del Universo. (Telescopio de 3,5 m del
observatorio de Calar Alto, Almería, M. Moles,
equipo Alhambra, V. Peris).
Sin embargo, habíamos visto que la materia que podemos ver en el
Universo, la materia visible, sólo permite alcanzar el 4% de esta densidad crítica. La materia que detectamos por sus efectos gravitatorios,
lo que llamamos materia oscura, da cuenta de un 26% adicional de la
densidad crítica. Si a partir del estudio del fondo cósmico concluimos
que la densidad es exáctamante la crítica, ¿cuál es el otro componente
del Universo, que contribuye al 70% de su densidad, y que no es ni
materia brillante ni materia oscura? A ese nuevo componente se le
llama energía oscura, y en la actualidad no sabemos nada acerca de su
naturaleza.
El universo
27
5. El universo acelerado
Antes de Supernova
Antes de Supernova
Antes de Supernova
5.1. El estudio de supernovas en galaxias muy
lejanas, ha permitido descubrir que la expansión del
Universo está acelerando. Imágenes obtenidas por el
telescopio Hubble (NASA).
Además de medir la densidad, hay otra forma de estudiar el
futuro del Universo. Consiste en medir la variación de la velocidad de
expansión. Hoy en día, si observamos la velocidad de alejamiento de
las galaxias como empezó a hacer Hubble con el telescopio del monte
Wilson, podemos medir la velocidad de expansión en la actualidad.
Por otra parte, recordemos que si miramos muy lejos en el Universo
estamos mirando hacia el pasado, debido a que la velocidad de la luz
es finita. Si observamos la velocidad de recesión de las galaxias más
alejadas, podemos llegar a medir la velocidad de expansión en el
pasado. Comparando las velocidades de expansión en el pasado y en el
presente podemos calcular a que velocidad disminuye la velocidad de
expansión, y por tanto si esa expansión se detendrá o continuará hasta
el infinito.
El estudio de la velocidad de recesión en galaxias muy lejanas se
ha podido realizar desde hace unos pocos años, gracias al desarrollo
reciente de los instrumentos y las técnicas de observación astronómica.
Y el resultado ha sido sorprendente. En el pasado, la expansión era
más lenta que en la actualidad. Dicho de otro modo, la expansión no
es cada vez más lenta, sino más rápida. El Universo no está frenando,
está acelerando.
Esto plantea un nuevo y complejo problema a la Cosmología. Con
la física que conocemos, la única fuerza capaz de actuar a gran escala
en todo el Universo es la fuerza de gravedad, que hace que las galaxias
se atraigan unas a otras. Por tanto, la expansión debería frenarse
gradualmente. Si el universo está acelerando, debe existir una fuerza
desconocida, de tipo repulsivo, y que en las grandes distancias es más
intensa que la propia fuerza de gravedad. Hoy en día no sabemos cual
es esa fuerza, ni que la origina.
Epílogo
A modo de conclusión, vemos que en la actualidad nuestro modelo
del Universo se enfrenta a dos grandes retos. El estudio de la radiación
de fondo nos indica que desconocemos completamente el 70% del
contenido del Universo. La expansión acelerada indica que también
desconocemos la fuerza más importante de cuantas actúan en el
Universo. La situación no parece, pues, muy satisfactoria. Sin embargo
estos nuevos retos están estimulando a físicos y astrónomos a mejorar
nuestro modelo del Cosmos, y las teorías físicas en las cuales este
modelo se sustenta. En los próximos años vamos a vivir una de las eras
más apasionantes de la Cosmología, e incluso podríamos ser testigos
del nacimiento de nuevos modelos cosmológicos o de la revisión de las
teorías físicas actuales.
28
Nuestro lugar en el universo
RESUMEN
La teoría de la Relatividad
La masa curva
el espacio,
y también la
trayectoria de la luz
El espacio sólo existe
si contiene materia
y energía
El espacio es dinámico:
está en expansión
o en contracción
Las galaxias se alejan
unas de otras, a mayor
velocidad cuanto mayor
es la distancia
El Universo
está en expansión,
se creó en una gran
explosión.
La ley de Hubble
El Universo
está formado
por millones
de galaxias
La historia del Universo
Después de una
gran explosión:
Universo muy caliente.
Partículas desconocidas
Nucleosíntesis
primordial
El 25% del hidrógeno
se convierte en hielo
Se forman las primeras
galaxias.
Nacen las primeras
estrellas.
Universo actual
formado por galaxias
que contienen estrellas,
planetas y gas
Desacoplo: Se forman los
átomos. El Universo se hace
transparente. La luz viaja.
Se crea la radiación de fondo.
Retos de la cosmología actual
La materia brillante y la
materia oscura sólo constituyen el 30% del contenido del
Universo
El restante 70% es la energía
oscura. No sabemos lo que
es.
La expansión del universo
acelera. Las Galaxias se
alejan cada vez a mayor
velocidad.
Existe una fuerza repulsiva
más intensa que la gravedad.
No sabemos nada de su
naturaleza
El universo
29
ACTIVIDADES
Explica por qué la homogeneidad e isotropía del fondo
cósmico de microondas representa un problema para la
reconstrucción de la historia del Universo.
12
Describe cómo será el Universo en el futuro.
Explica las diferencias entre las descripciones del espacio y el tiempo proporcionadas por la física de Newton y
por la de Einstein.
13
¿Qué ocurrió antes de la Gran Explosión? ¿Cuál fue su
causa?.
Explica lo que es una galaxia. Cita algún ejemplo de este
tipo de astros.
14
Observa el cielo nocturno en una noche despejada, alejado de la luz artificial. ¿Podrías encontrar alguna prueba
de que todas las estrellas que ves se agrupan en una
región de espacio finita, lo que denominamos la Galaxia?
¿No podrían extenderse infinitamente por el espacio?
15
¿Cómo sabemos que existe la materia oscura?.
16
¿Cómo sabemos que existe la energía oscura?.
17
Explica las diferencias entre materia oscura y energía oscura.
18
¿Qué quiere decir que la expansión del Universo está
acelerada? ¿Cómo hemos descubierto esa aceleración?
19
Debido a la velocidad finita de la luz, cuando observamos un objeto lejano estamos mirando hacia el pasado.
Por otra parte, las modernas técnicas de observación nos
permiten detectar objetos cada vez más alejados. ¿Qué
es lo más lejano que podemos observar? ¿Podremos algún día llegar a observar el Big Bang?
20
La vida es el fenómeno más apasionante de la historia
del Universo. ¿Existirá en él para siempre, o llegará un
momento en que el Universo no pueda albergar vida?
Explica qué es el Universo.
2
¿Podemos observar algo que esté fuera del Universo?.
3
4
5
¿Cómo sabemos que hay más galaxias, además de la
nuestra?.
6
Las observaciones de Hubble demostraron que todas las
galaxias se alejan de la nuestra. ¿Quiere esto decir que
nuestra galaxia está en el centro del Universo?. ¿Hay alguna explicación alternativa?.
7
8
30
11
1
Enumera alguno de los fenómenos conocidos a principios
del siglo XX que no pudieron ser explicados satisfactoriamente con la física clásica, y por tanto dieron paso a la
aparición de la física relativista y la física cuántica.
Describe cómo era el Universo primitivo, poco después
de la gran explosión. Comenta sus diferencias principales
con el Universo actual.
9
Explica por qué el Universo tiene un 25% de átomos de
helio, y porqué este hecho se considera una prueba de la
validez del modelo de la Gran Explosión.
10
Explica por qué el fondo cósmico de microondas se considera una prueba de la validez del modelo de la Gran
Explosión.
Nuestro lugar en el universo
LO QUE DICEN LOS MEDIOS
EL PAÍS
Sociedad
Los astrónomos detectan el
CATACLISMO CÓSMICO
más lejano registrado hasta ahora
La luz del estallido ha tardado 12.700 millones
de años en llegar a la Tierra
Astrónomos de numerosos países se pusieron ayer de acuerdo para
anunciar la observación del cataclismo cósmico más lejano conocido
hasta la fecha. Detectado primero en la noche del 3 de septiembre
por el satélite internacional Swift como una fuente de rayos gamma,
al poco tiempo estaba siendo buscado y observado por numerosos
telescopios en otras longitudes de onda. La conclusión es que esta
emisión efímera de alta energía procede de algún suceso de violencia
inimaginable en los actuales confines del universo, cuando éste sólo
llevaba existiendo 900 millones de años.
“Es el caso ideal, el que llevábamos
esperando mucho tiempo” comentó
ayer Alberto Fernández Soto desde
el Observatorio de la Universidad de
Valencia, donde ha participado en el
trabajo. Fernández Soto es el único
español del grupo italiano Mistici,
uno de los que consiguieron los primeros datos que permitieron concluir que el estallido de rayos gamma
detectado el 4 de septiembre pasado
es el más lejano observado hasta el
momento.
Cómo
explica este astrónomo, que volvió
a España con un contrato Ramón
y Cajal, cuando estas explosiones
proceden
de muy lejos no son apenas observables en el rango de la luz visible.
Tras la detección por el satélite Swift,
varios pequeños telescopios automáticos de Estados Unidos intentaron
la observación en luz visible, sin
conseguirlo. Esto dio origen a la primera pista de la lejanía de la fuente.
Entonces entraron los astrónomos
europeos, que utilizaron primero
el telescopio Galileo, situado en La
Palma, y horas más tarde Antu,
uno de los cuatro telescopios gigantes europeos en
Paranal (Chile) para observar el fenómeno en
infrarrojo. Más tarde,
astrónomos japoneses
usaron el gran telescopio Subaru, en Hawai,
para obtener el espectro completo. Con todas estas observaciones
se pudo confirmar que la
luz del cataclismo ha tardado unos 12.700 millones
de años en llegar a la Tierra, lo
que quiere decir que éste ocurrió
cuando el universo, cuya edad
se estima en unos 13.600 millones de años, era muy joven. La
marca de distancia la ostentaba
un estallido de rayos gamma a 500
millones de años luz menos.
El lanzamiento de Swift, un observatorio para cazar estallidos de rayos
gamma, hace un año, ha aumentado
mucho el número de detecciones,
pero resulta difícil seguir las observaciones de tantos desde tierra. Los
grupos especializados tienen preferencia en determinados telescopios
para poder reaccionar rápidamente
ante los estallidos más interesantes
y eso es lo que ha pasado en este
caso.
“Su luminosidad es tal, que en unos
pocos minutos ha liberado 300 veces
más energía de la que liberará el Sol
en sus 10.000 millones de años de
existencia”, ha comentado en un comunicado Guido Chincarini, director
del equipo italiano. ¿Qué pudo dar
lugar a esta gran emisión de energía
cuando el Universo era tan joven?
Las teorías abundan, entre ellas la
que trata de la muerte de estrellas
masivas que dan lugar a agujeros
negros, pero Fernández Soto cree
que todavía no se puede optar por
ninguna, ya que no cuadran con las
supuestas características de un universo en su infancia.
MALEN RUIZ DE ELVIRA
Madrid
www.elpais.com
ESPAÑA, 13-SEPT-2005
el universo
31
Documento para el debate
La exploración del espacio
Una gran parte del conocimiento actual del Universo se ha obtenido en los últimos 30
años a partir de observaciones realizadas desde el espacio. El avance de la Astronomía se
basa en el estudio de la radiación electromagnética que nos llega desde el Cosmos.
La atmósfera de la Tierra supone una
barrera importante para esta radiación, de forma que sólo una exigua
parte puede ser observada desde el
suelo. Más allá de la atmósfera, el
espacio cercano ofrece una ventana
privilegiada para el estudio del Universo.
El acceso al espacio exterior no tiene
como único objetivo la investigación
científica. En las últimas décadas el
uso del espacio se ha diversificado, y
en la actualidad proporciona beneficios muy importantes para el desarrollo y bienestar de la sociedad.
La carrera espacial
En 1955, el científico soviético Leonid
Sedov anunció en un congreso internacional la intención de su país de
poner en órbita terrestre el primero
de una serie de satélites artificiales
destinados a la investigación científica. Nadie le tomó muy en serio. Sin
embargo, el 4 de Octubre de 1957
el satélite Sputnik 1, de 84 kilos de
peso, fue puesto en órbita. Le siguió
un mes después el Sputnik 2, de 500
kilos y que llevaba un perro como
tripulante. Seis meses más tarde se
lanzó el Sputnik 3, de 1.327 kilos.
La reacción de los Estados Unidos no
se hizo esperar. El 31 de Enero de
1958 lanzaron su primer satélite, el
Explorer I. Menos de un año después
del lanzamiento del Sputnik 1 se
32
Nuestro lugar en el universo
creó la Agencia Espacial Americana
NASA. En 1960 pusieron en órbita el
primer satélite de comunicaciones,
el Echo I.
La carrera por la conquista del espacio estaba lanzada. Los soviéticos tomaron de nuevo la delantera, cuando el 12 de Abril de 1961 pusieron
al primer hombre en el espacio, el
astronauta Yuri Gagarin a bordo de
la nave Vostok 1. Este hito motivó
al entonces presidente americano
John F. Kennedy a lanzar el reto de
enviar un hombre a la Luna y hacerlo
regresar a salvo antes del final de la
década. Ambas potencias se enzarzaron en una competición frenética, que concluyó con la llegada a la
Luna del astronauta americano Neil
Armstrong el 20 de Julio de 1969, a
bordo de la nave Apolo 11.
Desde entonces, los lanzamientos de
vehículos espaciales se han multiplicado. Nuevos países se han sumado
a la carrera del espacio. En 1975 se
crea la Agencia Espacial Europea
(ESA, del inglés European Space
Agency), fundada por diez países,
entre los que se encuentra España.
En la actualidad cuenta con 17 estados miembros. Su primera gran misión científica fue el satélite Cos-B,
diseñado para explorar el Universo
observando en el rango de los rayos
gamma.
Japón, China, India y Brasil también
tienen sus propias agencias espaciales.
La utilización del espacio exterior
En sus orígenes la exploración del
espacio fue motivada por intereses
científicos, políticos y militares. En
la actualidad el uso del espacio se
ha diversificado, y presta un servicio
cada vez más importante al desarrollo de la sociedad tecnológica. Las
principales áreas de explotación del
espacio exterior son las siguientes:
• Investigación científica. La observación del Universo desde el espacio
exterior ha permitido que nuestro
conocimiento del Cosmos haya progresado de manera espectacular. Los
observatorios espaciales pueden escudriñar el cielo en los rangos espectrales del infrarrojo y ultravioleta,
los rayos X y los rayos gamma. Estas
radiaciones no pueden llegar a la superficie de la Tierra porque son absorbidas por la atmósfera. Las imágenes obtenidas desde el espacio,
como por ejemplo las que aporta el
telescopio Hubble, son mucho más
nítidas y precisas que las obtenidas
por los telescopios terrestres, debido a que no sufren del efecto distorsionador de la atmósfera. Además
de los observatorios orbitales, desde
los años 60 del siglo pasado numerosas sondas han abandonado la
órbita de la Tierra y han explorado
Documento para el debate
El sistema GPS, desarrollado por la
NASA, es propiedad de la administración estadounidense. Para evitar
la dependencia exterior en un servicio estratégico que ha devenido
completamente imprescindible, la
Agencia Espacial Europea tiene en
una fase avanzada de desarrollo su
propio sistema de posicionamiento,
el proyecto Galileo.
el Sistema Solar. Esos vehículos espaciales se han aproximado al Sol,
a todos los planetas y al cinturón de
asteroides, y han aportado una información muy detallada sobre los
mundos más cercanos.
• Observación de la Tierra. Los observatorios espaciales no sólo miran
hacia el cielo. Una gran cantidad de
ellos se dedican a la observación de
la Tierra. Sus finalidades van desde
la cartografía de muy alta resolución hasta la localización de recursos
tales como el agua, los minerales o
los combustibles fósiles. Representan
también un apoyo fundamental para
la agricultura y las obras públicas.
Mención especial en este apartado
la merecen los satélites meteorológicos. Su seguimiento continuo de los
movimientos de las masas nubosas en
la atmósfera es ya un elemento cotidiano de la información del tiempo
en la televisión y la prensa escrita.
Sus datos constituyen una herramienta imprescindible para la predicción
meteorológica, y en especial para la
detección temprana y el seguimiento
de los fenómenos atmosféricos catastróficos, como huracanes y ciclones.
• Telecomunicaciones. Ya en los albores de la carrera espacial, alguno
de los primeros satélites, como el
Echo I, tenían como misión el apoyo
a las comunicaciones. En la actualidad una gran cantidad de satélites
está al servicio de la transmisión y
difusión de las señales de telefonía,
Internet, radio y televisión.
• Posicionamiento y orientación. La
puesta en marcha del sistema de posicionamiento global (GPS, del inglés
Global Positioning System) supuso
hace treinta años una revolución en
la navegación aérea y marítima. La
observación simultánea de entre tres
y seis satélites del sistema permite
determinar con gran precisión la
posición del observador situado en
cualquier punto de la superficie terrestre. Hoy en día el uso del GPS se
está popularizando, y está imponiéndose como una herramienta común
para la orientación en vehículos privado y en actividades lúdicas como
el senderismo o el excursionismo.
La exploración del espacio también
ha dado paso al desarrollo de productos y materiales que hoy en día
son de uso común. Por citar sólo
unos ejemplos, podemos hablar del
Teflón, material antiadherente que
forma parte de numerosos utensilios de cocina. El Teflón se desarrolló
como lubricante sólido para piezas
móviles de satélites espaciales, para
hacer frente al hecho de que en el
vacío los lubricantes fluidos no son
estables. Otro producto de uso común, el Velcro, se desarrolló para
fijar objetos en el interior de los
módulos espaciales, en condiciones
de ingravidez.
Por otra parte, la financiación con
fondos públicos de la exploración espacial permite además, sobre todo
a los países de la Unión Europea,
mantener a su industria tecnológica, que sin las aportaciones de los
programas espaciales difícilmente
podría subsistir.
Debate
Si desapareciesen los satélites,
¿en qué cambiaría tu vida?
¿Tiene sentido dedicar grandes
cantidades de dinero a la exploración espacial habiendo tantas
necesidades en otros campos?
¿Qué beneficios se obtienen de la
industria espacial?
el universo
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