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Boletín de la Sociedad Mexicana de Astrobiología
Publicación bimensual exclusiva para miembros de SOMA
Año 6, No. 41, Agosto-Septiembre de 2013
En este número:
* Descubiertas tres super-Tierras en la zona de habitabilidad de una estrella cercana (Gliese 667C)
* Propiedades observadas en los Planetas Extrasolares
* Marte tuvo una atmósfera oxidante hace ~3,700 millones de años
* Miden por vez primera el color de un exoplaneta: Hubble observa un planeta de color azul intenso
* Modelos y normas de prueba en la ciencia interdisciplinaria: “el caso del DNA arsénico”
* Surgimiento de dos tipos de planetas terrestres a partir de la solidificación del océano de magma
Anuncios:
* Invitación a participar en la Sesión Especial sobre Astrobiología en la Reunión de la Unión Geofísica Mexicana
* Nuevos miembros en SOMA
---------------------------* Descubiertas tres super-Tierras en la zona de habitabilidad de una estrella cercana (Gliese 667C)
Por Roberto Aretxaga-Burgos
Nuevas observaciones de la estrella Gliese 667C –a 22 años luz de la Tierra- indican que tres de los 5-7 planetas que parece albergar
son super-Tierras potencialmente habitables. Los tres son más grandes que nuestro planeta pero más pequeños que gigantes
gaseosos como Urano y Neptuno. La singularidad de estas tres super-Tierras es que se hallan situadas en una región de su estrella
conocida como Goldilocks Zone, es decir, con temperaturas que permiten la existencia de agua en estado líquido. Estos tres planetas
son buenos candidatos a tener una superficie sólida e, incluso, una atmósfera como la terrestre. De confirmarse, sería la primera vez
que los astrónomos habrían detectado tres mundos rocosos, o acuosos, orbitando una misma estrella.
Noticia en:
Bumper Crop of Habitable Worlds Discovered? (National Geographic 25/06/2013):
http://newswatch.nationalgeographic.com/2013/06/25/bumper-crop-habitable-worlds-discovered-space-science/
Artículo científico:
El estudio sobre estas tres super-Tierras aparecerá en la edición de Julio de la revista Astronomy & Astrophysics. El manuscrito
sometido se halla accessible on line:
Anglada-Escudé, G. et al. 2013. A dynamically-packed planetary system around GJ 667C with three super-Earths in its habitable zone,
Astronomy & Astrophysics, 7 junio: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1328/eso1328a.pdf
------------------------------------------------------------------------------------------------------------* Propiedades observadas en los Planetas Extrasolares
Por Guadalupe Cordero-Tercero
Después de que escuchar la frase “todos los hombres son iguales”, un astrónomo muy simpático replicó: “Sí, pero habemos unos
menos iguales que otros”. El comentario anterior también se podría aplicar a los sistemas estelares: aunque por mucho tiempo las
teorías de formación del sistema solar se basaron en la configuración y características de sus planetas, sólo después de observar las
características de los planetas extrasolares, los astrónomos se dieron cuenta de que no todos los sistemas planetarios asociados a
otras estrellas son iguales y que su observación podía darnos evidencias de la formación de nuestro propio sistema.
Desde la detección inequívoca del primer planeta en traslación alrededor de una estrella distinta al Sol (51 Pegasi en 1995) hasta la
fecha, se han detectado más de 900 planetas alrededor de unas 700 estrellas. Para la detección de estos cuerpos se han empleado
distintos métodos, entre ellos el de velocidad radial, el método de tránsito; el de microlentes gravitacionales y la observación directa.
Hasta hace muy poco, el método más utilizado era el de velocidad radial, pero desde que el telescopio espacial Kepler empezó a
funcionar se han detectado casi el triple de candidatos a exoplanetas (>2700 con sólo 5-10% de falsos positivos). Kepler, que
funciona con el método de tránsito, está diseñado para detectar planetas del tamaño de la Tierra que estén dentro o cerca de la zona
habitable de su estrella.
Con base en las observaciones obtenidas por Kepler y por telescopios en Tierra se ha conseguido recabar una serie de propiedades
de los planetas extrasolares:
a) Debido a las limitaciones originales del método de velocidad radial, que favorecía la detección de planetas del tamaño de Júpiter (o
más masivos) cercanos a su estrella, se llegó a pensar que quizás lo común era una configuración donde los planetas gigantes
estaban cerca de su estrella. Sin embargo, al mejorar el método para detectar cuerpos menos masivos, se ha visto que en realidad
los planetas cuyos tamaños se encuentran entre el de la Tierra y el de Neptuno son sorprendentemente comunes en sistemas
estelares, cosa que no se observa en nuestro propio sistema solar. Por ejemplo, se estima que el 15% de las estrellas tipo solar
albergan uno o más planetas con masas de entre 3 y 30 masas terrestres orbitando a una distancia menor a 0.25 UA (Unidades
Astronómicas). La estimación de la proporción de estrellas que alberga planetas tipo Júpiter a la misma distancia es apreciablemente
menor.
b) Se estima que al menos 50% de las estrellas tiene uno o más planetas con periodos menores a 100 días.
c) Los planetas de baja masa se encuentran comúnmente en sistemas múltiples compuestos de dos a cuatro estrellas cuyos periodos
orbitales son del orden de semanas o meses.
d) En el 85 % de los sistemas planetarios múltiples se ha observado que sus planetas tienen inclinaciones muy similares, lo que es
consistente con la idea de que los sistemas planetarios se forman a partir de un disco de acrecentamiento.
e) Los planetas menos masivos que 30 masas terrestres varían en tamaño por un factor que va de 4 a 5, mientras que los planetas
más masivos que 30 masas terrestres varían en tamaño por un factor de ~ 2. Esto nos dice que los planetas menos masivos tienen
una variación mayor en tamaño y en composición que los planetas tipo Júpiter.
f) Al parecer, los exoplanetas gigantes tienen preferencia por orbitar más allá de 1 UA o bien cerca de 0.05 UA (Júpiters calientes).
Esto podría indicar que existe una región de transición entre dos categorías de planetas con diferentes historias migratorias.
g) Las estrellas de alta metalicidad tienen más probabilidad de albergar planetas gigantes a una distancia menor a 5 UA. Esto encaja
con la teoría actual de la formación del sistema solar en la cual se necesita una alta densidad de sólidos en el disco protoplanetario
para que se forme rápidamente un núcleo planetario de 5 a 10 masas terrestres para que su masa sea capaz de capturar una gran
cantidad de gas.
h) La alta excentricidad de los exoplanetas que se encuentran solos orbitando su estrella indica que éstos inicialmente formaron parte
de un sistema múltiple, pero hubo una dispersión que arrojó a los otros planetas fuera del sistema estelar y al que se quedó lo dejó
con una órbita muy excéntrica.
Poder recabar y analizar este tipo de información es importante para responder preguntas cruciales tales cómo ¿Cómo se forman los
sistemas planetarios?, ¿Cuáles son los tamaños, características orbitales, composiciones, etc. de los exoplanetas y cómo se
relacionan con su estrella?; ¿Qué tan probable es que haya un planeta en la zona habitable?, …en fin, es importante para saber qué
“tan menos igual” es nuestro sistema planetario de otros y por qué.
Artículo científico:
Howard, A. W., 2013. Science. 3 May. 340: 572-576.
------------------------------------------------------------------------------------------------------------* Marte tuvo una atmósfera oxidante hace ~3,700 millones de años
Por Karina Cervantes
Existe la posibilidad que la superficie de Marte tuviera condiciones oxidantes hace 3,700 millones de años (Ma), lo cual tiene
implicaciones en cuanto la existencia de vida en Marte en el pasado.
La investigación “Volcanism on Mars controlled by early oxidation of the upper mantle” publicada en la revista Nature (498:342-345)
por Tuff y colaboradores (2013) comparó las bases de datos de meteoritas marcianas SNC (shergotitas-nakhlitas-chassignitas) con
edades de 180 a 1,400 Ma, contra los resultados analizados por el robot Spirit de las rocas superficiales del cráter Gusev con edades
de más de 3,700 Ma.
En la Tierra una forma de entender a las rocas ígneas es describiéndolas según el lugar en donde éstas se solidifican; de esta manera
los basaltos son rocas volcánicas y se solidifican en la superficie del planeta, los cúmulos son parte de un magma que cristaliza a nivel
de la corteza, mientras que las ortopiroxenitas y las peridotitas (dunitas y lherzolitas) son lotes del magma modificado que cristalizan a
profundidades del manto (e.g. lherzolitas) del planeta o bien las peridotitas también pueden representar el lugar en donde se extraen
los magmas (e.g. dunitas).
Los dos grupos de rocas que se analizan en el artículo de Tuff et al., 2013 son de origen ígneo y se describen desde basaltos
(shergottitas y rocas del cráter Gusev), pasando por cumulitas de piroxena (nakhlitas y shergottitas) hasta ortopiroxenitas, chassignitas
duníticas y shergottitas de composición lherzolítica.
Una de las observaciones más importantes de éste estudio es que las rocas basálticas del cráter Gusev son cinco veces más ricas en
MgO wt.% con respecto a las shergotitas basálticas, y son similares en el contenido de Ni (p.p.m.) con respecto a la composición
terrestre. Sin embargo, éste contenido alto de Ni resulta difícil de explicar puesto que el contenido elevado de Ni en la Tierra es debido
a las condiciones de presión alta a nivel del manto inferior en el proceso de segregación del núcleo terrestre (40 GPa), sólo que la
masa del planeta Marte representa el 11% de la masa terrestre, por lo que debería existir una explicación adicional. Por lo que Tuff y
colaboradores (2013) encontraron también un contenido alto en S (azufre) con respecto a las meteoritas SNC. Una propiedad
importante del azufre (S) es que posee diferentes estados de oxidación y por tanto la presencia de diferentes minerales según el
estado de oxidación. Por ejemplo, el mineral estable en los basaltos o rocas ígneas son los sulfuros de hierro, níquel y/o Cu y se
forman en condiciones de fugacidad de oxígeno relativamente bajas con respecto a las condiciones en donde se forman los sulfatos,
magnetita y manhemita, los cuales se forman en condiciones oxidantes en la superficie. Para explicar el contenido alto de Ni en las
rocas del cráter Gusev es necesario pensar en altos grados de fusión parcial en donde no precipitan sulfuros en las rocas del manto,
por lo que el Ni se mantiene en el fundido, es decir, en las rocas basálticas del cráter Gusev. Es posible que también existan otros
mecanismos que ayuden a enriquecer las rocas en Ni, tales como el hidrotermalismo. Sin embargo, en las meteoritas SNC no
precipita magnetita o manhemita, en vez de esto precipitan minerales de la serie de la titanomagnetita, lo cual implica que las
condiciones de fugacidad de oxígeno eran bajas.
Esto implica que hace 3,700 Ma las condiciones en la región del cráter Gusev de Marte eran más oxidantes en comparación a las
condiciones en donde se formaron las meteoritas SNC hace <1,400 Ma. Pero ¿Qué significado tiene el hecho que haya una zona con
condiciones de fugacidad de oxígeno altas? En la Tierra las zonas con fugacidad de oxígeno altas están relacionadas a zonas de
subducción en donde los materiales superficiales de la corteza y sedimentos se reciclan de nuevo en el manto. Sin embargo, la
presencia de zonas de subducción en Marte es debatible, pero sugiere que la formación de la corteza marciana estuvo ligada a una
actividad tectónica temprana, superficial y efímera. Esto implicaría que Marte pudo tener las condiciones para albergar vida aeróbica
hace 3,700 Ma, varios millones antes que la vida se formara en la Tierra. La oxidación en Marte le dio el color distintivo de su
superficie, eso implica que el planeta rojo fue húmedo, cálido y oxidante miles de millones de años antes que la Tierra tuviera una
atmósfera rica en oxígeno.
Noticia en:
http://www.guardian.co.uk/science/2013/jun/19/mars-oxygen-rich-atmosphere
------------------------------------------------------------------------------------------------------------* Miden por vez primera el color de un exoplaneta: Hubble observa un planeta de color azul intenso
Por Roberto Aretxaga-Burgos
Utilizando el telescopio espacial Hubble (NASA/ESA) un grupo de astrónomos ha determinado por primera vez el verdadero color de
un planeta en órbita alrededor de otra estrella. Visto de cerca, el planeta HD 189733b -distante 63 años luz de la Tierra- tendría un
oscuro color azul cobalto que recordaría el color de nuestro planeta visto desde el espacio. Pero aquí acaban los parecidos. El color
azul de HD 189733b no se debe al reflejo de océanos sino a su turbulenta y neblinosa atmósfera con partículas de silicatos que
dispersan la luz azul. El planeta es un gigante gaseoso con temperaturas muy elevadas -más de 1000 grados Celsius- por su
proximidad a su estrella, en el que llueve cristal con vientos huracanados de 7000 kilómetros por hora.
Noticia en:
Hubble spots azure blue planet - true colour of exoplanet measured for the first time [heic1312] (ESA Hubble, 11/07/2013).
http://sci.esa.int/hubble/52045-hubble-spots-azure-blue-planet-heic1312/
Noticia en español en:
Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia (España, julio de 2013):
http://observatori.valencia.edu/index.php?option=com_content&view=article&id=136&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es
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* Modelos y normas de prueba en la ciencia interdisciplinaria: “el caso del DNA arsénico”
Por Irma Lozada-Chávez
En este ensayo, Steven A. Benner, William Bains y Sara Seager realizan una inteligente discusión y una sabia reflexión sobre los retos
que enfrentan los descubrimientos, hipótesis y teorías revolucionarias en la astrobiología. Benner y co-autores retoman como caso de
estudio el ya famoso “DNA arsénico” publicado por Felisa Wolfe-Simon et al. en la revista Science en 2010, el cual sugirió que la
bacteria GFAJ-1 –habitando el Mono Lake en USA– era capaz de usar arsenato como nutriente debido a la abundancia de arsénico
por la escasez de fósforo en el ambiente, al grado de lograr incorporar enláces de ésteres de arsenato en el DNA en lugar de enlaces
fosfodiéster.
La trascendencia de tal posible descubrimiento es tal, que muchos científicos prontamente nos preguntamos: ¿Cómo lo
“comprobaron” científicamente? Aquí “prueba” –como lo señalan los autores– no es usada como lo hacen los matemáticos, sino que
describe la colección de evidencia suficiente para aceptar un descubrimiento, detener los experimentos, y reconocer un problema
como “resuelto”. Los experimentos de los autores del “DNA arsénico” generaron suficientes evidencias para una disciplina científica,
pero al mismo tiempo crearon una amplia controversia con las mismas pruebas en otras áreas científicas. De modo que los modelos y
normas de prueba sobre la existencia de un DNA arsénico se tornaron diferentes para científicos de diversas disciplinas. Describo
brevemente los ejemplos de Benner et al.
Basados en distinguir entre dos hipótesis, los físicos –quienes revisaron la investigación de Wolfe-Simon et al. (2010)– se enfocaron
en analizar si la bacteria GFAJ-1 tenía DNA arsénico o no. Wolfe Simon et al. mostraron así la presencia de una relación alta de
arsenato:fosfato medido en un gel electroforético en la posición donde el DNA arsénico se esperaba; de igual forma, los experimentos
mostraron que las proteínas y los metabolitos también presentaban una sustitución de fosfato por arsenato. De este modo, las
pruebas fueron suficientes para promover la publicación de este trabajo. Sin embargo, los químicos orgánicos –basados en una Teoría
de la estructura molecular– concluyeron que no era posible que el DNA de la bacteria GFAJ-1 estuviera formado por ésteres de
arsenato, como lo sugerían los autores. Los ésteres de arsenato hidrolizan (i.e., se rompen) en agua, pero esta reacción química
esperada no sucedió ni en los experimentos ni en el gel electroforético que fueron llevados a cabo en agua por los autores. Los
químicos orgánicos demandaron así evidencia extraordinaria para demostrar la existencia de DNA arsénico, por lo que faltaba medir –
por ejemplo– la estabilidad de un posible DNA arsénico en agua. Desde otra perspectiva, para un geólogo no sería extraordinario
aceptar y explicar la existencia de un DNA arsénico, ya que basados en la tabla periódica, ellos tienen conocimiento de que el fósforo
y el arsénico pueden ser intercambiables comúnmente uno por el otro en ciertos minerales (e.g. xenotime y chernovite). Por otro lado,
los biólogos estamos bastante acostumbrados a las excepciones, pero también estamos bastantes sesgados por la Teoría
Darwiniana. De modo que si no existen ancestros comunes para formas de vida exóticas, requerimos de evidencia extraordinaria para
soportar la hipótesis de un DNA arsénico. Por ejemplo, la detección de las modificaciones metabólicas involucradas en la síntesis de
tal DNA y de los metabolitos y proteínas que procesan el arsenato localizado intracelularmente; así como de las evidencias
moleculares o paleontológicas de los ancestros de tal vida exótica.
El caso del DNA arsénico nos ofrece muchas lecciones, pero desde el punto de vista epistemológico, nos permitió abrir la caja de
pandora sobre las evidencias trans e interdisciplinaria que requieren ciertos hechos científicos extraordinarios. De esta forma,
químicos y bioquimicos (Reaves et al., 2012) realizaron una inspección profunda de los datos de Wolfe-Simon et al. (2010) y
concluyeron que la bacteria GFAJ-1 posee un DNA común con enlaces fosfodiéster, y con un contenido no relevante de biomoléculas
de arsenato. Otro estudio concluyó que GFAJ-1 es una bacteria extremófila resistente a arsenato, pero aún dependiente de fosfato
(Erb et al., 2012). Biólogos moleculares y evolucionistas (Phung et al., 2012) secuenciaron el genoma completo de la bacteria GFAJ-1
y concluyeron que es una bacteria halófila perteneciente al género Halomonas del clado de las gamma-proteobacteria (donde se
encuentra también Escherichia coli). Es interesante notar que el genoma de GFAJ-1 no revela un metabolismo inesperado; sin
embargo, su genoma no posee el operon-ars ni los genes esenciales comúnmente encontrados en otras proteobacterias para
contender con un ambiente rico en arsénico, por lo que futuros experimentos serán realizados para entender el mecanismo de
tolerancia de la halófila GFAJ-1. De esta forma, la hipótesis inicial de Wolfe-Simon et al. (2010) ha resultado incorrecta científicamente
con las evidencias actuales, pero ha resultado muy útil en diversas facetas para la comunidad científica.
Me permití realizar la reseña de este ensayo porque tuve la oportunidad de experimentar muy de cerca el revuelo que causó el trabajo
de Felisa en diversos congresos internacionales y medios de comunicación. Las discusiones invariablemente estaban plagadas de
arrogancia, de la ausencia de argumentos científicos, de una profunda desacreditación de la vida académica de Felisa, pero sobretodo
de la carencia de una madurez científica para entender y discutir cómo probar hipótesis o hechos científicos revolucionarios. Es
interesante reconocer cómo muchos científicos admiran los cambios de paradigmas pasados y los repasan religiosamente en sus
discursos, pero carecen de la madurez científica para promover activamente un cambio de paradigma en sus respectivas disciplinas.
Estoy totalmente de acuerdo con Benner y co-autores en que los casos del “DNA arsénico”, “la detección de formas de vida en otros
planetas” y el “origen de la vida” nos permitirán a los astrobiólogos maduros académicamente el poder reconocer y reconciliar las
normas de prueba y los modelos en conflicto de diferentes disciplinas en cuanto éstas surjan; de modo que ello nos permita contribuir
acertadamente en las futuras revoluciones científicas.
Referencias y lecturas recomendadas:
Benner, S.A., Bains, W. & Seager, S. 2013. Models and standards of proof in cross-disciplinary science: the case of arsenic DNA.
Astrobiology 13(5):510-3.
http://online.liebertpub.com/doi/abs/10.1089/ast.2012.0954?journalCode=ast
Bains, W. 2009 Hypotheses and humility: ideas do not have to be right to be useful. Biosci Hypotheses 2:1–2.
http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S175623920800178X
Phung, L.T., Silver, S., Trimble, W.L. & Gilbert, J.A. 2012. Draft genome of Halomonasspecies strain GFAJ-1 (ATCC BAA-2256).J
Bacteriol 194:1835–1836.
http://jb.asm.org/content/194/7/1835.abstract
Reaves, M.L., Sinha, S., Rabinowitz, J.D., Kruglyak, L. & Redfield, R.J. 2012 Absence of detectable arsenate in DNA from arsenategrown GFAJ-1 cells. Science337:470–473.
http://www.sciencemag.org/content/337/6093/470.abstract
Erb, T.J., Kiefer, P., Hattendorf, B., Günther, D. & Vorholt, J.A. 2012 FAJ-1 Is an Arsenate-Resistant, Phosphate-Dependent Organism.
Science 337(6093): 467-470.
http://www.sciencemag.org/content/337/6093/467.abstract
------------------------------------------------------------------------------------------------------------* Surgimiento de dos tipos de planetas terrestres a partir de la solidificación del océano de magma.
Por Guadalupe Cordero-Tercero
De acuerdo con la teoría actual, los planetas se formaron por la colisión de embriones planetarios y planetésimos. La energía liberada
por estos choques debió haber fundido una capa externa de unos cuantos miles de kilómetros formando un enorme océano de
magma. Es después de que este océano de magma se solidificó que se establecieron las condiciones iniciales para la evolución
geológica de los planetas (diferenciación del manto, distribución de volátiles; formación de los océanos de agua, surgimiento de la
tectónica de placas, etc.).
Qué tan rápido se va a solidificar el océano de magma va a depender de dos factores importantes: a) del crecimiento, pérdida y
composición de una atmósfera de vapor y b) de su distancia al Sol. Una atmósfera de vapor sobre un océano de magma emite una
radiación mínima de 300 W m-2. Si consideramos planetas, con atmósferas similares, a distintas distancias del Sol, la radiación
proveniente de la estrella que llega a la alta atmósfera va a ser cada vez menor conforme el planeta orbita a distancias mayores a la
estrella. Si el flujo de calor que un planeta recibe del Sol es menor que el flujo de calor que sale de la atmósfera, va a haber un
transporte neto de energía hacia el espacio y el océano de magma se enfriará en aproximadamente 4 Ma (Ma=Millones de años), si el
flujo solar es mayor o igual que el atmosférico el enfriamiento va a ser menor y el océano de magma se va a solidificar en 100 Ma.
Durante este tiempo va a haber una disminución apreciable en la cantidad de agua del planeta. Los investigadores Hamano y Genda
como autores del reciente trabajo nombran a los planetas que presentan el primer escenario, planetas tipo I y a los otros, planetas tipo
II. Como las estimaciones anteriores se realizan considerando que la tropósfera alta estaba saturada con vapor de agua, la tasa de
solidificación va a depender de la tasa de pérdida de agua debido al escape hidrodinámico. De hecho, los planetas tipo II pierden casi
toda su agua. Debido al balance de energía anterior, los planetas tipo I se localizan a distancias mayores a 0.8 UA mientras que los
planetas tipo II se localizan a distancias menores. Según las estimaciones, los planteas tipo I desarrollarían océanos de agua en un
tiempo corto después de la solidificación de su océano de magma.
En el esquema anterior, la Tierra, situada a 1 UA, es un planeta tipo I. Venus, localizado a 0.72 UA está muy cerca del umbral de 0.8
UA por lo que es difícil clasificarlo en alguno de los dos tipos aunque hay evidencias que sugieren que es más del tipo II (carencia de
agua y diferente evolución tectónica).
Generalizando los resultados de este artículo se tiene que los planetas en la zona habitable pudieron haber desarrollado océanos de
agua unos pocos millones de años después de su formación, lo cual cuadra bastante bien con los datos geológicos sobre la presencia
de agua en la Tierra. Por otro lado, estos resultados también indican que podría ser posible detectar gases de NaOH y KOH en
atmósferas calientes de planetas tipo II que orbitan estrellas jóvenes.
Artículo científico:
Hamano, K.A.Y. & Genda, H. 2013. Emergence of two types of terrestrial planet on solidification of magma ocean. Nature. 30 May.
497: 607-611.
---------------------------* Invitación a participar en la Sesión Especial sobre Astrobiología en la Reunión de la Unión Geofísica Mexicana
Durante la próxima reunión de la Unión Geofísica Mexicana (UGM) a realizarse en Puerto Vallarta, Jalisco del 3 al 8 de Noviembre del
presente año habrá una sesión especial sobre Astrobiología. Las coordinadoras de la reunión son Antígona Segura y Guadalupe
Cordero. Los invitamos a participar en esta sesión. La fecha límite para envío de resúmenes es el 12 de Agosto. La página para enviar
los resúmenes es http://ugm.org.mx/raugm/resumenes
---------------------------* Nuevos miembros en SOMA
La Sociedad Mexicana de Astrobiología da la bienvenida a Eduardo Jiménez Sánchez por integrarse a nuestra comunidad científica.
---------------------------Secretaría de Difusión: Irma Lozada-Chávez
Edición: Lilia Montoya
Colaboradores permanentes: Roberto Aretxaga Burgos (España), Guadalupe Cordero Tercero y Karina Cervantes
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