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La Contaminación Ambiental
Una mañana como otra cualquiera, la Tierra despertó y abrió los ojos. En vez de
quedarse mirando hacia el infinito universo, se detuvo a observarse a sí misma. Se vio
tal cual era, aplastada por los polos y abultada por el ecuador, aunque apreció grandes
cambios que la dejaron pensativa.
Comprobó que sus aguas ya no eran tan limpias como antes y como todos
los animales marinos morían a causa de los grandes derramamientos de petróleo y de la
enorme contaminación en que vivían.
Los bosques se empobrecían cada vez más a causa de la indiscriminada tala a la que
eran sometidos, y los lugares donde aún quedaban árboles en pie corrían el
mismo riesgo de las zonas áridas.
El aire se volvía irrespirable, la capa de ozono desaparecía en grandes dimensiones. Y
todo esto ocurría a causa de la contaminación ambiental.
Se sintió más caliente, pues su temperatura había aumentado debido al calentamiento
global.
Nuestro planeta se sintió desesperado al ver tantos animales que morían al ser cazados o
quedaban sin hogar ni comida. De pronto se dio cuenta de que estaba en peligro de
extinción al igual que los pobres e indefensos animales. El pánico ante su desaparición
lo motivó a encontrar el único y gran culpable de todos los males: el hombre, ése que se
jactaba de ser el único animal racional.
La tierra pensó en vengarse. Provocaría terremotos, maremotos, erupciones volcánicas,
lluvias prolongadas, sequías interminables y un sinfín de calamidades que borrarían
toda presencia humana, pero seguidamente se puso a reflexionar y se dio cuenta de que
todos los hombres no eran iguales, y que al hacer esto pagarían justos por pecadores.
Sabía que en este planeta donde vivimos muchas personas luchaban hasta lo imposible
por salvarlo, que no todos los humanos carecían de conciencia; muchos
sentían amor y respeto por cada detalle de la naturaleza, por cada hacer viviente, y que
no sólo pensaban en expandirse y enriquecerse a cualquier costo.
"Dios perdona siempre;
El hombre a veces;
La naturaleza, Nunca"
"¡Tú Decides!"
Nuestra Galaxia Y la Vía Láctea
La Vía Láctea es la proyección, sobre la esfera celeste, de
uno de los brazos espirales de la galaxia de la cual nosotros
formamos parte, que toma, por extensión, el mismo
nombre. Es una agrupación de unos 100.000 millones de
estrellas en forma de espiral o girándula, cuyas
dimensiones se estiman en torno a los 100.000 años-luz y
cuyo disco central tiene un tamaño de 16.000 años-luz.
La Vía Láctea, también llamada Camino de Santiago,
puede observarse a simple vista como una banda de luz que
recorre el firmamento nocturno, que Demócrito ya atribuyó
a un conjunto de estrellas innumerables tan cercanas entre
sí que resultan indistinguibles. En 1610 Galileo, usando por
primera vez el telescopio, confirmó la observación de
Demócrito. Hacia 1773 Herschel, contando las estrellas que observaba en el
firmamento, construyó una imagen de la Vía Láctea como un disco estelar dentro del
cual la Tierra se encuentra inmersa, pero no pudo calcular su tamaño. En 1912 la
astrónoma H. Leavitt descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las
estrellas llamadas variables cefeida, lo que le permitió medir las distancias de los
cúmulos
globulares.
Varios años después Shapley demostró que los cúmulos están distribuidos con
estructura más o menos esférica alrededor del centro del disco, en lo que denominó el
halo galáctico. También mostró que éste no está centrado en el Sol, sino en un punto
distante del disco en la dirección de la constelación de Sagitario, donde situó
correctamente
el
centro
de
la
galaxia.
Esta estructura quedó confirmada cuando se observó desde el observatorio de Monte
Wilson en California que el objeto espiral llamado Andrómeda estaba constituido por
estrellas individuales y no era una mera nebulosa de gas como hasta entonces se creía.
Hacia 1930 Trumpler descubrió el efecto de oscurecimiento galáctico producido por el
polvo interestelar, con lo que se logró corregir tanto el tamaño de la Galaxia como la
distancia a la que se encuentra el Sol a los valores hoy en día aceptados. De acuerdo con
estos datos, el sistema Solar se encuentra a una distancia entre 8.000 y 10.000 parsecs
de distancia del centro galáctico, aproximadamente a dos tercios de distancia.
Todas las estrellas que componen la Vía láctea están rotando alrededor del núcleo, que
se cree que puede contar en su interior con un agujero negro. Las observaciones
astronómicas referidas a galaxias distantes muestran que la velocidad de rotación del
Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250
millones de años en realizar una revolución completa. Las estrellas próximas al Sol
realizan una órbita relativamente parecida, pero las más cercanas al centro de la galaxia
giran más rápido, hecho que se conoce como rotación diferencial.
La edad de la Vía Láctea se estima en unos 13 mil millones de años, dato que se
desprende del estudio de los cúmulos globulares y que concuerda con el resultado
obtenido por los geólogos en su estudio de la desintegración radiactiva de ciertos
minerales
terrestres.
La observación del mapa estelar ha permitido reconstruir los brazos espirales de la
Galaxia, zonas en las cuales es abundante el número de cúmulos estelares o zonas de
formación estelar. Éstos se nombran por las constelaciones que en ellos se encuentran.
El brazo más cercano al centro galáctico es llamado de Centauro o de Norma-Centauro.
El siguiente brazo hacia el exterior es el de Sagitario. El brazo de Orion es nuestro brazo
local, también llamado del Cisne, y el brazo contiguo hacia el exterior se conoce como
el
de
Perseo.
Las estrellas que se encuentran en la Galaxia suelen agruparse en dos grandes grupos,
llamados comúnmente poblaciones. El grupo llamado de población I está integrado por
estrellas de composición solar, relativamente jóvenes, que se distribuyen en órbitas
aproximadamente circulares en el disco galáctico, dentro de sus brazos. Las estrellas de
población II son ricas en hidrógeno y helio, con escasez de elementos pesados, son de
mayor edad, y tienen órbitas que no se encuentran dentro del plano galáctico.
Planetas Extrasolares
Saber si estamos o no solos en el universo ha sido uno de los objetivos de muchos
filósofos y científicos a lo largo de la historia. Hasta hace poco, los únicos planetas
conocidos formaban parte del Sistema Solar. El descubrimiento de planetas extrasolares
es un acontecimiento bastante reciente. Aunque la búsqueda sistemática comenzó en
1988, el primer planeta extrasolar o exoplanetas fue detectado en 1995.
Pero observar planetas directamente no es fácil. La existencia de planetas extrasolares
se ha deducido en primera instancia a partir de pruebas indirectas. No obstante, están en
marcha varios proyectos que permitirán observar estos planetas en el visible o en el
infrarrojo. A partir de ahí se podrían obtener algunos datos que permitan deducir, con
reservas,
si
dichos
planetas
alojan
vida
o
no.
Hasta hace poco tiempo los científicos no han dispuesto de técnicas e instrumentos
capaces de detectar planetas extrasolares, es decir, sistemas planetarios en torno a otras
estrellas. Pero la existencia de nuestro sistema planetario ha fomentado la búsqueda.
Así, uno de los primeros pasos hacia el descubrimiento de planetas más allá de nuestro
Sistema Solar se produjo en 1983, cuando se descubrió un disco en torno a la estrella
Beta Pictoris. Pero durante mucho tiempo ésta ha sido la única prueba disponible.
La llegada del telescopio espacial Hubble permitió realizar observaciones detalladas de
regiones de formación de estrellas, como la existente en la constelación de Orión. Así se
detectaron discos protoplanetarios en torno a estrellas jóvenes en formación, y se
comprobó que una gran parte de las estrellas que se estaban formando tenían discos que
podrían
dar
lugar
a
planetas
en
el
futuro.
Al principio de la década de 1990, se anunció el descubrimiento de planetas girando
alrededor de púlsares. Los púlsares son estrellas muy compactas y que giran muy
rápidamente, emitiendo radiación electromagnética que, si el eje de rotación está
orientado convenientemente, puede detectarse desde la Tierra. Más tarde se vio que
existían errores en el análisis de los datos y que dichos planetas no existían. Luego, no
obstante se ha confirmado la existencia de planetas girando en torno a púlsares.
Finalmente, en 1995, se anunció el descubrimiento del primer planeta extrasolar girando
en torno a una estrella de tipo solar, 51 Pegasi. A partir de ese momento, los anuncios
de nuevos planetas extrasolares se han ido sucediendo sin pausa hasta llegar a la
actualidad. Ahora ya se conocen muchos planetas extrasolares, y el número de los
conocidos
crece
cada
año.
Dada la dificultad que presentan las observaciones directas, los primeros intentos de
búsqueda de planetas que han dado resultado se han basado en observaciones indirectas.
Los métodos utilizados se basan en las perturbaciones gravitatorias causadas por los
planetas sobre las estrellas y en el tránsito del planeta por delante de la luz de la estrella.
La mayor parte de los planetas orbitan su estrella a una distancia bastante menor que la
distancia Tierra-Sol. Además, la masa observada es del orden de la masa de Júpiter.
Esto es, en parte, consecuencia de los métodos de detección empleados. Los planetas de
masa mayor y que giran más cerca de la estrella tienen más posibilidades de ser
detectados
por
las
técnicas
empleadas.
No obstante, el refinamiento de dichas técnicas y la utilización de otras nuevas debe
permitir en un futuro cercano detectar también planetas de tipo terrestre, es decir,
planetas con una masa equivalente a la de nuestro planeta. En el futuro, gracias a nuevos
telescopios situados en tierra y a nuevos observatorios espaciales, seremos capaces de
recoger luz procedente directamente de los planetas para obtener imágenes. A partir de
ahí, con la ayuda de la espectroscopía, podremos conocer cuáles son los componentes
principales de las atmósferas o las superficies de los planetas.
Polvo Cósmico
Según las teorías astronómicas actuales, las galaxias tuvieron su origen en grandes
conglomerados de gas y polvo cósmico que giraban lentamente, fragmentándose en
vórtices
turbulentos
y
condensándose
en
estrellas.
En algunas regiones donde la formación de estrellas fue muy
activa, casi todo el polvo y el gas fue a parar a una estrella u otra.
Poco o nada de este material quedó en el espacio intermedio.
Esto es cierto para los cúmulos globulares, las galaxias elípticas
y el
núcleo
central
de
las
galaxias
espirales.
Dicho proceso fue mucho menos eficaz en las afueras de las
galaxias espirales. Las estrellas se formaron en números muchos
menores y sobró mucho polvo y mucho gas. Nosotros, los
habitantes de la Tierra, nos encontramos en los brazos espirales
de nuestra galaxia y vemos las manchas oscuras que proyectan
las nubes de polvo contra el resplandor de la Vía Láctea. El centro de nuestra propia
galaxia
queda
completamente
oscurecido
por
tales
nubes.
El material de que está formado el universo consiste en su mayor parte en hidrógeno y
helio. Los átomos de helio no tienen ninguna tendencia a juntarse unos con otros. Los
de hidrógeno sí, pero sólo en parejas, formando moléculas de hidrógeno (H2). Quiere
decirse que la mayor parte del material que flota entre las estrellas consiste en pequeños
átomos de helio o en pequeños átomos y moléculas de hidrógeno. Todo ello constituye
el gas interestelar, que forma la mayor parte de la materia entre las estrellas.
El polvo interestelar (o polvo cósmico) que se halla presente en cantidades mucho más
pequeñas, se compone de partículas diminutas, pero mucho más grandes que átomos o
moléculas, y por tanto deben contener átomos que no son ni de hidrógeno ni de helio.
El tipo de átomo más común en el universo, después del hidrógeno y del helio, es el
oxígeno. El oxígeno puede combinarse con hidrógeno para formar grupos oxhidrilo
(OH) y moléculas de agua (H2O), que tienen una marcada tendencia a unirse a otros
grupos y moléculas del mismo tipo que encuentren en el camino. Así, poco a poco se
van constituyendo pequeñísimas partículas compuestas por millones y millones de tales
moléculas. Los grupos oxhidrilo y las moléculas de agua pueden formar parte del polvo
cósmico.
En 1965 se detectó por primera vez grupos oxhidrilo en el espacio y se comenzó a
estudiar su distribución. Desde entonces se ha informado también de la existencia de
moléculas más complejas, que contienen átomos de carbono así como de hidrógeno y
oxígeno. El polvo cósmico tiene que contener también agrupaciones atómicas formadas
por átomos aún menos comunes que los de hidrógeno, oxígeno y carbono. En el espacio
interestelar se han detectado átomos de calcio, sodio, potasio y hierro, observando la luz
que
esos
átomos
absorben.
Dentro de nuestro sistema solar hay un material parecido, aportado quizás por los
cometas. Es posible que fuera de los límites visibles del sistema solar exista una capa
con gran número de cometas, y que algunos de ellos se precipiten hacia el Sol (acaso
por los efectos gravitatorios de las estrellas cercanas). Los cometas son conglomerados
sueltos de diminutos fragmentos sólidos de metal y roca, unidos por una mezcla de
hielo, metano y amoníaco congelados y otros materiales parecidos.
Cada vez que un cometa se aproxima al Sol, se evapora parte de su materia, liberando
diminutas partículas sólidas que se esparcen por el espacio en forma de larga cola. En
última
instancia
el
cometa
se
desintegra
por
completo.
A lo largo de la historia del sistema solar se han desintegrado innumerables cometas y
han llenado de polvo el espacio interior del sistema. La Tierra recoge cada día miles de
millones de estas partículas de polvo. Los científicos espaciales se interesan por ellas
por diversas razones; una de ellas es que los micrometeoroides de mayor tamaño
podrían suponer un peligro para los futuros astronautas y colonizadores de la Luna.
Origen del Sistema Solar
Desde los tiempos de Newton se ha podido especular
acerca del origen de la Tierra y el Sistema Solar como un
problema distinto del de la creación del Universo en
conjunto. La idea que se tenía del Sistema Solar era el de
una estructura con unas ciertas características unificadas:
1. - Todos los planetas mayores dan vueltas alrededor del
Sol aproximadamente en el plano del ecuador solar. En
otras palabras: si preparamos un modelo tridimensional
del Sol y sus planetas, comprobaremos que se puede
introducir
en
un
cazo
poco
profundo.
reloj,
si
2. - Todos los planetas mayores giran entorno al Sol en la
misma dirección, en sentido contrario al de las agujas del
contemplamos el Sistema Solar desde la Estrella Polar.
3. - Todos los planetas mayores (excepto Urano y, posiblemente, Venus) efectúan un
movimiento de rotación alrededor de su eje en el mismo sentido que su revolución
alrededor del Sol, o sea de forma contraria a las agujas del reloj; también el Sol se
mueve
en
tal
sentido.
4. - Los planetas se hallan espaciados a distancias uniformemente crecientes a partir del
Sol
y
describen
órbitas
casi
circulares.
5. - Todos los satélites, con muy pocas excepciones, dan vueltas alrededor de sus
respectivos planetas en el plano del ecuador planetario, y siempre en sentido contrario al
de las agujas del reloj. La regularidad de tales movimientos sugirió, de un modo natural,
la intervención de algunos procesos singulares en la creación del Sistema en conjunto.
Por tanto, ¿cuál era el proceso que había originado el Sistema Solar? Todas las teorías
propuestas hasta entonces podían dividirse en dos clases: catastróficas y evolutivas.
Según el punto de vista catastrófico, el Sol había sido creado como singular cuerpo
solitario, y empezó a tener una «familia» como resultado de algún fenómeno violento.
Por su parte, las ideas evolutivas consideraban que todo el Sistema había llegado de una
manera
ordenada
a
su
estado
actual.
En el siglo XVI se suponía que aun la historia de la Tierra estaba llena de violentas
catástrofes. ¿Por qué, pues, no podía haberse producido una catástrofe de alcances
cósmicos, cuyo resultado fuese la aparición de la totalidad del Sistema? Una teoría que
gozó del favor popular fue la propuesta por el naturalista francés Georges-Louis Leclerc
de Buffon, quien afirmaba, en 1745, que el Sistema Solar había sido creado a partir de
los
restos
de
una
colisión
entre
el
Sol
y
un
cometa.
Naturalmente, Buffon implicaba la colisión entre el Sol y otro cuerpo de masa
comparable. Llamó a ese otro cuerpo cometa, por falta de otro nombre. Sabemos ahora
que los cometas son cuerpos diminutos rodeados por insustanciales vestigios de gas y
polvo, pero el principio de Buffon continúa, siempre y cuando denominemos al cuerpo
en colisión con algún otro nombre y, en los últimos tiempos, los astrónomos han vuelto
a
esta
noción.
Sin embargo, para algunos parece más natural, y menos fortuito, imaginar un proceso
más largamente trazado y no catastrófico que diera ocasión al nacimiento del Sistema
Solar. Esto encajaría de alguna forma con la majestuosa descripción que Newton había
bosquejado de la ley natural que gobierna los movimientos de los mundos del Universo.
El propio Newton había sugerido que el Sistema Solar podía haberse formado a partir
de una tenue nube de gas y polvo, que se hubiera condensado lentamente bajo la
atracción gravitatoria. A medida que las partículas se aproximaban, el campo
gravitatorio se habría hecho más intenso, la condensación se habría acelerado hasta que,
al fin, la masa total se habría colapsado, para dar origen a un cuerpo denso (el Sol),
incandescente
a
causa
de
la
energía
de
la
contracción.
En esencia, ésta es la base de las teorías hoy más populares respecto al origen del
Sistema Solar. Pero había que resolver buen número de espinosos problemas, para
contestar algunas preguntas clave. Por ejemplo: ¿Cómo un gas altamente disperso podía
ser forzado a unirse, por una fuerza gravitatoria muy débil?
Manchas Solares
Si la temperatura de la superficie solar es tan alta que está al blanco, ¿por qué las
manchas solares son negras? Para ser negras tendrían que ser frías, y ¿cómo puede
haber
algo
frío
en
el
Sol?
La pregunta, tal como está formulada, parece una verdadera pega. De hecho, a
principios del siglo XIX el gran astrónomoWilliam Herschel concluyó que las manchas
solares tenían que ser frías porque eran negras. La única manera de explicarlo era
suponer que el Sol no era caliente en su totalidad. Según Herschel, tenía una atmósfera
incandescente, pero debajo había un cuerpo sólido frío, que es lo que nosotros veíamos
a través de una serie de grietas de la atmósfera solar. Estas grietas eran las manchas
solares. Herschel llegó incluso a pensar que el frío interior del Sol podía estar habitado
por
seres
vivientes.
Pero esto es falso. Hoy día estamos completamente seguros de que el Sol es caliente en
su totalidad. Es más, la superficie que vemos es la parte más fría del Sol, y aun así es ya
demasiado caliente, sin lugar a dudas, para los seres vivos. Radiación y temperatura
están estrechamente relacionadas. En 1894, el físico alemán Wilhelm Wien estudió los
distintos tipos de luz radiada a diferentes temperaturas y concluyó que, en condiciones
ideales, cualquier objeto, independientemente de su composición química, radiaba una
gama
determinada
de
luz
para
cada
temperatura.
A medida que aumenta la temperatura, la longitud de onda del máximo de radiación se
hace cada vez más corta, del mismo modo para todos los cuerpos. A unos 600º C se
desliza en la porción visible suficiente radiación para conferir al objeto un aspecto rojo
mate.
A temperaturas aún mayores, el objeto se hace rojo brillante, anaranjado, blanco y
blanco azulado. (A temperaturas suficientemente altas, la radiación se hallaría en su
mayor parte en el ultravioleta, y más allá aún). Midiendo con cuidado la longitud de
onda del máximo de radiación solar (que se halla en la región del color amarillo) es
posible calcular la temperatura de la superficie solar: resulta ser de unos 6.000º C.
Las manchas solares no se hallan a esta temperatura. Son bastante más frías y su
temperatura en el centro hay que situarla en los 4.000º C solamente. Parece ser que las
manchas solares representan gigantescas expansiones de gases, y tales expansiones, ya
sean en el Sol o en un frigorífico, dan lugar a una importante caída de temperatura.
Qué duda cabe que para mantener fría una gigantesca mancha solar durante días y
semanas contra el calor que afluye de las zonas circundantes, más calientes, hace falta
una enorme bomba térmica, y lo cierto es que los astrónomos no han dado aún con un
mecanismo completamente satisfactorio para la formación de esas manchas.
Incluso a 4.000º C, las manchas solares deberían ser muy brillantes: mucho más que un
arco voltaico, y un arco voltaico es ya demasiado brillante para mirarlo directamente.
Lo que ocurre es que las manchas solares son, efectivamente, más brillantes que un arco
voltaico, y de ello pueden dar fe los instrumentos de medición.
El quid está en que el ojo humano no ve la luz de un modo absoluto, sino que juzga el
brillo por comparación con el entorno. Las zonas más calientes de la superficie solar, las
que podríamos llamar normales, son de cuatro a cinco veces más brillantes que las
regiones más frías en el centro de una mancha solar, y comparando éstas con aquéllas,
nos parecen negras. Ese negro es una especie de ilusión óptica.
Que esto es así puede demostrarse a veces durante los eclipses. La Luna eclipsante, con
su cara oscura vuelta hacia la Tierra, es realmente negra contra el globo brillante del
Sol. Cuando el borde de la Luna pasa por encima de una gran mancha solar, de modo
que el "negro" de la mancha contrasta con la Luna, entonces se ve que la mancha, en
realidad, no es negra.
Los Planetas del Sistema Solar
Esencialmente, un planeta se diferencia de una estrella en
su cantidad de masa, mucho menor. A causa de este
déficit, los planetas no desarrollan procesos de fusión
termonuclear y no pueden emitir luz propia; limitándose a
reflejar la de la estrella entorno a la cual giran.
Históricamente se han distinguido nueve: Mercurio,
Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y
Plutón; sin embargo, existen otros cuerpos planetarios que
por sus grandes dimensiones podrían ser considerados
también como planetas. Éste es el caso de Ceres que con
un diámetro superior a los 1. 000 km es empero,
clasificado
como
un
asteroide.
Todos los planetas recorren sus órbitas alrededor del Sol en sentido contrario al de las
agujas del reloj, fenómeno que se conoce como traslación directa. Los Planetas tienen
órbitas prácticamente circulares, según las leyes de Kepler son elipses o círculos
achatados. La desviación de la forma circular está cuantificada por el valor de la
excentricidad.
La distancia media Tierra-Sol se usa como unidad de longitud y se denomina Unidad
Astronómica (UA). Las distancias medias entre el Sol y los Planetas aumentan en
progresión
geométrica
desde
Mercurio
hasta
Plutón.
Cada Planeta realiza una revolución completa alrededor del Sol en un tiempo
denominado Periodo Sideral. Este periodo aumenta geométricamente con la distancia al
Sol según la tercera ley de Kepler. Los períodos siderales van desde los 88 días de
Mercurio hasta los 248 años de Plutón. Las velocidades orbitales de los planetas
disminuyen con la distancia (desde 45 km/s para Mercurio hasta 5 km/s para Neptuno),
pero
son
todas
del
mismo
sentido.
Los Planetas tienen un movimiento de rotación entorno a su propio eje y en el mismo
sentido que el de su traslación alrededor del Sol. Los períodos de rotación van desde los
243 días de Venus hasta las 10h que tarda Júpiter en dar una vuelta sobre si mismo. Los
ejes de rotación de los planetas muestran diversas inclinaciones respecto de la eclíptica.
La mayor parte del los Planetas poseen numerosos satélites, que generalmente orbitan
en el plano ecuatorial del planeta y en el mismo sentido de su rotación. Las órbitas de
los diferentes satélites de un planeta siguen a su vez la ley de Titus-Bode.
Los planetas ligeros o gigantes se localizan en la parte externa del Sistema Solar. Tienen
densidades pequeñas, que reflejan su pequeña cantidad de silicatos. Son planetas
constituidos básicamente por hidrógeno y helio, reflejo de la composición de la
nebulosa solar primigenia. Tienen importantes actividades meteorológicas y procesos de
tipo gravitacional en los que el planeta se va compactando, con un pequeño núcleo y
una gran masa de gas en convección permanente. Otra característica común, es el poseer
anillos formados por pequeñas partículas en órbitas más cercanas que las de sus
satélites. A este tipo pertenecen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Los grandes planetas, Júpiter y Saturno, poseen sistemas de satélites, que en cierto
modo, son modelos en miniatura del Sistema Solar. Aunque no disponen de fuentes
termonucleares de energía, siguen liberando energía gravitatoria en cantidad superior a
la
radiación
solar
que
reciben.
Los planetas densos o terrestres, están situados en la parte interna del Sistema Solar,
zona que comprende desde la órbita de Mercurio hasta el cinturón de asteroides. Tienen
densidades entre tres y cinco gramos por centímetro cúbico. Se ha producido una
selección muy alta de la materia, dando lugar a productos como uranio, torio, y potasio,
con núcleos inestables que acompañan fenómenos de fisión radiactiva. Estos elementos
han desarrollado el suficiente calor como para generar vulcanismo y procesos tectónicos
importantes. Algunos son todavía activos y han borrado los rasgos de su superficie
original.
Son
ejemplos
la
Tierra,
Io,
y
Venus.
No obstante, existen otros cuerpos planetarios que han sufrido una intensa craterización
de su superficie (Luna, Marte, Fobos, Demos, Venus, en parte, Mercurio e incluso los
asteroides). La presencia de cráteres en las superficies planetarias indica cómo ha
variado la abundancia de objetos en el espacio interplanetario a lo largo de su evolución,
proporcionando una clave para comprender la historia de cada uno de los planetas
interiores.
Orbitas de los Planetas
¿Por qué todos los planetas ocupan aproximadamente el mismo plano orbital? La mejor
conjetura astronómica es que todos se mueven en el mismo plano orbital porque
nacieron
de
un
mismo
y
único
disco
plano
de
materia.
Las teorías sugieren que el sistema solar fue en origen una enorme masa de gas y polvo
en rotación, que acaso fuese esférica en un principio. Bajo la influencia de su propia
atracción gravitatoria fue condensándose, con lo cual tuvo que empezar a girar cada vez
más
deprisa
para
conservar
el
momento
angular.
En un cierto momento de este proceso de condensación y rotación cada vez más
acentuadas, el efecto centrífugo acabó por desgajar una porción de materia del plano
ecuatorial. Esta porción de materia desgajada, que representaba un porcentaje pequeño
del total, formó un gran disco plano alrededor de la porción central principal de la nube.
De un modo u otro (pues sobre los detalles no hay ni mucho menos un consenso
general) se condensaron una serie de planetas a partir de ese disco, mientras que el
grueso de la nube se convirtió en el Sol. Los planetas siguieron girando en la región
antes ocupada por el disco, y por esa razón giran todos ellos más o menos en el mismo
plano
del
ecuador
solar.
Por razones parecidas, los planetas, a medida que se fueron condensando, fueron
formando satélites que giran, por lo general, en un único plano, que coincide con el del
ecuador
del
planeta.
Según se cree, las excepciones a esta regla son debidas a sucesos violentos ocurridos
mucho después de la formación general del sistema solar. El planeta Plutón gira en un
plano que forma un ángulo de 17 grados con el plano de revolución de la Tierra. Ningún
otro planeta tiene una órbita tan inclinada. Algunos astrónomos han conjeturado que
Plutón quizá fuese en otro tiempo un satélite de Neptuno y que logró liberarse gracias a
algún cataclismo no determinado. De los satélites actuales de Neptuno, el principal, que
es Tritón, no gira en el plano ecuatorial de Neptuno, lo cual constituye otro indicio de
algún
cataclismo
que
afectó
a
ese
planeta.
Júpiter posee siete satélites pequeños y distantes que no giran en el plano de su ecuador.
El satélite más exterior de Saturno se halla en el mismo caso. Es probable que estos
satélites no se formaran en su presente posición, en el momento de nacer el sistema
solar, sino que sean asteroides capturados mucho después por esos planetas gigantes.
Muchos de los asteroides que giran entre las órbitas de Marte y Júpiter tienen planos
orbitales muy inclinados. Una vez más, todo parece indicar una catástrofe. Es muy
posible que en origen los asteroides fuesen un solo planeta pequeño que giraba en el
plano general. Mucho después de la formación del sistema solar, una explosión o serie
de explosiones puede que fragmentara ese malhadado mundo, colocando los fragmentos
en órbitas que, en muchos casos diferían grandemente del plano orbital general.
Los cometas giran en todos los planos posibles. Ahora bien, hay astrónomos que creen
que muy en las afueras del sistema solar, como a un año-luz del Sol, existe una nube
dispersa de cometas. Estos cometas puede que se hayan condensado a partir de las
porciones más exteriores de la nube esférica original, antes de comenzar la contracción
general
y
antes
de
formarse
el
disco
ecuatorial.
En tales circunstancias, cuando de vez en cuando un cometa abandona esa capa esférica
y se precipita en las regiones interiores del sistema solar (quizá como resultado de la
influencia gravitatoria de estrellas lejanas), su plano de rotación alrededor del Sol puede
ser cualquiera.
Formación del Aire
La opinión de los astrónomos es que los planetas nacieron de torbellinos de gas y polvo,
constituidos en general por los diversos elementos presentes, en proporciones
correspondientes a su abundancia cósmica. Un 90 por 100 de los átomos eran hidrógeno
y otro 9 por 100 helio. El resto incluía todos los demás elementos, principalmente neón,
oxígeno, carbono, nitrógeno, carbón, azufre, silicio, magnesio, hierro y aluminio.
El globo sólido de la Tierra en sí nació de una mezcla rocosa de silicatos y sulfuros de
magnesio, hierro y aluminio, cuyas moléculas se mantenían firmemente unidas por
fuerzas químicas. El exceso de hierro fue hundiéndose lentamente a través de la roca y
formó
un
núcleo
metálico
incandescente.
Durante este proceso de aglomeración, la materia sólida de la Tierra atrapó una serie de
materiales gaseosos y los retuvo en los vanos que quedaban entre las partículas sólidas o
bien mediante uniones químicas débiles. Estos gases contendrían seguramente átomos
de helio, neón y argón, que no se combinaron con nada; y átomos de hidrógeno, que o
bien se combinaron entre sí por parejas para formar moléculas de hidrógeno (H2), o
bien se combinaron con otros átomos: con oxígeno para formar agua (H2O), con
nitrógeno para formar amoníaco (NH3) o con carbono para formar metano (CH4).
A medida que el material de este planeta en ciernes se fue apelotonando, el efecto
opresor de la presión y el aún más violento de la acción volcánica fueron expulsando los
gases. Las moléculas de hidrógeno y los átomos de helio y neón, al ser demasiado
ligeros
para
ser
retenidos,
escaparon
rápidamente.
La atmósfera de la Tierra quedó constituida por lo que quedaba: vapor de agua,
amoníaco, metano y algo de argón. La mayor parte del vapor de agua, pero no todo, se
condensó
y
formó
un
océano.
Tal es, en la actualidad, la clase de atmósfera que poseen algunos planetas como Júpiter
y Saturno, los cuales, sin embargo, son bastante grandes para retener hidrógeno, helio y
neón.
Por su parte, la atmósfera de los planetas interiores comenzó a evolucionar
químicamente. Los rayos ultravioletas del cercano Sol rompieron las moléculas de
vapor de agua en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno escapó, pero el oxígeno fue
acumulándose y combinándose con amoníaco y metano. Con el primero formó
nitrógeno y agua; con el segundo, anhídrido carbónico y agua.
Poco a poco, la atmósfera de los planetas interiores pasó de ser una mezcla de amoníaco
y metano a una mezcla de nitrógeno y anhídrido carbónico. Marte y Venus tienen hoy
día atmósferas compuestas por nitrógeno y anhídrido carbónico, mientras que la Tierra
debió de tener una parecida hace miles de millones de años, cuando empezó a surgir la
vida.
Esa atmósfera es además estable. Una vez formada, la ulterior acción de los rayos
ultravioletas sobre el vapor de agua hace que se vaya acumulando oxígeno libre
(moléculas formadas por dos átomos de oxígeno, O2). Una acción ultravioleta aún más
intensa transforma ese oxígeno en ozono (con tres átomos de oxígeno por molécula,
O3). El ozono absorbe la radiación ultravioleta y actúa de barrera. La radiación
ultravioleta que logra atravesar la capa de ozono en la alta atmósfera y romper las
moléculas de agua más abajo es muy escasa, con lo cual se detiene la evolución química
de
la
atmósfera...,
al
menos
hasta
que
aparezca
algo
nuevo.
Pues bien, en la Tierra apareció de hecho algo nuevo. Fue el desarrollo de un grupo de
formas de vida capaces de utilizar la luz visible para romper las moléculas de agua.
Como la capa de ozono no intercepta la luz visible, ese proceso (la fotosíntesis) podía
proseguir indefinidamente. A través de la fotosíntesis se consumía anhídrido carbónico
y
se
liberaba
oxígeno.
Así, pues, hace 500 millones de años, la atmósfera empezó a convertirse en una mezcla
de nitrógeno y oxígeno, que es la que existe hoy.
Eclipses de Sol y Luna
Un eclipse solar consiste en el oscurecimiento total o parcial del Sol que se observa
desde un planeta por el paso de un satélite, como por ejemplo el paso de la Luna entre el
Sol y la Tierra. Un eclipse de Sol sólo es visible en una estrecha franja de la superficie
de la Tierra. Cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra, proyecta sombra en
una determinada parte de la superficie terrestre, y un determinado punto de la Tierra
puede estar inmerso en el cono de sombra o en el cono de penumbra.
Aquellos que se encuentren en la zona en la cual se proyecta el cono de sombra verán el
disco de la Luna superponerse íntegramente al del Sol, y en este caso se tendrá un
eclipse solar total. Quienes se encuentren en una zona interceptada por el cono de
penumbra, verán el disco de la Luna superponerse sólo en parte al del Sol, y se tiene un
eclipse
solar
parcial.
Se da también un tercer caso, cuando la Luna nueva se encuentra en el nodo a una
distancia mayor con respecto a la media, entonces su diámetro aparente es más pequeño
con respecto al habitual y su disco no alcanza a cubrir exactamente el del Sol. En estas
circunstancias, sobre una cierta franja de la Tierra incide no el cono de sombra sino su
prolongación, y se tiene un eclipse solar anular, pues alrededor del disco lunar queda
visible
un
anillo
luminoso.
Según se produzca una de estas situaciones en los eclipses, se habla de zonas de
totalidad, de parcialidad o de anularidad, haciendo referencia con ello al tipo de eclipse
que se puede observar desde cualquier punto de la superficie terrestre. A causa del
movimiento de la Luna alrededor de la Tierra y del movimiento de la Tierra alrededor
de sí misma, la sombra de la Luna sobre la superficie terrestre se mueve a unos 15 km/s.
La fase de totalidad para un determinado punto geográfico no supera por tanto los ocho
minutos. Esta zona puede tener anchura y longitud máxima de 200 y 15.000 km
respectivamente.
Un eclipse lunar consiste en el paso de un satélite planetario, como la Luna, por la
sombra proyectada por el planeta, de forma que la iluminación directa del satélite por
parte del Sol se interrumpe. Tienen lugar únicamente cerca de la fase de luna llena, y
pueden ser observados desde amplias zonas de la superficie terrestre, particularmente de
todo el hemisferio que no es iluminado por el Sol, siempre que la Luna esté por encima
del
horizonte.
Normalmente la desaparición de la Luna no es total; su disco queda iluminado por la luz
dispersada por la atmósfera terrestre y adquiere un halo rojizo. La sombra total o umbra
producida por la tierra queda rodeada por una región de sombra parcial llamada
penumbra. En las etapas iniciales y postreras del eclipse lunar, la Luna entra en
penumbra.
Dependiendo de si la luna entra o no completamente en zona de umbra se pueden
distinguir los eclipses totales de Luna, cuando el satélite se sumerge completamente en
umbra, los eclipses parciales de Luna, cuando penetra sólo en parte en umbra y sólo una
parte de la superficie lunar es visiblemente oscurecida, y los eclipses de penumbra,
cuando la Luna pasa sólo a través del cono de penumbra, difícilmente perceptibles a
simple vista y únicamente evidentes mediante adecuadas técnicas fotográficas.
La duración máxima de los eclipses totales de Luna es de 3, 5 horas. Se define la
magnitud de un eclipse lunar como la longitud del camino lunar a través de la umbra
dividido
por
el
diámetro
aparente
de
la
Luna.
El estudio de los eclipses de Luna, además de permitir medidas astronómicas como la
verificación de los momentos de contacto entre el disco de nuestro satélite natural y el
cono de sombra, es útil para analizar de forma indirecta las condiciones de la atmósfera
terrestre, pues la densidad y coloración de los conos de umbra y penumbra están muy
influidos por la presencia de ozono y polvo en suspensión en los diversos estratos de la
atmósfera.
Formación de los Océanos
A principios del siglo XX se pensaba que la Tierra y los demás planetas estaban
formados de materia arrancada del Sol. Y circulaba la imagen de una Tierra en gradual
proceso de enfriamiento, desde la incandescencia hasta el rojo vivo, para pasar luego a
un calor moderado y finalmente al punto de ebullición del agua. Una vez enfriada lo
bastante para que el agua se condensase, el vapor de agua de la atmósfera caliente de la
Tierra pasó a estado líquido y empezó a llover, y llover, y llover y,...
Al cabo de muchos años de esta increíble lluvia de agua hirviendo que saltaba y
bramaba al golpear el suelo caliente, las cuencas de la accidentada superficie del planeta
acabaron por enfriarse lo bastante como para retener el agua, llenarse y constituir así los
océanos.
Muy
espectacular...,
pero
absolutamente
falso,
podríamos
casi
asegurar.
Hoy día, los científicos están convencidos de que la Tierra y demás planetas no se
formaron a partir del Sol, sino a partir de partículas que se conglomeraron hacia la
misma época en que el Sol estaba gestándose. La Tierra nunca estuvo a la temperatura
del Sol, pero adquirió bastante calor gracias a la energía de colisión de todas las
partículas que la formaron. Tanto, que su masa, relativamente pequeña, no era capaz en
un principio de retener una atmósfera ni el vapor de agua.
O lo que es lo mismo, el cuerpo sólido de esta Tierra recién formada no tenía ni
atmósfera
ni
océanos.
¿De
dónde
vinieron
entonces?
Desde luego había agua (y gases) combinada débilmente con las sustancias rocosas que
constituían la porción sólida del globo. A medida que esa porción sólida se fue
empaquetando de forma cada vez más compacta bajo el tirón de la gravedad, el interior
se fue haciendo cada vez más caliente. Los gases y el vapor de agua se vieron
expulsados de esa su anterior combinación con la roca y abandonaron la sustancia
sólida.
Las pompas gaseosas, al formarse y agruparse, conmocionaron a la joven Tierra con
enormes cataclismos, mientras que el calor liberado provocaba violentas erupciones
volcánicas. Durante muchísimos años no cayó ni una gota de agua líquida del cielo; era
más bien vapor de agua, que salía silbando de la corteza, para luego condensarse. Los
océanos
se
formaron
desde
arriba,
no
desde
abajo.
En lo que los geólogos no están de acuerdo hoy día es en la velocidad de formación de
los océanos. ¿Salió todo el vapor de agua en cosa de mil millones de años, de suerte que
el océano tiene el tamaño actual desde que comenzó la vida? ¿O se trata de un proceso
lento en el que el océano ha ido creciendo a través de las eras geológicas y sigue
creciendo
aún?
Quienes mantienen que el océano se formó en los comienzos mismos del juego y que ha
conservado un tamaño constante desde entonces, señalan que los continentes parecen
ser un rasgo permanente de la Tierra. No parece que fuesen mucho más grandes en
tiempos pasados, cuando era el océano supuestamente mucho más pequeño.
Por otra parte, quienes opinan que el océano ha venido creciendo de forma constante,
señalan que las erupciones volcánicas escupen aún hoy cantidades ingentes de vapor de
agua al aire: vapor de agua de rocas profundas, no del océano. Además, en el Pacífico
hay montañas submarinas cuyas cimas, planas, quizá estuviesen antes al nivel del mar,
pero
ahora
quedan
a
cientos
de
metros
por
debajo
de
él.
Acaso sea posible llegar a un compromiso. Se ha sugerido que aunque el océano ha ido
efectivamente creciendo continuamente, el peso del agua acumulada hizo que el fondo
marino cediera. Es decir, según esta hipótesis, los océanos han crecido constantemente
en profundidad, pero no en anchura. Lo cual explicaría la presencia de esas mesetas
marinas sumergidas y también la existencia de los continentes.
El Inicio de la Vida
¿Cómo empezó la vida? Una respuesta clara y rotunda no la hay, porque cuando
empezó la vida no había nadie allí que sirviese de testigo. Pero se pueden hacer análisis
lógicos
del
problema.
Los astrónomos han llegado a ciertas conclusiones acerca de la composición general del
universo. Han encontrado, por ejemplo, que un 90% de él es hidrógeno y un 9% helio.
El otro 1% está constituido principalmente por oxígeno, nitrógeno, neón, argón,
carbono,
azufre,
silicio
y
hierro.
Partiendo de ahí y sabiendo de qué manera es probable que se combinen tales
elementos, es lógico concluir que la Tierra tenía al principio una atmósfera muy rica en
ciertos compuestos de hidrógeno: vapor de agua, amoníaco, metano, sulfuro de
hidrógeno, cianuro de hidrógeno, etc. Y también habría un océano de agua líquida con
gases
atmosféricos
disueltos
en
ella.
Para que se iniciase la vida en un mundo como éste es preciso que las moléculas
elementales que existían, al principio se combinaran entre sí para formar moléculas
complejas. En general, la construcción de moléculas complicadas de muchos átomos a
base de moléculas elementales de pocos átomos requiere un aporte de energía. La luz
del Sol (sobre todo su contenido ultravioleta), al incidir sobre el océano, podía
suministrar la energía necesaria para obligar a las moléculas pequeñas a formar otras
mayores.
Pero
¿cuáles
eran
esas
moléculas
mayores?
El químico americano Stanley L. Miller decidió en 1952 averiguarlo. Preparó una
mezcla de sustancias parecida a la que, según se cree, existió en la primitiva atmósfera
terrestre, y se cercioró de que era completamente estéril. Luego la expuso durante varias
semanas a una descarga eléctrica que servía como fuente de energía. Al final comprobó
que la mezcla contenía moléculas algo más complicadas que aquéllas con las que había
comenzado. Todas ellas eran moléculas del tipo que se encuentran en los tejidos vivos y
entre ellas había algunos de los aminoácidos que son los bloques fundamentales de unos
importantes
compuestos:
las
proteínas.
Desde 1952 ha habido muchos investigadores, de diversos países, que han repetido el
experimento, añadiendo detalles y refinamientos. Han construido diversas moléculas
por métodos muy distintos y las han utilizado luego como punto de partida de otras
construcciones.
Se ha comprobado que las sustancias así formadas apuntan directamente hacia las
complejas sustancias de la vida: las proteínas y los ácidos nucleicos. No se ha hallado
ninguna sustancia que difiera radicalmente de las que son características de los tejidos
vivos.
Aún no se ha conseguido nada que ni por un máximo esfuerzo de imaginación pudiera
llamarse viviente, pero hay que tener en cuenta que los científicos están trabajando con
unos cuantos decilitros de líquido, durante unas cuantas semanas cada vez. En los
orígenes de la Tierra, lo que estaba expuesto al Sol era un océano entero de líquido
durante
miles
de
millones
de
años.
Bajo el azote de la luz solar, las moléculas del océano fueron haciéndose cada vez más
complejas, hasta que en último término surgió una que era capaz de inducir la
organización de moléculas elementales en otra molécula igual que ella. Con ello
comenzó y continuó la vida, evolucionando gradualmente hasta el presente. Las formas
primitivas de «vida» tuvieron que ser mucho menos complejas que las formas más
simples de vida en la actualidad, pero de todos modos ya eran bastante complejas. Hoy
día los científicos tratan de averiguar cómo se formó esa singular molécula que
acabamos,
de
mencionar.
Parece bastante seguro que la vida se desarrolló, no como un milagro, sino debido a la
combinación de moléculas según una trayectoria de mínima resistencia. Dadas las
condiciones de la Tierra primitiva, la vida no tuvo más remedio que formarse, igual que
el hierro no tiene por menos que oxidarse en el aire húmedo. Cualquier otro planeta que
se parezca física y químicamente a la Tierra desarrollaría inevitablemente vida, aunque
no necesariamente inteligente o como la que conocemos.
El Sol y la Vida
Uno de los pocos puntos sobre el cual los científicos actuales están de acuerdo con los
de la antiguedad es que el Sol es la fuente de toda forma de vida sobre la Tierra. El
continuo fluir de energía radiante que baña la superficie de nuestro planeta, y que
proviene de aquél auténtico infierno termonuclear que es el Sol, ha permitido a la vida
desarrollarse
y
prosperar.
Los estudios más precisos sobre el Sol han revelado que nuestro astro rey no posee
zonas verdaderamente sólidas. Aparece como una enorme bola de gas, en cuyo centro la
presión gravitacional es tan alta como para hacer que el gas se convierta en semisólido.
El Sol tiene una superficie amarilla luminosa, conocida como fotosfera, con una
temperatura variable entre los 10.000O ºC y los 4.400O ºC en la parte más externa. Son
temperaturas extremadamente altas, pero casi sin valor en comparación con las de su
núcleo que, se estima, superaría los 15 millones de grados centígrados. Sobre la
fotosfera existe una cobertura de gas de color rosado que tiene temperaturas que oscilan
entre los 4.400 y el millon de grados centígrados. Es conocida como cromosfera.
La región del Sol más externa y extensa que se conoce es la corona, compuesta de
vapores, filamentos y rayos de luz blanca. El gas que la alimenta está a unos dos
millones de grados centígrados y, precisamente a causa de estas altísimas temperaturas,
el gas ionizado de la corona (llamado plasma), es impulsado desde la superficie del Sol
hacia el espacio. Estas partículas de la corona solar constituyen el viento solar, que llega
hasta
la
Tierra.
Las manchas solares, uno de los fenómenos más conocidos de nuestro astro, son
probablemente vórtices de gas provocados por complicadas corrientes gaseosas del Sol.
Cuando la actividad solar es muy intensa, se observan las llamadas protuberancias,
lenguas luminosas que salen de la cromosfera, y las famosas erupciones.
Existen muchas relaciones entre los fenómenos solares y la vida sobre la Tierra. Una
relación evidente es la que hay entre actividad solar y crecimiento de las plantas. El
espesor de los anillos de los árboles es mayor durante la época de máxima actividad del
Sol.
Uno de los fenómenos básicos en la evolución de los seres vivos sobre nuestro planeta
es la fotosíntesis, proceso en virtud del cual los organismos con clorofila, como las
plantas verdes, las algas y algunas bacterias, capturan energía en forma de luz y la
transforman en energía química. Prácticamente toda la energía que consume la vida de
la biosfera terrestre procede de la fotosíntesis y, sin el Sol, esta sería imposible.
Incluso se especula que la historia de la humanidad puede estar influenciada por ella. En
1789, el año de la Revolución Francesa, se tuvo el máximo de actividad solar. Tal vez
fue sólo un caso, porque otros acontecimientos históricos importantes se produjeron en
períodos
de
baja
actividad.
Las interrogantes aún existentes sobre nuestra estrella son muchas. La primera entre
todas es la relativa a su vida: ¿por cuanto tiempo continuará el Sol proporcionando a la
Tierra la energía vital? El proceso vital del Sol es el mismo que proporciona la energía
para una bomba H y el propio Sol es comparable a la explosión controlada de millones
y millones de bombas de hidrógeno que estallan ininterrumpidamente. Sólo puede
decirse una cosa: cuando este ciclo se interrumpa y el Sol se apague, habrán
transcurrido miles de millones de años.
Hijos de las Estrellas
El origen de la vida está en las explosiones de las grandes supernovas, que tuvieron
lugar miles de millones de años antes de que existiéramos. Todos los átomos que hoy
componen nuestro cuerpo, como piezas de un puzzle, se formaron un día en el interior
de
las
estrellas.
Somos, literalmente, hijos de las estrellas. El hierro que en este
momento corre por nuestra sangre, el calcio de los huesos que
nos mantiene en pie, el carbono de nuestro ADN, el oxígeno que
respiramos... todo, nació de la fusión de protones en el interior de
alguna
estrella.
Los átomos se componen de protones, electrones y neutrones.
Hay 92 tipos de átomos en estado natural. Lo que distingue unos
de otros es el número de protones que contienen. El más simple es el átomo de
hidrógeno, con sólo un protón. Le sigue el helio con dos protones, el litio con tres,
berilio con cuatro... y así sucesivamente hasta llegar al uranio, con 92 protones.
Las estrellas se forman principalmente de hidrógeno que, al ser el elemento más simple,
es el más abundante en el Cosmos. En el núcleo de las estrellas, la presión y la
temperatura son tan altas, que los átomos se aprisionan y chocan entre sí de un modo tan
violento que acaban fusionándose. Dos átomos de hidrógeno se fusionan y forman un
átomo de helio. Dos de helio se fusionan y forman uno de berilio.
Cada vez que se fusiona un nuevo protón, forma un nuevo tipo de átomo, más pesado
que el anterior. Así, con seis protones fusionados tendremos carbono, con siete
nitrógeno, con ocho oxígeno, etc. En cada proceso de fusión se libera una cantidad
enorme de energía. Parte de esta energía es la propia luz y el calor que desprenden las
estrellas.
En las estrellas pequeñas, el proceso de fusión sólo llega hasta el carbono. No tienen
fuerza para continuar. Por eso el carbono abunda tanto en el Cosmos. Sin embargo, en
las grandes estrellas masivas la cadena de fusión continúa. Se forman los elementos
básicos para la vida: además del hidrógeno y el carbono que ya teníamos, se forman el
nitrógeno y el oxígeno. El agua, tan importante para la vida, es la combinación de
hidrógeno y oxígeno. También se forma en el interior de las supernovas, que luego la
desprenden en forma de vapor cuando explotan.
La fusión de protones continúa, cada vez más rápidamente, hasta llegar al hierro, en
forma de gas. Cuando el núcleo de la estrella se convierte en hierro, la explosión es
inminente. Cuando una supernova explota, todos los gases y materiales pesados de su
núcleo salen despedidos al espacio con una violencia inimaginable. Los elementos de la
vida
se
dispersan
por
todo
el
Cosmos.
Nuestros antepasados miraban a las estrellas con reverencia y temor. Les hacían
ofrendas y les levantaban monumentos. De algún modo, sentían su vida ligada a ellas.
Somos la primera generación en la historia de la humanidad que ha perdido las estrellas.
Con la contaminación lumínica y ambiental dejamos de verlas. Y de mirarlas. Hemos
perdido el recuerdo de que somos materia estelar, hijos de las Estrellas.
ADN, el Código de la Vida
El ácido desoxirribonucleico o ADN es la molécula que contiene la información de la
vida. Su descubrimiento pasará a la Historia como uno de los grandes avances del s.
XX. Ya en 1.869 Friedrich Mieschen logró aislarlo a partir de glóbulos blancos, pero
nunca supo de su importancia. En 1.953 James Watson y Francis Crick descubrieron la
estructura y el comportamiento del ADN, lo que les valió el nóbel de medicina en
1.962.
El ADN es el responsable del parecido entre padres e hijos, y de que exista un molde
común para cada especie. Contiene toda la información genética, las instrucciones de
diseño de todos y cada uno de nosotros. Y del resto de seres vivos, desde la bacteria más
simple hasta el organismo más complejo. En el ADN hay decenas de miles de genes.
Son los encargados de fabricar las proteínas necesarias para el desarrollo de las distintas
funciones
vitales.
La mayor parte del ADN está en el núcleo de las células. Cada célula de nuestro cuerpo
almacena una copia de esta información. Cada molécula de ADN se compone de dos
cadenas de nucleótidos que se cruzan entre sí en forma de doble hélice. Es esa imagen
tan característica que nos viene a la mente cuando se habla del ADN.
Los nucleótidos son, en realidad, unas moléculas más pequeñas, y hay de cuatro tipos:
adenina (A), timina (T), citosina (C) y guanina (G). Los cuatro se combinan para formar
el código genético, del mismo modo que las letras se combinan para formar palabras:
ATTC
TCGA...
Toda esta información está dispersa por el núcleo. Pero, cuando la célula va a dividirse,
se ordena en pequeños paquetes en forma de bastoncillos: los cromosomas. En las
células humanas hay 23 pares de cromosomas en total. La información en ellos está
muy compactada, pues contienen la de los miles de genes. Cuando la célula se divide, la
información se transmite y el ADN crea una copia de sí mismo.
La nueva copia debería ser idéntica. Pero no lo es. Lo habitual es que en el proceso se
cometan fallos. Entonces, hablamos de mutaciones. Todos tenemos algunas mutaciones
en nuestros genes. La mayoría carecen de importancia. Algunas veces, en cambio,
pueden provocar enfermedades o consecuencias muy graves. Las mutaciones no
siempre son negativas. A veces aportan una ventaja sobre el resto de individuos y
contribuyen a la evolución de la especie. Esto ha ocurrido en la historia de la evolución,
aunque
no
es
lo
habitual.
También hay ADN fuera del núcleo de la célula. Es el ADN
mitocondrial, que permanece incluso en restos muy
antiguos de seres vivos. A diferencia del ADN del núcleo,
el mitocondrial sólo se hereda de la madre. Gracias a él, se
sabe que casi todos descendemos de un pequeño grupo de
madres que sobrevivió a una edad de hielo durante el
Paleolítico. El ADN es muy útil en el estudio de las grandes
migraciones humanas de la Historia. El estudio del ADN
fósil aporta datos que no se obtienen de otra forma.
Su utilidad es evidente en campos como la medicina, la resolución de delitos,
identificación de personas desaparecidas, determinar una paternidad, etc. Toda la
información de cualquier ser vivo está escrita en su ADN. Determina nuestros rasgos
físicos, de carácter, aptitudes, lazos familiares, predisposición a padecer enfermedades,
o
a
adoptar
unos
comportamientos
u
otros...
Pero no seamos pesimistas. El ADN no programa nuestra vida y nuestro destino.
Intervienen muchos otros factores como el entorno en que nacemos, la educación
recibida, alimentación, hábitos de vida, circunstancias... El ADN reparte las cartas, pero
no decide la partida.
Darwin y la Evolución
En 1831, el joven Charles Darwin embarcaba a bordo del Beagle, en una travesía que
cambiaría para siempre su vida y la historia de la ciencia. Acababa de abandonar sus
estudios de Medicina, y huía de la vida de clérigo que su padre le tenía preparada.
Embarcó sin una función específica a bordo. Durante los cinco años de viaje, fue
asumiendo
cada
vez
más
el
papel
de
naturalista.
El Beagle tenía la misión de cartografiar la costa sudamericana. A Darwin le impresionó
la belleza de aquellos paisajes, tan lejanos y diferentes de la vieja Inglaterra. La
Patagonia, la Tierra de Fuego, el archipiélago de Chiloé y, sobre todo, las islas
Galápagos.
Los pinzones y las tortugas gigantes de las Galápagos le fascinaron. Su curiosidad le
llevó a recopilar una gran cantidad de fósiles. La fauna que veía era nueva para él. Sin
embargo, le llamaba la atención el parecido con las especies europeas. Lo mismo
sucedía con los fósiles que recogía. Los animales extintos se parecían mucho a los
actuales, aunque no eran iguales. Empezó a concebir la idea de una selección natural.
Pensó que todas las formas vivas tenían un origen común y, mediante pequeñas y lentas
transformaciones, evolucionaron en las diversas formas de vida que hoy conocemos.
Cuando algunos individuos de una especie desarrollan una ventaja que les permite
adaptarse mejor al medio, sobreviven y se reproducen. Sus descendientes heredan esa
ventaja adaptativa. Mientras que los individuos peor adaptados no sobreviven, no dejan
descendencia
y
acaban
extinguiéndose.
De generación en generación, las diferencias se hacen mayores y dan origen a las
distintas especies. La evolución es tan lenta a lo largo de los eones geológicos, y nuestra
vida
tan
corta,
que
por
eso
no
podemos
apreciarlo.
Darwin publicó su teoría sobre el origen y la evolución de las especies en 1.859. Fue
una revolución del pensamiento. La sociedad acogió bien sus ideas. Batió récords de
ventas y se agotaron varias ediciones. Unos años antes Malthus había publicado su
ensayo sobre la población, en el que decía que la población crece a un ritmo mucho
mayor que los recursos, lo que da lugar a guerras y calamidades, y sólo los más aptos
sobreviven. Ahora, Darwin aplica la misma idea al mundo natural.
Su teoría le supuso el enfrentamiento con la iglesia
anglicana y los sectores ingleses más conservadores.
Concebían la Creación como algo inmóvil. Para ellos,
Dios creó las especies tal y como las conocemos, y el
hombre no era una criatura más sino que estaba en una
escala superior. La evolución de Darwin priva al hombre
de su posición privilegiada. Es un producto más de la evolución, y su origen es común
con el resto de especies. Se hicieron crueles caricaturas de Darwin con la famosa
leyenda de que el hombre desciende del mono. Algo que, por cierto, él nunca dijo, al
menos
no
así.
Darwin fue consciente de la revolución científica y cultural que suponía su teoría. Por
eso tardó tantos años en publicarla, y sólo lo hizo cuando pensó que otro colega,
Wallace,
se
le
iba
a
adelantar.
A lo largo del siglo XX, las tesis de Darwin continuaron siendo polémicas. Algunos se
las apropiaron para justificar la supremacía de unas razas frente a otras, o de unas clases
sociales frente al resto. Hoy, en algunas zonas de América, siguen siendo rechazadas
por los creacionistas.
Origen del Ser Humano
Hace 50.000 años, un pequeño grupo de hombres y mujeres abandonó Africa en busca
de alimento. Eran los supervivientes de una cruda glaciación. Hoy, 2.000 generaciones
después y con una población mundial de 7.000 millones de habitantes, cuesta pensar
que
sean
los
antepasados
comunes
de
todos
nosotros.
Nuestro ADN revela que todos somos una única raza. Los distintos caracteres sólo son
las adaptaciones que nuestros antepasados desarrollaron al poblar los distintos rincones
del
planeta.
Todos
somos
parientes,
no
tan
lejanos.
Nuestra especie, el homo sapiens, nació hace 100.000 años. Si la historia de la Tierra
estuviera contada en un día, el hombre aparecería 1'7 segundos antes de la medianoche.
Somos unos recién llegados. El homo sapiens fue la especie elegida, la que sobrevivió y
evolucionó. Antes, otras especies parecidas lo intentaron sin éxito y se extinguieron,
como
el
neanderthal.
También el hombre estuvo a punto de desaparecer en varias ocasiones. Su inteligencia,
creatividad y las mutaciones genéticas le salvaron de la extinción. Los cambios
climáticos
provocaron
el
salto
evolutivo
de
la
especie
humana.
El estudio de los restos fósiles y los análisis genéticos del ADN nos remotan al origen
del hombre y su evolución. Los restos humanos más antiguos están en Sudáfrica. Hace
50.000 años, una glaciación estuvo a punto de acabar con la humanidad. Sólo unos
centenares sobrevivieron, cobijados en cuevas de la costa sudafricana. Se alimentaban
de
tubérculos
y
productos
del
mar.
Pero llegó un momento en que los alimentos escaseaban. Abandonaron Africa y
emprendieron viaje hacia el sudeste asiático. Sorprendentemente, la primera zona que
poblaron fue Australia. En aquella época el nivel del mar estaba muy bajo y sólo 250
kms de agua separaban Asia de Australia. Continúa siendo un misterio cómo lograron
cruzar, pero es un hecho que lo hicieron. Los restos fósiles de hace 50.000 años lo
confirman.
Hace 45.000 años poblaron Asia central, la India y China. El grupo de la India se adaptó
muy bien y creció rápidamente. El grupo de China, en cambio, quedó aislado durante
muchas generaciones. Desarrolló mutaciones genéticas para adaptarse mejor a su
hábitat. Así nacieron los rasgos asiáticos. Pero el clima volvió a cambiar y fuertes
sequías asolaron Asia. El grupo de Asia central partió hacia tierras más frías en busca de
pastos. Fueron los primeros pobladores de Europa, hace 40.000 años.
El hombre no llegó a América hasta hace 15.000 años. De nuevo, un cambio climático
fue determinante. Durante la última glaciación, un grupo asiático cruzó el estrecho de
Bering congelado. Al volver a subir el nivel del mar, quedó aislado en el nuevo
continente y desarrolló los rasgos indígenas característicos. Hace tan sólo 500
generaciones que el hombre terminó de conquistar todas las zonas habitables del
planeta.
Los cambios climáticos dominan la evolución del ser humano. Hoy nos enfrentamos a
un nuevo cambio climático de consecuencias impredecibles. ¿Sabremos adaptarnos a
los nuevos retos como lo hicieron los antepasados? Quizás estemos a las puertas de una
nueva etapa de la evolución humana.
La Biodiversidad
Tras 4.000 millones de años de evolución, las más diversas formas de vida pueblan la
Tierra. Un gran número de animales, plantas y otros seres vivos forman la biodiversidad
de nuestro planeta. Habitan desde las profundidades marinas hasta las cordilleras más
altas, los bosques tropicales y los áridos desiertos, incluso los hielos polares... La
existencia de hábitats tan distintos es precisamente la causa de que la diversidad de
formas
de
vida
en
la
Tierra
sea
tan
amplia
y
variada.
Desde que los primeros organismos unicelulares aparecieron en el mar, se calcula que
miles de millones de especies han poblado la Tierra. Tras un período de supervivencia
más o menos largo, la mayoría evolucionan en otras especies nuevas o acaban
extinguiéndose. Las especies actuales son sólo el 1% de todas las que han pasado por la
Tierra.
Se estima que hoy viven unos 100 millones de especies, entre animales y vegetales.
Aunque las catalogadas no llegan a los dos millones. Hay muchas especies aún
desconocidas. La mayoría son insectos, plantas y otros pequeños organismos. Son
difíciles de ver y, a veces, viven en lugares demasiado inaccesibles para el ser humano.
También los fondos oceánicos están aún sin explorar. Muchas especies se extinguen
incluso
antes
de
ser
descubiertas.
La biodiversidad aporta al entorno un equilibrio que es
necesario para la supervivencia de todos los seres vivos.
Interviene en todos los procesos naturales que sostienen
la vida: renueva el aire, mantiene la riqueza del suelo,
participa en los ciclos del agua y del carbono, equilibra
el clima y la temperatura, etc. Actúa como un
mencanismo perfecto. Las especies interaccionan unas
con
otras.
La pérdida de una sola especie afecta al equilibrio de todo el ecosistema. La
biodiversidad produce el alimento y los recursos necesarios para todas las criaturas que
forman parte de él. Lo distribuye de manera diferente en las distintas zonas del planeta,
y se adapta a las características de cada hábitat, del mismo modo que las especies
evolucionan
para
adapatarse
mejor
al
medio
en
que
viven.
De la biodiversidad se obtienen también los compuestos químicos necesarios para
fabricar los fármacos. La Naturaleza no desaprovecha sus recursos, y da a cada especie
lo que necesita. Cuando por causa de hombre desaparece una especie, quizás esté
destruyendo
algo
que
va
a
necesitar.
Hoy, muchas especies en todo el mundo están en retroceso o en claro peligro de
extinción. Los expertos creen que ha comenzado la sexta gran extinción. Las grandes
extinciones son algo natural en la historia de la Tierra. Se cree que extinciones pasadas
se debieron a cambios climáticos. O al impacto de un meteorito, en el caso de la gran
extinción del Cretácico, que acabó con los dinosaurios. Pero desconocemos la causa con
certeza. Parece que, esta vez, el impacto del hombre sobre el entorno está provocando o,
al menos, acelerando la extinción.