I. LA NATURALEZA Y SU EVOLUCI�N QU�MICA

INTRODUCCI�N

LA TIERRA, planeta que habitamos, no es m�s que un gran conjunto de mezclas de sustancias qu�micas. La materia en ella exist�a, como lo han demostrado los ge�logos, desde hace 4 500 millones de a�os.

Pero, �c�mo y cu�ndo se form� la Tierra?, �y nuestro Sol?, �y la V�a L�ctea con sus 200 000 millones de estrellas?, �y las otras galaxias?

Adem�s, �de d�nde provino toda la materia que forma el Universo?, �c�mo y cu�ndo se formaron los elementos qu�micos y sus �tomos?, �y la vida?, �somos los �nicos?

Todas estas preguntas inquietan al hombre. Su raciocinio le induce a reflexionar acerca de su origen y el de todas las cosas.

EVIDENCIA DEL ORIGEN COM�N DE LOS ELEMENTOS

Actualmente, la ciencia ha permitido al g�nero humano encontrar respuesta a algunas de esas interrogantes. Tal vez no todas sean totalmente correctas, pero las evidencias actuales indican que parecen ser acertadas aunque podr�an ser modificadas en el futuro, a la luz de nuevas concepciones y de nueva informaci�n.

Desde luego, no podemos viajar al pasado para buscar el origen de la materia. No obstante, en el Universo actual hay indicios que nos permiten plantear hip�tesis relativas a lo que sucedi� muchos a�os atr�s.

Adem�s de conocer la superficie terrestre, hemos podido analizar meteoritos y tenemos ya muestras lunares y marcianas. Por otra parte, el an�lisis de la luz de las estrellas nos ha revelado su composici�n qu�mica.

Los �tomos de cada elemento qu�mico y las mol�culas que dichos �tomos forman se manifiestan de manera distinta, y por ello hemos podido reconocerlos a distancias enormes, gracias a la astrof�sica y a la cosmoqu�mica.

Figura I.1. Parte central de la nebulosa de Ori�n

Por otra parte, en el n�cleo at�mico se encuentra otra caracter�stica de cada elemento: su n�mero de protones.

Recordemos que el n�cleo est� formado esencialmente por neutrones y protones, estos �ltimos con una carga el�ctrica positiva. Los �tomos de un mismo elemento tienen el mismo n�mero de protones en el n�cleo, aunque el de neutrones puede variar. Por ello acostumbramos definir al n�clido de la siguiente forma: es un �tomo con un n�mero caracter�stico de protones y de neutrones.

Para referirse a un n�clido determinado, se acostumbra emplear el s�mbolo qu�mico del elemento correspondiente y colocar a su izquierda dos cantidades: arriba su n�mero de masa A (A = n�mero de masa o n�mero de protones + neutrones), y debajo su n�mero at�mico Z (Z = n�mero at�mico o n�mero de protones en el n�cleo). As� el n�mero de neutrones N es la diferencia N = A - Z.

Existen 109 elementos conocidos, con Z desde 1 hasta 109,¹ pero hay m�s de 1 300 variedades de n�cleos. Cada una de �stas es un n�clido.

Un hecho sorprendente es que la abundancia de los elementos qu�micos, e incluso de sus is�topos, sea similar en todos los objetos conocidos del Universo, una vez que se toman en cuenta ciertos procesos secundarios. Por ejemplo, es obvio que los meteoritos que han ca�do en la Tierra han perdido muchos elementos ligeros, pero aquellos que se conservan existen en las mismas proporciones que en el Sol. Asimismo, en la corteza terrestre, o en la lunar, los elementos tambi�n reproducen la abundancia solar.

Figura I.2. Is�topos, protones y neutrones se mantienen unidos por el n�cleo gracias a la llamada interacci�n fuerte o fuerza nuclear. Por ello, para formar o destruir un n�cleo se requiere o se libera una gran cantidad de energ�a.

ABUNDANCIA DE LOS IS�TOPOS

Como hemos visto, los �tomos de un elemento no son todos iguales. Hay �tomos de hidr�geno, por ejemplo, con 1, 2 o 3 part�culas en su n�cleo. Desde luego, en todos ellos hay s�lo un prot�n, y eso es lo que caracteriza al hidr�geno. Los diferentes is�topos de los �tomos no son igualmente estables ni ocurren en la naturaleza con la misma posibilidad. Por ejemplo, de cada 100 000 �tomos de hidr�geno, 99 985 son de y15 son de .

Los de tritio son inestables y, por tanto, casi no se encuentran libres en la naturaleza. Por ejemplo, el boro tiene dos is�topos muy estables, pero no ocurren con la misma abundancia. De cada 10 000 �tomos de boro 1 978 son de y 8 022 son de .

Figura I.3. Abundancia relativa de los elementos del Universo (% en masa)

�Por qu� aparecen con esta abundancia? y �por qu� sucede lo mismo en la Tierra, en el Sol o en cualquier otro lugar del Universo?, �por qu� se repite este hecho para otros muchos elementos?

Por si fuera poco, en las estrellas (ya sea de nuestra galaxia, o de otras), as� como en el medio interestelar, se ha detectado la presencia dominante del hidr�geno y helio. Los otros elementos se han encontrado en menores proporciones.

Estos hechos sugieren que la formaci�n de los elementos qu�micos tiene que haber sido com�n para todo el Universo. Es decir, existi� un origen com�n de toda la materia.

LA GRAN EXPLOSI�N

Todo hace pensar a los cientificos que hace unos 15 000 millones de a�os, la materia, que se encontraba concentrada con alt�sima densidad y temperatura, explot� violentamente. La explosi�n provoc� su expansi�n y enfriamiento graduales.

Hace m�s de 60 a�os, en 1923, el astr�nomo Hubble demostr� que las galaxias se alejan unas de otras como los puntos trazados sobre un globo que se infla.

Vivimos, pues, en un universo en expansi�n. En 1946, George Gamow propuso que, retrocediendo en el tiempo, debi� existir un momento en que toda la materia estuviera concentrada. Seg�n Gamow, en la gran explosi�n se sintetizaron los elementos qu�micos en las proporciones actuales (en esto se equivoc�, como veremos). Hasta 1965 no existi� ninguna prueba de la ocurrencia veraz de la gran explosi�n.

Medio segundo despu�s de la explosi�n,² la materia no ten�a su apariencia actual. Exist�a como part�culas aisladas de materia y antimateria interactuando continuamente entre s� y con la radiaci�n. Despu�s, la temperatura de la "sopa" de materia y radiaci�n era de unos 10¹⁰ K (10 000 millones de grados Kelvin). Se hab�an formado ya electrones, protones y neutrones.

En la antimateria las part�culas tienen la carga opuesta a las de la materia; as�, el positr�n, el equivalente del electr�n, tiene carga positiva

I.4. La gran explosi�n. Las galaxias se alejan unas de las otras.

LA FORMACI�N DE LOS N�CLEOS DE HIDR�GENO Y HELIO

Las colisiones entre protones dieron lugar a los primeros n�cleos con m�s de una part�cula, los cuales se estabilizaron cuando la temperatura se redujo a 10⁹ K.

Unos minutos despu�s de la explosi�n, el Universo conten�a ya una buena proporci�n de helio (entre 25 y 30% en peso). Sin embargo, como continu� la expansi�n y el enfriamiento, no fue posible que m�s part�culas se adicionaran a los n�cleos de helio para formar cantidades apreciables de elementos m�s pesados, como litio (Z = 3), berilio (Z = 4), boro (Z = 5), carb�n (Z = 6), etc�tera.

A temperaturas tan altas, los electrones existentes no permanec�an ligados a los n�cleos por atracci�n el�ctrica. Ello s�lo pudo ocurrir cuando el enfriamiento posterior alcanz� los 5 000 K. Entonces, los n�cleos de hidr�geno y helio se vieron rodeados de sus electrones, y de esta manera se formaron los primeros �tomos el�ctricamente neutros. A partir de este momento dej� de existir la interacci�n frecuente, que hab�a venido d�ndose entre las part�culas y la radiaci�n, la cual qued� "libre" para viajar por todas partes.

500 000 a�os despu�s de la gran explosi�n se hab�an formado, por fin, �tomos de hidr�geno y helio

Figura I.5 El ciclo prot�n-prot�n es un mecanismo por el cual se sintetizaron los n�cleos de helio a partir de protones.

LA RADIACI�N C�SMICA DE FONDO

En 1965, casi por casualidad, los astrof�sicos Penzias y Wilson, quienes buscaban posibles interferencias a las transmisiones v�a sat�lite, se encontraron con una radiaci�n que llegaba a la Tierra desde todas las direcciones. Esta se denomin� "radiaci�n c�smica de fondo" y constituye la mayor prueba de la veracidad de la gran explosi�n.

I.6. Radiaci�n de fondo. Seg�n la teor�a de la gran explosi�n (izq.), el Universo primitivo estaba lleno de protones y electrones que absorb�an y emit�an radiaci�n. Tras medio mill�n de a�os (centro), al formarse �tomos estables, la radiaci�n no fue absorbida o emitida con tanta frecuencia y qued� libre en el espacio. Esta radiaci�n a�n se difunde y fue detectada desde la Tierra (der.) en 1965, lo cual confiri� gran credibilidad a esta teor�a.

�Qu� sucedi� entonces para que se formaran los elementos m�s pesados que el helio en las proporciones actuales? Es un hecho que los elementos m�s pesados se forman en las estrellas.

G�NESIS QU�MICA EN UNA ESTRELLA

Unos 100 mil millones de a�os despu�s de la gran explosi�n comenzaron a formarse las galaxias y, en su interior, gracias a los efectos de la gravedad, tambi�n la primera generaci�n de estrellas.

Debido a que poseen masa, los cuerpos tienen la propiedad de atraerse mutuamente. Las estrellas nacen cuando una nube de gases se compacta por efecto de la gravedad. La fuerza de gravedad comprime los gases y los calienta, lo cual provoca que su presi�n se incremente.

En nuestra atm�sfera, por ejemplo, ambas fuerzas est�n perfectamente equilibradas, es por ello que pese a la atracci�n terrestre, la atm�sfera no cae al suelo.

En una estrella en formaci�n o protoestrella, la gravedad domina, la nube de gases toma forma esf�rica y al comprimirse, su centro se calienta cada vez m�s; hasta este momento, la �nica fuente de energ�a es la contracci�n gravitatoria. Pero cuando la temperatura alcanza los 10 millones de grados, entra en juego el segundo recurso energ�tico del que dispone la estrella: la fusi�n de protones para producir helio, que es un fen�meno similar al que ocurri� minutos despu�s de la gran explosi�n. La fusi�n del hidr�geno es la fuente de energ�a m�s duradera y estable de las estrellas, pues la presi�n y la gravedad se equilibran. En esta etapa se encuentra nuestro Sol, el cual "quema hidr�geno como combustible". No obstante, su vida durar� aproximadamente 5 000 millones de a�os m�s.

Con el tiempo, el coraz�n de la estrella se va enriqueciendo de helio y, por ello, el hidr�geno escasea. Cada vez es m�s improbable la fusi�n del hidr�geno, por lo que en el centro estelar cesa la generaci�n de energ�a. El equilibrio previo entre la presi�n del gas (hacia afuera) y la gravedad (hacia adentro) toca a su fin. La gravedad gana la batalla y comienza a reducirse el coraz�n de la estrella.

Figura I.7. Presi�n y gravedad. En una estrella presi�n y gravedad son fuerzas que act�an en sentido inverso.

El Sol es una f�brica en la que cada segundo 600 millones de toneladas de H se convierten en He. Con un di�metro de 1.4 millones de km, equivalente a poner 109 Tierras en fila, la temperatura de su superficie asciende a 6 000� C, pero se calcula que en el centro es de 15 millones de grados.

Figura I.8. Composición química actual del Sol (% de átomos)

El helio lleva este nombre porque se descubri� en el Sol (helios en griego) antes que en la Tierra

LA S�NTESIS DEL CARBONO AL HIERRO

La compresi�n gravitatoria eleva la temperatura de la estrella, con lo que pueden ocurrir nuevas reacciones de fusi�n. La m�s com�n es la transformaci�n de helio en carbono, un n�cleo con seis protones y seis neutrones.

Una vez que todo el helio del centro se ha convertido en carbono (Figura 1.9), la estrella vuelve a contraerse hasta alcanzar temperaturas de m�s de 100 millones de grados, a las que pueden ocurrir otras reacciones nucleares que convierten al carbono en elementos m�s pesados, como ox�geno, nitr�geno, ne�n, etc. As� se sintetizan todos los elementos qu�micos hasta llegar al hierro Fe (Z = 26 A = 56), donde el proceso se detiene.

I.9. Nucleos�ntesis del carbono. Aunque el Be es muy inestable, se ha detectado en las estrellas en �nfima catidad, lo que apoya la realidad de este esquema.

El carbono, C, �tomo indispensable para la vida, tuvo su origen en las estrellas

Obviamente, llega un momento en que el hierro ocupa el centro de la estrella y concluye su fuente de energ�a nuclear. La gravedad vuelve a dominar y la estrella se contrae m�s y m�s. Si su masa es peque�a (como la del Sol o un poco mayor), la contracci�n se detiene, form�ndose una estrella enana blanca, que al enfriarse deja de emitir luz (enana negra).

En una enana blanca la densidad es tan enorme que un cm3 pesa tanto como un cami�n

Figura I.10. Comparaci�n del Sol con una enana blanca.

El n�cleo de hierro es el m�s pesado que puede obtenerse de esta forma. Cualquier combinaci�n de dos n�cleos para obtener un elemento m�s pesado que el hierro requiere energ�a, en lugar de producirla. Pero si la masa de la estrella es grande (varias veces la del Sol), la contracci�n no puede detenerse. Los n�cleos de hierro y los electrones en el coraz�n de la estrella se transforman en neutrones libres, los cuales logran detener el colapso. Sin embargo, las capas exteriores se precipitan hacia el centro generando tal temperatura y presi�n que se crea una onda de choque hacia afuera. La explosi�n, conocida como supernova, es tan energ�tica que logra que uno, dos y hasta m�s de cien neutrones se adicionen a los n�cleos de hierro, form�ndose as� los elementos con m�s de 26 protones.

Todos los elementos sintetizados se desparraman por el espacio como polvo estelar, esperando el d�a en que la gravedad vuelva a formar otra estrella. De hecho, nuestro Sol es una de ellas: una estrella de segunda generaci�n, pues contiene buena proporci�n de elementos pesados que no se sintetizaron all� sino en otras estrellas.

Figura I.11. Estructura de una estrella. Las estrellas adquieren una estructura de capas, a la manera de una cebolla, con un centro de hierro y múltiples reacciones ocurriendo a todos niveles. En esta figura se muestra un ejemplo de composición de una estrella que ha "quemado" todo su hidrógeno.

La s�ntesis de elementos con m�s de 26 protones s�lo es factible suministrando energ�a. Ello ocurre en explosiones estelares.

Debido a la explosi�n, la estrella pierde mucha masa, pero su centro de neutrones sobrevive, y queda como una estrella de neutrones. Finalmente, si la estrella es lo bastante pesada, la contracci�n contin�a indefinidamente. No parece haber nada que la detenga. �Qu� sucede despu�s? Se supone que se forma un hoyo negro, de donde ni siquiera la luz puede salir.³

En una estrella de neutrones la densidad es tal que un cm3 pesa unos �500 millones de toneladas!

LA TIERRA Y SU COMPOSICI�N QU�MICA

Los cient�ficos est�n de acuerdo en que hace unos 4 500 millones de a�os nuestro Sol y todos sus planetas se formaron a partir de una nube de gases y polvo estelar. Sin embargo, su composici�n actual no es igual a la inicial. Por una parte, el Sol se ha venido enriqueciendo en helio, debido a las reacciones nucleares de fusi�n. Por otro lado, en la Tierra, debido a su (relativamente) peque�a masa, los elementos m�s ligeros han ido escap�ndose de su atracci�n gravitatoria. Adem�s, el lento proceso de su enfriamiento, la gran actividad interna, los efectos clim�ticos y la presencia misma de la vida han hecho que la Tierra actual no sea muy semejante al planeta primitivo.

Uno de los modelos para explicar la formaci�n de la Tierra y de los otros planetas propone el desarrollo de una nebulosa solar primitiva con una masa algo mayor que la actual del Sol, concentrada alrededor del eje de giro, pero que todav�a no puede reconocerse como el Sol. Los planetas se formaron por la acumulaci�n de granos interestelares y, en el caso de los planetas exteriores, por la atracci�n y adherencia de gases. Este proceso caus� un calentamiento, con lo que una capa de hierro fundido se deposit� en el centro, como sucedi� en el caso de la Tierra.

Nuestro planeta se encuentra formado principalmente por silicatos (piedras, compuestos de silicio, Si, y ox�geno, O) y Fe met�lico. Es importante hacer notar que en la Tierra ciertos elementos est�n presentes en cantidades completamente diferentes de las del resto del Universo. As�, en nuestro planeta pr�cticamente no hay H ni He y el C y N (nitr�geno) son poco abundantes. Los gases nobles ne�n, Ne, kript�n, Kr y xen�n, Xe son a�n m�s escasos.

CUADRO I.1 Manuel Peimbert, astrónomo mexicano

Figura I.12. Manuel Peimvert, astrónomo mexicano.

El doctor Peimbert trabaja en el Instituto de Astronomía de la UNAM y es el astrónomo mexicano más citado por sus colegas de todo el mundo. Sus contribuciones más recientes se han centrado en la evolución química de las galaxias. En ellas, además de miles de millones de estrellas, existe el llamado "gas interestelar". Peimbert se ha dedicado ha estudiar cómo evoluciona la composición química de este gas. A partir de este gas interestelar se forman las estrellas y éstas, durante su evolución, transforman en su interior los elementos químicos a partir de reacciones nucleares. Posteriormente pierden materia con una composición química diferente de la inicial, lo que modifica la composición química del medio interestelar. Existen tres fuentes principales que afectan la composición del gas interestelar. 1. Supernova. Se producen cuando estrellas de enorme masa hacen explosión al final de su evolución , con lo que se dispersa por el espacio no sólo la masa de la estrella, sino toda su energía. Las supernovas nutren así al medio interestelar de elementos pesados. 2. Nebulosas galácticas. Son masas luminosas de gas lanzadas al espacio por estrellas de masa intermedia al final de su evolución. Las nebulosas galácticas son el producto de un cataclismo y constituyen la materia arrojada al espacio por una nova. 3. Novas. Son estrellas cuyo brillo aumenta intensamente en periodos muy cortos -por ejemplo, en unos días- para luego ir disminuyendo lentemente a lo largo de varias decenas de años hasta recuperar el brillo original. En el proceso se provocan explosiones que lanzan al espacio diferentes porciones de su masa y energía. Se calcula que en nuestra galaxia se producen más de 1 000 novas por año, pero sólo unas cuantas -aproximadamente 20- alcanzan la magnitud de luminosidad suficiente para ser percibidas desde la Tierra. Entre los resultados más importantes obtenidos por el doctor Peimbert y sus colaboradores figuran los siguientes: a) La composición química inicial del gas durante la formación de las galaxias, antes de que se formaran las estrellas, era de un 23% de helio-4 y un 77% de hidrógeno. b) La fuente principal de átomos de carbono-12 y nitrógeno-14 en el gas interestelar proviene de nebulosas planetarias. La formación del helio pregaláctico ocurrió durante la gran explosión y las estrellas han sido responsables de la formación de helio adicional y de todos los elementos más pesados que este elemento.

Para explicar tales hechos se ha propuesto que los elementos se condensan formando part�culas s�lidas microsc�picas; posteriormente, debido a colisiones y adhesiones, �stas constituyeron el planeta. De esta manera, la abundancia de compuestos gaseosos en la Tierra ser�a peque�a.

Se supone que Mercurio, el planeta m�s cercano al Sol, tiene mayor cantidad de Fe (en t�rminos relativos) que los dem�s planetas, mientras que los m�s lejanos como J�piter y Saturno se encuentran formados principlamente por agua, H2O, amoniaco, NH3, y metano, CH4, s�lidos

Para que los elementos se condensen en estado s�lido es importante conocer la temperatura. Se han hecho diversas estimaciones de este proceso, y se supone que para condensar los silicatos y el de la temperatura de la nebulosa solar en la vecindad de la Tierra deber�a estar por debajo de 1 500 K. Al disminuir la temperatura se van condensando los dem�s elementos hasta llegar a los 600 K, que ser�a la temperatura de la Tierra primitiva (Cuadro I.2). Este proceso, sin embargo, no justifica la presencia del carb�n en nuestro planeta, ya que para condensarlo en forma de metano (la mol�cula m�s simple con C y H) se requieren menos de 100K.

Figura I.13. La formaci�n de la Tierra

Figura I.14. Abundancia realtiva (en % de masa) de los elementos en la Tierra.

Pero, desde luego, en la Tierra hay C, y para explicarlo se ha sugerido que una vez que el C se combin� con ox�geno para formar CO, este �ltimo compuesto habr�a reaccionado con H₂ para producir hidrocarburos, en una reacci�n del tipo Fischer-Tropsch, as� llamada en honor de los qu�micos alemanes que la desarrollaron. Estas reacciones pueden usarse para producir comercialmente gasolina y otros hidrocarburos. As�, por ejemplo, tenemos:

20CO + 41H₂ C₂₀ H_{42 ·} 20H₂O

Estos hidrocarburos de alto peso molecular son estables y s�lidos a altas temperaturas.

Figura I.15. La reacci�n Fischer-Tropsch. Una part�cula de polvo formada por silicato hidratado o magnetita, cataliza la reacci�n de CO y H₂ para constituir hidrocarburos pesados, los cuales se depositan sobre la part�cula con lo que adquiere la forma de una sustancia alquitranada.

Si en la reacci�n de Fischer-Tropsch est�n presentes NH₃ y H₂O, se forman compuestos org�nicos complejos. As�, el nitr�geno y el ox�geno se incorporar�an naturalmente a las breas y alquitranes, convirti�ndose en parte de la Tierra aun cuando el NH₃ y el H₂O permanecieran gaseosos a 600 K.

CUADRO I.2 Temperaturas de condensaci�n en un gas de composici�n solar en v�as de enfriamiento.⁴

Temperatura K	Sustancias
1 800-1 500	Calcio, aluminio, óxido de titanio, silicatos
1 450	Metal ferroso
1 400-1 300	Silicatos de magnesio
680	Fe + H2S FeS + H2
500-400	3Fe + 4H2O Fe3O4 + 4H2
160	Hielo
110	NH3 · H2O en forma sólida
60	CH4 · 8H2O en forma sólida

ESTRUCTURA INTERNA DE LA TIERRA

La estructura interna de la Tierra nos es desconocida. Sin embargo, a partir de estudios sismol�gicos y geof�sicos se ha establecido la idea de que est� formada por tres capas principales: la m�s externa, llamada corteza, que va desde la superficie hasta unos 17 km de profundidad y que comprende la atm�sfera (gases), la hidrosfera (agua) y lo que algunos autores denominaron litosfera, que no es m�s que la parte s�lida de la misma capa, formada principalmente por rocas �gneas. Una capa intermedia conocida como manto se extiende aproximadamente 2 900 km por debajo de la corteza y est� constituida por silicatos met�licos, principalmente de magnesio, Mg, y Fe, as� como por una gran variedad de �xidos y sulfuros met�licos. La capa m�s interna, lo que llamamos el centro de la Tierra, es el n�cleo, formado por Fe y n�quel, Ni.

Debido b�sicamente a diferencias de densidad, tanto el manto como el n�cleo pueden subdividirse en dos capas, como se muestra en la figura I.16.

Figura I.16. Estructura interna de la Tierra

ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS EN LA CORTEZA TERRESTRE

De todos los elementos que constituyen la Tierra, la humanidad s�lo tiene acceso directo, por lo pronto, a los de la corteza (Figura I.17). Acerca de algunos de estos elementos, de sus compuestos y reacciones tratar� la segunda secci�n de este libro.

Figura I.17. Abundancia de los elementos en la corteza terrestre

EL ORIGEN DE LA VIDA

Como lo propuso el cient�fico sovi�tico A. I. Oparin en 1924, hoy se acepta que la vida surgi� sobre la Tierra en los primeros tiempos de su historia, al sintetizarse y agruparse diversos compuestos de carbono en la atm�sfera y en los oc�anos de la Tierra primitiva.

Hace unos 160 a�os �sta habr�a sido una hip�tesis imposible, pues se cre�a que los compuestos qu�micos elaborados por los seres vivos eran esencialmente diferentes a los dem�s existentes en la naturaleza.

Las qu�micas, org�nica e inorg�nica, se conceb�an "divorciadas"

Se supon�a que ning�n compuesto org�nico podr�a obtenerse sin la ayuda de un proceso vital. Sin embargo, en 1828 Federico W�hler obtuvo el primero de ellos (urea) a partir de materia inorg�nica (cianato de amonio).

A partir de entonces, los compuestos org�nicos de carbono se manejaron ordinariamente en el laboratorio. No obstante, la hip�tesis de Oparin acerca de la s�ntesis espont�nea de amino�cidos, que son los componentes de las prote�nas y formas primarias de vida en la Tierra primitiva, era demasiado temeraria.

En 1953 se dio la primera muestra de que ello no era imposible: Stanley L. Miller simul� un experimento en las condiciones supuestas para la Tierra hace unos 4 000 millones de a�os, y obtuvo varios amino�cidos.

Se cree que la atm�sfera primitiva estaba compuesta de metano, amoniaco, agua e hidr�geno molecular, que es precisamente la atm�sfera de J�piter y Saturno, salvo que all� el agua est� congelada. Las fuentes m�s abundantes de energ�a eran la luz ultravioleta, procedente del Sol, y las descargas el�ctricas.

Con estos compuestos mezclados en un matraz, Miller obtuvo, en 1953, peque�as cantidades de cinco amino�cidos, algunos de ellos esenciales para la vida, como:

Figura I.18. Esquema del escenario primitivo donde supuestamente se origin� la vida en la Tierra.

Tambi�n obtuvo muchos otros productos de naturaleza org�nica.

Posteriormente, y como resultado de estas reacciones que simulan las condiciones originales de la Tierra, se han encontrado varias otras sustancias necesarias para la vida. Por ejemplo, se han identificado p�ptidos (hasta de cinco amino�cidos unidos en la misma cadena), bases p�ricas y pirim�dicas (componentes de los �cidos nucleicos) y muchos otros.

P�ptidos: pol�mero de amino�cidos

Es cierto que de la existencia de un conjunto de compuestos org�nicos en los oc�anos primitivos hasta la formaci�n de mol�culas complejas capaces de autorreproducirse (vida), hay un largo trecho. Sin embargo; se cree que ello ocurri� durante unos 600 millones de a�os, de tal forma que hace unos 3 400 millones de a�os ya exist�a vida sobre la Tierra.

Figura I.19. Aparato de Miller. Se dise�� para investigar las reacciones qu�micas en lo que supuestamente era la atm�sfera primitiva.

Pero no son estas condiciones externas las �nicas capaces de posibilitar la formaci�n de este tipo de mol�culas. De hecho, en una situaci�n pr�cticamente opuesta, a bajas temperaturas, en hielo, L. Orgel obtuvo adenina a partir de �cido cianh�drico. Hoy sabemos que al hacer burbujear �cido cianh�drico, HCN, a trav�s de una soluci�n de hidr�xido de amonio, NH₄ OH, este proceso tan "inusual" parece ser casi inevitable. La f�rmula emp�rica de la adenina, H₅C₅N₅, corresponde a la de un �cido cianh�drico pentam�rico. Recordamos al lector que la adenina es un compuesto clave en el c�digo gen�tico.

Parad�jicamente, el HCN, una de las sustancias m�s t�xicas para la mayor�a de los seres vivos, puede ser la precursora prebi�tica de una de las mol�culas m�s importantes para la vida: la adenina.

En fechas recientes tambi�n se sostiene que la misma nube de polvo y gases que dio lugar al sistema solar ya conten�a compuestos org�nicos, los cuales se han encontrado en cierto tipo de meteoritos. Asimismo, durante los �ltimos a�os la radiotelescop�a ha servido para detectar en el espacio interestelar gran cantidad de mol�culas, algunas de ellas org�nicas. Se han identificado m�s de 50 mol�culas en el espacio interestelar. Algunas de ellas se presentan en el cuadro I.3.

CUADRO I.3 Mol�culas en el espacio interestelar
Moléculas inorgánicas		Moléculas orgánicas
H2	Hidrógeno	HCHO	Formaldehído
CO	Monóxido de carbono	HCOOH	Ácido fórmico
CS	Monosulfuro de carbono	CH3OH	Metanol
SiO	Monóxido de silicio	NH2CHO	Formamida
NO	Monóxido de nitrógeno	CH3NH2	Metilamina
H2O	Agua	CH3CN	Acetonitrilo
CS2	Disulfuro de carbono	CH3CH2OH	Etanol
NH3	Amoniaco	CH3OCH3	Éter dimetílico

La mol�cula m�s pesada descubierta hasta 1982 en el espacio es el cianooctatetrano, HC8N. Nunca ha sido sintetizada en la Tierra; sin embargo, ha podido caracterizarse a partir de datos espectrosc�picos.

De cualquier forma, en los oc�anos de la Tierra se concentraron paulatinamente todas estas sustancias org�nicas y se formaron compuestos m�s complejos. Uno de ellos, el �cido desoxirribonucleico o ADN, desempe�ar�a un papel crucial. El ADN tiene dos propiedades clave:

1) Puede actuar como "patr�n" para manufacturar cadenas de amino�cidos (prote�nas).

2) Tiene la capacidad de duplicarse a s� mismo.

La presencia de ADN equivale a la existencia de vida; desde entonces, la evoluci�n ha actuado hasta llegar al hombre.

En la Tierra se han encontrado f�siles microsc�picos de bacterias con una antig�edad de 3 000 millones de a�os. Desde la aparici�n de las algas cianofitas; el ox�geno producido por ellas se fue acumulando en la atm�sfera y dio lugar a su naturaleza actual, que difiere mucho de la primitiva.

En este momento no puede producirse el mismo fen�meno que al inicio, debido tanto a la diferente atm�sfera como a que los rayos ultravioleta del Sol ya no penetran hasta alcanzar la superficie de la Tierra, como antes ocurr�a.

Recordemos que en las estrellas se sintetizan los �tomos de carbono, de manera que, despu�s de todo podemos afirmar, como lo hace Carl Sagan, que nosotros (y toda la vida en la Tierra) somos "hijos de las estrellas".

Figura I.20. La evoluci�n

CUADRO I.4 El calendario c�smico
Hace algunos años, Carl Sagan introdujo el concepto de "calendario cósmico", en le que el tiempo "se comprime" para mostrarnos, en un "año cósmico", toda la evolución del Universo. En este calendario, cada 1 000 millones de años reales corresponden a 24 días.
Si el 1 de enero a las cero horas hubiera ocurrido la gran explosión y el 31 de diciembre a las 24 horas fuera el día de hoy, tendríamos la siguiente sucesión de eventos:
	1 de enero	La gran explosión
	1 de mayo	Origen de la Vía Láctea
	9 de septiembre	Origen del Sistema Solar
	14 de septiembre	Formación de la Tierra
	25 de septiembre	Origen de la vida
	2 de octubre	Formación de las rocas más antiguas conocidas en la Tierra
	9 de octubre	Fecha de los fósiles más antiguos encontrados
	12 de noviembre	Plantas fotosintéticas que producen O2
	1 de diciembre	La Tierra desarrolla una atmósfera con oxígeno
	31 de diciembre	Surgimiento del homo sapiens, cuyos primeros registros históricos
		ocurrieron hace 10 segundos
	( 24 horas )	Hoy

Figura I.21. La estructura helicoidal del ADN.

BIBLIOGRAF�A

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