Rev.R.Acad.Cienc.Exact.Fís.Nat. (Esp)Vol. 106, Nº. 1-2, pp 69-80, 2013XV Programa de Promoción de la Cultura Científica y Tecnológica

ELEMENTOS QUÍMICOS, MOLÉCULAS Y VIDAERNESTO CARMONA GUZMÁN *

* Real Academia de Ciencias Exactas, Físicas y Naturales. Departamento de Química Inorgánica e Instituto de Investigaciones Químicas. Universidad de Sevilla y Consejo Superior de investigaciones Científicas.

RESUMEN

Aunque la materia ordinaria que constituye todocuanto nos rodea está formada por los átomos de losalrededor de noventa elementos químicos naturales, lavida que conocemos utiliza apenas una tercera parte deestos elementos. Con excepción del hidrógeno, pro-ducido junto con el helio en la Gran Explosión que dioorigen al Universo, estos elementos se formarondurante la nucleosíntesis estelar, en las reaccionesnucleares que ocurrieron y siguen aconteciendo, en lasestrellas.

La vida surgió en la Tierra hace algo más de 3500millones de años, a partir de las complejas moléculasbiológicas que se formaron en la síntesis primordial.Con los conocimientos actuales puede explicarse demanera no demasiado compleja la síntesis de aminoá-cidos, hidratos de carbono y otras moléculas esencialespara la vida, a partir de moléculas inorgánicas y orgá-nicas sencillas, aunque las etapas siguientes en ordende complejidad bioquímica, aquellas que permitieronla aparición de las células primitivas de las queemergió la vida, resultan todavía muy difíciles deexplicar.

En este artículo se hará referencia a los elementosquímicos, cuyos átomos son los constituyentes básicosde la materia, y a su origen. También se consideraránlas moléculas que estos elementos forman, que sonconjuntos, grupos de átomos, firmemente unidos entre

sí, que encontramos por doquier: en el aire que respi-ramos, el agua que bebemos, en nuestro propio orga-nismo,…. Y de entre ellas se hará referencia a lasmoléculas presentes en la atmósfera primitiva denuestro planeta, la Tierra, cuando se formó hace másde 4500 millones de años, es decir, la atmósfera pre-biótica, y a otras moléculas que surgieron de formagradual (aminoácidos, hidratos de carbono, proteínas,etc.) y dieron finalmente origen a la vida.

Tal vez en alguna ocasión el lector se haya pre-guntado de qué están hechas las cosas, la materia quenos rodea, la naturaleza de la que somos parte, noso-tros mismos, o el universo que conocemos. O le hayasurgido esta cuestión al contemplar cualquier imagende la naturaleza, una en la que podamos, por ejemplo,ver agua, arena, rocas, vegetación, personas,….; o elpropio aire, que escaparía a nuestra observación, peroque forma la atmósfera de la Tierra, mezcla deoxígeno, nitrógeno, dióxido de carbono, vapor deagua, y otras sustancias; o los minerales y las rocas,que contienen carbono, oxígeno, nitrógeno, silicio,fósforo, etc, combinados con otros elementos decarácter metálico: hierro, magnesio, cobre, calcio,níquel, y muchos más.

La respuesta a la cuestión anterior es simple: toda lamateria está constituida por los alrededor de noventaelementos naturales que los químicos ordenamos parasu comprensión y estudio en una distribución que seconoce como la Tabla Periódica de los elementos quí-

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Figura 1. La Tabla Periódica de los elementos químicos.

Figura 2. Los elementos químicos esenciales para la vida.

micos (Figura 1). El primero y más sencillo es elhidrógeno y el último de los naturales el que ocupa elnonagésimo segundo lugar, es decir el uranio.

La vida es, sin embargo, más sencilla en lo que a laconstitución química se refiere. De forma mayoritaria,cuatro elementos —hidrógeno, carbono, nitrógeno yoxígeno— se permutan de incontables formas en lasmoléculas de la vida, aunque necesitan para ello de lacontribución indispensable de tres elementos no metá-licos, fósforo, azufre, y cloro, y de cuatro metales,sodio, potasio, magnesio y calcio, elementos queejercen distintas funciones vitales que requieren supresencia en nuestro organismo en cantidades desdealgunas decenas hasta cientos de gramos. Además deestos once elementos hay otros seis, que se denominanelementos traza, que existen en proporciones de entredécimas hasta algunos gramos, y una decena más enconcentraciones muy inferiores. En definitiva, alre-dedor de veintisiete elementos resultan suficientespara el sostenimiento de la vida (Figura 2).

Es también posible que el lector se haya preguntadocómo han surgido estos elementos, cuál es su origen.La respuesta a esta cuestión no es ya tan simple, y fuenecesario esperar hasta mediados del pasado siglo paraque cuatro ilustres físicos la desvelaran: el matrimonioBurbidge, Margaret y Geoffrey; William Fowler yFred Hoyle, en un legendario artículo publicado enReview of Modern Physics (Figura 3) en 1957, quedesde entonces forma parte de los anales de la Ciencia.Esta teoría de la nucleosíntesis estelar propone quetodos los elementos químicos derivan del hidrógeno, ode lo que en este caso es equivalente, de los protones,

los núcleos de hidrógeno, generados en la GranExplosión, el Big Bang, que se transmutan en losnúcleos de los restantes elementos a través de las reac-ciones nucleares que ocurren en el interior de lasestrellas.

Desde una perspectiva científica, la gran explosióncósmica, el Big Bang, representa el mejor modelo deque disponemos para explicar el origen del Universo.Postula que hace unos 13.700 millones de años, seprodujo de forma espontánea la Gran Explosión, quegeneró la energía, el espacio y el tiempo. La tempe-ratura inicial fue extraordinariamente elevada (1030 K)pero de inmediato, con la expansión, la materiacomenzó a enfriarse, y cuando la temperatura des-cendió hasta unos 109 K las partículas subatómicas seunieron para formar los núcleos de los átomos másligeros, en la denominada nucleosíntesis del Big Bang,que produjo fundamentalmente hidrógeno y helio enforma de diferentes isótopos. También se generarontrazas de litio, el elemento siguiente al hidrógeno y elhelio en complejidad atómica, mientras que, comoantes se indicó, con pocas excepciones todos losdemás elementos se formaron como consecuencia delas reacciones nucleares que acontecieron, y siguenocurriendo, en las estrellas, es decir mediante la nucle-osíntesis estelar.

Así pues, toda la materia que conocemos, incluidosnaturalmente nosotros mismos, el aire que respiramoso el agua que bebemos, y para no limitarnos a nuestromundo, también las estrellas y galaxias más lejanas,está constituida por protones, neutrones y electrones,combinados en las formas que conocemos comoátomos de los elementos químicos. Hasta hace solounas décadas, esta materia, que los astrónomos deno-minan bariónica, se consideraba como el constituyenteexclusivo, o casi exclusivo, del Universo. Sinembargo, en fechas recientes se ha puesto de mani-fiesto que la materia bariónica supone tan sólo el 4.6%del Universo; que existe un 23% de una misteriosamateria oscura, que ejerce atracción gravitatoria perono absorbe ni emite luz; y nada menos que un 72% deuna aún más extraña y desconocida forma de energía,llamada energía oscura, que tiene acción antigravita-toria, y que es responsable de la expansión aceleradadel Universo, propuesta esta última de hecho muyreciente, que fue distinguida en el año 2011 con elPremio Nobel de Física (S. Perlmutter, B.P. Schmidt yA.G. Riess).

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Figura 3. Propuesta de E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A.Fowler y F. Hoyle de la nucleosíntesis estelar.

Las primeras estrellas se formaron unos 400millones de años después del Big Bang y estaban cons-tituidas exclusivamente por gas primordial, es decir,por hidrógeno y helio. Se denominan estrellas depoblación III, y debieron ser de porte impresionante,las mayores con masa de hasta 106 Ms (Ms masa delsol). Por esta razón debieron terminar su vida muypronto, en espectaculares supernovas que esparcieronpor el universo el material sintetizado, una granvariedad de elementos químicos más pesados que elhidrógeno y el helio que los astrónomos llaman indis-criminadamente metales, sin diferenciar entre autén-ticos metales, como el Fe, y no metales como porejemplo el C o el O. Este material, junto con el gas pri-mordial formó las estrellas de siguiente generación, lasllamadas estrellas de población II, que se caracterizanpor una metalicidad todavía baja (la metalicidad sedefine como la proporción relativa de Fe a H que con-tiene una estrella, en comparación con la misma pro-porción en el Sol). Las siguientes generaciones deestrellas se formaron a partir de nubes de gas enrique-cidas en elementos pesados producidos en estrellas degeneraciones anteriores. Tienen metalicidad máselevada y abundan en el disco y los brazos de lasgalaxias en espiral. Nuestro Sol parece ser una estrellajoven de población I, que es como se designa a estasiguiente generación de estrellas.

Aunque no es este el lugar para discutir con eldetalle debido la nucleosíntesis de los elementos, porsu importancia para la vida se hará una referenciabreve a la nucleosíntesis de los elementos C, N y O,que como antes se indicó, junto con el hidrógeno pro-ducido en la Gran Explosión, constituyen los pilaresde la vida.

Nuestro Sol, centro del Sistema Solar que acoge anuestro planeta Tierra, se formó hace aproximada-mente 4.500 millones de años, y tiene una masaextraordinaria, inimaginable para nosotros, 2 1030 kg,consistente sobre todo de H ( 78.5% en masa) y He( 19.75%). Aunque la temperatura de su superficie esrelativamente baja (unos 5700 K), las regiones delinterior tienen temperaturas muchas más elevadas, quellegan a ser de varios millones de Kelvin en el núcleo.A estas temperaturas tan altas se produce la fusión delos núcleos de hidrógeno, proceso denominadotambién combustión del hidrógeno (se requieren unosdiez millones de Kelvin), que ocurre principalmente-

mediante la secuencia de reacciones que recoge laFigura 4. La diferencia de masa entre la izquierda y laderecha de la ecuación se convierte en energía deacuerdo con la ecuación de Einstein, E mc2, de talforma que una pequeña cantidad de materia originauna enorme cantidad de energía. Se estima que cadasegundo se consumen en el Sol alrededor de 600millones de toneladas de hidrógeno, que se conviertenen 595.5 millones de toneladas de helio, y los 4.5millones de toneladas restantes se transforman enenergía. Esta energía se libera en el núcleo del Sol, enforma de radiación γ de altísima energía, que se amor-tigua en parte en su camino hacia la superficie del Sol,itinerario que tarda en recorrer alrededor de un millónde años. Por otro lado, cuando los positrones seencuentran con sus antipartículas, los electrones, seaniquilan mutuamente y se convierten en fotones, esdecir, en luz. Los neutrinos, partículas sin carga, y alparecer sin masa, o casi, se escapan del Sol, y soncapaces de atravesar el universo entero, a nosotrosmismos de forma incesante, sin que podamos detec-tarlos en condiciones ordinarias, a pesar de que soncantidades inimaginables de ellos los que lo hacen. Ensuma, en esta transformación cuatro protones se con-vierten en un núcleo de 4He más dos positrones y dosneutrinos. El proceso se denomina reacción, o cadenaprotón-protón I (PPI).

Los estudios espectroscópicos del Sol revelan laexistencia de muchos elementos pesados, formadosprobablemente, en estrellas de anterior generación. Enpresencia de algunos de estos elementos, sobre todo decarbono, se establece una reacción catalítica que pro-porciona un camino alternativo para la combustión delhidrógeno. Se denomina ciclo de carbono, nitrógeno yoxígeno, o ciclo CNO, y necesita temperaturas másaltas (cercanas a 25 millones de K) para vencer lasmayores repulsiones electrostáticas de las reacciones

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Figura 4. Combustión nuclear del hidrógeno. La cadena pro-tón-protón I.

de fusión nuclear que lo constituyen, por lo que seestima que en el Sol más del 90% de la energía procedede las cadenas PP y solo una muy pequeña parteprocede de este ciclo.

La Figura 5 muestra la parte principal de este com-plejo ciclo, propuesto por Bethe y von Weizsäcker en1938. Se inicia, por ejemplo, cuando el 12C presente enla estrella absorbe un protón y emite energía en formade radiación γ. Este proceso se repite dos veces más enel ciclo, tras otras tantas etapas de decaimiento betapositivo, y el ciclo termina con una reacción deabsorción de otro protón y emisión de un núcleo de4He, por lo que en definitiva, se consumen cuatronúcleos de 1H, y se genera uno de 4He. Pero la impor-tancia del ciclo estriba sobre todo en que constituye lafuente principal de los núcleos de 13C, 14N, 15N y 17Oen el universo, y es, en definitiva, el origen de los isó-topos estables del elemento nitrógeno.

Cuando una estrella se encuentra en el estadio de suevolución que se denomina gigante roja, la mayorparte de su combustible, el hidrógeno, se ha con-sumido, y se ha originado un núcleo central de helio.Al romperse el equilibrio entre la energía de la fusióntermonuclear, la irradiada hacia el exterior, y la gravi-tatoria, el núcleo se colapsa por el predominio de esta

última y se produce un espectacular aumento de latemperatura que provoca la combustión del hidrógenode las capas próximas al núcleo. Como consecuencia,la estrella se expande y su volumen aumenta extraordi-nariamente, convirtiéndose en una gigante roja. Lacompresión del núcleo hace aumentar aún más su tem-peratura, y cuando se alcanzan alrededor de cienmillones de Kelvin se produce el flash de helio, esdecir, la combustión del He para producir primerocarbono y después oxígeno. La primera etapa delproceso consiste en la fusión de dos núcleos de heliopara formar uno de berilio, pero éste es inestable res-pecto a la emisión de una partícula α y tiene una vidamedia de tan sólo s. Las drásticas condicionesque existen en las estrellas crean, sin embargo, unapequeña concentración de equilibrio de 8Be, que puedecapturar otra partícula α originando un estado excitadoradiactivo del 12C de energía mayor que el estado fun-damental. La reacción global se conoce como lareacción triple alfa, y es responsable de la existenciadel elemento carbono en el Universo, y por tanto res-ponsable en última instancia de la vida.

Al aumentar la cantidad de 12C presente en unaestrella se puede producir, si la estrella tiene masa sufi-cientemente grande, la captura de una cuarta partículaa para formar oxígeno-16. A partir de éste se generanen etapas sucesivas 20Ne y 24Mg (Figura 6), ymediante otras reacciones, 28Si, 32S y otros elementoshasta el 56Fe, el más estable de todos los núcleos porposeer la máxima energía de unión o de ligadura. Peroen lo que a esta discusión se refiere, el resultado finalde la combustión del helio es la producción de canti-dades comparables de 12C y 16O, los nucleidos másabundantes en el Universo, tras los de 1H y 4He. Asípues, y a modo de recapitulación, de los cuatro ele-mentos esenciales para la vida que se han considerado,hidrógeno, carbono, nitrógeno y oxígeno, el primero,el hidrógeno, se generó en la nucleosíntesis de la GranExplosión, y los demás durante la nucleosíntesisestelar: el nitrógeno en el ciclo CNO, y los otros dos,carbono y oxígeno, en la combustión del helio en lasestrellas gigantes rojas, mediante las reacciones triplealfa y de captura adicional de una partícula alfa por el12C, respectivamente.

Si la estrella tiene una masa suficientementegrande, (al menos 4 Ms), la temperatura en su interiorpuede alcanzar valores muchos más elevados y per-

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Figura 5. Síntesis nuclear del nitrógeno propuesta por Bethe yvon Weizsäcker en 1938.

mitir otras fusiones nucleares que, tras la captura departículas a, producen sucesivamente como ya se haapuntado, Ne-20, Mg-24, Si-28, etc., hasta el Fe-56, elnucleido más estable de todos, y por tanto el últimoque puede formarse mediante reacciones de fusiónnuclear (la formación de los más pesados sería endo-térmica). Los elementos más pesados que el Fe se pro-ducen mediante reacciones de captura de neutrones(procesos r y s de rapid y slow, respectivamente) y decaptura electrones o de protones, que tienen lugar enlas fases de gigante de las diferentes estrellas, y muyespecialmente en las supernovas. Las supernovas, ysobre todo las conocidas como de tipo II, seencuentran entre los fenómenos más violentos delUniverso y suponen la muerte apocalíptica de lasestrellas mucho más masivas que el Sol (10, 20, 100...veces más). La explosión arroja al espacio interestelarbillones, trillones de toneladas de elementos químicos,incluyendo a los más pesados, que se extienden hastadistancias de miles de millones de km. La explosiónsuele tener una luminosidad comparable a la de unagalaxia entera, es decir, miles de millones de soles. Enla Vía Láctea se producen cada siglo dos o tres super-novas, y se cree de hecho que una de ellas tuvo unaimportante contribución en la formación del SistemaSolar.

Hace unos 4.700 millones de años, se acumuló en laVía Láctea una enorme nube de gas de una extraordi-naria extensión, que rotaba con lentitud, y que

comenzó a contraerse bajo su propio campo deatracción gravitatoria. La nébula estaba compuestafundamentalmente por gas primordial, es decir porhidrógeno y helio generados en el origen del Universo,pero contenía además cantidades muy grandes (aunquecomparativamente inferiores) de otros elementos pro-ducidos en grandes estrellas de existencia anterior,expulsados al espacio exterior en las supernovas(metales y no metales y múltiples combinaciones:óxidos, hidrocarburos, agua, amoniaco, etc.).

Estas inmensas nubes interestelares pueden teneruna masa de 106 Ms y una extensión de 100-200 añosluz. Inicialmente su temperatura es de tan solo unos 30Kelvin, aunque su núcleo, más caliente, puede estar aunos 100-200 Kelvin. La nube que originó el SistemaSolar debió ser mucho más pequeña, y, como se haindicado giraba lentamente al tiempo que se contraíapor acción de la gravedad. Para conservar el momentoangular, la velocidad de giro fue aumentando con lacontracción. Inicialmente la energía desprendida en lacontracción se irradió al exterior, pero la nube se fuehaciendo cada vez menos transparente, por lo que lacontracción llegó a ser adiabática y la temperaturaaumentó más y más. Se ha propuesto que la onda dechoque de una supernova no demasiado lejana con-tribuyó al proceso anterior, y tal vez fragmentó lanébula original. El colapso se produjo más rápida-mente en la región central que en las externas, deforma que sobre esta zona fue cayendo el material

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Figura 6. Algunas reacciones nucleares de captura de partículas α

externo, cada vez con mayor rapidez, originando unaprotoestrella, con un radio comparable al de la órbitade Júpiter. La temperatura alcanzó algunos miles deKelvin provocando la disociación del H2 a H atómico,que aceleró la caída libre de material de las capasexternas.

El aumento gradual de la temperatura a lo largo decientos de miles, tal vez millones, de años hizo quecomenzara la combustión del hidrógeno y que la proto-estrella se iluminara. Antes de que se alcanzara el equi-librio energético comparable al actual, y durante unlarguísimo período de tiempo, la protoestrella pasó porla fase denomina T Tauri: gran parte del material de lanube que se concentraba en el núcleo se expulsaba alexterior a lo largo de los polos de la estrella, en formade espectaculares chorros que pueden alcanzarenormes distancias, antes de volver a caer por acciónde la gravedad. Estos chorros de gas caliente expul-saban millones de toneladas de materia cada año y ori-ginaron una especie de bulbo esférico central, la proto-estrella, y un disco de acreción, que es lo que seconoce como T Tauri.

Las temperaturas extraordinariamente elevadas,cientos de miles de K (de hecho algunos millones en elnúcleo), causaron el fraccionamiento del gas, el polvoy el material sólido original, de tal forma que los mate-riales menos volátiles, los constituidos por los“metales”, se condensaron relativamente cerca del Sol,para formar más adelante los planetas terrestres, esdecir, los planetas rocosos, constituidos por Fe, Ni,silicatos, aluminosilicatos, óxidos, etc. Por su parte, elH2 y el He, y también moléculas ligeras como H2O,NH3, CH4, óxidos del carbono, etc., fueron despla-zados por el viento solar a regiones más remotas dondeformaron los planetas gaseosos gigantes (Júpiter ySaturno) y los gigantes helados (Urano y Neptuno). Laformación de los planetas ocurrió de forma gradual: laspartículas de polvo muy calientes colisionaron casual-mente o por acción de la gravedad, y fueron aumen-tando de tamaño, originando inicialmente cuerposcelestes con algunos kilómetros de diámetro que alagregarse aún más, alcanzaron diámetros de cientos dekilómetros, dieron origen a los planetesimales, y final-mente a los planetas ya mencionados.

Este proceso requirió al parecer algunos millonesde años y fueron además necesarios muchas decenas

de millones de años más para que el Sistema Solaradquiriera la situación de equilibrio relativo que cono-cemos. Pero posteriormente, y durante varios cientosde millones de años, hasta hace aproximadamente3900 millones de años, se reorganizaron las órbitas delos planetas gigantes, que se alejaron del Sol. Estollevó consigo, entre otros acontecimientos, un intensobombardeo por planetesimales de gran tamaño de losplanetas más cercanos al Sol y entre ellos la Tierra.

Numerosas observaciones e infinidad de cálculos yanálisis de modelos, han puesto de manifiesto que nomucho después de su formación, nuestro planeta sufrióla brutal colisión, en vuelo rasante, de un planetesimaldel tamaño de Marte, que arrancó el material queoriginó la Luna, dejando atrás una esfera deforme, dematerial fundido o semifundido, que tardó millones deaños en enfriarse. De hecho, desde su formación, laTierra estuvo sometida a la intensa radiación solar, ypor tanto a grandes dosis de luz UV, (no existía todavíala capa de ozono). Estaba muy caliente, no solo porcausa de esta radiación que recibía del Sol, sinotambién por las tremendas colisiones con planetesi-males e infinidad de cometas y asteroides, y final-mente por la desintegración de los materiales radiac-tivos que contenía sobre su superficie y en su interior(tecnecio, torio, uranio, neptunio, etc.).

En este estado fundido o semifundido, a lo largo demillones de años se produjo el proceso de diferen-ciación. El hierro y el níquel, metales muy abundantesy de elevada densidad, se concentraron en el centro dela Tierra formando el núcleo, junto con otros como Co,Ru, Rh, Ir, etc., también muy densos y químicamenteafines al Fe, los metales denominados siderófilos en laclasificación geoquímica de Goldschmidt. Los mate-riales menos densos como la sílice y otros óxidos,como los de aluminio, calcio, etc., el carbono ele-mental, el azufre elemental, o como sulfuro, el selenioo el arsénico, como seleniuros y arseniuros, etc., y losmetales más ligeros como el aluminio, el magnesio, elsodio, el potasio, etc., formaron la corteza terrestre. Lasílice, los óxidos del carbono y de otros elementos nometálicos como el nitrógeno o el fósforo, se combi-naron con los metales más electropositivos, los deno-minados litófilos (alcalinos, alcalino-térreos, lantá-nidos, actínidos y otros), mientras que otros metalesmás pesados de la parte derecha de la Tabla Periódica,cadmio, mercurio, plomo, etc., es decir los calcófilos,

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prefirieron combinarse con el azufre, el selenio, elarsénico, etc., formando los correspondientes sulfuros,seleniuros o arseniuros. La corteza terrestre está cons-tituida fundamentalmente por sílice, silicatos y alumi-nosilicatos de metales alcalinos, alcalinotérreos y otrosmuy electropositivos. Por su parte, los elementosgaseosos y las moléculas volátiles que quedaronocluidos en el interior del planeta, comenzaron aescapar en forma de múltiples e intensísimas erup-ciones volcánicas que se sucedieron a lo largo decientos de millones de años y que todavía se producenen nuestros tiempos, aunque afortunadamente con fre-cuencia mucho menor.

Casi con toda seguridad, la primera atmósferadebió estar constituida por H2 y He, que sin embargoescaparon pronto de la acción de la gravedad (velo-cidad térmica mucho mayor que la velocidad de escapede la tierra que es de 11.1 km/s), y también por vaporde agua NH3, CH4, CO2 y otros gases (parece que per-maneció algo del H2 inicial, que pudo participar enmuchas de las reacciones químicas que dieron origen ala vida). Durante estos cientos de millones de años,infinidad de cometas provenientes de la nube de Oort,del cinturón de Kuiper, o de algún otro cinturón decometas, se precipitaron sobre la Tierra, y probable-mente incorporaron gran parte del agua que existe ennuestro planeta (los cometas abundan por miles demillones en el sistema solar, y muchos de ellos como elHalley, están constituidos fundamentalmente porhielo), y también enormes cantidades de materiaorgánica. Cuando la superficie terrestre se enfrió losuficiente como para acoger agua en forma líquida ensu superficie, tal vez unos 200 millones de añosdespués de la formación del planeta, y cuando aún nose había producido la diferenciación completa delnúcleo, el manto y la corteza terrestre, las inmensascantidades de vapor de agua comenzaron a precipitarsesobre la corteza, en un diluvio interminable, dedecenios, seguramente siglos de duración. Pero lejosde erradicar la vida, este acontecimiento la propició, yasí, hace unos 3500 millones de años o tal vez 3800millones, surgieron las primeras formas de vida.

Los microfósiles más antiguos que se han encon-trado en la Tierra se hallan en los estromatolitos, rocassedimentarias en forma de cúpula que provienen de laacción de las cianobacterias fotosintéticas (tambiénllamadas algas verdeazuladas). Datan de unos 3.450millones de años y por tanto se formaron más de 1000

millones de años después del sistema solar, con todaseguridad después del denominado período de “bom-bardeo intenso o bombardeo pesado“ que terminóhace alrededor de 3800 millones de años, y una vezque hubieron desaparecido sus consiguientes efectosesterilizantes.

¿Pero, en realidad se desarrolló la vida en la Tierra?No queda hoy ninguna duda de que las moléculas inor-gánicas y orgánicas necesarias, algunas de ellassimples, otras, en cambio, muy complejas, se produ-jeron en la síntesis primordial, en la Tierra primitiva,casi con toda probabilidad gracias a la acción dediversos compuestos inorgánicos, como silicatos y alu-minosilicatos, y minerales sulfurados de Fe, Ni, Cu,etc., que actuaron unos a modo de plantilla en la gene-ración de muchas de ellas, otros como catalizadores, oagentes de transferencia de electrones, que, asimismo,pudieron en parte llegar a la Tierra incorporados enmeteoritos y en el polvo interplanetario. Pero se con-sidera además posible que la vida llegara a la Tierradesde el espacio exterior. Este transporte de espermadesde fuentes extraterrestres se conoce como la hipó-tesis de la panspermia, y cuenta con apoyos científicosmuy relevantes (F. Hoyle, F. Crick, L. Orgel y otrosmuchos renombrados investigadores). Pero tanto si esasí como si no, quedan pocas dudas, o ninguna, sobrela llegada a nuestro planeta de moléculas esencialespara la vida (como los aminoácidos y sus precursores,entre otras muchas), periódicamente desde el espacio,transportadas por asteroides, meteoritos, cometas, etc.De hecho y como se indicó con anterioridad, granparte del carbono terrestre y enormes cantidades deagua llegaron hasta nosotros desde el espacio exteriortransportados por meteoritos, cometas y granos depolvo interplanetario. Por mencionar un ejemploconocido, el cometa Halley, constituido principal-mente por hielo, posee un contenido orgánico del0.19%, que corresponde a casi la décima parte del con-tenido actual de biomasa de la Tierra.

En lo que se refiere a la generación en la Tierra delas moléculas prebióticas, se consideran en la actua-lidad dos aproximaciones, la primera basada en losexperimentos de Miller y Urey y la segunda en eldenominado mundo de hierro y azufre, propuesto porWächtershäuser.

En la década de los años 1920, el bioquímico rusoA. Oparin, autor de un libro muy popular durante el

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siglo XX —El origen de la vida—, propuso porprimera vez que la Tierra recién formada debía con-tener una atmósfera reductora (metano y otros hidro-carburos; amoniaco, algo de H2. etc.), pero con canti-dades importantes de H2O y CO2 y menores de otrassustancias orgánicas oxigenadas como alcoholes,cetonas y ácidos orgánicos. De forma independiente, elbiólogo británico Haldane formuló ideas parecidas:atmósfera primitiva de CO2, vapor de agua y NH3, conmuy poco oxígeno y por tanto sin la capa protectora deozono. A lo largo de milenios se habrían producidoinfinidad de moléculas orgánicas a partir de estosgases por acción de las altas temperaturas, la radiaciónsolar, los relámpagos y los rayos, etc., y con posterio-

ridad, la propia radiación ultravioleta proveniente delSol habría transformado y descompuesto muchas deestas sustancias orgánicas de la superficie de la Tierra,convirtiendo estanques, lagos y lagunas en una especiede caldo diluido y caliente, del que podrían habersurgido las primera moléculas de la vida. En palabrasde Darwin, en pequeños estanques o lagunas (littleponds), repletos de sales de amonio y de fosfatos, confuerte iluminación, calor, energía eléctrica (tormentas)y otros ingredientes, se podrían haber formado las pro-teínas y otras moléculas biológicas.

Había sin embargo muy poca evidencia experi-mental (por no decir ninguna) en apoyo de esta hipó-tesis, hasta que en 1952, un joven graduado de laUniversidad de Chicago, Stanley Miller, y su super-visor de Tesis Doctoral, Harold Urey, Premio Nobel deQuímica en 1934 por su descubrimiento del deuterio,llevaron a cabo sus primeros experimentos en los queobservaron la formación de diversos aminoácidos yotras sustancias orgánicas, a partir de una mezcla delos gases CH4, H2, H2O y NH3, por acción de des-cargas eléctricas (Figura 7).

En fechas recientes, poco después de la muerte deMiller sucedida en 2007, la repetición de estos experi-mentos por otros investigadores discípulos de Miller, ysu investigación mediante modernas técnicas de aná-lisis, han demostrado la formación de 22 aminoácidosy otros productos orgánicos, entre ellos varias aminas.

Este experimento fue sólo el comienzo. Pocotiempo después, científicos alemanes (W. Groth, H.van Weyssenhoff, Universidad de Bonn) obtuvieronresultados similares empleando luz UV en lugar dedescargas eléctricas, y sólo dos años más tarde, el bio-químico catalán Juan Oró, entonces en la Universidadde Houston, Texas, en un experimento de gran impor-tancia demostró la formación de diversos aminoácidos,junto con adenina, a partir de una mezcla de HCN yNH3 en agua. Muchos otros químicos obtuvieronresultados parecidos, que incluso alcanzan a la pro-ducción de nucleótidos (Figura 8), las unidadesestructurales básicas del ADN y el ARN. Desde unpunto de vista bioquímico, una vez formados los ami-noácidos deben polimerizarse para formar péptidos,polipéptidos, proteínas, etc. Algunos ensayos recienteshan demostrado que el sulfuro de carbonilo, un simplegas volcánico, es capaz de inducir la formación de

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Figura 7. Experimentos de Miller.

péptidos a partir de aminoácidos, bajo condiciones dereacción suaves en disolución acuosa, con rendi-mientos muy elevados (Figura 9). La conversiónocurre a la temperatura ambiente, en tiempos de entreminutos y horas, y se acelera considerablemente enpresencia de sales de hierro, cinc, cadmio, plomo, etc.,es decir, de metales muy abundantes en la cortezaterrestre.

En el mundo de hierro y azufre propuesto porWächtershäuser se supone una atmósfera primordialque contiene grandes cantidades de CO2, N2 y H2O, ytrazas de H2 y O2, y la energía necesaria para la reali-zación de las reacciones químicas resulta de la oxi-dación del ion sulfuro, , a disulfuro , el primeropresente por ejemplo en los sulfuros de Fe, Ni o Cu,que proporcionan superficies muy activas como catali-zadores, y el segundo en la pirita y otros mineralessemejantes. A diferencia de la aproximación de Millery Urey, se supone una fuente de carbono inorgánica(CO2) y no orgánica (CH4), y una atmósfera noreductora con pequeñas cantidades de O2, formado porrotura de enlaces O-H y C-O por acción de las des-cargas eléctricas de las tormentas, los rayos cósmicos,el viento solar, o la desintegración de metales radiac-tivos. En condiciones hidrotermales, como las que sepresentan en el fondo de los océanos en las salidasnaturales de gases volcánicos comprimidos, existengrandes depósitos de sulfuros de hierro, que con elpaso de los siglos adoptan una textura microcristalinaque se asemeja a un panal de abejas. Estas celdillasactúan como catalizadores de reacciones químicas quedesprenden energía, y absorben las moléculas orgá-nicas que se fijan a los metales como ligandos y sealmacenan en los huecos de la red cristalina, al tiempoque están en contacto con agua y con los “nutrientes”disueltos en ella. Wächtershäuser llama a estas enti-dades “organismos pioneros”, y en ellos uno de losprocesos clave es la formación catalítica del éstermetílico del ácido tioacético (4 en la Figura 10) a partirdel metiltiol y CO o CO2. En reacciones catalíticassucesivas se puede formar el ácido pirúvico (6) quecomo tal, o como anión piruvato, es una especie inter-media de procesos metabólicos que producen aminoá-cidos y también azúcares. La alanina (7) resultaría dela aminación reductora del anión piruvato y los pép-tidos de la activación de los aminoácidos por acción deCO y H2S, como ya se ha indicado.

Es por tanto posible encontrar una explicación nodemasiado compleja para la formación de moléculasorgánicas sencillas como los aminoácidos, los hidratosde carbono, las bases nitrogenadas, etc., a partir deotras moléculas simples como el CH4, NH3, H2O, ....Incluso la condensación de los aminoácidos paraformar cadenas polipeptídicas encuentra justificaciónen los estudios de Orgel antes citados. Pero los pasossiguientes en orden creciente de complejidad bio-

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Figura 9. Formación de oligopéptidos catalizada por C(O)S.

Figura 8. Algunas moléculas esenciales para la vida.

química resultan mas difíciles de justificar mediantedatos fehacientes. Cómo a partir de los aminoácidos,las bases nitrogenadas y el ácido fosfórico se formaronlos nucleótidos, y de su condensación los ácidosnucleicos, ADN y ARN; cómo estos polímeros bioló-gicos que contienen millones de átomos se ensam-blaron y se asociaron con otras moléculas orgánicas enrecintos protegidos por membranas, formando enti-dades macromoleculares, capaces no sólo de autoorga-nizarse sino también de alimentarse, crecer y reprodu-cirse, en definitiva cómo se formaron las células primi-tivas de las que surgió la vida, son cuestiones para lasque hasta el presente sólo pueden ofrecerse explica-ciones especulativas.

La aparición de la vida requirió que estos agre-gados moleculares consiguieran la capacidad de desa-rrollar de forma simultánea los siguientes procesos:

Metabolismo, o sea, la realización de procesosquímicos como la síntesis y la transformación, y enmuchos casos degradación, de especies químicas, através de reacciones redox, o de otra clase. El meta-bolismo garantiza el suministro de especies quí-micas esenciales, la fragmentación gradual de lasmoléculas complejas a otras más sencillas con pro-ducción de energía (catabolismo), y la eliminaciónde los deshechos químicos que son innecesarios oincluso nocivos. El balance energético del metabo-lismo es siempre de consumo de energía y por ello

se requiere un aporte externo, que puede procederde la luz, el calor, la energía química o la energíaeléctrica.

Reproducción o capacidad de autorreplicaciónacoplada con la transferencia de informacióngenética desde el organismo progenitor a sus des-cendientes. Para ello se necesita heredar la infor-mación genética (en forma de ARN o ADN) demanera esencialmente inalterada.

Evolución, o aptitud para adaptarse a loscambios ambientales y sobrevivir en competenciacon otras formas de vida. Se consigue potenciandopequeñas deficiencias en la transferencia de infor-mación durante la replicación, que pueden serbeneficiosas para el organismo. Por tanto, la evo-lución está estrechamente relacionada con lasimperfecciones de la autorreplicación.

Para muchos, en algunas etapas de esta comple-jísima transformación, y tal vez en muchas otras ante-riores, desde el mismo principio del Universo, es decir,desde el Big Bang, se produjo una intervención sobre-natural, la actuación de Dios, que llevó a cabo lasacciones necesarias para alcanzar el final que cono-cemos. Para otros muchos, la vida surgió comoresultado de un tiempo de desarrollo químico ydespués bioquímico que en muestra escala de tiempoaparece como infinitamente largo; de la propia ten-dencia natural de las moléculas a combinarse unas conotras de acuerdo con su afinidad química, y sobre todode la evolución y la selección natural. Todos estosacontecimientos originaron la vida en la extraordinariacomplejidad con que se presenta ante nuestros ojos.

Sea como fuere se generaron hace unos 3500millones de años las primeras células primitivas de lasque surgirían las primeras formas de vida, probable-mente bacterias microscópicas semejantes a lasactuales, pero con un grado de evolución muy inferior.Esta vida primitiva fue casi con toda seguridad anae-robia, puesto que no había O2 en la atmósfera. Con elpaso del tiempo las primeras formas de vida apren-dieron a utilizar la inagotable energía que recibían delSol para convertir el CO2 y el H2O, ambas sustanciasabundantísimas, en hidratos de carbono y oxígenomediante la fotosíntesis, que desde entonces desa-rrollan diversos organismos, en particular las plantasterrestres, las algas y algunas bacterias. Poco a poco, la

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Figura 10. El organismo pionero de G. Wächtershäuser.

corteza terrestre fue cambiando como consecuencia dela oxidación de muchos de sus componentes, y lomismo sucedió con las aguas continentales y marinas,cuyos metales disueltos (por ejemplo las sales dehierro) precipitaron como óxidos, hidróxidos, u otroscompuestos. Y fue entonces cuando poco a pocotambién, el oxígeno comenzó a colonizar nuestraatmósfera, que se fue enriqueciendo en él, y también,en nitrógeno (este último procedente en parte de erup-

ciones volcánicas, y en gran medida de la descompo-sición de compuestos orgánicos nitrogenados). Prontose formó la capa de ozono que protegió la superficie dela Tierra de los rayos ultravioleta del Sol. Y así, a lolargo de millones de años, evolucionó nuestro planetahasta convertirse en el actual “planeta azul“, unaextraña, aunque hermosísima singularidad cósmica, nosólo en el Sistema Solar sino también en la parte delUniverso que conocemos.

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