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1 bachillerato Ciencias para el Mundo Contemporáneo Juan Fabregat Llueca Juli Peretó Magraner Fernando Sapiña Navarro Pedro Javier García García Daniel Ramón Vidal Mónica Edwards Schachter Fernando González Candelas Francisco J. Morales Olivas Autores Coordinador editorial Mariano García Gregorio

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1 bachillerato

Cienciaspara el MundoContemporáneoJuan Fabregat LluecaJuli Peretó MagranerFernando Sapiña NavarroPedro Javier García García

Daniel Ramón VidalMónica Edwards SchachterFernando González CandelasFrancisco J. Morales Olivas

Autores

Coordinador editorialMariano García Gregorio

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Los autores JUAN FABREGAT LLUECA

Doctor en Ciencias Físicas. Profesor de Astronomía en el Ob-servatorio Astronómico de la Universidad de Valencia. Miembro de la Unión Astronómica Internacional. Miembro fundador de la Sociedad Española de Astronomía. Ha sido investigador de la Universidad de Southampton (Reino Unido) y el observatorio de París (Francia). Ha publicado más de cien artículos de investiga-ción en revistas especializadas que han sido citados más de mil veces.

JULI PERETÓ MAGRANER Es Profesor titular del Departament de Bioquímica i Biologia

molecular y investigador del Institut Cavanilles de Biodiversitat i Biologia evolutiva de la Universitat de València. Su investigación se centra en el estudio del origen de la vida, la evolución del me-tabolismo y el concepto de genoma mínimo. Es autor o coautor de diversas obras como Orígenes de la evolución biológica y Funda-mentos de Bioquímica. Es asesor de la Càtedra de divulgació de la ciència de la Universitat de València, y miembro numerario de la Secció de Ciències Biològiques de l’Institut d’Estudis Catalans y de diversas sociedades científi cas. Entre 2005 y 2008 ha sido secretario de la International Society for the Study of the Origin of Life (ISSOL-The International Astrobiology Society).

FERNANDO SAPIÑA NAVARRO Es profesor del Departamento de Química Inorgánica e In-

vestigador del Institut de Ciència dels Materials de la Universitat de València. Su investigación está orientada al diseño de vías de síntesis de materiales con composición microestrutura y propie-dades controladas, así como a su caracterización. Es autor de los libros ¿Un futuro sostenible? y El reto energético, que quedaron fi nalistas en distintas ediciones del Premi Europeu de Divulgació Científi ca General. Es director de las colecciones de libros Sense Fronteres, Sin Fronteras y Ciència entre lletres.

PEDRO J. GARCÍA GARCÍA Es Ingeniero de Telecomunicación por la Universidad Po-

litécnica de Valencia, y Doctor en Informática (con mención eu-ropea) por la Universidad de Castilla- La Mancha. Actualmente, es profesor en el Departamento de Sistemas Informáticos de la Universidad de Castilla- La Mancha, y miembro del Instituto de Investigación en Informática de Albacete. Es autor de decenas de publicaciones docentes y científi co- técnicas, especialmente en el campo de las redes de interconexión de altas prestaciones.

DANIEL RAMÓN VIDAL Daniel Ramón es doctor en Ciencias Biológicas por la Universi-

tat de València y Profesor de Investigación en el Instituto de Agro-química y Tecnología de Alimentos (IATA) del Consejo Superior de

Investigaciones Científi cas (CSIC). Sus resultados tecnológicos están protegidos por patentes nacionales e internacionales. Ha publicado más de un centenar de artículos en revistas internacio-nales. Ha publicado más de un centenar de artículos en revistas internacionales de prestigio. Ha obtenido el Premio de la Sociedad Española de Microbiología, el Premio a la Trayectoria Científi ca del Instituto Danone, el Premio Europeo de Divulgación Científi ca y el Premio Nacional de Investigación Juan de la Cierva.

MÓNICA EDWARDS SCHACHTER Mónica Edwards combina su formación como profesora de

ciencias e ingeniera electrónica en tres actividades que le apa-sionan: investigar, educar y escribir. Doctora en Didáctica de las Ciencias por la Universidad de Valencia con la tesis “La atención a la situación del mundo en la educación científi ca” (2003), ha publicado numerosos trabajos sobre investigación en educación, sostenibilidad y usos de las TIC (especialmente m-learning). Con varias distinciones literarias, en el año 2007 ha publicado el libro “Redes para la Paz”, ganador del segundo premio en el Concurso de Ensayo Manuel Castillo (patronato Nord-Sud de la Universidad de Valencia).

FRANCISCO J. MORALES OLIVAS Francisco J Morales Olivas, Doctor en Medicina y especialista

en Farmacología Clínica. Profesor Titular de Farmacología de la Universitat de València. Ha sido Director del Centro de Farmaco-vigilancia de la Comunidad Valenciana, Miembro de la Comisión Nacional de Farmacovigilancia y Asesor de la Agencia Europea del Medicamento. Responsable de la asignatura “Medicamentos y Sociedad” en la licenciatura de periodismo de la Universitat de València. Su investigación actual se centra en la farmacoepide-miología y la farmacología pediátrica.

FERNANDO GONZÁLEZ CANDELAS Es Catedrático del Departament de genètica de la Universitat

de València. Desarrolla su tarea investigadora en el Institut Cava-nilles de Biodiversitat i Biologia evolutiva, siendo sus principales líneas de investigación la epidemiología molecular y evolución de poblaciones de virus, evolución y sistemática molecular, la gené-tica de la conservación de especies vegetales en peligro de extin-ción y la bioinformática aplicada a la genómica evolutiva y compa-rada. Es miembro de la Comisión Nacional de Bioseguridad.

MARIANO GARCÍA GREGORIO Coordinador editorial de la presente obra. Catedrático de Bio-

logía y Geología de Bachillerato, es actualmente asesor Técnico- Pedagógico del CEFIRE de Valencia. Coordinador de las publica-ciones de Ciencias de la Naturaleza y Biología y Geología de la Editorial ECIR, tiene publicados más de 100 libros de texto.

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Ciencias para elMundo Contemporáneo

1 bachillerato

Reservados todos los dere-chos. Ni la totalidad, ni par-te de este libro puede ser reproducido o transmitido mediante procedimientos electrónicos o mecanismos de fotocopia, grabación, in-formación o cualquier otro sistema, sin el permiso escri-to del editor.

©ES PROPIEDAD

Fotografía: AGE Fotostock / Archivo ECIRAgradecemos a todos los autores la cesión de muchas fotografi as que aparecen en el libro y en especial a Rosella Clemente por algunas fotografi as de los temas 13 y 14. También, a Mª Inmaculada Martínez, la foto de la Campus Party.

Ilustración portada: muestra de ADN de dos virus.Ilustraciones: Alfandech / Clueca

Diseño portada: Valverde IborraDiseño interior: Diseño gráfi co ECIREdición: Editorial ECIRImpresión: Industrias Gráfi cas ECIR (IGE) .

Depósito legal: V-3138-2008ISBN: 978-84-9826-390-9

Vila de Madrid, 60 - 46988 - P. I. Fuente del Jarro - PATERNA (Valencia)Tels: 96 132 36 25 - 96 132 36 55 - Móvil: 677 431 115 - Fax: 96 132 36 05E-mail: [email protected] - http://www.ecir.com

Juan Fabregat LluecaJuli Peretó MagranerFernando Sapiña NavarroPedro Javier García GarcíaDaniel Ramón Vidal

Mónica Edwards SchachterFernando González CandelasFrancisco J. Morales OlivasMaríano García GregorioEditorial ECIR

Agradecemos a Sebiot la cesión de parte de los materiales contenidos en el CD de apoyo del presente libro.

sebiot

(Sociedad Española de Biotecnología)

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PresentaciónLa Ciencia y la Técnica en la Sociedad

La incidencia de la Ciencia y de la Técnica en la vida de las personas es cada vez más importante. Cuando pones en marcha tu ordenador, consumes determinados alimentos o te vacunas contra una enfermedad, estás haciendo uso de un conjunto de descubrimientos y logros que otras personas que nos precedieron, intuyeron, descubrieron y aplicaron. La Ciencia puede apli-carse para vivir mejor, para vencer el hambre, la enfermedad, la ignorancia, en defi nitiva para hacernos más justos, solidarios y felices. Como todas las creaciones humanas, también puede ser utilizada en vertientes más oscuras.

Algo tan importante y que infl uye tanto en nuestra vidas merece ser conocido, sobre todo cuando estamos cada vez más inmersos en la sociedad del conocimiento. En una sociedad democrática en la que el conocimiento es la base de muchas ac-tuaciones, es necesario poner al alcance de todos los ciudadanos la cultura científi ca. Esta cultura científi ca se mueve en varias coordenadas algunas de las cuales debemos tener claras: La Ciencia y la Técnica.

• son creaciones colectivas, • están basadas en el raciocinio y el antidogmatismo• son un proceso vivo que genera productos continuamente• no pueden ser construidas de espaldas a la sociedad.

La asignatura

La asignatura Ciencias para el Mundo Contemporáneo pretende plantearos un conocimiento funcional de la ciencia, rigu-roso, pero alejado de formalismos que a veces no nos dejan ver el bosque. No se trata de trabajar algoritmos abstrusos ni de deducir sesudamente fórmulas para aplicarlas a continuación a problemas numéricos complejos. Antes bien, se trata de adquirir conocimientos científi cos que os permitan opinar y tomar decisiones fundamentadas sobre cuestiones en las que la Ciencia y la Técnica tienen una presencia importante y que con toda seguridad la vida os planteará en un futuro bastante próximo.

El libro

El libro que tenéis en vuestras manos ha sido concebido y realizado para desarrollar cumplidamente este propósito. Sus autores son científi cos de reconocido prestigio en la docencia y la investigación. Saben de lo que hablan porque hacen ciencia. Son también activos divulgadores de la ciencia en conferencias, publicaciones, seminarios y en diversos medios.

Los seis bloques de contenidos están desarrollados en 14 unidades o temas. Cada uno de ellos comprende.

I. El texto científi co, de naturaleza expositiva y argumentativa como corresponde al planteamiento de cuestiones científi cas, con ilustraciones ad hoc. Constituye el núcleo en torno al cual se organizan:

- Ampliaciones que, sin ser estrictamente necesarias para entender el discurso, son de gran interés.

- Términos clave, defi nidos para recordar conceptos que se trabajan en una posición central.

- Referencias www, seleccionadas para abrir el mundo de las TIC y permitir abordar aspectos novedosos sobre lo tratado.

- Actividades inmediatas para comprobar, in situ, la comprensión del texto.

II. Resumen de las ideas básicas expuestas en el tema.

III. Actividades de autoevaluación, graduadas en tres niveles de difi cultad.

IV. Lo que dicen los medios, noticias de prensa sobre la problemática desarrollada.

V. Documentos fi nales, que pueden ser Documentos para el debate o Estudio de casos.

Constituyen el elemento clave sobre el que proyectaréis lo aprendido sobre el tema, realizando debates, discusiones, con-traste de opiniones y acuerdos fundamentados sobre problemas de interés vital o sobre cuestiones básicas en las relaciones Ciencia, Técnica y Sociedad.

Confi amos en que este libro os enseñe a conocer la verdadera naturaleza de la ciencia, sus posibilidades y limitaciones y os capacite para tomar decisiones libre e inteligentes en una sociedad democrática en la que cada vez es más determinante el conocimiento.

PresentaciónLa Ciencia y la Técnica en la Sociedad

La incidencia de la Ciencia y de la Técnica en la vida de las personas es cada vez más importante. Cuando pones en marcha tu ordenador, consumes determinados alimentos o te vacunas contra una enfermedad, estás haciendo uso de un conjunto de descubrimientos y logros que otras personas que nos precedieron, intuyeron, descubrieron y aplicaron. La Ciencia puede apli-carse para vivir mejor, para vencer el hambre, la enfermedad, la ignorancia, en defi nitiva para hacernos más justos, solidarios y felices. Como todas las creaciones humanas, también puede ser utilizada en vertientes más oscuras.

Algo tan importante y que infl uye tanto en nuestra vidas merece ser conocido, sobre todo cuando estamos cada vez más inmersos en la sociedad del conocimiento. En una sociedad democrática en la que el conocimiento es la base de muchas ac-tuaciones, es necesario poner al alcance de todos los ciudadanos la cultura científi ca. Esta cultura científi ca se mueve en varias coordenadas algunas de las cuales debemos tener claras: La Ciencia y la Técnica.

• son creaciones colectivas, • están basadas en el raciocinio y el antidogmatismo• son un proceso vivo que genera productos continuamente• no pueden ser construidas de espaldas a la sociedad.

La asignatura

La asignatura Ciencias para el Mundo Contemporáneo pretende plantearos un conocimiento funcional de la ciencia, rigu-roso, pero alejado de formalismos que a veces no nos dejan ver el bosque. No se trata de trabajar algoritmos abstrusos ni de deducir sesudamente fórmulas para aplicarlas a continuación a problemas numéricos complejos. Antes bien, se trata de adquirir conocimientos científi cos que os permitan opinar y tomar decisiones fundamentadas sobre cuestiones en las que la Ciencia y la Técnica tienen una presencia importante y que con toda seguridad la vida os planteará en un futuro bastante próximo.

El libro

El libro que tenéis en vuestras manos ha sido concebido y realizado para desarrollar cumplidamente este propósito. Sus autores son científi cos de reconocido prestigio en la docencia y la investigación. Saben de lo que hablan porque hacen ciencia. Son también activos divulgadores de la ciencia en conferencias, publicaciones, seminarios y en diversos medios.

Los seis bloques de contenidos están desarrollados en 14 unidades o temas. Cada uno de ellos comprende.

I. El texto científi co, de naturaleza expositiva y argumentativa como corresponde al planteamiento de cuestiones científi cas, con ilustraciones ad hoc. Constituye el núcleo en torno al cual se organizan:

- Ampliaciones que, sin ser estrictamente necesarias para entender el discurso, son de gran interés.

- Términos clave, defi nidos para recordar conceptos que se trabajan en una posición central.

- Referencias www, seleccionadas para abrir el mundo de las TIC y permitir abordar aspectos novedosos sobre lo tratado.

- Actividades inmediatas para comprobar, in situ, la comprensión del texto.

II. Resumen de las ideas básicas expuestas en el tema.

III. Actividades de autoevaluación, graduadas en tres niveles de difi cultad.

IV. Lo que dicen los medios, noticias de prensa sobre la problemática desarrollada.

V. Documentos fi nales, que pueden ser Documentos para el debate o Estudio de casos.

Constituyen el elemento clave sobre el que proyectaréis lo aprendido sobre el tema, realizando debates, discusiones, con-traste de opiniones y acuerdos fundamentados sobre problemas de interés vital o sobre cuestiones básicas en las relaciones Ciencia, Técnica y Sociedad.

Confi amos en que este libro os enseñe a conocer la verdadera naturaleza de la ciencia, sus posibilidades y limitaciones y os capacite para tomar decisiones libre e inteligentes en una sociedad democrática en la que cada vez es más determinante el conocimiento.

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bachillerato

Estructura del libro del alumno

Doble página con una imagen a gran tamaño motivadora y ejemplifi cadora de los conteni-dos del tema. Un texto de introducción donde se establecen los contenidos básicos y prin-cipales del tema. Además, un índice de los contenidos.

LAS ESTRELLAS, LOS PLANETAS Y LA VIDA

Las estrellas, los planetas y la vida

La vida precisa de elementos que no existen desde el prin-cipio del Universo. Tal y como la conocemos, la vida se basa en la química del Carbono. Precisa del agua líquida, que está formada por Hidrógeno y Oxígeno. Precisa de un pla-neta rocoso, formado por Hie-rro, Níquel y Silicatos. Ningu-no de estos elementos existía en el Universo primitivo, ori-ginado en una gran explosión en la que sólo se formaron el Hidrógeno y el Helio.

La aparición de la vida es una fase reciente de la historia del Universo. Comienza con el na-cimiento de las primeras es-trellas, que crean los elemen-tos químicos necesarios para la vida y enriquecen el espa-cio lanzándolos al exterior en las grandes explosiones que marcan su muerte. La muerte explosiva de una estrella des-

encadena el nacimiento de otras muchas, en un ambiente ya rico en elementos pesados. Alrededor de las nuevas es-trellas se formarán planetas, algunos gigantes como Júpi-ter, otros pequeños y rocosos como la Tierra. En estos últi-mos aparecerá la vida.

Somos hijos de las estrellas. El material que compone

nuestros cuerpos, el Carbono, el Oxígeno, el Hierro, el Cal-cio, han sido formados por las estrellas. Probablemente por una sola estrella, que explotó hace más de cinco mil millo-nes de años en nuestro rincón de la Galaxia, y que desenca-denó la formación del Sol, de la Tierra y de nosotros mis-mos.

La vida es el fenómeno más fascinante del Universo. Pero el Cosmos no siempre ha tenido vida. Muchos de los elementos químicos que forman nuestra propia materia se originaron mucho antes de que existiera nuestra estrella, el Sol. Tras algo más de 1.000 millones de años del nacimiento el Sol nació la vida en nuestro planeta

Nuestro lugar en el Universo

1. EL NACIMIENTO DE LAS ESTRELLAS.2. LA FORMACIÓN DE LOS PLANETAS.3. LA VIDA DE LA ESTRELLA.EPÍLOGO: EL ORIGEN DE LA VIDA EN EL UNIVERSO.

RESUMENACTIVIDADESQUE DICEN LOS MEDIOSDOCUMENTO PARA EL DEBATE: Cómo se cons-truyó una teoría global

2

Desarrollo de la unidad

Desarrollo de los contenidos en forma expo-sitiva y argumentativa acompañada de abun-dantes ilustraciones, muchas de ellas propie-dad de los autores.En barra lateral:• Ampliaciones sobre aspectos de interés

expuestos en el desarrollo de los conteni-dos.

• Término clave: defi niciones de conceptos fundamentales.

• Páginas www para profundizar mediante las TIC sobre las Ciencias del Mundo Con-temporáneo.

• Actividades, de aplicación inmediata.

Nuestro lugar en el universo82 De la química a la biología 83

Gracias al estudio de los genomas y a la bioquímica comparada, aplicada a cuantos más organismos mejor, es posible reconstruir la his-toria evolutiva retrocediendo hasta el antepasado común universal (ACU), es decir, el ancestro de todas las formas de vida terrestres. Aquí universal se refi ere a todos los seres vivos terrestres conocidos.

Las investigaciones actuales indican que el ACU era un organismo bioquímica y genéticamente complejo, similar a las bacterias actuales. Era, pues, el resultado de un aumento muy notable de la complejidad desde el origen de la vida, aunque el tiempo transcurrido no fuese muy dilatado necesariamente. Algunos autores han estimado que bas-tarían unos 10 millones de años para la transición de la geoquímica a la bioquímica bacteriana, aunque los detalles de tal transición continúan siendo la mayor incógnita científi ca.

El camino del experimento

La principal virtud de las propuestas teóricas de Aleksandr I. Oparin sobre el origen de la vida es que los científi cos intentaron probarlas mediante la experimentación. En 1953, Harold C. Urey y Stanley L. Miller diseñaron un experimento para comprobar la síntesis de moléculas orgánicas en condiciones similares a las de la atmósfera primitiva (Fig.2.2). El experimento fue un éxito y supuso el inicio de la investigación en química prebiótica.

Uno de los pioneros de esta nueva ciencia fue Joan Oró, que consiguió la síntesis de adenina (un componente de los ácidos nucleicos) a partir de cianuro de hidrógeno (una molécula abundante en el espacio interestelar y que se obtiene fácilmente en los experimentos de química prebiótica). Otros estudios más recientes han explorado el papel de los minerales, los iones metálicos, la presión y la temperatura que prevalecen en el entorno de las fumarolas submarinas. Hoy en día hay, pues, una enorme base experimental que apoya la idea de que la Tierra arcaica estuvo provista de un abundante repertorio de moléculas orgánicas precursoras de la vida.

La investigación científi ca del origen de la vida se basa en la idea de que dadas las condiciones y los reactivos adecuados, la vida emergerá de forma natural. Y eso fue así en la Tierra primitiva y puede ser así en cualquier otro planeta que reúna las condiciones necesarias y sufi cientes para que ocurra. La llamada Exobiología o Astrobiología se fundamenta en esta convicción. En cualquier caso, sólo desde esta posición fi losófi ca se puede abordar el estudio teórico y experimental del origen de la vida, como un proceso químico que podemos llegar a descubrir, comprender y simular experimentalmente.

La química orgánica es universal

Los procesos químicos en la Tierra primitiva dieron lugar a los primeros organismos vivos. En primer lugar, tengamos en cuenta que la química de los compuestos del carbono (o química orgánica) es la más corriente en el universo. En el contexto de la Tierra arcaica, las aportaciones extraterrestres de materiales orgánicos transportados en meteoritos y cometas serían muy abundantes. (Fig. 2.1).

También la Geoquímica era por entonces muy diferente, en especial las reacciones asociadas a la química volcánica o atmosférica. En el primer caso, la mayor actividad de las erupciones volcánicas o de las fuentes hidrotermales submarinas supuso una oportunidad para las reacciones entre minerales y gases reactivos estimuladas por la temperatura.

La atmósfera primitiva también era muy diferente a la actual. Una diferencia principal era la ausencia casi total de oxígeno que es de origen biológico y se acumuló en épocas geológicas posteriores. Había, sin embargo, otros gases reactivos como el hidrógeno y el metano, aunque el componente más abundante era el dióxido de carbono. El concurso de diferentes fuentes de energía, como pudieron ser las descargas eléctricas atmosféricas, impulsó la generación de una diversidad de moléculas orgánicas. Muchas de estas reacciones se han simulado en el laboratorio.

Sin duda alguna, los compuestos y procesos químicos que dieron lugar a la vida primitiva obedecían las leyes de la física y la química. A ellas se añadió una nueva fuerza, la selección natural, en cuanto aparecieron las primeras moléculas portadoras de información hereditaria.

El antepasado común universal (ACU)

Todos los seres vivos comparten un antepasado común. Aunque esta idea ya fue postulada por Charles Darwin ahora disponemos de argumentos muy sólidos que la sostienen. Todos los seres vivos compar-ten una serie de características bioquímicas. Todas las células obtienen energía química usando los mismos procesos básicos o guardan y trans-miten la información genética con el DNA. Estas y otras propiedades bioquímicas compartidas y universales tienen sentido si consideramos que son ancestrales, heredadas de generación en generación desde su invención en tiempos muy remotos.

2. De la química prebiótica al antepasado común universal2. De la química prebiótica al antepasado común universal

2.1. En el meteorito de Murchison (recogido en Australia, en septiembre de 1969) se llevan identifi cadas más de 650 especies químicas diferentes, la mayoría compuestos de C.

Términos clave

Abiótico Se dice de un proceso que sucede en ausencia de vida.

Química prebiótica Ciencia que persigue la simulación experimental de la síntesis de compuestos relevan-tes para el origen de la vida en con-diciones similares a las de la Tierra primitiva.

Metabolismo Conjunto de reaccio-nes químicas de la célula que le permi-ten usar moléculas externas (alimento) como fuente de energía o materia prima para fabricar sus propios componentes.

Ampliación

¿Más de un origen?El hecho de que toda la vida co-nocida hoy derive del mismo ante-pasado común universal (ACU) no signifi ca que no hubiera podido haber otros orígenes de la vida, otras evoluciones primitivas. Pero sus descendientes no han llegado hasta nosotros. De lo que, de mo-mento, podemos estar seguros es que a partir del ACU, de un modo u otro, a través de un proceso sin interrupción, se derivaron los tres linajes celulares conocidos: bacte-rias, arqueas y eucariotas.

refrigerante para licuar el vapor de

agua

Términos clave

Exobiología o astrobiologíaEstudio de la naturaleza, origen y dis-tribución de la vida en el universo.

Geoquímica Química asociada a los procesos geológicos.

Ampliación

El experimento de Miller

Con apenas 22 años, Stanley L. Miller, un estudiante de doctora-do de la Universidad de Chicago, convenció a su director de tesis doctoral, el premio Nobel Harold C. Urey, para probar experimen-talmente su hipótesis sobre el ori-gen de la materia orgánica en la atmósfera primitiva.

A las pocas horas de funciona-miento, con una mezcla de meta-no, amoniaco, agua e hidrógeno, la síntesis orgánica se hace eviden-te en el matraz donde se producen las descargas eléctricas (fotografi a de la fi gura 2.2 cortesía de Stanley L. Miller).

Resultados recientes confi rman que estos experimentos de simu-lación también producen materia-les orgánicos a partir de mezclas de gas más representativas de la atmósfera primitiva, es decir, con dióxido de carbono.

2.2. El experimento de Miller

matraz donde se

producen las descargas eléctricas

matraz donde se

produce la evaporación

Nuestro lugar en el Universo40 Las estrellas, los planetas y la vida 41

Ampliación2. La formación de los planetas

Casi toda la materia de la nube que se contrae para convertirse en una estrella acabará dentro de la propia estrella. Sin embargo, una pequeña fracción escapará al colapso y quedará girando alrededor de la estrella, formando lo que se denomina un disco protoplanetario. El material que compone el disco es principalmente Hidrógeno molecu-lar y Helio, que son los elementos más abundantes del Universo. Si el proceso de formación está teniendo lugar en una galaxia algo evolu-cionada como la nuestra, en ese disco hay también Carbono y Oxígeno, vapor de agua, dióxido de Carbono, Silicio, Hierro, Níquel, y muchos otros elementos en cantidades menores. También hay granos de polvo, de diversos tamaños, compuesto principalmente por silicatos.

Las moléculas y los granos de polvo giran todos alrededor de la estrella central. En ese movimiento orbital se producen interacciones y choques. Las colisiones tienen lugar a velocidad relativa muy baja, de forma que al chocar los granos se van uniendo, se produce un fe-nómeno de agregación que lleva a la formación de aglomerados cada vez más grandes. Al fi nal del proceso, todo el material que contenía el disco protoplanetario se ha unido para formar unos cuantos cuerpos muy grandes orbitando alrededor de la estrella. Son los planetas.

El proceso de formación de un planeta es diferente según tenga lugar cerca o lejos de su estrella central.

Uno de los componentes más abundantes del disco protoplanetario es el vapor de agua. Si se encuentra lejos de la estrella, el agua puede formar cristalitos de hielo, que también pueden unirse entre si y con los granos de polvo, facilitando los procesos de agregación y permi-tiendo la formación de planetas más grandes. Cerca de la estrella el agua no forma hielo, y por tanto sólo el polvo y los silicatos participan en los procesos de agregación, que conducirán a la formación de pla-netas rocosos más pequeños.

Nuestro sistema planetario es un ejemplo de este mecanismo de formación. La distancia de nuestro Sol a la cual los cristales de hielo pueden sobrevivir es de cinco unidades astronómicas. La unidad astro-

nómica es la distancia media de la Tierra al Sol, y equivale a 150 millones de kilóme-tros. A una distancia menor encontramos los cuatro pla-netas pequeños y rocosos: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Estos planetas están compuestos principalmente por Hierro, Níquel y Silicatos, tienen una superfi cie sólida y, con la excepción de Mer-curio, una pequeña atmós-fera gaseosa.

Más allá de cinco unida-des astronómicas encontra-mos los planetas gigantes gaseosos: Júpiter, Saturno, Urano y Neptu-no. En el lugar donde se formaron, los cristales de hielo contribuyeron al crecimiento del protoplaneta. Al ser éste muy masivo, su fuerza de gravedad permitió retener también el Hidrógeno y el Helio, que pasa-ron a formar parte del planeta. De esta forma, los planetas exteriores son gigantescas bolas de gas, sin superfi cie sólida, ricas en Hidrógeno y Helio, y con un núcleo rocoso.

Los planetas extrasolares.

Hoy sabemos que nuestro Sistema Solar no es un caso único en el Universo. En los últimos quince años se ha descubierto más de doscien-tos planetas orbitando alrededor de otras estrellas. Se les denomina planetas extrasolares. La mayoría son gigantes gaseosos, como Júpi-ter. Pero esto es un efecto de selección: los planetas gigantes son mu-cho más fáciles de detectar que los planetas pequeños como la Tierra. Aún así, ya se han descubierto dos planetas cuyas masas son inferiores a cinco veces la masa de la Tierra, con lo que es muy probable que se trate de planetas rocosos como el nuestro. Esto es una buena noticia de cara a la búsqueda de vida fuera del Sistema Solar.

2.10. Disco alrededor de la estrella Beta Picto-ris. En la fotografía se ha tapado la estrella para evitar que su brillo impida ver el disco, mucho más débil. (c. Jean-Luc Beuzit, et al. Grenoble Observatory, Observatorio Europeo Austral)

Plutón “cesado”Plutón ha sido considerado como el plane-ta más externo del Sistema Solar desde su descubrimiento en 1930 hasta el año 2006. El hecho que ha motivado la pérdida de este status ha sido el descubrimiento de va-rios astros similares a Plutón, o incluso más grandes, en órbitas muy parecidas. De esta forma, Plutón ya no es un astro único en su órbita, como todos los planetas, sino un com-ponente más de una familia de astros meno-res, los asteroides.

Para salvar el “honor” de Plutón y hacer más llevadera su caída de la lista de planetas prin-cipales, la Unión Astronómica Internacional ha acuñado el término de “planeta enano”, que designa a los asteroides más grandes y de forma esférica. Entre los planetas enanos se encuentran Ceres, del cinturón principal de asteroides, y Plutón y Eris, del cinturón exterior o de Kuiper.

Ampliación

Cuando una nube se contrae para formar una protoestrella, la conservación del momento angular nos dice que al disminuir su tamaño la velocidad de rotación aumenta. En conse-cuencia el efecto de la fuerza centrífuga se hace presente, hasta el punto de que podría compensar a la gravedad y detener el colap-so. De esta forma, el proceso de contracción se interrumpe, y la formación de la estrella no tiene lugar: no podrían existir las estrellas.

La solución al problema radica en que no toda la materia de la nube inicial pasa a formar par-te de la protoestrella. Parte de ella se queda en órbita alrededor de la misma, formando un disco protoplanetario. El momento angular ini-cial se queda en su mayor parte en el disco, y luego en los planetas que en él se formen, como momento angular orbital. Como ejem-plo, el 99% del momento angular del Sistema Solar está en el movimiento orbital de los pla-netas, y sólo un 1% corresponde a la rotación del Sol.

El problema del momento angular nos indica que no se pueden formar estrellas aisladas. Por tanto, todas las estrellas que no formen parte de un sistema múltiple deben haber tenido un disco protoplanetario, y por tanto deben albergar un sistema de planetas.

Representación artística de la formación de planetas en el disco de Beta Pictoris. (c. NASA/FUSE/Lynette Cook)

Sol

3min 13s 6min 2 s 8min 13s 12min 40s ± 20min 43min 15s 79min 27s 160min 9s 250min 54s

MercurioVenus

Tierra Marte

Asteroides

Júpiter

SaturnoUrano

Neptuno

2.1. Nuestro sistema solar. La fl echa superior indica la distancia al Sol en minutos y segundos luz.

www http://exoplanet.eu/La Enciclopedia de los planetas extrasolares:Lista completa y al día de los planetas extrasolares, con todas sus características.

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Resumen

Esquema conceptual ilustrado que establece las relaciones entre los diferentes conceptos desarrollados en el tema.

Nuestro lugar en el Universo46 Las estrellas, los planetas y la vida 47

Agujeros negros

En ocasiones la onda de choque no es capaz de frenar toda la ma-teria que cae durante la implosión. La materia se acumula sobre la estrella de neutrones, y la desestabiliza. La presión del gas de neutro-nes sólo puede aguantar el peso de una vez y media la masa del Sol. Si la caída de materia hace que este límite se rebase, los neutrones se rompen, y la estrella de neutrones colapsa. Empieza una contracción que a priori es indefi nida, porque una vez superada la resistencia del gas de neutrones no conocemos ninguna otra estructura de la natu-raleza capaz de frenar a la fuerza de gravedad. El colapso por tanto sería hasta el infi nito, pero antes de que podamos ver el fi nal de ese colapso la estrella desaparece de nuestra vista. Se ha convertido en un agujero negro.

Para entender lo que es un agujero negro debemos primero co-nocer el concepto de velocidad de escape de un astro. En la Tierra, si lanzamos un objeto hacia arriba, este sube, se detiene, y acaba cayendo. Si lo lanzamos con más velocidad sube más alto pero tam-bién cae. Si lo lanzásemos sin embargo a una velocidad de once ki-lómetros por segundo nunca caería, abandonaría la tierra y saldría al espacio. Esa es la velocidad de escape de la Tierra, la velocidad que hay que comunicar a un cuerpo para que venza el campo gravi-tatorio y escape al espacio. Cuanto mayor es la fuerza de gravedad, mayor es la velocidad de escape necesaria para abandonar el astro. La velocidad de escape del Sol es de más de seiscientos kilómetros por segundo.

Volvamos a nuestro objeto que esta co-lapsando más allá de la estructura de estre-lla de neutrones. Como es tremendamen-te denso y masivo, su velocidad de escape es mucho más elevada. Y va en aumento a medida que el colapso progresa. Llega un momento en que la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz, trescientos mil kilómetros por segundo. La física relativista nos dice que nada, ningún objeto ni partí-cula, puede superar la velocidad de la luz. Por tanto nada puede salir del objeto que colapsa. Nada, ni siquiera la propia luz. Es como si el astro hubiese desaparecido. Pero no ha desaparecido del todo, queda su tre-menda fuerza de gravedad. Es un agujero negro, una región del espacio con una enor-me fuerza de gravedad, y de la cual no pue-de salir nada. En su interior, el objeto com-pacto sigue contrayéndose hasta no se sabe donde.

2.21. Agujero negro sobre el fondo de la Vía Láctea. (c. Ute Krauss, Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, Golm, y Theoretische Astrophysik, Universität Tübingen)

RESUMEN

Formación estelar:

NEBULOSAQUE

COLAPSA

GIGANTE ROJA

SUPERGIGANTE

ROJA

EXPLOSIÓN

DE SUPERNOVA

AG U J E R ON E G R O

Formación de planetas:

PROTOESTRELLA ESTRELLAJOVEN

ESTRELLA DE NEUTRONES

NEBULOSAPLANETARIA

ENANABLANCA

DISCOPROTOPLANETARIO

COLISIÓNENTRE PARTÍCULAS.PARTÍCULAS MÁS

GRANDES

PROCESO DE AGREGACIÓN:PLANETESIMOS

FORMACIÓN DE LOS

PLANETAS

CAIDAEN ESPIRALHACIA LA

PROTOESTRELLA

BARRIDO DEL MEDIO

INTERPLANETARIO:LOS PLANETAS

SE QUEDAN EN ORBITAS ESTABLES

Estudio de un caso / Documento para el DebateConstituyen un elemento clave en la estruc-tura del libro. Están pensados para aplicar lo que se aprende mediante la realización de de-bates y discusiones, y centradas en aspectos fundamentales de la Ciencia y las relaciones de ésta con la Técnica y la Sociedad.

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Documento para el debateDocumento para el debate

Una visión darwinista de la medicina hace a la enfermedad tener más y menos senti-do. Las enfermedades no son resultado de fuerzas aleatorias, surgen de la selección natural pasada.

Medicina y evoluciónMedicina y evoluciónpor R.M. Nesse y G. C. Williamspor R.M. Nesse y G. C. Williams

Pocas cosas son tan importantes como nuestra salud. «¿Cómo estás?», preguntamos al saludar, sin que el tono de la pregunta revele comple-tamente su importancia. «De salud ando bien», contesta quien ha perdi-do casi todo. La salud es vital. Si ella, pocas cosas importan. Todos quere-mos comprender las causas de la en-fermedad para mantener y mejorar nuestra salud.

Mucho antes que un tratamiento efi caz, los médicos proporcionaban pronóstico, esperanza y, sobre todo, sentido. Cuando sucede algo terrible –y una enfermedad grave siempre es terrible– la gente quiere saber las causas. En un mundo panteísta, la explicación era sencilla: un dios ha-bía causado el problema, luego otro podía curarlo. Desde que la humani-dad se ha centrado en un solo Dios, la explicación de la enfermedad y del mal se ha hecho más difícil. Genera-ciones de teólogos han peleado con el problema de la Teodicea: ¿cómo puede un Dios bondadoso permitir que sucedan cosas malas a las buenas gentes?

La medicina darwinista no puede ofrecer un sustituto para esas expli-caciones. No puede proporcionar un universo en el que lo que acontece es parte de una plan divino, mucho menos uno en el que la enfermedad individual es un refl ejo de pecados individuales. Sólo nos puede mostrar

por qué las cosas son como son, por qué somos vulnerables a ciertas en-fermedades. Una visión darwinista de la medicina hace a la enfermedad tener más y menos sentido. Las enfer-medades no son el resultado de fuer-zas aleatorias o malvadas, surgen en el fondo de la selección natural pasa-da. Paradójicamente, las mismas con-diciones que nos hacen vulnerables a la enfermedad a menudo nos pro-porcionan benefi cios. La capacidad de sufrir es una defensa útil. La en-fermedad autoinmune es el precio de nuestra notable capacidad de atacar a nuestros invasores. El cáncer es el precio de que los tejidos no puedan autorrepararse. La menopausia pue-de proteger los intereses de nuestros genes en nuestros hijos. Incluso la senescencia y la muerte no son alea-torias, sino compromisos alcanzados por la selección natural a medida que moldeaba inexorablemente nuestro cuerpo para maximizar la transmisión

de nuestros genes. En estos benefi cios paradójicos hay quien encuentra una cierta satisfacción, incluso un poco de sentido – al menos la clase de sentido que Dobzhansky reconoció: después de todo, nada en medicina tiene sen-tido sino a la luz de la evolución.

Adaptado de R. M. Nesse y G. C. Williams Evolution and Healing, The New Science of Darwinian Medicine (Londres,

Weidenfeld and Nicolson, 1995).

Hay grandeza en esta concepción de que la vida fue insufl ada en unas pocas formas y que se han desarrollado y se están desarrollando infi nidad de formas de las más bellas y maravillosas.

El origen de las especies El origen de las especies por C. R. Darwinpor C. R. Darwin

En el futuro distante veo nuevas áreas para investigaciones importantes. La psi-cología tendrá un nuevo fundamento y se iluminará el origen del hombre y su historia.

Cuando contemplo a todos los seres no como creaciones especiales sino como los descendentes directos de algunos po-cos seres que vivieron en épocas remotas, me parece que se ennoblecen. Si miramos hacia el pasado, podemos estar seguros de que ninguna especie viviente transmi-tirá su aspecto inalterado hacia el futuro lejano. Y de las especies actuales, muy pocas dejarán descendientes de ningún tipo hacia un futuro aún más lejano. La mayoría de las especies que han existido se han extinguido por completo. Como las formas actuales descienden directa-mente de otras que vivieron hace mucho tiempo, podemos asegurar que jamás se ha interrumpido ni una sola vez la suce-sión de generaciones y de que ninguna catástrofe ha asolado el planeta por com-pleto.

Es interesante contemplar un riba-zo enmarañado cubierto por plantas de muchas clases, con pájaros que cantan sobre los arbustos, con diversos insectos revoloteando alrededor y con gusanos que se arrastran por el suelo húmedo, y pensar que estas formas tan elaboradas, tan diferentes unas de otras y tan depen-dientes entre sí de manera tan compleja, todas han sido producidas por leyes que actúan a nuestro alrededor. En un sentido amplio, estas leyes son: la de crecimiento con reproducción, la de la herencia, la de variabilidad, la del incremento de pobla-

ción tan elevado que conduce a la lucha por la vida y, como consecuencia, a la se-lección natural, que determina la diver-gencia de los caracteres y la extinción de las formas menos mejoradas. Así pues, el objeto más excelso que podamos imagi-nar, a saber, los animales más complejos, es el resultado directo de la guerra de la naturaleza, del hambre y de la muer-te. Hay grandeza en esta concepción de que la vida, con sus diversas facultades, fue originalmente insufl ada en unas po-cas formas o en una sola, y que, mientras este planeta ha girado según la ley de la gravitación, se han desarrollado y se es-tán desarrollando infi nidad de formas de las más bellas y maravillosas.

Adaptado del último capítulo de El origen de las especies de Charles Darwin (1ª edición, Londres, 1859).

DebateSe propone debatir sobre una se-rie de afi rmaciones que se han vertido en el contexto de las dis-cusiones, generalmente en contra, de la teoría de la evolución. (1) El hombre desciende del mono. (2) La selección natural favorece a los individuos más fuertes. (3) Una es-tructura tan compleja como el ojo no puede aparecer por azar. Debe haber algún diseñador. (4) La evo-lución es simplemente una teoría.

76

DebateUn mecanismo de autodefensa de nuestro cuerpo es el dolor, pues así evitamos situaciones de peli-gro. En este sentido, sentir dolor es bueno, pues aumenta nuestras probabilidades de supervivencia y reproducción. ¿Signifi ca eso que debemos aceptar todo dolor por ser resultado de la evolución? En 2006, se identifi có una mutación en un gen que causaba insensibilidad al dolor. En el descubrimiento tuvo un papel importante un chaval que actuaba en la calle, atravesándose la carne con cuchillos o caminando sobre brasas ardiendo sin experi-mentar dolor, muy conocido entre los médicos de urgencias. El chico murió a los 14 años. ¿Podríamos eliminar el dolor completamente? ¿Sería eso positivo?

Portada de la primera edición de “El origen de las especies” y Charles Darwin.

Todos queremos comprender las causas de la enfermedad

77La vida en cambio permanenteNuestro lugar en el universo

Actividades fi nales / Lo que dicen los mediosActividades fi nalesActividades fi nales de síntesis con tres nive-les de difi cultad marcadas por tres distintos colores: rojo, las más difíciles; azul, difi cultad media; verde, más fáciles.

Lo que dicen los mediosUn ejemplo del debate social que aparece en lo medios de comunicación referido a los con-tenidos tratados en la unidad.

Nuestro lugar en el universo94 De la química a la biología 95

Utiliza una cinta para hacer una escala temporal (por ejemplo, donde 10 cm equivalgan a 50 millones de años). Ubica en ella los siguientes hitos de la evolución del pla-neta y de la vida: origen del planeta, origen de la Luna, origen de la vida, origen de la célula eucariótica, origen de los animales, origen de los humanos.

Si la historia de la Tierra equivaliese a un periodo de 24 horas y la formación del planeta hace 4.500 millones de años fuese las 0 horas, ¿a qué hora del día aparecerían la vida, el oxígeno atmosférico, los primeros eucariotas, los animales y el Homo sapiens?

La vida se podría haber originado antes de lo que supo-nen hoy los científi cos es decir, antes de 3.800 millones de años antes del presente), pues los mares y la atmós-fera existieron al menos desde hace 4.400 millones de años. Sin embargo, no se cree que ninguna forma viva emergida en aquella época ha dejado descendencia en la biosfera actual. ¿Por qué?

Comenta la siguiente frase de Juan Luis Arsuaga e Igna-cio Martínez (La especie elegida, p. 336): No deja de ser paradójico que tantos siglos de ciencia nos hayan lleva-do a saber algo que cualquier bosquimano del Kalahari, cualquier aborigen australiano, o cualquiera de nuestros antepasados que pintaron los bisontes de Altamira cono-cía de sobra: que la Tierra no pertenece al hombre, sino que el hombre pertenece a la Tierra.

Busca información sobre las técnicas usadas en el aná-lisis del DNA antiguo. ¿Cómo puede ayudar esta inves-tigación a aclarar nuestra relación fi logenética con los neandertales?

En ciencias históricas, primitivo y antiguo no son sinóni-mos. Por ejemplo, el latín es una lengua antigua extin-guida pero no tiene nada de primitiva. Del mismo modo, hay microorganismos adaptados a vivir a más de 100 oC que quizás se deriven de linajes muy antiguos pero cuya resistencia a la temperatura no es un carácter primitivo. Busca en diccionarios de diferentes lenguas el signifi cado de antiguo y primitivo y discute la diferencia.

Existen cuatro posiciones fi losófi cas ante el problema his-tórico del origen de la vida:

1. La emergencia de la vida fue un acontecimiento impul-sado por una voluntad exterior

2. La vida se originó siguiendo leyes naturales todavía por descubrir

3. El origen de la vida se debió a la coincidencia fortuita de varios hechos muy improbables

4. La vida es la consecuencia de la acción de las leyes de la física y la química sobre unos ingredientes adecuados en un entorno favorable

Discute el carácter científi co o no de cada una de estas posiciones, en particular, hasta qué punto tiene sentido o no investigar científi camente el origen de la vida desde cada una de esas posiciones intelectuales. ¿Con cuál o cuáles de esos puntos de vista es compatible el principal argumento de la astrobiología, es decir, sostener que hay vida en otros lugares del universo?

La tabla periódica de los elementos es universal en el sen-tido de que es la misma en cualquier parte del universo. Pero, ¿qué signifi ca que el código genético es universal? De existir formas de vida en otros planetas, ¿esperarías que se basaran en la química del C? ¿Y que usaran el mismo código genético? Si en la Tierra se descubrieran microorganismos con un código genético completamente diferente, ¿cómo se podría interpretar esta observación tan extraordinaria?

Mantente informado sobre los avances en biología evolutiva a través de los blogs científi cos: http://scienceblogs.com/loom/, http://evolucionarios.com/, http://blog.evolutionibus.info/

El uso de biomarcadores para jalonar la evolución de la vida en el registro geológico está limitado por nuestro conocimiento metabólico. Una de las moléculas que se asociaba al metabolismo aeróbico, y que permitía a los geoquímicos datar la existencia de organismos que la sin-tetizaban en presencia de una atmósfera con oxígeno, se acaba de descubrir que la pueden sintetizar ciertas bac-terias anaeróbicas, usando una ruta metabólica diferente que no usa oxígeno. Busca otros ejemplos en el contexto de este tema que muestren la provisionalidad de las afi r-maciones científi cas.

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ACTIVIDADES

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LO QUE DICEN LOS MEDIOS

Salto atrás en el tiempo de 43.000 años. En algún lugar del norte de la península Ibérica, un grupo de humanos planea cómo dar caza a su próxima presa. Conversan hasta llegar a un acuerdo y decidir el modo de atraparla. Se comunican mediante palabras, pero no son Homo sapiens como nosotros. Se trata de neander-tales, porque ellos también tenían la capacidad de hablar.Las dos especies comparten las va-riantes de un gen clave en el desa-rrollo del lenguaje, el FOXP2, tal y como demuestra una investigación publicada en la revista Current Bio-logy en la que se ha analizado ADN de restos de neandertal encontrados en el yacimiento de El Sidrón, en Asturias. El monopolio de la pala-bra, hasta ahora en manos de nuestra especie, se ha desmoronado.

El gen FOXP2 está presente en todos los mamíferos, pero en el caso de los seres humanos tiene una caracterís-tica particular: dos mutaciones que hacen que funcione de una manera específi ca, permitiendo el desa-

rrollo de las áreas del cerebro rela-cionadas con el lenguaje y el aparato fonador. “Si podemos hablar es en parte gracias a que tenemos este gen con esas dos variantes”, explica Carles Lalueza, experto en ADN an-tiguo de la Universitat de Barcelona y coautor de la investigación. Es, además, el único gen implicado en el habla que se conoce hasta ahora, y aunque los científi cos están seguros de que otros genes intervienen en el proceso del lenguaje, el FOXP2 es clave porque “funciona como un in-terruptor, activando la expresión de otros genes”, dice Lalueza; si no se enciende, el resto del circuito no se pone en marcha. Y los neandertales poseían este gen con esas mismas dos mutaciones.

No está claro hasta qué punto signifi -ca esto que los miembros de esta es-pecie hablasen entre ellos tal y como lo hacen los humanos de hoy en día, pero como mínimo contaban con los requisitos básicos para convertirse en oradores. Primero, la variante del gen FOXP2, y segundo, un aparato

fonador - para articular sonidos- muy similar al de los Homo

sapiens,algo que ya se ha constatado mediante el estudio de los fósiles. Para asegurarse de que el material que analizaban era de neandertal y no de Homo sapiens - que podría haber conta-minado los fósiles por accidente-, los investigadores se-leccionaron en dis-

tintos cromosomas partes específi cas de ADN neandertal con unas características distintas a los de los sa-piens. También ayudó el hecho de que los fósiles

que se estudiaron - dos pequeños fragmentos de

fémur- pertenecieron a dos neander-tales varones. En el cromosoma Yde los seres humanos - que sólo está presente en los individuos masculi-nos- hay cambios que se han produ-cido en los últimos 90.000 años, con la expansión fuera de África.

Por lo tanto, como no había rastro de estos cambios en las muestras que se recogieron, se tenía la certeza de que se estaba secuenciando ADN de neandertal.

El potencial para hablar estaba allí, “¿por qué no iba a utilizarse?”, se pregunta Lalueza. Este investigador explica que, cuando se produce una mutación, la evolución la selecciona y la potencia a lo largo de las gene-raciones siempre que aporte algo positivo para esa especie. “Esas dos variaciones del FOXP2 fueron selec-cionadas de forma natural porque permitían el lenguaje y, si te comu-nicas, tienes más probabilidades de sobrevivir”, añade. Pero los Homo sapiens no sólo han perdido la exclusividad del lenguaje, sino que quizás tengan que compar-tir esta facultad con otras especies humanas a parte de con los neander-tales. “Lo más probable es que este gen ya se hubiera modifi cado en un antepasado común del neandertal y el sapiens, hace alrededor de 500.000 años”, escriben los autores del estu-dio, mucho antes de lo que se creía hasta ahora.

Otras teorías que explicarían la pre-sencia de la variante del gen en los neandertales se han descartado, como la que dice que sería la consecuencia

de un cruce entre esta especie y los sapiens. La secuenciación del geno-ma neandertal ya ha dejado claro que ambas especies evolucionaron por separado y no llegaron a mezclarse. Por otro lado, la hipótesis de que el FOXP2 mutó de forma indepen-diente pero igual en neandertales y sapiens, se considera poco probable. Demasiada casualidad. Con estos nuevos datos, la historia de la comunicación oral da un giro, se alarga en el tiempo y se expande a otras especies. El lenguaje es más antiguo y más común de lo que se había establecido y ya no sirve como seña de identidad única de nuestra especie. Según Lalueza, “los que han utilizado la capacidad de hablar para defi nir al ser humano tendrán que buscar una nueva defi nición, el concepto que tenemos de nosotros mismos ha cambiado”.

Los neandertales podían

HABLARAnálisis de ADN indican que la especie tenía un gen clave en el lenguaje igual que nosotros

TendenciasEl estudio de la evolución humana

MAITE GUTIÉRREZ Barcelonawww.lavanguardia.es, ESPAÑA, 19-OCT-2007

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Role playingRealizar una posible co-municación entre neander-thales y sapiens mediante dos grupos de clase. Los alumnos pueden investi-gar previamente las cos-tumbres y modos de vida de ambas especies.

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ElEl universo universo ................................................................................................................ ................................................................................................................ 14141 La ciencia del Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 Un Universo relativista . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 La gran explosión . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 La luz del origen del Cosmos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24 El universo acelerado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28

JUAN FABREGAT

2 Las Las estrellas, los planetas y la vidaestrellas, los planetas y la vida ................................. ................................. 3434 JUAN FABREGAT

El nacimiento de las estrellas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36 La formación de los planetas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42 La vida de la estrella . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

La La vida en cambio permanentevida en cambio permanente ............................................... ............................................... 56563 FERNANDO GONZÁLEZ Y JULI PERETÓ

Ideas sobre la diversidad biológica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58 Darwin y el orígen de las especies. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 El árbol de la vida . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63 Evolución y extinción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67 Los debates y las pruebas de la evolución . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68 Evolución y sociedad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

De De la Química a la Biología la Química a la Biología ........................................................... ........................................................... 80804 JULI PERETÓ Y FERNANDO GONZÁLEZ

Cronología general de la historia de la vida . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 De la química prebiótica al antepasado común universal . . . . . . . . . . . . . 84 La evolución de los microorganismos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86 El orígen de la célula eucariótica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87 La evolución de la complejidad desde el Cámbrico . . . . . . . . . . . . . . . . . 88 La evolución humana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

Nuestro Nuestro lugar en el Universolugar en el Universo

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5Vivir Vivir más, vivir mejormás, vivir mejor

Clonación Clonación .................................................................................................................... .................................................................................................................... 1221226 DANIEL RAMÓN

DANIEL RAMÓN

La revolución genética La revolución genética ......................................................................... ......................................................................... 100100

FRANCISCO J. MORALES OLIVAS

LaLa salud y los factores de que depende salud y los factores de que depende ................ ................ 1381387

El uso racional de los medicamentos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160 Recomendaciones para el uso de medicamentos . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163 La automedicación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 164 Trasplantes y solidaridad. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166 Los condicionantes de la investigación médica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168 La sanidad en los países en vías de desarrollo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170

El uso racional de los medicamentos El uso racional de los medicamentos ........................ ........................ 1581588 FRANCISCO J. MORALES OLIVAS

La reproducción sexual de los mamíferos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124 Nuevas técnicas de reproducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126 Las células madre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

La salud y los factores que la condicionan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140 Valoración del estado de salud . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142 Las enfermedades: las enfermedades transmisibles . . . . . . . . . . . . . . . . 143 Las enfermedades no transmisibles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147 Los estilos de vida saludables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151

Como funcionan las células . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102 De Mendel a los transgénicos: la revolución genética . . . . . . . . . . . . . . . 106 Aplicaciones de la ingeniería genética . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112 ¿Qué tienen de nuevo los transgénicos? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114 Riesgos y benefi cios de la ingeniería genética. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115 El genoma humano y los otros genomas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117

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HaciaHacia una gestión sostenible del Planeta una gestión sostenible del Planeta

NuevasNuevas necesidades, nuevos materiales necesidades, nuevos materiales

Medio ambiente, desarrollo humano y cambios globales . . . . . . . . . . . . . 178 Nuestra huella ecológica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180 Los recursos del planeta dicen basta. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 184 ¿Qué hacer con la producción de residuos? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 188 Contaminación y otros impactos ambientales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 189 Los cambios en el clima global . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193 Vivir en la sociedad del riesgo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 195

MONICA EDWARDS

MONICA EDWARDS

Los orígenes de la preocupación por el deterioro medioambiental . . . . . . . 202 Los lentos avances en el camino de la sostenibilidad . . . . . . . . . . . . . . . 203 Sostenibilidad: dimensión y principios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 207 Construyendo una nueva cultura de la sostenibilidad . . . . . . . . . . . . . . . 208 La Carta de la Tierra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 210

FERNANDO SAPIÑA

Los materiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 218 Los materiales a nuetro alrededor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 220 Clasifi cando los materiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 221 Materiales estructurales y materiales funcionales . . . . . . . . . . . . . . . . . . 223 Relación composición- estructura- propiedades- procesado . . . . . . . . . . . 225 El reino del silicio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 227 Almacenamiento magnético de información . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 229 Fibra óptica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 230 Biomateriales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 231 Nanomateriales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232

LaLa humanidad ante los cambios globales humanidad ante los cambios globales ............. ............. 1761769

ElEl camino hacia la sostenibilidad camino hacia la sostenibilidad ...................................... ...................................... 20020010

11 Del Del hacha a la fi bra óptica hacha a la fi bra óptica ........................................................... ........................................................... 216216

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Ecología industrial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 240 Recursos renovables y no renovables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 241 Materiales obtenidos de recursos renovables: papel y cartón . . . . . . . . . . 242 Materiales obtenidos de recursos no renovables: los metales . . . . . . . . . . 244 Limitaciones en el suministro de producción de materiales . . . . . . . . . . . 246 Manufactura de productos y consumo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 247 El fi nal del ciclo de la vida de los productos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 249 La importancia del diseño . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 251

FERNANDO SAPIÑA

EcEcoología industrial ...................................................................... 23812

La aldea global. De la sociedad de la información a la sociedad del conocimiento

PEDRO J. GARCÍA

OrOrdenadores y comunicación ................................................... 25613 Representación de la información . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 258 ¿Qué es un computador? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 261 Estructura de un computador digital . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 262 Tecnologías de la comunicación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 266

PEDRO J. GARCÍA

¿Qué es Internet? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 276 ¿Cómo se accede a Internet? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 278 ¿Cómo se identifi can los ordenadores conectados a Internet?. . . . . . . . . . 279 ¿Cómo “viajan” los datos en Internet hasta su destino’ . . . . . . . . . . . . . . 280 Servicios de Internet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 282 Seguridad y privacidad en Internet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 286 Dimensión social de Internet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 288

InInternet. El mundo interconectado .................................. 27414

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Nuestro lugar en el universo

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El Universo“Dos cosas llenan el ánimo de admiración y respeto, siempre nue-vos y crecientes cuanto con más frecuencia y aplicación se ocupa de ellas la refl exión: el cielo estrellado sobre mí y la ley moral en mí” (I. Kant, Crítica de la razón práctica [Kritik der praktischen Vernunft])

El conocimiento de la naturale-za siempre ha ocupado al pen-samiento humano. En todas las épocas la Humanidad ha trata-do de conocer y dominar su en-torno más inmediato, su medio ambiente, porque de esta for-ma facilitaba su supervivencia y mejoraba su calidad de vida.

Pero también ha tratado de en-tender la naturaleza en su con-junto, el Universo, y de com-prender su lugar en él. Desde los orígenes de la civilización todas las culturas han propues-to representaciones del Uni-verso e interpretaciones de su lugar en el orden del Cosmos. De tipo religioso o mitológico en la antigüedad, y desde un punto de vista científi co des-pués. El recorrido histórico por todas las imágenes del Univer-so que se han ido sucediendo es apasionante.

La ciencia actual tiene su pro-pia interpretación de como es el Universo. Nuestra idea del Cosmos ha ido construyéndose a lo largo de los últimos cien años, apoyándose en nuevas teorías científi cas y en descu-brimientos astronómicos.

La visión actual nos presenta un Universo gigantesco, orde-nado y en continua evolución, relativamente joven, con un pasado turbulento y un futu-ro incierto. Nuestro planeta Tierra, nuestro Sol, nuestra Ga-laxia, todo lo que constituye nuestro entorno más inmedia-to no es más que una minúscu-la fracción en la inmensidad de ese Cosmos.

El reciente avance en las técni-cas de observación astronómica

ha dado lugar a descubrimien-tos inesperados, que obligan a replantear nuestro modelo del Universo. En los próximos años ideas muy establecidas sobre la naturaleza del Cosmos van a tener que revisarse, y quizá veamos también cambios im-portantes en las teorías físicas. Hemos de estar preparados para asistir en breve a uno de los momentos estelares de la Historia de la Ciencia.

1. LA CIENCIA DEL UNIVERSO2. UN UNIVERSO RELATIVISTA3. LA GRAN EXPLOSIÓN4. LA LUZ DEL ORIGEN DEL COSMOS5. EL UNIVERSO ACELERADO

RESUMENACTIVIDADESLO QUE DICEN LOS MEDIOS:Los astrónomos detectan el cataclismo cósmico más lejano registrado hasta ahoraDOCUMENTOS PARA EL DEBATELa exploración del espacio

EL UNIVERSO

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Nuestro lugar en el universo16

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Marte

Júpiter

Saturno

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Mercurio

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trellas fijas ★ ★

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VenusSol

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1. La ciencia del Universo1. La ciencia del Universo

Modelo geocéntrico del Universo

La Astronomía es una ciencia de la naturaleza. El ámbito de su estu-dio es todo lo que se encuentra más allá de la atmósfera de la Tierra. Este estudio es completo, pues se ocupa tanto de la naturaleza de los objetos que pueblan el espacio -los astros- como de los procesos físicos y químicos que tiene lugar en ellos, de los movimientos y sus causas, y de muchos otros aspectos.

La Cosmología es la parte de la Astronomía cuyo objeto de estudio es el Universo. Llamamos Universo al conjunto de todo lo que es obser-vable y medir, de todo aquello de lo cual nos llega alguna información, y que por tanto podemos estudiar de forma científi ca. La Cosmología se ocupa de proporcionarnos una descripción de como es el Universo en al actualidad, como fue en el pasado y cual será su futuro.

El conocimiento del Universo siempre ha preocupado al pensamien-to humano. Todas las culturas han propuesto una interpretación del Cosmos, de tipo religioso o mitológico primero, y desde un punto de vista científi co después. Aunque el estudio de todas las visiones del Universo que se han ido sucediendo es apasionante, en este tema nos vamos a centrar en describir la imagen del Cosmos que la ciencia actual nos propone.

En la actualidad, como en épocas pasadas, también tenemos nues-tra idea de cómo es el Universo.

El modelo actual es conocido por los científi cos como “modelo estándar”, y también a un nivel más popular como modelo del “big bang”, en inglés, o modelo de la “gran explosión” en castellano. Antes de abordar su descripción es necesario tener en cuenta una de sus ca-racterísticas fundamentales, que es necesario entender bien para com-prenderlo de forma global y sin contradicciones. El modelo estándar es un modelo relativista.

Modelo heliocéntrico del Universo

1.2. El paso del modelo geocéntri-co al modelo heliocéntrico (revolu-ción copernicana) supuso uno de los mayores avances en el pensamiento científi co en todas las épocas.

1.1. “Para los chinos, el cielo es hemisférico y la Tierra es cuadrangular; por ello descubren en las Tortugas una imagen o modelo del Universo” J.L. Borges.

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El universo 17

La Teoría de la Relatividad

El modelo del “bing bang” se desarrolló en el contexto de la Teoría de la Relatividad propuesta por Albert Einstein entre 1905 y 1916. La Relatividad es una teoría física, una teoría que explica la naturaleza y su comportamiento. Como todas las teorías físicas modernas, la relati-vidad se construye a partir de un conjunto de principios o leyes. Estos principios no se pueden demostrar, se aceptan como punto de partida para construir la teoría. Los desarrollos de la teoría que obtenemos a partir de los principios nos permiten hacer predicciones sobre el com-portamiento de la naturaleza. Para comprobar que esas predicciones son ciertas, hacemos experimentos, en los cuales esperamos que los resultados sean los que predice la teoría. Si es así, concluimos que nues-tro punto de partida es correcto, que los principios de la teoría nos proporcionan una buena descripción de la naturaleza. A las teorías científi cas que se construyen de este modo las llamamos ciencias ex-perimentales.

La primera ciencia experimental moderna es la física de Newton. Se basa en tres principios, conocidos como las Leyes de Newton: el principio de inercia, la relación entre fuerza y movimiento y el princi-pio de acción y reacción. El desarrollo de estos principios nos permite predecir el comportamiento de la naturaleza. Por ejemplo, de las leyes de Newton podemos deducir las leyes de conservación: conservación de la energía, conservación del momento lineal, del momento angu-lar. Podemos a continuación plantear experimentos para comprobar si estas leyes de conservación se cumplen. Si comprobamos que todas las predicciones se cumplen, concluimos que el punto de partida, en este caso las tres leyes de Newton, son ciertas, y por tanto la física de Newton nos proporciona una buena descripción de la Naturaleza.

Newton presentó su teoría física en 1687 con la publicación del libro “Principios matemáticos de la fi losofía natural”. Durante más de dos siglos los sucesivos desarrollos y experimentos fueron demostrando la validez de la teoría. Sin embargo, hacia fi nales del siglo XIX, el desa-rrollo de la física había puesto de manifi esto fenómenos difícilmente explicables en el contexto de la teoría. Por ejemplo, la radiación elec-tromagnética de los cuerpos calientes o la órbita del planeta Mercurio alrededor del Sol.

Los problemas citados pusieron de manifi esto que la física de Newton no era capaz de explicar la naturaleza en todos los casos y condiciones. Esto desencadenó un proceso, que concluyó a principios del siglo XX, con el enunciado de dos nueva teorías físicas capaces de describir correctamente la naturaleza en las condiciones extremas en las que la física de Newton empieza a fallar. La Física Cuántica describe la naturaleza en el límite de las energías muy altas, y la Teoría de la Relatividad en el de las velocidades muy altas. Es esta última la que va-mos a estudiar por sus implicaciones en el conocimiento del Universo.

2.2. Albert Einstein, creador de la Teoría de la Relatividad. Fotografía tomada por O. J. Turner en Princeton, en 1947.

2. Un Universo relativista2. Un Universo relativista

Ampliación

Las leyes de NewtonPrincipio de inercia: Todo cuerpo mantiene su estado de reposo o de movimiento rectilíneo y uniforme si no actúa sobre él ninguna fuerza exterior.Principio de la dinámica: Una fuerza que actúa sobre un cuer-po le comunica una aceleración pro-porcional a la masa del cuerpo.Principio de acción y reacción:Cuando un cuerpo ejerce una fuerza sobre otro, el segundo ejerce a su vez una fuerza sobre el primero, de la misma intensidad y dirección pero de sentido opuesto.

2.1. Conservación del momento angular

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Nuestro lugar en el universo18

Términos clave

Gravedad: Es la fuerza que hace que dos cuerpos se atraigan mutuamente. La intensi-dad de la fuerza depende de la masa de los cuerpos. La gravedad es una fuerza de largo alcance, que actúa a grandes distancias. Es la única fuerza conocida presente a gran es-cala en el Universo.

La Teoría de la Relatividad también se basa en tres principios funda-mentales, pero distintos de las Leyes de Newton. El primero se conoce como principio de relatividad, y nos dice que las leyes de la física son las mismas en todos los sistemas inerciales. Sistemas inerciales son los que están en reposo o se mueven a velocidad uniforme, sin acelera-ción, unos con respecto a otros. En todos ellos se cumplen las mismas leyes, y ninguno puede ser considerado como referencia absoluta.

El segundo principio es la constancia de la velocidad de la luz: la velocidad de la luz es siempre la misma, independientemente del estado de movimiento del sistema desde el cual realizamos la medida. Este enunciado es incompatible con la física de Newton, y pone de relieve que la Relatividad nos propone una nueva física. Por ejemplo, consideremos dos rayos de luz en la dirección del movimiento de la Tierra, uno en el mismo sentido y otro en sentido contrario. De acuerdo con la física de Newton aplicamos la composición de las velocidades. El rayo que viene en el sentido contrario al movimiento de la Tierra le mediremos una velocidad que será la suya propia más la velocidad de la Tierra. Al rayo que viaja en el mismo sentido le mediremos una velocidad que será la suya propia menos la de la Tierra. Sin embargo, de acuerdo con la Teoría de la Relatividad esto no será así. A ambos rayos de luz les mediremos exáctamente la misma velocidad, tanto al que viaja en el sentido de la Tierra como al que los hace en sentido contrario.

Un experimento de este tipo fue realizada por Michelson y Morley en 1887. Su resultado fue el que predice la Relatividad, la velocidad de los dos rayos es la misma. Por tanto es la Relatividad la que mejor describe el comportamiento de la naturaleza en este caso, en un lugar donde la física de Newton falla.

El tercer principio se conoce como principio de equivalencia. Lo enunciamos como sigue: el efecto que un campo gravitatorio ejerce sobe un sistema físico es equivalente al efecto que supondría someter a ese sistema a un movimiento acelerado. Del principio de equivalencia se deduce un resultado sorprendente: la presencia de un campo gravi-tatorio es capaz de curvar los rayos de luz.

Para ilustrarlo gráfi camente, en la fi gura vemos un habitáculo ce-rrado, por ejemplo el interior de un cohete. De una de sus paredes ha-cemos salir un rayo láser. Cuando el cohete está libre en el espacio, en reposo, el rayo impacta en la pared opuesta, a la misma altura que el punto de salida. Pero si el cohete está subiendo con una gran acelera-ción, a velocidades comparables a la de la luz, mientras el rayo se des-plaza por su interior el cohete se mueve, de forma que el rayo impacta en la pared opuesta en un punto más bajo del que salió, siguiendo una trayectoria curvada. Si ahora aplicamos el principio de equivalencia, que nos dice que el efecto de un campo gravitatorio es exáctamente igual al de la aceleración del sistema, concluimos que en presencia de la gravedad la luz también se curvará.

2.3. Principio de equivalencia: a) el cohete fl ota li-bremente en el espacio, y el astronauta hace lo mis-mo en su interior. b) El cohete acelera. El astronauta está pegado al suelo. c) El cohete está sobre un astro. Su gravedad atrae al astronauta al suelo.

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El universo 19

La materia y el espacio

La fuerza de gravedad la produce la presencia de masa. Son las grandes masas, los astros como el Sol y la Tierra, las que atraen a los cuerpos que se encuentran en sus proximidades. La presencia de masa hace también que la luz siga trayectorias curvadas. Ahora bien, la luz siempre recorre el camino más corto entre dos puntos. En un espacio plano, la distancia más corta siempre es una recta. Si la luz sigue una trayectoria curva, quiere decir que el espacio en que se mueve no es plano, es curvo. La presencia de masa lo que hace es curvar el espa-cio.

Las características del espacio, su geometría, dependen por tanto de la distribución de las masas que hay en él. La materia y el espacio es-tán por tanto unidos, relacionados. Pero la teoría de la relatividad aún va a más: esta unión es tan estrecha que hace que el espacio dependa de la materia, es decir, sin materia no hay espacio. Hay espacio sólo cuando hay materia. Este hecho es crucial para entender el modelo del “big bang”.

En el desarrollo de la Teoría de la Relatividad Einstein propuso ecuaciones que relacionaban la forma del Universo, su geometría, con la cantidad y distribución de materia y energía. La solución de sus ecua-ciones arrojó un resultado que sorprendió al propio Einstein: el Univer-so era dinámico, es decir, estaba en evolución, no era estático. O bien estaba en expansión o bien en contracción. Einstein, que pensaba que el Universo debía ser siempre igual, no aceptó como válido el resultado de sus ecuaciones, y las modifi có para que dieran como resultado un Universo estático. Pero las observaciones astronómicas demostraron que se equivocaba ....

2.5. a) La presencia de masa curva el espacio. b) En un es-pacio curvado, los rayos de luz también siguen trayecto-rias curvas.

www Noticias del cosmos: www.uv.es/obsast/es/divul/noticias/in-dex.html Recopilación de noticias de varias fuentes, en castellano.

2.4. a) El cohete fl ota en el espacio. El rayo de luz se mantiene recto. b) Si el cohete acelera, el astronauta ve curvarse el rayo de luz. c) La gravedad curva el rayo de luz.

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Nuestro lugar en el universo20

3. La gran explosión3. La gran explosión

Universos isla

A principios del siglo XX una cuestión que había ocupado a los astró-nomos durante más de cien años todavía estaba sin resolver. Se centraba en algunos objetos celestes, las nebulosas, cuya naturaleza era objeto de debate. En aquella época se pensaba que el Universo era lo que llama-mos Galaxia, o Vía Láctea, un gigantesco conglomerado de más de cien mil millones de estrellas, en forma de disco y con un tamaño de cien mil años luz de diámetro. Se le llamaba también el “universo-isla”, al ser considerada como una isla de estrellas en el mar vacío que se creía que era el Universo exterior. Las nebulosas, llamadas así por su aspecto difu-so, como de nube, se consideraban componentes de la Galaxia. Algunos científi cos proponían que podrían ser sistemas solares en formación, su aspecto de disco girando parecía apoyar esta interpretación. Otros as-trónomos, sin embargo, sostenían que las nebulosas eran en realidad galaxias gigantes como la nuestra, como la Vía Láctea. Si este era el caso debían estar muy alejadas, a tal distancia que las estrellas que las compo-nen no se podían ver por separado, y de ahí el aspecto nebuloso.

Un hito importante para la resolución del dilema fue la puesta en marcha en 1917 del gran telescopio Hooker en el monte Wilson, en Ca-lifornia. Con su espejo de vidrio de dos metros y medio de diámetro era con diferencia el más potente de la historia. Edwin Hubble y sus colaboradores utilizaron el gran telescopio para observar las nebulosas. Pudieron reconocer que efectivamente estaban formadas por estrellas. En una de ellas, la gran nebulosa de Andrómeda, Hubble pudo calcular su distancia a partir del estudio de las estrellas variables que identifi có en su interior. La distancia que encontró era de 900.000 años luz, muy superior al tamaño de la Galaxia. Hoy sabemos que las distancia real es mucho mayor, de 2,5 millones de años luz. Andrómeda estaba por tanto fuera de la Vía Láctea, era una galaxia tan grande o más que la nuestra. Y lo mismo sucedía para la gran mayoría de las nebulosas conocidas, eran universos-isla, galaxias exteriores. Desde entonces ya no se les lla-ma nebulosas, sino galaxias, como la gran galaxia de Andrómeda.

Este descubrimiento resultó un hito en la historia de la Cosmología. El Universo era muchísimo más grande de lo que se pensaba. No se li-mitaba a nuestra Galaxia, sino que era mucho más extenso, y estaba formado por un gran número, millones de millones, de galaxias como la nuestra. Estas galaxias constituían sus elementos fundamentales, los ladrillos con los cuales está construido el Cosmos.

Términos clave

Galaxia: Las galaxias son los elementos estructurales del Universo, los “ladrillos con los que el Universo se construye” por decirlo en lenguaje metafórico. El Universo a gran escala es un Universo de galaxias. Contiene muchos millones de millones de ellas. Cada galaxia a su vez contiene miles de millones de estrellas, con sus planetas, además de nubes de gas.

wwwwww.caha.es/index.php?lang=esObservatorio de Calar Alto, en Almeríawww.esa.int/esaCP/Spain.htmlNoticias de la Agencia Espacial Europea

www.eso.org/public/outreach/press-relNoticias del Observatorio Europeo del Hemisferio Sur (en inglés)www.nasa.gov/news/index.htmlNoticias de la NASA (en inglés)

3.1. Galaxia de Andrómeda a unos 2,5 millones de años luz (J.L. Lamadrid y V. Peris).

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El universo 21

El universo en expansión

Pero Hubble aún realizó otro descubrimiento fundamental. Observó que todas las galaxias se están alejando de la nuestra. Además, cuanto más lejana está una galaxia, más deprisa se aleja de nosotros. ¿Qué tiene de particular la Vía Láctea para que todas las demás galaxias le huyan, cuanto más deprisa mejor? Nada. En realidad no son las demás galaxias las que se alejan de la nuestra, sino que todas se alejan unas de otras. Nuestro Universo está en expansión, las distancias entra las galaxias aumentan a medida que pasa el tiempo. En esta situación, desde cualquier galaxia se observa a las demás alejarse, sin que la ga-laxia desde la que se observa tenga ninguna particularidad. Este efecto lo podemos ilustrar con el ejemplo de un globo -que representa al Universo- sobre el cual pegamos unos trocitos de papel -las galaxias-. Al hinchar el globo, los papelitos se alejan unos de otros, y desde cual-quiera de ellos parece que son todos los demás los que retroceden a mayor velocidad cuanto más lejanos estén.

La expansión no sólo afecta a la materia, a las galaxias, que se ale-jan unas de otras. También afecta a la radiación. La luz participa de la expansión del Universo. Al viajar por un Universo que se va haciendo más grande, su longitud de onda aumenta al mismo ritmo con el que se expande el espacio. Por eso la luz se hace cada vez más roja. Cuando observamos una galaxia lejana, la vemos tal y como era en el pasado, porque la luz se desplaza a una velocidad fi nita, y ha tardado tiempo en llegar al observador. Esa luz empezó a viajar en el pasado, y en su viaje hasta el presente ha participado de la expansión, ha aumenta-do su longitud de onda, se ha enrojecido. Cuanto más lejana está la galaxia que observamos, más enrojecida llega su luz. Este fenómeno se llama desplazamiento o corrimiento al rojo, y es el que permitió a Hubble darse cuenta de que las galaxias se alejan.

Así pues, las ecuaciones de Einstein habían dado con el resultado correcto, pese a los reparos de su autor. Las observaciones demostra-ron que el Universo es dinámico, es un Universo en expansión. Como consecuencia, el Universo es cada vez más grande. Lo cual quiere decir que en el pasado era más pequeño. Si extrapolamos a un pasado cada vez más lejano, el Universo era cada vez más pequeño, hasta que ya no lo podía ser más, estaba concentrado en un sólo punto, indefi ni-damente pequeño. De este razonamiento surge la idea de que el Uni-verso comenzó con una explosión, que dio lugar al Universo actual en expansión. El nombre de modelo de la “Gran Explosión” (“Big Bang” en inglés) lo acuñó el astrónomo Fred Hoyle, de forma despectiva, ya que el nuca creyó en la veracidad de este modelo. Sin embargo es esta denominación la que lo designa habitualmente, aunque los cosmólo-gos también se refi eren a él como “modelo estándar”.

3.2. Modelo sencillo para explicar la expansión del Universo. Cualquier moneda, al hinchar el globo se aleja de todas las demás.

3.3. Modelo que explica que el “corrimento al rojo” que se observa en la luz que nos llega de las galaxias es de origen cosmológico (y no se debe, como erró-neamente se ha dicho a veces, al efecto Doppler).

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Nuestro lugar en el universo22

Materia oscura

El Universo, pues, tuvo su origen en el pasado, en la gran explosión. Para saber cual será su futuro necesitamos conocer con cierto detalle su contenido. Después de la explosión, que es la causa de la actual expansión, la única fuerza que actúa en el Universo a gran escala es la fuerza de la gravedad. La gravedad hace que las galaxias se atraigan unas a otras, y por tanto se opone a la expansión. En consecuencia, dicha expansión debería ser cada vez más lenta. ¿Llegará la gravedad a frenar la expansión?. Eso depende de lo fuerte que sea la gravedad, lo cual a su vez está relacionado con la cantidad de materia que hay en el Universo, con la densidad de materia.

Si la densidad es grande, la fuerza de gravedad será muy intensa, y podría llegar a frenar la expansión. Si la expansión se detiene, como la gravedad sigue actuando, las galaxias se atraerán unas a otras, y comenzará una contracción. El Universo se hará cada vez más pequeño hasta que toda la materia vuelva a concentrarse en un punto, como en el origen. Podría darse el caso de que este punto a su vez volviese a explotar, dando lugar a un nuevo “big bang” y a un nuevo Universo en expansión, que a su vez volvería a detenerse y contraerse, de forma cíclica. A este modelo lo llamamos “Universo oscilante”.

Por el contrario, si la densidad del Universo no es sufi ciente para que la gravedad frene la expansión, entonces el Universo se expan-dirá para siempre, será cada vez más grande, indefi nidamente. Hay un caso límite, aquel en que la densidad del Universo es la justa para que la expansión se frene en un tiempo infi nito. A esta densidad se le llama densidad crítica, y haría que el Universo esté también siempre en expansión, pero cada vez más lenta y tendiendo asintóticamente a detenerse.

De esta forma, si la densidad del Universo actual es superior a la crítica, la expansión se detendrá y seguirá una contracción. Si es igual o inferior a la crítica, la expansión continuará para siempre. Para sa-ber cual de estos casos se corresponde al futuro real, hay que medir la densidad de materia en el Universo. A este empeño se dedican los astrónomos desde los años 50 del pasado siglo.

Hay varias formas de medir la densidad del Universo. La más inme-diata es medir la cantidad de materia brillante, la materia que vemos en forma de galaxias y de su contenido en estrellas y nubes de gas. El resultado de esta medida da una cantidad muy pequeña: la densidad de materia brillante es sólo un 4% de la necesaria para detener la ex-pansión. Por tanto, la expansión del Universo nunca se detendrá.

Otra forma de determinar la densidad es midiendo la masa diná-mica. Las galaxias próximas giran unas alrededor de las otras, debido a su atracción gravitatoria mutua. Observando su movimiento pode-mos medir su masa, de la misma forma que observando el movimiento de los planetas medimos la masa del Sol. El resultado que obtenemos

3.4. Supercúmulo de Perseo.

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El universo 23

es que la masa dinámica representa el 30% de la densidad crítica. Y aquí surge uno de los grandes misterios de la cosmología moderna: la masa determinada de forma dinámica es mucho más grande que la obtenida observando la materia brillante. Hay una gran cantidad de materia que sabemos que existe porque detectamos sus efectos gravitatorios, pero que sin embargo no vemos. Es lo que se denomina la materia oscura. Esta materia oscura existe en todas las galaxias, incluida nuestra Vía Láctea. Aunque se han apuntado varias posibilidades acerca de su naturaleza, hoy en día aún no sabemos lo que es.

En cualquier caso, y aún considerando esta materia oscura, sólo encontramos en el Universo el 30% de la densidad crítica. Por tanto, todas estas medidas nos indican que la expansión será eterna, nunca se frenará. Volveremos sobre esta cuestión al fi nal del tema.

3.5. Proporciones relativas de materia visible, materia oscura y energía oscura.

Actividades

1

2

Explica los diferentes modelos de universo repre-sentados en la fi gura.

¿Cuál parece responder mejor a las investigacio-nes actuales?

¿Qué se entiende por Universo pulsante?3

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Nuestro lugar en el universo24

4. La luz del origen del Cosmos4. La luz del origen del Cosmos

En 1965 un descubrimiento casual vino a dar el espaldarazo defi ni-tivo al modelo del big-bang. Penzias y Wilson, de la compañía telefó-nica americana Bell, estaban haciendo pruebas con una antena de te-lecomunicaciones para tratar de detectar señales de radio procedentes del plano de la Galaxia. Se dieron cuenta de que había una señal que parecía llegar de todas partes. Tras comprobaciones muy minuciosas llegaron a la conclusión de que la radiación que observaban era de origen cósmico, y no procedía del Sol ni de nuestra propia Galaxia. A esta radiación se le llama fondo cósmico de microondas. Procede de todas partes del Universo, y llega desde todas las direcciones con la misma intensidad. Corresponde a una radiación de tipo térmico, la que emitiría un cuerpo si se encontrase a una temperatura de 2,7 grados Kelvin, es decir, 2,7 grados por encima del cero absoluto, 270, 4 grados centígrados bajo cero.

La radiación de fondo nos indica que el Universo tiene una tempe-ratura. Aunque esta sea muy baja, el espacio no está completamente frío. Esto se considera como una prueba de la expansión, nos habla de un Universo que en el pasado estuvo mucho más caliente, y nos permi-te trazar la historia del Universo.

La historia del Universo

En un pasado muy remoto, inmediatamente después de la gran ex-plosión, el Universo era muy caliente. Estaba formado por partículas muy energéticas, muy masivas, que no existen en el universo actual. Al expandirse, la concentración de energía fue disminuyendo, las par-tículas masivas fueron desintegrándose dando lugar a partículas más estables, las que existen en el Universo actual. La materia del Universo formaba un plasma que llenaba todo el espacio. Un plasma es como un gas, pero formado por partículas cargadas, protones y electrones. Los gases a los que estamos acostumbrados en la Tierra están compuestos por átomos o moléculas neutros, sin carga eléctrica. Sin embargo, a temperaturas muy altas, estos átomos se mueven a tal velocidad que se rompen al colisionar, y quedan libres sus constituyentes elementales, los núcleos atómicos, los protones y los electrones. El gas de partículas cargadas, al contrario que el de partículas neutras, no es transparente. La luz interacciona, y esta en continua colisión, con las partículas car-gadas. Así pues, ese plasma que llenaba el Universo primitivo era como una sopa formada por protones, electrones y fotones, en continua co-lisión unos con otros.

Dentro del plasma se producen reacciones nucleares que dan lugar a la formación de núcleos atómicos compuestos por varios protones y neutrones, como por ejemplo núcleos de helio, litio, etc. Sin embargo, las energías son tan altas que los núcleos recién formados son des-truidos inmediatamente al colisionar con otras partículas. Llega un momento, al seguir enfriándose el Universo, en que los núcleos recién formados ya no se destruyen. La temperatura ha bajado lo sufi ciente

4.1. Wilson y Penzias descubridores de la radiación de fondo.

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El universo 25

para que los núcleos pesados resistan las colisiones sin fragmentarse. Se crea en este momento una gran cantidad de átomos de helio, aproxi-madamente el 25% de los protones que existían en el Universo se unen para formar núcleos de helio. A este fenómeno se le denomina la nu-cleosíntesis primordial, y constituye una de las pruebas decisivas para la aceptación de la teoría del big-bang. Sabemos que el Universo actual está formado por un 25% de Helio, casi un 75% de hidrógeno, y el resto por átomos más pesados que han sido sintetizados por las estrellas. La presencia de ese importante porcentaje de helio implica la existencia de la nucleosíntesis primordial en un Universo que en el pasado fue muy caliente.

La nucleosíntesis primordial tiene lugar tres minutos después del big-bang, y dura muy poco tiempo. Al seguir enfriándose el Universo las re-acciones nucleares se detiene. Cuando la temperatura baja, los protones no tienen sufi ciente energía para interaccionar, la repulsión electrostá-tica impide que se acerquen. Al cesar la nucleosíntesis primordial el Uni-verso se queda con la proporción de hidrógeno y helio que tiene en la actualidad.

El siguiente hito en la historia del Universo tiene lugar 380.000 años después. La temperatura ha descendido mucho, es de unos 3.000 grados. A esta temperaturas los electrones se unen a los núcleos, formando áto-mos neutros. Antes esto también sucedía, pero los átomos se rompían inmediatamente por efectos de las colisiones. A menos de 3.000 grados los choques no destruyen los átomos, estos ya son estables. De repente, el Universo pasa de ser un plasma de partículas cargadas a convertirse en un gas formado por hidrógeno y helio. El Universo se hace transpa-rente. Antes, la luz, los fotones, no viajaban libremente sino que estaba chocando contínuamente con las partículas cargadas. En un gas atómico, si embargo, la luz viaja libremente, por eso los gases son transparentes.

A la época en la que esto sucede se le llama época del desacoplo, porque la luz pasa de estar acoplada con la materia a viajar libremente. Desde entonces la luz ha estado viajando por el universo, y es la misma luz que observamos ahora como fondo cósmico de microondas. Desde el principio de su viaje ha participado de la expansión del Universo y se ha enrojecido. Se ha ido enfriando y de los 3.000 grados de la época del desacoplo ha pasado a los 2,7 grados en la actualidad.

La radiación de fondo cósmico es lo más lejano que podemos ver. Como la luz tiene una velocidad fi nita, cuanto más lejos miramos más hacia el pasado estamos viendo. Lo más lejano que podemos ver es el Universo en la era del desacoplo, cuando la luz empezó a viajar. Más allá nunca podremos ver, porque antes del desacoplo la luz no viajaba.

Después del desacoplo el Universo está lleno de gas. Al seguir la ex-pansión esta gas se va agrupando y formando estructuras, regiones de mayor densidad. Es en esas estructuras en las que se forman la primeras galaxias, y en ellas las estrellas y planetas, hasta llegar a la confi guración del Universo

4.2. Historia del Universo (e = electrón, p = protón, n = neutrón).

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Nuestro lugar en el universo26

Inhomogeneidades en la radiación de fondo.

Como hemos visto, el descubrimiento de la radiación de fondo cós-mica supuso un importante triunfo para la teoría de la gran explosión. Sin embargo, con el paso del tiempo, lo que al principio constituyó un éxito fue derivando a convertirse en un problema cada vez más incó-modo. Las observaciones de la radiación de fondo realizadas después de 1965 mostraban que esta era completamente homogénea, es decir, que su intensidad y su temperatura eran la mismas en todo el cielo, sin variación de un punto a otro. La radiación de fondo fue emitida por el Universo en la época del desacoplo, y su homogeneidad indica que la distribución de materia en el Universo era también homogénea. Es decir, en la era del desacoplo el Universo estaba ocupado por una dis-tribución de gas completamente regular y homogénea. Y aquí está el problema, porque muy poco después del desacoplo ya tenemos las pri-meras galaxias formándose. ¿Cómo es posible pasar en tan poco tiem-po de una distribución uniforme de gas a nuestro Universo actual, con sus estructuras, sus galaxias, sus estrellas, sus grandes espacios vacíos?

La magnitud del problema llevó a los científi cos a realizar observa-ciones cada vez más precisas del fondo de microondas, primero des-de tierra y luego mediante observatorios espaciales. El primer satéli-te diseñado para esta observación, llamado COBE (del inglés Cosmic Background Explorer, explorador del fondo cósmico) demostró que el fondo no era completamente homogéneo, había pequeñas diferencias de temperatura y densidad entre unos puntos y otros. Posteriormente, otro satélite más potente, el WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda Wilkinson para la anisotropía de las microondas) realizó un mapa de la radiación de fondo mucho más detallado, que hacía aún más patentes esas diferencias.

El problema estaba resuelto. El Universo en la era del desacoplo no era completamente homogéneo, sino que ya contenía estructuras, la distribución del gas no era uniforme sino compleja y estructurada. Las estructuras fueron evolucionando después del desacoplo, dando lugar a una distribución de la materia en forma de fi lamentos, en los cuales se forman las galaxias y las estrellas.

4.3. Mapas de la radiación de fondo. Imágenes obtenidas por las misiones espaciales COBE y WMAP (NASA).

WMAPCOBE

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El universo 27

¡Energía oscura!

El estudio de las inhomogeinadades del fondo cósmico, puestas de manifi esto por COBE y WMAP, nos permite conocer muchas más co-sas acerca de la historia y el contenido del Universo. Haciendo uso de modelos físicos que describen el comportamiento de la materia y la energía en la era del desacoplo, a partir del mapa de las inhomoge-neidades podemos determinar muchos parámetros fundamentales de nuestro Universo. Uno de ellos es su densidad. Utilizando los mapas proporcionados por WMAP, obtenemos que la densidad del Universo es exáctamente la densidad crítica, la necesaria para detener la expan-sión en un tiempo infi nito.

Sin embargo, habíamos visto que la materia que podemos ver en el Universo, la materia visible, sólo permite alcanzar el 4% de esta den-sidad crítica. La materia que detectamos por sus efectos gravitatorios, lo que llamamos materia oscura, da cuenta de un 26% adicional de la densidad crítica. Si a partir del estudio del fondo cósmico concluimos que la densidad es exáctamante la crítica, ¿cuál es el otro componente del Universo, que contribuye al 70% de su densidad, y que no es ni materia brillante ni materia oscura? A ese nuevo componente se le llama energía oscura, y en la actualidad no sabemos nada acerca de su naturaleza.

4.4. La materia visible constituye el 4% de la materia del Universo. (Telescopio de 3,5 m del observatorio de Calar Alto, Almería, M. Moles, equipo Alhambra, V. Peris).

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Nuestro lugar en el universo28

5. El universo acelerado5. El universo acelerado

Además de medir la densidad, hay otra forma de estudiar el futuro del Universo. Consiste en medir la variación de la velocidad de expansión. Hoy en día, si observamos la velocidad de alejamiento de las galaxias como empezó a hacer Hubble con el telescopio del monte Wilson, podemos medir la velocidad de expansión en la actualidad. Por otra parte, recordemos que si miramos muy lejos en el Universo estamos mirando hacia el pasado, debido a que la velocidad de la luz es fi nita. Si observamos la velocidad de recesión de las galaxias más alejadas, podemos llegar a medir la velocidad de expansión en el pasado. Comparando las velocidades de expansión en el pasado y en el presente podemos calcular a que velocidad disminuye la velocidad de expansión, y por tanto si esa expansión se detendrá o continuará hasta el infi nito.

El estudio de la velocidad de recesión en galaxias muy lejanas se ha podido realizar desde hace unos pocos años, gracias al desarrollo reciente de los instrumentos y las técnicas de observación astronómica. Y el resultado ha sido sorprendente. En el pasado, la expansión era más lenta que en la actualidad. Dicho de otro modo, la expansión no es cada vez más lenta, sino más rápida. El Universo no está frenando, está acelerando.

Esto plantea un nuevo y complejo problema a la Cosmología. Con la física que conocemos, la única fuerza capaz de actuar a gran escala en todo el Universo es la fuerza de gravedad, que hace que las galaxias se atraigan unas a otras. Por tanto, la expansión debería frenarse gradualmente. Si el universo está acelerando, debe existir una fuerza desconocida, de tipo repulsivo, y que en las grandes distancias es más intensa que la propia fuerza de gravedad. Hoy en día no sabemos cual es esa fuerza, ni que la origina.

Epílogo

A modo de conclusión, vemos que en la actualidad nuestro modelo del Universo se enfrenta a dos grandes retos. El estudio de la radiación de fondo nos indica que desconocemos completamente el 70% del contenido del Universo. La expansión acelerada indica que también desconocemos la fuerza más importante de cuantas actúan en el Universo. La situación no parece, pues, muy satisfactoria. Sin embargo estos nuevos retos están estimulando a físicos y astrónomos a mejorar nuestro modelo del Cosmos, y las teorías físicas en las cuales este modelo se sustenta. En los próximos años vamos a vivir una de las eras más apasionantes de la Cosmología, e incluso podríamos ser testigos del nacimiento de nuevos modelos cosmológicos o de la revisión de las teorías físicas actuales.

5.1. El estudio de supernovas en galaxias muy lejanas, ha permitido descubrir que la expansión del Universo está acelerando. Imágenes obtenidas por el telescopio Hubble (NASA).

Antes de Supernova

Antes de Supernova

Antes de Supernova

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El universo 29

RESUMENLa teoría de la Relatividad

La ley de Hubble

La historia del Universo

Retos de la cosmología actual

Desacoplo: Se forman los

átomos. El Universo se hace

transparente. La luz viaja.

Se crea la radiación de fondo.

Universo actual

formado por galaxias

que contienen estrellas,

planetas y gas

El Universo

está formado

por millones

de galaxias

Las galaxias se alejan

unas de otras, a mayor

velocidad cuanto mayor

es la distancia

El Universo

está en expansión,

se creó en una gran

explosión.

La masa curva

el espacio,

y también la

trayectoria de la luz

El espacio sólo existe

si contiene materia

y energía

El espacio es dinámico:

está en expansión

o en contracción

Existe una fuerza repulsiva

más intensa que la gravedad.

No sabemos nada de su

naturaleza

El restante 70% es la energía

oscura. No sabemos lo que

es.

Después de una

gran explosión:

Universo muy caliente.

Partículas desconocidas

Nucleosíntesis

primordial

El 25% del hidrógeno

se convierte en hielo

Se forman las primeras

galaxias.

Nacen las primeras

estrellas.

La materia brillante y la

materia oscura sólo constitu-

yen el 30% del contenido del

Universo

La expansión del universo

acelera. Las Galaxias se

alejan cada vez a mayor

velocidad.

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Nuestro lugar en el universo30

Explica qué es el Universo.

¿Podemos observar algo que esté fuera del Universo?.

Explica las diferencias entre las descripciones del espa-cio y el tiempo proporcionadas por la física de Newton y por la de Einstein.

Explica lo que es una galaxia. Cita algún ejemplo de este tipo de astros.

¿Cómo sabemos que hay más galaxias, además de la nuestra?.

Las observaciones de Hubble demostraron que todas las galaxias se alejan de la nuestra. ¿Quiere esto decir que nuestra galaxia está en el centro del Universo?. ¿Hay al-guna explicación alternativa?.

Enumera alguno de los fenómenos conocidos a principios del siglo XX que no pudieron ser explicados satisfactoria-mente con la física clásica, y por tanto dieron paso a la aparición de la física relativista y la física cuántica.

Describe cómo era el Universo primitivo, poco después de la gran explosión. Comenta sus diferencias principales con el Universo actual.

Explica por qué el Universo tiene un 25% de átomos de helio, y porqué este hecho se considera una prueba de la validez del modelo de la Gran Explosión.

Explica por qué el fondo cósmico de microondas se con-sidera una prueba de la validez del modelo de la Gran Explosión.

Explica por qué la homogeneidad e isotropía del fondo cósmico de microondas representa un problema para la reconstrucción de la historia del Universo.

Describe cómo será el Universo en el futuro.

¿Qué ocurrió antes de la Gran Explosión? ¿Cuál fue su causa?.

Observa el cielo nocturno en una noche despejada, ale-jado de la luz artifi cial. ¿Podrías encontrar alguna prueba de que todas las estrellas que ves se agrupan en una región de espacio fi nita, lo que denominamos la Galaxia? ¿No podrían extenderse infi nitamente por el espacio?

¿Cómo sabemos que existe la materia oscura?.

¿Cómo sabemos que existe la energía oscura?.

Explica las diferencias entre materia oscura y energía os-cura.

¿Qué quiere decir que la expansión del Universo está acelerada? ¿Cómo hemos descubierto esa aceleración?

Debido a la velocidad fi nita de la luz, cuando observa-mos un objeto lejano estamos mirando hacia el pasado. Por otra parte, las modernas técnicas de observación nos permiten detectar objetos cada vez más alejados. ¿Qué es lo más lejano que podemos observar? ¿Podremos al-gún día llegar a observar el Big Bang?

La vida es el fenómeno más apasionante de la historia del Universo. ¿Existirá en él para siempre, o llegará un momento en que el Universo no pueda albergar vida?

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ACTIVIDADES

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el universo 31

LO QUE DICEN LOS MEDIOS

“Es el caso ideal, el que llevábamos esperando mucho tiempo” comentó ayer Alberto Fernández Soto desde el Observatorio de la Universidad de Valencia, donde ha participado en el trabajo. Fernández Soto es el único español del grupo italiano Mistici,

uno de los que consiguieron los pri-meros datos que permitieron con-cluir que el estallido de rayos gamma detectado el 4 de septiembre pasado es el más lejano observado hasta el momento.Cómo

explica este astrónomo, que volvió a España con un contrato Ramón y Cajal, cuando estas explosiones proceden de muy lejos no son apenas obser-vables en el rango de la luz visible. Tras la detección por el satélite Swift, varios pequeños telescopios automá-ticos de Estados Unidos intentaron la observación en luz visible, sin conseguirlo. Esto dio origen a la pri-mera pista de la lejanía de la fuente. Entonces entraron los astrónomos europeos, que utilizaron primero el telescopio Galileo, situado en La

Palma, y horas más tarde Antu, uno de los cuatro telesco-

pios gigantes europeos en Paranal (Chile) para ob-

servar el fenómeno en infrarrojo. Más tarde, astrónomos japoneses usaron el gran telesco-pio Subaru, en Hawai, para obtener el espec-tro completo. Con to-das estas observaciones

se pudo confi rmar que la luz del cataclismo ha tar-

dado unos 12.700 millones de años en llegar a la Tierra, lo

que quiere decir que éste ocurrió cuando el universo, cuya edad se estima en unos 13.600 millo-nes de años, era muy joven. La marca de distancia la ostentaba

un estallido de rayos gamma a 500 millones de años luz menos.El lanzamiento de Swift, un observa-torio para cazar estallidos de rayos gamma, hace un año, ha aumentado mucho el número de detecciones, pero resulta difícil seguir las obser-vaciones de tantos desde tierra. Los grupos especializados tienen prefe-rencia en determinados telescopios para poder reaccionar rápidamente ante los estallidos más interesantes y eso es lo que ha pasado en este caso.“Su luminosidad es tal, que en unos pocos minutos ha liberado 300 veces más energía de la que liberará el Sol en sus 10.000 millones de años de existencia”, ha comentado en un co-municado Guido Chincarini, director del equipo italiano. ¿Qué pudo dar lugar a esta gran emisión de energía cuando el Universo era tan joven? Las teorías abundan, entre ellas la que trata de la muerte de estrellas masivas que dan lugar a agujeros negros, pero Fernández Soto cree que todavía no se puede optar por ninguna, ya que no cuadran con las supuestas características de un uni-verso en su infancia.

Los astrónomos detectan el CATACLISMO CÓSMICO más lejano registrado hasta ahora

La luz del estallido ha tardado 12.700 millones de años en llegar a la Tierra

EL PAÍSSociedad

MALEN RUIZ DE ELVIRAMadridwww.elpais.com ESPAÑA, 13-SEPT-2005

Astrónomos de numerosos países se pusieron ayer de acuerdo para anunciar la observación del cataclismo cósmico más lejano conocido hasta la fecha. Detectado primero en la noche del 3 de septiembre por el satélite internacional Swift como una fuente de rayos gamma, al poco tiempo estaba siendo buscado y observado por numerosos telescopios en otras longitudes de onda. La conclusión es que esta emisión efímera de alta energía procede de algún suceso de violencia inimaginable en los actuales confi nes del universo, cuando éste sólo llevaba existiendo 900 millones de años.

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La atmósfera de la Tierra supone una barrera importante para esta radia-ción, de forma que sólo una exigua parte puede ser observada desde el suelo. Más allá de la atmósfera, el espacio cercano ofrece una ventana privilegiada para el estudio del Uni-verso.El acceso al espacio exterior no tiene como único objetivo la investigación científi ca. En las últimas décadas el uso del espacio se ha diversifi cado, y en la actualidad proporciona bene-fi cios muy importantes para el desa-rrollo y bienestar de la sociedad.

La carrera espacialEn 1955, el científi co soviético Leonid Sedov anunció en un congreso inter-nacional la intención de su país de poner en órbita terrestre el primero de una serie de satélites artifi ciales destinados a la investigación cientí-fi ca. Nadie le tomó muy en serio. Sin embargo, el 4 de Octubre de 1957 el satélite Sputnik 1, de 84 kilos de peso, fue puesto en órbita. Le siguió un mes después el Sputnik 2, de 500 kilos y que llevaba un perro como tripulante. Seis meses más tarde se lanzó el Sputnik 3, de 1.327 kilos.

La reacción de los Estados Unidos no se hizo esperar. El 31 de Enero de 1958 lanzaron su primer satélite, el Explorer I. Menos de un año después del lanzamiento del Sputnik 1 se

creó la Agencia Espacial Americana NASA. En 1960 pusieron en órbita el primer satélite de comunicaciones, el Echo I.

La carrera por la conquista del espa-cio estaba lanzada. Los soviéticos to-maron de nuevo la delantera, cuan-do el 12 de Abril de 1961 pusieron al primer hombre en el espacio, el astronauta Yuri Gagarin a bordo de la nave Vostok 1. Este hito motivó al entonces presidente americano John F. Kennedy a lanzar el reto de enviar un hombre a la Luna y hacerlo regresar a salvo antes del fi nal de la década. Ambas potencias se enzar-zaron en una competición frenéti-ca, que concluyó con la llegada a la Luna del astronauta americano Neil Armstrong el 20 de Julio de 1969, a bordo de la nave Apolo 11.

Desde entonces, los lanzamientos de vehículos espaciales se han multipli-cado. Nuevos países se han sumado a la carrera del espacio. En 1975 se crea la Agencia Espacial Europea (ESA, del inglés European Space Agency), fundada por diez países, entre los que se encuentra España. En la actualidad cuenta con 17 esta-dos miembros. Su primera gran mi-sión científi ca fue el satélite Cos-B, diseñado para explorar el Universo observando en el rango de los rayos gamma.

Japón, China, India y Brasil también tienen sus propias agencias espacia-les.La utilización del espacio exteriorEn sus orígenes la exploración del espacio fue motivada por intereses científi cos, políticos y militares. En la actualidad el uso del espacio se ha diversifi cado, y presta un servicio cada vez más importante al desarro-llo de la sociedad tecnológica. Las principales áreas de explotación del espacio exterior son las siguientes:

• Investigación científi ca. La obser-vación del Universo desde el espacio exterior ha permitido que nuestro conocimiento del Cosmos haya pro-gresado de manera espectacular. Los observatorios espaciales pueden es-cudriñar el cielo en los rangos espec-trales del infrarrojo y ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma. Estas radiaciones no pueden llegar a la su-perfi cie de la Tierra porque son ab-sorbidas por la atmósfera. Las imá-genes obtenidas desde el espacio, como por ejemplo las que aporta el telescopio Hubble, son mucho más nítidas y precisas que las obtenidas por los telescopios terrestres, debi-do a que no sufren del efecto distor-sionador de la atmósfera. Además de los observatorios orbitales, desde los años 60 del siglo pasado nume-rosas sondas han abandonado la órbita de la Tierra y han explorado

Documento para el debate

Nuestro lugar en el universo32

La exploración del espacioLa exploración del espacioUna gran parte del conocimiento actual del Universo se ha obtenido en los últimos 30 años a partir de observaciones realizadas desde el espacio. El avance de la Astronomía se basa en el estudio de la radiación electromagnética que nos llega desde el Cosmos.

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Documento para el debate

el universo 33

el Sistema Solar. Esos vehículos es-paciales se han aproximado al Sol, a todos los planetas y al cinturón de asteroides, y han aportado una in-formación muy detallada sobre los mundos más cercanos.

• Observación de la Tierra. Los ob-servatorios espaciales no sólo miran hacia el cielo. Una gran cantidad de ellos se dedican a la observación de la Tierra. Sus fi nalidades van desde la cartografía de muy alta resolu-ción hasta la localización de recursos tales como el agua, los minerales o los combustibles fósiles. Representan también un apoyo fundamental para la agricultura y las obras públicas.Mención especial en este apartado la merecen los satélites meteoroló-gicos. Su seguimiento continuo de los movimientos de las masas nubosas en la atmósfera es ya un elemento coti-diano de la información del tiempo en la televisión y la prensa escrita. Sus datos constituyen una herramien-ta imprescindible para la predicción meteorológica, y en especial para la detección temprana y el seguimiento

de los fenómenos atmosféricos catas-trófi cos, como huracanes y ciclones.

• Telecomunicaciones. Ya en los al-bores de la carrera espacial, alguno de los primeros satélites, como el Echo I, tenían como misión el apoyo a las comunicaciones. En la actuali-dad una gran cantidad de satélites está al servicio de la transmisión y difusión de las señales de telefonía, Internet, radio y televisión.• Posicionamiento y orientación. La puesta en marcha del sistema de po-sicionamiento global (GPS, del inglés Global Positioning System) supuso hace treinta años una revolución en la navegación aérea y marítima. La observación simultánea de entre tres y seis satélites del sistema permite determinar con gran precisión la posición del observador situado en cualquier punto de la superficie te-rrestre. Hoy en día el uso del GPS se está popularizando, y está imponién-dose como una herramienta común para la orientación en vehículos pri-vado y en actividades lúdicas como el senderismo o el excursionismo.

El sistema GPS, desarrollado por la NASA, es propiedad de la adminis-tración estadounidense. Para evitar la dependencia exterior en un ser-vicio estratégico que ha devenido completamente imprescindible, la Agencia Espacial Europea tiene en una fase avanzada de desarrollo su propio sistema de posicionamiento, el proyecto Galileo.

La exploración del espacio también ha dado paso al desarrollo de pro-ductos y materiales que hoy en día son de uso común. Por citar sólo unos ejemplos, podemos hablar del Teflón, material antiadherente que forma parte de numerosos utensi-lios de cocina. El Teflón se desarrolló como lubricante sólido para piezas móviles de satélites espaciales, para hacer frente al hecho de que en el vacío los lubricantes fluidos no son estables. Otro producto de uso co-mún, el Velcro, se desarrolló para fijar objetos en el interior de los módulos espaciales, en condiciones de ingravidez.

Por otra parte, la financiación con fondos públicos de la exploración es-pacial permite además, sobre todo a los países de la Unión Europea, mantener a su industria tecnológi-ca, que sin las aportaciones de los programas espaciales difícilmente podría subsistir.

Debate Si desapareciesen los satélites, ¿en qué cambiaría tu vida?

¿Tiene sentido dedicar grandes cantidades de dinero a la explo-ración espacial habiendo tantas necesidades en otros campos?

¿Qué benefi cios se obtienen de la industria espacial?