Kitabı oku: «La química de la vida»

CAPÍTULO 1.
LA ALQUIMIA CÓSMICA

...Escribir, por ejemplo: “La noche está estrellada, y tiritan, azules,

los astros, a lo lejos”

Pablo Neruda.

EL COLOR DEL CRISOL SIDERAL

Las estrellas no son eternas. Esos miles de puntos luminosos que todos hemos tenido el deleite de observar a simple vista en la bóveda celeste nocturna, nacen, se desarrollan y mueren, a veces haciéndose frías y compactas, en otras reventando de manera espectacular. Efectivamente, haciendo honor a su apelativo, las estrellas tienen un ciclo de vida por demás deslumbrante y tanto su incandescencia como su evolución y muerte dependen en esencia de su masa y, en consecuencia, de la cantidad de combustible que contienen.

Las estrellas son enormes esferas de gas en ignición que emiten todos los tipos de radiación electromagnética conocidos, desde los rayos gamma y rayos X de muy alta energía, pasando por la radiación ultravioleta, la luz visible y la infrarroja, hasta las ondas milimétricas y las ondas de radio. La luz que emiten las estrellas y que vemos a simple vista es solamente una parte, o si se prefiere, un conjunto de los colores que componen el espectro electromagnético. El antecedente original de este conocimiento tiene ya más de dos siglos entre nosotros.

Efectivamente, en 1800, pocos años después de haber descubierto el planeta Urano y dos de sus satélites, Titania y Oberon, el músico y organista de la Capilla del Octágono en la ciudad de Bath y mejor conocido astrónomo germano-inglés, sir William Herschel (1738-1822), hizo una observación que aparentemente nada tenía que ver con la astronomía y mucho menos con la música. Colocando un termómetro en el haz de cada uno de los colores del espectro solar, Herschel descubrió que la temperatura, es decir, la energía de la radiación, disminuía hacia el extremo del rojo. Además, y para su sorpresa, encontró que no obstante la ausencia de color o luz antes del rojo, en esa zona también se registraba una temperatura aunque de menor intensidad. Consecuentemente, concluyó que la radiación solar contenía “luz invisible” por abajo del color rojo y por esa razón, a esta energía se le llamó más tarde radiación infrarroja.

La luz invisible en el otro extremo del espectro solar, la radiación ultravioleta, fue descubierta un año después por el físico alemán Wilhelm Ritter (1776-1810) y, medio siglo después, las ecuaciones formuladas por el fisicomatemático escocés James Clerk Maxwell (1831-1879) sentaron las bases de la teoría electromagnética. Así, la astronomía, la ciencia que en sus inicios solamente describía los cuerpos celestes o astros que existen en el universo, expandió sus capacidades analíticas y ahora la mayor parte de la información que tenemos del cosmos proviene del estudio de la radiación electromagnética.

La astronomía contemporánea estudia el universo observando principalmente los cuerpos que emiten, reflejan o absorben luz. En efecto, analizando las diferentes longitudes de onda y energía del espectro electromagnético, los astrónomos han logrado determinar la composición química, densidad, temperatura y la velocidad a la que se desplazan las estrellas y demás objetos siderales y empiezan a conocer el origen y la evolución del universo. Por si fuera poco, también pueden escuchar la música de las estrellas y su resonancia a través del gas y la materia interestelar.

LA HUELLA DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno y helio, los dos elementos químicos más abundantes, sencillos y ligeros del universo. En el cuadro 1.1 aparecen los 10 elementos químicos más abundantes en nuestro Sol, una estrella típica entre unos 200 000 millones existentes en la Vía Láctea, nuestra galaxia. La composición química, así como la edad y la temperatura en la superficie de las estrellas, se pueden ahora conocer con precisión gracias al desarrollo de la astroquímica. Los antecedentes de esta rama de la astronomía se remontan a 1802 cuando el médico y químico inglés William Hyde Wollaston (1766-1828) observó, sin profundizar en su significado, las líneas oscuras que rompen y caracterizan al espectro multicolor de la luz solar cuando ésta se descompone al pasar por un prisma. En realidad, el primero en observar ambos fenómenos, el espectro coloreado en la secuencia del arco iris (rojo, naranja, amarillo, verde, azul y violeta), y las líneas oscuras o líneas espectrales que lo interrumpen, fue el renombrado científico y matemático inglés sir Isaac Newton (1642-1727). Newton llevó a cabo sus experimentos sobre la naturaleza de la luz y el color entre 1665 y 1668; sin embargo, hasta la fecha nadie se explica por qué no informó de la presencia de las líneas espectrales. Aquí vale la pena recordar que la genialidad de Newton iba a la par de su peculiar y casi patológica personalidad y conducta. Tenía la costumbre de guardar para sí sus descubrimientos; por ejemplo, tardó 27 años en informar que había inventado el cálculo.

Cuadro 1.1. Los 10 elementos más abundantes en nuestro Sol*

* Modificado de J. Emsley (2001).

** Corresponde al número de átomos del elemento con respecto a cada millón de átomos de hidrógeno.

Así, transcurrió casi un siglo y medio para que, en 1814, el físico alemán Joseph von Fraunhofer (1787-1826) analizara y clasificara, por su longitud de onda, las líneas espectrales más conspicuas del espectro solar, observando, además, que el patrón del espectro era distinto cuando la luz provenía de otras estrellas. Medio siglo después, los descubrimientos del astrónomo inglés sir William Huggins (1824-1910) y los del físico ruso Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) en colaboración con el químico alemán Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899), permitieron comprender que las líneas espectrales que llevan el nombre de Fraunhofer, son como una huella digital específica para cada elemento químico cuando éste es calentado hasta la incandescencia. Pero ¿qué quiere decir todo esto para el astrónomo amateur, para ese observador de todos los tiempos que mira el cielo nocturno tachonado de estrellas y azorado distingue que las hay rojas y azules, verdes y amarillas?

Entre otras cosas quiere decir que nuestro ojo, al discriminar el color de las estrellas, funciona como un espectrómetro natural. En otras palabras, que al agruparlas por su color, intuitivamente las estamos clasificando por su composición química particular. En efecto, en 1859 Kirchhoff y Bunsen inventaron la espectroscopía y al poco tiempo, en 1863, Huggins, estudiando las líneas espectrales de estrellas, nebulosas, cometas, etc., demostró que los mismos elementos químicos que existen en la Tierra están presentes en el cosmos. Con esta poderosa herramienta analítica dio inicio la astroquímica y, con ella, la clasificación y el estudio sistemático de las estrellas. Por ejemplo, tomando en cuenta sus diferentes tamaños y colores, la astroquímica ha revelado que las estrellas azules, las más grandes y luminosas, también llamadas tipo-O, y las de color verde o tipo-B, son las más calientes y alcanzan temperaturas hasta de 10 000 y 50 000 grados Celsius, respectivamente. Las más pequeñas son las estrellas tipo-M, también llamadas enanas; son de color rojo y tienen aproximadamente la mitad de la masa de nuestro Sol. Las enanas rojas queman lentamente su combustible y comparativamente son estrellas frías y poco brillantes, su temperatura es menor a los 3 500 ºC. La temperatura en la superficie del Sol, que pertenece a la familia de las estrellas amarillas tipo-G, es de 6 000 ºC.

NOVAS Y SUPERNOVAS

Por sus características al nacer y por la forma en que se desarrollan y mueren, las estrellas se agrupan en dos grandes clases: las gigantes o masivas, y las más comunes y de menor tamaño, como nuestro Sol. Las estrellas gigantes se llaman así porque cuando nacen tienen al menos ocho o más veces la masa solar. Esta dimensión es ciertamente titánica si recordamos que el Sol es aproximadamente 110 veces más grande que la Tierra. Las estrellas masivas son, pues, verdaderos colosos cósmicos que tienen una vida más agitada y turbulenta que el común de las estrellas, y que cuando mueren lo hacen explotando de manera repentina y fulgurante. De ahí su nombre de novas y supernovas; es decir, estrellas que no eran más llamativas que cualesquiera otras en el firmamento hasta que, de pronto, brillan intensamente por el estallido resplandeciente indicativo de que la estrella ha muerto (figura 1.1).

El término nueva estrella fue acuñado por el astrónomo danés Tycho Brahe (1546-1601). Lo utilizó en su libro De Nova Stella para describir un suceso semejante observado por él en la constelación de Casiopea en 1572. También el célebre astrónomo y matemático alemán Johann Kepler (1571-1630) describió la aparición de una nova en 1604. Ésta fue la última supernova observada a simple vista. El nombre supernova fue acuñado por el astrofísico búlgaro Fritz Zwicky (1898-1974) y el astrónomo alemán Walter Baade (1893-1960). Estos científicos, en un conciso resumen (Supernovae and Cosmic Rays) de un solo párrafo y 24 líneas, publicado (Physical Review) en 1934, explicaban el mecanismo de formación de las supernovas y de las hasta ese entonces desconocidas estrellas de neutrones.

Figura 1.1. Nacimiento y evolución de las estrellas. Las estrellas nacen y se forman en el interior de frías nubes de gas y polvo interestelar llamadas nébulas moleculares. Por su proximidad con la Tierra, a 1 500 años luz de distancia, una de las mejor estudiadas es la nébula de Orión. Como en el resto del cosmos, los principales componentes de estas nébulas son el hidrógeno y el helio, con rastros de carbono, nitrógeno y oxígeno, así como algunas partículas sólidas dispersas. Colectivamente, estas partículas son llamadas por los astrónomos “polvo”. Sin embargo, este polvo en nada se asemeja al polvo que conocemos. Estas pequeñas partículas o semillas de lo que será una futura estrella, son esencialmente granos de hollín de carbón con cubiertas heladas, ya sea de metano congelado, de agua o de ambos. Eventualmente, por la atracción gravitacional que ejercen estas partículas, la nébula desarrolla regiones en las que habrá más polvo que en otras. Este proceso, conocido con el nombre de contracción gravitacional, favorece los choques entre partículas y aumenta la temperatura de esas regiones nebulares. Surgen capullos o glóbulos estelares de gas y polvo que empiezan a brillar tenuemente. Se trata de protoestrellas que paulatinamente generarán más energía hasta alcanzar la temperatura crítica de 15 millones de grados Celsius. Así, en este caldeado invernadero cósmico nebular, nacen y comienzan su jornada las estrellas jóvenes y con ellas, al igual que como ocurre en la biosfera, se recicla, en un ritmo astronómico e inexorable de vida y muerte sideral, toda la materia del universo.

Acerca de las supernovas, es interesante recordar que la primera entrada o registro que consigna el catálogo de nebulosas elaborado en 1781 por el astrónomo francés Charles Messier (1730-1817) corresponde a M1, una nebulosa ubicada en la constelación de Tauro y que actualmente conocemos con el nombre de Nebulosa del Cangrejo. Pues bien, en la constelación de Tauro, en 1054, los astrónomos de las culturas china y mesoamericana consignaron la repentina aparición de lo que ahora sabemos que fue la explosión de una supernova. En las épocas previas al telescopio eventos de esta naturaleza podían ser y de hecho fueron interpretados como el nacimiento de nuevas estrellas. Para los chinos se trataba de estrellas visitantes; es decir, de estrellas que aparecían en un lugar donde previamente no se había observado su presencia. Así, en sus cuidadosos registros siderales, los astrónomos orientales refieren que el 4 de julio de 1054 apareció una estrella visitante en las inmediaciones de la estrella que ellos llamaban Tien-Kwan¹ y que hoy conocemos como Zeta Tauri. Esta nueva estrella fue visible a simple vista durante 23 días y su brillo menguó lentamente hasta desaparecer en la primavera de 1056. Al igual que la milenaria cultura oriental, las civilizaciones precolombinas poseían un sofisticado conocimiento astronómico y registraron en piedra (marcadores astronómicos o petroglifos) la aparición de la nueva estrella en la constelación de Tauro. En efecto, el intenso y transitorio destello observado hace más de 900 años por los astrónomos chinos y mesoamericanos fue la explosión de una supernova. La arqueoastronomía ha revelado que los petroglifos de la cultura anasazi descubiertos en el Cañón del Chaco (Nuevo México) y en la región de Tuitán (Durango, México) dan cuenta del espectacular suceso celeste ocurrido en 1054. Así, hoy en día sabemos que la M1, la popularmente conocida Nebulosa del Cangrejo, no es otra cosa que un ejemplo de los remanentes y vestigios que deja una supernova al estallar; una especie de hermoso y magnífico cadáver del cataclismo termonuclear que acompaña al colapso y muerte de las estrellas gigantes o masivas.

Ahora bien, el estudio contemporáneo de la Nebulosa del Cangrejo permitió que en 1934 Zwicky y Baade descubrieran las estrellas de neutrones o pulsares, que nacen de la condensación de las cenizas de una supernova y son la fuente de las ondas de radio más intensas que se conocen. Las estrellas de neutrones son una especie de señal o faro cósmico que indica el sitio en el cual yace un coloso estelar que, al momento de su muerte, brilló refulgente en el espacio sideral.

LA FORJA DE LOS ELEMENTOS

Al perecer, y debido a las intensas y potentes reacciones termonucleares que ocurren en sus entrañas, las supernovas fertilizan y devuelven al espacio interestelar varios miles de masas solares de material enriquecido con elementos pesados. Este descubrimiento, que les valió el Premio Nobel a Fowler y Chandrasekhar, es la médula conceptual de la teoría de la nucleosíntesis estelar. Esta teoría explica satisfactoriamente el origen de todos los elementos químicos que conocemos, es decir, de toda la materia en el universo. En efecto, la generación progresiva de los elementos químicos más ligeros que el hierro (Fe) es un proceso termonuclear exoenergético, lo cual significa que libera energía, y es esta energía la que alimenta y mantiene activa la cascada de la nucleosíntesis hasta llegar al Fe. Por el contrario, la fusión del hierro, que es el paso obligado para continuar la génesis de elementos más pesados, es un proceso que requiere y consume enormes cantidades de energía. En otras palabras, la fusión del Fe es una reacción nuclear endoenergética que en lugar de aumentar la energía de la estrella, la reduce. Esto trae aparejado el agotamiento del combustible así como la disminución en la temperatura y en la presión intraestelar. Cuando esto ocurre sobreviene, en cuestión de segundos, un violento colapso gravitacional y la estrella se contrae produciéndose una explosión llamada de supernova tipo II. La energía liberada es colosal y la estrella brilla por instantes más que una galaxia. Por otra parte, es importante aclarar que no todas las supernovas se convierten en estrellas de neutrones. Se piensa que es posible que muchas de estas estrellas masivas, particularmente las supernovas de tipo II, produzcan agujeros negros que atraparían los elementos pesados producidos por la conflagración. Se sabe que existe un segundo tipo de supernovas llamado uno-a (Ia), las cuales se originan a partir de una enana blanca de un sistema binario, es decir, un sistema de dos estrellas. La enana blanca que se convertirá en supernova captura masa de su compañera y al acercarse al llamado límite de Chandrasekhar (menos de 1.4 masas solares), generará una inestabilidad termonuclear en sus entrañas y explotará como supernova.

En contraste con la evolución de estos colosos estelares, la vida de las estrellas de menor tamaño es más prolongada y tranquila. En efecto, las estrellas como nuestro Sol no explotan, sino que envejecen y mueren lenta y espasmódicamente. Es una agonía lánguida que se asemeja a la extinción de una fogata. Paulatinamente pierden masa de sus capas más externas, expandiéndose y transformándose, primero, en una gigante roja como Betelgeuse en la gran nebulosa de Orión, y más tarde, al morir, en una enana blanca cuyos vestigios son las nebulosas planetarias (figura 1.1). Bautizada con el nombre de uno de los numerosos hijos de Poseidón, el dios del océano, la nebulosa de Orión, el cazador de Hiria, ha sido escudriñada recientemente por el telescopio espacial Hubble. Las imágenes son de una nitidez incomparable y han revelado que en su seno la nebulosa contiene miles de estrellas en formación, es decir, Orión y el resto de nebulosas planetarias son una especie de almácigo y guardería de estrellas recién nacidas (recuérdese que en cosmología, el término recién significa varios millones de años). Es interesante mencionar que la teoría más plausible acerca de cómo se forman las estrellas y los planetas tiene ya más de 200 años. La teoría fue propuesta por el astrónomo y matemático francés Pierre Simón, marqués de Laplace (1749-1827), de quien se cuenta que cuando el emperador Napoleón le preguntó sorprendido por qué durante la lectura de sus libros no había encontrado ninguna mención a Dios, Laplace respondió: “no he tenido la necesidad de plantear esa hipótesis”.

EL CATACLISMO: PRELUDIO DEL RENACIMIENTO CÓSMICO

En las condiciones actuales del universo, la explosión de una supernova es un evento relativamente raro que ocurre con intervalos cercanos a un siglo. Sin embargo, esto no ha sido siempre así. Se calcula que hace aproximadamente de 13 a 15 mil millones de años ocurrió la gran explosión o estallido popularmente conocida por su nombre en inglés como el Big Bang. Este nombre fue acuñado por el inglés sir Fred Hoyle (1915-2001), proponente de la teoría estacionaria y quien lo utilizó durante una entrevista radial en la BBC (The Nature of Things) trasmitida el 28 de marzo de 1949. Este controvertido astrofísico también sentó las bases de la teoría de la nucleosíntesis estelar, que más tarde, como ya hemos visto, les valió el Nobel a Chandrasekar y a Fowler (este último, alumno de Hoyle).

La gran explosión fue un cataclismo sideral que dispersó toda la materia del universo que ahora conocemos, pero que entonces se hallaba hipercondensada en un estado cuántico único. Naturalmente, esto es muy difícil de entender, pero las evidencias que presentan los físicos y astrónomos son bastante convincentes. A este evento los astrofísicos le llaman una singularidad; es decir, un momento en el cual la materia no tiene entorno ni espacio que ocupar; éste, al igual que el tiempo, se crean a medida que el universo se expande. La teoría del Big Bang y la notable idea de que en el principio toda la materia de universo se hallaba apretada y contenida en una especie de átomo primitivo o huevo cósmico, fue propuesta en 1927 por el abad y astrónomo belga Georgiy Lemaître (1894-1966). La teoría de Lemaître fue elaborada por el astrónomo ruso Georgiy Antonovich Gamow (1904-1968), quien si bien estaba equivocado en varios detalles, se encargó de popularizarla. A la fecha, se trata del modelo que brinda las explicaciones más razonables y plausibles acerca del origen y evolución del universo actual, y por ello cuenta con la mayor aceptación entre los cosmólogos contemporáneos.

EL ECO DEL BIG BANG

Como ya dijimos, la teoría del Big Bang postula que, en sus inicios, toda la materia y energía del universo se hallaban condensadas en un volumen infinitesimal y a una temperatura inconcebiblemente elevada. Al cabo del primer segundo, la materia originada por esta gran explosión se había expandido hasta la inmensa distancia de tres años luz, pero el universo era todavía demasiado caliente, un horno de radiación estelar, para que pudiesen formarse los primeros átomos. Recuérdese que la velocidad de la luz es de 300 000 kilómetros por segundo y, por consiguiente, un año luz es igual a 9.5 x 10¹⁷ cm, es decir, 9.5 billones de kilómetros. Por todo lo anterior, las investigaciones teóricas al respecto predecían que a medida que el universo se expande, la radiación que contiene se iría enfriando cada vez más. Esta radiación, que se conoce con el nombre de radiación de fondo de microondas, se produjo durante los primeros segundos del evento, cuando los protones y los electrones del universo temprano se unieron para formar los primeros átomos. De ser esto así, transcurridos unos 15 mil millones de años de expansión, ahora deberíamos estar inmersos en un mar de radiación electromagnética a una temperatura de unos cuantos grados por encima del cero absoluto. Pues bien, esta radiación de fondo, que es algo así como el eco del Big Bang, fue escuchada por primera vez en 1960. Este descubrimiento lo realizaron los físicos Arno Penzias y Robert Wilson, quienes, según refieren los enterados, se toparon con lo que no estaban buscando y al encontrarlo, no supieron lo que habían descubierto. Como quiera que fuese, estos investigadores recibieron el Premio Nobel de Física en 1978. Se trató de uno de los hallazgos más importantes del siglo XX, pues la radiación de microondas resultó ser una especie de remanente o fósil cósmico de la gran explosión. Los estudios de esta radiación de fondo con el satélite COBE (Cosmic Backgroud Explorer) en 1989, no solamente han confirmado la teoría del Big Bang, también han brindado la posibilidad de analizar el movimiento de la Tierra y del sistema solar en el espacio.

Hemos venido diciendo que esta nimaginable explosión inicial del universo es el ancestro común de todas las formas de materia y energía que conocemos a la fecha. En los primeros segundos del suceso, cuando aún no existían galaxias, estrellas y planetas, dieron principio el espacio, el tiempo y la materia; así como la expansión del universo. Este periodo germinal del universo primitivo se ha llamado la fase de la nucleosíntesis primordial, y en ella únicamente se produjeron átomos de hidrógeno (H), helio (He) y trazas de litio (Li), berilio (Be) y boro (B). Es decir, cuando nació el universo solamente se formaron los elementos más ligeros, cuyo número atómico no es mayor a 5, y los átomos más pesados no existían. Se ha propuesto que este universo o sopa cósmica primordial, que sólo contenía unos cuantos elementos químicos y carecía de luz, perduró entre 100 millones y 250 millones de años. Este periodo al que se le conoce como la edad cósmica oscura concluyó con el nacimiento de las primeras estrellas.

A medida que se expandía a partir de su estado primordial uniforme, el universo se fue enfriando y esas temperaturas menores permitieron que en algunas regiones la materia se agregase en enormes grumos o estructuras amorfas que fueron las semillas de las primeras estrellas y galaxias. Este conjunto de estrellas ancestrales también ha sido llamado población estelar tipo III porque carecían de elementos pesados. Sin embargo, es precisamente con esta primera generación de estrellas que da inicio el proceso de evolución cósmica propiamente dicho y la era del renacimiento cósmico. En efecto, dadas las condiciones relativamente magras del universo primitivo, en los albores del renacimiento cósmico se favoreció la formación de estrellas con al menos cien o más veces la masa del Sol. Estos supercolosos ancestrales cuyas temperaturas alcanzaban probablemente hasta los 100 000 grados Kelvin, ionizaron prácticamente todo el H y el He intergaláctico. Además, como resultado de su enorme masa y de las reacciones termonucleares que ocurrían en su interior, la explosión y muerte de estas megasupernovas dispersó al medio interestelar todos los átomos de los elementos químicos conocidos, lo que posibilitó la existencia de toda la materia que nos rodea. Recientemente, los astrónomos han podido observar la explosión de la supernova más brillante jamás antes vista. Se trata de la sn 2006gy, una estrella colosal cuya masa se calcula que era 100 a 200 veces mayor que la de nuestro Sol. Esta megasupernova se observó por primera vez el 18 de septiembre de 2006 y para su estudio se ha utilizando el observatorio de rayos x Chandra (luna en sánscrito), llamado así en honor a S. Chandrasekar. La explosión de la sn 2006gy ocurrió en la galaxia ngc 1260 de la constelación de Perseo, ubicada a aproximadamente 240 millones de años luz de distancia. La conflagración alcanzó su intensidad máxima a los 70 días de iniciada y se ha mantenido brillando, como una supernova típica, por más de ocho meses.

Así, en el transcurso de su evolución y en una suerte de alquimia cósmica de naturaleza termonuclear, tanto en el seno de aquellas primeras megaestrellas como en el de las supernovas actuales se ha forjado y continúa produciéndose la materia prima con la cual está formado todo cuanto existe en el cosmos. Todas las cosas están hechas de átomos. Ellos están y son parte de todo lo que nos rodea, no solamente de los objetos materiales, sino también del aire que está entre ellos. Sí, ahí están los átomos, y sólo en las entrañas de las estrellas existen las condiciones propicias para que a partir de las partículas elementales ocurra la generación o nucleosíntesis de todos ellos. En pocas palabras: sin las estrellas no existiría el mundo que nos rodea ni tampoco existiríamos nosotros, los seres humanos, que podemos contemplarlo y embelesarnos de su belleza a la vez que teorizamos sobre su génesis. Aunque parezca un relato de ciencia ficción, cada átomo de carbono en nuestro cuerpo o en cualquier célula de un organismo vivo se ha formado en el interior de una estrella por la colisión e inmediata fusión de tres átomos de helio. Este proceso se conoce con el nombre de captura de helio y así se forman núcleos de elementos progresivamente más pesados hasta culminar con la síntesis de átomos de hierro. Sin embargo, como ya dijimos y como muestra la figura 1.2, por la naturaleza misma del proceso de nucleosíntesis estelar, la abundancia relativa de los elementos de la tabla periódica se reduce significativamente conforme aumenta el número atómico del elemento, el cual expresa el número de protones contenidos en el núcleo de un átomo. Así, por ejemplo, por cada millón de átomos de hidrógeno, la abundancia de elementos comparativamente livianos, como el carbono y el oxígeno (cuyos números atómicos son 6 y 8, respectivamente), es aproximadamente mil veces menor. La cantidad de los elementos más pesados, como el selenio (Se) o el yodo (I), cuyos números atómicos son 34 y 53, respectivamente, es muchísimo más pequeña y se halla en el orden de 100 000 a 10 millones de veces menos que la del hidrógeno.

Figura 1.2. Abundancia cósmica de los elementos químicos.* Los datos se graficaron en relación con el número atómico del elemento y se calcularon a partir de estudios del Sol y de meteoritos. Se puede apreciar que existe una relación inversa entre la abundancia relativa del elemento y su número atómico, es decir, a medida que el valor de este último aumenta, la abundancia del elemento disminuye. Obsérvese que la concentración en el eje vertical se expresa en forma logarítmica, en donde cada intervalo corresponde a un cambio en un factor de diez. Es notable que a partir del hierro la abundancia de los elementos descienda abruptamente. En otras palabras, la abundancia de los elementos más pesados que el hierro es entre 10 000 y un millón de veces menor. Para los expertos, el patrón en zigzag se debe a que las reacciones termonucleares favorecen la formación de núcleos con número atómico par o simétrico de neutrones.

*Modificada de D. R. Altschuler, 2001.

Para saber más:

Arnett, D., y G. Bazan, “Nucleosynthesis in Stars: Recent Developments”, Science, 276, 1997, pp. 1359-1362.

Altschuler, D. R., Hijos de las estrellas. Nuestro origen, evolución y futuro, Madrid, Cambridge University Press, 2001.

Balick, B., y A. Frank, “La muerte de las estrellas comunes”, Scientific American Latinoamérica, 3 (27) 2004. pp. 45-53.

Blanchard, A., El universo. Una explicación para comprender. Un ensayo para reflexionar, 3a. ed. Siglo XXI Editores, 2003.

Carrillo, I., “Hallan registro prehispánico de la explosión de una supernova”, Gaceta UNAM, 4,034, 2007, p. 7.

Fierro, J., El universo, 1a. reimp., México, Consejo Nacional para la Cultura y las Artes.

Garlick, M. A., El universo en expansión, 1a. ed., México, Planeta Mexicana, en español, 2002.

Graves, R., Los mitos griegos, vols. 1 y 2, Madrid, Alianza Editorial, 1985.

Larson, R. B., y V. Bromm, “The First Stars in the Universe”, Scientific American, 14 (4), 2004, pp. 4-11.

http://nobelprize.org/physics/laureates/1983/.

http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2007/05/07_supernova.shtml.

Peimbert, M., “Origen de los elementos y evolución del universo”, en M. Peimbert (comp.), Fronteras del universo, México, Fondo de Cultura Económica, 2000.

Pérez Mercader, J. ¿Qué sabemos del universo? De antes del Big Bang al origen de la vida, Barcelona, Debate, 2001.

Varios autores, “The Secret Lives of Stars”, Scientific American (edición especial), 14 (4), 2004.

_______________________

¹ Estas palabras significan la puerta del cielo y según la antigua tradición china, al morir, el espíritu de los emperadores y de otras autoridades de alto rango viajaba al cielo (Tien) cruzando la puerta celestial. Es curioso que además de representar el umbral para iniciar ese viaje sideral, Tien-Kwan indique también el sitio en el cual ocurrió la explosión y muerte de una supernova. [regresar]

CAPÍTULO 2.
LOS LADRILLOS DE LA VIDA

INGREDIENTES BÁSICOS PARA UN ORGANISMO VIVIENTE

Hemos visto que las estrellas, y especialmente las supernovas, son la fuente de todos los elementos químicos del universo, incluyendo aquellos que por ser esenciales y formar parte de la estructura y los mecanismos operacionales que caracterizan a los sistemas vivos, se denominan elementos biogénicos o bioelementos. Es importante puntualizar que los organismos vivos contienen diferentes cantidades de todos los elementos químicos que existen en la Tierra. Estos elementos ingresan al organismo por medio de los alimentos y los líquidos que ingiere y absorbe; o bien, a través del aire que respira. Por ejemplo, en un cuerpo humano adulto promedio, de 70 kg de peso corporal, la cantidad de estroncio es de alrededor de 320 mg, mientras que la de oro y uranio es de siete y 0.07 mg, respectivamente. Sin embargo, e independientemente de su cantidad, estos y muchos otros elementos químicos no desempeñan ninguna función biológica conocida; es decir, no pertenecen al selecto grupo de los bioelementos.

La vida, tal como la conocemos actualmente, tiene una composición química singular. En efecto, sin importar el reino al que pertenezcan: animales, plantas, hongos, protistas y moneras (ver figura 2.1), todos los organismos vivos emplean y requieren sólo unos cuantos elementos o unidades constructivas. A la fecha se tienen evidencias, en algunos casos muy sólidas y en otros no tan consistentes, de que cerca de una tercera parte de los 92 elementos químicos naturales (desde el hidrógeno hasta el uranio) pertenecen a este grupo singular de ladrillos químicos de la vida. Por lo tanto, resultaría relativamente lógico suponer que la vida puede definirse por su composición química; es decir, refiriendo aquellos elementos químicos que son comunes y esenciales a la estructura y función de todas las células conocidas. En un nivel de mayor complejidad, la vida también podría describirse señalando qué moléculas la caracterizan y los mecanismos que subyacen a las funciones que esas moléculas llevan a cabo. Sin embargo, aunque obviamente la vida es un fenómeno químico, su carácter distintivo no reside en la química como tal. Veremos más adelante que una de las singularidades de la vida procede fundamentalmente de sus propiedades informáticas; en otras palabras, un organismo vivo es un complejo sistema que procesa información.

Figura 2.1. Los cinco reinos de la biología. Todos y cada uno de los seres vivos en la biosfera están formados por una de dos clases de células. Las nuestras, las de las plantas y las del resto de animales, hongos y protistas, poseen núcleo y de ahí su nombre de eucariotas (del gr., eû, bien y káryon, núcleo), que quiere decir células con núcleo verdadero. La otra clase de células, las bacterianas, no tiene un núcleo propiamente dicho y se les llama procariotas. Así pues, procariotas y eucariotas forman los dos grandes sistemas o supergrupos de organismos vivos en la Tierra. Antes de 1970, todas las formas de vida se clasificaban en dos reinos: Animalia y Plantae. A las bacterias, los hongos y a los protistas fotosintéticos se les consideraba plantas, y los protozoarios (del gr., prôtos, primero y zóon, animal) eran clasificados como animales. Fue el ecólogo estadounidense Robert H. Whittaker (1924-1980) quien propuso el esquema actual de clasificación en cinco reinos. Efectivamente, utilizando como criterio si mostraban una organización celular procariótica o eucariótica, Whittaker identificó dos reinos de microorganismos básicamente unicelulares: el Monera y el Protista. El primero consiste en células procarióticas, generalmente unicelulares, mientras que el segundo consta de células eucarióticas, también casi siempre unicelulares. Los tres reinos restantes: Plantae, Fungi y Animalia son eucarióticos y casi todos son multicelulares. El término monera (del gr., monéres, solitario) fue empleado por primera vez por el célebre naturista alemán Ernst Heinrich Haeckel (1834-1919) para referirse a: “la forma más simple de protoplasma libre, sin núcleo”. Este investigador también acuñó el término ecología y es el autor de la popular aunque incorrecta frase: “La ontogenia recapitula a la filogenia”. Haeckel estudió medicina y entre sus maestros se encuentran Rudolph Virchow y Rudolf Albert von Kölliker, fundadores de la patología celular y de la embriología moderna, respectivamente.

Pero antes de volvernos a ocupar de los ladrillos químicos de la vida, conviene recordar la extraordinaria aportación hecha en 1869 por el químico ruso Dmitri Ivanovich Mendeleev (1834-1907).¹ Adelantándose 27 años al descubrimiento del electrón por Joseph Thomson (1856-1940) y casi medio siglo antes de que Ernest Rutherford (1871-1937) descubriera el núcleo atómico en 1911, con gran intuición e ingenio, Mendeleev aplicó todo lo conocido hasta ese entonces y predijo lo desconocido. En efecto, a la edad de 35 años y por entonces enfermo, el joven científico pidió a su amigo y colega, el profesor Menshutken, leer ante la Sociedad Química de Rusia su trabajo intitulado “The Dependence Between the Properties of the Atomic Weights of the Elements”. Además de describir las propiedades de poco más de 60 elementos, en ese trabajo Mendeleev estableció las bases de la ley periódica de los elementos y con ello desarrolló el llamado sistema periódico o tabla periódica de los elementos químicos que ahora lleva su nombre (figura 2.2). No es exagerado afirmar que con la aportación de este polifacético científico ruso, no sólo culminó la clasificación definitiva de los citados elementos, sino que también se abrió el paso a los grandes avances experimentados por la química en el siglo xx. En su honor, en 1955, el recién descubierto elemento 101 fue bautizado como mendelevio.

Regresemos ahora al propósito central de este capítulo y veamos ese selecto grupo de los llamados bioelementos. Se acepta que un elemento químico es esencial para un organismo biológico cuando la reducción de su aporte o disponibilidad nutricional provoca disfunción, enfermedad o inclusive la muerte del individuo; o bien, cuando dicho elemento es parte integral de una estructura orgánica y vital (figura 2.2). Demostrar que un elemento químico es esencial para la vida, especialmente en los elementos traza y ultratraza, no ha sido fácil y continúa siendo un problema que ha requerido el concurso de diferentes disciplinas del conocimiento científico. Para todos los elementos esenciales se ha establecido una dosis o intervalo de concentración en el cual su ingestión o exposición es segura o está libre de toxicidad. Este intervalo es parte de la denominada curva dosis-respuesta total, la cual tiene la forma de una campana. Esta curva fue propuesta y formulada matemáticamente en 1912 por el químico y biólogo francés Gabriel Bertrand (1867-1962), quien fuera jefe del servicio de química biológica del Instituto Pasteur desde 1900 hasta su muerte. Los extremos inferior y superior de la curva son incompatibles con la vida y corresponden a ingestas deficientes y tóxicas, respectivamente. Estos dos segmentos de la curva son dosis-dependientes y delimitan una meseta que corresponde al intervalo de concentraciones (dosis) en las cuales el elemento en cuestión satisface los requerimientos nutricionales del organismo.

Figura 2.2. La tabla periódica de los elementos. La tabla periódica que aquí se muestra no es exactamente la publicada en 1869 por el renombrado químico ruso Dmitri Ivanovich Mendeleev (1834-1907) y tampoco una de las cerca de 700 variantes que se han propuesto desde entonces. En realidad es una versión simplificada y adaptada para los propósitos del libro. Se conserva la distribución original de los átomos por periodo y por grupo, es decir, por renglón y por columna respectivamente. Por supuesto también se señalan peso y número atómico, así como el símbolo de cada uno de los elementos. Sin embargo, no se muestran los elementos cuyo número atómico es mayor al del lantano 57 (La) y que les da el nombre lantánidos a todos los elementos comprendidos entre éste y el lutecio (Lu), cuyo número atómico es 71. Tampoco aparecen los 14 elementos radioactivos llamados actínidos (del gr., aktinos, rayo), que comprenden desde el torio 90 (Th) al laurencio 103 (Lr), todos ellos producidos por fisión nuclear. Por otro lado, se señalan todos los llamados bioelementos que se mencionan en este capítulo y que están enlistados en el cuadro 2.1. Igualmente, se destacan las diferencias en cuanto a su abundancia relativa en los seres vivos, dividiéndolos en abundantes, menos abundantes y elementos ultratraza (oligoelementos).

El cómo y el porqué éstos y no otros de los demás átomos de los elementos químicos naturales fueron seleccionados para constituir la materia prima de los organismos vivos, son preguntas que aún no tienen una respuesta cabal. Sin embargo, sí está claro que la abundancia relativa del elemento jugó un papel comparativamente menor; mientras que su solubilidad e interacción con el agua, así como el número de protones contenidos en el núcleo (número atómico del elemento) y su densidad de carga, parecen haber sido determinantes.

LIGEROS, PEQUEÑOS Y ABUNDANTES

Citados en orden creciente según su número atómico, los cuatro elementos biogénicos más abundantes en todos los organismos vivos son el hidrógeno (H), el carbono (C), el nitrógeno (N) y el oxígeno (O). Estos cuatro bioelementos representan aproximadamente 96% de los átomos presentes en los seres vivos y, con fines nemotécnicos, se han enseñado en la escuela con las siglas chon. Es importante subrayar que se trata de elementos relativamente ligeros, cuyo número atómico no es mayor a 8 (cuadro 2.1).

Sin duda el carbono es el elemento esencial más importante para los sistemas vivos, pues es uno de los pocos bioelementos cuyos átomos pueden establecer entre sí enlaces químicos estables. Efectivamente, el carbono es desvergonzadamente promiscuo. Esta singularidad química permite formar largas cadenas y anillos de átomos de carbono, que son el esqueleto estructural a partir del cual se construye la mayoría de los compuestos y biomoléculas que caracterizan a los organismos vivos. De la misma forma, y además de ser los bioelementos más abundantes y los más ligeros y pequeños, los átomos del grupo chon son los únicos capaces de adquirir una configuración electrónica estable añadiendo de uno a cuatro electrones en su capa más externa. Ésta es una propiedad crucial para establecer enlaces químicos y así formar compuestos y moléculas. De hecho, las diferentes combinaciones que los átomos de CHON pueden establecer entre sí, o bien con los átomos de fósforo (P), azufre (S) y selenio (Se), dan lugar a los principales módulos o bloques moleculares de los organismos vivos: sacáridos (hidratos de carbono), aminoácidos, ácidos grasos, nucleótidos, ácidos nucleicos y proteínas. En términos generales, las unidades constructivas comunes a todas las células son monómeros y polímeros elaborados por la combinación de unos cuantos elementos esenciales: hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno, fósforo, azufre y selenio. Así, por ejemplo, sacáridos, aminoácidos, ácidos grasos y nucleótidos son monómeros que, además de jugar un papel bioquímico independiente, constituyen los bloques constructivos primarios a partir de los cuales se fabrican biomoléculas de mayor tamaño y complejidad. Todas estas macromoléculas como proteínas, ácidos nucleicos (ADN y ARN) y polisacáridos (almidón, glucógeno, celulosa) son polímeros; es decir, son compuestos caracterizados por la repetición de uno o más átomos o grupos de átomos (monómeros o unidades constituyentes) en su estructura.

Cuadro 2.1. Concentración de los bioelementos en el cuerpo humano*

Nota: los 27 bioelementos están agrupados según su abundancia relativa (porcentaje de masa corporal) y concentración absoluta (kg, g, mg y μg).

* Modificado de J. Emsley (2001).

** Expresadas como porcentaje de la masa corporal total.

*** Expresadas como la concentración absoluta. En ambos casos, los valores corresponden a un individuo de 70 kg de peso corporal.

A MAYOR PESO MÁS ESCASOS

Después de CHON, los siguientes ocho bioelementos más abundantes en los organismos vivos tienen números atómicos menores a 21 y sus concentraciones absolutas se encuentran en el intervalo de los kilogramos a los gramos (cuadro 2.1). En orden creciente según su número atómico, estos bioelementos son: sodio (Na), magnesio (Mg), silicio (Si), fósforo (P), azufre (S), cloro (Cl), potasio (K) y calcio (Ca), y de ellos, sólo el silicio es un oligoelemento. Aunque algunos autores incluyen en este subgrupo al aluminio (Al) y al flúor (F), para la mayoría de los expertos no se trata de bioelementos esenciales y se consideran solamente elementos químicos benéficos, como el flúor, por su papel en la prevención de caries dentales. Además del Na, Mg, K y Ca, la mayoría de los iones metálicos presentes en las células, por ejemplo, vanadio (V), cromo (Cr), manganeso (Mn), hierro (Fe), cobalto (Co), níquel (Ni), cobre (Cu) y zinc (Zn), son bioelementos cuyo número atómico es menor a 31. Finalmente, y en este mismo contexto, es notable que sólo cinco bioelementos: bromo (Br), molibdeno (Mo), estaño (Sn), yodo (I) y tungsteno (W), tienen números atómicos por arriba de 34; siendo los más pesados I (53) y W (74). Algunos estudios sugieren que el plomo (Pb), cuyo peso atómico es 82, podría ser un elemento químico benéfico.

Macrominerales

Por otra parte, excluyendo a los del grupo chon y considerando sus concentraciones y requerimientos nutricionales en el ser humano, los bioelementos restantes se dividen en tres grupos: macrominerales, elementos traza y elementos ultratraza u oligoelementos. Los requerimientos dietéticos de los macrominerales se hallan en el orden de los gramos o fracciones de gramo por día. El consumo de una dieta balanceada hace innecesario suplementar el aporte de estos bioelementos. Al subgrupo de los macrominerales pertenecen cuatro iones metálicos (Na⁺, Mg²+, K⁺ y Ca²⁺) y tres no metálicos (P, S, y Cl^–).

La palabra ión proviene del vocablo griego îon y se emplea para designar a un átomo, molécula o conjunto de moléculas que tienen una o más cargas eléctricas. Como ya dijimos, cuando la carga del ión es positiva se le denomina catión y se representa con el signo +; si la carga es negativa se llama anión y se utiliza el signo –; para representarla. Además y dependiendo del número de cargas, los iones pueden ser monovalentes como el catión Na⁺ y el anión Cl^–; o bien, divalentes como los cationes Ca²⁺ y Fe²⁺. Esta cualidad electroquímica de algunos bioelementos cuando están disueltos en el agua y las propiedades de permeabilidad selectiva de la membrana celular son determinantes de las concentraciones y del balance dinámico que para varios de estos iones se mantienen dentro y fuera de las células. El control y regulación de este balance o gradiente de concentración iónica, especialmente el de los cationes Na⁺ y K⁺ y del anión Cl^–, son fundamentales para la supervivencia de todos los sistemas biológicos. Sin embargo, para algunos autores, el calcio es el ión más valioso entre los elementos biogénicos. Además de ser el principal componente estructural de diversos tejidos (hueso, dientes, cartílago, etc.), el calcio es un elemento clave en la contracción muscular y la transmisión de los impulsos nerviosos, en la liberación de neurotransmisores, en la secreción de hormonas y otros productos de exportación celular, así como en la coagulación sanguínea y en la división celular.

Elementos traza y ultratraza

La importancia biológica de los elementos traza y ultratraza fue descubierta hacia finales del siglo XIX a partir de estudios de la microbiología, la botánica y la medicina veterinaria. Los requerimientos dietéticos de los elementos traza se ubican en el intervalo de los miligramos/día, mientras que los de los ultratraza son mil veces menores, es decir, del orden de los microgramos (µg/día). Los bioelementos traza incluyen otros cuatro iones metálicos que están en forma de cationes divalentes: Mn²⁺, Fe²⁺, Cu²⁺ y Zn².

Es importante destacar que la mayoría de los biometales son componentes esenciales de diferentes enzimas y otras proteínas celulares. De hecho, se ha estimado que aproximadamente la mitad de todas las proteínas sintetizadas por los organismos vivos son metaloproteínas, o sea, proteínas que contienen elementos metálicos en su estructura. Por ejemplo, el zinc desempeña un papel primordial en la función reproductiva y del sistema inmune, así como en la síntesis de los ácidos nucleicos, y se conocen cuando menos doscientas enzimas que contienen zinc en su sitio activo. Además, aproximadamente 3% de los genes en los mamíferos codifican para proteínas que contienen arreglos estructurales especializados llamados dedos de zinc. Estos “dedos”, o mejor dicho el espacio entre ellos, permiten la interacción específica de las proteínas que los contiene con el ADN para así regular el copiado o trascripción de los genes.

Hoy en día se propone que 19 elementos químicos de la tabla periódica pertenecen al subgrupo de los bioelementos ultratraza. Así, aunque en términos de su concentración los oligoelementos constituyen menos de 1% de los átomos presentes en los seres vivos (cuadro 2.1), por su número, ellos corresponden a más de 50% de todos los elementos biogénicos conocidos (ver figura 2.2). En orden creciente con respecto a su número atómico, los elementos ultratraza propuestos son: Li, B, Al, Si, V, Cr, Co, Ni, Ge, As, Se, Br, Rb, Mo, Cd, Sn, I, W y Pb. Existe acuerdo acerca de que 10 de ellos, B, Si, V, Cr, Co, Ni, As, Se, Mo y I, son efectivamente esenciales; mientras que, como ya se mencionó, el Al, el Li y el Pb son solamente elementos benéficos pero no esenciales. En los restantes, se cuenta con evidencias experimentales, si bien no definitivas, que apuntan a que efectivamente podría tratarse de bioelementos esenciales. Puede apreciarse que la mitad de los elementos ultratraza que son reconocidos como esenciales corresponde a elementos metálicos. Así, el número total de elementos biogénicos metálicos asciende a 13 (Na⁺, Mg²⁺, K⁺, Ca²⁺, V²⁺, Cr²⁺, Mn²⁺, Fe²⁺, Co²⁺, Ni²⁺, Cu²⁺, Zn²⁺ y Mo²⁺), y con excepción de sodio, magnesio y molibdeno, los restantes pertenecen al cuarto periodo (K Kr) de la tabla periódica. En la literatura especializada y para destacar su importancia funcional, al conjunto de biometales se le designa con el término metaloma. En este mismo contexto, en una clara analogía con los conceptos de genoma y proteoma, hoy en día se emplea el término metaboloma para referirse a la intricada red de procesos y mecanismos involucrados en la absorción, transporte, captura, almacenamiento, incorporación a biomoléculas (organificación), función, reciclado y eliminación de los bioelementos en los organismos vivos. Consecuentemente, tanto en el estudio de la nutrición humana y animal como en la agricultura, está ocurriendo una revolución conceptual y de enfoque analítico. Se trata de un nuevo enfoque o paradigma científico a partir del cual ha surgido la transdisciplina llamada metabolómica.

En suma, a la fecha se reconoce que para funcionar adecuadamente todos los organismos vivos requieren de 27 (quizá unos pocos más) elementos químicos naturales. Indiscutiblemente, es un número relativamente pequeño de átomos o ladrillos químicos, sobre todo si se compara con la enorme diversidad de organismos que caracterzan a la biosfera. A lo anterior habría que agregar que los cuatro bioelementos más abundantes en términos de su concentración celular (96%), son también los más ligeros y pequeños. Asimismo, es notable que poco más de la mitad de todos los bioelementos hasta ahora reconocidos sean relativamente más pesados y de mayor tamaño (excepto el boro) y, consecuentemente, que la mayoría de ellos sean también elementos traza o ultratraza. Por todo lo anterior se ha propuesto que la evolución y la selección de los elementos químicos biogénicos ocurrieron principalmente por presiones o restricciones inherentes a su reactividad y estabilidad química o termodinámica, y no tanto por razones de cuantía o abundancia. En este contexto de cantidad o abundancia versus reactividad/estabilidad química, como veremos con más detalle en el siguiente capítulo, es importante hacer notar que hasta ahora, entre todos los bioelementos reconocidos como tales, solamente hay dos aniones, ambos son halógenos; es decir, los dos pertenecen al grupo viia de la tabla periódica. Además, mientras que uno de ellos, el cloro, es el más abundante en el agua de mar y también está presente en la estratosfera; el otro, el yodo, es uno de los bioelementos ultratraza más escasos (ver cuadros 2.2, 2.3 y 2.4).

Cuadro 2.2. Los 10 elementos más abundantes en los océanos*

* Modificado de J. Emsley (2001).

** p. p. m., partes por millón por peso; es decir, miligramos del elemento por kilogramo de agua de mar (densidad promedio a 4°C = 1.028 g/ml). Aun en el caso de las concentraciones bajas, la cantidad total de los elementos disuelta en los océanos es tan vasta como los propios mares.

Cuadro 2.3. Los 10 elementos más abundantes en la litosfera*

* Modificado de J. Emsley (2001).

** p. p. m., partes por millón (mg/kg).

Cuadro 2.4. Los 10 elementos gaseosos más abundantes en la atmósfera*

* Modificado de J. Emsley (2001).

** p. p. m., partes por millón (mg/L).

Para saber más:

Angenault, J., Diccionario enciclopédico de química, 1a. ed. en español, México, Editorial Continental, 1998.

Audersik T., y G. Audersik, Biología. La vida en la Tierra, 4a. ed., México, Prentice-Hall Hispanoamericana, 1996.

Bloomfield, M. M., y L. J. Stephens, Chemistry and the Living Organisms, 6a. ed., Nueva York, John Wiley & Sons, 1996.

Emsley, J., Nature’s Building Blocks, Nueva York, Oxford University Press., 2001.

Expert Consultation WHO/FAO/IAEA, Trace Elements in Human Nutrition and Health, Génova, WHO, 1996.

Frieden, E., “The Chemical Elements of Life”, Scientific American, 227, 1972, pp. 52-60.

Mertz, W., “The Essential Trace Elements”, Science, 213, 1981, pp. 1332-1338.

____, “Review of the Scientific Basis for Establishing the Essentiality of Trace Elements”, Biol Trace Elem Res, 66, 1998, pp. 185-191.

Nielsen, F., “Ultratrace Elements”, en M. J. Sadler, J. J. Strain y B. Caballero (eds.), Encyclopedia of Human Nutrition, vol. 3, Londres, Academic Press, 1999, pp. 1884-1897.

Young, V. R., “Trace Element Biology: the Knowledge Base and its Application for the Nutrition of Individuals and Populations”, J Nutr, 133, 2003, pp. 1581S-1587S.

_______________________

¹ Mendeleev nació en Tobol'sk, Siberia. Era hijo del director de la escuela secundaria local, Iván Pavlovitch Mendeleev, y el más joven de 14 o 17 hermanos (la cifra exacta está sujeta a discusión). Tras la muerte de su padre y el incendio de la fábrica de vidrio que sostenía a la familia, el joven Dmitri Ivanovich, su hermana mayor, Elizabeth, y su tesonera madre, María Dmitrievna Korniliev, se trasladaron primero a Moscú y finalmente a San Petersburgo, en donde ingresó al Instituto Pedagógico Central para estudiar física y matemáticas. Concluyó sus estudios en 1855 con los máximos honores (medalla de oro) y viajó a Francia y Alemania para continuar su formación de posgrado. En 1860 asistió al Primer Congreso Internacional de Química en donde escuchó las propuestas del químico italiano Stanislao Cannizzaro (1826-1910), quien dos años antes había mostrado que utilizando las leyes publicadas en 1811 por el célebre físico, también italiano, Amedeo Avogadro (conde de Quaregna), se podían deducir los pesos atómicos de los gases y del resto de elementos. En 1861, Mendeleev regresó a San Petersburgo llevando consigo una copia de la tabla de pesos atómicos de Cannizzaro. Con esta información ideó una forma de organizar los elementos hasta entonces conocidos. Los colocó en orden según su peso atómico y luego los agrupó en filas y columnas, basado en sus propiedades químicas y físicas. De esta forma descubrió un patrón en sus valencias que mostraban una secuencia repetitiva y que las columnas agrupaban elementos con la misma valencia, cuyas propiedades químicas tienden a ser semejantes. [regresar]

CAPÍTULO 3.
LOS HALÓGENOS Y LA SAL DE LA VIDA

La vida no se distingue por sus constituyentes químicos, sino

por el comportamiento de estos componentes. La pregunta ¿qué

es la vida?, es una trampa lingüística. De acuerdo con las reglas

de la gramática, habría que responder con un nombre, una

cosa. Pero la vida… más que un nombre, es un verbo. Se repara,

se mantiene, se recrea, y se trasciende a sí misma.

L. Margulis y D. Sagan, 1996.

HALÓGENOS Y MEDIO INTERNO

Alrededor de 25 elementos químicos naturales son esenciales para todas las formas de vida conocida. Estos bioelementos, independientemente de la manera en la cual se encuentre estructurado el organismo, subyacen y son parte del carácter vivo del sistema. En otras palabras: los bioelementos son los componentes básicos de la vida y es su compleja e incesante interacción la que determina tanto la organización o genotipo como la estructura o fenotipo del individuo. Entre estos átomos biogénicos destacan los pertenecientes al grupo VIIA de la tabla periódica, los cuales se conocen con el nombre genérico de halógenos. Sin embargo, antes de ocuparnos de este grupo particular de bioelementos, es importante subrayar una noción que ha sido fundamental en el desarrollo de la biología contemporánea. Los orígenes de este concepto se remontan a los trabajos del precursor de la medicina experimental, el gran fisiólogo francés Claude Bernard (1813-1878). En su célebre Introduction à l’etude de la médicine expérimentale (París, 1865), Bernard propuso que “en los seres vivos complejos (elevados) hay por lo menos dos medios que considerar: el medio exterior o extraorgánico y el medio interior o intraorgánico”.

Bernard acuñó el término milieu interieur o “medio interno” para referirse a “todos los líquidos circulantes, el líquido sanguíneo y los fluidos intraorgánicos”, y enfatizó que no obstante su diversidad, “todos los mecanismos vitales tienen por objeto mantener la constancia de dicho medio interno”. Estas ideas seminales acerca de la constancia del medio interno y los mecanismos que contribuyen a preservarla, fueron asimiladas y desarrolladas por otros investigadores a lo largo del siglo XX. En 1929, el fisiólogo estadounidense Walter B. Cannon (1871-1945) propuso el conocido vocablo homeostasis (del gr. hómoios, semejante, y stásis, estabilidad), para referirse “a los procesos fisiológicos coordinados, de los cuales resulta el mantenimiento de esta estabilidad”. El propio Cannon señala que la palabra homeostasis “no representa en modo alguno la idea de inmovilidad, de estancamiento. Se refiere a una condición que por su propia variación permanece relativamente constante”.

Homeostasis y homeorresis

Así, a lo largo del siglo XX se sentaron las bases para empezar a comprender una de las características operacionales más conspicuas de los sistemas biológicos: su capacidad para autorregular y conservar, dentro de ciertos límites, estados que bien podemos llamar enantiomórficos (del griego enantíos, opuesto o adverso, y morphé, forma) o de interacción complementaria entre opuestos. Hoy en día se reconoce que todos los organismos vivos son sistemas dinámicos complejos y no lineales, alejados del equilibrio termodinámico, que mantienen un estado relativamente estable, precisamente una homeostasis, mediante la instalación y operación simultánea de respuestas y mecanismos adaptativos que paradójicamente varían alrededor de un objetivo. En otras palabras: la homeostasis o estabilidad relativa se alcanza mediante la variación, como sucede con los cambios en la forma de los órganos del embrión hasta adquirir su estructura relativamente estable. Llamar a estas variaciones estabilizadas, que transcurren en una ruta definida, cambios homeorréticos (del griego rhéos, flujo o cambio) o de cambio estabilizado correspondió precisamente a un eminente embriólogo, Conrad H. Waddington (1905-1975). Al desarrollo de estas ideas sobre cómo operan los mecanismos homeorréticos en los sistemas biológicos, han contribuido, principalmente, las teorías de la información (Claude E. Shannon, 1916-2001) y del control o cibernética (Norbert Wiener, 1894-1964), así como la teoría de las estructuras disipativas y los sistemas alejados del equilibrio termodinámico (Ilya Prigogine, 1917-2003, Premio Nobel de Química 1977). En 1948, los teoremas de Shannon mostraron que la información es una medida del orden y que paradójicamente, dentro de ciertos límites, el ruido o redundancia contenido en un mensaje, reduce la incertidumbre o entropía (desorden) y aumenta la probabilidad de conocer o decodificar la información. Estas nociones sobre el determinismo y la probabilidad fueron complementadas por Wiener, un prodigioso matemático que se doctoró en Harvard antes de cumplir los 19 años de edad, y cuyo padre era un prestigiado filólogo y profesor de lenguas eslavas en la misma universidad. En el terreno de la biología, los trabajos de Wiener mostraron que entre los mecanismos de control y regulación homeostática de los sistemas vivos, son primordiales las asas informáticas cerradas de retro y anteroalimentación (de los vocablos en inglés, feedback y feedforward, respectivamente). Posteriormente, los trabajos del fisicoquímico ruso-belga Prigogine acerca del orden y el desorden en sistemas fisicoquímicos relativamente complejos, permitieron comprender que los organismos vivos son sistemas dinámicos e inestables que tienden a mantenerse en un estado estacionario y fluctuante (homeostasis y homeorresis), que les permite, simultáneamente, generar estructuras disipativas y mayor complejidad y autoorganización.