Los científicos para lograr conocer la estructura del universo a su escala más grande, deben retroceder en el tiempo, centrando sus teorías en el momento en que todo comenzó. Para ello, como  todos sabéis, se han formulado distintas teorías unificadoras de las cuatro fuerzas de la naturaleza, con las cuales se han modelado acontecimiento y condiciones en el universo primitivo casi a todo lo largo del camino hasta el principio.

Pero cómo se supone que debió haber habido un «antes», aparece una barrera que impide ir más allá de una frontera que se halla fijada a los 10^-43 segundos después del Big Bang, un instante conocido como «momento de Planck», en homenaje al físico alemán Max Planck.

Esta barrera existe debido a que antes del momento de Planck, durante el período llamado la «era de Planck o cuántica», se supone que las cuatro fuerza fundamentales conocidas de la naturaleza eran indistinguibles o se hallaban unificadas , que era una sola fuerza.

Aquella única fuerza unificada se desgajo en las cuatro ahora conocidas y la Gravedad caminó sola

La cuántica y la Gravedad se muestran irreconciliables, están en “universos” diferentes

Aunque los físicos han diseñado teorías cuánticas que unen tres de las fuerzas, una por una, a través de eras que se remontan al momento de Planck, hasta ahora les ha sido prácticamente imposible armonizar las leyes de la teoría cuántica con la gravedad de la relatividad general de Einstein, en un sólo modelo teórico ampliamente convincente y con posibilidades claras de ser contrastado en experimentos de laboratorio y, mucho menos, con observaciones.

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Estrella binaria:

Par de estrellas unidas por su atracción gravitatoria mutua y orbitando en torno a su centro de masas común, en contraposición a una doble óptica, que no esta ligada gravitatoriamente. Una binaria visual es aquella que se puede resolver visual o fotográficamente, mientras que una binaria astronómica es detectable únicamente por las irregularidades en el movimiento propio de alguna de las estrellas visibles. En las binarias eclipsantes son los eclipses los que aportan evidencias directas de la existencia de un compañero, mientras que en las binarias espectroscópicas son los desplazamientos Doppler de las líneas espectrales.

Sabiendo todo lo que el Universo contiene… ¡Decir imposible es…. imposible!

En otros artículos hablabámos de la posible estrella de Quark, una rareza y, aquí podemos ver un Sistema de estrellas binarias múltiples Los períodos orbitales de las binarias varían entre minutos y cientos de años. Las binarias con componentes muy próximos entre sí se subdividen de acuerdo a cuánto llena cada componente su lóbulo de Roche, dando lugar a binarias separadas, semiseparadas y de contacto. Las últimas dos categorías incluyen a las binarias en interacción, en las que existe una transferencia de masa. Muchas binarias son también estrellas variables, siendo las más importantes las distintas formas de binarias cataclísmicas, las supernovas de tipo I y ciertas fuentes variables de rayos X.

En ocasiones, las binarias llegan a estar tan cerca que, finalmente, se produce el contacto,

Estrella “capullo”:

Estrella Capullo (arriba la podemos contemplar) aparece rodeada por una densa nube de gas y polvo que absorbe parte de la energía radiante de la estrella y la reemite en longitudes de onda infrarrojas. En casos extremos la estrella puede estar completamente oscurecida ópticamente, siendo sólo una fuente infrarroja. Las fuentes OH-IR son ejemplos de estrellas “capullo “.

Estrella con baja velocidad:

Estrella cuya velocidad relativa a las estrellas de la vecindad solar es pequeña, y que, por tanto, se haya en una órbita similar a la de estas alrededor del centro galáctico.

En la imagen de arriba la supertierra descubierta en la estrella más cercana al Sol

Estrellas Binarias de baja velocidad

Estrella con envoltura:

Eta Carinae es una estrella con envoltura de muchas masas solares a punto de… ¡convertirse en Supernova! Lo evita eyectando material al espacio interestelar, toda vez que presionada por su propia radiación está siempre en dificultad y en el límite de explotar. Así puede durar siglos, o, por el contrario, explosionar mañana mismo.

Estrella cuyo espectro (normalmente de tipo B) contiene prominentes líneas de absorción que se originan en una capa de material que rodea a la estrella. Si es variable, la estrella se clasifica como una estrella Gamma Cassiopeiae , en la que la eyección de una envoltura está acompañada por una disminución del brillo temporal.

Estrella con exceso de ultravioleta:

Estrella que presenta un exceso de radiación ultravioleta en comparación con las estrellas normales. Un exceso de ultravioleta puede ser utilizado para identificar estrellas O y B calientes, enanas blancas y objetos rodeados por un disco de acreción, como estrellas de neutrones y agujeros negros.

Estrella de alta velocidad:

Estrella que se mueve a más de 65 km/s en relación al movimiento promedio de otras estrellas en la vecindad del sol (el estándar local de reposo). Las estrellas de alta velocidad son miembros del halo galáctico, moviéndose en órbitas altamente elípticas alrededor del centro galáctico.

Sus altas velocidades relativas tienen su origen en el hecho de que están atravesando el disco galáctico y no comparten la rotación del sol y de sus otras estrellas vecinas alrededor del centro galáctico. Dichas estrellas pudieron haberse formado en las etapas tempranas de la historia de la Galaxia, o pueden ser los restos de galaxias menores que se han fusionado a la nuestra.

Estrella de baja luminosidad:

Término vago que puede comprender a las enanas rojas, las subenanas, las enanas blancas y las enanas marrones. La dificultad en detectar estrellas de baja luminosidad hace que el número total de ellas sea incierto. No obstante, pueden constituir una fracción significativa de la masa total de la Galaxia.

Estrella de baja masa:

Término vago, que en algunas ocasiones incluye a las estrellas con masas ligeramente mayores que la del Sol, y en otras es utilizado sólo para las estrellas de menos de unas pocas décimas de masas solares, aunque todavía con suficiente masa como para quemar hidrógeno en sus núcleos (es decir, al menos 0,08 masas solares). La primera definición distingue a las estrellas con núcleos radiactivos de las estrellas de masas mayores con núcleos convectivos; la segunda restringe el término a las enanas rojas.

Estrella de bario:

Estrella gigante roja de tipo espectral G o K en la que aparecen en el espectro elementos más pesados como el bario con una abundancia inusualmente alta; conocida también como estrella B ll o estrella de metales pesados. El helio que se quema en una capa alrededor del núcleo produce los elementos más pesados. Las estrellas de bario son similares a las *estrellas CH, si bien son más ricas en metales y no tienen suficiente carbono como para ser consideradas * estrellas de carbono.

Estrella de bariones:

Estrella compuesta principalmente por bariones. En la práctica el término es un sinónimo de estrella de neutrones, ya que la repulsión eléctrica de los protones rompería una estrella de protones pura.También nos viene la idea de estrellas de Quarks que no han sido encontradas… ¡Todavía!

Estrella de campo:

Estrella que es visible en el mismo campo de visión que un cúmulo de estrellas, aunque no pertenece al mismo, estando o bien más próxima a nosotros o más distante. Análogamente, una galaxia de campo se encuentra en la misma línea de visión que un grupo de galaxias aunque no es un miembro del mismo.

Las estrellas de Carbono son abundantes en nuestro Universo

Estrella de carbono:

Estrella gigante roja fría en una etapa avanzada de su evolución, mostrando intensos rasgos característicos del carbono en forma de bandas de CN, CH y C2 en su espectro; también conocida como estrella de tipo espectral C. En las estrellas de carbono, la abundancia de carbono es mayor que la de oxígeno. La presencia adicional de litio indica que estos elementos han sido producidos mediante reacciones nucleares en el núcleo de la estrella y que están siendo ahora transportados por convección hacia su superficie.

Una famosa estrella de Carbono

R Leporis es una estrella variable, de Carbono. Descubierta en 1.845 por el astrónomo inglés John Russell Hind, va oscilando desde la magnitud 5.5 hasta 11.7, en periodos constantes de 427.07 días, o sea, unos 14 meses. Se trata de una estrella de carbono, tipo espectral C6II, de un marcado color rojo conocida como la estrella carmesí de Hind, en honor a su descubridor, quien al observarla desde elocular de su telescopio, la comparó a una gota de sangre.

Dado que el carbono sólo puede ser producido por el proceso triple-alfa a temperaturas muy altas, estas estrellas deben de estar muy evolucionadas. Estos raros pero luminosos objetos incluyen a las antiguas tipos R (gigantes de tipo K con temperaturas de 4000-5000 K) y N (gigantes de tipo M aunque más frías, con unos 3000K), que fueron introducidos en la clasificación de Harvard. Las estrellas de carbono de tipo N pueden ser hasta 10 veces más luminosas que las de tipo R.

Estrella de circonio:

Un tipo de estrella muy raro que tiene abundancia de ese material que le da nombre.

Proto estrella:

Este tipo de expulsiones han sido observadas antes en otras estrellas en formación, lo que hace pensar a los astrónomos que todas las estrellas pasan por este proceso. Los lanzamientos de hidrógeno y oxígeno en la estrella provocan grandes ondas alrededor de la misma, y el fenómeno podría ser el responsable de la existencia de agua en el universo.

Estrella de estroncio:

Por primera vez, un elemento pesado recién formado, el estroncio, se ha detectado en el espacio. Ha sido tras la fusión de dos estrellas de neutrones y fue observado por el espectrógrafo X-shooter de ESO, instalado en el VLT (Very Large Telescope). La detección confirma que los elementos más pesados del universo pueden formarse en fusiones de estrellas de neutrones, proporcionando una de las piezas que faltaban al rompecabezas de la formación de elementos químicos. Estos resultados se publican hoy en la revista Nature.

Forma de estrella Ap con líneas de estroncio más intensas de lo habitual en su espectro. Estrellas viejas con niveles extrañamente altos de elementos raros como el estroncio y el itrio.

Estrella de helio:

Núcleo de una estrella que fue masiva (con más de 12 masas solares originalmente) y que ha evolucionado y perdido su envoltura rica en hidrógeno. La pérdida del hidrógeno puede ocurrir bien por medio de un intenso viento estelar, como en las estrellas Wolf-Rayet, o bien por transferencia de masa a un compañero, siempre que este se encuentre cerca de la primaria.

Se espera que las estrellas de helio evolucionen de la misma manera que los núcleos de las estrellas masivas, produciendo un núcleo de hierro que colapsa para generar una explosión de supernova de tipo Ib o Ic, dependiendo de la masa de la estrella.” Estrella de helio “es también un término obsoleto para referirse a una estrella d tipo B normal.

Estrella de la población I extrema:

Estrellas en formación

Estrella que pertenece a la población estelar más joven. Como una estrella T Tauri, una estrella recién llegada a la secuencia principal de edad cero, o una estrella OB masiva con su región H II asociada. Dichas estrellas tienen altas abundancias de metales (similares a las del Sol o mayores).

Se encuentran en regiones localizadas del disco galáctico, notablemente en los brazos espirales, donde la formación de estrellas ha tenido lugar muy recientemente.

Estrella de la población intermedia:

Estrella con propiedades intermedias entre las viejas de la Población II del halo galáctico y las jóvenes de la Población I del disco galáctico. Su abundancia en metales pesados es intermedia entre la de las dos poblaciones, y se encuentran distribuidas en un grueso disco que se extiende por encima y por debajo de un fino disco en el que se encuentran las estrellas de la población del disco.

A la derecha Era Carinae expulsa masa para no morir

Una estrella que tenga una masa cercana a las 100 masas solares está en peligro y le puede ocurrir como a la que, arriba en la imagen podemos ver, será destruida por su propia radiación y, ni la fuerza de Gravedad puede mantenerla estable.

Gigante roja como Betelgeuse

Estrella de la rama gigante asintótica:

Son estrellas evolucionadas, viejas gigantes rojas a las que les queda poco helio y pronto morirán. Es por eso que la observación de L2 Puppis proporciona datos de los últimos momentos en la evolución estelar. Como estrella del tipo que es, es normal que muestre algo de material a su alrededor.

Estrella que ocupa una franja en el diagrama de Hertzsprung-Russell que es casi paralela a, o justo por encima de, la rama de las gigantes. Las estrellas evolucionan desde la rama horizontal a la rama gigante asintótica cuando han agotado el helio en su núcleo y lo están quemando en una capa alrededor de este.

Los investigadores han observado un centenar de esos cuerpos celestes ricos en rubidio, conocidos como estrellas de la rama asintótica  gigantes. La variedad de estrellas (en sus componentes)m existentes en el Universo es inmensa. Incluso las tenemos que son auténticas diamantes.

Estrella de litio:

Estrella gigante inusual de tipo espectral G, K o M que presenta litio en su espectro. Las reacciones nucleares en o cerca del núcleo de la estrella evolucionada producen berilio, que es transportado por convección a las capas superiores, donde captura un electrón para convertise en litio.

El término es en ocasiones aplicado para referirse a las estrellas T Tauri (que son muy jóvenes y todavía en formación); en estos casos el litio es probable que se hallara en el gas del cual se formó la estrella, y será pronto destruido una vez que la estrella alcance la secuencia principal.

Estrella de mercurio-manganeso:

Estrella químicamente peculiar con una proporción inusualmente alta de manganeso y mercurio con respecto de hierro y una temperatura correspondiente al tipo espectral B tardío. Son estrellas de la secuencia principal, similares a las estrellas Ap, aunque sin evidencias de campos magnéticos intensos.

Estrellas múltiples:

Estrella de metales pesados: Son las que tienen planetas como la Tierra. La colisión de estas estrellas produce el oro y el platino.

Gigante con cantidades inusuales de elementos pesados en su espectro, como las estrellas de bario o las estrellas S.

Estrella de neutrones:

Estrella masiva que al final de sus días se contrae en estrella de neutrones. Son objeto extremadamente pequeño y denso que se cree que se forma cuando una estrella masiva sufre una explosión de supernova de tipo II. Durante la explosión el núcleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, a una densidad de unos 10 con exponente 17 k/m3, los electrones y los protones están tan juntos, que pueden combinarse para formar neutrones.

https://www.youtube.com/watch?v=5pGXqrovaFo

El objeto resultante, consistente sólo en neutrones, se soporta frente a un mayor colapso gravitacional por la presión de degeneración de los neutrones, siempre que su masa no sea mayor que unas dos masas solares (límite de Oppenheimer-Volkoff).

Si el objeto fuese más masivo colapsaría hasta formar un agujero negro. Una típica estrella de neutrones, con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de apenas 30 km, y una densidad mucho mayor que la que habría en un terrón de azúcar con una masa igual a la de toda la humanidad.

Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones, menor es su diámetro. Se cree que las estrellas de neutrones tienen un interior de neutrones superfluitos (es decir, neutrones que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeados por una corteza sólida de más o menos un kilómetro de grosor compuesta de elementos como el hierro.

Los pulsares son estrellas de neutrones magnetizadas en rotación. Las binarias de rayos X masivas también se piensa que contienen estrellas de neutrones.

Estrella de quarks:

Estrella hipotética con una densidad intermedia entre la de una estrella de neutrones y la de un agujero negro. Dichas estrellas estarían constituidas por quarks libres. Las fuerzas entre los quarks compensan las fuerzas gravitacionales. Es improbable que las estrellas de quarks existan en la naturaleza, pero algunos modelos de núcleos de estrellas de neutrones sugieren que los neutrones (y los protones) dejan de ser estados ligados para formar un caldo de quarks.

Estrella de referencia:

Estrella cuya posición y -o movimiento propio son conocidos, de manera que puede ser utilizada para definir un sistema de referencia local para las posiciones relativas o los movimientos propios de otras estrellas situadas en la misma área del cielo.

Despues de la Luna y el Sol vino Vega, la primera estrella en ser fotografiada. Fue un trabajo conjunto del astrónomo William Cranch Bond, primer director del Harvard College Observatory, y John Adams Whiple, inventor y fotógrafo americano, pionero en el desarrollo de la astrofotografía y la fotografía nocturna. Ellos también usaron un daguerrotipo para el “retrato” de Vega.

Estrella de silicio: Tipo de estrella Ap en la que hay una abundancia de silicio mayor de la normal.

Estrella Supermasiva:

“La masa estelar es el atributo más importante de una estrella. Junto a la composición, la masa determina su luminosidad, su tamaño y, en última instancia, su destino.”

Viendo estas imágenes podríamos tener un sentimiento de humildad, y, por otra parte, también podríamos pensar que, las estrellas, por muy grandes que puedan ser… ¡No tienen sentimientos, ni ideas, ni pensamientos.

Un peculiar Horizonte de Sucesos en el Centro de una Galaxia

La estrella supermasiva cuando se convierte en un agujero negro se contrae tanto que, realmente desaparece de la vista, de ahí su nombre de “agujeros negros”.  Su enorme densidad genera una fuerza gravitatoria tan descomunal que la velocidad de escape supera a la de la luz, por tal motivo, ni la luz puede escapar de él.  En la singularidad, dejan de existir el tiempo y el espacio, podríamos decir que el agujero negro está fuera, apartado de nuestro Universo, pero en realidad, deja sentir sus efectos, ya que, como antes dije, se pueden detectar las radiaciones de rayos X que emite cuando engulle materia de cualquier objeto estelar que se le aproxime más allá del punto límite que se conoce como Horizonte de Sucesos.

También las hay de Rubidio

Estrella de tecnecio:

Estrella M o estrella de carbono que contiene isótopos de tecnecio. Dado que el isótopo de tecnecio de más larga vivaque puede ser creado por la nucleosíntesis estelar tiene una vida media de 210.000 años, este material debió de haberse creado recientemente en el interior de la estrella y más tarde llevado hacia su superficie.

Estrella de tipo intermedio: Término empleado en ocasiones para referirse a las estrellas con tipos espectrales F o G.

Estrella de tipo tardío:

Estrella con una temperatura superficial más fría que la del Sol, con un tipo espectral K, M, C o S; a menudo, también se incluyen las estrellas G en esta categoría. Las estrellas de tipo tardío pueden ser o bien de baja masa, si son de la secuencia principal, o más masivas que el Sol, si son gigantes o supergigantes. La designación “tardío “proviene de la época en la que se pensaba incorrectamente que las estrellas con espectros K o M eran viejas y evolucionadas.

Estrella de tipo temprano:

Cualquier estrella masiva y caliente de tipo espectral O, B o A. La designación “temprano” deriva de una antigua idea errónea de que las estrellas evolucionaban desde un estado caliente y joven a un estado frío y viejo. El término también se utiliza para referirse al tipo más caliente de cada clase espectral; por ejemplo, una estrella K1 es más temprana que una estrella K5.

Estrella del polo:

La estrella visible a simple vista más próxima a los polos celestes Norte y Sur. La estrella del polo norte es en la actualidad Polaris, y la estrella del polo Sur es Sigma Octantis. No obstante, la posición del polo celeste (y, por tanto, a estrella del polo) cambia con el tiempo debido al efecto de la precesión.

Estrella doble:

Dos estrellas que aparecen próximas entre sí en el cielo. Dichos pares pueden dividirse en dos clases:

Dobles ópticas, donde las componentes no están gravitacionalmente ligadas, y dobles físicas, en las que las estrellas se hayan orbitando en torno a un baricentro común. El término “estrella doble” está restringido frecuentemente al primer grupo, mientras que el término estrella binaria es empleado para el segundo. De hecho, las dobles ópticas son relativamente poco comunes, y la mayoría de las dobles son realmente auténticos sistemas binarios

Si miramos las estrellas en una noche oscura, y las vemos titular como si quisieran decirnos alguna cosa, tenemos que pensar que gracias a ellas estamos aquí, allí se fabricaron los materiales de los que están hechos los seres vivos-

Una estrella hace posible la vida en la Tierra. Las estrellas son mucho más que puntitos brillantes en el cielo, en ellas se “fabrican” los materiales de los que están hechos los mundos..

Me gustaria haber hecho este viaje más completo y con más imágenes de estrellas que representaran a cada una de las clases que en las galaxias existen, sin embargo, diversas circuntancias me impiden llevarlo a la práctica. De todas las maneras y, como una muestra de la riqueza que existe en la familia estelar, creo que está bien para comprender que, el inmenso Universo, siempre nos sorprenderá con su contenido y las maravillas que en él están presentes.

emilio silvera.

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Está bien asentado hoy el conocimiento de que la Tierra y la Luna, al igual que el resto del Sistema solar, se formó hace ahora unos cuatro mil quinientos millones de años. En algún momento de los primeros mil millones de años de la existencia de la Tierra, la vida hizo su aparición sobre la superficie de nuestro planeta.

La Ciencia no ha podido saber nunca cómo sucedió porque hemos perdido el registro de aquellos primeros años. Muchas de las rocas más viejas de la Tierra han sido eliminadas por los vientos y las aguas y empujadas por las correntías de las intensas lluvias hacia los océanos.

Por otra parte, la lava de las frecuentes erupciones volcánicas cubrieron la mayor parte de las evidencias de vida en el pasado. Sobre la Tierra no quedan vestigios de esos mil primeros millones de años de su historia. Aquel período mágico en el que pudo surgir la vida que, no fue, precisamente de manera espontánea, sino que, se debió a complejos procesos bioquímicos que dieron lugar a una especie de protoplasma de la vida, a partir del cual, surgieron las primeras células vivas replicantes.

La célula viva es un sistema dinámico, en cambio constante en el cual las sustancias químicas se tornan ordenados por un tiempo en estructuras microscópicas, tan solo para disolverse nuevamente cuando otras moléculas se juntan para formar los mismos tipos de estructuras nuevamente, o para sustituirlas nuevamente en la misma estructura. Las organelas de las cuales las células están hechas no son más estáticas que la llama de una vela.

En cualquier instante, la vela exhibe un patrón dinámico de casamientos y divorcios químicos, de procesos que producen energía y procesos que la consumen, de estructuras formándose y estructuras desapareciendo. La vida es proceso no una cosa.

¿Cómo ese proceso ordenado llegó a existir? Una vez que la célula es una entidad altamente ordenada y no aleatoria (evitando, la torpe regularidad de un cristal), se puede pensar en ella como un sistema que contiene información. La información es un ingrediente que adicionado, trae a la vida lo que serían átomos no vivos. ¿Cómo – nos preguntamos-la información puede ser introducida sin una inteligencia creativa sobrenatural? Este es el problema que la ciencia aún tiene que responderse, lo que colocaría a Dios en la categoría de completamente desempleado.

La vida, seguramente, fue el resultado de los mismos procesos químicos y físicos que formaron los océanos y la corteza continental de nuestro planeta. Sin embargo, la vida es distinta porque puede experimentar evolución darwiniana.

La selección natural ha desempeñado un papel fundamental en la evolución de plantas y animales durante los primeros tiempos de la historia de nuestro planeta, pero también dirigió la evolución química que hizo posible la propia vida. A grandes rasgos entendemos cómo pueden haber evolucionado las moléculas a partir de precursores simples presentes en la Tierra joven. Sin embargo, sigue siendo un misterio cómo las proteínas, los ácidos nucleicos y las membranas llegaron a interaccionar de forma tan compleja.

Según todos los indicios, en los primeros años del planeta, los continentes que hoy conocemos estaban todos unidos formando la denominada Pangea. El movimiento de las placas tectónicas terrestres logró que estos se separaran y, con el transcurso de millones de años, llegaron a adquirir la moderna forma que hoy conocemos. En todo ese transcurrir y, mientras tanto, una serie de condiciones nuevas aparecieron para hacer posible el surgir de la vida.

Microfósiles de sedimentos marinos. “Microfósil” es un término descriptivo que se aplica al hablar de plantas o animales fosilizados cuyo tamaño es menor de aquel que puede llegar a ser analizado por el ojo humano. Normalmente se utilizan dos rasgos diagnósticos para diferenciar microfósiles de eucariotas y procariotas.

A partir de todos los fragmentos que la ciencia ha podido ir acumulando, ¿qué tipo de planeta podemos recomponer y qué procesos tuvieron que darse para que, la vida, tal como la conocemos pudiera surgir? Sin temor a equivocarnos podemos afirmar que, cuando se formó el mar de Warrawoona la Tierra ya era un planeta biológico.

“Los estromatolitos son estructuras organo-sedimentarias laminadas carbonatadas (no existen estromatolitos con una composición mineral mayoritaria que no sea carbonática) desarrolladas en aguas someras, tanto marinas como continentales, que crecen adheridas al sustrato y emergen verticalmente del mismo, produciendo estructuras de gran variedad morfológica, volumétrica y biogeográfica. Estas estructuras se forman por la captura y fijación de partículas carbonatadas llevada a cabo por colonias de microorganismos fotosintéticos que, durante la fotosíntesis, liberan oxígeno y retiran de la atmósfera grandes cantidades de dióxido de carbono para producir carbonato. Los primeros estromatolitos aparecieron hace unos 3.800 – 3.500 Ma y, aunque las especies de microorganismos productores hayan cambiado, en la actualidad aún siguen existiendo.”Australia. Autor: desconocido.”

 

Además, las mediciones de isótopos de carbono indican que ya podía haber comenzado la gran liberación ecológica de la fotosíntesis. No podemos tener la certeza si entre los microorganismos de aquel entonces había cianobacterias reproductoras de oxígeno, pero la presencia de cualquier tipo de organismo fotosintético en el océano de Warrawoona es de por sí muy informativa, pues nos permite colocar un punto de calibración en el árbol de la vida.

Se encontró evidencias de la vida más antigua de la Tierra

Son la evidencia de vida más antigua que se conoce en la Tierra. Las rocas ígneas más antiguas de la Tierra están en Groenlandia y tienen 3800 millones de años. Los estromatolitos más antiguos son de Warrawoona, Australia y tienen unos 3500 millones de años (Precámbricos – Arqueanos). La edad de la Tierra como planeta acrecionado se calcula en 4500 millones de años. La teoría dice que, dadas las condiciones en esa época, los primeros habitantes de la Tierra debieron ser organismos unicelulares, procariontes, y anaerobios. Por tanto, los estromatolitos forman parte del registro fósil más importante de la vida microbiológica temprana. Pero además, vida microscópica fototrófica.

En la nueva concepción de la evolución microbiana que simboliza el árbol, los organismos fotosintéticos aparecen relativamente tarde y se diversifican mucho después del origen de la vida y de la divergencia de los principales dominios de la biología. Si la materia orgánica de Warrawoona es producto de la fotosíntesis, hay que concluir que para entonces la evolución de la vida ya debía llevar en marcha un buen tiempo.

Las observaciones geológicas indican que hace tres mil quinientos millones de años la atmósfera de la Tierra contenía nitrógeno, dióxido de carbono y vapor de agua, pero muy poco oxígeno libre. La mayoría de las inferencias acerca de ambientes antiguos se realizan a partir de pistas sutiles que nos proporcionan la geoquímica; la signatura sedimentaria del oxígeno, sin embargo, es muy llamativa: bandas de color rojo vivo en rocas con silex ricos en hermatita (Fe₂ O₃), un mineral de óxido de hierro.

En esta imagen que nos enseña un paisaje que me es muy familiar, podemos ver una excavación al aire libre, en las Minas de Rio Tinto (Huelva) nos deja al descubierto los estratos en distintas capas a lo largo de miles de millones de años. El mineral de óxido de hierro está presente formando el llamado hierro en bandas (FHB) no se forman en los océanos actuales. De hecho, salvo una importante excepción, no se acumulan desde hace 1.850 millones de años. Durante la primera mitad de la historia de la Tierra, en cambio, las FHB fueron un componente común en los sedimentos marinos..

La razón por la cual las FHB no se forman en la actualidad es que el hierro que llega a los océanos se encuentra de inmediato con el oxígeno y precipita en forma de óxido de hierro; en consecuencia, la concentración de hierro en el agua de mar de los océanos actuales es extraordinariamente baja. En los mares del eón Arcaico, las FHB de las sucesiones sedimentarias debieron formarse por reacción del hierro con el oxígeno, ayudadas quizá por bacterias. Alternativamente, es posible que el hierro fuese oxidado por la radiación ultravioleta ya que ésta, al no existir un escudo de ozono eficaz, penetraba hasta la superficie del océano. Todo esto nos lleva a saber que, en el pasado, la atmósfera y los océanos contenían mucho menos oxígeno que en la actualidad.

El Rio Tinto ya era rojo antes de que lo descubriera el hombre

Vivir en un infierno ácido y, sin embargo, ahí encontró la NASA formas de vida inimaginables

Todavía los expertos de la NASA, se preguntan como pudieron hallar múltiples formas de vida en estas aguas de Rio Tinto, cargadas de elementos pesados con un PH imposible para la vida, y, sin embargo, ahí están. Ricamente instaladas en un entorno imposible que nada le tiene que envidiar a cualquier paraje marciano.

En la actualidad, nuestros conocimientos de la vida y ambientes arcaicos son a un tiempo frustrantes y emocionantes: frustrantes por las pocas certezas que tenemos y, sólo muchas hipótesis a partir de los datos dispersos que se van obteniendo, emocionante porque sabemos algo, por poco que esto pueda ser, es estimulante contar con un punto de partida que nos permita continuar en el estudio y la observación, seguir experimentando para que, algún día, sepamos a ciencia cierta, de donde pudo venir la vida.

Es verdad que las rocas más antiguas que podemos identificar nos indican la presencia de organismos complejos ¿qué clase de células vivían en aquellos tiempos aún más lejanos? En última instancia, ¡cuál será el verdadero origen de la vida?

La Tierra es el tercer planeta del Sistema Solar. Esta situación orbital y sus características de masa la convierten en un planeta privilegiado, con una temperatura media de unos 15º C, agua en forma líquida y una atmósfera densa que pudo evolucionar, con oxígeno y otros ingredientes, condiciones imprescindibles para el desarrollo de la vida.

La creencia general es que hace unos 4.600 millones de años la corteza de la Tierra comenzó a consolidarse y las erupciones de los volcanes empezaron a formar la atmósfera, el vapor de agua y los océanos. El progresivo enfriamiento del agua y de la atmósfera permitió el nacimiento de la vida, iniciada en el mar en forma de bacterias y algas, de las que derivamos todos los seres vivos que habitamos hoy nuestro planeta tras un largo proceso de evolución biológica.

Aun los organismos más simples son máquinas moleculares extraordinariamente sofisticadas. Las primeras formas de vida tenían que ser muchísimo más sencillas. Necesitamos encontrar una familia de moléculas lo bastante simples como para formarse por procesos químicos y lo bastante complejas como para servir de cimiento a la evolución de las células vivas. Una molécula capaz de contener información y estructura suficientes como para replicarse a sí mismas y, al cabo, para dirigir la síntesis de otros componentes que puedan canalizar la replicación con una eficiencia cada vez mayor.

ESTRUCTURA DE LA CÉLULA BACTERIANA

Las moléculas, en fin, que pudieran iniciar una trayectoria evolutiva que permitiera a la vida emanciparse de los procesos físicos que le dieron nacimiento, sintetizando las moléculas necesarias para el crecimiento en lugar de incorporarlas de su entorno y captando energía química o solar para alimentar el funcionamiento de la célula.

El descubrimiento de las enzimas de ARN, o ribosomas, realizado de forma independiente y aproximadamente al mismo tiempo por el bioquímico de Yale Sidney Altman, tuvo un efecto catalítico sobre el pensamiento acerca del origen de la vida.

Los enzimas de ARN (llamadas “ribozimas” o “aptazimas”) son moléculas de ARN capaces de autorreplicarse a temperatura constante en ausencia de proteínas. Utilizan la llamada replicación cruzada, en la que dos enzimas se catalizan el uno al otro de forma mutua. Este proceso permite entender cómo surgió la vida, pero los biotecnólogos las usan para algo mucho más prosaico. Estos enzimas de ARN pueden ser utilizados para detectar una gran variedad de compuestos, incluyendo muchos relevantes en diagnóstico médico. El compuesto orgánico se liga al aptazima, que se replica exponencialmente, amplificando exponencialmente la concentración del compuesto hasta permitir que sea fácilmente detectado.

En palabras del filósofo de la biología Iris Fry, esta extraordinaria molécula se alzó como “el huevo y la gallina al mismo tiempo” en el rompecabezas del origen de la vida. La vida, esa misteriosa complejidad que surgió a partir de la “materia inerte” que, bajo ciertas y complejas condiciones, dio lugar a que lo sencillo se convirtiera en complejo, a que lo inerte pudiera despertar hasta los pensamientos.

Sabemos que, en ciertas condiciones prebióticas, los aminoácidos se forman fácilmente, así quedó demostrado por Stanley Miller en su gamoso experimento. Como los ácidos nucléicos, pueden unirse para formar péptidos, las cadenas de aminoácidos que se pliegan para formar proteínas funcionales.

Hay teorías para todos los gustos, y, el afamado Freeman Dyson, un renombrado físico que ha pensado profundamente sobre el origen de la vida, sugiere que en realidad la vida comenzó en dos ocasiones, una por la vía del ARN y otra vez por vía de las proteínas. Las células con proteínas y ácidos nucleicos interactivos habrían surgido más tarde en función protobiológica.  Y, está claro que, la innovación por alianzas es uno de los principales temas de la evolución.

En el árbol de la vida, nosotros (tan importantes), sólo somos una pequeña ramita.

Hay muchos procesos que son de una importancia extrema en la vida de nuestro planeta y, dado que los organismos fotosintéticos (o quimiosinteéticos) no pueden fraccionar isótopos de carbono en más de unas treinta parte por 1.000, necesitamos invocar la participación de otros metabolismos para poder explicar los resultados de las mediciones que se han realizado. Los candidatos más probables son bacterias que se alimentan de metano en los sedimentos. Estas bacterias obtienen tanto el carbono como la energía del gas natural (CH₄) y, al igual que los organismos fotosintéticos, son selectivos con los isótopos. A causa de su preferencia química por el ¹²CH₄ frente al ¹³CH₄, los microbios que se alimentan de metano fraccionan los isótopos de carbono en unas veinte o veijnticinco partes por 1.000 en los ambientes donde el metano es abundante. ¿Habeis pensado en la posibilidad de que esos organismos fotosintéticos estén presentes en Titán? ¡El fetín está servido!

La fotosíntesis anoxigénica se da en los organismos que utiliza la energía de la luz del sol, dióxido de carbono (sustrato a reducir) y sulfuro de hidrógeno (en lugar del agua) como dador de electrones que se oxida, se fabrican glúcidos y se libera azufre a el medio acuoso donde habitan o se aloja en el interior de la bacteria.

Otra característica es que los organismos fotosintéticos anoxigénicos contienen bacterioclorofila, un tipo de clorofila exclusiva de los foto-organotrofos, usan longitudes de onda de luz que no son absorbidas por las plantas. Estas bacterias contienen también carotenoides, pigmentos encargados de la absorción de la energía de la luz y posterior transmisión a la bacterioclorofila. El color de estos pigmentos dan el nombre a estas bacterias: bacterias púrpuras del azufre y bacterias verdes del azufre. En las cianobacterias los pigmentos captadores de luz son las ficobilinas, por lo tanto se les nombra, bacterias azules.

Cualquiera de estas imágenes de arriba nos cuenta una larga y compleja historia de cómo, se pudieron formar cada uno de los ahí representados, y, en cualquiera de sus fases, formas y colores, es toda una gran obra de la Ingeniería de la naturaleza que, al fin y al cabo, es la única fuente de la que debemos beber para saciar nuestra ser de ignorancia.

No pocas veces he dejado aquí constancia de que, el Universo, en todas sus regiones, por muy alejadas que estén, se rige por unas leyes que están presentes en todas parte por igual, y, así lo confirman mil observaciones y mil proyectos que a tal efecto se han llevado a buen término. Por ejemplo, mediaciones precisas de isótopos de azufre en muestras de Marte traídas a la Tierra por meteoritos demuestran que muy pronto en la historia del planeta vecino el ciclo del azufre estaba dominado por procesos atmosféricos que producían un fraccionamiento independiente de la masa.

Valles en Marte. (ESA) La región de Valles Marineris, que tiene una longitud de 4.000 kilómetros y una anchura de 600 kilómetros, es el sistema de cañones más grande conocido en el sistema solar, con profundidades que llegan a los diez kilómetros.

Basándose es ente descubrimiento del fraccionamiento independiente de la masa, se dirigió la atención sobre las rocas terrestres más antiguas. Para sorpresas de muchos geoquímicos, lo que se halló fue que el yeso y la pirita de las sucesiones sedimentarias más antiguas de la Tierra  también como en Marte, han dejado constancias del fraccionamiento independiente de la masa de los isótopos de azufre. Al igual que en Marte, en la Tierra primitiva la química del azufre se encontraba al parecer influenciada por procesos fotoquímicos que sólo pueden producirse en una atmósfera pobre en oxígeno. La etapa del oxígeno comenzó en nuestra atmósfera a comienzos del eón Ptoterozoico. En suma, todos los caminos de la biogeoquímica llevan al mismo sitio, es decir, lo que pasa aquí pudo pasar allí y, al decir allí, quiero decir en cualquier planeta de cualquier galaxia. Las leyes fundamentales de la Naturaleza son, las mismas en todas partes. No existen sitios privilegiados.

                                            Es difícil imaginarse hoy una Tierra sin oxígeno

Dos equipos independientes de investigadores descubrieron que el oxígeno gaseoso apareció en la atmósfera terrestre unos 100 millones de años antes del evento de la gran oxidación de hace 2400 millones de años. Es decir, cuando cambió la antigua atmósfera y el planeta se equipo con la que hoy conocemos.

El oxígeno es un gas muy reactivo, no existe de manera libre durante un largo período de tiempo, pues forma óxidos o reacciona con otras sustancias de manera rápida. Si está presente en la atmósfera es porque las plantas lo reponen continuamente. Antes de la invención de la fotosíntesis y durante muchos cientos de millones de años no había oxígeno libre en la Tierra.

En los estratos geológicos se pueden encontrar pruebas de la existencia de un momento en el que se produjo una gran oxidación mineral, prueba de que el oxígeno se encontraba ya libre en la atmósfera terrestre por primera vez y en gran cantidad. A este hecho se le ha denominado evento de gran oxidación, o GOE en sus siglas en inglés, y fue un hecho dramático en la historia de la Tierra. Este oxígeno permitió más tarde la aparición de vida animal compleja. Los geólogos creían que durante el GOE los niveles de oxígeno subieron rápidamente desde niveles prácticamente despreciables.

                                            El mundo bacteriano es fascinante

Con estas bacterias es posible obtener dos tipos de celdas microbianas o baterías. Unas llamadas celdas de sedimento emplean el lodo donde habitan estos microorganismos; ahí, se produce energía simplemente conectando un electrodo en la parte donde, a cierta profundidad, no hay oxígeno, con otro electrodo que se encuentre en presencia de oxígeno.

¿Cómo respondió la vida a la revolución del oxígeno? Podemos imaginar, un “holocausto de oxígeno” que habría llevado a la muerte y la extinción a innumerables linajes de microorganismos anaeróbicos. Pero hace dos mil doscientos millones de años los ambientes anóxicos no desaparecieron; simplemente, quedaron relegados bajo una capa oxigenada de agua y sedimentos superficiales.

Aquello permitió a la Tierra dar cobijo a una diversidad biológica sin precedentes. Los microorganismos anaeróbicos mantuvieron un papel esencial en el funcionamiento de los ecosistemas, igual que en la actualidad.

la primera fase de cualquier ejercicio aeróbico, el oxígeno se combina con la glucosa procedente del glucógeno. Al cabo de unos minutos, cuando el cuerpo nota que escasea el azúcar, empieza a descomponer las grasas. Entonces disminuye un poco el rendimiento, mientras el cuerpo se adapta al cambio de origen de su energía. Superado este punto, se vuelve a los niveles y sensaciones normales, pero se queman grasas en lugar de glucosa.

De otro lado, los organismos que utilizan, o al menos toleran el oxígeno se expandieron enormemente. La respiración aeróbica se convirtió en una de las formas principales de metabolismo en las bacterias, y las bacteria quimiosintéticas que obtienen energía de la reacción entre oxígeno e hidrógeno o iones metálicos se diversificaron a lo largo de la frontera entre ambientes ricos en oxígeno y ambientes pobres en oxígeno. Desde ese momento, la Tierra comenzó a convertirse en nuestro mundo.

Nuestro mundo, rico en agua líquida que cubre el 71% de la superficie del planeta, y, su atmósfera con un 78% (en volumen) de Nitrógeno, un 21 de Oxígeno y un 0,9 de Argón, además de dióxido de carbono, hidrógeno y otros gases en cantidades mucho menores que, permiten que nuestros organismos encuentren el medio idóneo para poder vivir. Otros muchos factores presentes en la Tierra contribuyen a que nuestra presencia aquí sea posible.

Las algas verdeazuladas también son llamadas bacterias verdeazuladas porque carecen de membrana nuclear como las bacterias. Sólo existe un equivalente del núcleo, el centroplasma, que está rodeado sin límite preciso por el cromatoplasma periférico coloreado. El hecho de que éstas se clasifiquen como algas en vez de bacterias es porque liberan oxígeno realizando una fotosíntesis similar a la de las plantas superiores. Ciertas formas tienen vida independiente, pero la mayoría se agrega en colonias o forma filamentos. Su color varía desde verdeazulado hasta rojo o púrpura dependiendo de la proporción de dos pigmentos fotosintéticos especiales: la ficocianina (azul) y la ficoeritrina (rojo), que ocultan el color verde de la clorofila.

Mientras que las plantas superiores presentan dos clases de clorofila llamadas A y B, las algas verde azuladas contienen sólo la de tipo A, pero ésta no se encuentra en los cloroplastos, sino que se distribuye por toda la célula. Se reproducen por esporas o por fragmentación de los filamentos pluricelulares. Las algas verde azuladas se encuentran en hábitats diversos de todo el mundo. Abundan en la corteza de los árboles, rocas y suelos húmedos donde realizan la fijación de nitrógeno. Algunas coexisten en simbiosis con hongos para formar líquenes. Cuando hace calor, algunas especies forman extensas y, a veces, tóxicas floraciones en la superficie de charcas y en las costas. En aguas tropicales poco profundas, las matas de algas llegan a constituir unas formaciones curvadas llamadas estromatolitos, cuyos fósiles se han encontrado en rocas formadas durante el precámbrico, hace más de 3.000 millones de años. Esto sugiere el papel tan importante que desempeñaron estos organismos cambiando la atmósfera primitiva, rica en dióxido de carbono, por la mezcla oxigenada que existe actualmente. Ciertas especies viven en la superficie de los estanques formando las “flores de agua”.

Sin descanso se habla de que nosotros, con nuestro comportamiento estamos cambiando la atmósfera de la Tierra, que contaminamos y que, de seguir así, podemos acabar con la vida placentera en el planeta. Tal exageración queda anulada por la realidad de los hechos.

Gigantescas ciudades son una buena muestra de nuestra presencia aquí, y, ¿qué duda nos puede caber? Nuestro morfología nos ha convertido en el ser vivo dominante en el planeta. Sin embargo, no somos los que más hemos incidido en sus condiciones. Si se estudia la larga historia de la vida en la Tierra, podremos ver que una inmensa cantidad de especies han interactuado con la biosfera para modificar, en mayor o menor medida los ecosistemas del mundo. En realidad, la especie que cambió el planeta de manera radical, la que en verdad modificó la Tierra hasta traerla a lo que hoy es, creando una biosfera nueva a la que todas las especies se tuvieron que adaptar (también nosotros), esa especie que, aunque diminuta en su individualidad forma un gigantesco grupo, no son otras que las cianobacterias.

De esa manera, si el oxígeno trajo consigo un cambio revolucionario, las heroínas de la revolución fueron las cianobacterias. Fósiles extraordinariamente bien conservados en síles de Siberia de mil quinientos millones de años de edad demuestran que las bacterias verde azuladas se diversificaron tempranamente y se han mantenido hasta la actualidad sin alterar de manera sustancial su forma. La capacidad de cambiar con rapidez, pero persistir indefinidamente, compendia la evolución bacteriana.

Las cianobacterias comparten con algunas otras bacterias la habilidad de tomar el N2 del aire, donde es el gas más abundante, y reducirlo a amonio (NH4), una forma que todas las células pueden aprovechar. Los autótrofos que no pueden fijar el N2, tienen que tomar nitrato (NO3-), que es una sustancia escasa. Esto les ocurre por ejemplo a las plantas. Algunas cianobacteria son simbiontes de plantas acuáticas, como los helechos del género Azolla, a las que suministran nitrógeno. Dada su abundancia en distintos ambientes las cianobacterias son importantes para la circulación de nutrientes, incorporando nitrógeno a la cadena alimentaria, en la que participan como productores primarios o como descomponedores.

La resistencia general de las bacterias a la extinción es bien conocida. Las bacterias poseen tamaños poblacionales inmensos y pueden reproducirse rápidamente: no importa que por la mañana nos lavemos los dientes meticulosamente; a media tarde, las bacterias que hayan sobrevivido al cepillo se habrán multiplicado hasta el extremo de recubrir nuevamente el interior de la boca. Además, las bacterias saben habérselas muy bien con medios cambiantes. El aire, por ejemplo, está lleno de bacterias; un plato de leche colocado en el alfeizar de la ventana no tarda en fermentar. Lo que es más, las bacterias son muy buenas a la hora de resistir perturbaciones ambientales. Aunque la mayoría crece especialmente bien dentro de unos márgenes ambientales estrechos, son capaces de tolerar condiciones extremas, al menos durante un tiempo.

Si miramos el tiempo que llevan aquí, como se pueden adaptar a condiciones que, ni en sueños podríamos hacerlo nosotros, y, sobre todo, si pensamos en la diversidad y en la inmensa cantidad y en que están ocupando (prácticamente) todas las regiones del planeta, tendremos que convenir que, es necesario saber cuanto más mejor de ellas y, es necesario que nos sumerjamos en los reinos de las pequeñas criaturas que, de una u otra forma, serán nuestra salvación o, podrían provocar nuestra extinción.

Algunos creen que,  también, en lugares como este, pueden estar presentes esos pequeños seres. En lugares donde abundan los mundos… ¿Qué seres habrá? Ahí, en la imagen de arriba,  están presentes todos y cada uno de los elementos necesarios para la vida, y, simplemente con que uno sólo de entre una infinidad de planetas se encuentre dentro de la zona habitable de su estrella, podría contener un sin fin de formas de vida que, como aquí en la Tierra, hayan evolucionado y, ¿quién sabe? hasta es posible que esa clase de vida, pueda haber logrado alcanzar los pensamientos, la imaginación, la facultad de ser conscientes.

De todas las maneras…, seguimos sin saber, a ciencia cierta, como pudo surgir las vida. Sólo tenemos vestigios que nos acercan a esa posible fuente, y, son muchas, las zonas oscuras que no dejan ver lo que allí ocurrió, lo que hizo la evolución o dejó de hacer y, las condiciones primigenias que posibilitaron que en este pequeño planeta rocoso, emergieran formas de vida que evolucionadas han podido salir al exterior para ver lo que hay fuera.

         Esporas del espacio que pueden llevar la vida a diversos mundos

 Acordémonos de la panspermia o llegada de vida desde fuera de la Tierra. La idea está muy extendida a pesar de que no existe la menor evidencia científica a su favor. Ni se ha encontrado vida fuera de nuestro planeta ni hay indicios de que alguno de los organismos de la Tierra procedan de otros mundos. Sin embargo…¡Ahí queda eso!

emilio silvera

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Un sistema triple, consistente en una binaria brillante y una enana roja débil, llamada Próxima Centauro. La binaria consiste en una enana G2 de amplitud -0’01 y una enana K1 de magnitud 1’3. Vistas a simple vista, aparecen como una única estrella y se encuentran a 4’3 años luz del Sol, con cuyas dimensiones se comparan en la imagen. No sería extraño que exista algún planeta alrededor de alguna de estas estrellas, en el que pudiera existir alguna clase de vida.

Claro que, ¡las distancias! nos limitan de nuevo. La NASA ha descubierto un planeta en la zona habitable de Próxima Centauri, y… ¡Quién sabe!

Sabemos que 1 año luz es la distancia recorrida por la luz en un año trópico a través del espacio vacio, y equivale a 9’4607×10¹² km, ó 63.240 Unidades Astronómicas, ó 0’3066 parsecs.

La  Unidad Astronómica es la distancia que separa al planeta Tierra del Sol, y equivale a 150 millones de kilómetros; poco más de 8 minutos luz.

Ahora pensemos en la enormidad de la distancia que debemos recorrer para llegar a Alfa Centauri, nuestra estrella vecina más cercana.

63.240 Unidades Astronómicas a razón de 150 millones de km. Cada una nos dará 9.486.000.000.000 de kilómetros recorridos en un año y, hasta llegar a Alfa Centauri, lo multiplicamos por 4’3 y nos resultarían 40.789.800.000.000 de kilómetros hasta Alfa. La cantidad resultante son billones de kilómetros.

Ahora pensemos que con nuestras actuales naves que alcanzan velocidades de 50.000 km/h, tratáramos de llegar a Alfa Centauro. ¿Cuándo llegaríamos, en el supuesto caso de que no surgieran problemas durante el viaje?

Bueno, en estas condiciones, los viajeros que salieran de la Tierra junto con sus familias, tendrían que pasar el testigo a las siguientes generaciones que, con el paso del tiempo (muchos, muchos siglos), olvidarían su origen y, posiblemente, las condiciones de ingravidez del espacio mutarían el físico de estos seres en forma tal que, al llegar a su destino podrían ser cualquier cosa menos humanos.

Precisamente para evitar este triste final, estamos investigando, haciendo pruebas en viajes espaciales, trabajando en nuevas tecnologías y probando con nuevos materiales, y buscando en nuevas teorías avanzadas, como la teoría M, las respuesta a preguntas que hacemos y de las que hoy no tenemos respuesta, y sin estas respuestas, no podemos continuar avanzando para que, cuando llegue ese lejano día, podamos con garantía salir hacia las estrellas, hacia esos otros mundos que acogerá a la Humanidad, cuyo destino, irremediablemente, está en las estrellas. De material de estrellas estamos hechos y en las estrellas está nuestro destino.

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Así se podría desprender del siguiente estudio. La hipótesis que aún se encuentra en realización en el Centro de Estudios Cosmológicos Galius, está a cargo del cosmólogo Abdel Majluf  (arriba).

La constante del movimiento.-

Unidos a la

Isotropía y homogeneidad, una constante muy importante es la que tiene relación con el movimiento,  el Universo se ha mantenido en constante movimiento desde su inicio, por lo que nunca ha admitido un tiempo estático que por otro lado viene a reafirmar la teoría de la relatividad general de Einstein y además la consideración de las ecuaciones de Friedman, que describen el Universo Friedman-Le maître-Robertson-Walker, que dice que este  puede expandirse o contraerse pero jamás estar sin movimiento.

El nacimiento de las estrellas, la acumulación de estas en galaxias, que a la vez se agrupan en cúmulos y por si fuera poco,  esparciéndose en forma uniforme mientras el Universo sigue  y sigue expandiéndose.

La formación de nebulosas en todas partes, de ellas las nacientes estrellas, blancas, azules, rojas y amarillas, y a su alrededor la formación de planetas. Todo un ciclo que se repite y se repite por miles de millones de años, entregándonos un formato claro y que podemos aventurarnos a predecir sin ningún problema a fallar.

Claramente y basados en lo anterior, hoy podemos no solo aventurarnos a lo que puede pasar en el futuro, sino que hemos logrado echar marcha atrás y ver como fue el Universo en su infancia e incluso llegar a plantearnos su posible nacimiento.

De ser cierta esta teoría, se estaría dando un papel muy relevante a las leyes que rigen el Universo y que ciertamente serían la clave para entender la memoria del Universo y por cierto, darían la posibilidad a la especulación de que si las cosas se repiten una y otra vez, como  vemos que ocurre, la vida sería otra consecuencia a repetirse una y otra vez, entregándonos a ciencia cierta la veracidad que la vida vino del espacio y que se repite y esta presente por todas partes.

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