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el libro de los origenes (muy interesante) 2

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hola taringueros de nuevo con la informacion de la creacion de las cosa, esta vez el universo y sus componentes!!
aca les dejo.


El universo

Ningún cosmólogo puede decirnos con certeza cómo empezó a existir el
universo, y cualquier explicación, por sencilla o compleja que pueda parecer,
plantea nuevos y apasionantes interrogantes.
Casi todo lo que conocen los expertos acerca de la génesis universal procede
del estudio del comportamiento actual del cosmos. Se sabe que éste está en expansión, lo que significa que las galaxias se alejan unas de otras, Y esto
afecta a la densidad de masa y energía que se reparten por el espacio. Para
entender este fenómeno hay que recordar una de las leyes básicas que rigen el
universo: "la masa y la energía no se crean ni se destruyen, sólo se
transforman". Esto significa que la materia/energia que hay en el universo es
constante: hoy existe la misma que hace mil millones de años y la misma que
habrá dentro de otros mil millones de años. De ser cierto que el universo se
expande con el tiempo, toda la materialenergía actual tendrá que repartirse en
el mañana en un volumen mayor, lo que originará un uriverso menos denso y
más frío.
De este modo, suponiendo que la densidad cósmica es inferior a la llamada
crítica -que equivale a la masa de siete átomos de hidrógeno por cada metro
cúbico de espacio en el universo observable- éste se expandirá
indefinidamente. Al menos en nuestro entorno, a los 10100 años -un 1 seguido
de cien ceros- el universo será tan frío y estará tan dilatado que sólo sobrevirán
las partículas elementales: electrones, positrones, neutrínos y fotones.
Si volvemos la mirada al pasado y suponemos que el universo ha estado
siembre hinchándose como un globo, está claro que debió ser mucho más
pequeño en épocas pasadas. ¿Pero cómo de pequeño? ¿Por qué existe el
universo? ¿Cuándo surgió?
El universo se formó hace entre 20.000 y 10.000 míllones de años, quizás hace
incluso menos, a raíz de una gran explosión que se ha denominado big bang.
Desde el vacío cuántico, algo dínámico donde están fluctuando las magnitudes
físicas, surgió una minúscula burbuja extraordínariamente densa y caliente. Lo
que ocurrió en los tres minutos siguientes marcó el devertir cósmico. La
primera etapa del universo estaba dominada exclusivamente por la gravedad
cuántica. El salto a la gravedad clásica se produjo a los 1043 segundos de su
existencia, cuando el tamaño del universo era del033 centímetros. Después, los
científicos opinan que hubo un intervalo de tiempo del orden de 1035 segundos
en el que se produjo un proceso inflacionario que desató una expansión
gigantesca que barrió las inhomogencidades y la anisotropía de las condiciones
iniciales. De este modo, aparecio un universo muy unifórme. En el universo
cercano al big bang no existía ninguna de las cuatro inieraccíones que se
observan en el presente: gravitación, fuerte, débil y electromagnetica, Pero a
medida que el cosmos se expande y enfría surgen las alianzas: la gravedad se
une con el resto de las interacciones (1043 segundos), la interacción fuerte,se
unifica con la electrodébil (1036 segundos) y, finalmente, ésta última con la
electromagnética (1010 seigundos). Desde este ínstanle, las cuatro fuerzas se
manifiestán por separado.
A partir del 1030 segundo, se formaron los protones y los neutrínos a partir de
los quarks. Pasados unos tres minutos, el plasma de partículas y radiación se
enfrió lo bastante como para que se crearan los átomos de hidrógeno y de
helio. Las prmeras estrellas y galaxias surgieron unos mil millones de años
después.
La energía contenida en la burbuja primordial dio origen a los 100.000 millones
de estrellas de la Vía Láctea, a un número similar de galaxias que se extienden
más allá de la nuestra, a la radiación que empapa todos los rincones del
universo y al impulso que aún sigue alimentando su expansión. El destino final
del universo sigue siendo desconocido, pero con los indicios con que se cuenta
hoy dan a entender que se expandirá para siempre. No obsstante, también cabe la posibilidad, como sostienen los defensores de la teoría del Big Crunch,
de que ocurra toda lo contario y que, en un determinado momento, empiece a
encogerse y fenezca literalmente aplastado.

Los cuásares

En 1963, la comunidadad científica se quedó boquiabierta al comprobar que en
el espacio exterior existen objetos cuyas imágenes se parecen a las de las
estrellas, pero su luz está tan enrojecida que es de suponer que se hallan a
miles de millones de años luz. No hay que olvidar que, según el denominado
efecto Doppler, si las lineas espectrales de una estrella se desplazan hacia el
extremo rojo del espectro significa que se está alejando de la Tierra.

Si realmente están a esa distancia, la luz que emiten supera enormemente a la
de cualquier estrella conocida, siendo comparable con la luz que emiten
galaxias enteras. Sin embargo, se trata de objetos puntuales hasta mil veces
más brillantes que una galaxia entera que los astronomos conocen como
cuásares, es decir, objetos cuasi estelares. En la actualidad, se han identificado
varios miles distribuidos más o menos al azar por el firmamento y no
concentrados en la Via Láctea.

Los astrofísicos creen que en el corazón de los cuásares habita un agujero
negro, una región del espacio en la que la densidad de materia llegó a ser tan
grande que se colapsó bajo su propio peso, creando a su alrededor una región
de la que ya no puede escapar la radiación, pero que sigue ejerciendo su
efecto gravitatorio y absorbiendo todo el polvo, el gas e incluso las estrellas que
hay en sus proximidades, Es posible que parte de la materia capturada, que
alcanza una altísima temperatura antes de desaparecer, salga disparada por
los polos de rotación del propio agujero negro. De este modo se formarían los
estrechos conos que explican los chorros de materia arrojados en direcciones
opuestas por los denominados radio-cuásares

Las estrellas

Una estrella no es otra cosa que una descomunal bola de gas luminoso que se
mantiene unido por su propia fuerza de gravedad, y que está calentado por la
fusión nuclear que tiene lugar en su interior. El medio interestelar está
constituido por gas -compuesto de átomos individuales y moléculas- y por
partículas -conglomerados de átomos y particulas-. En algunas regiones del
espacio, el medio interestelar se encuentra agrupado formando nubes
gigantescas, como es el caso de la Nebulosa de la Cabeza de Caballo, en
Orión.

Estas nubes interestelares, cuya temperatura roza los 206 grados centígrados
bajo cero, pueden alcanzar unas densidades lo suficientemente altas como
para que la gravedad sea capaz de contraerlas. En estos casos, la nube se
puede fragmentar en varios pedazos. Cada uno de ellos, debido a la fuerza
gravitatoria, puede alcanzar en su interior temperaturas tan elevadas -
hablamos de unos l0 millones de grados centigrados- como para dar lugar a la fusión nuclear. Así nace una estrella. Ésta pasa la mayor parte de su vida
quemando el hidrógeno de su interior para formar helio.

Los púlsares

Una estrella enana blanca no es más que las cenizas de una estrella poco
masiva, como nuestro sol, que acabará apagándose en una enana negra. Esto
es así para las estrellas aisladas, pero en el firmamento estos objetos celestes
aparecen formando sistemas binarios o grupos más numerosos.
A veces, puede producirse un trasvase de materia desde la superficie de una
estrella a la de una vecina que, casualmente, vive sus últimos momentos en
forma de enana blanca. El aporte de materia, generalmente en forma de
hidrógeno y helio, hace que esta última se recaliente de forma rápida y violenta.
Entonces, su superficie explota y pasa por un breve periodo de alta
luminosidad. Este fenómeno es conocido como nova.

Ahora bien, en algunas ocasiones el aporte de materia hace que el núcleo de la
enana blanca colapse, produciendo una violenta explosión que se denomina
supernova de colapso del núcleo. Pero a veces, puede sobrevivir parte de la
estrella. Las altas temperaturas y densidades que se alcanzan durante la
implosión hacen que los electrones del núcleo choquen violentamente con los
protones y se formen neutrones y neutrinos. Debido a su poca interacción,
estos últimos escapan con facilidad, lo que acelera el colapso del núcleo de
neutrones, que sigue contrayéndose hasta que éstos llegan a tocarse. Este
estado cadavérico de una estrella se denomina estrella de neutrones. Las dos
primeras se identificaron en 1967 en la Uuiversidad de Cambridge.
Este tipo de astros irradian una intensa energía en la dirección de su eje
magnético, pero dentro de un arco muy estrecho, de tal forma que al girar se
comporta como un faro marítimo con impulsos de luz de periodos de menos. de
un segundo. Esto es un púlsar, una estrella de neutrones que gira a una
velocidad endiablada.

Asteroides y meteoritos
Los asteroides constituyen una población de pequeños cuerpos que orbitan
alrededor del Sol. El de mayor tamaño, Ceres, tiene un diámetro de 950
kilómetros. Los asteroides son restos de una población mucho más abundante
de pequeños cuerpos que se formaron y evolucionaron bajo el control
gravitacional de Júpiter. De hecho, la mayoría de estos cuerpos celestes
poseen órbitas circulares ubicadas dentro del llamado cinturón principal, entre
las órbitas de Marte y Júpiter, es decir, entre los 330 y los 495 millones de
kilómetros del Sol.

Debido a un fenómeno conocido como resonancia orbital y por acción de las
fuerzas gravitatorias, los asteroides tienden a ser agrupados en órbitas
concretas y barridos de otras. De este modo, se forman familias que son
identificadas con nombres propios: troyanos. Thule, Hilda...
Sin embargo, algunos asteroides presentan órbitas particulares, como sucede
con el grupo Apollo-Amor, que atraviesan la órbita de Marte y se aproximan a la
terrestre llegando incluso a cruzarla. Otras veces, como consecuencia de los
choques que se producen entre estas rocas siderales, salen despedidos fragmentos que atraviesan la órbita terrestre; estos viajeros del espacio son la
principal fuente de meteoritos.

Los cometas

Interpretados como presagios en otras épocas, los cometas se cuentan entre
los objetos más antiguos del Sistema Solar, prácticamente inalterados desde
su formación, hace miles de millones de años. Nuestro Sistema Solar
primordial era una vasta nube, aplanada por la rotación, que giraba lentamente.
El centro de esta nebulosa solar, poco a poco, se fue estructurando hasta
formar el Sol, mientras que la parte exterior se condensaba para formar los
planetas. Así se formó nuestro Sistema Solar hace unos 4.560 millones de
años.
A través de la mencionada nube se desplazaban los cometas. A medida que
fueron creciendo Júpiter y los demás planetas gigantes, su gravedad lanzó a
millones de estos cometas hacia una gran esfera, que hoy se conoce como
Nube de Oort, situada bastante más allá de la órbita de Plutón. Otros cometas
provienen del cinturón de Kuiper, que se ubica más allá de la órbita de
Neptuno.

Los cometas están formados mayoritariamente por hielos con mezcla de
materiales rocosos. Cuando en su viaje orbital se aproximan a menos de 900
millones de kilómetros del Sol, la radiación de éste causa la sublimación del
hielo superficial, y el choque con el llamado viento solar arranca de cuajo
fragmentos de su superficie. El material es eyectado al espacio produciendo
una majestuosa cola de particulas y gases que alcanza 10.000.000 de
kilómetros.
La materia cometaria expulsada y diseminada constituye enjambres de
meteoritos en órbita que, por cierto, son los responsables de las conocidas
lluvias de estrellas. Se trata de unas espectaculares estelas de luz que se
producen cuando los residuos del cometa entran en colisión con las capas altas
de la atmósfera terrestre.

El Sol

Ya en 1644, René Descartes propuso la idea de que una nebulosa solar
primitiva, un disco de gas y polvo en rotacion, a partir de la cual se formarian el
Sol y los planetas. Posteriormente, la idea fue retomada y ampliada por Manuel
Kant (1724-1804) y Pierre Simon Laplace (1749-1827).
Pese a que se han presentado otras teorías, en la actualidad la de la nebulosa
solar en rotación es la más aceptada. En ausencia de alteraciones, las nubes
interestelares tienden a adoptar un volumen constante: existe un frágil equilibrio
entre la presión interna, que tiende a expandir, y la gravedad, que tiende ai
contraerlas. Sin embargo, un aumento de la presión externa puede actuar
como un motor que inicia la concentración de la nube y, a partir de este
momento, las fuerzas gravitatorias se encargan de juntar los átomos y las
moléculas cada vez más. Nuestro sistema solar se originó de este modo: hace
4.560 millones de años, la mayor parle de la masa nebular formó un núcle
denso y caliente, a partir del cual nacería el Sol, que en el presente contiene
más del 90 por 100 de la masa del sistema, mientras que los materiales del disco ecuatorial se condensaron en las regiones alejadas y frías, para dar a luz
a los planetas.

La progresiva contracción de la nebulosa provocó que el núcleo se hiciera cada
vez mas denso y caliente, hasta que llegó un momento en el que la
temperatura central aumentó lo suficiente como para inducir la fusión nuclear.
En ese instante, cuando comenzó la fusión del hidrógeno, nació una nueva
estrella, el Sol. Después del alumbramiento, la estrella debió pasar por un
periodo de gran actividad, que se conoce como fase T-Tauri. En ella, el calor
interno fluye hacia la superficie por convección y, entre fuertes llamaradas e
intensos rayos ultravioleta, las particulas ionizadas originadas en la atmósfera
solar -es decir, el viento solar-, salen despedidas a más de tres millones de
kilómetros por hora, arrastrando hacia el ex terior una parte de la masa inicial
de la estrella.
Ciertamente, durante los primeros mil millones de años de vida, el Sol estuvo,
muy inquieto: éste incrementaba su tamaño periódicamente hasta un tercio de
su volumen y expulsaba gigantescas llamaradas solares que se adentraban
millones de kilómetros en el espacio. Cuando se compensaron su energía
radiante y su energía gravitatoria, el astro rey consiguió apaciguarse y tomo un
aspecto similar al que muestra hoy, aunque su temperatura y luminosidad han
ido en aumento.

La Tierra

Las teorías actualmente aceptadas para el origen del Sistema Solar son
directamente aplicables al origen de la Tierra. La formación de los planetas
comenzó con la solidificación de materiales en la nebulosa primitiva: los
condensados cayeron en el plano ecuatorial, donde finalizó el denominado
proceso de acreción. Según este modelo, propuesto en la década de los años
cuarenta por el geofísico ruso Otto Schmidt, dos fragmentos rocosos quedan
unidos sólo si chocan con la orientación y la energia adecuadas. Si la velocidad
es demasiado baja, los pedazos quedan unidos por gravedad, pero si es
grande en demasía, el resultado del choque es la fragmentación.
Según Schmidt, el polvo cósmico se condensó para formar partículas que, a su
vez, se convirtieron en cúmulos de gravilla y pequeñas piedras metálicas y
rocosas. Éstas dieron lugar primero a pequeñas esferas, que después
engrosaron para crear unos planetas minúsculos, denominados
planetesimales. Hace entre 4.500 Y 4.900 millones de años, un conjunto de
planetesimales comenzó a reunirse a unos 150 millones de kilómetros del Sol.
Este núcleo inicial arrastró los restantes planetesimales de su órbita hasta
formar un planeta con una masa de 10.000.000.000.000.000.000 toneladas: la
Tierra.
A pesar de que estaba calentado por un sol aún tibio, la Tierra era un auténtico
hervidero. Las rocas cósmicas que embistieron contra ella transformaron sus
entrañas en un auténtico horno de fundición que escupía hacia la superficie
mares de lava. Esta fase de acoso meteorítico es conocida como periodo
Hádico.
Pero, hace entre 4.400 y 4.100 millones de años, el bombardeo planetesimal
decreció de manera significativa. A medida que la Tierra fue enfriándose y las corrientes de convección empezaron a apaciguarse, se diferenciaron el núcleo
y el manto. Algo más tarde afloraron los continentes.
Los científicos saben muy poco acerca de cómo era la Tierra en su infancia.
Desgraciadamente, los geólogos no pueden recurrir a las rocas primitivas para
su estudio, ya que éstas fueron arrasadas por los procesos geológicos y
biológicos. Los materiales más antiguos que han podido datarse, en más de
4.000 millones de años, son unos cristales de circones aislados que provienen
del monte Narryer, en Australia. Pero éstos poco aportan al esclarecimiento del
misterio. Por otra parte, las rocas más antiguas que se conocen fueron
descubiertas en Groenladia, y rondan los 3.800 millones de años. Éstas indican
que en aquella época ya existian los gases atmosféricos v corrientes
superficiales de agua.

La Luna

El origen de nuestro satélite sigue siendo uno de los mayores enigmas de la
ciencia, pues algunas de sus características, como son su baja densidad y su
composición pobre en hierro, resultan desconcertantes. Para explicarlas, los
astrónomos han propuesto varias teorías.
Como la Luna estuvo una vez sólo a la mitad de la distancia que ahora tiene de
nosotros es posible, según argumentan los defensores de la hipótesis de la
fisión, que el satélite hubiera sido arrancado bruscamente del planeta por una
fuerza centrífuga cuando la Tierra giraba rápidamente sobre su eje, o bien por
la fuerza de marea levantada por un asteroide que pasó cerca del planeta. Esta
hipótesis explicaria por qué la Luna es pobre en hierro, ya que en el momento
del impacto este metal estaba concentrado en el núcleo terrestre, pero al entrar
en los aspectos dinámico de la teoría, ésta no hay por dónde cogerla.
Algo parecido sucede con la hipótesis de la coacreción. Según ésta, la Luna se
formó a partir de discos planetesimales capturados en su momento por la
Tierra. Sus detractores aseguran que es inprobable que un planeta sólido
adquiriese un disco masivo de esta manera. Además, esta teoría pasa de
puntillas sobre el enigma de la anemia lunar.
Un nuevo modelo de evolución lunar propone que un asteroide del tamaño de
Marte chocó contra la Tierra, pero en vez de hacerlo frontalmente lo hizo con
un golpe oblicuo. Cuando la canica espacial rebotó hacia el espacio exterior,
arrastró consigo un remolino de rocas trituradas procedentes del interior de
nuestro planeta, asi como fragmentos rocosos propios que también se
pulverizaron a causa de una gran explosión. Parte de este material se perdió
en el espacio y parte cayó de nuevo a la Tierra, pero una cantidad suficiente se
quedó orbitando alrededor del planeta y formó el disco prelunar; el primer
ladrillo de lo que más tarde se convertiría, también por acreción, en nuestra
compañera inseparable, la Luna.

La atmósfera terrestre
La composición actual de la atmósfera terrestre es toda una excepción, si se
compara con la de los otros planetas interiores, es decir, Mercurio, Venus y
Marte. A diferencia que en éstos, el nitrógeno y el oxígeno han ocupado un
puesto significativo en la Tierra, mientras que la mayor parte del agua está
condensada Y el dióxido de carbono sólo aparece en un porcentaje del 0,03. Los científicos creen que la atmósfera primigenia no pudo contener oxígeno
libre en cantidades apreciables, ya que el único mecanismo inorgánico para
que este gas se genere es a partir de la acción de los rayos ultravioleta sobre el
agua de la alta atmósfera. Ahora bien, el volumen de oxígeno que se puede
formar a partir de esta reacción no justifica su abundancia actual.
Por otro lado, una atmósfera primitiva similar a la moderna, pero con un sol
mucho más débil, habría provocado temperaturas muy por debajo del punto de
congelación del agua. Esto no ocurrió, pues las rocas terrestres más antiguas
halladas en Groenlandia confirman la presencia de agua liquida hace al menos
3.800 millones de años, lo cual sólo seria compatible con la presencia de un
gas invernadero en cantidades apreciables.
No cabe duda de que la protoatmósfera fue muy diferente a la actual. Pero,
¿cuál era su composición? La aparición de algunos de sus ingrediente se
puede explicar fácilmente: el oxígeno surgiría mayoritariamente en forma de
agua, el cloro lo habría hecho como ácido clorhídrico, y el helio y el hidrógeno
en exceso escapaban sin ningún problema de la atracción terrestre.
Pero las cosas no son tan sencillas cuando se aborda el modo de aparición del
azufre, el nitrógeno y el carbono. Estos tres elementos dan a lugar a diferentes
compuestos en función de la temperatura y la concentración de nitrógeno
atmosférico. Por ejemplo, cuando la temperatura es baja y el nivel de nitrógeno
es elevado, los elementos mencionados tienden a formar amoníaco, metano y
ácido sulfhídrico. Ahora bien, según aumenta la temperatura y diminuye la
proporción de nitrógeno, la probabilidad de que se formen los anteriores
compuestos es baja. En este caso, la mezcla de hidrógeno, nitrógeno, oxígeno,
carbono y azufre reacciona para formar nitrógeno molecular, vapor de agua,
dioxido de carbono, vapor de agua y dióxido de azufre.
En los últimos cien años, los científicos han estado debatiendo con cuál de las
dos opciones quedarse: con la atmósfera reductora, rica en amoníaco, metano
y vapor de agua; o con la atmósfera no reductora, abundante en vapor de
agua, dióxido de carbono y nitrógeno molecular. Los investigadores parecen
cada día más inclinados a quedarse con la segunda opción. Numerosos
cientificos creen que la composición de la primera atmósfera debía tener una
composición similar a la de los gases volcánicos actuales, ricos en vapor de
agua, C02 y N.

Los océanos

No se sabe con certeza cuándo se formaron los océanos. Una vez que la
atmósfera terrestre se saturo de vapor de agua, éste comenzó a condensarse,
cayendo sobre la superficie cá1ida y creando las primeras charcas y lagos.
Pero estas primerizas masas de agua no eran estables, pues, al menos
durante los primeros 600 o 700 millones de años, el calor desprendido por el
impacto de los cometas y asteroides habría vaporizado parte del agua de la
Tierra.
Probablemente, los océanos se originaron pocos millones de años después del
nacimiento del ahora planeta azul. Hace 4.000 millones de años, la superficie
oceánica soportaba una presión atmosferica salvaje, equívalente a la que se
alcanza hoy a ¡400 metros bajo el nivel del mar!

La vida
El problema del origen de la vida aún está sin resolver. Existen numerosas
hipótesis, casi tantas como el núinero de científicos que se dedican a investigar
el enigma, pero ninguna se ha podido demostrar. Ahora bien, anque no se sabe
cómo surgio, los científicos pueden deducir la fecha en que comenzó la vida.
Para ello, basta seguir un sencillo razonainiento. Primer punto: la Tierra tiene
una edad de 4.500 millones de años. Segundo punto: las rocas recogidas de la
superficie lunar por las misiones Apollo, entre 1968 y 1972, revelaron que la
formación de cráte res en su superficie, debido a la caída de asteroides, fue,
intensa hace entre 4.200 y 4.000 millones de años, y que después se
interrumpió bruscamente. Tercer y último punto: es impensable que la Tierra,
que antes estaba más próxima a su luna, escapase del agobiante bombardeo
celestial, lo que aleja la posibilidad de que en el globo azul se dieran entonces
las condiciones mínimas para la génesis de la vida.
Así pues, la vida comenzó hace menos de 4.000 años. El registro fósil acota el
límite superior. Los geólogos han encontrado estructuras con el tamaño y la
forma de bacterias modernas en rocas sedimentarias de hace 3.800 millones
de años. Un poco más adelante en el registro fósil nos topamos con las
estructuras llamadas estromatolitos, que parecen ser los restos de grandes
aglomeraciones de organismos unicelulares, quizás bacterias o algas. Se han
encontrado estructuras de este tipo en rocas sedimentarias de Australia que
tienen una edad de 3.500 millones de años. Por consiguiente, es de suponer
que por aquel entonces la vida ya estaba bien definida.
De todo lo expuesto anteriormente se llega a la conclusión de que la vida
surgió en nuestro planeta en un plazo de 500 millones de años o tal vez menor.
Un suspiro en la escala geológica que apenas deja margen al azar Es
prácticamente nula la posibilidad de que una macromolécula que desempeña
una función destacada en los procesos vitales se construyera a partir de sus
componentes elementales mediante procesos casuales.
Los biólogos conocen casi con toda certeza los elementos esenciales que
componían la atmósfera prebiótica, pero al mezclarlos en un tubo de ensayo no
surge ningún signo de vida. No obstante, en 1953, el quimico Stanley Miller
obtuvo dos aminoácidos a partir de los componentes hipotéticos de la
atmósfera primigenia encerrados en una botella de vidrio. No hay que olvidar
que los aminoácidos son los elementos constituyentes de las polipéptidos y las
proteinas. Relativamente fáciles de sintetizar, estos últimos deberían estar
presentes en la llamada sopa prebiótica mucho antes que los ácidos nucleicos,
parte esencial de la moléculas de la herencia, o sea, el ADN y el ARN.
Los biólogos barajan la posibilidad de que ciertos polipéptidos tuviesen
capacidades catalíticas y que algunos de ellos estimularan por azar la
formación de una base nitrogenada, la ribosa, la unión de ésta a la base o
cualquier otra reacción vital para la sintesis del ARN. Una vez ensamblado,
éste habría sido capaz de contener y transmitir la información genética a sus
descendientes. A partir de este mundo de ARN empezó quizás la evolución
biológica.
Para restar importancia a la casualidad, los científicos sitúan este
acontecimiento en un lugar cercano a una fuente hidrotermal, rica en calor y
compuestos reducidos, pero sin demasiada agua en esta fuente se forman
aminoácidos y otras moléculas orgánicas que van quedandose adheridos a los
materiales arcillosos. Allí, uno puede imaginarse que la sintesis de un polipéptido no es casual, sino que el ensamblaje es catalizado en el interior de
una cavidad del mineral. Estamos pues ante una fabríca de enzimas que habria
catalizado los primeros pasos hacia la vida.
Pero mientras que unos científicos buscan la llave de la vida en el fondo del
mar otros optan por afirmar que vino del espacio, transportada por un cometa o
un asteroide. Lo cierto es que las moléculas orgánicas, tras unos cientos de
millones de años de evolución, parieron el primer ser vivo.

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