Universidad Nacional Autónoma de México

2011

la química de la vida Yodo y hormonas tiroideas en la evolución

de la humanidad

carlos valverde rodríguez

Primera edición: 22 de marzo de 2011

D.R. © 2011 UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE MÉXICOCiudad Universitaria, Delegación Coyoacán, 04510, México, D. F.Dirección General de Publicaciones y Fomento Editorial

ISBN 978-607-xxxxxxxxxx

Prohibida la reproducción parcial o total por cualquier medio sin autorización escrita del titular de los derechos patrimoniales.

Impreso y hecho en México

Valverde Rodríguez, Carlos. La química de la vida : yodo y hormonas tiroideas en la evolución de la humanidad / Carlos Valverde Rodríguez. – México : unam, Dirección General de Publicaciones y Fomento Editorial, 2011. 172 p. ; 23 cm. Incluye bibliografías e índice. ISBN 978-607-

1. Halógenos. 2. Halogenización. 3. Química orgánica. 4. Glándula tiroides – Embriología. 5. Hormonas tiroideas. I. Universidad Nacional Autónoma de México. Dirección General de Publicaciones y Fomento Editorial. II. t. 547.22-scdd20 Biblioteca Nacional de México

Para Tana y Rodrigo,sal de mi vida e infinito

binomio de mi amor.

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PREFACIO Y AGRADECIMIENTOS

El tema central de este libro: yodo y hormonas, está estrechamente re-lacionado con la astrofísica y con el Premio Nobel que compartieron Subrahmanyan Chandrasekhar y William A. Fowler en 1983. Al primero se le otorgó por sus contribuciones al conocimiento de la estructura y evolución de las estrellas, y el segundo lo recibió por sus estudios y teoría acerca de la nucleosíntesis estelar.1 A riesgo de parecer herético ante mis colegas del área biológica, considero que el trabajo de estos dos científicos es uno de los logros intelectuales más importantes del siglo xx. En cierta forma y como se verá mas adelante, la obra científica de Chandrasekhar (1910-1995) y Fowler (1911-1995) complementa la teoría de la evolución de Charles Darwin (1809-1882). La teoría de la nucleosíntesis estelar ha permitido conocer y comprender cómo se forman los elementos químicos en el universo, sentando así las bases para entrever la historia del origen y evolución de la materia, y por lo tanto de la vida en nuestro planeta.

La idea de escribir este libro es de larga data y sus antecedentes acadé-micos formales se remontan a septiembre de 1999. En ese entonces daba los últimos toques a la conferencia: “Halometabolitos y desyodasas. Una pista en la búsqueda de linajes y ancestros”, que presenté en el XLII Congreso Nacional de Ciencias Fisiológicas. A la sazón, aún no conocía la teoría de la nucleosíntesis de Chandrasekhar y Fowler. Literalmente me tropecé con ella husmeando en las librerías del sur de la ciudad de México. En esa ocasión encontré un libro cuyo título, Hijos de las estrellas. Nuestro origen,

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

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evolución y futuro,2 sugerente y poético a la vez, me impulsó a comprarlo. Se trata de una magnífica obra de difusión científica que, además de bien escrita, está bella y ricamente ilustrada. Su autor, el astrofísico uruguayo Daniel Roberto Altschuler, es el director del observatorio de Arecibo en Puerto Rico. Su lectura me resultó fascinante y enriquecedora. Con ella en el coleto, emprendí nuevas pesquisas acerca del manejo y metabolismo de los halógenos en la biosfera. Me adentré en áreas del conocimiento y en publicaciones y revistas científicas hasta ese momento desconocidas para mí. Mas tarde, en noviembre de 2001, inicié una estancia sabática en la Universidad de California-Berkeley (ucb). Para entonces mi proyecto de trabajo había cobrado una forma más acabada, y no obstante que reunía información de áreas del conocimiento muy diversas y aparen-temente in conexas, fue aprobado por las instancias correspondientes de una y otra Universidad. La estancia en la ucb fue decisiva. Mi anfitrión, amigo y mentor, Howard A. Bern (profesor e investigador emérito del Departamento de Biología Integrativa), me brindó privilegios académicos inopinados. Por ejemplo, me consiguió una credencial de Visiting Scholar (que aún conservo), y cuya principal merced me otorgaba Campus Wide Library Privileges. Es decir, esa credencial me brindaba acceso irrestricto al acervo de la biblioteca de la uc-Berkley, así como a la vasta red inter-bibliotecaria a la que ella pertenece. Entre sus diferentes dividendos, la estancia sabática permitió que el proyecto formal se materializara, y que ya reintegrado al Instituto de Neurobiología, publicara con mis colegas del laboratorio un extenso trabajo de revisión en una revista periódica especializada.3 Fue entonces, durante las discusiones y seminarios que acompañaron a la elaboración de esa revisión, cuando decidí escribir un texto para un público más amplio. Un libro en el cual, con una perspectiva evolutiva, se relatara la historia del origen del yodo y la evolución de sus metabolitos en la biosfera.

2 D. R. Altschuler, Hijos de las estrellas. Nuestro origen, evolución y futuro, Cambridge Uni-versity Press, Madrid, 2001.

3 R. C. Valverde, A. Orozco, A. Becerra, M. C. Jeziorski, P. Villalobos y J. C. Solís-S. “Ha-lometabolites and Cellular Dehalogenase Systems: an Evolutionary Perspective”, Interna-tional Rev Cytol, 234, 2004, pp. 143-199.

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prefacio y agradecimientos

Así, en un lenguaje sencillo y coloquial, el libro busca poner al alcance de cualquier persona interesada en las ciencias de la vida el relato de una historia que si no supiéramos que es verdadera, parecería fantástica y casi inverosímil, pues es una historia de supernovas, átomos y genes. Hasta donde me fue posible, he intentado simplificar los inevitables tecnicismos en una obra de esta naturaleza. Para ello he acudido al empleo de analogías y metáforas tanto en el texto como en los diferentes subtítulos que acom-pañan a cada capítulo. Igualmente, en algunos de los recuadros y pies de página he incluido anécdotas y hechos curiosos que aligeran la lectura.

Durante las diferentes etapas de la gestación de este libro mi hijo Rodrigo leyó versiones primitivas del manuscrito. Sus críticas y preguntas me fueron invaluables para intentar alcanzar mayor claridad en el texto. Gracias, Roko. Algunos amigos y colegas me regalaron generosamente su tiempo y conocimientos leyendo esas y otras versiones del libro. En especial quiero agradecer a: Carmen Aceves Velasco, José L. Díaz Gómez, Jesús García Colunga, Lucía N. López-Bojórquez, Áurea Orozco Rivas y Román Pérez Enríquez, por su revisión siempre crítica y provocativa. Sin ella, la elaboración del libro hubiera sido menos gratificante y el resultado final, seguramente más pobre. Gracias también a Magdalena Giordano Noyola, Jorge Larriva Shad, Raúl Paredes Guerrero y a Patricia Villalo-bos Aguilera. A todos ellos les estoy profundamente agradecido pues sus comentarios, sugerencias y correcciones indudablemente contribuyeron a mejorar este libro.

Querétaro, Qro., abril de 2008.

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A MANERA DE INTRODUCCIÓN

Hace unos quince mil millones de años, según dicen los entendidos, un huevo incandescente estalló en medio de la nada y dio nacimiento a los cielos y a las estrellas y a los mundos.

Hace unos cuatro mil o cuatro mil quinientos millones de años, año más, año menos, la primera célula bebió el caldo del mar, y le gustó, y se duplicó para tener a quién convidar el trago.

Hace unos dos millones de años, la mujer y el hombre, casi monos, se irguieron sobre sus patas y alzaron los brazos y se abrazaron y se entraron, y por primera vez tuvieron la alegría y el pánico de verse, cara a cara, mientras estaban en eso.

Hace unos cuatrocientos cincuenta mil años, la mujer y el hombre frotaron dos piedras y encendieron el primer fuego, que los ayudó a defenderse del invierno.

Hace unos trescientos mil años, la mujer y el hombre se dijeron las pri-meras palabras y creyeron que podían entenderse.

Y en eso estamos, todavía: queriendo ser dos,muertos de miedo, muertos de frío,buscando palabra.

Eduardo Galeano, “Para la cátedra de historia”

La Jornada (Cultura),domingo 8 de febrero de 1998.

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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 orga-nista de la Capilla del Octágono en la ciudad de Bath y mejor conocido

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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 tempera-tura, 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 tempera-tura 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) sen-taron 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 es-tudio de la radiación electromagnética.

La astronomía contemporánea estudia el universo observando prin-cipalmente los cuerpos que emiten, reflejan o absorben luz. En efecto, analizando las diferentes longitudes de onda y energía del espectro elec-tromagnético, 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 evo-lución 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

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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 pro-fundizar 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, amari-llo, 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

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

Elemento Proporción**Hidrógeno (H) 1, 000, 000Helio (He) 63, 000Oxígeno (O) 690Carbono (C) 410Nitrógeno (N) 87Silicio (Si) 45Magnesio (Mg) 40Neón (Ne) 37Hierro (Fe) 32Azufre (S) 16

* Modificado de J. Emsley (2001). ** Corresponde al número de átomos del elemento con respecto a cada millón de átomos de hidrógeno.

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costumbre de guardar para sí sus descubrimientos; por ejemplo, tardó 27 años en informar que había inventado el cálculo.

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 colabora-ción 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 gra-dos Celsius, respectivamente. Las más pequeñas son las estrellas tipo-M, también llamadas enanas; son de color rojo y tienen aproximadamente

Newton, alquimista y arrianita. En 1936, el famoso economista in-glés, John Maynard Keynes (1883-1946), adquirió en una subasta, documentos inéditos de Newton que revelaron su interés en la alqui-mia y su pertenencia a los arrianitas, secta herética que negaba a la Santa Trinidad.

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la mitad de la masa de nuestro Sol. Las enanas rojas queman lentamente su combustible y comparativamente son estrellas frías y poco brillan- tes, su temperatura es menor a los 3 500 ºC. La temperatura en la super-ficie 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 ma-sivas, y las más comunes y de menor tamaño, como nuestro Sol. Las es-trellas gigantes se llaman así porque cuando nacen tienen al menos ocho o más veces la masa solar. Esta dimensión es ciertamente titánica si recor-damos 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 Ke-pler (1571-1630) describió la aparición de una nova en 1604. Ésta fue la última supernova observada a simple vista. El nombre supernova fue acu-ñado por el astrofísico búlgaro Fritz Zwicky (1898-1974) y el astrónomo alemán Walter Baade (1893-1960). Estos científicos, en un conciso resu-men (Supernovae and Cosmic Rays) de un solo párrafo y 24 líneas, pu-blicado (Physical Review) en 1934, explicaban el mecanismo de formación de las supernovas y de las hasta ese entonces desconocidas estrellas de neutrones.

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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 hela-das, 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.

Estrella de neutrones

Agujero negro

Supernova

Giganteazul

Sol

Giganteroja

Enana blancaGases y polvo interestelar

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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 mesoameri-canos 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

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) cru-zando 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.

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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 neu-trones 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 co-nocen. 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 espa-cio 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 nu-cleosíntesis 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. Cuan-do 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

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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 ex-ternas, 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 escu-driñada recientemente por el telescopio espacial Hubble. Las imágenes son de una nitidez incomparable y han revelado que en su seno la nebu-losa 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 men-ción a Dios, Laplace respondió: “no he tenido la necesidad de plantear esa hipótesis”.

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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 explo-sión 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 mar-zo 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 ma-teria 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 astró-nomos 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 apreta-da 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 equivo-cado en varios detalles, se encargó de popularizarla. A la fecha, se trata del modelo que brinda las explicaciones más razonables y plausibles acer-ca del origen y evolución del universo actual, y por ello cuenta con la mayor aceptación entre los cosmólogos contemporáneos.

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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 medi-da que el universo se expande, la radiación que contiene se iría en-friando cada vez más. Esta radiación, que se conoce con el nombre de radiación de fondo de microondas, se produjo durante los primeros se-gundos del evento, cuando los pro-tones 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 debe-ríamos 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 reali-zaron los físicos Arno Penzias y Robert Wilson, quienes, según refie-

Átomos. Constituidos en un núcleo rodeado por una nube de electrones con carga eléctrica negativa, los átomos son las unidades más pequeñas que conservan las propiedades químicas de un elemento. El núcleo atómico contiene dos clases de partículas subatómicas: los protones, con carga eléctrica positiva, y los neutrones, que carecen de carga eléctrica. El número de protones del núcleo corresponde al número atómico del elemento. La cantidad de protones junto con la de los electrones y neutrones determina, tanto las características químicas, como la posición, en orden creciente, que ese átomo en particular ocupa en la tabla periódica de los elementos (ver figura 2.2). Prácticamente toda la masa de un átomo se localiza en el núcleo, pues la masa de los electrones es despreciable (~2 000 veces menor que la del protón y el neutrón). Así, el número de masa atómica de los elementos está dado por la suma de protones y neutro-nes contenidos en su núcleo. La nube de electrones es atraída al núcleo por la fuerza electromagnética de los protones, la cual, dependiendo de la distancia y energía, se describe como orbitales atómicos o simplemente niveles de energía.

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ren los enterados, se toparon con lo que no estaban buscando y al encon-trarlo, 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 radia-ción de microondas resultó ser una especie de remanente o fósil cósmico de la gran explosión. Los estudios de esta radiación de fondo con el saté-lite 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 inimaginable 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 estruc-turas 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 uni-verso primitivo, en los albores del renacimiento cósmico se favoreció la

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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 existen-cia 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

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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 elemen-tos 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.

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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 elemen-tos más pesados que el hierro es entre 10 000 y un millón de veces menor. Para los ex-pertos, 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.

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carlos valverde rodríguez

Para saber más:

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

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

íNDICE

PREFACIO Y AGRADECIMIENTOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

A MANERA DE INTRODUCCIÓN. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

CAPíTULO 1. LA ALQUIMIA CÓSMICA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15El color del crisol sideral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15La huella de las estrellas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16Novas y supernovas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19La forja de los elementos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22El cataclismo: preludio del renacimiento cósmico . . . . . . . . . . . . . . 24El eco del Big Bang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

CAPíTULO 2. LOS LADRILLOS DE LA VIDA. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31Ingredientes básicos para un organismo viviente. . . . . . . . . . . . . . . . 31Ligeros, pequeños y abundantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36A mayor peso más escasos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

Macrominerales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39Elementos traza y ultratraza . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

CAPíTULO 3. LOS HALÓGENOS Y LA SAL DE LA VIDA . . . . . . . . . . . . . . . 47Halógenos y medio interno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

Homeostasis y homeorresis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48Halógenos. Los hacedores de sal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50

El regalo de Fen-huang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50La sal de la vida . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

Halógenos y los Sistemas Biológicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55El flúor. Sólo benéfico y no biogénico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57El cloro y la sal. Memoria oceánica de la vida . . . . . . . . . . . . . . . . . 59

El bromo y el color púrpura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60El yodo, la glándula tiroides y el bocio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

Tan escaso como importante . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64Cuando falta el yodo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65El yodo en la sal de mesa. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67Yodo radioactivo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68

CAPíTULO 4. PARA PEGAR Y DESPEGAR HALÓGENOS . . . . . . . . . . . . . . . 73Halogenación y deshalogenación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73Y en el principio los halometabolitos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74El manejo biológico de los halógenos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

Receta para sintetizar halometabolitos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77Construcción de corazas y armaduras. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77

Fábricas marinas de organohalógenos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78Células precursoras de la glándula tiroides . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79

La maquinaria celular que atrapa halógenos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80Organificación de halógenos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81Para remover átomos de halógeno (deshalogenación) . . . . . . . . . . . 83

CAPíTULO 5. LA GLÁNDULA TIROIDES, UNA FÁBRICA DE YODOMETABOLITOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87

¿Qué hacen las glándulas sin conductos? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87El preludio de la endocrinología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89Hormonas: mensajeros químicos del organismo . . . . . . . . . . . . . . . . . 91Nacimiento y metamorfosis de la endocrinología . . . . . . . . . . . . . . . 93Serendipia. Los cristales ricos en yodo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96

¿Más de una hormona tiroidea? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98La fábrica de hormonas tiroideas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99

Los morfogenes de los sistemas tiroideos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105

CAPíTULO 6. ¿QUÉ HACEN Y CÓMO ACTúAN LAS HORMONAS TIROIDEAS? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111

Regulación del metabolismo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111Efectos morfogenéticos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111¿Cómo actúan las hormonas tiroideas? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114

Copiado y traducción de genes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114

El memorioso genoma. La recapitulación química de la vida . . . . . 115El redescubrimiento de Mendel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116La edad de oro de la genética . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118

Los receptores de hormonas tiroideas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121¿Cómo se regula la función tiroidea? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

La pituita o flema (del griego phlégma, humor) cerebral. . . . . . . . . . 123Aporte de yodo y regulación local . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124La cascada de señales neuroendocrinas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125Sistemas tiroideos. Los eslabones de la cascada . . . . . . . . . . . . . . . . . 126Servomecanismo y tirostato . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126Desyodasas. Hormonas a la medida y para toda ocasión . . . . . . . . . . 129

CAPíTULO 7. YODO, GENES Y SIMIOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135El tempo de la historia de vida . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135

Plasticidad fenotípica y heterocronía . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136Qué es y qué no es la evolución . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137La familia del hombre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138De homínidos al homo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139

Los primeros pasos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140Buscando al homínido más antiguo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141La aparición del género homo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143Primeros vestigios de Homo en Europa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145Los neandertales. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147

El tamaño del cerebro. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149Encefalización. El órgano más costoso . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151

Yodo y evolución . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153El menú de nuestros antepasados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154

CAPíTULO 8. EPíLOGO. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159

íNDICE ONOMÁSTICO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161

íNDICE ANALíTICO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165