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ÍNDICE

RECINTO DE LA V REUNIÓN DE SOMA

Auditorio "Marcos Moshinsky" del Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

México D.F.

I. Comité Organizador ……………………………………... 3

II. Patrocinadores y Anuncios ………………………………. 4

III. Programa de la V Reunión de SOMA …………………... 5

IV. Resúmenes del Lunes 16 de Junio ………………………. 8

V. Resúmenes del Martes 17 de Junio ……………………… 27

VI. Resúmenes de Carteles …………………………………... 58

VII. Directorio de SOMA ……………………………………... 93

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COMITÉ ORGANIZADOR Organizadores en jefe Rafael Navarro-González Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Elva Escobar-Briones Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM José de la Herrán Dirección General de Divulgación de la Ciencia, UNAM Administración y Finanzas Eduardo Alberto Piña Mendoza Dirección General de Divulgación de la Ciencia, UNAM Guadalupe Cordero Instituto de Geofísica, UNAM Enlace con empresas José Guadalupe de la Rosa Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Comité editorial Irma Lozada-Chávez Centro de Ciencias Genómicas, UNAM Sandra Ignacia Ramírez Jiménez Centro de Investigaciones Químicas, UAEM Página web Antígona Segura Peralta Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Irma Lozada-Chávez Centro de Ciencias Genómicas, UNAM Apoyo Paola Molina Sevilla Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Julio Ernesto Valdivia-Silva Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Alejandro Nabor Lozada Chávez Instituto de Investigaciones Biomédicas, UNAM Paulina Pinedo González Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM José Enrique Iñiguez Pacheco Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Cruz Lozano Ramírez Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Ramiro Álvarez Meraz Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Marisol Sánchez Flores Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Jesus Zendejas Domínguez Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Isaac Daniel Pérez Cortés Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Jorge Armando Romo Bonilla Facultad de Ciencias, UNAM Myrna Laura Martínez Robles Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM Leticia Jiménez Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM Soporte Técnico Antonio Ramírez Fernández Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Enrique Palacios Boneta Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

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PATROCINADORES

Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM http://www.nucleares.unam.mx/

Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM

http://www.icmyl.unam.mx/

Instituto de Geología, UNAM

http://www.geologia.unam.mx/

Dirección General de Divulgación de la Ciencia, UNAM http://www.universum.unam.mx/

Varian Inc.

http://www.varianinc.com/

ABC Instrumentación Analítica http://www.abcia.com.mx/

EXPOSICIÓN DE METEORITAS Instituto de Geología, UNAM

Curadores y responsables de la exposición: (Seminario Mexicano de Meteorítica)

Víctor Malpica

Fernando Ortega Consuelo Macias Margarita Reyes Sonia Ángeles

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PROGRAMA DE LA V REUNIÓN DE LA SOCIEDAD MEXICANA DE ASTROBIOLOGÍA

LUNES 16 MARTES 17

08:30 09:15 Registro, entrega de papelería y colocación de carteles 09:15 09:30 Inauguración de la V Reunión de SOMA 08:30 09:00 Registro y entrega de papelería

Sesión 1 Moderador: José de la Herrán Sesión 5 Moderadora: Guadalupe Cordero 09:30 10:30 ‘Tail-End' Accretion of Gas onto Pre-Planetary Disks

Henry Throop 09:00 10:00 Autentificación de los orígenes e indigeneidad de las moléculas orgánicas

antiguas: Estableciendo las condiciones para el origen de la vida en la Tierra prebiótica Steven Macko

10:30 11:00 De la química estelar a la inteligencia humana Armando Arellano Ferro

10:00 10:30 Los límites de la vida desde la perspectiva de los extremófilos Sandra I. Ramírez Jiménez

11:00 11:30 La relatividad y los viajes espaciales Miguel Alcubierre

10:30 11:00 Diversidad de organismos metanógenos en el lago hipersalino de Tirez, un ambiente análogo de Europa Irma Lozada-Chávez

11:30

12:00

Exposición de Carteles I y Café

11:00

11:30

Exposición de Carteles III y Café

Sesión 2 Moderadora: Sandra I. Ramírez Sesión 6 Moderadora: Irma Lozada 12:00 12:15 Dinámica de sistemas planetarios en diferentes ambientes

galácticos Juan J. Jiménez-Torres

11:30 12:30 Sobre la evolución del código genético: vestigios de invariancia de escala del Mundo de RNA en genomas actuales de procariontes Marco José Valenzuela

12:15 12:30 Una fuente de energización en los anillos de Saturno Dolores Maravilla

12:30 12:45 Caracterización de la microflora perteneciente a la zona geotérmica “Los Baños” en Actopan, Veracruz Dora Luz Pinzón Martínez

12:30 13:00 ¿Exo-planetas o estrellas dobles? La inhabitabilidad de los sistemas exo-planetarios conocidos Arcadio Poveda

12:45 13:00 Sistema anquihalino: ambientes extremos hipóxicos y quimiosintéticos Olmo Torres Talamante

13:00 13:15 Las super-tierras de gliese 581 y la definición de zona habitable Antígona Segura Peralta

13:00 13:15 Las superficies, el HCN y la evolución química María Colín García

13:15 13:30 Campo magnético de los planetas extrasolares Héctor J. Durand Manterola

13:15 13:30 Perspectiva estructural para la comparación de genomas completos Claudia Sierra Menchaca

13:30 14:00 Historia de la idea de la pluralidad de mundos habitados: “el caso de México” Jorge Sánchez González

13:30 14:00 ¿Vivir en Marte? (Divulgación Científica) Federico Nájera Febles

14:00

16:00

COMIDA

14:00

15:30

COMIDA

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Sesión 3 Moderadora: Antígona Segura

Sesión 7 Moderador: Rafael Navarro

16:00 17:00 What isn’t Complexity? Christopher Rhodes Stephens

15:30 15:45 Estudio MHD de la erosión de la exósfera de Marte E. M. Schneiter

17:00 17:30 Las redes complejas y la evolución de la materia viva Octavio Miramontes

15:45 16:00 Los barrancos marcianos y algunos argumentos contra la existencia de agua líquida en la superficie de Marte Yolanda Cedillo Flores

17:30 18:00 Fracturación y deformación durante eventos de impacto de grandes bólidos y sus implicaciones para la evolución de las superficies planetarias Jaime Urrutia Fucugauchi

16:00 16:15 Búsqueda de materia en Marte mediante métodos térmicos acoplados a espectroscopia de masas José E. Iñiguez Pacheco

16:15 16:30 Estudio longitudinal preliminar de algunas variables meteorológicas medidas alrededor de la línea de árboles del Pico de Orizaba Luis Cruz Kuri

18:00

18:30

Exposición de Carteles II y Café

16:30

17:00

Exposición de Carteles y Café

Sesión 4 Moderador: Eduardo Piña Sesión 8 Moderador: José de la Rosa 18:30 19:00 La situación actual del gran telescopio milimétrico y las pruebas

de funcionamiento y la instalación de los primeros instrumentos David Hughes

17:00 18:30 Mesa redonda: “La misión Fenix, logros técnicos y científicos” Rafael Navarro González José de la Herrán

19:00 19:30 Antropometría espacial: el perfil del hombre cósmico Ramiro Iglesias Leal

18:30 18:45 Cierre de la V Reunión de SOMA

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EXPOSICIÓN DE CARTELES

SESIÓN I

• Producción y detección de metano en planetas habitables Andrés Guzmán Marmolejo, Antígona Segura Peralta y Elva Escobar Briones

• Síntesis e identificación de compuestos orgánicos bajo condiciones hidrotermales simuladas Paulina Pinedo González y Rafael Navarro-González

• Pérdida de masa atmosférica por vientos estelares en planetas alrededor de estrellas enanas M Jesús Zendejas Dominguez, Antígona Segura y Alejandro Raga

• Producción abiótica de oxígeno en atmósferas planetarias Antígona Segura Peralta, Victoria Meadows, James Kasting, John Scalo, David Crisp y Maryin Cohen

SESIÓN II

• Interacción de superficies minerales con aminoácidos y su relevancia en la evolución química Laura López-Esquivel, Alicia Negrón-Mendoza y Sergio Ramos-Bernal

• Determinación de materia orgánica y carbonatos en el suelo del desierto de Mojave-EEUU, un posible análogo de Marte mediante cuantificación de dióxido de carbono por cromatografía de gases, espectrometría de masas José de la Rosa, Rafael Navarro-González y Sergay Sedow

• Factores físicos y químicos que limitan el crecimiento del bosque en el pico de Orizaba, con miras a la terraformación de Marte Paola Molina Sevilla y Rafael Navarro González

• Interacciones microbio-mineral en tapetes microbianos derivados del baño San Ignacio, N.L. Mariajose Peña, Felipe Torres de la Cruz y Elizabeth Chacón B.

SESIÓN III

• Evaluación de la adaptabilidad de bacterias halófilas a un ambiente simulado del satélite Europa Horacio Terrazas Hoyos, Sandra I. Ramírez Jiménez y Enrique Sánchez Salinas

• La zona de mínimo oxígeno en el pacífico oriental tropical y su efecto sobre la estructura de la comunidad macrobéntica en sedimento Eduardo Cosgalla Vargas y Elva Escobar Briones

• El estrés y los viajes prolongados al espacio Maria Elena Aguilar Mena

• Viviendo en ambientes extremos: zooplancton y radiación UV en dos lagos tropicales de alta montaña Clara Nehely Delgado Oceja y Javier Alcocer Durand

• Los suelos hiperáridos de pampas de la Joya, (desierto de Atacama en el sur del Perú) como un nuevo análogo a Marte Julio E. Valdivia-Silva y Rafael Navarro González

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RESÚMENES LUNES 16 DE JUNIO

El contenido de los resúmenes es responsabilidad exclusiva de los autores

TAIL END’ ACCRETION OF GAS ONTO PRE-PLANETARY DISKS Henry B. Throop, Southwest Research Institute, Boulder, CO, USA; on leave at UNAM-

CU 2008 John Bally, Univ. Colorado, Boulder, CO, USA

Young stars orbiting in the gravitational potential well of forming star clusters pass through the cluster’s dense molecular gas and can experience Bondi-Hoyle accretion from reservoirs outside their individual protostellar cloud cores. Accretion can occur for several million years after the stars form, but before the cluster disperses. This accretion is predominantly onto the disk and not the star. N-body simulations of stars orbiting in three young model clusters containing 30, 300, and 3000 stars are presented. The simulations include the gravitational potential of the molecular gas which smoothly disperses over time. The clusters have a star formation efficiency of 33% and a radius of 0.22 pc. We find that the disks surrounding solar-mass stars in the N=30 cluster accretes < 0.01 M

� (1

minimum-mass solar nebula, MMSN) per Myr, with a 1σ width of 50 times due to variations in initial stellar positions and velocities within the cluster. The accretion rate scales as M2.1±0.1 for stars of mass M. The accretion rate is < 5 times lower for N=3000 cluster, due to its higher stellar velocities and higher temperature. The Bondi-Hoyle accretion rates onto the disks are several times lower than accretion rates observed directly onto young stars (e.g., Muzerolle et al. 2005): these two accretion rates follow the same M2 behavior and may be related. The accreted disk mass is large enough that it may have a substantial and unappreciated effect on disk structure and the formation of planetary systems. We discuss a variety of implications of this process, including its effect on metallicity differences between cluster stars, compositional differences between a star and its disk, the formation of terrestrial and gas-giant planets, and isotopic anomalies observed in our Solar System. This work has been reported in Throop & Bally 2008 (AJ 135/2380-2397). Stars do not form in isolation. For the first several Myr after birth, the environment a star is born into can play a major role in the evolution of a star and its disk. Photo-evaporation and removal of disks by UV light is one well-known example (Throop and Bally, 2005; Matsuyama et al., 2003; Johnstone et al., 1998); close stellar encounters and disk stripping is another (Adams et al., 2006). We study here a third environmental process: late-phase gas accretion from the ISM onto young disks, which occurs during the several Myr after the star and disk are born and planets begin to form, but before the nascent cluster (and its gas) disperses. The physics of this process has been studied extensively in the star-formation literature, but it has never been applied to pre-planetary disks or planet formation. We have developed the framework for this process and demonstrated that it can be an important mechanism with significant implications for the formation and evolution of planets and disks. Our key findings are: • Bondi-Hoyle accretion can occur as stars orbit through dense cloud cores located

near their birth environments. Gas is accreted toward the star, but is intercepted by the disk before it hits the star. Accretion can occur for the several Myr between formations of the first YSOs until dispersal of the molecular cloud.

• For solar-mass stars in Taurus-sized clusters (N=30), the accretion rate is < 10−8 M�

yr−1 (one MMSN per Myr); the rate scales with stellar mass as dM/dt ∝ M2. • Accretion onto stars up to 10 M

� is robust against stellar winds, outflows, radiation

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pressure, and turbulence under most conditions. • For a fixed cluster diameter, the accretion rate is weakly dependent on the cluster

density. Increasing N by a factor of 102 decreases accretion rate by only a factor of 3. The lower gas density in small clusters is offset by the ease of accretion at their lower stellar velocities.

• Accretion is an episodic process. The accretion rates during brief plunges through the cluster core are up to 10 times higher than the lowest accretion rates for the same star. Intrinsic variations in gas density and velocity contribute further to the episodic nature of accretion.

• The scatter in time-averaged mean accretion rates for stars of the same mass in the same cluster is a factor of < 7; the scatter in instantaneous accretion rates for the same stars is a factor of < 50. The scatter is due to the spread in positions and velocities of individual stars and by the variations in the density of ambient medium.

• The mean accretion rate is a few times higher than the median rate, because most accretion occurs where stars are moving quickly and least likely to be observed.

• Bondi-Hoyle accretion onto disks cannot be solely responsible for the dM/dt ∝ M2 accretion observed onto young stars, but these two accretion processes may be linked by mass transport through the disk. The BH accretion rate has similar slope and scatter to stellar accretion rates, but is < 5 times lower than observed accretion rates.

• Accretion onto the disk is a low-energy process and difficult to detect directly, but may be visible in mid-IR rotational and/or vibrational transitions of H2, CO, CS, and OH.

• Variations in chemical abundances in the gas cloud can be caused by pollution from massive stars. Accretion of this gas can result in a disk with substantially different metallicity than its star. Isotopic and bulk chemical heterogeneities in meteorites and terrestrial material may be caused by tail-end BH accretion of recent nucleosynthetic products produced by massive stars and/or supernovae. Accretion may also explain observed large metallicity variations in the atmospheres of young stars.

While we estimate the amount of mass deposited during tail-end accretion, the detailed dynamics of accretion onto an existing disk are not well understood, and additional modeling is needed to understand the deposition of mass and angular momentum onto the disk.

Figure 1. Cartoon of Bondi-Hoyle accretion. The star is moving to the left relative to the ISM. Gas is focused toward the star. Most material accretes behind the star, where opposing stream-lines meet and cancel their velocities.

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BH accretion often builds up a large, temporary accretion disk, which deposits material onto the star’s circumstellar disk.

Figure 2. Left: The core of the Orion nebula as seen by HST, with the Trapezium cluster of O/B stars. Superimposed is the trajectory of one star in the N=3000 N-body simulation. The star’s orbit takes it through diverse portions of the nebula, with orbital crossing times ≈ 105 yr. Before the O/B stars turn on, Bondi-Hoyle accretion can grow the disk mass substantially. Right: Overhead view of our N-body simulations.

DE LA QUIMICA ESTELAR A LA INTELIGENCIA HUMANA Arellano Ferro, Instituto de Astronomía, UNAM

armando@astroscu.una.mx Introducción Se describirá el procedimiento que se emplea con mayor frecuencia actualmente en la astronomía para determinar la composición química en la atmósfera de una estrella y se enfatiza en cuales son los parámetros físicos relevantes que gobiernan la apariencia del espectro observado. Se define el concepto de metalicidad y la escala con la que ésta se mide en los diversos entornos cósmicos. La composicion quimica y los planetas masivos Relataremos cómo estos procedimientos espectroscópicos han conducido a la detección de peculiaridades químicas en estrellas con planetas gigantes, en comparación con las estrellas de la vecindad solar sin planetas detectados. Se discuten posibles causas para la correlación entre la presencia, formación y conservación de planetas gigantes con la metalicidad de la nube interestelar que da origen a las estrellas y sus sistemas planetarios. Se plantean sesgos observacionales originados en nuestra incapacidad actual para detectar planetas terrestres (menos masivos) y con períodos orbitales más largos. La vida en un Universo hostil y sus protectores Una serie de reflexiones sobre los requerimientos de un entorno planetario para formar planetas como la Tierra; sobre las condiciones para la conservación en esos planetas alrededor de la estrella; sobre la distribución de edades de planetas terrestres en el

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Universo; sobre la intrincada serie de condiciones físicas que deben concurrir para favorecer el desarrollo de la complejidad molecular que condujo a la vida en la Tierra, conduce a pensar que la vida como la conocemos podría ser excepcional, una casualidad. Y aun, una vez generada la vida compleja y primitiva, suponer que la evolución deriva invariablemente hacia la homo-inteligencia (inteligencia humana como la conocemos) es una visión antropocéntrica del mundo que conviene erradicar para investigar con objetividad. Conclusiones A pesar de la evidencia fósil sobre la evolución temporal de la masa encefálica hacia mayores tamaños en animales encefálicos, se presentan algunos problemas interpretativos que conducen a concluir que el registro fósil sugiere que la homo-inteligencia no es un punto de convergencia en la evolución.

LA RELATIVIDAD Y LOS VIAJES ESPACIALES Miguel Alcubierre, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM

malcubi@nucleares.unam.mx

En esta charla se discuten las limitaciones que la relatividad imponen a los viajes espaciales, en particular a los viajes a velocidades mayores a la velocidad de la luz. De discuten los dos motivos por los que es imposible viajar mas rápido que la luz, a saber, el aumento relativista de la inercia de los objetos, y las violaciones a la causalidad. También se mencionan los requerimientos energéticos para viajar a velocidades cercanas a las e la luz. Finalmente se discute el tiempo que sería necesario para colonizar la Vía Láctea viajando a velocidades moderadas de un 10% de la velocidad de la luz.

DINÁMICA DE SISTEMAS PLANETARIOS EN DIFERENTES AMBI ENTES GALÁCTICOS

Juan J. Jiménez-Torres, Instituto de Astronomía, UNAM jjimenez@astroscu.unam.mx

Bárbara Pichardo, Instituto de Astronomía, UNAM Introducción

Desde el punto de vista dinámico, los sistemas planetarios y protoplanetarios son entidades físicas frágiles, es decir, interacciones gravitacionales con estrellas cercanas producen cambios significativos en los parámetros orbitales (excentricidades, inclinaciones, pericentros y apocentros) de planetas y cuerpos en general como cinturones de Kuiper, asteroides y nubes de Oort, que conforman estos sistemas. En particular el sistema Solar no ha sufrido recientemente algún tipo de interacción cercana. Hablare de las razones que nos conducen a creer que el sistema Solar sufrió en el pasado lejano algún tipo de interacción probablemente en la nube que le dio origen.

El ambiente en el que se encuentra el Sol actualmente es muy distinto al de otras regiones de la Galaxia o de otras galaxias. Los sistemas planetarios o protoplanetarios en los diferentes ambientes de la Galaxia (cúmulos globulares y abiertos, regiones de formación estelar, bulbo, núcleo, halo estelar, etc.) o en distintos tipos de galaxias (espirales tempranas, tardías, elípticas) están sometidos a densidades estelares que pueden provocar condiciones orbitales extremas en los discos planetarios, tales como altas excentricidades con cortos pericentros que implicaría dificultades serias para la habitabilidad planetaria.

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El objetivo de este trabajo es estudiar el efecto orbital de diferentes ambientes de la Galaxia (y de otras galaxias) sobre un sistema planetario. Para ello hemos construido herramientas computacionales que simulan un disco de partículas perturbado por los pasos consecutivos de estrellas a las masas, velocidades y densidades de distintas regiones de la Galaxia.

Métodos

Hemos construido un código que es una representación simple de un sistema planetario (o disco de escombros). El disco se encuentra bajo la influencia gravitacional de la estrella central y de una estrella pasajera. Para resolver las ecuaciones de movimiento hemos utilizado el integrador Bulirsh-Stoer. Calculamos las principales características orbitales tales como excentricidad, inclinación, pericentro y apocentro de las partículas. Las condiciones iniciales usadas en nuestras simulaciones son un disco de 5,000 partículas distribuidas a diferentes fases desde 1 hasta 100 UA.

Resultados

Para la Vecindad Solar construimos un código que para cualquier estrella con posición, movimientos propios y velocidades radiales conocidos, nos proporciona la trayectoria, la distancia de máximo acercamiento al Sol, y el tiempo para el encuentro. Este código usa un potencial Galáctico axisimétrico que incluye bulbo, disco y halo. Encontramos que la estrella Gliese 710 es la estrella que tendrá el mayor acercamiento al Sol a 0.34 pc, 1.36 Ma en el futuro. En la Vecindad Solar, la excentricidad (o cualquier parámetro orbital) no cambian por la perturbación.

Las densidades en nubes de formación estelar cambian de nube a nube, sin embargo son lo suficientemente altas como para producir encuentros a 200 UA, entre cada par de estrellas. Nuestros resultados muestran que el efecto de la estrella pasajera es importante sobre la parte externa del disco. Obtenemos excentricidades de hasta 0.4 en la parte externa del disco.

Para cúmulos estelares, tomamos 15 cúmulos globulares con parámetros conocidos, tales como radio de core y densidad central. Usamos la ley de densidad de Schuster (Ninkovic 1998). Posteriormente calculamos el camino libre medio entre colisiones sucesivas sobre una sección eficaz de 200 UA, así como el tiempo entre colisiones y el número de colisiones en un tiempo de la quinta parte de la edad del Sol (109 años). De la muestra de cúmulos globulares podemos ver que al menos en las regiones centrales, las estrellas sufren cientos de encuentros, lo que es suficiente para perturbar severamente las órbitas circulares estables.

La región central (o núcleo) de la Galaxia es una región interesante debido a que encierra un entorno dinámicamente violento. Tomamos el perfil de densidad estelar de Genzel et al. (2003), y con esa ley calculamos el camino libre medio, el tiempo entre colisiones y el número de colisiones sobre la sección eficaz de 200 UA a un tiempo de 106 años. El resultado esperado es dramático, sin embargo debido a la dispersión de velocidades muy alta ocasiona que el efecto se vea disminuido. Conclusiones

En el entorno Galáctico actual del Sol, no habrá alteraciones al disco planetario por las estrellas conocidas de la Vecindad Solar. En el entorno de regiones de formación estelar, no parece haber problemas para la habitabilidad planetaria. Para los cúmulos globulares, el efecto de los encuentros estelares es dramático. Las posibilidades de encontrar planetas habitables es muy pequeña hacia las regiones centrales de los cúmulos hasta aproximadamente el radio de media masa. Hacia el núcleo Galáctico el número de encuentros estelares es enorme, y aunque el efecto se ve disminuido por la alta dispersión

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de velocidades, la cantidad de encuentros perturba severamente a los discos planetarios. Un sistema planetario necesita una relativa soledad estelar.

Estos resultados podrían ser útiles, para la búsqueda de señales de vida extraterrestre en diferentes ambientes estelares. Referencias Genzel, R., et al., ApJ, 594, 812 (2003) Ninkovic, S., SerAJ.158..15N (1998)

UNA FUENTE DE ENERGIZACIÓN EN LOS ANILLOS DE SATURN O Dolores Maravilla, Instituto de Geofísica, UNAM

dmaravil@geofisica.unam.mx Elizabeth Martínez-Gómez, Instituto de Astronomía, UNAM

Introducción

Los anillos de Saturno son las estructuras más masivas y brillantes de las estructuras anulares que forman parte del sistema solar. Estas estructuras están formadas de rocas, lunetas y partículas de polvo -conocidas como granos- las cuales están compuestas principalmente de hielo de agua que es eyectado principalmente del satélite Encelado (Esposito 2006; Esposito et al. 2007; Farell et al. 2008). Una contribución menor al polvo que forma parte de los anillos es representada por la eyecta producida por los micrometeoritos que impactan la superficie de los satélites y las colisiones que se producen entre las rocas de los anillos.

Los anillos han sido clasificados como: D, C, B, A, F, G y E. Algunos de estos anillos están separados por brechas y cada uno de estos anillos presenta una estructura fina formada por miles de anilletes de acuerdo con las observaciones de la sonda espacial Cassini.

Los anillos rotan diferencialmente alrededor de Saturno con un periodo igual al periodo de rotación que tendría un satélite que se encontrara en la región de los anillos. Por otro lado, la rotación diferencial de los anillos es la fuente de energía asociada a gran parte de su compleja dinámica. Esta energía de movimiento es convertida en energía de calor a través de las colisiones inelásticas que se producen entre los granos y es radiada por las partículas de polvo a frecuencias en el infrarrojo. Métodos: La ecuación de movimiento para granos neutros

Suponiendo que estamos en un marco de referencia centrado en el planeta, la ecuación de movimiento para granos neutros con masa m, es expresada por:

(1)

En la ecuación (1), el lado izquierdo corresponde a la aceleración del grano mientras

que en el lado derecho, el primer término representa la aceleración de la gravedad debida a la fuerza que Saturno ejerce sobre el grano (G es la constante gravitacional y r es la distancia radial entre el planeta y el grano); el segundo término representa la aceleración estocástica producida por el campo gravitacional entre los granos del mismo anillo y el último término es la aceleración debida a la fuerza de presión de radiación solar (QPR es el coeficiente de presión de radiación ≈1, A es la sección transversal del grano, rHELIO es la

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distancia heliocéntrica entre el Sol y el grano, y J representa el flujo de energía solar).

Resultados

Uno de los grandes dilemas en los anillos de Saturno ha sido comprender su dinámica a partir de las interacciones con el campo gravitacional y con el plasma de la magnetosfera siendo éste último un medio altamente dinámico formado principalmente de iones del grupo de agua. Por otro lado el polvo de los anillos está asociado a múltiples estructuras, algunas de las cuales fueron descubiertas por las sondas Viajero y otras, recientemente por la sonda Cassini, como es el caso de los spokes, los haces de polvo y los hilos del anillo F. Aunque la formación de estas estructuras aún está en debate y en algunos casos no se comprende su dinámica, es un hecho que el polvo debe de tener energía suficiente para generarlas.

De acuerdo con el modelo y resolviendo la ecuación (1) para la población de granos neutros en los anillos C, B, A y E así como para el material diminuto que habita en la División de Cassini, se obtiene la energía ganada por estos granos de acuerdo con la ecuación:

(2)

Donde MR es la masa del anillo, VR es la velocidad kepleriana del anillo, MS es la masa de Saturno (5.68x1026 kg) y r es la distancia radial respecto al centro del planeta. De los resultados también se observa que existen tres regiones diferentes de energización que creemos están asociadas con la composición química del material que los forma (Tabla 1, Figura 1). Estas regiones energizadas se han identificado como: Región I formada por el anillo A y la División de Cassini; Región II constituida por el anillo C y la Región III que la forman los anillos B y E

Conclusiones

• El modelo presenta un mecanismo primario de aceleración-energización para partículas de polvo en los anillos de Saturno. La energía adquirida, acelera al polvo desde el régimen kepleriano considerado como el estado de energía mínima hasta un valor de energía umbral, donde se supone que el polvo adquiere una energía máxima.

• La energía ganada por los granos, podría contribuir a acelerarlos permitiéndoles escapar de los anillos, mecanismo que por otro lado contribuiría a su pérdida de masa.

• Se propone una nueva clasificación de los anillos con base en las zonas de energización encontradas: Región I (División de Cassini y anillo A); Región II (anillo C) y Región III (anillos B y E). En el caso de los anillos D y F, todavía no podemos incluirlos en alguna de estas tres zonas porque se tiene que investigar acerca del comportamiento dinámico de los granos que los forman.

Agradecimientos

E. Martínez-Gómez agradece a DGAPA (UNAM) por la beca post-doctoral. Este trabajo fue también financiado por DGAPA (UNAM), proyecto IN-111207. Referencias L. W. Esposito, Planetary rings, (Cambridge Planetary Science, UK), chap. 15, 150, (2006) L. W. Esposito et al., Icarus, 196, 278, (2008) W. M. Farell et al., Geophysical Research Letters, 35, L02203 (2008)

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Tabla 1. Energía máxima disponible en los anillos de Saturno. Anillo Energía máxima disponible (eV)

C 4.27x1045

B 1.02x1047

División de Cassini

1.48x1045

A 1.64x1046

E 7.49x1035

¿EXO-PLANETAS O ESTRELLAS DOBLES? LA INHABITABILIDAD DE LOS SISTEMAS EXO-PLANETARIOS CONOCIDOS

Arcadio Poveda, Instituto de Astronomía, UNAM poveda@servidor.unam.mx

Patricia Lara, Facultad de Ciencias, UNAM

La búsqueda frenética de exo-planetas nos ha llevado a identificar 293 de los cuales conocemos los elementos orbitales de 254 en orbita alrededor de 249 estrellas. De estos sistemas exo-planetarios (al día de hoy) el de mayor multiplicidad es el de 55 Cancri con 5 planetas. La riqueza de este inventario permite hacer algunos estudios estadísticos de interés tanto astronómico como astrobiológico. En esta presentación fijaremos nuestra atención principalmente en las características astronómicas de los exo-planetas conocidos, con la intención de identificar cuales sistemas pueden ser “habitables”.

Un estudio bastante uniforme y exhaustivo de unas 1000 estrellas, por Fischer y colaboradores, muestra que 1 de cada 4 tiene un exo-planeta masivo. El examen de las características orbitales de todos los exo-planetas conocidos ( excentricidades vs. periodos ) muestra claramente que estos exo-planetas tienen características orbitales típicas de las estrellas dobles, claramente diferentes de las características de los planetas en el Sistema Solar y, en general, de las que uno esperaría encontrar en planetas formados en los discos protoplanetarios conocidos.

Discutiremos la diferencia entre estrellas binarias y sistemas exo-planetarios haciendo énfasis en el origen de los planetas a partir de condensaciones en discos protoplanetarios; esta definición de planeta implica orbitas cuasi-circulares ( e ≤ 0.1 ) y dinámicamente estables las cuales son precisamente las de mayor interés astrobiológico.

Nuestro análisis de las características orbitales de todos los exo-planetas conocidos, con estrellas primarias de tipo espectral G, muestra que solo tres exo-planetas se encuentran en la “zona habitable”, estos son: HD160691e, HD28185b y HD108874b, sin embargo las masas de estos exo-planetas: msen i > 0.6 Mj no corresponden a planetas sólidos y por lo tanto podemos concluir que de toda la muestra de exo-planetas, con primarias tipo G, ninguno parece tener características de habitabilidad.

LAS SUPER-TIERRAS DE GLIESE 581 Y LA DEFINICIÓN DE ZONA HABITABLE

Antígona Segura Peralta, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM antigona@nucleares.unam.mx

Lisa Kaltenegger, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Introducción

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En el 2007, Udry y colaboradores (Udry et al., 2007) reportaron el descubrimiento de dos exoplanetas alrededor de la estrella Gliese 581 (Gl 581). Las masas de estos exoplanetas son de 5 y 7.7 veces la masa terrestre. El exoplantea de 5 masas terrestres (Gl 581c) es el planeta más pequeño que se ha detectado hasta la fecha. Estos autores calcularon que la temperatura del exoplaneta podría estar entre los -3°C y los 40°C.

A partir de este descubrimiento los expertos en la determinación de zonas habitables analizaron el caso particular del sistema planetario alrededor de Gl 581 encontrando que Gl 581c estaba muy cerca de su estrella para ser habitable (von Bloh et al. 2007, Selsis et al. 2007). En cambio, Gl 581d, con una masa de ~8 masas terrestres y localizado a una distancia de su estrella de 0.025 UA, está justo en el límite exterior de la zona habitable.

En esta plática se presentarán las definiciones de zona habitable y los trabajos que han calculado este parámetro para Gl 581, así como resultados preliminares del posible espectro de Gl 581d.

Modelos

La determinación de la zona habitable de una estrella depende en principio de la cantidad de energía que esta emite, sin embargo, un planeta que se encuentre en la zona habitable no necesariamente estará habitado. El planeta además debe tener ciertas características entre ellas poseer una atmósfera densa y agua. Para determinar la zona habitable de la estrella se requiere utilizar un modelo climático que calcule la temperatura superficial de un planeta dada cierta composición de su atmósfera. En este caso se presentarán dos modelos utilizados por Selsis et al (2007) y von Bloh et al (2007) así como el cálculo de la posible temperatura superficial de Gl 581d a partir de un modelo radiativo-convectivo acoplado a un modelo fotoquímico. En este último caso se calculó el espectro de Gl 581d usando un modelo de transferencia radiativa. Resultados y Conclusiones Los cálculos son definitivos con respecto a Gl 581c, incluso considerando las incertidumbres de los modelos climáticos y los límites más laxos de habitabilidad este planeta se haya definitivamente fuera de la zona habitable de Gl 581. Para Gl 581d, el resultado es incierto. Este planeta podría ser habitable bajo ciertas consideraciones. Se espera que nuevas observaciones nos permitan indagar la composición de este planeta y su potencial de habitabilidad. Referencias F. Selsis, J. F. Kasting, B. Levrard, J. Paillet, I. Ribas, X. Delfosse, Astron. & Astrophys. 476, 1373, (2007) W. von Bloh, C. Bounama, M Cuntz, S. Franck, Astron. & Astrophys. 476, 1365, (2007) S. Udry, X. Bonfils, S. Delfosse, T. Forveille, M. Mayor, C. Perrier, F Bouchy, C Lovis, F. Pepe, D. Queloz, J.-L. Bertaux. Astron. & Astrophys. 469, L43, (2007)

CAMPO MAGNÉTICO DE LOS PLANETAS EXTRASOLARES Héctor Javier Durand Manterola, Instituto de Geofísica, UNAM

hdurand_manterola@yahoo.com

Introducción Existen diversas teorías, más o menos acertadas, que permiten explicar el campo

magnético de un cuerpo planetario. La primera, propuesta por William Gilbert en 1600 en su libro “De Magnete”, fue la de la magnetización permanente. El mecanismo mas aceptado actualmente es el modelo de dinamo. A pesar de que es el mejor modelo tiene algunos problemas. Por ejemplo la teoría predice que el eje del dipolo no puede estar

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paralelo al eje de rotación y Saturno tiene sus dos ejes paralelos. La teoría tambien predice que el eje del dipolo no puede estar a ángulos grandes con respecto al eje de rotación y Urano y Neptuno tienen el eje del dipolo orientado a 59° y 47° respectivamente. En resumen todavía no se conoce con seguridad cual es el mecanismo exacto que genera el campo magnético de los cuerpos planetarios.

Sabemos por la ley de Ampere-Maxwell que un campo magnético puede ser generado de dos formas, o por corrientes eléctricas o por variaciones temporales de un campo eléctrico. En el interior de un planeta puede haber cargas libres que generen campos eléctricos, los cuales al variar (por separación y recombinación de cargas), pueden generar campos magnéticos. Sin embargo, por el carácter neutro global de la materia que forma los planetos, podemos suponer que las separaciones de carga que ocurran no serán muy grandes y por lo tanto los campos eléctricos y magnéticos producidos no serán muy intensos. En el caso de corrientes eléctricas, estas pueden producir un campo magnético intenso por lo que los campos magnéticos planetarios es muy probable que sean generados por corrientes en el interior del cuerpo. Estas corrientes pueden ser corrientes moleculares como las que generan la magnetización permanente. Pero dadas las temperaturas que prevalecen en el interior de los planetos y que exceden al punto de Curie, esta magnetización solo podría estar en las capas externas del planeto donde las temperaturas están por debajo de este punto. Desconocemos la magnetización que hay en la corteza de Mercurio pero en la Tierra la intensidad magnética del planeto excede en mucho la magnetización de las rocas de la corteza y en el caso de los gigantes gaseosos las capas superiores son de gas lo cual impide que haya una magnetización permanente. Todos estos argumentos nos permiten desechar la magnetización permanente, es decir, las corrientes moleculares, como fuente del magnetismo planetario y solo queda la posibilidad de que sean corrientes macroscópicas. Para que estas sean posibles debe haber en el interior del cuerpo planetario un material conductor en el cual se produzcan estas corrientes. Si este es el caso, el momento magnético del planeto debe depender de su conductividad y tambien de la cantidad de material conductor el cual a su vez puede depender de la masa total del planeta. Si el mecanismo que genera el campo magnético es del tipo de dinamo entonces el momento magnético tambien debe depender de la velocidad con que rota el planeto, es decir, de su periodo de rotación.

En este trabajo se correlacionan estos tres parámetros, masa m, periodo de giro P, y conductividad eléctrica σ, de los planetos magnéticos del Sistema Solar, con su momento magnético M, para obtener una ecuación empírica que nos permita calcular el momento magnético de los planetas extrasolares. Después se calcula la distancia a la “nariz” de la magnetosfera suponiendo un viento solar como el del Sistema Solar. Relación funcional de M con mσσσσ/P

En el Sistema Solar existen 7 cuerpos planetarios conocidos con campo magnético, a saber: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, La Tierra, Mercurio y Ganímedes.

Las corrientes eléctricas generadas en una capa conductora interna son las que producen el campo magnético de un cuerpo planetario. A estas corrientes contribuyen tres factores; la masa del planeta M (A mayor masa mayor material conductor), el periodo de rotación P del cuerpo y la conductividad de la capa conductora. Juntando los tres factores en un solo parámetro mσ/P. El momento dipolar magnético de los 7 cuerpos planetarios magnetizados del Sistema Solar en función del parámetro anterior se alinean en una curva potencial con la siguiente expresión:

1.1065

Pmσ

1x10M

= − (1)

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Campo Magnético de los “Júpiteres Calientes” Si la relación (1) es una fórmula general para cuerpos planetarios entonces servirá

para predecir el campo magnético de los planetas extrasolares conocidos como “Júpiteres calientes”. La razón para escoger a los “Júpiteres calientes” entre los demás exoplanetas es que como su distancia a la estrella es pequeña, podemos suponer que tienen su rotación atrapada y por lo tanto es igual al periodo de traslación alrededor de su estrella. Conociendo su periodo de rotación y puesto que conocemos su masa entonces, suponiendo que son planetas gaseosos, podemos utilizar la conductividad del hidrógeno metálico para calcular el parámetro σm/P y a través de la formula (1) calcular el momento magnético. En la tabla I podemos ver los valores calculados para 31 Hot Jupiters Distancia a la “nariz” de la magnetosfera

La distancia a la “nariz” n de la magnetosfera se calcula:

61

2

2

v4πM

1.1299n

ρ= (2)

Discusión

En la tabla 1 vemos los datos de 31 Hot Jupiters. La primera columna es el nombre del planeta, la segunda la distancia a su estrella, la tercera es el momento magnético calculado con el modelo empírico y la ultima es la distancia del planeta a la nariz de la magnetosfera. A pesar de estar tan cerca de sus respectivas estrellas las magnetosferas aun son muy grandes. Esto nos muestra que cualquier satélite con atmósfera que orbite alrededor de estos planetas tendrá su atmósfera protegida del arrastre del viento solar. En planetas mas alejados de su estrella que los Hot Jupiters y que tengan satélites en los que las condiciones sean propicias para el surgimiento de la vida es de esperar que tambien tengan campos magnéticos del orden de los calculados y por lo tanto protegerán las atmósferas de esos satélites. Tabla 1. Distancia de su estrella al planeta (a), Momento magnético del Planeta (M) y distancia del planeta a la nariz de la magnetosfera (n).

Planeta a (km) M (Amp-m2) n (km) OGLE-TR-56b 3.37E+06 9.33E+26 4.08E+06 OGLE-TR-113 b 3.41E+06 7.17E+26 3.76E+06 GJ 436 b 4.16E+06 1.31E+25 1.06E+06 OGLE-TR-132 b 4.58E+06 5.19E+26 3.72E+06 HD 63454 b 5.39E+06 8.35E+25 2.13E+06 HD 73256 b 5.54E+06 5.44E+26 4.02E+06 55 CnC e 5.68E+06 7.91E+24 9.89E+05 TrES-1 5.88E+06 1.30E+26 2.54E+06 HD 83443 b 5.98E+06 8.52E+25 2.22E+06 HD 179949 b 5.98E+06 2.15E+26 3.02E+06 HD 46375 b 6.13E+06 4.84E+25 1.85E+06 OGLE-TR-10 b 6.23E+06 1.18E+26 2.51E+06 HD 187123 b 6.28E+06 1.06E+26 2.43E+06 HD 330075 b 6.43E+06 1.47E+26 2.73E+06 HD 2638 b 6.58E+06 8.66E+25 2.31E+06

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HD 209458 b 6.73E+06 1.26E+26 2.63E+06 BD -10 3166 b 6.88E+06 8.54E+25 2.33E+06 HD 75289 b 6.88E+06 7.31E+25 2.21E+06 HD 88133 b 7.03E+06 3.69E+25 1.77E+06 OGLE-TR-111 b 7.03E+06 8.15E+25 2.31E+06 HD 76700 b 7.33E+06 2.76E+25 1.63E+06 Tau-Boo 7.48E+06 9.77E+26 5.39E+06 51 Peg b 7.78E+06 6.71E+25 2.24E+06 HD 49674 b 8.50E+06 1.25E+25 1.32E+06 ups-And b 8.83E+06 9.35E+25 2.61E+06 HD 168746 b 9.72E+06 1.93E+25 1.59E+06 HD 217107 b 1.05E+07 1.15E+26 2.95E+06 HD 68988 b 1.06E+07 2.04E+26 3.59E+06 HD 162020 b 1.08E+07 1.32E+27 6.72E+06 HD 130322 b 1.32E+07 6.04E+25 2.57E+06 HD 160691 d 1.35E+07 1.89E+24 8.16E+05

HISTORIA DE LA IDEA DE LA PLURALIDAD DE MUNDOS HABI TADOS. EL CASO DE MÉXICO

Jorge Sánchez González, Direccion General de Actividades Cinematograficas, UNAM. jorseti@yahoo.com.mx

Introducción La pregunta ¿Hay vida inteligente en otros planetas? es tan antiquísima como

antiquísima es la especulación humana acerca de la posibilidad de volar. Y así vemos que muy tempranamente, el hombre, empezó a contemplar los firmamentos considerándolos como esferas rotativas de estrellas fijas, entre las que se desplazaban los “siete vagabundos errantes”: el Sol, la Luna y los cinco planetas más destacados a simple vista. No obstante, muchísimo antes de que se crearan los más antiguos mitos, el hombre empezó a preguntarse acerca de todo lo que le rodeaba. Las meditaciones del hombre sobre la posibilidad de que exista vida en otros mundos son antiguas y profundas.

El concepto de que la vida racional no sólo existe en nuestro planeta, sino que esta extendida de modo global por un sinfín de mundos, surgió en tiempos remotos, cuando la astronomía se encontraba en estado embrionario. Es probable que el origen de estas ideas se remonte a la época de los cultos prehistóricos, cuando “se vivificaban” los fenómenos y objetos que circundaban al hombre. Con el desarrollo de esta rama de la ciencia, las ideas sobre la multiplicidad de los mundos habitados se hacían más concretas y fundamentadas. La concepción de otros mundos y de vida extraterrestre está asociada invariablemente con las grandes cosmologías del pasado.

Hay que dejar bien claro que esta es una primera aproximación, y por tanto incompleta, a un tema que no ha sido estudiado, pero que merece ser tomado en cuenta para futuras investigaciones. El presente estudio lo he titulado Historia de la idea de la pluralidad de mundos habitados. El caso de México, donde hago una revisión del período comprendido entre 1750 a 1900 analizando y estudiando a las gentes educadas de esa época en el país. Tenemos que dentro de los autores y libros novohispanos relacionados con el tema de la idea de la existencia de vida inteligente en el universo, que en esa época se le conocía con el nombre de la Pluralidad de mundos, hay una variedad de títulos muy significativos que muestran como el tema fue abordado por una amplia gama de autores con diferentes visiones y enfoques que los hacen importantes.

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Esto lo hicimos así, porque en la Nueva España, durante los siglos XVII al XIX, los hombres de ciencia (filósofos, historiadores, teólogos, etc) optaron como verdadera la tesis ecléctica de Tycho Brahe, la cual, aunque inaceptable científicamente desde los estudios de Kepler y Galileo, quienes sancionaron definitivamente el copernicanismo, les proporcionaba en cambio una solución adecuada y que no estaba en abierta oposición con la doctrina de la Iglesia. De ahí los planteamientos esgrimidos tanto por Sigüenza y Góngora y de Gamarra a Clavijero, quienes bebieron de estas teorías, siendo esta, probablemente, la actitud más generalizada de todos ellos. Pero esa postura de nuestros científicos y astrónomos no les impedía adherirse a la teoría heliocentrista a la cual consideraban disimuladamente, como una "mera hipótesis", cuyos cálculos eran aceptables pero que no reflejaban la realidad física que describía. De esa manera se abrazaba plenamente una teoría errónea que salvaba los datos de la Escritura, la de Tycho, y se dejaba de lado la hipótesis de Copérnico que no llenaba los requisitos de la revelación bíblica. Hacia la segunda mitad del siglo XVIII surgen en la sociedad colonial mexicana las primeras manifestaciones bien definidas del pensamiento ilustrado. El florecimiento cultural de la segunda mitad del siglo XVIII en México, ha puesto de manifiesto la importancia que tuvo en este proceso la difusión tanto de la filosofía moderna como de las ciencias físicas teóricas o experimentales, que se estudiaban tanto en Europa desde mediados del siglo anterior y aún antes. Tanto la filosofía como la física constituyeron campos -los más poderosos- y que seguían siendo rectores o modelos para los demás. Fue en este ambiente de auge cultural donde los jesuitas desempeñaron importante papel. Se sabe que en sus escuelas se conocían y estudiaban la filosofía y la física más avanzada. Los cursos de física incluían autores como Bacon, Descartes, Gassendi, Newton, Galileo, Copérnico, Huygens, Torricelli, Boyle, Guericke, y Franklin. Habría que decir que varios de los autores citados fueron fervientes propagadores de la idea de la pluralidad de mundos habitados. La modernidad académica de los jesuitas en el término científico salta a la vista cuando leemos el tipo de temas de física que se debatían en los cursos: se estudiaban la mecánica y las propiedades físicas de los cuerpos; las leyes newtonianas del movimiento, la hidrostática, termometría, acústica, óptica, electrostática, astronomía y sistemas del mundo. Casi no hay rama de la física de la época que no haya sido tratada en las instituciones docentes de los jesuitas. Estas instituciones darían como fruto el eslabón de lo que sería la cadena de enciclopedistas científicos que florecieron en México en los dos últimos decenios del siglo XVIII y principios del XIX.

Aquí estudiaremos y analizaremos como se dieron los primeros flujos de interés por abordar tan significativo tema en el México antiguo, muy en boga en esa época en Europa, Estados Unidos, así, como en otras partes del mundo y con una amplia gama de autores de primerísimo nivel con obra publicada. Además, veremos como es que llegaron a tierras americanas los libros de los más prestigiosos pensadores europeos que abordaron el tema de la Pluralidad de Mundos y la gran influencia que estos causaron en nuestros compatriotas.

Habría que puntualizar claramente una cuestión, al poco tiempo de la llegada de los españoles a tierras americanas, empiezan a aparecer publicaciones sobre el tema de la pluralidad de mundos habitados, escritos por frailes españoles pertenecientes a las más variadas congregaciones religiosas y posteriormente por gentes nacidas en estas tierras. Resulta significativo enterarse como muchos de los libros escritos e impresos fueron considerados como obras de consulta no sólo en la Nueva España sino también en Europa. A pesar de encontrarnos situados en la periferia de la civilización occidental, la Nueva España y posteriormente el México independiente no se manifiesta como entidades ajenas a los descubrimientos y hallazgos de la ciencia de su tiempo. Del siglo XVI al XVIII,

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mientras el espíritu de la ilustración campea en Europa, en el continente americano, bajo el dominio español, siempre hay personajes atentos a las investigaciones de frontera y a los sueños de progreso intelectual y humano. Los vehículos de difusión de las nuevas teorías se multiplican de forma amplia. En los índices de libros confiscados por la Inquisición aparecen las obras de Isaac Newton y su divulgador del siglo XVIII, Voltaire. Se sabe que a la Nueva España llegaron multitud de obras –prohibidas o permitidas- que se leían con gran avidez. Es a través del contrabando, cuando no se podían introducir legalmente, que los libros circulaban por toda Hispanoamérica.

Desde la primeras obras de astronomía y filosofía que se escribieron en México en el siglo XVII, hasta las escritas ha mediados del siglo XIX presentan, como tema principal en sus reflexiones filosóficas el universo, su origen y naturaleza, uniendo a ello sus inquietudes sobre el hombre, Dios, la materia y en general la naturaleza, ofreciendo en relación a estos temas distintas soluciones que, aunque en mayor parte alejados de planteamientos científicos, presentan un carácter intuitivo, cercanos, unos, a un misticismo naturalista, otras, a una posición romántica religiosa, distinguiéndose algunos por sus conclusiones que pueden calificarse como representativas de un materialismo sui generis. Debemos tener presente que algunas de estas inquietudes se encuentran ya en el pensamiento filosófico mexicano desde el siglo XVIII; más tarde, en el XIX, aun cuando se advierten en ellas significativas y rotundas diferencias.

Los filósofos modernos de la Nueva España, tenemos que decirlo, trataron de conciliar la tradición radicalmente filosófica y la ciencia moderna. El hecho de que no se distinguiera –como ahora se hace- entre filosofía y ciencia contribuyó a caer en confusiones, lo cual llevó a resucitar la fórmula y la denominación de Clemente de Alejandría: eclecticismo. Ya desde la segunda mitad del siglo XVII, en los diversos países europeos y las colonias americanas, a algunos filósofos se les empieza a designar como eclécticos. En México se puede incluir a los jesuitas antecesores de Díaz de Gamarra, así como a éste, a su continuador Guridi y Alcocer y, ya en el siglo XIX, a Guevara y Basoazábal y sus continuadores. Referencias

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Incompatibilidad del Sistema de la Pluralidad de Mundos con el Dogma de la Unidad de la Fe y de la Iglesia, demostrada por la Razón y la Autoridad, La. Puebla, México, Imprenta Antigua en el Portal de las Flores, 1839. Sigüenza y Góngora, Carlos. Libra Astronómica y Filosófica, México, UNAM, 1984, 251 pp.

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WHAT ISN´T COMPLEXITY?

Christopher R. Stephens, C3 Centro de Ciencias de la Complejidad e Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

In this contribution I will give a very personal account of what I believe

complexity, and the related notion of complex system, to be. Starting off with the premise that biological systems (life) and human languages are definitely complex I will discuss what non-tautological properties distinguish those systems from others. The idea is not to provide a rigorous definition of these concepts but rather see what phenomenological properties discriminate them most. Properties such as many degrees of freedom, non-linear interactions and Edge-of-Chaos definitely do not discriminate. Neither does the more sophisticated concept of a hierarchy of effective degrees of freedom – building blocks – as a function of scale, as simple physical systems also exhibit such hierarchies.

What does seem to distinguish the complex systems I consider is the property that there exist emergent characteristics – meaning and fitness – that induce interactions across different levels of building block and are such as to require an integration of the

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contributions from the different building blocks across different levels. This is quite distinct to physical systems where building block structure on one scale is effectively frozen out at others. It is for that reason that the physical sciences have been so successful when compared to the biological ones. In the physical world things are pretty much either homogeneous, crystals etc, or random, e.g. glass or a gas. It is the stability of the physical world that leads to a relative lack of diversity in structure and function. It takes a lot of energy to break up nuclei, atoms, molecules etc. For complexity we need to be able to construct a hierarchy of building blocks that is neither too stable nor too unstable. We need low energy to do that.

We also need to avoid the tyranny of physical law. Complex systems are argued to be characterized more by what they do rather than what they are. Physical systems, on the other hand, are completely constrained, in a usually quite transparent way, as to what they can do. Complex systems however, are best described in terms of different “strategies” that they can implement. Put metaphorically - complex systems are verbs while physical systems are nouns. The tyranny of physical law is strongly related to the simple requirements that such systems have to obey – find the state of least energy, or least action, for example. In contrast, complex systems are characterizable by a building block hierarchy of function, wherein physical law acts only as a constraint to the possible dynamics not as an explanation of the dynamics per se as it does in physical systems.

The escape from the tyranny of physical law has come about due to the challenge of evolving in a complex environment. This has driven systems to develop structural building block hierarchies that, in their turn, represent functional building block hierarchies. Each functional building block can then be tasked with solving a part of the puzzle of survival.

The conclusion then is that one can isolate properties of biological systems and human languages that do seem to truly distinguish them when compared to any physical system. In that sense we can take these properties as characteristic of complexity and complex systems. Whether there are similar systems, other than the ones mentioned here remains to be seen.

LAS REDES COMPLEJAS Y LA EVOLUCIÓN DE LA MATERIA VI VA Octavio Miramontes, Departamento de Sistemas Complejos, Instituto de Física, UNAM

octavio.miramontes@gmail.com Germinal Cocho, Departamento de Sistemas Complejos, Instituto de Física, UNAM

El origen y evolución de la materia siguen una serie de principios físicos generales que llamamos leyes de la naturaleza. Uno de estos principios es la creación de nuevas formas de organización y orden bajo condiciones termodinámicas de no-equilibrio. Ese nuevo orden, que se manifiesta en escalas jerárquicas espacio-temporales diferentes a los procesos que les da origen, se presenta de manera espontánea sin un control central. En el caso del origen y evolución de la materia viva, este principio de autoorganización y emergencia estuvo presente en las interacciones entre las primeras formas moleculares autoreplicantes y los ecosistemas primitivos donde ocurrían interacciones y selección. Tales interacciones pueden ser representadas y estudiadas mediante el nuevo paradigma de redes complejas, el cual es un principio genérico de organización, evolución e interacción. En particular, se argumenta que las interacciones entre moléculas o individuos, siguen leyes dinámicas generales cuya comprensión indica que la vida surge de manera más fácil en condiciones naturales o artificiales, de lo que antes se pensó, lo cual además se agrega al cúmulo de evidencias que sugieren que en el universo el surgimiento y evolución de la vida es un fenómeno general e inevitable.

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FRACTURACIÓN Y DEFORMACIÓN DURANTE EVENTOS DE IMPAC TO DE GRANDES BÓLIDOS Y SUS IMPLICACIONES PARA LA EVOLUCI ÓN DE LAS

SUPERFICIES PLANETARIAS Jaime Urrutia Fucugauchi, Proyecto Universitario de Perforaciones en Océanos y

Continentes, Instituto de Geofísica, UNAM juf@geofisica.unam.mx

El conocimiento sobre las características, origen y evolución de las superficies

planetarias ha mejorado en los últimos años, en parte por la disponibilidad de datos multiespectrales de alta resolución tomados por las sondas espaciales y telescopios en tierra y en parte por los desarrollos experimentales y teóricos sobre los procesos que actúan en las superficies de planetas, satélites, asteroides y cometas. Uno de los procesos más importantes en la formación y transformación de las superficies planetarias los cuerpos sólidos (planetas interiores del sistema solar, satélites y asteroides) es el craterismo de impacto que resulta de las colisiones con cometas y asteroides en un amplio rango de escalas temporales y espaciales. Las observaciones de las superficies de la Luna, Marte, Mercurio y otros cuerpos han documentado la existencia de cráteres con tamaños que abarcan varios órdenes de magnitud y distintas morfologías relacionadas con el tamaño, desde pequeñas formaciones con forma de cuenco hasta estructuras complejas con picos centrales y anillos. Los análisis morfológicos y las inferencias a partir de experimentos y simulaciones proveen un panorama de los mecanismos y factores involucrados en el proceso de craterismo. Recientemente, el uso de computadoras más potentes y códigos más sofisticados han permitido probar algunos de estos modelos y evaluar el papel de las variables en los regímenes de fragmentación sólida, agrietamiento y resistencia a la tensión. Sin embargo, las simulaciones con geometrías tridimensionales y parámetros dinámicos de impacto realistas y propiedades reológicas del bólido y de los materiales impactados continúan enfrentando retos. El estudio de los grandes cráteres complejos presenta problemas adicionales a las dificultades de extrapolación de los experimentos a escala en laboratorio y comportamiento no lineal a las altas temperaturas y presiones involucradas en involucradas en impactos grandes de alta velocidad.

Observaciones y simulaciones experimentales ha indicado diferentes patrones de deformación y fracturación en cráteres que van desde las pequeñas deformaciones en forma de cuenco de los cráteres simples hasta los patrones de fractura en anillos de las estructuras complejas. Los modelos muestran parte de la complejidad de procesos involucrados en el craterismo desde las etapas de contacto inicial y excavación que producen una cavidad transitoria y fragmentación y eyección del material impactado a diferentes profundidades, hasta la etapa de modificación con el levantamiento de la cortaza, colapso del cráter, emplazamiento del material eyectado y el acomodo estructurar y fallamiento. La morfología superficial de los cráteres con pico central, anillo del pico y multianillos indica que hay un fracturamiento significativo del material impactado con la formación patrones de fracturas en forma de anillos concéntricos. La complejidad estructural de los grandes cráteres que resultan del colapso del cráter y el estudio de los mecanismos de colapso ha permitido inferir las propiedades mecánicas y reológicas del material y la naturaleza de la deformación y fracturamiento.

Los grandes cráteres complejos se forman por el colapso de la etapa inicial de excavación de una cavidad profunda y transitoria en forma de cuenco. Para las temperaturas y presiones involucradas en los impactos de grandes bólidos, los modelos hidrodinámicos han probado ser útiles para análisis cuantitativos, en particular usando modelos basados en la fluidización acústica, flujo/arrastramiento y medio viscoso aunados a las reologías de fluido de Bingham, en el cual los materiales se comportan como fluidos viscosos con resistencia con un rendimiento de estrés plástico definido.

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Los estudios geofísicos de la estructura subsuperficial del cráter ayudan en el estudio de los efectos inducidos por el choque en la deformación y fracturación de las rocas impactadas. Aquí presentamos los estudios iniciales de fracturación y deformación a gran escala de la subsuperfice de la Tierra que resulta de impactos de grandes bólidos y sus implicaciones para la evolución de otras superficies planetarias.

LA SITUACIÓN ACTUAL DEL GRAN TELESCOPIO MILIMÉTRICO Y LAS PRUEBAS DE FUNCIONAMIENTO Y LA INSTALACIÓN DE LOS P RIMEROS

INSTRUMENTOS David Hughes, Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica

dhughes@inaoep.mx Tras la instalación del último segmento de paneles en los 3 anillos interiores hemos

llegado al punto en que podemos medir la precisión de la superficie con un receptor de holografía. Durante los próximos 6 meses (mayo-octubre) haremos un esfuerzo para obtener primera luz en la ventana atmosférica de 3mm. Voy a describir brevemente el programa de pruebas de funcionamiento, antes de la instalación de los instrumentos astronómicos, incluyendo los receptores para detectar líneas de gas molecular tanto en el universo cercano como lejano. Debido a la sensibilidad y resolución del GTM hay aplicaciones en el área astrobiológica.

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RESÚMENES MARTES 17 DE JUNIO

El contenido de los resúmenes es responsabilidad exclusiva de los autores

LOS LÍMITES DE LA VIDA DESDE LA PERSPECTIVA DE LOS EXTREMOFILOS

Sandra I. Ramírez Jiménez, Centro de Investigaciones Químicas, UAEM ramirez_sandra@ciq.uaem.mx

En nuestro planeta se han descubierto organismos vivos en los ambientes más

exóticos e impensables que han venido a ampliar los límites físicos, geoquímicos y biológicos en los que se pensaría que podrían subsistir y desarrollarse la vida. Ejemplos representativos de estos organismos se encuentran en los tres dominios filogenéticos: bacterias, arqueas (procariontes) y eucariontes (multicelulares); pueden inclusive identificarse como organismos poliextremófilos ya que soportan dos a mas condiciones de estrés. Estos organismos son de particular importancia para la Astrobiología ya que se visualizan como una analogía que pueden ayudar a evaluar las mejores posibilidades de encontrar “vida extraterrestre” en los objetos planetarios de interés astrobiológico.

La búsqueda de vida pasada o presente más allá de la Tierra requiere de una sólida comprensión de su origen y evolución en el único planeta en el que se ha desarrollado la vida: la Tierra. Los extremófilos se cuentan entre las primeras formas de vida del planeta Tierra, originándose en condiciones ambientales anóxicas, con niveles de radiación UV mucho más altos que los actuales, etc. Actualmente florecen en un amplio intervalo de condiciones ambientales extremas y posiblemente existan o puedan adaptarse a ambientes extraterrestres. Por ejemplo una de las interrogantes clave en este tipo de investigación puede ser ¿cuál es el límite superior de temperatura y cuál el inferior para que un organismo pueda sobrevivir y reproducirse?

Durante la conferencia se revisarán algunos de los aspectos más relevantes de los organismos extremófilos y la manera en que esas investigaciones han podido impactar en Astrobiología y/o en el diseño de misiones de exploración espacial.

DIVERSIDAD DE ORGANISMOS METANÓGENOS EN EL LAGO HIPERSALINO DE TIREZ, UN AMBIENTE ANÁLOG O DE

EUROPA Irma Lozada-Chávez, Centro de Ciencias Genómicas, UNAM, México

ilozada@ccg.unam.mx Lilia Montoya, CSIC-Universidad Autónoma de Madrid, España

lmontoya@cbm.uam.es Nuria Rodríguez, Centro de Astrobiología, España

Irma Marín, CSIC-Universidad Autónoma de Madrid, España Ricardo Amils, CSIC-Universidad Autónoma de Madrid y Centro de Astrobiología,

España Introducción La metanogénesis es uno de los principales metabolismos que estuvieron presentes en la época sin oxígeno de la Tierra primitiva (Canfield et al., 2006). El metano es el principal producto originado en este proceso metabólico, el cual es llevado a cabo únicamente por las bacterias metanogénicas del dominio filogenético Archaea. En la actualidad, la metanogénesis se ha detectado en ambientes particulares, tales como las ventilas hidrotermales, el rumen de los animales y en los sedimentos. No obstante, los nichos metanogénicos fueron probablemente dominantes en la Tierra primitiva, en la época

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previa a que se elevaran las concentraciones de oxígeno (Sleep y Bird, 2007), lo cual ha delimitado su papel especialmente importante en el ciclo del carbono. Dos factores determinantes en la distribución ecológica de la metanogénesis han sido 1) el potencial redox y 2) la concentración de sulfatos. El lago Tirez (España), una sabkha athalassohalina hipersalina, se caracteriza como un ecosistema que posee altas concentraciones de sulfato, ya que su composición salina está determinada por una entrada de agua de una capa acuífera que diluye la evaporación de la época del Triásico, así como de dolomitas y margas de sulfato de calcio de la edad Terciaria (Prieto-Ballesteros et al., 2003). De esta forma, nuestro objetivo inicial se ha enfocado en caracterizar la diversidad genómica y funcional de la comunidad metanogénica del lago de Tirez en sus dos transiciones: un nicho sedimentario- sumergido generado en la temporada de lluvias y otro sedimentario evaporítico originado en la época de sequía. Métodos Se colectaron sedimentos del lago Tirez en Febrero (temporada de inundación) y Julio (temporada de sequía) de 2005, de los cuales se extrajo el DNA y se realizaron las correspondientes amplificaciones por la Polymerase Chain Reaction (PCR) y PCR-anidada del fragmento de un gen funcional, la subunidad α de la enzima Metil Coenzima-M Reductasa (mcrA). Por un lado, el 16S rRNA es un marcador genómico universal utilizado para la identificación de géneros y especies de cualquier dominio de la vida; sin embargo, no nos informa sobre el estado metabólico-funcional del organismo. Mientras que la mcrA cataliza el paso final del proceso de la metanogénesis. El uso de este último marcador es particularmente importante para el presente estudio, ya es ubicuo y único para los organismos metanógenos respecto a los 3 dominios de la vida, así como también se ha considerado como un marcador funcional confiable para caracterizar arqueas metanógenas de muestras ambientales (Teske et al., 2003). A partir de las secuencias de DNA obtenidas de los productos de PCRs se implementó una técnica experimental conocida como PCR-Denaturing Gradient Gel Electrophoresis (DGGE), la cual se basa en la separación de secuencias de DNA por migración formando bandas que difieren desde un solo cambio de nucleótido.

Se obtuvieron 10 secuencias de mcrA de las bandas diferenciadas con la DGGE, las cuales se tradujeron a aminoácidos para llevar a cabo una identificación filogenética de los organismos metanogénicos del lago de Tirez. A través de la búsqueda de secuencias similares en bases de datos, Swissprot y del Genbank, se obtuvieron los homólogos de la región catalítica de la mcrA. Se editó el alineamiento generado con las secuencias obtenidas en este estudio y sus homólogos a través de la implementación de los sitios catalíticos reportados previamente en las estructuras cristalizadas de la enzima MCR de los siguientes organismos: Methanosarcina barkeri, Methanothermobacter thermoautotrophicus y Methanopyrus kandlery. A partir de este alineamiento de secuencias se llevó a cabo una reconstrucción filogenética por dos métodos independientes, uno a través de estados de caracter (Maxima Parsimonia) y otro por matrices de distancia (Neighbor Joining). Las secuencias obtenidas en este trabajo fueron depositadas en el Genbank bajo los números de acceso: EU091355-EU091364. Resultados El perfil de la DGGE generado a partir de las 10 secuencias identificadas de sedimentos hipersalinos del lago Tirez (ver la Figura 1) mostró un patrón electroforético de tres bandas. Las bandas nombradas en la Figura 1 como Ml y Mh fueron detectadas en la mayoría de las muestras tomadas durante el invierno y el verano a 5-10 cm y en 15-20 cm de profundidad. La tercera banda nombrada como Mc fue detectada solamente en la superficie del lago Tirez durante el invierno (ver la flecha sólida que marca su ausencia en las muestras del verano en la Figura 1). Adicionalmente, el análisis sobre el perfil de

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amonio y sulfato en las muestras tomadas mostró que la concentración de estos dos compuestos se incrementa con la profundidad de la muestra, siendo para el amonio la concentración más alta registrada entre los 10 y 15 cm de profundidad, misma región en la que fueron identificadas las bandas Ml y Mh. El análisis filogenético (ver la Figura 2) reveló que las 10 secuencias obtenidas en el presente estudio corresponden a tres filotipos bacterianos de diferentes grupos taxonómicos de metanógenas: 1) el género Methanoculleus del orden Methanomicrobiales se identificó en el sedimento durante la temporada de lluvias (inundación), 2) el género Methanohalobium, y 3) el género Methanolobus, ambos pertenecen al orden Methanosarcinales, se identificaron tanto en la estación de sequías como en la de lluvias. De esta forma, se mostró que las bandas Mc, Ml y Mh del perfil de la DGGE no pertenecen al mismo grupo taxonómico, sino que pertenecen a los géneros Methanoculleus, Methanolobus y Methanohalobium, respectivamente. Discusión y Conclusiones La presencia y ausencia de los filotipos metanogénicos detectados en el lago de Tirez nos muestran un comportamiento particular sobre el tipo de metanogénesis que se llevan a cabo en este ecosistema. El uso de sustratos tales como dióxido de carbono (CO2) y de hidrógeno (H2), es decir una metanogénesis hidrogenotrófica (i.e. el género Methanoculleus), está presente exclusivamente en el invierno. En contraste, el uso de sustratos metilados (i.e. metilamina y di-metilamina) que son utilizados en una metanogénesis metilotrófica (i.e. los géneros Methanohalobium y Methanolobus) es identificado en ambas temporadas, la de sequía y la de inundación. Es posible explicar este comportamiento metabólico como una consecuencia del balance bioenergético que ejerce la presión osmótica (i.e. la concentración de sal) para seleccionar y mantener preferencialmente metabolismos de alta energía, tales como la metanogénesis metilotrófica. De esta forma, se sugiere que el gradiente temporal de salinidad es el factor determinante en la formación de la comunidad metanogénica sedimentaria, particularmente en los organismos halófilos extremos (como los identificados en el presente estudio). Aún cuando el análisis de perfil de la DGGE reveló baja diversidad metanogénica, los resultados mostrados en el presente trabajo son concluyentes respecto al uso confiable y práctico de la mcrA como un marcador funcional para la identificación de los miembros de la comunidad microbiana debido a la dificultad de aislarlos in vitro. Adicionalmente, el presente estudio contribuye al entendimiento del efecto de la salinidad sobre el ciclo del carbono, ya que la participación de la comunidad metanogénica detectada (y la no detectada) en la mineralización del carbono durante el verano podría estar basada exclusivamente en la degradación de solutos compatibles (e.g. glicina betaína). Mientras que en el invierno, la participación de las metanógenas involucraría una reorganización de las relaciones tróficas del ciclo del carbono, donde Methanoculleus podría interactuar con bacterias sulfato reductoras en competencia metabólica o en sintrofía. Finalmente, el escenario teórico-experimental presentado en este trabajo soporta propuestas previas sobre el desarrollo de ambientes metanogénicos en Europa, una de las lunas de Júpiter. De hecho, el lago de Tirez ha sido postulado como un análogo terrestre del océano de Europa, basado en sus características hidrogeológicas y sobre los datos tomados del Galileo Near Infrarred Maping Spectrometer (Prieto-Ballesteros et al., 2003). Referencias A. Teske, A. Dhillon and M.L. Sogin. Biol. Bull. 204, 186, (2003) D.E. Canfield, M.T. Rosing, and C. Bjerrum. Phil. Trans. R. Soc. 361, 1819, (2006) N.H. Sleep and D.K. Bird. Geobiology 5, 101, (2007) O. Prieto-Ballesteros, et al. Astrobiology 3, 863, (2003)

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Figura 1. Perfil de DGGE de las secuencias de mcrA de las arqueas metanogénicas obtenidas en los sedimentos athalassohalino hipersalinos. Las columnas de 1-4 representan las muestras tomadas en el invierno: (1) superficie, (2) 5-10 cm, (3) 15-20 cm y (4) 25-30 cm. Las columnas 5-7 representan las muestras tomadas en verano: (1) superficie, (2) 5-10 cm y (3) 15-20 cm. Mc: Methanoculleus, Ml: Methanolobus, Mh: Methanohalobium. Las flechas sólidas muestran la ausencia de Mc en las muestras tomadas en el verano.

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Figura 2. Árbol filogenético de las 10 secuencias de aminoácidos obtenidas de sedimentos del lago Tirez (España) y sus homólogos previamente caracterizados en las bases de datos. El árbol filogenético incluye miembros representativos de las 4 clases taxonómicas de las especies metanogénicas arqueanas: Methanobacteria, Methanococci, Methanomicrobia y Methanopyri. Las secuencias de mrcA obtenidas e identificadas en el presente estudio se muestran como 3A_1 en el género Methanohalobium y 1A_4 en el género Methanolobus, ambas pertenecientes al orden Methanosarcinales; así como 3A_2 en el género Methanoculleus del orden Methanomicrobiales. Las 7 secuencias de mcrA restantes se ubicaron dentro del género Methanohalobium del orden Methanosarcinales. La barra escalar representa 0±1 sustituciones por posición de aminoácidos. Los valores de Bootstrap están indicados en los nodos del árbol. La reconstrucción filogenética por Máxima Parsimonia y por Neighbor Joining generó una topología del árbol similar en ambos métodos.

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EVOLUCIÓN DEL CÓDIGO GENÉTICO UNIVERSAL Y DEL CÓDIG O DEL MUNDO DE RNA: REPRESENTACIONES ALGEBRAICO-GEOMÉTRIC AS

Marco V. José, Instituto de Investigaciones Biomédicas, UNAM y Centro Internacional de Ciencias, Cuernavaca, Morelos Campus UNAM-UAEM.

marcojose@biomedicas.unam.mx Eberto R. Morgado, Facultad de Matemática, Física y Computación, Universidad Central

“Marta Abreu” de Las Villas, Santa Clara, Cuba Tzipe Govezensky, Instituto de Investigaciones Biomédicas, UNAM

Resumen

En este trabajo se deriva, mediante la búsqueda de simetrías algebraicas y geométricas, un código genético por donde pudo haber evolucionado el código primitivo de RNA en el código genético estándar (CGU). Este código, llamado código extendido de RNA tipo I, consiste de todos los codones del tipo RNY (purina-cualquier base-pirimidina) más codones obtenidos mediante mutaciones del código de RNA pero en el segundo (codones del tipo NYR) o en el tercer marco de lectura (codones del tipo YRN). Este código especifica 17 aminoácidos, incluyendo AUG, el codón de inicio, y los tres codones de paro, mientras que el segundo código especifica 18 de los 20 aminoácidos pero ningún codón de paro.

Interesantemente, la unión disjunta de éstos 4 conjuntos comprende el ya conocido el hipercubo en 6 dimensiones del CGU de 64 triplets. Estos resultados sugieren una bruta evolutiva por la que el código primitivo de RNA pudo haber originado el CGU via el Código de RNA extendido tipo I. Las formas de vida que probablemente obedecieron al Codigo de RNA extendido tipo I fueron intermedias entre los ribo-organismos del Mundo de RNA y el Ultimo Ancestro Común Universal (UACU) de los Procariontes, Archaeas, y Eucariontes, esto es, el Cenancestor.

Se concluye que la mayoría de los procariontes actuales deben contener todavía vestigios del Mundo primitivo de RNA y que el código de RNA extendido puede representar una ruta evolutiva plausible intermedia entre el código de RNA y el actual código genético estándar. Introducción

Uno de los eventos más importantes en la evolución de la vida en este planeta fue la aparición y evolución del Código Genético de DNA. Con ligeras variaciones de los códigos en mitocondrias y cloroplastos el Código Genético se considera prácticamente Universal y ha regido toda forma viviente al menos desde el Último Ancestro Común Universal (UACU) (aproximadamente hace 2 mil millones de años). El DNA se compone de 4 bases nitrogenadas o nucleótidos que son la adenina (A), guanina (G), citosina (C) y timina (T). El código genético universal (CGU), consiste en la asignación de 64 codones (tripletes de nucleótidos) a 20 aminoácidos más una señal de paro. Por lo tanto existen

64 8421 4 10≈ × códigos genéticos posibles. En 1968 Francis Crack (Crick 1968) (quien junto con James Watson ganaron el Premio Nóbel por dilucidar la estructura de doble hélice del DNA) se preguntó si debía haber algo especial en el CGU que gobierna toda la vida que hay en el planeta. F. Crick concluyó que el CGU no era más que un simple “accidente congelado”. Este concepto no está lejos de la idea de que alguna vez hubo una “era de milagros”. Sin embrago, cuando el CGU fue comparado con una muestra de un millón de códigos alternativos obtenidos al azar, el CGU resultó superior excepto a uno de ellos (Freeland and Hurst 1998). Estimaciones con códigos diseñados a la cárte y analizados in silico mostraron propiedades estadísticas inferiores (tales como el contenido de información, y propiedades de escalamiento y autocorrelación) que las del CGU (García et al. 2004).

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El entendimiento del origen y la evolución del código genético, representa uno de los más fascinantes retos de la Biología Teórica. La pregunta de qué fue primero si el DNA o la proteína, se resolvió con el descubrimiento del RNA catalítico. Hasta 1982 se pensaba que todas las enzimas eran proteínas. Sin embargo, con el descubrimiento de enzimas de RNA o ribozimas realizado por Sydney Altman y Thomas Cech (Kruger et al. 1982; Guerrier-Takada et al. 1983) a principios de la década de los ochentas cambió para siempre la manera en la que los biólogos conciben el origen y evolución de las primeras células. Dado que el RNA tiene la capacidad tanto de almacenar información genética como la de realizar funciones catalíticas (las tareas de genotipo y fenotipo en una sola molécula) se considera en la actualidad que hubo una transición durante la evolución en la que la vida estaba basada esencialmente en el RNA. Las proteínas catalizan y el DNA almacena información, mientras que el RNA puede llevar a cabo ambas funciones. Este período se conoce como el Mundo de RNA, en el que el fenotipo se derivaba de las propiedades catalíticas del RNA (ribozimas) y la información genética residía exclusivamente en moléculas de RNA probablemente con una patrón RNY (donde R representa a las purinas adenina (A) y guanina (G) y Y a las pirimidinas citosina (C) y uracilo (U), y N cualesquiera de ellas) (Gilbert 1986; Gesteland et al. 1999). En organismos contemporáneos se pueden encontrar reminiscencias del RNA ancestral en su maquinaria de replicación, en los componentes del procesamiento del RNA y en el aparato de traducción. El determinar el origen y la evolución del CGU no es una tarea fácil ya que no existen etapas intermedias o rutas metabólicas fósiles entre el Mundo de RNA y el UACU. La evolución del CGU se ha basado en búsquedas de simetrías examinando el RNA de transferencia (tRNA) (Eigen et al. 1989; Nicholas and McClain 1995), y/o las aminoacil-tRNA sintetasas (Eriani et al. 1989; Ribas de Pouplana and Schimmel 2001; Rodin and Rodin 2008; Delarue 2008), o mediante métodos filogenéticos (Nagel and Doolittle 1995; Woese et al. 2000) o por métodos algebraicos y geométricos (Hornos and Hornos 1993; Sánchez et al. 2005; José et al. 2007).

Con la finalidad de dilucidar cómo pudo haber evolucionado el CGU, en este proyecto de Genómica Evolutiva se han realizado investigaciones sobre representaciones Algebraico-Geométricas del CGU y del código del Mundo de RNA y se han elaborado modelos matemáticos, del conjunto de los 64 tripletes que utiliza el CGU y de los 16 tripletes que corresponden al código del Mundo de RNA. Una propiedad del código universal es que utiliza 61 codones para decodificar los 20 aminoácidos cuyas secuencias conforman a las proteínas, mientras que el código de RNA decodifica sólo ocho de esos 20 aminoácidos. En la representación algebraica o aritmética, a cada nucleótido se le asigna un duplete de ceros y unos, lo cual da lugar a la representación de los tripletes como sextetos binarios o elementos que constituyen un hipercubo o espacio vectorial binario de dimensión 6. Es comúnmente aceptado que en el Mundo de RNA la traducción de los mensajes se producía con una alta frecuencia de error, esto es, la traducción era simplemente menos que perfecta. Considerando la no alta fidelidad de la traducción de los mensajes de alguna cadena de RNA y usando conceptos y resultados de la Teoría de las Geometrías Finitas o Combinatorias, se investigaron distintas clasificaciones de los 16 tripletes del código de RNA de acuerdo a su composición en bases púricas y pirimídicas, y según los tres diferentes posibles marcos de lectura. Cuando se consideran los 3 marcos de lectura del código de RNA se forman 3 subconjuntos de 16 codones cada uno, que en total codifican por 17 de los 20 aminoácidos. Este código se ha denominado código de RNA extendido tipo I. Uno de los primeros resultados obtenidos en este trabajo, es que cada uno de los 3 conjuntos de 16 tripletes asociados a los 3 marcos de lectura, constituye un hipercubo o hipercara 4-dimensional del hipercubo en 6 dimensiones. En cambio, los 16 tripletes restantes que no pertenecieron al Mundo de RNA, que son los que son sólo purinas, o sólo pirimidinas, conforman un hiperprisma en la dimensión 4. Este conjunto puede ser geométricamente interpretado como la unión de 2 prismas rectangulares, ambos

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de base igual a un cuadrado unitario y de caras laterales rectangulares de altura 3. Este trabajo ilustra una posible ruta evolutiva entre el código de RNA y el CGU (José et al. 2007). Otra ruta por donde pudo haber evolucionado el código de RNA comprende todos los codones del tipo RNY más los codones que surgen de mutaciones en la primera (codones YNY) o la tercera base (codones RNR). Esta última ruta se presentará en otro trabajo

Métodos y Resultados 2.1 El código de RNA y sus tres marcos de lectura: el código extendido

El código primitivo de RNA comprende de codones del tipo RNY. Dado que el aparato primitivo de traducción de mensajes era imperfecto, cambios en los marcos de lectura fueron muy probables lo cual dio origen a codones del tipo NYR y YRN. Estos 3 patrones juntos es lo que aquí definimos como el Código de RNA extendido de tipo 1. Este código incluye 48 tripletes que especifican 17 aminoácidos, incluyendo el codón de inicio AUG, y los 3 codones de paro. Los restantes 16 codones se obtienen mediante mutaciones o por cambios en los marcos de lectura, y aquí los definimos como el código complementario del CGU. 2.2. Primer marco de lectura

La lectura y traducción de cadenas con codones de la forma RNY definen el primer marco de lectura (PML) en el Mundo de RNA. El conjunto de codones de la forma RNY es la unió de los cubos RYY (Fig. 1a) y RRY (Fig. 1b) en el que cada aminoácido corresponde a una arista del cubo asociado. RYY se obtiene de YYY por la adición del triplete ACC, esto es, la adicón del vector 2e lo cual implica una transversión en la

primera base. RRY se obtiene de YYY mediante la adición del triplete AAC, esto es, el vector 2 4e e+ , el cual representa transversiones en la primer y en el segundo nucleótido.

Cada cubo se puede obtener de otro mediante una translación asociada al vector 4e , que es

la adición del codón CAC para cada triplete. La distancia de Hamming (en este caso, el número de ceros y unos distintos en una sextupla de ceros y unos) entre un vértice y su imagen bajo esta translación, es siempre igual a uno. En términos algebraicos, esto implica que el conjunto de codones de la forma RNY constituye un hipercubo 4-dimensional, el cual es subespacio coordinado afín o una hipercara 4-dimensional del hipercubo 6-dimensional de los 64 tripletes. En general el hipercubo es una generalización de un cubo 3-dimensional, también llamado politopo. Es politopo simétrico regular con lados mutuamente ortogonales, y es por lo tanto un ortotopo (Coxeter 1973). 2.3 El segundo marco de lectura

Si en una secuencia de la forma RNY, la lectura, por error, se inicia en el segundo nucleótido, ignorando el primer nucleótido R, entonces se traducirán tripletes de la forma NYR. El conjunto de tripletes de la forma NYR es un conjunto disjunto del conjunto RNY. Los 16 tripletes de la forma NYR especifican 8 aminoácdos, 5 de los cuales se encontraban también el PML. Así, los tripletes de la forma NYR originan 3 nuevos aminoácidos. La lectura y traducción de secuencias de codones de la forma RNY definen el segundo marco de lectura (SML) en el Mundo de RNA.

El conjunto de codones de la forma NYR es la unión de los cubos YYR (Fig. 2a) y RYR (Fig. 2b). Note que en el cubo YYR el aminoácido Leu corresponde a una cara y en el cubo RYR no todo aminoácido corresponde a una arista del cubo. YYR se obtiene de YYY mediante la adición del codón CCA, esto es, del vector 6e , el

cual representa una transversión en el tercer nucleótido. RYR se obtiene de YYY por la adición del triplete ACC, esto es, la adición del vector 2 6e e+ , que involucra

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transversiones en la primera y la tercera base. Cada cubo se deriva del otro al través de una translación asociada al vector canónico 2e , esto es, por la adición del codón ACC a cada triplete. La distancia de Hamming entre un vértice y su imagen, bajo una translación, es igual a 1. Por lo tanto, el conjunto de codones de la forma NYR constituye también un hipercubo 4-dimensional, el cual es un subespacio coordinado afín, o una hipercara 4-dimensional del hipercubo 6-dimensional de los 64 tripletes (Fig. 2c). 2.4. El tercer marco de lectura

Si en una secuencia de triplets de la forma RNY, la lectura empieza en el tercer nucleótido Y, debido a un error, ignorando el primer (R) y el segundo (Y) nucleótidos, entonces se traducirán triplets de la forma YRN. El conjunto de tripletes de la forma YRN es un conjunto disjunto de los conjuntos RNY y NYR. Trece de los 16 tripletes de la forma YRN codificarán por 6 nuevos aminoácidos, sin repeticiones ni en PML ni en SML. Así, los tripletes de la forma YRN darán lugar a 6 nuevos aminoácidos, lo que completan un conjunto de 17 de los 20 aminoácidos naturales. Los otros 3 codones son los llamados codones de paro. La lectura y traducción del de las secuencias de codones de la forma YRN definen el tercer marco de lectura (TML) del Mundo de RNA.

La unión de los conjuntos de codones de la forma RNY, NYR y YRN, esto es, aquellos asociados al PML, SML y el TML, y su correspondencia con los 17 aminoácidos y codones de paro, la consideraremos como una extensión del código primito del RNA. El conjunto de codones de la forma YRN es la unión de los cubos YRY (Fig. 3a) y YRR (Fig. 3b). En el cubo YRY cada aminoácido corresponde a una arista del cubo asociado pero éste no es el caso con el cubo YRR. YRY se obtiene de YYY por la adición del codón CAC, esto es, el vector 4e que representa una transversión en la segunda base. YRR se obtiene de

YYY al través de la adición del triplete CAA, esto es, la adición del vector 4 6e e+ que

involucra transversiones en el segundo y el tercer nucleótido. Cada cubo se deriva del otro por una translación asociada al vector canónico 6e , esto es, la adición del codón CCA a

cada triplete. La distancia de Hamming entre un vértice y su imagen, bajo esta translación es igual a1. Esto significa que el conjunto de codones de la forma YRN consforma un subespacio coordinado afín, o una hipercara 4-dimensional del hipercubo 6-dimensional de 64 tripletes.

En resumen, el conjunto de 48 codones de la forma RNY, NYR y YRN, donde 45 de ellos especifican 17 de los aminoácidos primarios, y los otros 3 codones que corresponden a una señal de terminación, comprenden el Código de RNA extendido tipo 1.

Los restantes 16 tripletes pertenecen a los cubos YYY o RRR, esto es, aquellos compuestos solo de pirimidinas o sólo de purinas, representan el conjunto complementario del Código de RNA extendido tipo 1. Los tripletes RRR y YYY especifican solo 3 nuevos aminoácidos lo cual completa los 20 aminoácidos. La unión de los cubos RRR y YYY forman un hiperprisma 4-dimensional (no mostrado).

Interesantemente, la unión del Código de RNA extendido tipo 1 más su complementario forman el hipercubo 6-dimensional de los 64 tripletes Conclusiones

En el contexto del “accidente congelado” podemos afirmar que considerando las simetrías del Código de RNA extendido tipo I, el código primitivo de RNA ya estaba congelado y que evolucionó como un carámbano de hielo que era capaz de replicarse y de crecer.

Estos 3 conjuntos (que constituyen el código de RNA extendido tipo I) más el complementario conforman cada uno de ellos un hipercubo en 4 dimensiones que al unirse generan el hipercubo de 64 codones en 6 dimensiones. Con el código de RNA extendido I

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se especifican 17 aminoácidos, incluyendo AUG, el codón de inicio, y los tres codones de paro.

Los presentes resultados ofrecen pistas acerca del orden cronológico de aparición de los aminoácidos y que van de acuerdo a lo obtenido por otros autores (e. g. Trifonov 2004). El momento en el que la traducción de proteínas codificadas genéticamente empezó a evolucionar corresponde a un organismo “intrépido” que obedeció al código de RNA extendido después del Mundo de RNA y antes del cenacestor (Fig. 4).

La representación de los 64 codones o de los 20 aminoácidos en hipercubos que viven en la sexta dimensión no resulta ser una representación fácil de imaginar y manejar y por lo tanto en otro trabajo se ha creado la matemática para representar al CGU en un espacio de tres dimensiones. Dependiendo del ordenamiento de los nucleótidos (A, U, G y C) se pueden obtener diversas representaciones llamadas Hoteles Genéticos. Esta representación en tercera dimensión ofrece varias ventajas con respecto a la tabla cánónica del código genético en 2 dimensiones. Por ejemplo, es más fácil visualizar las simetrías y diversas propiedades fisicoquímicas del código tales como la hidrofobicidad o hidrofilicidad de los aminoácidos. Referencias Crick, F.H.C., J. Mol. Biol. 38, 367, (1968) Freeland, S.J., Hurst, L.D., J. Mol. Evol. 47, 238, (1998) García, J.A., Alvarez, S., Flores, A., Govezensky, T., Bobadilla, J.R., José, M.V., Physica A 342, 288, (2004) Kruger, K., Grabowski, P.J., Zaug, A.J., Sands, J., Gottschling, D.E., Cech, T.R. Cell 31, 147 (1982) Guerrier-Takada, C., Gardiner, K., Marsh, T., Pace, N., Altman, S. Cell 35, 849, (1983) Eigen, M., Lindemann, B., Tietze, M., Winkler-Oswatitsch, R., Dress, A., von Haeseler, A. Science 244, 673, (1989) Nicholas, H. B., McClain, W. H. J. Mol. Evol. 40, 482, (1995) Eriani, G., Delarue, M., Poch, O., Gangloff, J., Moras, D. Nature 347, 203, (1990) Ribas de Pouplana, L., Schimmel, P. Trends Biochem. Sci. 26, 591, (2001) Rodin, S. N, Rodin, A. S. Heredity, 100, 341, (2008) Delarue, M. RNA, 13,161 (2008) Nagel, G. M., Doolittle, R. F., J. Mol. Evol. 40, 487 (1995) Woese, C. R., Olsen, G. J., Ibba, M., Söll, D. Microbiol. Mol. Biol. Rev. 64, 202, (2000) Hornos, J. E. M., Hornos, Y. M. M. Phys. Rev. Lett. 71, 4401, (1993) Sánchez, R., Morgado, E., Grau, R. Bull. Math. Biol. 67, 1, (2005) José, M.V., Morgado, E.R., Govezensky, T., Bull. Math. Biol. 69, 215, (2007) Coxeter, H. S. M. Regular Polytopes. Dover Publication, Inc. New York. 3° Edition, (1973) Trifonov, E.N., J. Biomolecular Struct. & Dyn. 22, 1, (2004)

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Figura 1. El código de RNY. Representación gráfica de los subconjuntos (a) RYY y (b) RRY. Note que en cada cubo los 4 aminoácidos corresponden a 4 aristas (aristas sólidas) de las 12 aristas del cubo. (c) Primer marco de lectura: RNY = RYYURRY.

Figura 2. Código de NYR. Representación gráfica de los subconjuntos (a) YYR y (b) RYR. Note que en (a), 2 aminoácidos corresponden a 2 aristas (aristas sólidas) de las 12 aristas del cubo, y Leu corresponde a una cara (4 aristas sólida conectadas). En (b) no todos los aminoácidos corresponden a aristas del cubo, sino que hay 2 aminoácidos (Met y Ile) que corresponden a simples vértices. Segundo marco de lectura: NYR = YYRURYR.

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Figura 3. Código de YRN. Representación gráfica de los subconjuntos (a) YRY y (b) YRR. Note que en (a), 4 de los aminoácidos corresponden a 4 aristas (aristas sólidas) de las 12 aristas del cubo. En (b), 2 aminoácidos corresponden a una arista del cubo (Arg and Gln). Trp corresponde a un solo vértice, y los 3 codones de paro pertenecen a este cubo conectados por 2 aristas sólidas. Tercer marco de lectura: YRN = YRYUYRR.

Figura 4. Diagrama evolutivo entre los Riboorganismos y el UACU.

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CARACTERIZACIÓN DE LA MICROFLORA PERTENECIENTE A LA ZONA GEOTÉRMICA “LOS BAÑOS” EN ACTOPAN, VERACRUZ.

M. C. Dora L. Pinzón Martínez, Dra. Rosa Ma. Oliart Ros, Dr. Hugo S. García Galindo, Dr. Gerardo Valerio Alfaro, Unidad de Investigación y Desarrollo en Alimentos, ITVER.

roliart@itver.edu.mx Dr. Alejandro Carrillo, Centro de Geociencias, Campus Juriquilla, UNAM

Introducción

El descubrimiento de los diversos ambientes extremos en nuestro planeta y la existencia de los organismos que los habitan se ha intensificado a partir de las últimas décadas. Los extremófilos son aquellos organismos capaces de crecer o reproducirse en condiciones extremas desde el punto de vista antropogénico1, 2. Los extremófilos se clasifican según las condiciones físicas extremas en donde habitan como temperatura, radiación o presión, y las condiciones geoquímicas extremas como desecación, salinidad, pH. Pueden ser termófilos (Topt >50 ºC), psicrófilos (Topt <12 ºC), acidófilos (pHopt<5), alcalófilos (pHopt>8), halófilos (2-5 M NaCl), xerófilos (desecación), barófilos (altas presiones atmosféricas). Estos microorganismos producen enzimas, llamadas extremoenzimas, que funcionan bajo las condiciones extremas de sus organismos productores, por lo que son muy atractivas desde el punto de vista biotecnológico1, 3. Las enzimas termófilas han atraído particularmente la atención debido a su estabilidad en altas temperaturas, por lo que tienen una amplia aplicación en las diferentes condiciones industriales. Donde procesos a elevadas temperaturas tienen ventajas, como el incremento de la solubilidad de algunos sustratos, la disminución de la viscosidad y del riesgo de contaminación, entre otras4.

Hoy en día existen diversas enzimas termófilas, como celulasas, amilasas, xilanasas, pectinasas, quitinasas, proteasas, esterasas, lipasas 3,4. Estas últimas, por su estabilidad en altas temperaturas, pHs y en presencia de solventes orgánicos, son candidatos idóneos para estas aplicaciones industriales y biotecnológicas1, 8, 9. En base a lo anterior es importante la búsqueda y caracterización de microorganismos termófilos como fuentes de biocatalizadores termoestables, y contribuir en el conocimiento de microorganismos termófilos y su posible papel en desarrollo de la vida de nuestro planeta. En este contexto el presente trabajo tiene objetivo la caracterización geoquímica y microbiológica de la zona geotérmica “Los Baños” del municipio de Actopan, Veracruz. Métodos Caracterización de la microflora presente Muestreo y enriquecimiento

Se tomaron muestras de agua y sedimento en diferentes puntos de la fuente geotermal en matraces Erlenmeyer estériles de 500 mL7. El enriquecimiento se realizó en medio Luria Bertani (LB) inoculado al 30% con sedimento y agua, incubando a 55-60 ºC, 14 h, 150 rpm5. Aislamiento de las cepas

El aislamiento se realizó a partir del enriquecimiento por estría en cajas de LB agar (55 ºC, 14 h) para obtener colonias aisladas. Para la obtención de cultivos axénicos se llevaron a cabo tres resiembras de colonias aisladas en LB (las mismas condiciones) 5. Caracterización parcial de las cepas aisladas

Se analizaron las características morfológicas de las colonias, motilidad, presencia de esporas, tinción de Gram y asimilación de diferentes carbohidratos. Se determinaron rangos de temperatura y pH de crecimiento.5, 6, 7. Crecimiento en Queroseno como única fuente de carbono

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Se estudió el crecimiento en queroseno (20 m/L) como única fuente carbono en medio líquido mineral y en agar (20 g/L) a 55 ºC. El crecimiento fue verificado mediante frotis y crecimiento 5. Actividades enzimáticas de interés biotecnológico

Se evaluó la producción de enzimas como proteasas, lipasas, esterasas y amilasas en medio sólido (55 ºC, 24 h) 1, 5, 7. Caracterización geoquímica parcial de las aguas termales

Para la caracterización geoquímica se tomaron muestras de agua (Tabla 1) en frascos de polipropileno con tapa de rosca 250 mL para ser analizados en el Centro de Geociencias, Campus Juriquilla UNAM. Resultados Aislamiento y caracterización parcial de las cepas

Los valores de temperatura y pH de las muestras de agua termal y sedimento de la zona geotérmica “Los Baños” fueron entre 45-58ºC, pH 6-7.0. Se observó abundante crecimiento después de 14 h de cultivo a 50-60 ºC, 150 rpm en medio LB. Por resiembra en medio LB sólido se obtuvieron 29 colonias aisladas con diversas morfologías (circular, puntiforme, irregular, amarillas, cremosas) de las cuales 25 se aislaron en forma pura. Todas las cepas presentaron forma bacilar de tamaños variables, Gram negativas y positivas, algunas con motilidad y esporas. La gran mayoría de las cepas son termófilas y alcalotolerantes, con crecimiento entre 40-60 ºC, doce de ellas a 70 ºC. La mayoría de las cepas crecieron en un pH entre 6.5-10 (55°C), y DRO23 y DRO18 crecieron entre un pH 5-10. Las características observadas concuerdan con lo reportado por el grupo de trabajo en la fuente termal “El Carrizal”, Veracruz, donde se aislaron bacterias termófilas con formas bacilares Gram negativas pertenecientes al género Geobacillus y Bacillus 5. Actualmente se está analizando la asimilación de carbohidratos (manosa, sacarosa, arabinosa, entre otros). Crecimiento en Queroseno como única fuente de carbono

El crecimiento en queroseno como única fuente de carbono se analizó para explorar la posibilidad de utilizar a las cepas en los procesos de recuperación mejorada del petróleo (RMP), donde se requiere que los microorganismos crezcan a elevadas temperaturas utilizando hidrocarburos como fuente de carbono. Para la prueba se seleccionaron las cepas capaces de creer a 57-60 ºC, de las cuales 12 fueron capaces de crecer utilizando el queroseno como única fuente de carbono tanto en agar y en medio líquido a 57°C. Debido a estos resultados se sugiere continuar con la caracterización de las cepas en cuanto a su aplicación en la RMP. Actividades enzimáticas de interés biotecnológico

Las actividades enzimáticas predominantes fueron de lipasa y amilasa a 55°C (19 cepas productoras de lipasas, 10 cepas productoras de amilasas) seguido de la producción de proteasa. Las cepas DRO15 y DRO17, presentaron halos de inhibición en el medio con tributirina (1%) más no en el medio con aceite de oliva y rodamina B, por lo que se sugiere que son capaces de producir una actividad lipolítica tipo esterasa7. Dada la cantidad de actividades enzimáticas observadas, se sugiere que esta zona es un nicho ecológico de organismos termófilos autóctonos que ofrece grandes posibilidades de aplicación en la biotecnología. De entre las cepas destacan la cepa DRO12, con una temperatura y pH óptimos de 63ºC y 8,0, productora de lipasas y capaz de crecer en queroseno a 57°C. DRO18, con una temperatura y pH óptimos de 55°C y 7.5 productora de lipasas, proteasas y amilasas con crecimiento en queroseno a 57°C. Caracterización geoquímica parcial de las aguas termales

Los análisis físico-químicos se realizaron de los brotes termales (directamente de una piedra) y de un arroyo no termal que se mezcla con los diferentes brotes termales. Los análisis muestran la presencia de ciertos metales y no metales como Li, Br, Al, Mn, Fe, Cu,

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As, Tl, Pb y ciertas sales (Tabla 1). Ambas muestras termales mostraron ser aguas cloruradas, coincidiendo con algunos reportes de sales presentes en fuentes termales 5. Referencias 1. S. Rakshit, G. D. Haki, Biores. Technol., Vol. 89, pp. 17, (2003) 2. D. Demirjian, Curr. Op. Chem. Biol., Vol. 5, , pp. 144, (2001) 3. J. Lynn, L. M. Rothschild & Rocco, Nature, Vol. 409, , pp. 1092, (2001) 4. J. Gomes, W. Steiner, Food Technol. Biotechnol., Vol. 42, 4, pp. 223, (2004) 5. C. Rodríguez, Tesis de Maestría (2003) 6. D. Pinzón, “Análisis metagenómico de genes de lipasas de muestras ambientales y de

bacterias termófilas de aguas termales de Veracruz”, Tesis de Maestría, UNAM (2007) 7. J. M. Palomo, R. L. Segura, C. Mateo, R. Fernández-LaFuente, J. M. Guisan,

Biomacromolecules, Vol. 5, pp. 249, (2004)

Tabla 1. Concentraciones de los componentes químicos identificados en los diferentes brotes, nd = no determinado.

SISTEMA ANQUIHALINO: AMBIENTES EXTREMOS HIPÓXICOS Y QUIMIOSINTÉTICOS

Olmo Torres-Talamante, Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM Elva Escoar-Briones, Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM

Los sistemas anquihalinos son cuerpos subterráneos de agua polihalina, usualmente

con una exposición restringida a la atmósfera, que presentan por un lado influencia de ecosistemas terrestres circundantes vía fracturas y colapsos y por el otro del ecosistema marino, a través de conexiones subterráneas. La estructura típica de la columna de agua consta de dos capas de agua, una dulce superficial y otra marina profunda, la zona de contacto es un gradiente abrupto de densidad o zona de mezcla, que constituye una barrera física que retiene material particulado y donde se dan cambios en las variables quimicas, por lo que se denomina quimioclina. La acumulación de materia orgánica particulada

mg/L Elementos químicos Brote del arroyo

frío Brote de la

piedra Brote termal dentro

del arroyo. CaCl 2,002 38,88 40,65

CaCO3 1,13349 nd nd

CaF nd 0,1110516 nd CaHCO

3 nd 28,773 23,44

CaSO4 81,91 324,09 379,01

KCl nd 0,35637 nd MgCl 0,71049 1,573305 1,6646

MgSO4 16,41 7,04076 8,3189

NaCl nd 14,5244 14,206 NaHCO

3 1,76705 1,7094 1,116633

NaSO4 4,17079 33,9782 36,76

Na2B4O7 nd nd nd MgHCO3+ 4,6509 nd nd

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alóctona y autóctona en la quimioclina genera una dinámica en los equilibrios químicos pH y oxidoreducción. Dichos equilibrios son conducidos por consorcios de bacterias quimiolitotróficas, quimioautotróficas y heterótorfas que consumen el oxígeno disuelto y reflejan los procesos biogeoquímicos nitrificación/denitrificación, y óxido-reducción de azufre. La microbiología de los sistemas anquihalinos prácticamente no ha sido estudiada, sin embargo los trabajos realizados en los hoyos negros de Bahamas han encontrado nuevas cepas bacterianas. La macrofauna se encuentra dominada por crustáceos que presentan una variedad de adaptaciones a este hábitat hipóxico (oxígeno disuelto 3 a <1 mg L-1) natural, entre las que destacan la probable simbiosis con bacterias del azufre que pudieran estar por un lado desintoxicando al organismo y por el otro ayudandolo a obtener el escaso oxígeno sea oxígeno disuelto u oxígeno en otras moléculas tales como compuestos nitrogenados y sulfurosos.

De tal manera que los sistemas anquihalino son un ambiente afótico e hipóxico natural interesante desde el punto de vista de la astrobiología y el origen de la vida.

LAS SUPERFICIES, EL HCN Y LA EVOLUCIÓN QUÍMICA María Colín García, Alicia Negrón Mendoza, Sergio Ramos Bernal

Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM negron@nucleares.unam.mx

Introducción

La evolución de la materia orgánica implica un aumento en la complejidad de la misma. En este contexto, los sólidos debieron ser sitios de autoorganización, almacenamiento, concentración y catálisis de las moléculas con las que interaccionan.

El papel de los sólidos se ve potenciado si se piensa que una de las restricciones más importantes para que ocurra una reacción entre diferentes moléculas es la concentración. En este sentido, se ha estimado que muchos de los compuestos orgánicos disueltos en el océano primitivo tenían concentraciones entre 0.003 y 0.03 M (1). Algunas reacciones pudieron ocurrir en estas condiciones, pero otras debieron verse muy restringidas. Por ello, la existencia de mecanismos de concentración debió ser crucial. Los minerales debieron ser un componente fundamental para concentrar los compuestos: entre los más importantes se encuentran los silicatos, los carbonatos, los sulfatos y las arcillas.

Por otro lado, el HCN es una molécula ampliamente distribuida en el medio interestelar (ISM) (2), junto con sus derivados (i.e. cianoacetileno, cianamida, etc.). También se le ha descubierto en las atmósferas de algunas estrellas, en diversos satélites y en la cola de los cometas (3), donde es uno de los componentes más reactivos e importantes. El HCN junto con sus polímeros puede jugar papeles decisivos en el proceso de irradiación de los hielos, tanto cometarios, como los del ISM (4). En este trabajo se estudió la interacción entre soluciones acuosas de ácido cianhídrico y diferentes superficies: gel de sílice y arcillas (montmorillonita y caolinita), para analizar la adsorción en estas superficies y el papel que juegan como posibles concentradores de moléculas orgánicas.

Procedimiento Experimental

Una alícuota de 5 mL de la solución de HCN (0.2 M) fue colocada en un tubo de ensaye al cual se le agregó 1 g de la superficie que se quería probar (gel de sílice o arcilla). El pH de algunas muestras fue ajustado agregando HCl a la mezcla. Se prepararon diferentes muestras que fueron agitadas durante distintos tiempos (15, 30, 60, y 120 minutos). Se centrifugaron a 15000 rpm durante 15 minutos y los sobrenadantes se titularon con AgNO3, para determinar la cantidad de HCN no adsorbido.

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Resultados Gel de sílice

Esta superficie fue usada para simular los silicatos amorfos que se encuentran en la superficie terrestre y los cometas. Se realizaron dos series de experimentos para ver la influencia del pH en la adsorción. En el primer caso, la adsorción se realizó a pH natural (~6). Se observa que existe un máximo de adsorción a partir de los 30 minutos de agitación y después, no hay cambio (Fig. 1) Cuando se hizo el experimento a pH 2 la curva de adsorción cambió, pues inicialmente se presenta una adsorción pequeña y después ésta crece y se estabiliza (Fig. 1). En ambos casos el máximo de adsorción es cercano al 25%. Montmorillonita de sodio

La Fig. 2 muestra la curva de adsorción HCN (pH~8) en montmorillonita de sodio. Después de 30 minutos de agitación se adsorbió un 58% del ácido; después ya no hay cambios. Efecto de la modificación del pH en la adsorción

Se hicieron experimentos con KCN (0.2 M a pH=12). Los resultados (Fig. 2) indican que no hay adsorción en la arcilla a pH básico. Esto explica porqué no se da una adsorción alta del HCN: la disolución heterogénea de HCN al contacto con el mineral cambia de pH (de 6 a 8). Cuando se acidifica el medio, la adsorción del HCN cambia drásticamente. Si el pH se ajusta a 2, el 100% de la molécula es adsorbido por la arcilla (Fig. 2). Efecto del catión intercambiable en la adsorción

Los cationes interlaminares más frecuentes en la montmorillonita son alcalinos (Na+ y K+) o alcalinotérreos (Mg2+ y Ca2+). Para evaluar el rol del catión, se repitió el experimento con montmorillonita de calcio, a pH ácido. Aún cuando el ión intercambiable se modifique, al ajustar el pH a 2, se presentó el máximo de adsorción (100%). Caolinita

Cuando la disolución de HCN se puso en contacto con la arcilla se presentó un máximo de adsorción cercano al 56% a un pH~5, el de la solución, (Fig. 3). Este valor coincide con el máximo de adsorción de la montmorillonita a pH natural. Mientras que, cuando la adsorción se realiza a pH ácido (2) el porcentaje de adsorción baja y se estabiliza alrededor del 35% (Fig. 3). Discusión Existen dos mecanismos por los que un sustrato puede interactuar con las moléculas: adsorción física (fisisorción) y adsorción química (quimisorción). En el primer caso, la interacción del adsorbato con el adsorbente es de largo alcance, pero débil y se asocia con interacciones del tipo van der Waals. En el otro caso, en la unión entre el adsorbato y el adsorbente hay intercambio de electrones (5). Adsorción de HCN

Gel de sílice. Los experimentos con gel de sílice, revelan un porcentaje de adsorción del 25%, equivalentes a 0.033 g del ácido por gramo de sílice. Por su naturaleza polar, el gel de sílice interacciona principalmente por adsorción física. El gel de sílice puede liberar las sustancias adsorbidas al aumentar la temperatura; en el caso del HCN,

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con bajo punto de ebullición, esta capacidad de desorción puede ser muy importante para ponerlo disponible en el ambiente.

Arcilla. La montmorillonita es una de las esmectitas más ampliamente distribuidas

en la naturaleza; se forma fácilmente (en la Tierra) por diferentes mecanismos como el intemperismo, la sedimentación y la diagénesis. Además, las esmectitas han sido detectadas en lugares como Marte y en condritas carbonáceas (6). Cuando la solución de HCN se pone en contacto con esta arcilla hay un cambio de pH. Esto se explica pues las arcillas sódicas (montmorillonita de sodio) se disocian liberando el ión sodio y producen hidróxido de sodio que alcaliniza el medio (pH~9). En este caso, la disociación es parcial, pues el pH de la disolución de arcilla-HCN es cercano a 8. Esto explica el aumento de pH en la disolución al ponerla en contacto con la arcilla.

A pH ≤ 7 el HCN se encuentra en su forma molecular; por encima de este valor, la especie predominante es el cianuro (CN-). El CN- es una especie que al tener carga negativa no puede entrar en el canal interlaminar de la arcilla, que aloja típicamente iones positivos (i. e. Na+). A pH neutro o ácido el HCN se encuentra en forma molecular y sin carga neta, pero es una molécula pequeña que puede entrar facilmente en el canal, además la presencia de enlaces π también contribuye a que se de la adsorción. La adsorción de HCN en la montmorillonita, se realiza básicamente por quimisorción; cuando la arcilla se pone en contacto con el HCN hay un cambio de color (amarillo a verde azulado) por la formación de un complejo, en la parte de contacto de la arcilla con la disolución. Esto hace que no se pueda desadsorber fácilmente el HCN.

Caolinita. La caolinita también es una de las arcillas más ampliamente distribuidas en el mundo. La caolinita no posee un canal donde se aloje la molécula, sin embargo hay una retención superficial. La caolinita a pH ≤ 4 tiene un alto poder de floculación, en nuestros resultados ello se traduce en la disminución en el porcentaje de adsorción al ajustar el pH a 2, pues la arcilla está descomponiéndose. Conclusiones

En el contexto de la evolución química, el papel de los ambientes heterogéneos debió ser fundamental. De manera particular, el papel de los sólidos debió fue crucial en la Tierra y en otros lugares del Sistema Solar donde la interacción de las moléculas se da con superficies sólidas: en los cometas, el polvo interestelar o, incluso en las atmósferas de otros planetas. En el polvo interestelar, por ejemplo, los granos de polvo funcionan como nucleadores donde las moléculas acrecen y forman mantos.

No se conoce con certeza la naturaleza de los procesos que ocurren cuando un sólido interacciona con moléculas complejas. Sin embargo, con los resultados obtenidos se puede proponer a las arcillas como sitios específicos en que las moléculas orgánicas podían haber sido almacenadas y concentradas por diferentes, facilitando la reacción. La naturaleza de la superficies afecta de manera importante la adsorción de las moléculas. Los minerales con alta capacidad de intercambio catiónico, como la montmorillonita, son excelentes adsorbentes. La adsorción se realiza a pH ácido, lo que resalta el rol de los microambientes. El papel de las superficies minerales como catalizadoras, almacenadoras y concentradoras, de moléculas bioorgánicas debe ser estudiado. Se requiere de estudios como éste en que las variables sean controladas para conocer la naturaleza de las interacciones. Referencias 1. S. Miller, L. Orgel. The Origins of Life on the Earth. (Prentice Hall, 1974), 229 pp. 2. Irvine, W.M.. Orig. of Life and Evol. of the Biosphere. 28, 365-383(1998).

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3 W.H. Ip, H. Balsiger, J. Geiss, B.E. Goldstein, G. Kettmann, A.J. Lazarus, A. Meier, H. Rosenbauer, E. Schelley. Annales Geophysicae. 8: 319-325(1990).

4. P.A. Gerakines, M.H. Moore, R.L. Hudson. Ultaviolet photolysis and proton irradiation of astrophysical ice analogs containing hydrogen cyanide. Icarus. 170: 202-213 (2004).

5. G. Attard, Barnes, C. Surfaces. (Oxorfd University Press, 2001), 93 pp. 6. S. Chang, T.E. Bunch. Clay Minerals and the Origin of Life. A.G. Cairns-Smith y

Hartman H. (eds.). (Cambridge University Press, 1986), Pp. 116-129.

Figura 1. Adsorción del HCN en gel de sílice.

Figura 2. Adsorción del HCN en montmorillonita de sodio, estudios a diferentes valores de pH.

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Figura 3. Adsorción del HCN en caolinita.

PERSPECTIVA ESTRUCTURAL PARA LA COMPARACIÓN DE GE NOMAS COMPLETOS

Claudia Sierra manchaca mesiclau_74@yahoo.com.mx

Dr. Luis José Delaye Arredondo

Introducción Actualmente existe una gran cantidad de genomas completamente secuenciados de

diversos organismos (Arqueobacterias, Eubacterias y Eucariotes). Gracias la disponibilidad de esta información y a las herramientas que nos proporcionan las matemáticas aplicadas a la biología, hoy es posible conocer mejor la estructura tridimensional del DNA y su organización (estructural) dentro de los genomas de cada organismo.

Metodología En este trabajo, hemos propuesto un método multivariable para medir las

frecuencias de las bases GC, AT y CpG de todos los genomas, en conjunto, con otras variables estructurales importantes, como son la distribución de las bases WS, MK e YR (índices de Cocho y Miramontes) y el promedio de los ángulos internos H, I, L y V (índices de Quintana) que presentan los dinucleótidos dentro del DNA. Con esta metodología se logro llevar a cabo la comparación de genomas completos desde un punto de vista estructural, además de saber las implicaciones estructurales y evolutivas de dicha comparación.

Resultados, discusión y conclusiones Haciendo una síntesis de lo que aporta este trabajo como investigación científica, y

relacionándolo con la teoría que conocemos, podemos decir que está vinculado con preguntas que se han planteado actualmente como las siguientes : ¿Qué importancia biológica tiene el nivel estructural del DNA? ¿Existe una relación entre la estructura tridimensional del DNA y la información que posee en términos de secuencias de genes, que reflejan la evolución de los organismos?

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Y ¿Hasta donde los organismos están limitados, a escala molecular, por cuestiones de tipo físico y hasta donde influye sobre ellos la selección natural u otros factores biológicos como la selección neutral y la deriva génica representada por los sesgos mutacionales?

No se sabe todavía la respuesta a dichas preguntas y por ello es indispensable abordarlas en otros trabajos de investigación, el presente estudio si bien tampoco da las repuestas, ofrece un punto de vista al respecto.

Aún no se conoce bien la importancia biológica del nivel estructural del DNA, pero se ha visto que podría ser indispensable para el reconocimiento de regiones específicas de esta molécula a través, de encimas y metales. Además podría ser importante para la regulación y expresión de genes aparte de participar en la organización de la cromatina.

El hecho de que en este trabajo no se haya encontrado una relación importante entre la filogenia y la organización estructural de los genomas señala que el nivel estructural del DNA es independiente del nivel informacional. Es por ello que quizá dicho nivel pueda tener sus propias características.

Aparentemente el nivel estructural del DNA de los organismos, a comparación del informacional, se ve influenciado por restricciones físicas que podrían limitar dentro de un rango amplio pero finito, la variedad de posibilidades estructurales que pueden tener los genomas reales, inclusive estos límites podrían estar dados por reglas de tipo estructural, concordantes con las relaciones encontradas entre los parámetros utilizados. ¿Qué papel juega la selección natural en la estructura tridimencional del DNA?

Es algo que no podría responder, lo único que puedo decir es que el hecho de que la organización estructural de los genomas no esté relacionada con el ambiente ni el estilo de vida de los organismos (considerando que los seres vivos que comparten los mismos estilos de vida están expuestos a las mismas fuerzas selectivas), sugiere que la organización estructural de los genomas no está muy influenciada por la selección natural, sin embargo, aparentemente está mas relacionada con otros factores ligados a la deriva génica y la selección neutral como los contenidos de AT y GC, el uso de codones y el conjunto de sesgos mutacionales que afectan al genoma de cada organismo. Por último, la organización estructural de los genomas, mas allá de estar únicamente influenciada por los factores mencionados, es importante en sí misma, por que los parámetros estructurales del DNA se hallan más relacionados entre si que cada uno con otros factores. Asimismo, ésta observación nos ayuda a comprender mejor el fenómeno de las firmas estructurales, propias de cada genoma.

Referencias Abe T, Kanaya S, Kinouchi M, Ichiba Y, Kozuki T, Ikemura T. Genome Res. 13: 693, (2003) Alexei Fedorov, Serge Saxonov and Walter Gilbert., Oxford University Press ,Vol. 30, No. 5 1192, (2002) Canback B, Tamas I., Andersson G.E. Molecular Biology and Evolution. 21: 1110, (2004) C Yoon, G G Privé, D S Goodsell, and R E Dickerson. ,Proc Natl Acad Sci U S A. ; 85(17): 6332, (1988) Ford Doolitle W. Science. 284: 2124, (1999) Gupta RS. Microbiol Mol Biol Rev. 62: 1435, (1998) Hancock J. M. BioEssays Vol.18 no. 5 :421, (1996) Henz S. R., Huson D. H., Auch A. F., Nieselt-Struwe, Schuster S. C. Bioinformatics Advance Acces, Mayo 27 (2004) Karlin S., Mrázek J. Proc Natl Acad Sci U S A. 94: 10227, (1997) Karlin, S. & Mrazek, J. 182, 5238, (2000) Karlin, S., Mrazek, J. & Gentles, A. J. Curr. Opin. Struct. Biol. 13,344, (2003)

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¿VIVIR EN MARTE? Fis. Federico Nájera Febles najerafederico@yahoo.com

Los museos y centros de ciencia como promotores de la cultura científica, son un

espacio ideal para presentar los temas referidos a la vida en otros mundos. En esta presentación se abordará un par de equipos interactivos que forman parte de un museo y que ofrecen un panorama general sobre la búsqueda de vida en otros mundos y el proceso de terraformación marciana.

Uno de los temas que más ha intrigado a ser humano es la posibilidad de encontrar vida en otros mundos. Hace muchos años sólo pensar (y expresarlo) que existían otros mundos como el nuestro era motivo severos castigos. Actualmente es un tema que despierta polémica entre la población en general. Hay quienes creen a pies juntillas que ya nos han visitado naves espaciales y en contraparte existen quienes buscan sin éxito, algún indicio. La posibilidad de encontrar vida extraterrestre es hoy un saber publico, sin duda alimentado por los medios de comunicación impulsan esta posibilidad por medio de programas televisivos, radiofónicos, notas de prensa y en el cine.

Es así como a través de los modios masivos de comunicaciones se permea una visión general sobre la vida extraterrestre. Los museos como promotores de la cultura científica abordan esta temática de forma objetiva por medio de exhibiciones interactivas.

Por ello es frecuente encontrar en los museos de ciencia algunos equipos (también llamados equipamientos o exhibiciones) relacionados con la búsqueda de vida, cuya finalidad es en la mayoría de los casos, difuminar los mitos y mostrar los esfuerzos que realiza la comunidad científica. Así el museo funciona como una ventana en donde el público se encuentra con los temas de interés común, de una forma interactiva y en un lenguaje accesible.

Este es el caso en la salas de “Desde el espacio” y “Entre redes y conexiones” del museo Laberinto de las Ciencias y las Artes del estado de San Luis Potosí, próximo a inaugurarse. Para las salas mencionadas se desarrollo la conceptualización de las exhibiciones ¿Estamos solos? Y ¿Vivir en Marte?, respectivamente. La primera exhibición versa sobre los esfuerzos por buscar vida en otros mundos, los posibles mecanismos de

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comunicación y la morfología de los posibles extraterrestres, la segunda explora la posibilidad de hacer habitable un planeta que en principio no ofrece signos de vida de ningún tipo.

La exhibición ¿Vivir en Marte? Ofreció un reto mayor ya que fue necesario enlazar la actividad humana en nuestro planeta como un detonante del cambio climático y así como éste proceso puede ser un posible camino para calentar al planeta rojo y comenzar un proceso de terraformación.

Debido a la complicación de los elementos necesarios para lograr un Marte habitable se pensó en la posibilidad de desarrollar un software interactivo basado en un listado de elementos o pasos necesarios para lograr tal fin. En esta parte fue donde se buscó el apoyo del Dr. Rafael Navarro González quien es un especialista en el tema y actualmente desarrolla una línea de investigación acerca del proceso de terraformación marciana.

El programa tiene dos líneas de interacción en una el visitante pasa un elemento (domy que simula un objeto o un paso) por un lector de código de barras, así puede explorar cada elemento necesario hacer habitable el planeta rojo. Al pasar el elemento por el lector de código de barras se despliega en pantalla información complementaria. En la otra parte del programa se tiene un software que ofrece un ambiente gráfico con animaciones más enfocado una dinámica tipo juego, donde el visitante encuentra una serie de retos que le permiten explorar Marte y detonar el proceso de terraformación.

ESTUDIO MHD DE LA EROSIÓN DE LA EXÓSFERA DE MARTE

E. M. Schneiter, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM mschneiter@gmail.com

X. Blanco-Cano, Instituto de Geofísica, UNAM P.F. Velazquez, A. Esquivel, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

F. de Colle, Dublin Institute for Advanced Studies, Ireland Introducción

Una característica importante que afectó de manera significativa la evolución de la atmósfera del planeta Marte es la carencia de un campo magnético. El campo magnético sirve como un escudo protector para el material atmosférico, impidiendo que este material sea arrastrado por el viento solar, luego de interactuar con él [1]. Este es el caso terrestre.

En cambio, para el caso del planeta Marte la situación es un poco diferente, puesto que al no existir este escudo protector, la atmósfera interactúa directamente con el viento solar provocando una erosión de la atmósfera superior marciana (exósfera). Debido a que la parte superior de la atmósfera marciana está ionizada por la radiación solar, la parte inferior de la misma se encuentra parcialmente protegida. Esta región ionizada se la conoce como ionósfera, la cual se comporta como una esfera conductora, impidiendo que el campo magnético que arrastra el viento solar alcance la superficie del planeta [2].

Algunas naves espaciales han sido enviadas a estudiar la interacción viento solar-Marte. Estas naves miden la existencia de ondas (perturbaciones) electromagnéticas (EM) del tipo ion ciclotron que se producen debido al movimiento espiral de éstas partículas al rededor de las lineas de campo magnético. La presencia de estas ondas es un medidor indirecto de la pérdida de material de la exósfera marciana [3].

En este trabajo nos abocamos a analizar la generación o no de estas ondas a través de simulaciones computacionales. Métodos

Un estudio completo de la interacción del viento solar-Marte y la generación de ondas EM sería a través de códigos numéricos del tipo híbridos, dónde por un lado a los

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electrones del viento solar se los trata como un fluido y a los iones como partículas. Otra manera de sería hacer este estudio por partes como lo hicimos nosotros. En este trabajo estudiamos la distribución de velocidades de iones de hidrógeno que son asimilados por el viento solar. El trabajo se dividió en dos partes principales: (1) mediante simulaciones magnetohidrodinámicas (se utilizó el código Mexcal elaborado por Fabio de Colle [4]) obtuvimos la configuración del campo magnético debido a la interacción del viento solar con un planeta con ionosfera, empleando los parámetros típicos del planeta Marte y del viento solar “quieto” (donde la palabra quieto hace referencia a las condiciones del viento solar normal durante el mínimo del ciclo solar); (2) en esta configuración, iones de hidrógeno fueron inyectados en el lado día del planeta como partículas de prueba, es decir partículas que no perturban el campo magnético del viento solar. Finalmente "observamos" la distribución de velocidades (espacio de fases) de las partículas de prueba, considerando distintos volúmenes de control que emulan los datos que registraría una sonda espacial. Este análisis del espacio de fases sirve como una predicción de la tasa de pérdida de masa de la exósfera marciana. Resultados

Al momento de escribir este resumen se están analizando los resultados obtenidos con las simulaciones. Conclusiones

Una vez acabado el análisis de los resultados podremos dar conclusiones, este es un trabajo en progreso. Referencias 1. Lammer, H., & Bauer, S. J. Advances in Space Research. 96, 1819 (1991) 2. Nagy, A. F., Kim, J., & Cravens, T. E. Annales Geophysicae. 8, 251, (1990) 3. Russell, C. T., Mayerberger, S. S., & Blanco-Cano, X. Advances in Space Research. 38,

745, (2006) 4. Fabio de Colle, PhD. Thesis, Universidad Nacional Autónoma de México (2005).

LOS BARRANCOS MARCIANOS Y ALGUNOS ARGUMENTOS CONTRA LA EXISTENCIA DE AGUA LÍQUIDA EN LA SUPERFICIE DE MART E

Yolanda Cedillo Flores, Departamento de Ciencias Espaciales, Instituto de Geofísica, UNAM

yolanda@soho.igeofcu.unam.mx Héctor Javier Durand-Manterola, Departamento de Ciencias Espaciales, Instituto de

Geofísica, UNAM hdurand_manterola@yahoo.com

Introducción

Una de las características necesarias para la vida es la presencia de agua líquida ya que sin ella es imposible que se lleven a cabo las reacciones bioquímicas que un ser vivo requiere para su existencia. Recientemente (Tokano, 2005) la nave Mars Odyssey descubrió la presencia de grandes cantidades de agua en la superficie de Marte. Esto ha dado por resultado alguna especulación acerca de la posible presencia de formas de vida en la superficie del planeta. Por la misma época, se descubrieron unas estructuras geomorfológicas denominadas barrancos cuyo origen se ha intentado atribuir al flujo de agua líquida a partir de acuíferos someros.

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En este trabajo analizamos algunos argumentos en contra de que esta agua se encuentre líquida en superficie y damos una explicación alternativa para la explicación de los barrancos. Malin et al., (2000) descubrieron barrancos de apariencia joven en las laderas marcianas que supusieron formados por agua. Los barrancos son estructuras geomorfológicas formadas en laderas con pendientes de distintos tipos que frecuentemente muestran tres distintas formas de relieve que también tienen los barrancos terrestres: cabeceras, canales y abanicos de depósito (figura derecha).

Estos rasgos se localizan en todos los terrenos y en ambos hemisferios. Se han ofrecido explicaciones del origen de los barrancos, que en general se pueden separar en dos grupos: las que invocan la presencia de un fluido y las que los explican por flujos de material seco. En este trabajo proponemos un modelo alterno en el que los barrancos marcianos se forman por fluidización, producida por CO2 gaseoso, de material pulverizado (arena, nieve de CO2 y nieve de H2O) caído en las laderas de cráteres o cañones. Objeciones a la hipótesis del agua liquida en la superficie marciana a) Muy bajas temperaturas En un diagrama de fase del agua podemos ver que para las temperaturas en el último millón de años, en Marte, el agua solo puede existir en dos formas, sólida y gaseosa. En muy raras ocasiones puede presentarse como agua líquida pero esto no justifica la existencia de tantos barrancos. Además la existencia de barrancos en regiones de muy baja temperatura es un indicador de que el agua líquida no es el modelador de estos rasgos. En el ecuador marciano las temperaturas llegan a estar por encima del 0º C, sin embargo la baja presión atmosférica no favorece la existencia del agua líquida. b) Baja presión atmosférica La presión atmosférica medida en Marte está entre 6 y 9 mbar (Read y Lewis, 2004, pp. 62) de tal manera que si la temperatura subiera arriba de 0º Celsius podría haber agua líquida en superficie, pero si observamos un diagrama de fase del agua podemos notar que a esas presiones el intervalo de temperaturas para agua líquida es muy estrecho, por lo tanto la presencia de agua líquida en superficie sería posible pero muy improbable. c) Profundidad del nivel de agua liquida. Para que en Marte los barrancos se hubieran formado por agua que surgiera de aquiferos, las cabeceras de estos deberían encontrarse a una profundidad tal que la presión litostática y la temperatura fueran adecuadas para que hubiera agua liquida. La presión adecuada se alcanza a unos cuantos metros de profundidad pero la temperatura depende del gradiente geotérmico que exista en Marte. La temperatura en superficie marciana fluctúa de 186 a 268 K con una media de 227 K por lo tanto para alcanzar la temperatura de fusión del agua debemos subir del orden de 50 K. En La Tierra el gradiente geotérmico promedio es de 30 K/km, si en Marte existiera el mismo gradiente la profundidad a la que habría agua liquida seria 1.66 km, mucho mas abajo de los cabeceras de los barrancos los cuales en algunos casos empiezan en la superficie y a lo mas se encuentran algunos cientos de metros abajo. Pero el gradiente geotérmico g depende de la cantidad de calor que genera el planeta y de la velocidad con que lo pierde, es decir, es proporcional a la masa del planeta m e inversamente proporcional a su superficie S, por lo tanto:

m

t

t

m

S

S

m

m=t

m

gg

Donde los valores con m son para Marte y los valores con t son para La Tierra. Poniendo los valores adecuados obtenemos que para Marte el gradiente geotérmico es del orden de

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12 K/km por lo tanto la capa de agua liquida estaría a 4.16 km de profundidad, demasiado profundo para ser la responsable de los barrancos. Barrancos formados por arena fluidizada por gas Muchos de los barrancos encontrados en Marte están en pendientes menores que la pendiente de reposo (Dickson et al, 2007) por lo cual la arena depositada por el viento no puede deslizarse, sin embargo si desde el interior de la masa de arena se inyecta, CO2 o cualquier otro gas, los granos de arena van a ser levantados y al fluir el gas entre ellos ya no van a tener contacto unos con otros, permitiendo que la mezcla (arena+gas) fluya como un líquido en cualquier pendiente. En Marte este proceso es factible y probable ya que, en el invierno o durante las noches junto con la arena llevada por el viento se deposita nieve de CO2. Cuando llega la primavera o el día esta mezcla es calentada y el CO2 se sublima y el gas fluye entre los granos de arena y polvo produciendo una fluidización de estos materiales. Se hicieron algunos experimentos y se vio que esta fluidización permite el deslizamiento por pendientes con un ángulo mucho menor al ángulo de reposo. La idea general de nuestro modelo es que en una ladera dada en que se producen estos eventos de fluidización la ladera va a ser erosionada más rápido o más lento dependiendo de si el material es blando o si es duro. Evidencia experimental Construimos una ladera con arena volcánica seca. Tubos de 6 mm de diámetro perforados en su superficie cada 9 mm se enterraron a 4 cm de profundidad paralelos a la superficie de la ladera. Por estos tubos se inyectó aire que burbujeaba en la arena, permitiendo que esta se fluidizara y fluyera como un líquido por la pendiente. El aire en el laboratorio es el sustituto del CO2 gaseoso en Marte. Al inyectar aire pudimos observar el efecto de fluidización de la arena. Las estructuras que se formaron en el laboratorio son comparables con los barrancos marcianos. En la figura vemos la comparación entre un barranco marciano (derecha) y un barranco creado en laboratorio (izquierda) y vemos que son muy similares con canales angostos y sinuosos, huecos anchos, abanicos anchos, angostos y lobulados, similares a los que exhiben varios barrancos marcianos. Este caso muestra que la arena fluidizada por CO2 es un mecanismo viable para formar los barrancos en los diversos ambientes geológicos y latitudinales y a cualquier altitud. Cabe señalar que numerosos barrancos marcianos tienen variantes en su estructura que también se explican con nuestro modelo. Encontramos barrancos con canales cortos, huecos de diferente ancho, abanicos largos y abanicos cortos. El modelo de flujos granulares finos (Treiman, 2003), que básicamente son avalanchas de polvo, requiere que el material granular se encuentre en una ladera con el ángulo de reposo o mayor mientras que algunos barrancos marcianos se encuentran en laderas con ángulos mucho menores al ángulo de reposo. Para ver si con nuestro modelo se formaban barrancos con laderas inclinadas a estos ángulos menores se realizaron experimentos complementarios variando el ángulo de la ladera desde 10º hasta 35º. En todos los casos se formó un barranco aún a ángulos muy pequeños. Conclusiones Las condiciones en la superficie de Marte hacen muy improbable la existencia de agua líquida en superficie, por lo cual es improbable que sea ésta la que forme a los barrancos. El mecanismo de fluidización coincide con todas las condiciones dadas en Marte y por lo tanto consideramos que es el mecanismo adecuado para la formación de barrancos. Como es improbable que haya agua líquida en superficie, ahí no podrá haber vida y ésta podrá estar en los acuíferos profundos.

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Referencias Dickson J.L., Head J. W. y Kreslavsky. Icarus 188, 315, (2007) Malin, M.C. and Edgett, K.S., Science, Vol. 288, 5475. P. 2330 (2000) Read P.L. y Lewis S.R. The Martian climate Revisited. Springer Praxis editorial (2004) Tokano T. Water on Mars and Life. Edit. Springer, (2005) Treiman A. H. Journal of Geophysical Research. Vol. 108, No. E4, 8031, (2003)

Figura 1. Comparación entre un barranco creado en el laboratorio (izquierda) y un barranco marciano (derecha). Imagen de barranco marciano obtenida de NASA/JPL/Malin Space Science Systems, R1500513-MOC2-814-CR -39.7ºS, 151.4ºE, altitud 244 m.

BÚSQUEDA DE MATERÍA EN MARTE MEDIANTE METODOS TÉRMI COS ACOPLADOS A ESPECTROSCOPÍA DE MASAS

José Enrique Iñiguez Pacheco, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM iniguez@nucleares.unam.mx

Rafael Navarro González, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM Introducción

Marte es el cuarto planeta de nuestro Sistema Solar y uno de los cuerpos que mayor evidencia guarda sobre los procesos volcánicos, tectónico y geológicos que han ocurrido sobre su superficie, las imágenes obtenidas por diversas misiones espaciales muestran un paisaje desértico, con formación de dunas y tormentas de polvo que cubren el total de su superficie. Investigaciones teóricas indican que entre 3.5-4.0 mil millones de años, el ambiente en la Tierra y Marte era similar y posiblemente existía agua líquida en el planeta rojo (Mckay C.P., 1997)

El año pasado se reportó que al emplear la metodología de Pir-CG/EM, similar a la utilizada por los Vikingo, en los análisis de análogos marcianos, se observó degradación oxidativa de la materia orgánica en muestras con mineralogía similar a la reportada para el planeta (Navarro-González R., et al., 2006). Explican que este proceso probablemente afecto las determinaciones efectuadas por la misión; conclusión que enfatizó la necesidad de retomar búsqueda de MO como uno de los principales temas a investigar en Marte

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Se ha estimado que anualmente Marte recibe aproximadamente 2.4 x 108g de materia orgánica, por aporte de meteoritos exclusivamente, sin considerar la otras fuentes de la que se sintetiza cotidianamente en su atmósfera. Dicha MO no fue detectada por Pir-CG/EM de los módulos Vikingos, esto puede deberse a la rápida oxidación debida a los radicales hidroxilo, generados durante la descomposición fotolítica de vapor de agua (Benner, S.A., et. al., 2000). Métodos

Pirólisis - Cromatografía de Gases / Espectroscopía de Masas (Pir-CG/EM)

La pirolísis fue realizada en un Pyroprobe 2000 (CDS Analytical) donde el programa térmico comprende con un calentamiento a 200 °C por 10 segundos y posteriormente se calento la probeta de pirolísis hasta 750 °C con velocidad de calentamiento de 10 °C/mseg. Los gases generados se homogenizan durante 1 minuto, previamente a la introducción al cromatógrafo.

Los gases producidos por la pirólisis fueron inyectados al cromatógrafo de gases Hewlett Packard serie 5890, acoplado un espectrómetro de masa del tipo cuadropolo (5889B), ver figura X. El equipo tiene instalada una columna Pora-BOND Q de silica fundida con fase estacionaria de vinil-estireno. de 50 m de longitud, con diámetro exterior de 0.45 mm y 0.32 mm de interior, con un grosor de película de 5 µm. El programa cromatográfico presentó las siguientes características: Temperatura del inyector de 250 °C, relación de split de 8.68:1, rampa de calentamiento iniciando a 50 °C con un aumento de 12 °C/min., hasta alcanzar la temperatura de 250 °C, tiempo de análisis es de 30 min., las temperaturas en las zonas transferencia como en el detector son de 250 °C.

El programa del espectrómetro de masas funcionó en modo de barrido continuo de masas (SCAN) de 45 a 100 m/z, en impacto electrónico a 70eV, los espectros obtenidos fueron comparados con la librería Wiley 138, para su identificación.

Método de Termovolatilización – Espectroscopia de Masas (TV-EM)

La termovolatilización fue realizada en un Pyroprobe 2000 (CDS Analytical) donde el programa térmico comprende un calentamiento de 20 °C/min. hasta llegar a la temperatura de 1200 °C, permaneciendo así durante 10 seg. Los gases producidos por la pirolisis fueron inyectados directamente al espectrómetro de masas, mediante un flujo de Helio de 1.5 mL/min, las temperaturas en las zonas de transferencia como en el detector fueron de 250 °C. El programa del espectrómetro de masas funcionó en modo (SCAN) de 10 a 100 m/z, en impacto electrónico a 70 eV.

Resultados

Un factor trascendental para la selección de la metodología de volatilización de la materia orgánica de la matriz mineral es la capacidad de poder desorber los analitos con el mínimo grado de alteración y llevarlos al instrumento de análisis, por esto se planteó un experimento donde se compara la sensibilidad de la termovolatilización, con la de la técnica Pir-CG/EM, de detectar fragmentos de MO en muestras de diferente concentración, para esta finalidad se utilizó al ácido esteárico como materia orgánica y a la montmorilonita de sodio como sustrato.

Se observó que la Pir-CG/EM puede observar algunos fragmentos característicos del ácido graso en concentraciones del 0.05%, que al aumentar desplegó una respuesta proporcional a la concentración y también en el número de compuestos observados (ver

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figura 1a). Por otro lado la abundancia de CO2, se mantiene constante hasta el 0.5% y posteriormente decrece; la disminución en la producción de CO2 puede ser debida cantidad de masa en función del área de reacción, que de encontrarse saturada no llevaría a la oxidación total de un átomo de carbono. Para el caso de la termovolatilización, la sensibilidad decreció en un orden de magnitud para los fragmentos del ácido esteárico, mientras que el comportamiento del CO2 se conserva (ver figura 1b). Esto infirió que a pesar de la mayor sensibilidad de la Pir-CG/EM para detectar trazas de MO depende de que estos no sean descompuestos en la etapa inicial de pirólisis, que aunado al proceso de oxidación provocado por minerales ricos en hierro como la jarosita, puede disminuir en gran medida la detección de MO

Otra de las consideraciones es la calidad de la información que se puede obtener de cada uno de los análisis, por ejemplo la CG/EM es por excelencia una metodología cualitativa y cuantitativa, mientras que TV-EM nos proporciona información física (por ejemplo: puntos de fusión, descomposición, transición de fase, etc.) y química (iones o fragmentos característicos del analito), pero existe una limitante en esta aspecto, los fragmentos observados en EM, no se relacionan con los reportados en las bases de datos (Vea figura 2). Conclusiones Los diferentes procedimientos de volatilización de materia orgánica, proveen dos enfoques diferentes de descifrar el origen, evolución y destino con la perspectiva de poder esclarecer si en Marte existe o existió vida en algún momento de su historia. Referencias Benner S.A., et. al., PNAS, 97: 6, 2425, (2000) Navarro-González R., et. al., PNAS, 103:16089, (2006) McKay C.P., Origins of life and evolution of biopheres, 27:1-3, 263, (1997)

Figura 1. Respuesta relativa a la detección de materia orgánica por pirolisis (A) y por termovolatilización (B) en función de la concentración de ácido esteárico. Descripción de líneas: Dióxido de carbono (línea negra con rombos) Butadieno (línea gris con círculos) Benceno (línea gris con triángulos) y Tolueno (línea gris con cuadrados).

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Figura 2. Comparación entre la información de espectrometría de masas obtenida entre las metodologías de pirolisis-cromatografía de gases - espectrometría de masas y la termovolatilización -espectroscopia de masas.

ESTUDIO LONGITUDINAL PRELIMINAR DE ALGUNAS VARIABLE S METEOROLÓGICAS MEDIDAS ALREDEDOR DE LA LÍNEA DE ÁRB OLES

DEL PICO DE ORIZABA Luis Cruz-Kuri, Instituto de Ciencias Básicas, UV

kruz1111@yahoo.com.mx Introducción

Según Körner [1], la línea alpina de árboles es posiblemente la más conocida y la más estudiada de todas las fronteras de árboles, pero todavía se está en espera de una explicación funcional definitiva que resista los análisis a lo largo y ancho de las montañas no áridas del mundo. Körner presenta primero algunas ilustraciones de los patrones globales de las posiciones de las líneas de árboles y sus relaciones climáticas y luego discute los enfoques hacia una interpretación mecanicista de las líneas alpinas, interesándose tan solo en el patrón general, y no en el regional o en las peculiaridades locales.

En una reunión reciente de trabajo McKay [2] comenta que estuvo interesado en la línea de árboles desde hace muchos años debido a las implicaciones con el planeta Marte. Se menciona que en el pasado remoto Marte pudo haber tenido agua en forma líquida y tal vez actividad biológica y se considera ahora que es posible que esa situación se vuelva a presentar en un futuro no muy lejano. ¿Podría la vida adaptarse para estar presente en el planeta Marte? ¿Se podría hacer Marte habitable y que es lo que se requeriría? En términos más generales, McKay está planteando la pregunta sobre cuales son los límites de adaptabilidad de las plantas en otros planetas. En particular, esto establece una conexión sobre la adaptabilidad de las plantas, en relación con Marte, y las líneas de árboles (dentro de las que la del Pico de Orizaba presenta un lugar destacado). Actualmente Marte es como la parte más alta de una montaña –muy seco y frío, en donde nada puede crecer--. En forma metafórica, el proceso de hacer habitable al planeta Marte puede ser semejante al proceso de bajar de una montaña muy alta. A medida que se va descendiendo de la

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montaña, lo primero que se nota es la ausencia de hielo, luego un suelo más favorable, luego la presencia de microbios, enseguida plantas y finalmente los árboles; y estos constituyen la clave y ese es el paso en que debemos enfocarnos; lo cual nos remite al Pico de Orizaba, donde se tiene la línea de árboles más alta del planeta y muy marcada. ¿Porqué la línea es tan geométricamente delineada, como si un mecanismo hubiera “rasurado” el lugar? Cabe mencionar que en otras regiones la transición es más gradual y no tan abrupta como en el Pico de Orizaba ¿Cuál es la dinámica que ocasiona que la línea de árboles del Pico de Orizaba sea tan delineada, en lugar de exhibir una transición gradual? ¿Qué cosa es lo que fija la altitud de las líneas de árboles en los trópicos? ¿Es la componente del clima o es la componente biológica o son ambas? Por supuesto, todas estas preguntas requieren consideraciones en un contexto amplio. Si la componente climatológica influye de manera importante, entonces eso se puede empezar a contestar. Métodos

En lo que corresponde al Pico de Orizaba, actualmente nuestro grupo de trabajo cuenta con casi diez años de información sobre algunas variables meteorológicas medidas alrededor de la línea de árboles de esta montaña. En el presente reporte se comentan algunos resultados preliminares sobre procesamientos de tipo longitudinal, es decir, a través del tiempo. El enfoque es estadístico multivariado, para las series de tiempo correspondientes. Referencias 1 C. Körner, Functional Plant Ecology of High Mountain Ecosystems (Springer-Verlag,

Berlin Heidelberg New York), pp. 77-114. 3° edition, (2003) 2 C. McKay/NASA-Ames, Astrobiologic relevance of Pico de Orizaba for terraforming

Mars. Workshop on the Astrobiology of Pico de Orizaba. Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM. April 30, (2008)

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RESÚMENES CARTELES

El contenido de los resúmenes es responsabilidad exclusiva de los autores

PRODUCCIÓN Y DETECCIÓN DE METANO EN PLANETAS HABITA BLES Andrés Guzmán Marmolejo, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

aguzman@nucleares.unam.mx Antígona Segura Peralta, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM

Elva Escobar Briones, Instituto de Ciencias del Mar y Limnología, UNAM Introducción

La NASA y La Agencia Espacial Europea preparan dos misiones espaciales para ser lanzadas en la próxima década:

1. Terrestrial Planet Finder (TPF). 2. DARWIN. Su principal meta es la de proporcionar datos de la atmósfera de planetas tipo

terrestres (1-10 M⊕) para que los investigadores puedan caracterizarlos espectroscópicamente y valorar si son habitables y de ser así si existe alguna evidencia de vida.

Para que estas misiones sepan que buscar, primero debemos contestar las siguientes preguntas: ¿Cómo pueden estudiarse los planetas remotamente? ¿Qué cambios globales pueden generar los organismos vivos que sean detectables en el espectro de las atmósferas planetarias? ¿Qué falsos positivos podemos esperar? y en especial, ¿Cuáles son los indicadores de vida? (Jet Propulsion Laboratory, 2001)

Un planeta habitado podría ser detectado remotamente mediante la correcta interpretación de su espectro. Para lograr esta interpretación es indispensable estudiar las señales producidas por moléculas cuya abundancia es debida a la presencia de organismos vivos (Des Marais, 2002). Un ejemplo de estas bioseñales podrían ser los pigmentos de las plantas fotosintéticas, como la clorofila que puede ser detectada desde el espacio en el espectro terrestre, y presenta una señal característica llamada borde rojo.

Diversas simulaciones atmosféricas de la Tierra presente y primitiva, indican que el oxígeno, ozono, óxido nitroso y metano también pueden ser usadas como bioseñales (p. e. Segura 2007). Es de nuestro especial interés el metano, ya que este afecta los equilibrios del oxígeno/ozono, sin embargo su presencia puede ser debida a fuentes geológicas además de biológicas (Wuebbles y Hayhoe, 2002). Por ello este trabajo pretende determinar los límites de producción de metano por ambas fuentes en diferentes composiciones atmosféricas y ambientes de radiación UV, ya que aún restringiendo nuestros estudios a planetas dentro de la zona habitable de una estrella1, la tasa de producción geológica y biológica de esta molécula puede variar drásticamente. Por ejemplo, estudios previos han mostrado que el metano produce una clara señal en el espectro de un planeta con una atmósfera de dióxido de carbono, mientras que no es detectable en el espectro de la Tierra presente (ver figura 1.).

Conclusiones

El reto en la identificación de posibles planetas habitados es distinguir entre falsos positivos y falsos negativos. Por ello es necesario estudiar cuáles son las fuentes bióticas y abióticas, las tasas de producción y los límites de detección de moléculas, que puedan ser consideradas bioseñales.

1 . Es la zona alrededor de una estrella donde un planeta es capaz de mantener agua líquida en su superficie (Kasting et al, 1993)

59

Referencias 1. D J. Des Marais, M. Harwit, K. Jucks, J. Kasting, D. Lin, J. Lunine, J. Schneider, S. Seager, W. Traub and N. Woolf. Astrobiology 2. 153-181 (2002). 2. J. F. Kasting, D. P. Whitmire, R. T. Reynolds. Icarus 101, 108-128 (1993) 3. Jet Propulsion Laboratory, Biosignatures and Planetary Properties to be Investigated by the TPF Mission (JPL Publication 01-008, 2001; http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/TPF_Biomrkr_REV_3_02.pdf). 4. A. Segura. Rev. Mex. Cien. Geo. Enviado Noviembre del 2007. 5. D. J. Wuebbles, K. Hayhoe, Earth Sci. Rev. 57, 177-220 (2002).

Figura 1. Espectros de la Tierra en tres periodos geológicos en el visible e infrarrojo cercano (panel superior) y en el infrarrojo medio (panel inferior). Línea discontinua: Presente, Línea gris: Proterozoico medio, Linea negra continua: Arcaico (Modificado de Segura, 2007).

60

SÍNTESIS E IDENTIFIFCACIÓN DE COMPUESTOS ORGÁNICOS BAJO CONDICIONES HIDROTERMALES SIMULADAS

Paulina Pinedo González, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM paulina.pinedo@nucleares.unam.mx

Rafael Navarro-González, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Introducción La actividad termal y geoquímica en los sistemas hidrotermales ha persistido desde

la formación de la corteza terrestre y ha sido discutida en el contexto de la química prebiótica tanto en la tierra como en Marte y Europa (Bock y Goode, 1996; Jakosky, 1998).

Los sistemas hidrotermales pudieron haber proveído un ambiente favorable para la síntesis y acumulación de compuestos orgánicos en la tierra primitiva debido a que las altas temperaturas, los gases que emanan las ventilas y la alta presión favorecen la síntesis de compuestos por mecanismos tipo Fischer – Tropsch (Seewald, 1994; Horita y Berndt, 1999) o síntesis de Strecker (Hennet et al, 1992; Shock, 1992; Holm et al., 1992)

Otro punto a favor de la síntesis de compuestos orgánicos en condiciones hidrotermales son las superficies minerales, las cuáles han sido objeto de sospecha como posibles catalizadores para diversas reacciones de síntesis prebiótica por más de cinco décadas, yendo desde la formación de moléculas orgánicas simples (ej. formaldehído) hasta moléculas orgánicas complejas (ej. ARN) (Somorjai, 1994)

Mientras que en la industria los minerales son rara vez utilizados como catalizadores, la naturaleza ha encontrado en éstas superficies la actividad y especificidad necesarias para promover la formación de compuestos orgánicos a partir de compuestos inorgánicos simples, convirtiendo a los minerales en pieza clave para la síntesis y descomposición de moléculas orgánicas prebióticas.

El presente estudio está centrado en la generación e identificación de compuestos orgánicos en condiciones hidrotermales de presión y temperatura, utilizando las superficies minerales propias de los sistemas de ventilas como catalizadores para dichas reacciones.

Métodos Las reacciones se realizaron bajo las siguientes condiciones: - 200 ml de una disolución de NH4HCO3 0.1 M preparada con agua hervida (para

eliminar el CO2 y O2 disueltos) - 3 gramos de pirita malla 50 (300 µm) - Vacío tanto del reactor como del matraz que contiene a la disolución (para eliminar el

aire que pudiera intervenir en la reacción) Se realizaron 6 reacciones utilizando las condiciones anteriormente escritas y variando únicamente la temperatura. - reacción 1: 200ºC - reacción 2: 230ºC - reacción 3: 260ºC - reacción 4: 290ºC - reacción 5: 320ºC - reacción 6: 350ºC

Para analizar los productos de reacción primeramente se filtró la disolución acuosa para eliminar los sólidos suspendidos (pirita, grafito, partículas de acero, etc.).

Posteriormente se extrajeron los compuestos orgánicos utilizando 3 fracciones de 50 ml de CH2Cl2. También se añadió NaCl para ayudar a los compuestos de interés a trasladarse a la fase orgánica. Las fracciones se juntaron y evaporaron.

61

Se inyectaron 2 µl del extracto en el cromatógrafo de gases-masas y posteriormente se preparó un derivado del extracto utilizando terbutil-dimetil-silil-trifluoroacetamida. Del derivado se inyectaron 3 µl en el cromatógrafo gases –masas.

Los picos obtenidos por cromatografía de gases fueron analizados utilizando el programa NIST MS Search 2.0 y la biblioteca libre Spectral Database for Organic Compounds (SDBS) que se encuentra en la red.

Todas las reacciones se hicieron por triplicado, al igual que las inyecciones tanto del extracto como del extracto silinizado.

Resultados

Se lograron identificar aproximadamente 34 compuestos orgánicos diferentes, algunos de ellos aparecen en todas las reacciones mientras que otros son exclusivos de algún experimento.

En la figura 1 se muestra el número de compuestos que se generan en cada reacción. En la tabla 1 se muestran todos los compuestos generados.

Conclusiones Es posible sintetizar e identificar una gran variedad de compuestos orgánicos bajo

condiciones hidrotermales partiendo de una fuente de Carbono (CO2) y una fuente de Nitrógeno (NH3). Las reacciones son promovidas por una superficie mineral (pirita) propia de las ventilas hidrotermales.

La temperatura juega un papel importante tanto en el número cómo en el tipo de compuesto generado.

Referencias Bock, G.R. y Goode, J.A., Evolution of Hydrothermal Ecosystems on Earth (and Mars?), John Wiley & Sons, Chichester, UK. (1996) Jakosky, B. The search for life on Other Planets, Cambridge University Press, Cambridge., (1998) Seewald, J.S., Nature 370, 285, (1994) Horita, J. and Berndt, M.E., Science 285, 1055, (1999) Hennet, R.J.-C., Holm, N.G., Naturwissenschaften 79, 361, (1992) Shock , E.L. Orig. Life Evol. Biosph. 22, 135, (1992) Holm, N.G. and Hennet, R.J.-C. Orig. Life Evol. Biosph. 22, 15, (1992) Somorjai, G.A., Lahtinen, j., Journal of Molecular Catalysis A: Chemical 94 (3), l283, (1994) Tabla1. Compuestos generados en las diferentes reacciones de síntesis hidrotremal

Compuesto Reacción Compuesto Reacción

5

O

O

O

3, 4, 5 y 6

3, 4 y 5 O

1, 3, 4, 5 y 6

62

5

O O

O

O

5 y 6

OH

1, 3, 4, 5 y 6

O

O

O

O

3, 4, 5 y 6

OH

3, 4 y 5 O

O

O

O

1, 3, 4, 5 y 6

OH

2

O

1 y 3

OH

OH

3, 4, 5 y 6

OO

O

1, 3, 4, 5 y 6

O

O

3, 4, 5 y 6

OHO

OHOH

OH

1, 2, 3, 4, 5 y 6

O

O OH

3, 4 y 5

O O

OH

O

1, 3, 4, 5 y 6

3

3, 4, 5 y 6

63

OH

O

(o algún isómero)

SH

OOH

O

1, 4 y 5 NH

OH

O

3, 4 5 y 6

OH

3, 4, 5 y 6 SH

3, 4, 5 y 6

OH

O

3 y 5 (o algún isómero)

SH SH

OH

O

1, 3 y 5

OH

O

5

S S

S

SS S

S

S

4, 5 y 6

OOH

O

5 O

NH

O

1

N

SNH

1

NH

O

NOH

1 (silinizado)

N

3, 4, 5 y 6

64

Figura 1. Número de compuestos generados en cada reacción.

PÉRDIDA DE MASA ATMOSFÉRICA POR VIENTOS ESTELARES E N PLANETAS ALREDEDOR DE ESTRELLAS ENANAS M

Jesús Zendejas, Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México e-mail: jesusz@astroscu.unam.mx

Antígona Segura, Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Autónoma de México

Alejandro Raga, Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Autónoma de México

Introducción Enanas M y vida

Las peculiares características de estas estrellas las convierten en un interesante lugar para buscar planetas habitables. Las estrellas de baja masa de la secuencia principal de tipo espectral M son las mas abundantes en nuestra galaxia, representando alrededor del 75% del total de la población estelar. Las pequeñas masas que presentan estas estrellas(0.08-0.8 M

�), les permite tener tiempos de vida en la secuencia principal del

orden de 1011 años(o más), es decir, escalas de tiempo incluso mayores que la edad del universo.

Sin embargo existen varias cuestiones que han creado un debate acerca de la habitabilidad de estos planetas(Tarter et al, 2007; Scalo et al, 2007). Muchas de las estrellas M presentan una variabilidad temporal en su emisión de energía debido a diversos fenómenos ocurridos dentro de la región de la ionosfera y fotosfera. Como consecuencia de esto, emiten grandes cantidades de radiación ultravioleta y rayos X durante sus periodos de actividad. Esta actividad estelar puede tener grandes efectos sobre los planetas orbitantes. Uno de ellos podría ser la erosión parcial o total de la atmósfera planetaria debido a vientos estelares. Estos vientos estan compuestos principalmente por protones que escapan de la atmósfera superior de la estrella.

Uno de los factores principales para pensar en el desarrollo de vida sobre la superficie de un planeta es precisamente la presencia de una atmósfera. Esta mantiene estable la temperatura superficial del planeta y provee la presión necesaria para mantener agua liquida, que es un requerimiento básico para la vida. Entonces si la atmósfera de un planeta llegara a ser removida a causa de vientos estelares, esto afectaría directamente la habitabilidad del planeta, volviendo prácticamente nula la posibilidad de encontrar vida en este planeta.

65

Cálculo de la perdida de la masa atmosférica Los cálculos de perdida de masa atmosférica en planetas orbitando enanas M fueron

hechos utilizando el modelo de Capa de Mezclado (Raga & Canto 1991). Este modelo es una aproximación para estudiar la interacción entre dos fluidos. En este caso llamaremos capa de mezclado a la región de contacto entre los dos fluidos, es decir, la región de frontera entre ellos .

La taza de perdida de masa para el modelo de capa de mezclado es:

M•

= 2πRl2αρwvw

donde M•

es la perdida de masa por unidad de tiempo, α es una constante que describiremos mas adelante, ρw y vw representan la densidad de masa y velocidad del viento respectivamente.

El factor Rl es el radio de la capa de mezclado y esta expresado por:

Rl = RP − HIn2ρwvw

2 cos2θ(γ +1)P

o

esta expresión tiene términos relacionados con la geometría del modelo y representa una dificultad a nuestros cálculos. Por simplicidad podemos aproximar la expresión tomando Rl ≈ RP(radio del planeta), obteniendo resultados similares.

Finalmente podemos expresar la taza de perdida de masa como:

M•

= 2πRP2αρwvw

donde RP representa el radio del planeta, él cual varía dependiendo de la masa del mismo. El factor α es una constante determinada por experimentos de la capa de mezclado

en el laboratorio. Esta constante esta relacionada con el proceso de eficiencia de entrada del gas envolvente en la capa de mezcla descrito en el modelo de Raga & Canto, teniendo un valor aproximado de 0.03.

El tiempo total de perdida de masa atmosférica expresada en años, fue estimada

usando el cociente entre la razón de perdida de masa M•

y la masa atmosférica del planeta Matm, i.e.

tloss = M•

Matm

La masa atmosférica fue estimada en base a la ecuación de equilibrio hidrostático, expresada como:

Matm = 4πPoRP

2

go

donde P

o es la presión atmosférica superficial y tomó valores de 1, 5 y 10 atm para

planetas de 1, 2.5, 5, 7.5 y 10 M⊕. El radio del planeta fue estimado usando la densidad del la Tierra que tiene un valor promedio de 5.5 gr/cm3 . Finalmente go representa la aceleración de la gravedad superficial y fue estimada en base a la ley de Gravitación Universal.

En nuestro modelo los planetas carecen de campo magnético por lo que su atmósfera representa su única protección en contra de los vientos estelares. Parámetros del viento estelar

Diversos trabajos han sugerido un rango amplio de valores para la densidad y velocidad de vientos estelares en estrellas M, dependiendo de su actividad. Por ejemplo Doyle (1995) presentó una lista de velocidades para vientos estelares en un rango entre 10 y 450 km/s. Por otra parte While Khodachenko et al. (2007) sugiere un valor para la velocidad de 500km/s. Debido que el rango de velocidades en los diversos trabajos es muy

66

amplio, se decidió tomar en nuestro modelo algunos de los valores propuestos como limites superiores e inferiores, es decir, velocidades entre 100 y 500 km/s.

Por otra parte, utilizamos el modelo de Mullan(1996) para calcular el valor de la densidad del viento estelar a una distancia tal que un planeta orbitando alrededor de una estrella M se encuentre dentro de su zona habitable(~0.2 AU).

Realizamos este cálculo para el caso de la enana M AD Leo, representando una de las estrellas con mayor actividad. El valor encontrado fue de 106 partículas por cm3 el cual podría representar un límite superior. De esta forma supusimos que la mayoría de las enanad M tienen valores intermedios en la densidad de sus vientos, es decir, 103 partículas por cm3. Finalmente consideramos un límite inferior de 10 partículas por cm3 que corresponde al valor del viento solar a una distancia de 1 UA. Resultados Ver figuras abajo. Conclusiones

Nuestros resultados sugieren que un planeta orbitando alrededor de una enana M activa no podría mantener su atmósfera en ausencia de un campo magnético, como es el caso de un planeta alrededor de AD Leo. Es el caso contrario para planetas orbitando en estrellas M de poca o nula actividad, donde el panorama es mucho mas prometedor. El planeta en este caso podría mantener su atmósfera por un periodo de tiempo de mas de 1014 años, que es mucho mayor al tiempo de vida en la secuencia principal de este tipo de estrellas y es tiempo suficiente para pensar en el posible desarrollo de vida. Entonces las estrellas M de baja actividad se convierten en un interesante objetivo para la búsqueda de planetas habitables. Referencias. Doyle, L., et al, ASP conference series. 74, 195 (1995) Khodachenko, M., et al, Astrobiology. 7,167 (2007) Mullan, D. ASP conference series. 109, 461 (1996) Raga, A. y Canto, J. Astrophys. J. 372, 646 (1991) Scalo, J., et al, Astrobiology. 7, 85 (2007) Tarter,J. et al, Astrobiology. 7, 30 (2007)

67

Figura1. Tiempo de pérdida de masa atmosférica en función de la masa planetaria. Los valores de la presión atmosférica superficial Po, densidad n y velocidad del viento estelar vw se tomaron como constantes, con valores de 1atm, 10 partículas cm3 y 100km/s respectivamente. El parámetro α varió entre 0.01 y 0.1.

Figura2. Tiempo de pérdida de masa en función de la masa planetaria considerando valores de Po=1atm y α=0.01. En la figura se muestran diferentes valores para t dependiendo de la variación en vw y n.

68

Figura3. Tiempo de pérdida de masa atmosférica en función de la presión atmosférica. La figura muestra diferentes valores de t dependiendo de la variación en vw y n. Se tomaron valores constantes para Mplanet= 10Mearth y α=0.01.

PRODUCCIÓN ABIÓTICA DE OXÍGENO EN ATMÓSFERAS PLANET ARIAS Antígona Segura Peralta, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

antigona@nucleares.unam.mx Victoria Meadows, Washington State University

James Kasting, Pennsylvania State University John Scalo, University of Texas at Austin

David Crisp, NASA Jet Propulsion Laboratory Martin Cohen, University of California, Berkeley

Introducción

La mayor parte del oxígeno (O2) en la Tierra presente es producido por la fotosíntesis oxigénica. Antes del origen de la vida y particularmente del origen de organismos productores de O2, la cantidad de oxígeno en la atmósfera era del orden de 10-13 por volumen. (e.g. Kasting y Catling, 2003).

El oxígeno y el ozono (O3, producto de la fotólisis del O2) son considerados excelentes indicadores de vida en atmósferas de otros planetas (e. g. Des Marais et al., 2000). Esto se debe a que tanto el O2 como el O3 producen bandas de absorción que podrían ser detectables con instrumentos como Darwin (ESA) y Terrestrial Planet Finder (NASA) que actualmente se encuentran en planeación.

Si el oxígeno puede ser producido sin la presencia de vida en cantidades suficientes para ser detectable esto representa un problema para la caracterización de posibles mundos habitables alrededor de otras estrellas. Durante los últimos 40 años se han publicado varios cálculos que predicen altas concentraciones de O2 y O3 a partir de procesos abióticos (e. g. Berkner y Marshall, 1964, 1965, 1966, 1967; Brinkman, 1969; Kasting, 1997). La fuente de este oxígeno es la fotólisis de agua en la estratosfera, seguida por el escape de hidrógeno hacia el espacio. Modelos más recientes predicen bajas concentraciones de O2 abiótico en planetas que se encuentran en la zona habitable (según la definición de Kasting et al., 1993) y que poseen atmósferas ricas en CO2. Sin embargo, algunos resultados

69

contradictorios continúan apareciendo, por ejemplo, en los cálculos presentados por Selsis et al. (2002), donde simulan atmósferas tipo Marte y tipo Tierra. En particular, el caso de la atmósfera “tipo Marte primitivo” (caso B2 en Selsis et al. 2002), en la que suponen cero degasamiento volcánico, se genera una supercapa de ozono casi dos veces mayor que la de la Tierra presente. Nosotros mostramos aquí que estos extremos se presentan cuando el modelo no considera la disolución en la lluvia de especies reducidas y oxidadas como parte del balance total de hidrógeno.

Nuestras simulaciones muestran que con un balance de hidrógeno adecuado, sólo puede acumularse O2 abiótico en planetas secos o congelados, los cuales podrían ser diferenciados de planetas tibios tipo la Tierra a partir de su espectro (Segura et al. 2007). Simulación de atmósferas tipo terrestre ricas en CO2 Modelo fotoquímico

Utilizamos un modelo fotoquímico 1-D desarrollado para la simulación de atmósferas tipo terrestres, sin nubes, con alto contenido de CO2 y CH4, por Pavlov et al. (2001) y modificado posteriormente por Kharecha et al. (2005). Las características de las atmósferas simuladas están descritas en la Tabla 1. El modelo fotoquímico requiere un perfil de temperatura que en este caso fue tomado de un modelo radiativo-convetivo (Kasting 1990). En todos los casos simulados, los planetas se hallan dentro de la zona habitable de la estrella. Considerando que la radiación UV es primordial en la producción de oxígeno y ozono abióticos y que los modelos de evolución estelar indican que la radiación UV de estrellas jóvenes es mayor que la de sus contrapartes de mayor edad, utilizamos dos espectros estelares en la simulación de atmósferas, uno de una estrella de edad media, el Sol y otro de una estrella joven, EK Draconis. Balance de hidrógeno

El balance de hidrógeno puede ser escrito como: Φvolc(H2) + Φrain(Ox) = Φesc(H2) + Φrain(Red) Aqui: Φvolc(H2) es la tasa total de producción de hidrógeno dada por: Φvolc(H2) = Φ(H2) + 1.5 Φ(NH3) + 4 Φ(CH4) Φrain(Ox) y Φrain(Red) representan, respectivamente, el flujo neto de los oxidantes y reductores producidos fotoquímicamente. Φesc(H2) está dado por el flujo de escape limitado por difusión determinado por Hunten (1973) y Walker (1977): Φesc(H2) ~ 2.5 × 1013 ftot (moléculas cm-2 s-1), aquí el balance de hidrógeno total, ftot, está expresado en moléculas de H2 y está dado por: ftot = f (H2) + 0.5 f (H) + f (H2O) + ... Radiación incidente en las atmósferas simuladas

Utilizamos dos espectros estelares para la simulación de atmósferas. El primero es el que recibe la Tierra en el presente, es decir, el del Sol actual. El segundo es el de la estrella EK Draconis (EK Dra, HD 129333), el cual proviene de un grupo estudiado por Ribas et al. (2005) dentro del proyecto “El Sol en el Tiempo” (Sun in Time). EK Dra es la estrella más joven de este grupo con 0.1 Ga de edad y tipo espectral G1.5V (el tipo espectral del Sol es G2V). El espectro de EK Dra fue construido a partir de espectros medidos en el ultravioleta y un modelo de emisión fotosférica estelar ajustado a observaciones fotométricas de EK Dra.

Generación de espectros planetarios

Los espectros de los planetas simulados fueron generados utilizando un modelo de transferencia radiativa creado originalmente para estudiar la atmósfera de Venus (Meadows y Crisp, 1996). SMART_SPECTRA es una versión actualizada del modelo

70

radiativo de Meadows y Crisp (1996) desarrollada por el Laboratorio Virtual de Planetas (VPL) para calcular espectros de planetas tipo terrestre. Resultados

La Tabla 2 resume las cantidades de oxígeno y ozono obtenidas en las atmósferas simuladas. En ningún caso el oxígeno o el ozono se acercan a las cantidades de la Tierra en el presente. Más aún estas cantidades son indetectables en el espectro de los planetas simulados. El caso de la banda más prominente del O2 (0.76 µm) es presentado en la Figura 1. En el infrarrojo la banda del O3 a 9.6 µm es obscurecida por la banda doble del CO2, tal como fue notado anteriormente por Selsis et al. (2002). La Figura 2 muestra el espectro en el infrarrojo medio de la atmósfera standard (0.2 bares de CO2, UV Sol) y nuestra atmósfera extrema con 2 bares de CO2. Conclusiones

Nuestros resultados muestran que para un planeta con alto contenido de CO2 atmosférico con agua líquida en su superficie y que se encuentre dentro de la Zona Habitable, la pérdida de hidrógeno hacia el espacio exterior será minimizada por la disolución en la lluvia de especies oxidadas y reducidas. Debido a esto los niveles de oxígeno y de ozono se mantendrán en niveles que no pueden ser detectados en el espectro del planeta y que por lo tanto no representan un peligro para un falso positivo de vida en planetas alrededor de otras estrellas. Referencias L. V. Berkner, L. L. Marshall, Disc. Faraday Soc. 34, 122 (1964) Berkner, L. V. & Marshall, J. Atmos. Sci. 22, 225 (1965) Berkner, L. V. & Marshall, J. Atmos. Sci. 23, 133 (1966) Berkner, L. V. & Marshall, Adv. Geophys. 12, 309 (1967) R.T. Brinkman, J. Geophys. Res. 74, 5355 (1969) D.J. Des Marais et al. Astrobiology 2, 153 (2002) J. F Kasting, D. C. Catling, Annual Rev. Ast. Astrophys. 41, 429 (2003) J. F. Kasting, Origins Life Evol. Bios. 20, 199 (1990) J. F. Kasting, Science 259, 920 (1993) J. F. Kasting, Origins Life 27, 291 (1997) P. Kharecha, J. F. Kasting, J. L. Siefert, Geobiol. 3, 53 (2005) V. S. Meadows, D. Crisp, J. Geophys. Res. 101, 4595 (1996) A. A. Pavlov et al., J. Geophys. Res. 105, 11981 (2000) I. Ribas, E. F. Guinan, M. Güdel, M. Audard, Astrophys. J. 622, 680 (2005) A. Segura, V. S. Meadows, J. F. Kasting, D. Crisp, M. Cohen, Astron. Astrophys. 472, 665 (2007) F. Selsis, D. Despois, J.-P. Parisot, Astron. Astrophys. 388, 985 (2002) Tabla 1. Características de las atmósferas simuladas Caso CO2

bares N2 bares

Presión superficial

Temperatura superficial

Flujo estelar

Degasamiento

Standard 0.20 0.80 1.0 278 K Sol actual

H2 volcánico: 5×1012

mol/año, CH4 abiótico: 1×1012 mol/año

Sin degasamiento

0.20 0.80 1.0 278 K Sol actual

Sin degasamiento de H2 y CH4

UV mayor 0.02 0.98 1.0 278 K EK Dra UV mayor 0.20 0.80 1.0 278 K EK Dra UV mayor 2.00 0.8 2.9 317 K EK Dra

Mismo que el caso estandard

71

Tabla 2. Profundidad de columna del O2 y O3 y concentración por volumen de H2 y CH4 obtenidas en las atmósferas simuladas. La Tierra actual es incluida por comparación. Caso (bares de CO2)

Ozono (O3) (cm-2)

Oxígeno (O2) (cm-2)

Hidrógeno (H2) concentración

Metano (CH4) concentración

Tierra presente 8.61 × 1018 4.65 × 1024 5.50 × 10-7 1.6 × 10-6 0.2 standard 1.87 × 1014 1.24 × 1019 1.25 × 10-3 1.38 × 10-4 0.2 no degasamiento 7.51 × 1015 4.94 × 1019 4.85 × 10-6 9.4 × 10-12 EK Dra 0.02 3.53 × 1014 6.62 × 1018 8.29 × 10-4 1.66 × 10-5 EK Dra 0.2 6.79 × 1014 3.63 × 1019 1.09 × 10-3 4.07 × 10-5 EK Dra 2.0 5.13 × 1014 4.24 × 1019 1.17 × 10-3 8.75 × 10-5

Figura 1. Banda A del oxigeno para las atmosferas simuladas. La banda en el espectro de la Tierra se muestra por comparacion.

Figura 2. Espectro en el infrarrojo medio de la atmosfera estandard (0.2 bar CO2, UV Sol linea entrecortada), de la atmosfera extrema simulada (2 bar CO2, UV EK Dra) y de la Tierra presente. En el espectro de la Tierra puede verse la banda del ozono a 9.6 micras. Las atmosferas con alto contenido de CO2 presentan una banda doble del bioxido de carbono en esa misma zona del espectro.

72

INTERACCION DE SUPERFICIES MINERALES CON AMINOACIDO S Y SU RELEVANCIA EN LA EVOLUCIÓN QUÍMICA

Laura López-Esquivel Kranksith, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM.

laura.kranksith@nucleares.unam.mx Alicia Negrón-Mendoza y Sergio Ramos-Bernal, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM. Introducción

La simulación en laboratorio de fenómenos de síntesis de compuestos químicos, que posiblemente tuvieron lugar en la Tierra primitiva (formados en la atmósfera o por etapas, a través de intermediarios reactivos) ha tenido gran éxito utilizando superficies sólidas como los minerales de hierro, molibdeno y alumino-silicatos, ya que no sólo demuestra que éstos pudieron servir como superficies de soporte, sino también participar como catalizadores (1). Estos minerales tienen buena relación superficie-volumen, además de que algunos de ellos tienen gran capacidad para sorber compuestos orgánicos y presentar buena actividad catalítica para inducir reacciones químicas específicas (2,3). Lo anterior no descarta la idea de que las moléculas orgánicas llegaron a la Tierra por cometas y meteoritos (4). Varios estudios de la materia interestelar revelan la presencia de moléculas complejas tales como hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH), fulerenos y nanotubos de carbono (CNTs), (5) acetamidas (un precursor de aminoácidos), aminoácidos sencillos y azúcares. En este estudio, nuestro interés es investigar la sobrevivencia de compuestos de importancia biológica, tales como aminoácidos, adsorbidos en superficies minerales bajo ambientes hostiles. Las superficies estudiadas son las arcillas (del tipo montmorillonita), el carbón activado y los nanotubos de carbono, pues se consideran como una posible fase de catálisis en ambientes extraterrestres o en condiciones de la síntesis prebiótica. Para este estudio, primero se analizó la adsorción, grado de adsorción de los compuestos en las superficies. Se consideraron condiciones de pH y concentración. En segundo lugar se estudia la interacción del sistema superficie sólida-aminoácido sometida a diferentes dosis de irradiación gamma para simular un ambiente de alta radiactividad como los que pudieron albergarse en la Tierra primitiva (5,6,7). Metodología

En la fase analítica inicial de la investigación se consideraron 6 aminoácidos (Trp, Glu, His, Phe, Asp y Tyr). Algunos de ellos no relevantes desde el punto de vista prebiótico, por considerarse que aparecieron muy posteriormente, pero útiles para seguir posibles interacciones con el sólido. Los aminoácidos fueron adsorbidos en superficies sólidas hasta llegar a un equilibrio. Con la técnica de Espectroscopía de UV-VIS se comprobó el porcentaje de adsorción tanto para montmorillonita de Na+, carbón activado en polvo y nanotubos de carbono de diferentes tipos (pared sencilla, doble y múltiple). Por análisis de Rayos X y Espectroscopía de IR se corroboraron las diversas interacciones moleculares y sitios posibles de unión en las superficies sólidas analizadas.

En un análisis preliminar, se analizó el efecto de la radiación γ, para ello se empleó una fuente de Cobalto-60, Gammabeam 651PT con una actividad de 73000 Ci (mayo 2008). Las muestras de montmorillonita de Na+ con Trp y Glu respectivamente adsorbidos fueron irradiados por diferentes períodos de irradiación con una razón de dosis de 198 Gy/ min, los aminoácidos fueron desorbidos de la arcilla y analizados como anteriormente se indicó. Resultados y Discusión

En los ensayos de adsorción con Trp, His, Asp y Glu en montmorillonita de Na+ se encontró que todos los aminoácidos se adsorben preferentemente a pH ácido. En el caso

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de Trp y Glu, su interacción con la arcilla genera coloración visible a la misma, en particular para el Trp (arcilla púrpura), Glu (arcilla amarillo-limón). Además es importante enfatizar que esta arcilla pudo promover la catálisis de otros compuestos, tomando como precursor al Glu, formando un complejo arcilla-Glu, que bajo condiciones de catálisis se pudiera formar el Ácido 2-oxotetrahidropirrol 5- carboxílico, comúnmente llamado ácido piroglutámico, una forma química de protección interna del ácido glutámico, que puede ser obtenida con relativa facilidad, gracias a un evento catalítico de deshidratación (8). Por este motivo construye un precursor idóneo para la síntesis de diversos derivados del ácido glutámico. Los ensayos de adsorción en CAP han mostrado que gracias a las propiedades superficie-volumen de este sólido la adsorción de Trp, Tyr y Asp es eficiente. Finalmente los análisis de adsorción en los diferentes tipos de nanotubos de carbono, realizados con Asp mostraron que este aminoácido se adsorbe en un 78% aún a pH ligeramente ácidos. Estudios preliminares sobre la irradiación con γ de montmorillonita de Na+ con Trp con una dosis de 1.8 kGy no causó ningún efecto aparente en el aminoácido, lo que indica que la arcilla puede estar actuando como protección molecular a este tipo de radiación incidente, sin embargo es necesario ampliar más estos estudios. Conclusiones

La superficie sólida más eficiente en la adsorción de aminoácidos es el CAP, seguido de los nanotubos de carbono, y finalmente la montmorillonita de Na+.

El Trp y el Glu forman un complejo en la arcilla, confiriéndole una coloración púrpura y amarillo limón respectivamente. Posiblemente para el Glu, esta coloración se deba a la formación del ácido piroglutámico, promovido por la arcilla.

Estudios preliminares nos muestran que el Trp adsorbido en la arcilla, esta actúa como protector a la radiación γ incidente en ella. Referencias 1 J.P. Ferris, G. Ertem, Science 257, 1387-1389 (1992) 2 S. F. Mason, Cradle of Life (Princeton, New Jersey, 1992) 3 A. Negrón-Mendoza, G. Albarrán, S. Ramos-Bernal, in Chemical Evolution: Physics of

the Origin and Evolution of Life, J.Chela-Flores, F. Raulin Eds. (Kluwer AP, Holanda), pp. 97, (1996)

4 A. Negrón-Mendoza, G. Albarrán, S. Ramos-Bernal, E. Chacón, J. Biol. Phys. 20, 71-76 (1994)

5 V. Georgakilas, N. Tagmatarchis, D. Pantarotto, A. Bianco, J.-P. Briand, M. Prado, Chem. Commun., 3050, (2002)

6 T. Kawasaki, K. Hatase, Y. Fujii, K. Jo, K. Soai, S. Pizzarello, Geochim. et Cosmochim. Ac. 70, 5395, (2006)

7 J. Oró, in Astrobiology: Origins form the Big-Bang to Civilization. (Kluwer AP, Holanda, 2000), pp. 57-69.

8 B.S. Yun, I.J. Ryo, I.K. Lee, I.D. Yoo. Tetahedron 54, 1515, (1998)

DETERMINACIÓN DE MATERIA ORGÁNICA Y CARBONATOS EN EL SUELO DEL DESIERTO DE MOJAVE-EEUU, UN POSIBLE ANÁL OGO DE MARTE MEDIANTE CUANTIFICACIÓN DE DIÓXIDO DE CARBONO POR

CROMATOGRAFÍA DE GASES, ESPECTROMETRÍA DE MASAS

José de la Rosa, Laboratorio de Química de Plasmas y Estudios Planetarios, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

delarosa@nucleares.unam.mx

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Rafael Navarro-González, Laboratorio de Química de Plasmas y Estudios Planetarios, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

Sergey Sedov, Departamento de Edafología, Instituto de Geología, UNAM

Introducción La vida en la Tierra está basada en el carbono. Este elemento se encuentra

principalmente en los suelos formando parte de la materia orgánica y carbonatos. Desafortunadamente las metodologías analíticas que se reportan en la literatura para la determinación de dicho elemento, en suelos, no pueden diferenciar en línea carbono orgánico e inorgánico y están diseñadas para suelos en donde el contenido de material orgánico supera el 1%. Nosotros proponemos una técnica en línea, para la determinación de carbono en suelos, vía el dióxido de carbono generado por una reacción ácido-base y oxido reducción de carbonatos y material orgánico respectivamente. El análisis del dióxido de carbono se llevo acabo por medio de cromatografía de gases y espectrometría de masas. Esta técnica la probamos en suelos provenientes de un transecto este-oeste del desierto de Mojave (-118 a -116.5°N) en el este de los Estados Unidos de América. Los resultados muestran suelos de tipo Aridizol, ya que el contenido de material orgánico es 160-2010µgC/gsuelo y el de carbonatos es de 30-1250µgC/gsuelo . Además nos permitieron localizar una zona que por su baja concentración de material orgánico y precipitación, así, como a su aridez y alta concentración de carbonatos, podría considerarse como un suelo análogo del planeta Marte. Zona de estudio

El desierto de Mojave se localiza en el sureste de California, EEUU, a 35°-36° latitud norte y 115°-117° longitud este; está situado entre el frío desierto de la Gran Cuenca al norte, y el desierto de Sonora (un desierto caliente) al sur. Delimita por el este con el Río Colorado y por el oeste con la Sierra Nevada. Ocupa 152,000 km2 (Hereford et al., 2006). Mojave presenta esporádica y baja precipitación anual (<200mm). La humedad relativa es baja (<20%) resultando en un muy alto PET. Presenta una temperatura mínima en invierno de -10° C y una máxima en verano >47° C (Titus et al, 2002). Los suelos son aridisoles derivados de calcárea aluvial con texturas que van desde finas arenas en la superficie (0-16cm) hasta arenas gruesas en el subsuelo, y están caracterizados por tener una heterogenicidad espacial en cuanto a nutrientes, infiltración y textura. Así como la altiplanicie marciana tiene cuencas debidas a procesos de formación de cráteres que presentan depósitos fluviales, eólicos y volcánicos, Mojave muestra secas altiplanicies rodeadas por depresiones que presentan depósitos del mismo tipo, aunque tal relieve lo debe más a fallas y pliegues que a craterización. Como análogo marciano ambiental, esta región relativamente cálida y húmeda, se inclina más a poseer las posibles condiciones del pasado de Marte.

Las muestras de suelo del desierto de Mojave fueron recolectadas en Marzo del 2007, con palitas estériles de polietileno (Whirlpak TM) y almacenadas en bolsas del mismo material. Aproximadamente 20 g de cada una de las muestra de suelo fueron finamente molidas y homogenizada en un mortero de ágata. Posteriormente un 1g de dicho suelo es introducido al reactor y se procede entonces a la instalación y sellado de todo el dispositivo que nos permite realizar la determinación.

La descomposición de los carbonatos a dióxido de carbono se explica por las reacciones ácido-base 1, 2 y 3, en donde CO3

2- (ión carbonato), H+ (ión hidrónio) HCO3-

(ión bicarbonato), H2CO3 (ácido carbónico), H2O (agua) y CO2 (dióxido de carbono).

CO32- + H+ HCO3

- .....(1) HCO3

- + H+ H2CO3 …..(2) H2CO3 + H+ CO2 + H2O …..(3)

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La descomposición de la materia orgánica a dióxido de carbono la explica la reacción 4, en donde C2O4

2- (ión oxalato, un ejemplo de materia orgánica), MnO4- (ión

permanganato), H+ (ión hidrónio), Mn2+(ión manganeso), CO2 (dióxido de carbono) y H2O (agua).

5 C2O4

2- + 2 MnO4- + 16 H+ 2 Mn2+ + 10 CO2 + 8 H2O .....(4)

Para la identificación y confirmación del CO2 proveniente de la descomposición de

material orgánica o carbonatos por estas técnicas, se inyectó un estándar de este compuesto, bajo las mismas condiciones cromatográficas descritas más adelante, excepto que el barrido de iones fue de forma SCAN (10-100 m/z).

La curva de calibración de dióxido de carbono se preparó a partir de estándares de

concentración conocida de CO2 y N2 grado 5.0, adquirido de la compañía PRAXAIR. Las mezclas de CO2 en N2 fueron de 10, 4, 1, 0.4, 0.1%. Los estándares para poder ser inyectados al sistema acoplado de análisis son introducidos previamente por medio de la línea de vacío, a una trampa en forma de “U”, que está elaborada de vidrio Pyrex y que cuenta con una llave de teflón en cada extremo que permiten un cierre hermético para evitar fugas de gas.

El sistema acoplado de análisis consta de un cromatógrafo de gases (Hewlett

Packard serie 5980) con un inyector manual especial para gases tipo split (divisor de flujo), conectado por medio de una válvula de seis puertos a un circuito de inyección de 10 ml y un sistema de vacío, con el objeto de poder inyectar gases a baja presión. Figura 5.

Resultados

Lo heterogéneo del suelo en el desierto de Mojave se ve reflejada en los resultados obtenidos tanto de material orgánico, como de carbonatos, por la técnica. Al estudiar el comportamiento de la gráfica que se muestra en la figura 6, se observa, claramente una gran variabilidad en el depósito de carbonatos (tabla 1), ya que no existe una tendencia definida de su concentración, dentro del transecto este-oeste en el desierto de Mojave. Así, con base en los antecedentes que tenemos sobre la formación de carbonatos, podríamos suponer que las zonas más áridas del desierto, corresponden a aquéllas que contienen un mayor contenido de éstos y que, de manera similar, las zonas con menor contenido de carbonatos corresponden a las zonas con una mayor precipitación. Por otra parte, contamos con datos de precipitación anual promedio en diversas estaciones meteorológicas, sobre el mismo transecto, determinados desde el año 1892 a 1996. Conclusiones

La técnica propuesta para la determinación de carbonatos y material orgánico vía la descomposición de estos por reacciones ácido-base y oxido-reducción, respectivamente a dióxido de carbono y la cuantificación de este gas mediante cromatografía de gases-espectrometría de masas, permitió determinar simultáneamente al carbono orgánico e inorgánico en el desierto de Mojave, en la parte este de los Estados Unidos de America. Si está a está técnica se la acopla un espectrómetro de masas de isótopos estables no solo nos podría proporcionar el contenido de material orgánico y carbonatos en suelos. Si no que también nos podría decir el origen tanto de la materia orgánica (biótica o abiótica) como de los carbonatos (biótico, abiótico o día genéticos) por medio de su relación isotópica de 13C/12C.

Con base a un análisis hecho a partir de tres diferentes estudios, análisis de material orgánico y carbonatos, precipitación anual promedio, y laminas delgadas, del transecto superficial este-oeste (-118.5 a -115) muestreado en el desierto de Mojave,

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pudimos obtener información relevante que nos permite proponer, zonas específicas para ser estudiadas con más detalle y así completar la caracterización de este suelo. Las muestra 19 y 20 resultan de lo más atractivas para ser completamente caracterizadas, debido a que ambas pertenecen a suelos viejos. En cuanto a la primera, su alto grado de aridez y de contenido de carbonatos (1114 µgC/gsuelo), así como su baja precipitación anual (390 mm por año) la convierten en un buen prospecto como una zona análoga del suelo Marciano. Con respecto a la segunda, podría también pertenecer a una zona análoga, pero del pasado de Marte, puesto que al estar cubierta de lava, ha conservado sus características originales a través del tiempo. Todos los suelos del transecto analizados presentan una concentración mucho menor al 1% de material orgánico lo cual significa que son del tipo aridizol. Referencias Hereford, R., Webb, H. R., and Longpré, I. C., Journal of Arid Environments 67, 13, (2006) Navarro-González, R., et al., Science 302, 1018, (2003) Navarro-González, R., et al., Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A, 103(44), 16089, (2006) Titus, J. H., Nowak, R. S. y Smith, S. D., Journal of Arid Environmental, 52, 269, (2002)

FACTORES FÍSICOS Y QUÍMICOS QUE LIMITAN EL CRECIMIE NTO DEL BOSQUE EN EL PICO DE ORIZABA, CON MIRAS A LA TERRAF ORMACIÓN

DE MARTE Paola Molina Sevilla, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM

paolam@nucleares.unam.mx Rafael Navarro-Gónzalez, Instituto de Ciencia Nucleares, UNAM

navarro@nucleares.unam.mx Introducción

El objetivo de las más recientes misiones espaciales está encaminado a encontrar vestigios de vida en la superficie del planeta Marte. De no hallarse tales rastros, se tiene contemplado restablecer las condiciones de habitabilidad tal como las conocemos en la Tierra, es decir, que Marte tenga una atmósfera más densa, agua líquida y por tanto una temperatura superior a la actual. Para ello se tendrían que liberar gases de tipo invernadero como el dióxido de carbono (CO2) para lograr el calentamiento del planeta y que éste a su vez, vaya liberando el agua que se encuentra congelada en el subsuelo. Termodinámicamente este proceso podría tardar 100 000 años, sin embargo bajo estas condiciones sólo algunos microorganismos e invertebrados podrían vivir por los altos índices de CO2, con una presión atmosférica muy reducida (Mckay Chris P. 1997, Mckay Chris P y M.M. Marinova 2001). A pesar de ello se sabe que cierto tipo de plantas superiores también podrían adaptarse a las condiciones de Marte terraformado, estás podrían disminuir los altos índices de CO2 e incrementar los niveles de oxígeno en la atmósfera marciana, por lo que se requiere estudiar especies que puedan sobrevivir bajo este tipo de ambientes y puedan hacer de Marte un lugar habitable para los seres humanos. (Graham J.M., 2004). Uno de los lugares que ha despertado gran interés es el volcán Pico de Orizaba, la cima donde el bosque crece a mayor altura sobre el nivel del mar en el mundo. Aquí la línea de árboles alcanza los 4400 msnm, siendo la especie Pinus hartweggi la colonizadora a esta altura. Las condiciones para el establecimiento de nuevas plántulas son especialmente difíciles, baja temperatura, escasa humedad, gran radiación, atmósfera delgada son variables a considerar. Sin embargo, una variable que pudiera ser importante es la cantidad de compuestos nitrogenados que se encuentran en el suelo.

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El presente trabajo pretende estudiar los factores físicos y químicos del suelo que influyen en la distribución de la flora (árboles). Creemos que en el Pico de Orizaba el principal factor sea el nitrógeno el elemento que determine la altura a la que se establece la línea superior de árboles, es decir, la altura en que la fijación de nitrógeno decrezca deberá coincidir con la línea superior de los árboles. Se ha estudiado el contenido de material orgánico, propiedades físicas del suelo (densidad, porosidad, texturas), y químicas (contenido de bases intercambiables, capacidad de intercambio catiónico), que podrían estar influenciando la formación de nichos bacterianos. Así mismo estos resultados pudieran ser de utilidad para el proceso de terraformación en Marte. Métodos Datos climatológicos

En el presente estudio se utilizaron sensores de temperatura de suelo. Datos geográficos Se utilizaron mapas de INEGI a nivel regional y local, sobre tipo de vegetación, uso y tipo de suelos, clima, hidrogeología y aguas subterráneas, así como el modelo y mapa geológico del volcán Pico de Orizaba. Estudios químicos Materia orgánica Para la determinación de materia orgánica de los suelos se utilizaron las técnicas de oxidación vía húmeda por permanganato de potasio (Navarro-González, 2006), por pirólisis rápida acoplada a cromatografía de gases y espectrometría de masas (Navarro-González, 2003) y por el método de calcinación 650 °C por 12 horas. Análisis elemental Para la determinación del carbono y nitrógeno total las muestras fueron sometidas a análisis elemental, con el fin de obtener la relación C/N. Estudios mineralógicos y pedológicos Propiedades Físicas Se determinó la densidad de campo, la densidad real, la porosidad y la conductividad hidráulica (Black, C. A. et al. 1965), también se realizó la determinación de textura (arenas, limos y arcillas), por los métodos del hidrómetro (Robinson) y el de la pipeta (Bouyoucous). Propiedades Químicas

Se determinó el contenido de bases intercambiables, y el grado de intemperismo en la zona midiendo hierro (Fe), aluminio (Al) y silicio por medio absorción atómica. Por medio de ICP se determinó el contenido de vanadio y molibdeno total en la zona. Propiedades edáficas Para conocer la génesis de los suelos, y la mineralogía tomaron muestras para hacer láminas delgadas, las cuales fueron observadas en un microscopio estereoscópico. Resultados

La materia orgánica es un atributo importante de la calidad de un suelo por la variedad de funciones que desempeña, ya que es la encargada del secuestro y almacenamiento de carbono, que es fuente de energía para la actividad microbiana heterotrófica. En este trabajo encontramos que la materia orgánica en las zonas bajas que corresponden al área forestal contienen cerca del 5% de carbono orgánico, mientras que a una altura de ~4100 msnm por encima de la línea de los árboles está decrece abruptamente a menos del 1% C, esto de acuerdo a los resultados del análisis elemental. Las demás técnicas muestran la misma tendencia, sin embargo los valores de materia orgánica difieren, siendo menores en casi todos los casos con excepción del método de calcinación que muestra valores semejantes al análisis elemental, esto es debido a que cada método determina diferentes tipos de material orgánico, en el caso del permanganato solo se

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determina la materia orgánica extraíble en medio ácido, con el peróxido de hidrogeno obtenemos el total de material orgánico oxidable por vía húmeda; el método de combustión es una oxidación inducida por calentamiento mientras que análisis elemental determina carbono, nitrógeno e hidrogeno totales por oxidación catalítica. Por otro lado, la técnica de pirolisis es la descomposición química de material orgánico complejo en moléculas más simples en ausencia de oxigeno, cuyos fragmentos resultantes son separados y analizados por un cromatógrafo de gases-espectrómetro de masas.

La relación C/N es de ~18 para la zonas bajas, lo que indica ambientes de tipo forestal, mientras que a 4100 msnm por encima de la línea de los árboles la relación decrece a valores entre 10 y 7, lo cual indica perdida de carbono por mineralización. Aunado a esto la técnica de pirólisis muestra la formación de una gran variedad de compuestos orgánicos saturados, insaturados, cíclicos y nitrogenados, tales como: etanol, 1,3-Butadieno ,2-propenenitrilo, Benceno, Estireno, entre otros.

En este trabajo nosotros determinamos la conductividad hidráulica para conocer el grado de infiltración y tener noción de cuanta agua puede quedar retenida, lo cual esta ligado a la porosidad del suelo, encontramos que en las zonas bajas la infiltración es lenta y moderada, mientras que alturas mayores por encima de la línea de los árboles esta incrementa sustancialmente a “muy rápida”. Con este respecto casi el 80% del material son arenas lo cual dificulta la retención de humedad, esto fue confirmado con la observación de las láminas delgadas.

Por otro lado, se determinó la cantidad de bases intercambiables (Ca,K,Mg,Na), los resultados muestran que la presencia de estos cationes en los suelos es muy pobre (< 5 cmol/Kg) y decrece abruptamente por encima de la línea del bosque, estos resultados son consistentes con la determinación del por ciento de arcillas, el cual es menor de 5% en la zona forestal y decrece conforme a la altitud. De acuerdo a estos resultados podemos observar que la baja cantidad de materia orgánica y arcillas determinan el almacenamiento de los nutrientes en el suelo, mientras que el drenaje excesivo que presentan provoca un lavado de estos. Así mismo se observa un bajo intemperismo y compactación en la zona por encima de la línea del bosque, lo cual impide la formación de agregados y desarrollo radicular en el suelo a alturas mayores a los 4100 msnm.

Conclusiones Todos los suelos que se encuentran entre 3500 y 4100 msnm muestran valores típicos de suelos forestales, tanto en sus propiedades físicas como químicas por lo que se les puede considerar como diferentes unidades de suelos tipo andosol. No solo la fijación biológica del nitrógeno es un factor limitante para el crecimiento del bosque a alturas mayores de los 4100msnm. De acuerdo a este estudio existen por lo menos nueve limitantes a ser consideradas: temperatura del suelo, materia orgánica del suelo, bajo contenido de bases y arcillas, compactación, drenaje excesivo, deficiencia en la relación C/N, baja actividad biológica y estructura, sin embargo aun desconocemos cual de estos factores sea el más importante debido a que estos se encuentran interrelacionados. Referencias C.A. Black et al. Methods of soil analysis. Part 1. Phys. and Min. Prop., including stat of mesurement and sampling. Num 9 in the series Agronomy. Ed. Am. Soc. of Agron. (1986) J.M. Graham. Astrobilogy. 4(2),168-195 (2004) Chris P. Mckay. Origins of Life. 27: 263-289 (1997) Chris P Mckay, M.M. Marinova. Astrobiology 4(1),89-109 (2001) R. Navarro-González, et al. Science. 302, 1018-1021(2006) R. Navarro-González, et al. Proc. Natl. Acad. Sci. USA. 103(44)16089-16094 (2006)

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INTERACCIONES MICROBIO-MINERAL EN TAPETES MICROBIAN OS DERIVADOS DEL BAÑO SAN IGNACIO, N.L.

Mariajose Peña, Felipe Torres de la Cruz y Elizabeth Chacón B, Facultad de Ciencias de la Tierra, Universidad Autónoma de Nuevo León

topogigia50@hotmail.com Introducción

Entre de las interacciones más antiguas en la evolución geobiológica de nuestro planeta se encuentran las interacciones que ocurren entre microbios y minerales. Los tapetes microbianos son asociaciones de comunidades microbianas estratificadas donde la biología y geología convergen desde niveles microscópicos hasta macroscópicos. Estas estructuras bio-sedimentarias al litificarse, pueden preservarse como estromatolitos, que constituyen la evidencia macroscópica más antigua de la vida. Actualmente las investigaciones en ésta área se han centrado en el análisis de una gran variedad de tapetes microbianos provenientes de diversos ambientes extremos; sin embargo hoy se sabe que también asociaciones geobiológicas de similar complejidad se desarrollan en sitios cuyas condiciones ambientales son más bien moderadas. Su análisis es de gran potencial astrobiológico para la búsqueda de biosignaturas tanto microbianas como sedimentológicas, dada la dinámica entre procesos bióticos y abióticos durante su formación. Uno de los aspectos importantes a investigar es el grado de preservación de la integridad estructural de los tapetes microbianos bajo diferentes condiciones que simulan procesos de diagénesis y fosilización como son la deshidratación secuencial, los cambios de presión, los cambios de temperatura, litificación rápida después de la degradación celular, y evaporación de aguas minerales simultánea a procesos de mineralización, entre otros. Algunos trabajos en esta dirección sugieren fuertemente que la materia orgánica derivada biológicamente induce la mineralización y el atrapamiento de partículas sedimentarias mediante una nucleación heterogénea, aunque existen otras evidencias que señalan que la mineralización ocurre independientemente del material derivado biológicamente. La zona protegida del Baño San Ignacio en Linares, Nuevo León contiene manantiales hidrotermales de temperaturas que oscilan entre los 25ºC en invierno y los 39 ºC en verano. Esta localidad, recientemente declarada como un área natural protegida, presenta la formación de tapetes microbianos que muestran un gran desarrollo de estructuras macroscópicas en forma de hongo constituidas por costras suaves de coloración diversa y con una ligera litificación en los márgenes exteriores. Algunos resultados preliminares sugieren que bajo diferentes condiciones de estrés ambiental los tapetes microbianos bajo estudio mantienen su integridad estructural aunque cambie la relación entre sedimentos y contenido de materia orgánica y textura. Este tipo de estudios puede ser relevante no sólo para la interpretación del registro fósil de las rocas del Arqueano Temprano sino también para la correcta interpretación de biosignaturas extraterrestres en forma de biosedimentos.

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LOS SUELOS HIPERÁRIDOS DE PAMPAS DE LA JOYA, (DESIERTO DE ATACAMA EN EL SUR DEL PERÚ) COMO UN NUEVO ANÁLOGO A MARTE

Julio E. Valdivia-Silva, Laboratorio de Química de Plasmas y Estudios Planetarios, Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

jvsilva@nucleares.unam.mx Rafael Navarro-González, Laboratorio de Química de Plasmas y Estudios Planetarios,

Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM Chris McKay, Ames Research Center, NASA

Introducción

El desierto de Atacama, ubicado a lo largo de la costa sudamericana desde los 10 a 35° Latitud Sur y entre los 70 y 72° Longitud Oeste, es actualmente uno de los ambientes de mayor interés para la investigación astrobiológica debido a diversas características, como son, la cantidad muy baja de material orgánico, la ausencia de vida macroscópica, bajos niveles de vida microscópica, suelos altamente oxidantes, variaciones abruptas de temperatura, alta radiación UV, hiperaridez y abundante acumulación de sales (McKay, 2003; Navarro-Gonzalez, 2003; Valdivia-Silva, 2005; Ewing, 2006). El conjunto de estas características llevaron a denominar un área del desierto conocida como Yungay, ubicada al norte de Chile, como un suelo análogo a Marte (Navarro-Gonzalez, 2003). Aunque se sabe que muchas de estas cualidades son el producto de un conjunto de factores que progresivamente se fueron sumando durante su historia, no todo el desierto sufrió en el pasado o sufre actualmente de manera uniforme el proceso (Clarke, 2006; Valdivia-Silva, 2008). De esta manera, diferentes zonas del desierto poseen características interesantes de sitio que podrían resultar interesantes para estudios analógicos con la superficie marciana. Las Pampas de La Joya, ubicadas entre los 15°S a 17°S a 40 km de la ciudad de Arequipa, Perú, recientemente ha mostrado características peculiares y similares a la zona de Yungay que podrían también catalogarla como un posible análogo a Marte (Navarro-Gonzalez, 2006; Fletcher, 2008).

En este estudio se evalúan características climatológicas, químicas, geoquímicas, geomorfológicas, minerológicas y microbiológicas de esta zona hiperárida, buscando determinar la zona como un análogo marciano y un área de interés para la astrobiología.

Métodos Datos climatológicos En el presente estudio se utilizaron sensores de temperatura atmosférica, temperatura de rocas, humedad relativa, pluviometría, y radiación UV colocados en diferentes áreas de la zona peruana. Estudios químicos Materia orgánica

Para la determinación de la materia orgánica en estos suelos se utilizaron las técnicas de oxidación húmeda por permanganato de potasio (Navarro-Gonzalez, 2006), pirolisis rápida acoplada a cromatografía de gases y espectrometría de masas (Navarro-Gonzalez, 2003), y calcinación a 550°C por 24 horas. Carbonatos

Para la determinación de carbonatos se utilizó la técnica de retrotitulación con NaOH y HCl. Análisis elemental

Para la determinación del carbono y nitrógeno total las muestras fueron sometidas a análisis elemental. pHs La determinación de pHs en suelos se realizo en solución con cloruro de potasio. Análisis histórico de la paleogeográfia

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Se realizó un estudio de la bibliografía existente acerca del origen e historia de la franja desértica sudamericana para relacionarlos con procesos geomorfológicos marcianos (Valdivia-Silva, 2008). Estudios mineralógicos y pedogénicos

Para la determinación de texturas (arenas, limos y arcillas) se utilizaron los métodos de la pipeta (Bouyoucos) y del hidrómetro (Robinson). Los índices de intemperismo se midieron con radios de Fe, Al y Si evaluados por absorción atómica. Para estudios mineralógicos de la zona se realizaron análisis petrográficos de láminas delgadas, difracción de rayos X de polvos y de arcillas, y microscopía electrónica (EDS) para composición química. Estudios de actividad oxidante del suelo

El uso de la técnica TEGA (Thermal and Evolved Gas Analizer) sirvió indirectamente para demostrar la actividad oxidante del suelo de ésta área durante procesos térmicos (30 a 1200°C).

Para la determinación de actividad oxidante del suelo se realizará el experimento de Liberación de isótopos marcados (Navarro-Gonzalez, 2003; Quinn, 2007). Estudios microbiológicos

Para la detección de microorganismos en el suelo se utilizaron técnicas de DAPI (diamino fenilindol), PLFA (Phospholipid Fatty Acid Analysis), y PCR en tiempo real. Adicionalmente se evaluaron algunos experimentos de interacción entre los minerales y el ADN del suelo para entender los mecanismos por los cuales la detección de material genético es muy baja en este tipo de suelos. Resultados Las Pampas de La Joya, ubicado en la zona desértica de Atacama al sur del Perú, presenta una temperatura media anual de 25°C que lo convierte en un desierto tropical, una precipitación media anual de 0 a 10mm/a dependiendo de la zona con cambios abruptos a menos de 40 km a valores cercanos a los 100mm/a. Potencial de evotraspiración menores a 0.05, que lo catalogan como hiperárido. Si bien es cierto la zona de Yungay es más amplia en extensión, el área más seca de La Joya presenta transectos a zonas semihúmedas a menores distancias. La materia orgánica presenta valores de 0.004 a 0.012% C/gr de suelo en la superficie y 0.001 a 0.029% C/gr de suelo en el perfil de 0 a 1m de profundidad. Los carbonatos varían de 0.017 to 0.14% C/gr de suelo en la superficie y 0.02 to 0.48% C/gr e suelo en el primer metro de profundidad. En la capa de 1.0-m de suelo en estas zonas hiperáridas existe 1.13 Tg de carbono orgánico comparado a 3.1 Tg de carbono de carbonatos (Figura 1). Aunque los carbonatos demuestran la existencia de aridez, las zonas hiperáridas no mostraron mayor cantidad de estos de manera directa debido a la presencia de carbonos de origen primario. La presencia de sulfatos (anhidrita y yeso) fue abundante como se demuestra en la difracción de rayos X. El pH en estos suelos varía de 5 a 7.8, la densidad absoluta de 2.27 a 2.55g/cm3, humedad relativa de 1%, y su estructura textural es areno francoso, franco arenoso y arena. La mineralogía del lugar muestra 2 tipos de origen de la matriz que los incluye: un origen volcánico y uno metamórfico, con gran cantidad de minerales de hierro (magnetita, hematita y otros amorfos), arcillas de tipo montmorillonita y caolinita que corroboran los diversos orígenes. Gran cantidad de evaporitas (anhidrita y halita) y cuarzo. Los índices de intemperismo muestran un bajo intemperismo y procesos geoquímicos de ganancia de masa (Ewing, 2006). El uso de TEGA en muestras de bacterias Gram positivas, Gram negativas y hongos demostró la presencia de iones liberados y detectados por espectrometría de masas durante la degradación térmica. Cuando se mezclaron con suelos de la zona la abundancia relativa de los iones disminuyo y desapareció en la mayoría de los casos con incremento del ión 44

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(CO2). Estos resultados demuestran una actividad catalítica de este tipo de suelos que oxida rápidamente la materia orgánica y no permite la liberación de iones característicos (Figura 2). TEGA también demostró una liberación de CO2 diferente entre zonas hiperáridas – áridas y zonas menos áridas, esto debido a existencia de materia orgánica en estas últimas zonas y carbonatos o materia relicta en los primeros.

Estudios microbiológicos demuestran que existen poblaciones bacterianas agrupadas en nichos de acuerdo a resultados obtenidos en Yungay (Figura 3). Mediante PCR, PLFA y DAPI se obtuvieron valores de 104 -106 bacterias/gr de suelo, que corresponden a una biomasa de 37.71 +/- 28.55 ng C/gr de suelo. Estos valores son coincidentes en diferentes puntos con la mayor cantidad de materia orgánica encontrada en estos suelos. Colonias de cianobacterias debajo del cuarzo también fueron evidenciadas con una frecuencia en la zona de 1/200 y dentro de rocas de halita como fue descrito en Yungay (Wierchos, 2007). La radiación PAR (Radiación aprovechable para fotosíntesis) en la cara colonizada varía de 0.3% a 5.2% comparada con la superficie exterior del cuarzo. Conclusiones. Las Pampas de La Joya, ubicada al sur de Perú presentan características similares a las encontradas en Yungay al norte de Chile, además de otras características propias que la hacen interesante en los aspectos geológico, geoquímico, mineralógico y microbiológico que pueden ser extrapolados a Marte. Nuestros datos demuestran que esta área de estudio puede ser considerado un análogo a Marte. Referencias J.D.A. Clarke. Geomorphol. 73, 101-114 (2006) S.A. Ewing, et al. Geochimica. 70, 5293-5322 (2006) L.E. Fletcher, et al. J Arid Environ. En revisión (2008) C. McKay, et al. Astrobiol. 3(2), 393-406 (2003) R. Navarro-Gonzalez, et al. Science. 302, 1018-1021 (2003) R. Navarro-Gonzalez, et al. Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A. 103(44) 16089-16094 (2006) R. Quinn, et al. J Geophys Res.-Biogeos. 112, G04S18, doi:10.1029/2006JG000312 (2007) J.E. Valdivia-Silva, et al. EOS Trans. AGU. 86(52) Fall. Meet. Suppl., P51D-0949 (2005) J.E. Valdivia-Silva, et al. Rev. Mex. Ciencias Geol. En revisión (2008) J. Wierzchos, et al. Astrobiol. 6(3), 415-422 (2006)

Figura 1. Abundancia de Carbono en las Pampas de La Joya. La figura de la izquierda muestra los niveles de Carbono orgánico presentes en la superficie de la zona de La Joya, y el de la derecha la cantidad de carbono proveniente de carbonatos. Diferentes comportamientos son relacionados a procesos geoquímicos en la zona.

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Figura 2. TEGA de suelos de La Joya. Las figuras muestran el TEGA y presencia de iones caracteristicos de materia organica al someter muestras de microorganismos. El suelo solamente presenta iones 64 y 48 caracteristicos de dioxido de azufre. Cuando se mezclan los organismos con el suelo se observa que los iones previos de materia organica bacteriana desaparecen.

Figura 3. Presencia de microorganismos bacterianos en La Joya. Técnicas de DAPI demostraron la presencia de ADN bacteriano de manera variable coincidente con la existencia de nichos. Las condiciones de sobrevivencia y la geoquímica pueden dar excelentes resultados de extrapolación de vida en este tipo de ambientes a Marte.

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EVALUACION DE LA ADAPTABILIDAD DE BACTERIAS HALÓFIL AS A UN AMBIENTE SIMULADO DEL SATÉLITE EUROPA

Horacio Terrazas Hoyos, Facultad de Ciencias Biológicas, UAEM horacio_th@yahoo.com

Sandra I. Ramírez Jiménez, Centro de Investigaciones Químicas, UAEM Enrique Sánchez Salinas, Centro de Investigación en Biotecnología, UAEM

Introducción

Los organismos extremófilos se reconocen por su capacidad de desarrollar actividades metabólicas básicas en ambientes caracterizados por condiciones fisicoquímicas que exceden las condiciones óptimas de crecimiento y reproducción de la mayoría de los organismos mesófilos (Rothschild y Mancinelli, 2001). El estudio de los extremófilos ha aumentado significativamente debido a que las condiciones extremas en la Tierra han demostrado no suponer un obstáculo para la actividad biológica. Los halófilos son un tipo particular de extremófilos capaces de vivir en medios con moderadas o altas concentraciones salinas, extremadamente resistentes a condiciones de microgravedad y de exposición a la radiación UV, capaces de mantenerse viables por largos períodos de tiempo dentro de cristales salinos (Vreeland et al., 2000) y con una bioquímica altamente especializada (Oren, 1999). Estas características han estimulado las especulaciones sobre la viabilidad de utilizar a estos organismos como modelos en estudios en Astrobiología (Dassarma, 2006), particularmente para el ambiente del satélite Europa, cuya principal característica es la presencia de un océano de agua líquida rico en sales (NaCl, MgSO4) (Kargel et al., 2000) en el que pudieran existir las condiciones físicas y químicas básicas para proponerlo como potencial nicho de algún tipo de vida microscópica.

El objetivo de este proyecto es estudiar las posibilidades de adaptación de bacterias halófilas a condiciones análogas a las del satélite Europa, uno de los objetos planetarios de mayor relevancia astrobiológica en nuestro Sistema Solar.

Métodos

Las bacterias halófilas utilizadas en este estudio fueron colectadas de una salmuera industrial líquida con concentraciones salinas del 6-10% (NaCl) originadas en una empresa petroquímica. El aislamiento y purificación de las cepas bacterianas de dicha muestra confirmaron la presencia de tres diferentes cepas, identificadas aquí como T806-1, T806-2, y T806-3, utilizando un medio de cultivo de agar de soya tripticaseína (AST). Se realizó la identificación y caracterización de cada una de las cepas mediante pruebas bioquímicas (Tabla 1) y moleculares, además del empleo de un sistema automatizado de pruebas bioquímicas denominado BBL CrystalTM. El crecimiento de las cepas T806-1, T806-2, y T806-3 fue evaluado mediante cinéticas de crecimiento bacteriano midiendo la absorbancia, a 610 nanómetros, de cada cepa, utilizando un espectrofotómetro de luz visible (Genesys 20 Thermo Spectronic) así como mediante la técnica de cuenta viable en placa. Ambos métodos de monitoreo se realizaron en intervalos de aproximadamente 48 horas en todos los casos.

Se ha evaluado el crecimiento de cada cepa al exponerla a 2 diferentes condiciones de estrés ambiental: salinidad y acidez. Cada una de las 3 cepas aisladas fue crecida por separado en un medio de cultivo de caldo de soya tripticaseína (CST) enriquecido con NaCl, MgSO4 ó Na3PO4 a concentraciones del 2%, 5% y 10% (peso/volumen). La acidez del medio de cultivo fue fijada en valores de pH de 2.0, 5.5 y 9.0 utilizando un buffer de fosfatos. Resultados

Se aislaron tres diferentes cepas bacterianas. Una revisión cuidadosa de los resultados arrojados por las pruebas de caracterización bioquímica (Tabla 1), molecular,

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BBL CrystalTM, así como mediante las características morfológicas y la consulta del manual Bergey’s han permitido identificar una cepa bacteriana perteneciente al género Neisseria para la cepa T806-1, una cepa perteneciente al género Bacillus para la cepa T806-2 y una cepa perteneciente al género Enterobacter en el caso de T806-3, todas con porcentajes de confiabilidad por encima del 90%.

Dos de ellas, T806-1 y T806-3, fueron capaces de crecer en presencia de NaCl y de MgSO4 de hasta el 10% y en un valor de acidez de 5.5. Sus cinéticas de crecimientos demuestran la capacidad de estos halófilos no solo para sobrevivir ante la presencia de estas sales y a este valor de acidez del medio, sino de mantenerse viables, es decir de poder reproducirse en estas condiciones. Las halófilas aisladas también han demostrado una eficaz capacidad para resistir exposiciones cortas a bajas temperaturas (debajo del punto de congelación del agua), después de lo cual continúan viables.

Actualmente el proyecto continúa con la parte final de la estrategia metodológica que consiste en enriquecer medio de cultivo CST con NaCl al 5% y MgSO4 al 10% a un valor de pH de 5.5. Este medio se introducirá en un biorreactor para incorporarle una mezcla de las cepas T806-1 y T806-3. El biorreactor permitirá mantener una atmósfera simulada de Europa ( 50 mbar de O2 en argón a las concentraciones de 5%, 10% y 20% (v/v) y condiciones de baja temperatura) a la que se expongan las bacterias de las cepas T806-1 y T806-3 y se pueda evaluar su crecimiento. Conclusiones � Las bacterias aisladas pueden clasificarse como halófilas moderadas (3-15% p/v NaCl)

debido a su resistencia a concentraciones salinas (NaCl y MgSO4) de hasta el 10%. � En base al comportamiento general de crecimiento observado en las diferentes gráficas

(Figura 1), dos de las tres cepas aisladas (T806-1 y T806-3), fueron capaces de crecer en presencia de NaCl y de MgSO4 de hasta el 10% y en un valor de acidez de 5.5 a 9.0, condiciones con importancia específica respecto al océano de Europa.

� Las cepas halófilas T806-1 y T806-3 han sido hasta este momento las cepas que han respondido de manera más efectiva a los parámetros de estrés ambiental mencionados (Tabla 2). Debido a esto, será una mezcla de estas dos cepas la que se introduzca al biorreactor en donde se simulará un ambiente lo más aproximado posible al de Europa para evaluar el comportamiento de éstas.

Referencias S. Dassarma, Microbe 1, 120, (2006) J. Kargel et al., Icarus 148, 226, (2000) A.Oren, Microbiol. Mol. Biol. Rev. 63, 334, (1999) L. J. Rothschild y R. L. Mancinelli, Nature 409, 1092, (2001) Vreeland, R. H., Rosenzweg, W. D., and Powers, D. W. Nature 407, 897, (2000)

Tabla 1. Resultados de las pruebas bioquímicas y de tinción de Gram realizadas a las tres cepas bacterianas aisladas.

PRUEBA BIOQUÍMICA T806-1 T806-2 T806-3 Catalasa + + + Oxidasa - + - Indol - + - Citrato + + + Rojo de metilo - - - Voges Proskauer - - - Kligler + G,L + G,L + G,L Tinción de Gram Cocos (-) Bacilos (+) Bacilos (-)

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Tabla 2. Compendio del comportamiento presentado por cada una de las cepas aisladas respecto a cada una de las diferentes concentraciones salinas y valores de acidez a las que han sido sometidas.

NaCl MgSO4 Na3PO4 pH 2% 5% 10% 2% 5% 10% 2% 5% 10% 2 5.5 9

T806-1 ● ● ● ● ● ● ● ● ● ─ ● ● T806-2 ● ● ─ ● ● ● ● ● ● ─ ● ● T806-3 ● ● ● ● ● ● ● ● ● ─ ● ● ● = Hay crecimiento ─ = No hay crecimiento

Figura 1. Cinética de crecimiento de la cepa T806-3 en CST enriquecido con MgSO4 a concentraciones del 2, 5 y 10%.

LA ZONA DE MÍNIMO OXÍGENO EN EL PACÍFICO ORIENTAL T ROPICAL Y

SU EFECTO SOBRE LA ESTRUCTURA DE LA COMUNIDAD MACROBÉNTICA EN SEDIMENTO

Eduardo Cosgalla Vargas, Posgrado en Ciencias del Mar y Limnología. mectlatecuhtli@yahoo.com.mx

Elva Escobar Briones, Instituto de Ciencias del Mar y Limnología Introducción Las zonas de mínimo oxígeno (ZMO) se caracterizan por concentraciones de oxígeno menores a 0.5 ml L-1 y se relacionan a zonas productivas de los márgenes continentales (Díaz y Rosenberg, 1995). Las ZMO junto con otros ambientes reductores son laboratorios naturales, piezas clave para entender los posibles procesos que actuaron en la evolución de los organismos en la anóxica Tierra Primigenia (Fenchel y Finlay, 1995). Actualmente estas zonas reciben una mayor atención por la comunidad científica debida a un progresivo calentamiento global, el cual reduce la oxigenación de los océanos (Levin, 2003). El presente estudio describe resultados preliminares del efecto que tiene sobre la estructura comunitaria (composición, riqueza taxonómica, densidad y biomasa) de la macrofauna que habita el sedimento y que se recolectó frente al puerto de Mazatlán.

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Métodos Las muestras se obtuvieron por quintuplicado usando un nucleador múltiple en un

intervalo de profundidad de 500 a 1440 m. Cada réplica se preservó en etanol absoluto después de seccionarla en estratos de 0-3cm, de 3.1-5cm, de 5.1-7cm y de 7.1-20cm y se tamizaron posteriormente a través de una malla de 300 µm. Adicionalmente se caracterizó el habitat a través de determinar la concentración de clorofila “a” en sedimento y agua con un Flourómetro 10-AU Turner Designs, el tamaño de grano con el Coulter Counter Modelo LS230, la concentración de carbono y nitrógeno orgánico con un analizador elemental FISONS modelo EA1108, la concentración de oxígeno disuelto en la masa de agua suprayacente al sedimento y la presencia de H2S en el agua del fondo. Resultados

Entre los resultados preliminares de 50 muestras revisadas se ha reconocido la persistencia de tres taxa que son componentes dominantes de la comunidad: nemátodos, foraminíferos y poliquetos (Fig.1). La riqueza de taxa y su densidad varían de una localidad a otra reduciéndose en las zonas de menor concentración de oxígeno y volviendo a incrementar conforme vuelve a aumentar la concentración de éste. Así mismo el número de taxa y la densidad varían de un estrato a otro de profundidad hacia el interior del sedimento en una misma localidad (Fig.2). La densidad es más elevada en la capa superficial del sedimento (0 a 3 cm) alcanzando valores de hasta 800 ind. 0.02467 m2. y que responde a la presencia de oxígeno en contraste con las capas más profundas del sedimento donde la concentración de oxígeno es muy baja o nula (Fig.3).

Referencias 1. R. Diaz, R. Rosenberg, Ocean. Mar. Ann. Rev. 33, 245-303 (1995). 2. T. Fenchel, B. Finlay, Ecology and Evolution in Anoxic Worlds (Oxford Univ. Press, New York, 1995). 3. L. Levin, Ocean. Mar. Ann. Rev. 41, 1-45 (2003).

Figura. 1. Grupos más abundantes obtenidos en las muestras del área de estudio, campaña EZOM, 200

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Figura. 2. Número de grupos taxonómicos en relación con los niveles al interior del sedimento, campaña EZOM, 2005

Figura. 3. Valores de densidad en las muestras obtenidas en los diferentes niveles al interior del sedimento, campaña EZOM, 2005

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EL ESTRES Y LOS VIAJES PROLONGADOS AL ESPACIO María Elena Aguilar Mena, Instituto Nacional de Enfermedades Respiratorias.

draguilar2001@yahoo.com.mx

Introducción

Es un hecho que los viajes tripulados a la luna se volverán a realizar en los próximos años. Así mismo el hombre se está preparando para los viajes tripulados a Marte. Viajar a la Luna lleva unos pocos días por lo cual el organismo se ve sometido a un estrés de corta duración; no así en los viajes de larga duración donde los individuos se verán sometidos a un estrés crónico. En 1936 Seyle (1) estudió los cambios que se efectúan en el organismo ante la presencia de estímulos nocivos a los cuales él llamó estímulos estresantes y las adaptaciones que el organismo realiza para sobrevivir o protegerse. El estrés produce una serie de cambios en el cuerpo ante una gran variedad de estímulos pudiendo ser estos del medio interno v.g. infecciones, daño tisular, hemorragias o bien del medio externo como el frío o calor extremo, radiaciones y psicológicos como el miedo, la ansiedad y la ira. Objetivo

Analizar los cambios metabólicos, cardiovasculares y psicológicos que pueden tener lugar en un viaje prolongado al espacio. Resumen

Se realizó una revisión bibliográfica en relación al estrés, con la finalidad de tener un panorama de los cambios adaptativos y de la manifestación de enfermedad cuando éste se prolonga, como sería el viajar en el espacio por más de un año.

El Síndrome General de Adaptación fue estudiado por Seyle en l936 dando el nombre de “Estrés” al conjunto de cambios orgánicos que entran en juego como respuesta a una serie de estímulos nocivos y estos cambios incluyen el aumento de las glándulas suprarrenales (productoras de adrenalina, mineralocorticoides y glucocorticoides) la involución del timo y de la masa de tejido linfocitaria (tejido de defensa contra las infecciones) y la hipersecresión gástrica que lleva a la formación de úlceras (2) . El estrés puede ser agudo o crónico, de corto y largo plazo. Los cambios ocurren en los sistemas cardiovascular, metabólico, inmunológico y somatosensorial. Los procesos que no suponen un beneficio a corto plazo, durante el estrés, son inhibidos. Como es el proceso de la digestión, el crecimiento y la reproducción. El Síndrome General de Adaptación comprende tres fases: la primera llamada de Alarma, en esta se libera adrenalina y se activa el eje hipotálamo-hipófisis-suprarrenal, el propósito es hacer frente al estímulo desencadenante, esta etapa es aguda. Existe elevación de la frecuencia cardiaca, aumento del flujo sanguíneo del músculo esquelético, contracción hepatoesplácnica, aumento de los glóbulos rojos, aumenta la capacidad respiratoria y existe dilatación bronquial, esto asegura la perfusión en áreas vitales como son el cerebro, el corazón, los pulmones y la masa muscular. El organismo se prepara para la acción.

La segunda fase es la de Resistencia, si el agente estresante persiste, el organismo trata de adaptarse a las demandas del medio externo pero a pesar de todo el esfuerzo se empieza a fatigar e inicia a bajar su defensa.

La tercera fase o de “Fatiga” todos los mecanismos de defensa están bajos y es imposible para el organismo mantener una función normal, en este punto el Sistema Nervioso Autónomo se estimula tomando el mando de las funciones, existe un gran aumento del cortisol secretado por las glándulas suprarrenales y los glucocorticoides que refuerzan la acción del sistema nervioso simpático. Esta respuesta hipotálamo-hipófisis-adrenal es una ventaja adaptativa puesto que en los animales adrenalectomizados no existe,

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y mueren al aplicarse el estímulo estresante por hipotensión y por hipoglicemia; en esta fase la médula adrenal puede verse exhausta, lo mismo que el sistema inmunológico lo cual ocasiona una descompensación con manifestaciones francas de enfermedad como infecciones frecuentes, úlceras gástricas, depresiones y alteraciones psiquiátricas lo que lleva paulatinamente a la muerte del organismo (3).

Los conocimientos recientes en neuroendocrinología psiquiátrica (4) han determinado que en respuesta al estímulo estresante se libera el factor liberador de la corticopropina (CRH) y arginina-vasopresina (VAP) secretadas dentro del sistema porta hipofisiario, activándose neuronas del núcleo paraventricular (PVN) del hipotálamo. El locus ceruleus y otros grupos neuronales productores de noradrenalina de la médula y del Puente que también se activan, a este sistema se le conoce como LC/NE usando la epinefrina y norepinefrina cerebral para producir una respuesta neuro-endócrina y servir de alarma global al sistema. Esta respuesta autonómica involucra la interacción del eje hipotálamo-hipófisis-suprarrenal con las secreción de hormona adrenocorticotropina (ACTH) con secreción de cortisol y glucocorticoides por la médula suprarrenal, lo que en condiciones normales, se lleva a cabo una retroalimentación negativa del sistema para dejar de producir factores liberadores a nivel central y romper la respuesta aguda al estrés cuando éste ha cesado. Esta retroalimentación negativa no ocurre cuando el estímulo estresante se prolonga, ocasionando el agotamiento de neurotransmisores y la demanda de cortisol y glucocorticoides supera la producción de las mismas. El estrés prolongado y significativo ocasiona cambios en la personalidad del individuo (5) y se le encontrará irritable, molesto y deprimido alternando los estados emocionales con ansiedad, miedo, impulsividad, además de cambios en la respuesta a la infección por inmunodeficiencia. Actualmente la Psiconeuroinmunología es una rama de la psiquiatría que se encarga del estudio de la interrelación del estado mental, neurológico y psiquiátrico y su correlación con el estrés. Esta sub-especilidad se desarrolló a partir del estudio de los niños con maltrato y disfunción familiar.

Ahora bien, la salida de la Tierra (6) ya supone en sí misma un estrés agudo que se logró superar con mucho en las últimas decenas, recordando que el 16 de julio de l969 salieron Michael Collins, Neil A. Armstrong y Edwin Aldrin en el primer viaje a la Luna, llegando al Mar de la Tranquilidad el 20 de julio de 1969 (7) finalmente retornaron a Tierra y el 24 de julio estaban acuatizando en nuestro planeta. En total 9 días de los cuales hubo etapas muy difíciles viéndose sometidos en varias ocasiones a un estrés agudo y a uno crónico simultáneamente.

En un viaje prolongado como sería la salida de una nave tripulada a Marte implica una serie de ajustes no sólo tecnológicos sino también de la condición previa de salud de los Astronautas tanto física como mental, un alto grado de resiliencia (8) por parte de los mismos (capacidad del individuos de cambiar las condiciones adversas en beneficio propio, para su supervivencia, estudiada ampliamente en los niños que sobreviven a las guerras). De no llevarse a cabo una selección estricta dando importancia a la salud mental tanto como a la física los Astronautas estarán en riesgo de destruirse a sí mismos antes de alcanzar su objetivo. Referencias 1. H. Seyle. Nature 138, (1936) 2. T.W. Burns and H. Carlson, Endocrinology. Sodeman’s Pathologic Phisiology

Cap.34.pp 993-1056. Ed. Sanders (1985) 3. P.Tresguerres, Tratado de Fisiología. Cap.39 “Fisiología del Estrés” Ed. McGrown Hill

(1996) 4. R.De la Fuente, N. Maxwell et all. Psychiatry. Proccedings of the V World Congress of

Psychiatry. México (1971)

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5. H.Wolff. “The role of aggression in the psychopathology of illness” . J.Psychosom.Res: 13: 315, (1969)

6. W. Sodeman and Jr. Sodeman, Sodeman´s pathologic physiology.”Toxic physical and chemical agents”,pp l059-1082, 7a.Ed.Sanders (1985)

7. Apollo XI. (disponible en http://www.nasa.gov) 8. B. Cyrulick, “Los patitos feos” Una infancia adversa no determina la vida. Ed. Paidós.

Arg. VIVIENDO EN AMBIENTES EXTREMOS: ZOOPLANCTON Y RADIA CIÓN UV

EN DOS LAGOS TROPICALES DE ALTA MONTAÑA Clara Nehely Delgado Oceja, Programa de Posgrado en Ciencias del Mar y Limnología,

UNAM kilugu@hotmail.com

Javier Alcocer Durand, PILT, UNAM FES-Iztacala jalcocer@servidor.unam.mx

Introducción

La vida en la Tierra se originó hace 4,500 millones de años y no fue sino hace 400 millones de años aproximadamente que la capa de ozono fue lo suficientemente abundante para proteger a los organismos vivos terrestres y acuáticos de la radiación UV –RUV-(Williamson, 1995). A lo largo de este periodo, la exposición ambiental a la RUV ha sido un factor ecológico de presión selectiva importante en los procesos evolutivos de las poblaciones planctónicas en los sistemas acuáticos. Las condiciones en los lagos de alta montaña son estresantes para la vida ya que aunado a la incidencia alta de RUV, existe una reducida atenuación de ésta derivada de la elevada transparencia de sus aguas (Sommaruga, 2001). Por lo anterior, los organismos han desarrollado distintos mecanismos de adaptación como son la acumulación y/o síntesis de compuestos fotoprotectores así como llevar a cabo migraciones verticales diarias (MVD).

Métodos Determinación de compuestos fotoprotectores Para la determinación de los compuestos fotoprotectores del zooplancton (cladóceros, copépodos y rotíferos), se tomaron muestras de los organismos en la zona pelágica de ambos lagos mediante arrastres verticales con una red de 55 µm de apertura de malla. Se analizaron tres réplicas para cada grupo y compuesto fotoprotector. Los organismos fueron colocados en recipientes de plástico limpios de 5 L con suficiente agua y mantenidos vivos a 4ºC en condiciones de oscuridad. Posteriormente, los organismos fueron narcotizados con CO2 utilizando agua natural mineralizada y separados por taxa mediante un microscopio estereoscópico marca Leica DMIL a 200x y 300x. Se realizó la extracción de carotenoides de acuerdo a Hairston (1976), la melanina de acuerdo a Hebert y Emery (1990) y las MAAs de acuerdo a Tartarotti y Sommaruga (2002). Experimentos de MVD Se llevaron a cabo dos experimentos en dos periodos distintos de tiempo con un supuesto de mayor y menor cantidad de RUV. El primer experimento se llevó a cabo el 19 y 20 de agosto del 2006 (mínima RUV) y el segundo el 24 y 25 de abril del 2007 (máxima RUV). Se realizaron colectas de zooplancton en la zona pelágica a dos profundidades, mismas donde fueron colocadas las trampas en los periodos de tiempo descritos anteriormente. Los organismos fueron retenidos en una malla de 55 µm y colocados en viales de plástico y fijados en formol al 4%. Posteriormente en el laboratorio se realizó la identificación y conteo mediante un microscopio invertido marca Leica DMIL a 200x y 300x para obtener

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la densidad y la composición de los taxa dominantes de zooplancton. Se colocaron cuatro trampas en ambas profundidades en la zona pelágica de ambos lagos. Las trampas consistieron en cuatro embudos de vidrio de 14.7 cm de diámetro x 28 cm de largo unidos a cuatro matraces Erlenmeyer de 250 ml colocados en una cruz de aluminio como soporte. Dos embudos estaban dirigidos hacia arriba (para atrapar a los organismos que migran hacia abajo denominadas trampas “D”) y dos embudos hacia abajo (para atrapar a los organismos que migran hacia arriba denominadas trampas “A”). Los organismos capturados en las trampas fueron retenidos a través de una malla de 55 µm y posteriormente fijados en formol al 4% y colocados en viales de plástico previamente lavados para posteriormente ser identificados y cuantificados. Resultados

Los lagos El Sol y La Luna ubicados a 4,200 m s. n. m. en el interior del cráter del volcán Nevado de Toluca, ofrecen una oportunidad única para estudiar la respuesta del zooplancton a la exposición a elevadas dosis de RUV a través del análisis de la presencia, tipo y concentración de compuestos fotoprotectores. En El Sol coexistieron organismos hialinos (los rotíferos Asplachna sieboldi, Keratella sp., Conochilus sp. y los cladóceros Daphnia ambigua) y pigmentados (los copépodos: Leptodiaptomus cuauhtemoci). De estos, solo los copépodos presentaron concentraciones altas de carotenoides (0.89 ± 0.42 µg mg-1 PS-1; de 0.34 a 1.58 µg mg-1 PS-1) y MAAs (6.89 ± 9.23 µg mg-1 PS, de 0.055 a 23.75 µg mg-1 PS). En La Luna solo se presentaron organismos pigmentados (los cladóceros D. ambigua) con altas concentraciones de melanina (0.046 µg mg-1 PS, de 0.03 a 0.09 µg mg-1 PS). La concentración de los compuestos fotoprotectores varió a lo largo del periodo siendo máxima durante el periodo de mayor incidencia de RUV en febrero (invierno).

Se observó que en ambos lagos el zooplancton realiza la MVD como otra estrategia de protección a la incidencia de RUV con un patrón “normal”, esto es, ascienden a la superficie al anochecer y descienden al fondo al amanecer. Durante el día el zooplancton que habita en El Sol presentó una distribución en forma de pirámide con la base (mayor número de individuos) en el fondo y el vértice en la superficie (menor número de individuos), mientras que en el lago La Luna casi la totalidad de individuos se localiza en el fondo. Lo anterior es seguramente resultado de una mayor atenuación de la RUV en El Sol derivado de una mayor cantidad de material suspendido.

En conclusión, el tipo de estrategias de fotoprotección contra la RUV que lleva acabo el zooplancton en los lagos de alta montaña El Sol y La Luna es diferente dependiendo de la población, la especie y el hábitat. La coexistencia de morfos pigmentados y no pigmentados en el lago El Sol indica que los organismos afrontan este factor de manera distinta: realizando MVD y acumulando y/o sintetizando compuestos fotoprotectores. Tanto la MVD como la presencia y la concentración de compuestos fotoprotectores funcionan como mecanismos complementarios. Referencias N. G. Hairston. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 73 (3), 971, (1976) P. N. D. Hebert, C. J. Emery. Functional Ecology 4, 703, (1990) R. Sommaruga. Journal of Photochemistry and Photobiology B: Biology 62, 35, (2001) B. Tartarotti, R. Sommaruga. Arch. Hydrobiol. 154, 691, (2002) C. E. Williamson. Limnology and Oceanography 40 (2), 386, (1995)

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DIRECTORIO DE LA SOCIEDAD MEXICANA DE ASTROBIOLOGIA

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