2.08.- El descubrimiento de la Vía Láctea: 2.08.1 Introducción: La Vía Láctea, franja blanquecina que cruza el cielo dividiéndolo en dos hemisferios, es sin duda uno de los objetos más notables para un observador del cielo en una noche sin Luna. Es lógico entonces que llamara la atención de los filósofos desde las primeras épocas. Las primeras conjeturas acerca de su naturaleza fueron forzosamente especulativas al carecerse de evidencias observacionales cuantitativas. Según el mito griego la Vía Láctea habría sido producido cuando Hera, esposa de Zeus, amamantaba a Heracles (Hércules) y trató de sacarlo de su pecho; entonces Heracles succionó con tanta fuerza que un gran chorro de leche de Hera se disparó a los cielos. De ahí la Vía Láctea es el “camino de la leche”, la leche de Hera. Bella metáfora que hace gala del poder de succión de Heracles (y de la abundancia del pecho de Hera). Galileo Galilei, al dirigir su telescopio a la Vía Láctea en 1610, descubrió que estaba compuesta por millares de estrellas débiles, invisibles a simple vista individualmente, pero que su modesto telescopio revelaba con claridad. La observación de Galileo pareció confirmar una antigua especulación del filósofo griego Demócrito que describía a la Vía Láctea como una gran concentración de estrellas, estrellas débiles tan cercanas unas de otras que producen en el ojo la sensación de un continuo de luz. Durante el siglo XVIII encontramos cuatro interesantes contribuciones teóricas al tema de la estructura de la Vía Láctea: las de Swendenborg, Wright, Kant y Lambert. Emanuel Swendenborg (1688-1772), filósofo y científico sueco, en sus "Principia" de 1734 especuló que "puede haber innumerables esferas de esta clase o cielos estrellados en el universo infinito... Este mismo cielo estrellado, estupendo como es, forma quizás, sólo una esfera, de la cual nuestro vórtice solar constituye solo una parte..." Thomas Wright (1711-1786), un fabricante de instrumentos y matemático inglés, presentó en 1750 el primer cuadro completo de la Vía Láctea en su obra "An Original Theory or New Hypothesis of the Universe". Wright presenta la teoría que se ha dado en llamar de “la piedra esmeril” para la Vía Láctea, esto es un gran disco de innumerables estrellas con el Sol cerca de su plano principal de simetría y de su centro. Además menciona que muchas manchas nebulosas que apenas percibimos... estas con toda probabilidad son creaciones externas, bordeando la conocida, muy lejanas incluso para ser alcanzadas por nuestros telescopios. El modelo de Wright es un tanto confuso y su propio autor cambió sustancialmente sus puntos de vista en un trabajo posterior. 2 Visión de la Vía Láctea desde el hemisferio norte. En el borde derecho de la imagen se ven las luces de dos ciudades reflejadas en el cielo. 3 El gran filósofo alemán Inmanuel Kant (1724-1804), propuso en 1755 la llamada “teoría de los universos-islas”. Luego de describir y ampliar el modelo de Wright de la Vía Láctea, Kant se pregunta como se verían a grandes distancias estos sistemas estelares, respondiendo que presentarían igual apariencia que algunas nebulosas descubiertas de forma circular o elíptica. "La analogía con el sistema estelar en que nos hallamos, su forma que es exactamente la que debe ser según nuestra teoría, la debilidad de la luz que presupone una distancia infinita - todo ello coincide para que consideremos estas figuras elípticas como otros tantos mundos, o por decirlo así, otras tantas Vías Lácteas, cuya constitución acabamos de exponer" (Kant 1755, p. 59). Johann Heinrich Lambert (1728-1777) consideró la estructura de la Vía Láctea y su relación con sistemas de orden superior en su libro "Kosmologische Briefe uber die Einrichtung des Weltbaues", de 1761. Lambert plantea que el cosmos está jerarquizado, donde el

Sol con algunos millones de estrellas formaría un sistema estelar de segundo orden (el Sol y sus planetas son un sistema de primer orden), varios sistemas de segundo orden constituirían la Vía Láctea, sistema de tercer orden. Por último especula que varios sistemas de tercer orden podrían constituir sistemas de cuarto orden (cúmulos de galaxias). Todas estas interesantes especulaciones de Swendenborg, Wright, Kant y Lambert, fueron superadas ampliamente por el trabajo del gran astrónomo inglés William Herschel (1738-1822), durante el último cuarto del siglo XVIII. Herschel abordó el problema de la estructura de la Vía Láctea desde un punto de vista cuantitativo. Ideó un método de recuento de estrellas en áreas selectas del cielo (zonas de 15 minutos de arco en diámetro). En algunas regiones sólo contaba una estrella, llegando en otras a contar hasta seiscientas. Supuso que las estrellas tienen el mismo brillo absoluto y que su densidad es uniforme. Así, una mayor cifra de estrellas indicaba una mayor extensión de la Vía Láctea en esa dirección. En 1785 publica el resultado de sus recuentos en 683 regiones del cielo. Encontró que las estrellas se distribuían preferentemente a lo largo de la Vía Láctea, con una distribución achatada de forma lenticular, o de piedra esmeril, cuyo espesor es 1/5 del diámetro. El Sol se ubica en el centro del sistema, o muy cerca de él. Las dimensiones en la galaxia de Herschel no son absolutas pues aún no se conocía la distancia a las estrellas en términos absolutos (recién en 1838 Bessel midió la primera distancia estelar). Herschel propone un diámetro de 800 veces la distancia a Sirio, es decir, 7.000 años-luz en terminología contemporánea. Sin embargo, hacia el final de su vida Herschel se dio cuenta de las dificultades de su método, al comprobar que su telescopio de 20 pies no revelaba todas las estrellas en una dirección y que aquellas que él no percibía podían estar tan lejos o mas allá de 2.300 veces la distancia a las estrellas de primera magnitud. Esto permite suponer un tamaño mínimo para la Vía Láctea de 20.000 años-luz, valor que se aproxima bastante al real sobre todo si pensamos que se trata de la primera determinación que se realizó (hoy se cree que la Vía Láctea tiene un tamaño de unos 100.000 años-luz). 4 Durante el siglo XIX se efectuaron grandes avances en la construcción de telescopios y el desarrollo de nuevas técnicas, en especial la espectroscopia, que dan nacimiento a la Astrofísica, es decir, el estudio de la física de los astros. Este impulso se le debe a Kirchhoff, Bunsen y muchos otros. Hacia fines del siglo XIX se habían ya ejecutado los trabajos monumentales de los catálogos llamados Durchmusterung, obra que debemos principalmente al astrónomo alemán Friedrich W. A. Argelander (1799-1875), autor del Bonner Durchmusterung. La obra de Argelander comprende 324.198 estrellas catalogadas, más brillantes que la novena magnitud, comprendidas entre el polo norte celeste y 2 grados de declinación sur. Dicha obra fue extendida por E. Schönfeld con parte del hemisferio austral, hasta 23 grados sur. John Macon Thome (1843-1908), director del Observatorio de Córdoba, Argentina, continuó la obra con el Córdoba Durchmusterung (abreviado CD) que comprende la zona entre 23° y 42° sur. Finalmente Sir David Gill, astrónomo real en el Observatorio del Cabo de Buena Esperanza, en Sudáfrica, completó fotográficamente el resto del hemisferio austral. El holandés Jacobus Kapteyn colaboró con el catálogo del Cabo, que comprende 454.000 estrellas, conocido como Cape Photographic Durchmusterung, abreviado CPD. El astrónomo de Munich Hugo von Seeliger (1849-1924) determinó la estructura de la galaxia mediante recuento de estrellas hasta distintas magnitudes límites, en varias partes del cielo. El método de von Seeliger da directamente la tasa de enrarecimiento de la galaxia en una dirección, y por ende no necesita la hipótesis de Herschel de estar viendo en esa dirección todas las estrellas

que pertenecen a la galaxia. Las tasas de decrecimiento le permitieron a von Seeliger determinar el grado de achatamiento de la Vía Láctea, encontrando un valor muy similar al encontrado un siglo antes por William Herschel, ubicando al Sol nuevamente en el centro de la galaxia. 5 2.08.2. El Modelo de Kapteyn: En 1901 Jacobus Kapteyn (1851-1922) utilizó movimientos propios de estrellas, en términos estadísticos, para determinar distancias medias, para estrellas de distintas magnitudes. De este modo Kapteyn pudo ponerle una escala absoluta al modelo de galaxia de Hugo von Seeliger. El resultado es un esferoide achatado de 10 kpc (kiloparsec) de diámetro (unos 30.000 añosluz) y 2 kpc de espesor en su parte central. Jacobus Kapteyn era holandés. Estudió física y matemáticas en la Universidad de Utrecht. En 1875 trabajó por tres años en el Observatorio de Leiden para luego llegar a ser profesor de Astronomía y Mecánica Teórica en la Universidad de Gröningen, donde permaneció hasta su jubilación en 1921. Kapteyn estaba consciente que su modelo dependía críticamente de la posible existencia de absorción interestelar. Si existiese absorción las estrellas distantes se verían más débiles lo que llevaría a ubicarlas más lejos que su distancia real. Si la absorción era producida por materia interestelar (granos de polvo) la luz de una estrella más distante, al tener que atravesar más material, sería más absorbida, por lo cual el efecto sobre ella sería mayor. Por tanto, en una dirección determinada, el número de estrellas disminuiría antes de encontrarse el límite de la galaxia, lo que llevaría a subestimar su tamaño. En 1918 Kapteyn se sintió seguro que la absorción no existía o, en todo caso, era despreciable, por lo que consideró que su modelo era una aproximación aceptable a la estructura de la Vía Láctea. Kapteyn encontró un ligero enrojecimiento de las estrellas más distantes. El supuso que se trataría de scattering de Rayleigh como el de las moléculas en la atmósfera terrestre, que tiene una fuerte dependencia con la longitud de ondas (la absorción es proporcional al inverso de la cuarta potencia de la longitud de onda). Con ello una pequeña absorción produce un gran enrojecimiento. Como Kapteyn sólo encontró un enrojecimiento moderado en las estrellas más distantes, supuso que la absorción también sería moderada o inexistente. La absorción interestelar sí existe y está causada por polvo y no moléculas, con lo que tiene una dependencia de la longitud de onda mucho menor que el scattering de Rayleigh; por ello ese pequeño enrojecimiento que encontró Kapteyn era mucho más significativo que lo que él pensó. Desgraciadamente ya era muy tarde para el “universo de Kapteyn”; un joven astrónomo norteamericano estaba cambiando el tema para siempre. 6 2.08.3. El Modelo de Shapley: En 1914 se inician en el observatorio de Monte Wilson una serie de trabajos sobre cúmulos estelares de tipo globular que llevarían a su autor, Harlow Shapley (1885-1972), a proponer un modelo de galaxia totalmente distinto del modelo de Kapteyn. Un cúmulo globular de estrellas es un grupo estelar que reúne entre 50 mil y hasta 1 millón de estrellas en una pequeña región del espacio, de densidad estelar bastante alta. Se conocen más de cien cúmulos globulares, encabezados por Omega Centauri y 47 Tucanae, los cúmulos globulares más grandes, ambos visibles solamente desde el hemisferio sur. Shapley había trabajado en su doctorado en la Universidad de Princeton con Henry N. Russell, utilizando la relación período-luminosidad para cefeidas, descubierta por Miss Leavitt en Harvard. En 1914 Shapley inició el estudio de estrellas variables pertenecientes a cúmulos globulares, continuando el trabajo iniciado por Solon I. Bailey del Observatorio de la Universidad de Harvard. Shapley utilizaba el telescopio de 1,5 metros de diámetro del observatorio de Monte Wilson. Comparando las variables que encontraba en los cúmulos con

variables de la vecindad solar, de luminosidad conocida, pudo determinar las distancias a un buen número de cúmulos globulares. 7 En el Observatorio de la Universidad de Harvard, Henrietta Leavitt (1868-1921), en 1908, había notado que las variables más luminosas tenían los períodos más largos, descubriendo con ello lo que hoy se conoce como la relación período-luminosidad para las estrellas variables tipo cefeidas. Miss Leavitt descubrió la relación estudiando cefeidas en las Nubes de Magallanes. Las Nubes de Magallanes son las galaxias más cercanas a la Vía Láctea y donde se conocen varios miles de estrellas variables. Como todas ellas están a la misma distancia de nosotros sus magnitudes aparentes son proporcionales a sus luminosidades. En 1912 Miss Leavitt publica los períodos de 25 cefeidas de las Nubes de Magallanes y formaliza la relación períodoluminosidad. En 1915 Shapley se dio cuenta de la extraña distribución espacial que presentan los cúmulos globulares. Poseen una distribución simétrica con relación al plano de la Vía Láctea, encontrándose igualmente a ambos lados del plano galáctico, hasta altas latitudes. Sin embargo su distribución en longitud galáctica es anómala, ya que la gran mayoría de los cúmulos se encuentra en un hemisferio, en particular, parecen preferir la zona de la constelación de Sagitario. Un tercio de todos los cúmulos globulares se encuentran en un área del cielo que cubre sólo un cuatro por ciento del área total del cielo. Las distancias determinadas por Shapley para los cúmulos globulares parecían indicar que estos objetos se encontraban en la periferia de la Vía Láctea o totalmente fuera de ella. En 1916 por ejemplo, determinó que el cúmulo M13 (Messier 13), un cúmulo globular en la constelación de Hércules, estaba a 30 kpc de distancia (unos 100.000 años-luz). Esto lo situaba mucho más allá de los confines de la galaxia de Kapteyn. Una posibilidad entonces era considerar que los cúmulos globulares no pertenecen a la Vía Láctea sino que son sistemas externos. Si se aceptara eso, sin embargo, ¿cómo explicar la distribución asimétrica? 8 Finalmente Shapley llegó a una solución que le pareció más convincente: los cúmulos globulares están asociados con la Vía Láctea y se distribuyen simétricamente con respecto a su centro. La distribución aparente asimétrica que nosotros vemos se debe a que el Sol está situado lejos del centro de la Vía Láctea, a unos 20 kpc (60.000 años-luz). El problema fundamental que presentaba ese modelo era explicar porque Kapteyn obtenía un modelo tan pequeño para la Vía Láctea. A pesar de esa dificultad Shapley, en 1917, propuso que la galaxia es 10 veces más grande de lo que se había pensado hasta esa fecha (100 kpc en lugar de 10 kpc, equivalentes a 300.000 años-luz en lugar de 30.000 años-luz), con el Sol ubicado a 20 kpc del centro (60.000 años-luz). Actualmente se aceptan dimensiones para la Vía Láctea intermedias entre las de Kapteyn y Shapley; para el diámetro unos 100.000 años-luz y para la distancia del Sol al centro unos 25.000 años-luz. 9 Arriba: esquema de la Vía Láctea de canto, que muestra los cúmulos globulares como puntos blancos grandes. El Sol está indicado con una flecha hacia la izquierda del centro galáctico. En la parte inferior se ve la distribución en la esfera celeste de los cúmulos globulares, que muestra una importante concentración para una longitud galáctica de 330º. 10 Esquema de la Vía Láctea tal como se entiende hoy [1 kiloparsec = 3.260 años-luz]. 11 2.08.4. La Rotación Galáctica: En 1871 el astrónomo sueco H. Gylden encontró que en una zona del cielo los movimientos propios de las estrellas todos tienen un cierto alineamiento. Perpendicularmente a esta dirección el movimiento medio de las estrellas es nulo. A pesar de la falta de precisión en sus datos, Gylden atribuyó este efecto a la rotación galáctica. Desgraciadamente este trabajo no tuvo impacto en el desarrollo del tema pues no se lo conoció hasta después que el efecto había sido redescubierto en el siglo XX,

con mejores datos observacionales. Benjamin Boss fue el primer astrónomo en señalar la fuerte asimetría que existe en las distribuciones de las estrellas de alta velocidad. La asimetría fue confirmada por Walter S. Adams y Arnold Kohlschutter. Ellos señalan en 1914: "Un hecho peculiar es la gran preponderancia de velocidades grandes negativas sobre las positivas... no menos del 75% de las grandes velocidades son negativas" (W.S. Adams y A. Kohlschutter 1914, Ap.J., 39, 348). Velocidades radiales negativas indica acercamiento al Sol. Jan H. Oort (1900-1992), astrónomo holandés, mientras estudiaba astronomía en la Universidad en Gröningen, en Holanda, bajo la supervisión de Kapteyn, encontró en 1922, estudiando las estrellas de alta velocidad, que entre las longitudes galácticas 162° y 310° todas las velocidades altas eran positivas, y que en el sector opuesto eran 12 negativas. Oort descubrió que la asimetría depende mucho de la velocidad. Para velocidades menores de 62 km/seg las velocidades radiales tienen direcciones al azar, pero sobre esa velocidad crítica, las direcciones de las velocidades exhiben una marcada asimetría. Cúmulo globular 47 Tucanae en el cielo austral. Primero Oort trató de explicar estos hechos en base a un sistema local, basado en el modelo de Kapteyn de nuestra Galaxia. En su tesis doctoral J. H. Oort presentó argumentos (en Mayo de 1926) que lo llevaban a interpretar la velocidad crítica de 62 km/seg como la velocidad de escape del sistema local. Analizando las velocidades radiales de 19 cúmulos globulares, Oort encontró que la velocidad promedio de ellos era de aproximadamente de 92 km/seg. Oort señala que una velocidad tan alta como la observada en los cúmulos globulares hacia imposible pensar que ellos se encontraran ligados gravitacionalmente a un sistema local como el propuesto por Kapteyn. Ellos debían pertenecer a un sistema, mucho mayor y unas 200 veces más masivo que el de Kapteyn. Oort sugirió que la alta masa postulada no era visible a los astrónomos pues se encontraba en regiones del cielo con alto oscurecimiento. El problema de la absorción interestelar era un asunto muy delicado y que jugaría un papel muy importante en la astronomía de la época. Oort plantea que los altos movimientos de los cúmulos globulares parecen indicar que el Sol se movería con respecto al centro de la Galaxia en una dirección a 100° del lugar de mayor concentración de cúmulos globulares. De acuerdo con su 13 modelo, las estrellas de alta velocidad serían intrusas en nuestro sistema local pero son miembros del sistema galáctico mayor y rotan alrededor del centro galáctico. Las observaciones de estrellas de alta velocidad parecían indicar que la Galaxia se encontraba rotando. Bertil Lindblad (1895-1965), astrónomo teórico sueco, propuso un modelo en rotación para nuestra galaxia, que incluía varios subsistemas, rotando con distintas velocidades angulares. El resultado era sistemas de estrellas rotando en órbitas elípticas; las estrellas de menor velocidad espacial serian estrellas orbitando en torno al centro galáctico describiendo elipses alargadas, y que se encontraría ahora en su apogalacticón (distancia máxima al centro galáctico). Por el contrario, las estrellas con movimiento más rápido que el Sol serían aquellas que se encontrarían en el perigalacticón de una órbita elíptica alargada. J. Oort adoptó el modelo de Lindblad y en 1927 publicó un trabajo en el cual explica las consecuencias de una rotación galáctica diferencial. Plantea la ecuación para las velocidades radiales de las estrellas como: vr = A r sen [ 2(l-l0)] y una expresión similar para los movimientos propios, que contiene una constante B. Analizando los datos de que disponía, encontró para el centro galáctico la dirección l0 = 323° ± 2°.4 y el valor de la distancia al centro galáctico como R0 ~ 5.1 - 5.9 kpc Posteriormente, en Septiembre de 1927, Oort recalculó los parámetros utilizando mejores datos y obtuvo R0 ~ 6,3 ± 2,0 kpc El valor de lo calculado por Oort

está en excelente acuerdo con la dirección señalada por Shapley para el centro galáctico, de sus estudios de la distribución de cúmulos globulares. El valor de R0 era sólo la tercera parte del sugerido por Shapley. De todos modos se puede afirmar que con el modelo galáctico de Oort queda destronado definitivamente el Universo de Kapteyn y sólidamente establecido el modelo galáctico de Shapley, con el Sol en posición excéntrica. John Stanley Plaskett (1865-1941), del "Dominion Astrophysical Observatory" en Victoria, Canadá, corroboró los resultados de Oort con datos de velocidades radiales para estrellas tempranas de tipo espectral 0 y tipo B. En un trabajo publicado en el Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS, 88,395-403,1928) Plaskett calculó: l0 = 324°.5 ± 1°.8 y A = 15.5 ± 0.7 14 Oort había calculado para la constante A el valor 19±3. (Las constantes A y B se denominan constantes de Oort). 2.08.5. Epílogo: La gran discrepancia entre las escalas de los modelos de Kapteyn y de Shapley vino a resolverse sólo en 1930, gracias al trabajo de Robert Trumpler (1886-1956). Tanto Kapteyn como Shapley habían buscado evidencias acerca de enrojecimiento y/o absorción en el espacio interestelar; ambos llegaron a la conclusión que “algo había” pero no era muy importante, no lo suficiente para alterar su modelo. Sin embargo Robert Trumpler demostró la existencia de una significativa absorción interestelar estudiando cúmulos estelares. En el plano de la Vía Láctea (o muy cerca de él) se encuentran cientos de cúmulos estelares, agrupaciones de estrellas que contienen unos pocos millares de ellas, mucho menos que las que pertenecen a los cúmulos globulares que había estudiado Shapley. Trumpler se dio cuenta que tanto el diámetro angular del cúmulo como el brillo de las estrellas más brillantes en él le indicaban la distancia al cúmulo. El diámetro angular disminuye con el inverso de la distancia en cambio la luz disminuye con el inverso del cuadrado de la distancia. Adicionalmente el brillo aparente está afecto a una posible absorción interestelar. Trumpler encontró que las escalas de 15 distancias antes mencionadas no estaban en acuerdo en el sentido que las distancias derivadas del brillo aparente eran mayores que las que se derivan de los tamaños angulares. Grafico que muestras las distancias a cúmulos abiertos derivadas de las magnitudes aparentes en la abscisa y la distancias derivadas de los tamaños angulares en la ordenada. Las distancias fotométricas superan siempre a las geométricas. La curva del ajuste corresponde a 0,7 magnitudes por kiloparsec. Si se asumía que la escala de distancia correcta era la del brillo aparente, en ese caso resultaba que los cúmulos eran físicamente más grandes mientras más alejados del Sol (viviríamos en un extraño lugar de la Vía Láctea donde los cúmulos estelares son muy pequeños y alejándose se hacen progresivamente más grandes). Al contrario, si se acepta que la escala de distancias correcta es la que se deduce de los tamaños angulares se debe aceptar, según Trumpler, 0,7 magnitudes de absorción por cada kiloparsec (corresponde a un factor ~2 de menor brillo por cada kiloparsec). La absorción de Trumpler le impedía a Kapteyn ver toda la Galaxia y por ello su modelo era muy pequeño. La misma absorción, sumada a errores en la calibración de la relación período-luminosidad, hacían que la galaxia de Shapley fuese un factor 2,5 mayor que lo real. Por ello, después de 1930, con el trabajo de Trumpler, queda definitivamente establecido el modelo de Shapley pero con una corrección a la baja en sus dimensiones. Bibliografía: Berendzen, R., Hart y Seeley, D., "Man Discovers the Galaxies", Science History Pub., N. York, 1976 E. Kant, “Historia Natural Universal y Teoría de los Cielos”, 175

Tema 1 El planeta Tierra La Tierra: el planeta de la vida ..................................................................................... 2 Algunos datos: .............................................................................................................. 2 Características astrales que influyen en la vida............................................................ 2 a) Día y noche........................................................................................................... 2 b) Estaciones............................................................................................................. 2 c) Mareas .................................................................................................................. 3 d) Iluminación lunar ................................................................................................. 3 Historia de la Tierra....................................................................................................... 3 a) Comienzos ........................................................................................................ 3 b) Formación de la Luna....................................................................................... 4 c) Formación de los océanos................................................................................. 4 d) La vida .............................................................................................................. 4 e) Principales periodos.......................................................................................... 4 La superficie móvil de la Tierra .................................................................................... 6 Capas de la Tierra......................................................................................................... 6 Placas litosféricas ......................................................................................................... 7 Litosfera.................................................................................................................... 7 Placas litosféricas ..................................................................................................... 7 Pangea. Unión y disgregación de los continentes .................................................... 9 Influencia del movimiento de las placas sobre la distribución de los seres vivos.... 9 La Tierra: balance energético ..................................................................................... 10 Energía recibida.......................................................................................................... 10 Energía radiante del Sol.......................................................................................... 10 Energía que llega a la Tierra. Constante solar........................................................ 10 Energía que llega a la superficie............................................................................. 10 Balance total de energía. Efecto "invernadero".......................................................... 11 El tipo de energía que llega a la superficie de la Tierra y el que sale no son iguales. ................................................................................................................................ 12 Balance energético en la Tierra. ............................................................................. 12 Energía interna de la Tierra ........................................................................................ 13 Radiación cósmica...................................................................................................... 13 Energía radiante y vida................................................................................................ 13 Iluminación................................................................................................................. 13 Pigmentos ............................................................................................................... 14 Efectos de la luz sobre los organismos sin mediar receptores especializados........ 14 Fotosíntesis............................................................................................................. 14 Visión y táxis.......................................................................................................... 14 Emisión de luz ........................................................................................................ 15 Calor y temperatura: sus influencias ecológicas......................................................... 15 Resistencia al calor. ................................................................................................ 15 Resistencia de los organismos al frío. .................................................................... 15 La Tierra: el planeta de la vida

Hasta donde llega nuestro conocimiento del Universo, la Tierra no es un astro cualquiera. Desde el punto de vista de sus características geoquímicas no es nada especial. Un planeta más del sistema solar, orbitando alrededor de una estrella, el Sol, que no se diferencia especialmente de las otras 200 a 400.000 millones de estrellas1 que se calcula que hay en la galaxia denominada Vía Láctea a la que pertenecemos. Tampoco la Vía Láctea cabe considerarla como algo especial dentro de las alrededor de 100 o 130 mil millones de galaxias2 que puede haber en el Universo. Pero es el único lugar del universo en el que conozcamos que haya vida. Algunos datos: • Tercer planeta del sistema solar. • Distancia al Sol: unos 150.000.000 Km. • Excentricidad de la órbita de la Tierra varía entre el 1 y el 5%. En la actualidad es del orden de 1,67% 3 • Tiempo que tarda la Tierra en completar una órbita: 365 días 6 horas 9 min • Formada hace unos 4.500 a 4.600 millones de años4 • Radio oscila entre 6357 km (radio polar) y 6378 km (radio ecuatorial). • Superficie es de unos 510 millones de kilómetros cuadrados. (El 71% es agua) • Formada por gigantescas placas litosféricas que están en constante movimiento. • Densidad media: 5.515 Kg/m3 • Periodo de rotación: 23,934 horas • Inclinación del eje de rotación respecto al plano de la eclíptica: 23º 26’ (La inclinación varía entre 22.1° y 24.5° en un periodo de 41,000 años) • Un satélite, la Luna, que se formó unas 30 a 50 millones de años más tarde que la Tierra.5 Se traslada alrededor de la Tierra siguiendo una órbita contenida en el plano de la eclíptica que tarda en completar 29,53 días. Características astrales que influyen en la vida Los seres vivos están sujetos a unos ritmos marcados por la alternancia del día y la noche, la sucesión de las estaciones y el sucederse de las mareas. Todos estos fenómenos dependen directamente de los movimientos de la Tierra y la Luna respecto al Sol. a) Día y noche La rotación terrestre es de oeste a este y tarda un poco menos de 24 horas -el llamado día sideral- en dar una vuelta completa. Este movimiento de rotación es el responsable de la repetición regular del día y la noche, según suceda que el punto en cuestión esté en la cara enfrentada al sol o en la resguardada. b) Estaciones Las estaciones están provocadas porque el eje de rotación de la Tierra no es perpendicular respecto al plano de la eclíptica, sino que tiene una inclinación de 23º 26’. Por esto, al trasladarse la Tierra alrededor del Sol, los rayos inciden con mayor o menor inclinación sobre la superficie de la Tierra y se generan las distintas estaciones, más marcadas cuanto más nos alejemos del ecuador y nos acerquemos a los polos. c) Mareas Las mareas, es decir, la elevación y descenso cíclicos del nivel de los océanos, están provocadas por la acción conjunta de la Luna y el Sol sobre la Tierra. También influyen la topografía del terreno submarino y la forma de la costa. En la mayor parte de las costas del océano Atlántico en un día hay dos mareas altas y dos bajas; pero en otros lugares la periodicidad es distinta Son fenómenos muy complejos. Los periodos y la altura que alcanzan dependen de varios componentes mezclados. La principal fuerza que levanta las mareas es la Luna, con un periodo (tiempo entre dos altas) de 12 horas 24 minutos, que es la mitad de lo que tarda la Tierra en rotar respecto a la línea que une la Tierra a la Luna. Otro componente de las mareas es la atracción ejercida por el Sol. Su periodo es de 23 horas. Y su intensidad entre el 20 y el 30% de la lunar. Se han identificado otros muchos componentes, aunque el lunar y el solar son los principales. De la conjunción de todos ellos se origina la marea real en cada lugar y tiempo. Tienen una gran influencia en los seres vivos que viven en las zonas costeras, además de ser importantes en la navegación. d) Iluminación lunar La Luna es la segunda fuente de iluminación al reflejar la luz que recibe del Sol por lo que tiene una notable influencia en la vida de los organismos. Las fases de la

Luna: • Luna nueva, • cuarto creciente, • Luna llena y • cuarto menguante se suceden conforme nuestro satélite va recorriendo su órbita. Historia de la Tierra a) Comienzos El nacimiento de la Tierra, hace unos 4600 millones de años (4567 según algunos autores), se produjo a la vez que la formación de todo el sistema solar. Suponemos, aunque no es fácil saber como ocurrió, que masas de unos pocos kilómetros de diámetro llamadas planetoides, fueron chocando entre sí formando, poco a poco, un planeta cuyo tamaño iría creciendo. En estas primeras etapas estaría totalmente fundido y los elementos más pesados se concentraron en el centro mientras los más ligeros quedaban en la periferia estableciéndose la estructura en capas (núcleo interno, núcleo externo, manto, corteza) que hoy conocemos en nuestro planeta. Su superficie carecería de hidrosfera y su atmósfera habría sido muy inestable, formada por hidrógeno y helio que serían fácilmente barridos de la cercanía del planeta en formación por el viento solar y por el calor terrestre. Cuando la Tierra llegó a tener un tamaño suficiente para retener una atmósfera más fija que contenía vapor de agua. Esto aceleró el enfriamiento y para hace unos 4400 millones de años ya se habría formado una corteza sólida b) Formación de la Luna Aunque no sabemos con exactitud como sucedieron las cosas, la teoría más aceptada actualmente para explicar la formación de la Luna supone que un astro del tamaño de Marte aproximadamente, es decir. algo más pequeño que el tamaño de la Tierra, colisionó con esta. El gigantesco choque entre estos dos cuerpos originaría la Luna y también provocaría la inclinación que conocemos del eje de la Tierra responsable de las estaciones. Este choque debió suceder, según algunos estudios, hace unos 4533 millones de años. c) Formación de los océanos La continua colisión de asteroides y las abundantes erupciones volcánicas arrojaban a la atmósfera, entre otros gases, grandes cantidades de vapor de agua Entre hace unos 4200 y 3800 millones de años, el planeta se había enfriado lo suficiente como para que gran parte del vapor se hubiera licuado formando los océanos. Los gases predominantes en la atmósfera de esa época eran el vapor de agua, el dióxido de carbono, el amoniaco y el nitrógeno junto a hidrógeno, y monóxido de carbono que originaban un ambiente ligeramente reductor6 . d) La vida La época de aparición de la vida es muy poco precisa porque no tenemos indicios suficientes como para datar su origen con verosimilitud. Hace 3600 millones de años, o quizá más, en un océano primitivo que suponemos cargado con distintos tipos de moléculas orgánicas, aparecerían los primeros seres vivos, similares a las actuales bacterias. Aparecieron después (¿hace unos 3000 millones de años?) organismos capaces de hacer fotosíntesis que comenzaron a producir oxígeno que iba a la atmósfera. Para hace unos 1000 millones de años la atmósfera ya tenía una composición similar a la actual. Oxígeno y nitrógeno eran sus principales componentes y la atmósfera, de reductora había pasado a oxidante7 . El oxígeno liberado a la atmósfera formó también el ozono, de gran importancia en la absorción de las letales radiaciones ultravioletas. Hace unos 700 millones de años se aceleró el ritmo de aparición de nuevos tipos de vida. Todos los grandes grupos de organismos que ahora conocemos: moluscos, artrópodos, equinodermos, vertebrados, plantas diversas, etc., fueron apareciendo en unos pocos cientos de millones de años. Durante el Paleozoico8 los seres vivos dejan de estar limitados a la vida acuática y conquistan el medio terrestre y aéreo. e) Principales periodos Tiempo aprox. (millones de años) Era Periodo Sucesos de interés Desde hace 4600 a 542 Precámbrico Nombre informal para este periodo de la Tierra. Se conoce relativamente poco de este tiempo: pocos fósiles, rocas muy metamorfizadas. Finaliza con una gran extinción 542 - 488 Paleozoico Cámbrico Continentes dispersos procedentes

de la ruptura de un supercontinente (Pannotia) Clima templado sin hielo en los polos. En este periodo aparecen casi todos los grandes grupos animales. Quizá algunas plantas y animales llegaron a vivir en tierra pero no es claro. Aparecen los primeros peces de tipos primitivos 488 - 444 Ordovícico Con un gran continente en el Sur llamado Gondwana. Glaciaciones y clima con cambios notables. Aparecen los peces con esqueleto de cartílago. Primeras plantas terrestres (muy sencillas) Finaliza con una gran extinción. 444 - 416 Silúrico Sigue Gondwana. Se empieza a formar Laurasia: orogenia Caledoniana. Climas cálidos (efecto invernadero) Primeros arrecifes de coral. Peces con huesos. En la tierra se ven animales del tipo de las arañas y ciempiés y plantas vasculares (con vasos) 416 - 360 Devónico Laurasia y Gondwana se acercan: gran actividad tectónica. Grandes arrecifes de coral. Primeros tetrápodos. Desarrollo de los primeros suelos y bosques de helechos y similares. Aparecen las primeras plantas que forman semillas. Finaliza con una extinción. 360 - 299 Carbonífero Se forma el supercontinente Pangea: orogenia Herciniana. Grandes bosques de plantas que han desarrollado lignina. Unido a amplias zonas pantanosas: formación de grandes cantidades de carbón. Amplia extensión de los anfibios (de hasta 6 m) Se desarrolla el huevo amniota y con él los primeros reptiles. 299 - 251 Pérmico Pangea. Se extienden las coníferas. Amplia extensión de anfibios y reptiles: grandes herbívoros y carnívoros. Finaliza con la mayor extinción de las conocidas: 90 a 95% de las especies marinas y 70% de las terrestres. 251 - 200 Mesozoico Triásico Pangea. Clima cálido y seco. Nuevas especies. Reptiles en las aguas y tierras. Termina con una extinción 200 – 145,5 Jurásico Pangea se rompe en América del N, Eurasia y Gondwana. Dominan en el mar los reptiles marinos y los peces y en tierra los grandes saurópodos. Dinosaurios. Aparecen las primeras aves al final. Las coníferas son dominantes. 145,5 - 65,5 Cretáceo Pangea termina su ruptura hasta llegar a los continentes actuales. Clima cálido sin hielo en los polos. Las plantas con flores (angiospermas) se extienden. Fauna dominada por dinosaurios. Los mamíferos son de pequeño tamaño. Las aves se extienden. Termina con una importante extinción, de los dinosaurios, entre otros grupos. 65,5 - 23 Cenozoico Paleogeno Parte del Terciario (nombre usual pero no oficial que va de 65,5 – 1,8) Los mamíferos evolucionan. 23 - hoy Neogeno Con parte del Terciario y el Cuaternario (nombres usuales pero no oficiales) Se unen América del S y del N (hace unos 5 millones de años) Glaciaciones en el Cuaternario (desde hace 1,8 millones de años) La superficie móvil de la Tierra Capas de la Tierra Característico de la estructura de la Tierra es el estar formada por capas superpuestas. La parte sólida de la Tierra está formada por un núcleo compuesto principalmente por hierro y níquel. Aquí tiene su origen el campo magnético que afecta a todo el planeta. Algunos organismos vivos son sensibles al magnetismo y lo utilizan para orientarse como, por ejemplo, algunas aves. Rodeando al núcleo se encuentra el manto. Es la capa más voluminosa de la Tierra, compuesta por oxígeno y silicio acompañados de otros elementos como aluminio, magnesio, hierro, calcio, sodio, etc. La corteza es la capa más externa. Las rocas que la componen son también fundamentalmente, del tipo de los silicatos, como en el manto; aunque en la parte mas externa son frecuentes los carbonatos y otras rocas sedimentarias. La estructura de la corteza no es homogénea, y en ella se puede distinguir una corteza menos densa y más rígida que forma las áreas continentales, mientras que por debajo de esta y en los fondos oceánicos se observa una corteza más plástica y más densa. La capa líquida de la Tierra (hidrosfera) y la gaseosa (atmósfera) completan la estructura de nuestro planeta. Placas litosféricas La superficie de la Tierra abarca 510 · 106 km2 de los que tres cuartas

partes están cubiertos por las aguas y sólo 149 · 106 km2 son continentes emergidos. Litosfera La parte sólida más externa del planeta es una capa de unos 100 km de espesor denominada litosfera que está formada por la corteza más la parte superior del manto. En las zonas oceánicas la corteza es más delgada, de 0 a 12 km y formada por rocas de tipo basáltico. La corteza que forma los continentes es más gruesa, hasta de 40 o 50 km y compuesta por rocas cristalinas, similares al granito, menos densas que las que forman la corteza oceánica. La corteza continental es la capa más fría y más rígida de la Tierra, por lo que se deforma con dificultad. Placas litosféricas La litosfera se encuentra dividida en placas que están moviéndose a razón de unos 2 a 20 cm por año impulsadas por corrientes de convección que tienen lugar en la astenosfera. Hay siete grandes placas principales además de otras secundarias de menor tamaño. Algunas de las placas son exclusivamente oceánicas, como la de Nazca, en el fondo del océano Pacífico. Otras, la mayoría, incluyen corteza continental que sobresale del nivel del mar formando un continente. Placas litosféricas Se denomina astenosfera a la parte superior del manto, situada inmediatamente por debajo de la litosfera. Está formada por materiales que, debido a la temperatura y presión a las que se encuentran, están en estado semifluido y tienen capacidad de desplazarse lentamente. Las diferencias de temperatura ente un interior cálido y una zona externa más fría producen corrientes de convección que mueven las placas La Tectónica Global9 estudia como estas placas van formándose en las dorsales oceánicas y hundiéndose en las zonas de subducción. En estos dos bordes, y en las zonas de roce entre placas (fallas de transformación), se producen grandes tensiones y salida de magma que originan terremotos y volcanes. Fenómenos característicos de la Tectónica de placas Pangea. Unión y disgregación de los continentes Los continentes, al estar incrustados en placas de litosfera móviles, no mantienen una posición y forma fijas, sino que se están desplazando constantemente transportados por la placa a la que pertenecen. Pero hay una diferencia fundamental entre la parte oceánica de una placa y la parte continental. La primera puede subducir y empujada por el movimiento de la placa, introducirse por debajo de otra placa hasta desaparecer en el manto. Pero la porción continental de una placa no puede hacer esto, porque es demasiado rígida y gruesa. Así pues, cuando dos continentes arrastrados por sus placas colisionan entre sí, acaban fusionándose uno con el otro, mientras se levanta una gran cordillera en la zona de choque. Ha habido épocas de la historia de la Tierra en la que la mayor parte de los continentes han estado reunidos, después de chocar unos con otros, formando un gran supercontinente al que se le llama Pangea. La última vez que sucedió esto fue a finales del Paleozoico y principios del Mesozoico. Durante el Mesozoico este supercontinente fue disgregándose originando los continentes que ahora conocemos. Primero se dividió en dos grandes masas continentales: Laurasia al norte y Gondwana al sur, separadas por un océano ecuatorial llamado Tethys. Durante el Mesozoico, hace unos 135 millones de años, empezó a formarse el océano Atlántico al ir separándose América de Europa y Africa. Influencia del movimiento de las placas sobre la distribución de los seres vivos Los desplazamientos de los continentes y los cambios climáticos y de nivel del mar que han provocado, han tenido una gran influencia en la evolución que han seguido los seres vivos en nuestro planeta. Así por ejemplo, en lugares que han permanecido aislados del resto de las tierras firmes mucho tiempo como es el caso de Australia o Madagascar, rodeadas por mar desde hace más de 65 millones de años, han evolucionado formas de vida muy especiales, como, por ejemplo, los marsupiales (canguros) y

otras especies endémicas10. Otra manifestación de la influencia de los cambios de posición de los continentes sería el de las diferencias de flora y fauna entre América del Norte y América del Sur. Estos dos continentes han permanecido aislados durante decenas de millones de años y se unieron hace unos 3 millones de años, cuando emergieron del mar las tierras que forman el istmo de Panamá. En este caso se comprueba que los seres vivos de América del N y del S difieren entre sí mucho más de lo que sería lógico si América hubiera estado unida desde hace más tiempo. Otro ejemplo de como pueden influir los movimientos de los continentes está también relacionado con la formación del istmo de Panamá, pues originó un fuerte cambio climático responsable de la formación del casquete de hielo del Ártico, hace unos 2,5 millones de años. La Tierra: balance energético Energía recibida Energía radiante del Sol La mayor parte de la energía que llega a nuestro planeta procede del Sol en forma de radiación electromagnética: • comportamiento, a la vez, de onda y partícula (fotón11) • Velocidad de transmisión en el vacío, c = 299 792 Km s-1 • Longitud de onda, λ : variable entre kilómetros y milésimas de nanómetro • Frecuencia, ν = c/λ inversamente proporcional a la longitud de onda • Energía, E = h · ν , siendo h la constante de Plank. • Espectro de radiación electromagnética: desde las ondas de radio, llegan a tener longitudes de onda de kilómetros, hasta los rayos X o las radiaciones gamma que tienen longitudes de onda de milésimas de nanómetro Energía que llega a la Tierra. Constante solar La energía que llega al exterior de la atmósfera es una cantidad fija, llamada constante solar. • Su valor es de 1,4 · 103 W/m2 • Es una mezcla de radiaciones de λ entre 200 y 4000 nm. • Se distingue entre radiación ultravioleta, luz visible y radiación infrarroja. o Radiación ultravioleta con λ < 360 nm. Muy energéticas. Interfieren con los enlaces moleculares provocando cambios de las moléculas. Especialmente las de menos de 300 nm pueden alterar moléculas muy importantes para la vida como el ADN12. Son absorbidas por la parte alta de la atmósfera, especialmente por la capa de ozono, O3, que absorbe con gran eficacia las radiaciones comprendidas entre 200 y 330 nm. o Luz visible con λ entre 360 nm (violeta) y 760 nm (rojo) De gran influencia en los seres vivos. Atraviesa con bastante eficacia la atmósfera limpia, pero cuando hay nubes o masas de polvo parte de ella es absorbida o reflejada. o Radiación infrarroja con λ > 760 nm. Lleva relativamente poca energía asociada. No logra interferir con los enlaces de las moléculas y su efecto se queda en acelerar las reacciones o aumentar la agitación de las moléculas, es decir es lo que llamamos calor y produce aumento de temperatura. El CO2, el vapor de agua y las pequeñas gotitas de agua que forman las nubes absorben con mucha intensidad las radiaciones infrarrojas. Energía que llega a la superficie a) Energía absorbida por la atmósfera En condiciones óptimas (día perfectamente claro y a mediodía), como mucho las tres cuartas partes de la energía que llega del exterior alcanza la superficie. Casi toda la radiación ultravioleta y gran parte de la infrarroja son absorbidas por la atmósfera. La energía que llega al nivel del mar suele ser radiación infrarroja un 49%, luz visible un 42% y radiación ultravioleta un 9%. En un día nublado se absorbe un porcentaje mucho más alto de energía, especialmente en la zona del infrarrojo. b) Energía absorbida por la vegetación La vegetación absorbe en todo el espectro, pero especialmente en la zona del visible, usando esa energía para la fotosíntesis. "Distribución de la radiación solar en la alta atmósfera y al nivel del mar, en diferentes circunstancias" Balance total de energía. Efecto "invernadero" • Temperatura media real en la Tierra: unos 15ºC • Temperatura media que le correspondería a la Tierra si no tuviera atmósfera (por su posición en el Sistema solar y por su albedo): unos -18ºC. • La diferencia

de 33ºC, tan beneficiosa para la vida, se debe al efecto invernadero. La temperatura media de la Tierra ha ido variando a los largo de su historia, pero, para espacios de tiempo cortos, se mantiene sensiblemente constante porque la Tierra devuelve al espacio la misma cantidad de energía que recibe. El efecto invernadero no se debe, por tanto a que parte de la energía recibida por le Tierra se quede definitivamente en el planeta. La explicación está, más bien, en que se “retrasa” su devolución. Este retraso se debe a la diferente transparencia de la atmósfera para la radiación que viene del sol y la que la Tierra refleja al espacio, como se explica a continuación. El tipo de energía que llega a la superficie de la Tierra y el que sale no son iguales. Mientras que la energía recibida es una mezcla de radiación ultravioleta, visible e infrarroja; la energía que devuelve la Tierra es, fundamentalmente infrarroja y algo de visible. "Radiaciones recibidas y emitidas por la Tierra" Las radiaciones que llegan del sol: • vienen de un cuerpo que está a 6000ºC Las radiaciones que la superficie devuelve: • proceden de un cuerpo que está a 15ºC. Por este motivo las radiaciones reflejadas tienen longitudes de onda de menor frecuencia que las recibidas. Están en la zona del infrarrojo y casi todas son absorbidas por el CO2, el vapor de agua, el metano y otros. Así se retrasa la salida de la energía desde la Tierra al espacio y se origina el llamado efecto invernadero que mantiene la temperatura media en unos 15ºC y no en los -18ºC que tendría si no existiera la atmósfera Balance energético en la Tierra. Dada la constante solar (1400 W.m-2 ), 324 W.m-2 de superficie terrestre llegan de media a la Tierra, en la parte alta de la atmósfera. De estos 324: • 236 W.m-2 son reemitidos al espacio en forma de radiación infrarroja, • 86 W.m-2 son reflejados por las nubes y • 20 W.m-2 son reflejados por el suelo en forma de radiaciones de onda corta. Pero el reenvío de energía no se hace directamente, sino que parte de la energía reemitida es absorbida por la atmósfera y devuelta a la superficie, originándose el "efecto invernadero". Balance energético de la Tierra Energía interna de la Tierra La temperatura va aumentando en el interior de la Tierra hasta llegar a ser de alrededor de 5000ºC en el núcleo interno. La fuente de energía que mantiene estas temperaturas es, principalmente, la descomposición radiactiva de elementos químicos del manto, Esta energía interna es responsable de las corrientes de convección que mueven las placas litosféricas, por lo que tiene importantes repercusiones en muchos procesos superficiales: volcanes, terremotos, movimiento de los continentes, formación de montañas, etc. Radiación cósmica. A la parte alta de la atmósfera llega una radiación de longitudes de onda muy cortas que proceden de diferentes puntos del Universo. La llamada radiación cósmica primaria está formada por electrones de alta energía. Cuando incide sobre las moléculas que se encuentran en la alta atmósfera se convierte en radiación secundaria que son rayos ultravioleta. Las moléculas de oxígeno (O2) absorben las radiaciones primaria y secundaria de menos de 200 nm convirtiéndose en ozono (O3). A su vez el ozono absorbe las radiaciones de hasta 300 nm y, de esta manera, gracias al oxígeno y al ozono, la Tierra se encuentra protegida contra las radiaciones cósmicas más peligrosas. Energía radiante y vida Iluminación La luz es imprescindible para la vida, pero los organismos vivos sólo usan porcentajes pequeños de la luz que se dispone en la superficie de la Tierra. Las plantas terrestres pueden sobrevivir con sólo 200 luxes13 (frente a los más de 100.000 que puede haber en un día muy claro.. Para los tactismos14, los fotoperíodos15 o la visión son suficientes fracciones de lux. En el agua la luz es atenuada y absorbida mucho más que en la atmósfera. Para los 50 o 100 metros de profundidad ya se ha extinguido casi toda la luz. Tanto en la atmósfera como en el agua una fracción importante de la

luz está polarizada y bastantes animales usan el plano de polarización para orientarse. Pigmentos Llamamos pigmentos a un grupo especial de moléculas sensibles a la luz. La radiación luminosa de longitudes de onda entre los 360 nm (violeta) y los 760 nm (rojo), no actúa sobre la mayoría de las moléculas químicas, pero si lo hace con las que tienen dobles enlaces coordinados16 que, por su estructura química, absorben con facilidad los fotones de luz. Moléculas de este grupo de los pigmentos, son, por ejemplo, la clorofila, los carotenos, los pigmentos de la retina, etc. Los pigmentos son imprescindibles para la visión, la fotosíntesis, etc. Efectos de la luz sobre los organismos sin mediar receptores especializados. La luz regula muchos procesos fisiológicos, incluso sin que el organismo posea receptores especializados para captarla. Así, por ejemplo, la sucesión de las fases de la vida de muchos seres: nacimiento, maduración, floración, fructificación, reproducción, etc.; o las emigraciones de las aves, o las concentraciones de hormonas o el nivel de actividad del sistema nervioso, etc.; están regulados por la luz Fotosíntesis. La fotosíntesis es un proceso esencial para la vida ya que es el que permite aprovechar la energía radiante procedente del sol y convertirla en la energía química que el metabolismo necesita. La eficiencia de la fotosíntesis es muy baja, en números absolutos (eficiencias muy habituales son las del orden del 0,2% de la energía total que llega a la parte alta de la atmósfera). La explicación más probable de por qué las plantas no usan mejor la luz es que su desarrollo se encuentra limitado, principalmente, por la escasez de algunos elementos químicos en el suelo. Por tanto, las plantas, en su evolución no han necesitado desarrollar mecanismos de fotosíntesis más eficientes ya que la energía era abundante y no necesitaban optimizar su aprovechamiento. Visión y táxis. Táxis es el uso de la luz por los organismos para orientar sus movimientos o su crecimiento. Las plantas, por ejemplo, crecen hacia la luz y si se les cambia la posición del foco que las ilumina se mueven hasta enfrentar sus hojas de nuevo a la luz. Otros seres vivos huyen de la luz, por ejemplo la lombriz de tierra. La visión se produce gracias a que células pigmentadas especializadas como los conos y bastones de la retina del ojo son sensibles a la luz. Estas células poseen pigmentos excitables por la radiación luminosa y convierten esta excitación en una señal nerviosa que viaja por el nervio óptico hasta las zonas del cerebro especializadas en la visión. Otras partes del ojo como el cristalino, córnea, iris, etc. preparan y dirigen los rayos de luz para que incidan sobre la retina y así se pueda formar bien la imagen. Las células de la retina llamadas conos dan una buena visión de los colores y necesitan más iluminación que los bastones que son células que pueden dar imágenes en gris con mucho menos iluminación. Los animales diurnos tienen abundancia de conos y pocos bastones, mientras que en los que deben ver en la oscuridad predominan los bastones. Emisión de luz La capacidad que tienen algunos organismos de emitir luz se llama biofotogénesis o fotoluminiscencia. Muchos seres vivos, desde algunas bacterias y hongos hasta especies de peces e insectos, pasando por ejemplos en casi todos los grupos de invertebrados, son capaces de producir luminiscencia. En el mar son muy abundantes los organismos con esta capacidad. En las aguas dulces y en tierra son mucho menos frecuentes. Es muy conocida por su espectacularidad la producción de luz en varias especies de insectos coleópteros, por ejemplo las luciérnagas. La luz que emiten suele ser verdosa y "fría" porque no va acompañada de radiaciones infrarrojas. La suelen producir con una reacción en la que intervienen dos sustancias llamadas luciferina y luciferasa. Calor y temperatura: sus influencias ecológicas. Resistencia al calor. Las temperaturas altas (a partir de 45 - 60ºC) desnaturalizan la mayoría de las proteínas lo que supone graves

alteraciones en la vida y, en muchos casos, la muerte del organismo. Algunas bacterias de aguas termales viven hasta a 90ºC, pero la mayoría de los organismos tienen su límite vital entre los 40 y los 60ºC. Resistencia de los organismos al frío. Las temperaturas bajas suponen una disminución de la velocidad de las reacciones químicas y una ralentización del metabolismo. También conllevan la congelación del agua y eso imposibilita la vida activa. Pero cuando los organismos están casi totalmente deshidratados, la vida puede permanecer latente en muchos de ellos incluso a temperaturas cercanas al cero absoluto Así, por ejemplo, se ha comprobado que las larvas de algunos insectos acuáticos resisten, desecadas, desde -270ºC hasta +120ºC e incluso la acción del alcohol absoluto y reviven luego al volver a hidratarse 1 The Milky Way Galaxy http://www.seds.org/messier/more/mw.html 2 http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/021127a.html 3 http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/eccentricity_graph.html 4 The age of the Earth. Authors: Allegre CJ; Manhes G.; Gopel C. Source: Geochimica et Cosmochimica Acta, April 1995, vol. 59, no. 8, pp. 1445-1456(12) 5 Thorsten Kleine; Herbert Palme, Klaus Mezger, Alex N. Halliday (2005). "Hf-W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon". Science 310 (5754): 1671 - 1674. DOI:10.1126/science.1118842. 6 Reductor Ambiente o sustancia química que induce la reducción mientras el se oxida. 7 Oxidante Que provoca la oxidación, es decir la combinación con oxígeno o, más en general, la cesión de electrones. 8 Paleozoico Era de la historia de la Tierra que transcurre desde hace 570 hasta hace 225 millones de años. 9 Tectónica Global Parte de la geología que estudia las placas litosféricas y las deformaciones y procesos geológicos provocados por el movimiento de las placas. Ha sido muy útil para explicar la concentración de volcanes y terremotos en determinadas zonas de la Tierra, la formación de cordilleras, el desplazamiento de los continentes, etc. 10 Especies endémicas Que sólo se encuentran en ese lugar. 11 Fotón Cuanto de luz. Cantidad indivisible de energía que interviene en los procesos de emisión y absorción de la radiación electromagnética. Su energía depende de la frecuencia. 12 ADN Acido desoxirribonucleico. Molécula del núcleo celular que contiene la información genética. Cuando resulta dañada por las radiaciones u otros motivos, cambian los genes, lo que provoca mutaciones y malformaciones genéticas. 13 Lux Unidad de iluminancia del Sistema Internacional de unidades. Corresponde a un lumen por cada m^2 14 Tactismo Movimiento hacia la luz. En los tallos o las hojas de las plantas es muy frecuente, pero también se produce en algunos animales como los insectos, que son fuertemente atraídos por las lámparas. 15 Fotoperiodo Regulación de la actividad de un organismo por la duración de los periodos de iluminación o de oscuridad. 16 Dobles enlaces coordinados Parte de una molécula en la que en su cadena de carbonos se alternan enlaces sencillos y dobles. Ejemplo - C = C - C = C - C = C -. Se forma así una nube deslocalizada de electrones en la que la llegada de un fotón puede variar el estado de oxidación de la molécula. Así se transforma energía luminosa en energía química.