El asombroso Crecimiento humano


Crecimiento humano, proceso mediante el cual los seres humanos aumentan su tamaño y se desarrollan hasta alcanzar la forma y la fisiología propias de su estado de madurez. Tanto el aumento de tamaño como la maduración dependen de que exista un aporte adecuado de sustancias nutritivas y de vitaminas, y de que se produzcan las distintas hormonas necesarias.
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CRECIMIENTO FETAL
Algunas de las etapas más sorprendentes del crecimiento tienen lugar antes del nacimiento, ya que el ser humano se desarrolla a partir de una sola célula no diferenciada que da lugar a un organismo complejo (véase Embriología). Por ejemplo, durante la última mitad de la gestación el feto aumenta su peso desde los 45 g hasta tres kilos y medio. Durante este periodo de tiempo, el crecimiento fetal depende de dos hormonas: insulina y tiroxina. Se ha demostrado que los hijos de mujeres que beben grandes cantidades de alcohol o que fuman durante el embarazo sufren retraso en el crecimiento.
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CRECIMIENTO DESPUÉS DEL NACIMIENTO
Uno de los cambios más llamativos que tienen lugar durante las primeras fases del crecimiento es el aumento de tamaño del tronco y de las extremidades con respecto a la cabeza. Este hecho se produce porque casi toda la masa cerebral se ha formado antes del nacimiento. Sin embargo, el cerebro aún tiene que experimentar un proceso de maduración que depende de la tiroxina. El cuerpo también incrementa su tamaño durante unos quince años, en un proceso que se debe en gran parte a la secreción de hormona del crecimiento. La producción de esta hormona tiene especial importancia en el crecimiento y para el endurecimiento de los huesos, que tiene lugar hasta los 25 años de edad. Además del cerebro hay muchos órganos que continúan madurando después del nacimiento. Algunos de estos órganos son el hígado, el corazón, los pulmones y el sistema inmunológico, así como el aparato reproductor. En el adulto, ciertos órganos como el hígado y los huesos aún son capaces de crecer si sufren una lesión; los elementos implicados en la formación de la sangre se multiplican durante toda la vida.
Entre las enfermedades relacionadas con el crecimiento se encuentran la acromegalia, el enanismo, el gigantismo y el cretinismo. El crecimiento descontrolado de un tejido inadecuado se denomina cáncer.


martes, 8 de febrero de 2011

El asombroso Cráneo


Cráneo de un carnívoro mostrando sus dientes
La anatomía del cráneo proporciona información sobre el tipo de alimentos que come un animal. En los carnívoros, la parte frontal del cráneo tiene un par de dientes caninos bien desarrollados, y la mandíbula inferior se mueve sólo en dirección vertical, lo cual facilita la captura, la muerte y la sujeción de sus presas. Los premolares y los molares se localizan hacia la parte posterior de la boca; trituran y mastican la comida para que pueda ser ingerida y digerida de forma conveniente.


Cráneo, término aplicado a la estructura rígida, cartilaginosa u ósea, situada en posición anterior respecto a la columna vertebral en todos los animales vertebrados, que sirve para encerrar y proteger al encéfalo   y para proporcionar un lugar de fijación a los músculos de la cara y de la boca. En algunos vertebrados inferiores está constituido por cartílago durante toda la vida del organismo; en los peces teleósteos y en vertebrados más evolucionados, incluidos los seres humanos, el cráneo es cartilaginoso durante la fase embrionaria y se osifica al inicio de la vida posnatal.
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EL CRÁNEO HUMANO
Cráneo humano, vista frontal
Dentro de la conocida estructura del cráneo, se encuentran algunas de las partes más importantes y vulnerables del cuerpo. Los huesos de la región craneal encierran el centro de todas las actividades intelectuales, emocionales y vitales (1.500 cm3 de tejido cerebral, cuya textura y consistencia recuerda a la gelatina). Los huesos orbitales protegen los delicados globos oculares, y los frágiles órganos y huesecillos del oído interno están hundidos en el interior del cráneo. El sentido del olfato, menos protegido que los sentidos del oído y de la vista, reside en el conducto nasal situado en una formación de estructura cartilaginosa situada en el centro de la cara, la nariz.


El cráneo humano adulto está dividido en dos regiones, la craneal y la facial. La región craneal es la parte del cráneo que rodea al encéfalo; la región facial está formada por el resto de los huesos del cráneo.
En el exterior, los huesos craneales incluyen los dos huesos frontales, que forman la frente y se funden entre sí en el adulto; los dos huesos parietales, que constituyen la parte superior de la cabeza, que en los niños pequeños están separados de los huesos frontales por un espacio denominado fontanela anterior; un hueso occipital, que forma la parte posterior del cráneo, está atravesado por una abertura grande a través de la cual penetra la médula espinal en la cavidad craneal, y los dos huesos temporales, que forman las sienes de la cabeza y soportan los procesos cigomáticos o pómulos. El hueso temporal humano se forma por la fusión de cuatro huesos existentes en mamíferos inferiores: el escamoso, que forma el lateral de la cabeza y se articula con la mandíbula; el peñasco, que contiene el oído interno; el mastoideo, que está por detrás del oído, y el hueso timpánico, que rodea el canal que va desde el tímpano hasta el oído externo.
Cráneo humano, vista lateral
Este perfil óseo explica las diversas funciones del cráneo humano. Los pómulos, que son muy patentes en algunas personas, están formados por la fusión de dos huesos, el arco cigomático y una parte del hueso temporal. En el arco cigomático, se fija uno de los dos principales músculos de la masticación, el otro se sujeta a la cara lisa del cráneo. La perfección con la que masticamos, se puede atribuir a la amplia gama de movimientos posibles (hacia arriba y hacia abajo, laterales, de trituración) de la articulación de la mandíbula inferior con el cráneo. El hueso que está situado detrás de la mandíbula es el conducto auditivo.
En el interior, los huesos craneales incluyen: el etmoides, que forma parte del tabique de la nariz y es atravesado por los nervios olfatorios desde el cerebro hasta la mucosa que tapiza los cornetes superior y medio; el esfenoides, que forma la mayor parte de la base de la cavidad craneal y alberga la hipófisis, y parte del hueso occipital. La base de la cavidad craneal contiene tres depresiones que contienen el cerebelo y los lóbulos frontal y temporal del cerebro.
Los huesos faciales incluyen: los dos huesos nasales, que forman la parte superior del puente de la nariz; los dos lacrimales, que están localizados en cada órbita ocular al lado de la nariz, cerca de los conductos lacrimales; el maxilar, que forma la mandíbula inferior; los dos huesos palatinos del paladar duro; el vómer que, con una parte del etmoides, constituye el tabique nasal, y los dos cornetes inferiores de la nariz.
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ALTERACIONES DEL CRÁNEO HUMANO
Cráneos de niño y de adulto
Los espacios blandos de la cabeza de los bebés, llamados fontanelas, son zonas que no tienen aún hueso endurecido. El cráneo está sometido a grandes presiones como el paso por el canal del parto. Si no fuera flexible, como el cráneo de un adulto, la fuerte presión podría causar lesiones al niño y a la madre. El crecimiento se completa cuando el niño tiene aproximadamente un año y las líneas llamadas suturas son visibles en las zonas donde las placas se fusionan.

Es probable que en los seres humanos la enfermedad más común del cráneo sea la sinusitis. Los senos son cavidades que se encuentran en los huesos frontales, los huesos esfenoides, el hueso maxilar y los procesos mastoideos del hueso temporal. Están cubiertos por una membrana mucosa y se abren en el interior de la cavidad nasal. Con frecuencia los senos son infectados por bacterias que producen inflamación y un dolor intenso. La sinusitis aguda se trata con antibióticos; la crónica es muy difícil de erradicar.
En ocasiones, se producen malformaciones del cráneo del feto en el útero o durante el parto, que con frecuencia van acompañadas de daño cerebral. El cráneo también está sometido a fracturas y a tumores. Para conocer más sobre la medida del cráneo.


La asombrosa Actividad cerebral durante el sueño


El cerebro no permanece inactivo durante el sueño. Estos electroencefalogramas (EEG) ilustran las pautas de actividad eléctrica propias de las distintas fases del sueño. Las ondas cerebrales asociadas con la vigilia y con la fase del sueño de movimiento ocular rápido (REM), durante la cual se sueña, presentan frecuencia y amplitud similares. En el sueño no REM, las ondas presentan mayor amplitud y menor frecuencia; esto indica que las neuronas cerebrales descargan más despacio y de forma sincronizada.


El asombroso Código genético


El ARN mensajero (ARNm), modelo de la síntesis proteínica, está formado por un grupo de nucleótidos. Cada nucleótido contiene una de las cuatro bases nitrogenadas: uracilo (U), citosina (C), adenina (A) y guanina (G). Su orden en la cadena de ARNm especifica el orden en que se añaden los aminoácidos mientras se construye una proteína; tres nucleótidos especifican un aminoácido. El esquema anterior identifica cada aminoácido por codón de tres letras. Por ejemplo, la G bajo la columna de la ‘primera letra’, la C bajo la columna de la ‘segunda letra’ y la A bajo la columna de la ‘tercera letra’ se cruzan en la alanina, el aminoácido especificado por la secuencia GCA. La mayoría de los aminoácidos se identifican por más de un codón (por ejemplo, GCU, GCC, GCA y GCG son todos códigos de la alanina).


El asombros y misterioso ruido de microondas



El profesor de la Universidad de Harvard y premio Nobel de Física 1979, Steven Weinberg, reconstruye Los tres primeros minutos del universo basándose en el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, radiación de baja temperatura que llega desde el espacio a la superficie de la Tierra.
Fragmento de Los tres primeros minutos del universo.
De Steven Weinberg.
Capítulo 3.
El fondo de radiación cósmica de microondas.
En 1964, el laboratorio de la Bell Telephone poseía una excepcional antena de radio en Crawford Hill, Holmdel, New Jersey. Se la había construido para la comunicación a través del satélite Echo, pero sus características —un reflector de 20 pies en forma de cuerno con nivel de ruido ultrabajo— la convertían en prometedor instrumento para la radioastronomía. Dos radioastrónomos, Arno A. Penzias y Robert W. Wilson, comenzaron a usar la antena para medir la intensidad de las ondas de radio emitidas por nuestra galaxia a elevadas latitudes galácticas, esto es, fuera del plano de la Vía Láctea.
Este tipo de medición es muy dificultosa. Las ondas de radio de nuestra galaxia, como de la mayoría de las fuentes astronómicas, pueden describirse fielmente como una suerte de ruido, similar al «ruido parásito» que se oye en una radio durante una tormenta. Este ruido no es fácil de distinguir del inevitable ruido eléctrico que producen los movimientos al azar de los electrones dentro de la estructura de la antena de radio y los circuitos del amplificador, o del ruido de radio que recoge la antena de la atmósfera de la Tierra. El problema no es tan serio cuando uno estudia una fuente de ruidos relativamente «pequeña», como una estrella o una galaxia distante. En este caso, se puede mover la antena de un lado a otro, entre la fuente y el cielo vacío circundante; todo ruido espurio que provenga de la estructura de la antena, los circuitos del amplificador o la atmósfera de la Tierra será el mismo se apunte la antena a la fuente o al cielo cercano, de modo que se lo anula cuando se comparan las dos observaciones. Pero Penzias y Wilson trataban de medir el ruido de radio proveniente de nuestra galaxia, es decir del cielo mismo. Por lo tanto, era vitalmente importante identificar todo ruido eléctrico que pudiera producirse dentro del sistema receptor.
Las pruebas anteriores de este sistema, en efecto, habían revelado un poco más de ruido del que se podía descontar, pero parecía probable que esta discrepancia se debiese a un ligero exceso de ruido eléctrico en los circuitos del amplificador. Para eliminar tales problemas, Penzias y Wilson usaron un recurso llamado de «carga en frío»: se comparaba la energía proveniente de la antena con la producida por una fuente artificial enfriada con helio líquido, a unos cuatro grados por encima del cero absoluto. El ruido eléctrico en los circuitos del amplificador sería el mismo en ambos casos, y por ende se lo podía anular en la comparación, permitiendo así una medición directa de la energía proveniente de la antena. La energía de la antena medida de esta manera sólo consistiría en los aportes de la estructura de la antena, la atmósfera de la Tierra y cualquier fuente astronómica de ondas de radio.
Penzias y Wilson esperaban que hubiera muy poco ruido eléctrico dentro de la estructura de la antena. Sin embargo, para verificar esta suposición, comenzaron sus observaciones en una longitud de onda relativamente corta, de 7,35 centímetros, en la que el ruido de radio de nuestra galaxia es despreciable. Naturalmente cabía esperar en esta longitud de onda algún ruido de radio proveniente de la atmósfera de la Tierra, pero éste tiene una característica dependencia de la dirección: es proporcional al espesor de la atmósfera a lo largo de la dirección en la que se apunta la antena, menor hacia el cenit y mayor hacia el horizonte. Se esperaba que, después de substraer un término atmosférico con esta característica dependencia de la dirección, esencialmente no quedaría energía de la antena, y esto confirmaría que el ruido eléctrico producido dentro de la estructura de la antena era, en verdad, despreciable. Entonces podrían continuar estudiando la galaxia misma a una longitud de onda mayor, de unos 21 centímetros, a la que se esperaba que el ruido de radio galáctico fuera apreciable.
(Dicho sea de paso, las ondas de radio con longitudes de onda como 7,35 centímetros o 21 centímetros, y hasta 1 metro, son llamadas «radiación de microondas». Se las llama así porque esas longitudes de onda son menores que las de la banda de VHF usadas por el radar a comienzos de la Segunda Guerra Mundial.)
Para su sorpresa, Penzias y Wilson hallaron en la primavera de 1964 que captaban una cantidad apreciable de ruido de microondas a 7,35 centímetros que era independiente de la dirección. También hallaron que este «ruido parásito» no variaba con la hora del día ni con la estación, a medida que avanzaba el año. No parecía que pudiera provenir de nuestra galaxia, pues si así fuera, entonces la gran galaxia M31 de Andrómeda, que en la mayoría de los aspectos es similar a la nuestra, presumiblemente también tendría una fuerte radiación en 7,35 centímetros, y este ruido de microondas ya habría sido observado. Sobre todo, la ausencia de toda variación en el ruido de microondas observado con respecto a la dirección indicaba claramente que esas ondas de radio, si eran reales, no provenían de la Vía Láctea, sino de un volumen mucho mayor del Universo.
Evidentemente, era necesario cerciorarse otra vez de que la antena misma no estaba generando más ruido eléctrico que el esperado. En particular, se sabía que un par de palomas habían estado posándose en el cuello de la antena. Las palomas fueron atrapadas, enviadas a los Laboratorios Bell en Whippany, liberadas, halladas nuevamente en la antena de Hoimdel unos días más tarde, atrapadas nuevamente, y por último disuadidas por medios más decisivos. Pero en el curso de su permanencia las palomas habían cubierto el cuello de la antena con lo que Penzias llamaba delicadamente «un material dieléctrico blanco», y a la temperatura ambiente este material podía ser una fuente de ruido eléctrico. A principios de 1965 fue posible desarmar el cuello de la antena y limpiar la suciedad, pero esto, y todos los demás esfuerzos, sólo produjo una disminución muy pequeña del ruido observado. Subsistía el misterio: ¿de dónde provenía el ruido de microondas?
El único dato numérico de que disponían Penzias y Wilson era la intensidad del ruido de radio que habían observado. Para describir esta intensidad, usaron un lenguaje que es común entre los ingenieros radioeléctricos, pero que en este caso resultó tener una inesperada importancia. Cualquier cuerpo a cualquier temperatura superior al cero absoluto emite siempre un ruido radioeléctrico, producido por los movimientos térmicos de los electrones internos del cuerpo. Dentro de una caja con paredes opacas, la intensidad del ruido en cualquier longitud de onda determinada sólo depende de la temperatura de las paredes: cuanto mayor es la temperatura, tanto mayor es el ruido. Así, es posible describir la intensidad de ruido observado a una determinada longitud de onda en términos de una «temperatura equivalente», la temperatura de las paredes de una caja dentro de la cual el ruido tendría la intensidad observada. Por supuesto, un radiotelescopio no es un termómetro; mide la intensidad de las ondas de radio registrando las pequeñas corrientes eléctricas que las ondas generan en la estructura de la antena. Cuando un radioastrónomo dice que observa ruido radioeléctrico con un equivalente de temperatura tal y cual, sólo quiere decir que ésta es la temperatura de la caja opaca en la cual tendría que colocarse la antena para producir la intensidad de ruido observada. Desde luego, el que la antena se halle o no en tal caja es otra cuestión.
(Para prevenir objeciones de los expertos, debo decir que los ingenieros de radio a menudo describen la intensidad de un ruido de radio en términos de la llamada temperatura de antena, que es un poco diferente de la «temperatura equivalente» descrita. Para las longitudes de onda y las intensidades observadas por Penzias y Wilson, las dos definiciones son prácticamente idénticas.)
Penzias y Wilson hallaron que la temperatura equivalente del ruido que recibían era de unos 3,5 grados centígrados por encima del cero absoluto (o, más exactamente, entre 2,5 y 4,5 grados por sobre el cero absoluto). Las temperaturas medidas en la escala centígrada pero referidas al cero absoluto, y no al punto de fusión del hielo, son los «grados Kelvin». Así, el ruido de radio observado por Penzias y Wilson podría describirse como con una «temperatura equivalente» de 3,5 grados Kelvin, o 3,5° K, para abreviar. Esto era mucho más de lo esperado, pero aún se trataba de una temperatura muy baja en términos absolutos, por lo que no cabe sorprenderse de que Penzias y Wilson dieran vueltas un poco a este resultado antes de darlo a conocer. Sin duda no fue inmediatamente obvio que se trataba del más importante avance cosmológico desde el descubrimiento de los corrimientos hacia el rojo.
Fuente: Weinberg, Steven. Los tres primeros minutos del universo. Versión española de Néstor Míguez. Madrid: Alianza Editorial, 1982.


Los asombrosos objetos Herbig-Haro


Los objetos Herbig-Haro son nebulosas asociadas a estrellas muy jóvenes o en proceso de formación. El siguiente fragmento, extraído del artículo De los agujeros negros a las protoestrellas, nos acerca al conocimiento de las regiones donde nacen las estrellas.
Fragmento De los agujeros negros a las protoestrellas.
De Rachid Ouyed.
Los astrofísicos saben desde hace mucho tiempo que las cunas de estrellas son vastas nubes de gas frío y de polvo, que se observan la mayoría de las veces en los discos de las galaxias. En el antiguo modelo de formación estelar, que se remonta al principio del siglo, el panorama que se describía tendía a la simplicidad: estas nubes se hundían por efecto de su propia gravedad para formar protoestrellas. Al seguir acretando la materia de sus alrededores, aumentaba la temperatura y la densidad en el interior de la protoestrella hasta que se desencadenaba la fusión nuclear: había nacido la estrella. En realidad, la idea del hundimiento esférico de una nube de gas y polvo se tiene que revisar. ¿Por qué?
Se ha establecido una relación fundamental entre la manera en que los cuerpos celestes cambian de tamaño y la rapidez de su rotación. Esta ley se llama de «conservación del momento angular», y es una de las tres leyes fundamentales de la naturaleza. Recurramos a una analogía para ilustrarla. Los patinadores sobre hielo aceleran su rotación (durante las piruetas) plegando sus brazos. Igualmente, cuando una nube de gas y polvo en rotación se hunde sobre sí misma, su rotación también se acelera. Pero una nube en rotación se contrae un millón de veces más que el patinador sobre hielo. El resultado final es que la rotación termina por prevalecer sobre la gravedad. En otras palabras, el empuje hacia el exterior de la fuerza centrífuga hace de contrapeso al empuje hacia el interior de la gravedad. De la misma manera que esta competencia entre la gravedad y la rotación impide que los planetas caigan sobre el Sol, también impide que el gas continúe su caída hacia el centro (sobre la superficie de la protoestrella); las densidades y temperaturas necesarias para la fusión nuclear no se alcanzan nunca. Es lo que los astrofísicos llaman «el muro de rotación». De hecho, este problema del muro de rotación también se encuentra a escalas mucho más grandes, cuando se trata de los centros de las galaxias, en los que se sospecha la presencia de enormes agujeros negros. Las recientes investigaciones de un grupo de astrofísicos norteamericanos y holandeses indican que la galaxia M32, una galaxia elíptica próxima a la nuestra, albergaría un prodigioso agujero negro: su masa sería de tres a cuatro millones de veces la masa de nuestro Sol y su diámetro de un año luz. La presencia de agujeros negros en el centro de las galaxias se confirma gracias a las observaciones del telescopio Hubble. Aunque el polvo interestelar hace imposible la observación del centro de nuestra galaxia, la presencia en su interior de uno de estos monstruos es muy probable. En algunos casos, estos agujeros negros tendrían masas de varios miles de millones de veces la masa del Sol. Estos objetos, por un proceso de aglomeración, han tenido que acretar enormes cantidades de materia para alcanzar tales masas. Pero la teoría de la relatividad general nos dice que cuando una estrella muy masiva implosiona, origina un agujero negro cuya masa no pasa de algunas masas solares. Sin embargo, su enorme fuerza gravitatoria le permite acretar más materia y crecer. El principio de conservación del momento angular nos dice que el gas sólo puede caer en espiral alrededor del agujero negro, formando un disco llamado disco de acreción. El proceso de la acreción tropieza por lo tanto con el mismo problema que encuentran las estrellas jóvenes, a saber, el problema del muro de rotación, que impediría que los agujeros negros alcanzasen las enormes masas sugeridas por las observaciones.
¿Se observan estos discos de acreción? La mejora de los instrumentos conjugada con la potencia de los ordenadores ha hecho posible una inmersión en profundidad en las regiones donde nacen las estrellas y ha impuesto la evidencia de que casi todas las estrellas se forman en presencia de materia en espiral. En la nebulosa de Orión, por ejemplo, el telescopio Hubble ha observado discos de gas y polvo alrededor de una quincena de protoestrellas. Al reagruparse ulteriormente, los materiales de algunos de estos discos de acreción estelares pueden originar planetas parecidos a los del sistema solar. Hubble también ha detectado discos de acreción en el centro de las galaxias, alrededor de los agujeros negros que albergan. Estos discos de acreción originarían un disco galáctico como el de la Vía Láctea.
Llegamos por lo tanto a una imagen universal de la materia en hundimiento tanto a escalas estelares como a escalas galácticas. Intervienen dos actores: el objeto central (la protoestrella o el agujero negro, según el caso) y, alrededor, la materia en espiral que forma el disco de acreción. Recordemos que en el caso estelar la nube se hunde bajo su propio peso, mientras que en el caso galáctico es la potente fuerza gravitatoria del agujero negro la que desencadena la caída. Pero en los dos casos el problema, en este escenario, es el del muro de rotación, un gran muro que hay que escalar si se quieren formar estrellas y obtener agujeros negros de varios miles de millones de veces la masa del Sol. Un tercer actor, inesperado, entra entonces en escena. Hacia el final de los años 70, los astrofísicos empezaron a observar unos «nudos» de luz brillantes, que a menudo parecían cercanos a las nubes de formación estelar. Misteriosos, estos objetos se han llamado desde entonces objetos de Herbig-Haro, en honor de los dos astrofísicos, George Howar Herbig y Guillermo Haro Barraza que los descubrieron separadamente en los años 50.
¿Cómo explicar el increíble confinamiento de los chorros y las enormes cantidades de masa y energía que contienen?
No fue hasta 1979 que Herbig y sus colegas, con los mejores instrumentos, pudieron finalmente observarlos con detalle. Después de analizar la luz emitida por estos objetos, pudieron deducir que proviene de ondas de choque producidas por nudos de gas (es decir por concentraciones gaseosas), que se abren con fuerza un camino en la masa gaseosa circundante. Hacia la mitad de los 80 el cuadro se complicó todavía más. Más que tratarse de nudos aislados, se descubrió que los objetos Herbig-Haro están en realidad incluidos en chorros estrechos de gas. La palabra «chorro» fue utilizada por primera vez en el caso estelar por los astrofísicos R. Mundt y J.W. Fried, en 1983. Además de su perfecta forma cilíndrica, estos objetos tienen unas notables propiedades: se desplazan a velocidades de más de un millón de kilómetros por hora y se extienden sobre distancias de varios miles de millones de kilómetros. Fue entonces cuando se comprobó que siempre se podía remontar su origen hasta una estrella embrionaria oculta por el polvo (una protoestrella). Aún más recientemente, Hubble ha proporcionado imágenes espectaculares de chorros alrededor de protoestrellas. La más impresionante es la del chorro Herbig-Haro 30 (o HH30) que confirma de forma indiscutible que estos chorros han surgido directamente del centro del embrión estelar, perpendicularmente a un disco de acreción y por los dos lados del disco. Tales estructuras también se han observado a escalas galácticas. En 1954, dos astrofísicos, W. Baade y R. Minkowski, observaron una estructura de gas de forma cilíndrica que emergía del centro de la enorme galaxia M87. No se equivocaron al utilizar la expresión «chorro de materia» (mucho antes de los chorros estelares) para describir su descubrimiento. Posteriormente se han observado otros chorros surgidos de centros de galaxias. Estos chorros galácticos se extienden a distancias de varios billones de kilómetros y viajan a velocidades de varios cientos de millones de kilómetros por hora. Como en el caso de los chorros estelares, se deforman en una serie de nudos que se suceden periódicamente.
Totalmente imprevisible, el descubrimiento de los chorros ha enfrentado a los astrofísicos con una extraña paradoja: la de asociar estos fenómenos de eyección con fenómenos de hundimiento gravitatorio. Más exactamente, ¿cómo se forman los chorros y con qué objeto? ¿Por qué, presentes a diferentes escalas, parecen universales? ¿Cómo explicar su increíble confinamiento y las enormes cantidades de masa y de energía que contienen? Estas preguntas han suscitado y siguen suscitando una viva controversia entre los astrofísicos, y en el momento actual no hay una respuesta definitiva. No obstante, los astrofísicos se han dado cuenta de que si el mecanismo de formación de estos chorros es el mismo en los casos estelar y galáctico (vistas las múltiples semejanzas) entonces estos chorros no pueden proceder directamente del objeto central. En efecto, en el caso de los agujeros negros nada puede escapar de la superficie, ni siquiera la luz.
La solución del misterio reside en la relación entre los discos de acreción y un cuarto actor: los campos magnéticos
En consecuencia, se ha centrado la atención en lo que parece evidente y común en los dos casos: los discos de acreción. ¿Pero, cómo crear haces cilíndricos de materia a partir de una materia en espiral y plana? La solución del misterio quizá resida en la relación entre los discos de acreción y un cuarto actor al que hay que recurrir: los campos magnéticos.
Fuente: Ouyed, Rachid. De los agujeros negros a las protoestrellas. Mundo Científico. Barcelona: RBA Revistas, septiembre, 1998.


La asombrosa tribu Guahibo


Guahibo, pueblo amerindio de la familia lingüística guahibo que habita en los estados de Apure y Amazonas en Venezuela y en los departamentos de Meta y Vichada en Colombia. Su autodenominación es híwi y se subdividen en sikuani (más conocidos como guahibos), wamone (cuiva), hitnu (macaguane), mitua (guayabero) y yaruro (pumé); otros subgrupos de compleja adscripción son los piapoco, achagua, sáliva, tunebo, betoye y tinigua.
Su hábitat es la selva de galería de la cuenca del Orinoco hasta el piedemonte andino. Cultivadores de yuca en régimen seminómada, las vacas introducidas por los misioneros jesuitas redujeron desde hace siglos sus posibilidades agrícolas, de pesca y cacería. Sus kareka o chamanes continúan siendo algunos de los mejores conocedores del yopo (Banipteriosis, uno de los alucinógenos más extendidos en la América Latina indígena).
En 1967 fueron masacradas en La Rubiera varias familias cuivas y cinco años después la defensa de los asesinos se basó en que “no sabían que estaba prohibido guahibear”. Desde entonces, estos indígenas han sufrido la aculturación impulsada por el turismo y el incremento colonizador de su territorio. Sin embargo, también se han organizado de forma autóctona y algunos de sus líderes han llegado a ocupar puestos administrativos y educativos. Actualmente hay unos 60.000 guahibos en Venezuela y 30.000 en Colombia.


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