Edición Electrónica del

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			   28 de Octubre de 2002
			      Año 13 - Nº 472
			       Segunda parte
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/////////////////////////////// DIVULGACIÓN \\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\

 >>>	PREMIO A LOS FUNDADORES DE LA ASTRONOMÍA DE NEUTRINOS Y RAYOS X
	Premio Nóbel de Física

	La Real Academia  Sueca  de  Ciencias ha decidido galardonar con el
Premio Nóbel de Física  2002  a tres investigadores pioneros en el campo de
la Astrofísica.

	Una mitad del premio de  1  millón  de  dólares  será para Riccardo
Giacconi, un ítalonorteamericano de 71 años,  presidente  de  la Associated
Universities de Washington por sus "contribuciones pioneras a la Astrofísica
que han llevado al descubrimiento de fuentes cósmicas de rayos X".

	La otra mitad  será  compartida por Raymond Davis Jr., (de 87 años)
del Departamento de Física  y  Astronomía de la Universidad de Pennsylvania
(EE.UU) y Masatoshi Koshiba (de  76 años)del Centro Internacional de Física
de  Partículas  Elementales de la Universidad  de  Tokyo  (Japón)  por  sus
"pioneras contribuciones a la Astrofísica y, en  particular, por su aportes
a la detección de neutrinos cósmicos".

	De este  modo,  el  Nóbel  de  Física  ha  recaído  este año en dos
novedosas formas de mirar al cielo.

Dos ventanas al Universo

	Desde  tiempos  remotos    el    ser  humano  se  preguntó  por  el
funcionamiento del Sol y  el  origen de su intenso brillo.  Pocas preguntas
parecen tan antiguas.  Pero  fue  recién  en  1920  cuando  el  astrofísico
británico Arthur Eddington formuló la hipótesis  correcta:    el brillo del
Sol proviene de una reacción nuclear de  fusión mediante la cual los átomos
de hidrógeno se unen para producir átomos de helio, y la pequeña diferencia
de  masa  se libera como una gran cantidad de  energía  (según  la  célebre
ecuación de Einstein, E=mc2) que nos llega en forma de  luz  y calor.  Pero
la  teoría  predecía  que, por cada átomo de helio formado de  esa  manera,
debían liberarse dos partículas evanescentes llamadas neutrinos.

	Los misteriosos neutrinos  fueron  predichos  en  1930 por Wolfgang
Pauli (Premio Nóbel en  1945),  pero llevó 25 años probar su existencia (lo
hizo Frederick Reines, Premio Nóbel en 1995).

	Los neutrinos ofrecen una visión única del funcionamiento  interior
del Sol porque son producidos en su corazón por  el  mismo mecanismo que lo
hace  brillar.    Sin  embargo,  presentan un enorme inconveniente para  su
estudio:    casi  no  interactúan  con  la materia y son muy  difíciles  de
detectar.

	Por cada billón de neutrinos que atraviesan el cuerpo  humano  cada
segundo, sólo uno reacciona con alguno de sus átomos.   Por  eso, casi todo
el  mundo  consideraba  imposible  detectar los neutrinos que provenían del
Sol.

	A fines de los años '50  Raymond Davis Jr.  era el único científico
que se atrevió a tratar de probar  la  existencia de neutrinos provenientes
del Sol a pesar de las escasas probabilidades de éxito.

	Mientras  la mayor parte de las reacciones atómicas  solares  crean
neutrinos con energías tan bajas que los hace casi  imposibles de detectar,
una rara reacción crea neutrinos de alta energía.

	El  físico  italiano  Bruno  Pontecorvo  había  propuesto  que  los
neutrinos más  energéticos  podrían reaccionar con los átomos de cloro para
formar un núcleo  de  argón  y  un  electrón.    Este  núcleo  de  argón es
radioactivo y tiene una vida de casi 50 días.

	Así que, en los años '60 Davis colocó un tanque 615 toneladas de un
compuesto líquido de cloro (tetracloretileno o lavandina común), ubicado en
una antigua mina de oro  de Homestake en Dakota del Sur (Estados Unidos), a
400 metros de profundidad.  Había en total, 2.10 a la 30 átomos de cloro en
el tanque.  Él calculó que cada  mes,  aproximadamente 20 neutrinos podrían
reaccionar  con  el cloro, o -en otras palabras-  que  podrían  crearse  20
átomos de argón.  Lo novedoso del aporte de  Davis fue el descubrimiento de
un método para extraer esos átomos de argón y contarlos.

	Este experimento reunió datos hasta el año 1994  y,  en  total,  se
extrajeron  aproximadamente  2000  átomos  de argón.  Demostró así  que  la
fusión nuclear es la energía que alimenta a nuestra estrella.

	Sin embargo, fue menos de lo esperado.  Por medio  de  experimentos
controlados Davis pudo demostrar que no quedó ningún átomo de argón  en  el
tanque de cloro por lo que podemos deducir que el proceso fue  incompleto o
que se perdieron neutrinos en su camino a la Tierra.

	Mientras tanto, el  físico  japonés  Masatoshi  Koshiba y su equipo
construyeron otro detector al  que  llamaron Kamiokande con el que amplió y
confirmó los resultados de Davis dando origen a la astronomía de neutrinos.

	El tanque de Koshiba estaba lleno de agua y colocado también en una
mina,  pero en Japón.  Cuando los neutrinos pasan a través de este  tanque,
interactúan con el  núcleo  atómico  del  agua.    Esta reacción produce la
liberación de un electrón que crea pequeños flashes de luz.  El tanque está
rodeado por detectores que pueden  amplificar  y  capturar  estos  flashes.
Ajustando la sensibilidad de estos detectores  se  pudo probar la presencia
de neutrinos y confirmar los resultados de Davis.

	El 23 de febrero de 1987,  el  detector  de Kamiokande pudo también
detectar neutrinos provenientes de una explosión de supernova llamada 1987A
en la Nube Mayor de Magallanes, a 170.000  años  luz  de  la Tierra.  Si se
forma  una  estrella  de  neutrones  cuando  tiene lugar una  explosión  de
supernova, la mayor parte de la cantidad de energía liberada  será  emitida
en  forma  de  neutrinos.  Un total de casi 10 a  la  58  neutrinos  fueron
emitidos  por  la  supernova  1987A.    Se  calcula que por el detector  de
Kamiokande pasaron 10 mil  billones (10.000.000.000.000.000).  De ellos, el
detector capturó 12.

	Para  aumentar la sensibilidad de los neutrinos  cósmicos,  Koshiba
impulsó la construcción de un detector mayor, Super  Kamiokande,  que entró
en  funcionamiento  de  1996.   Este experimento observó recientemente  los
efectos  de los neutrinos dentro de la atmósfera terrestre que  indican  un
nuevo fenómeno:  la oscilación de los neutrinos que permite que  un tipo de
neutrino  cambie  y  se  convierta  en  otro  tipo.   Esto implica que  los
neutrinos tiene  masa  lo  que  significa  una observación esencial para el
Modelo Estándar que  describe  el  mundo de las partículas subatómicas y el
papel que juegan los  neutrinos  en  el  universo.    Esto  también  podría
explicar porqué Davis encontró menos neutrinos de los esperados.

	Los instrumentos y  descubrimientos  de Davis y Koshiba fundaron la
astronomía  de neutrinos, un  campo  de  investigación  muy  activo  en  la
actualidad.

Un firmamento invisible

	Los rayos X fueron descubiertos  por  Wilhelm  Röntgen  en  1895  y
rápidamente  fueron  comenzados  a  utilizar  por    físicos,    médicos  y
laboratoristas en todo el mundo.  En  contraste, les llevó a los astrónomos
casi medio siglo comenzar a estudiar este tipo  de  radiación.    La  razón
principal es fue que los rayos X, que pueden  atravesar  tan  fácilmente el
tejido  humano  y otros materiales sólidos, son casi enteramente absorbidos
por la delgada atmósfera terrestre.

	En el año 1949 se pudo registrar por primera vez radiación de rayos
X fuera de la Tierra y  se  hizo con instrumentos colocados sobre un cohete
por Herbert Friedman.  Se pudo comprobar  que  esa  radiación  proviene  de
áreas  de la superficie del Sol en que  se  encuentran  manchas  solares  y
erupciones  y de los alrededores de la corona, que  tiene  temperaturas  de
varios millones de grados.  Pero este tipo de radiación  hubiera  sido  muy
difícil de registrar si el Sol se encontrara tan lejos como el resto de las
estrellas de la Vía Láctea.

	Gracias a la astronomía de rayos X  y  a  sus pioneros, en especial
Giacconi, nuestra visión del universo ha cambiado de  modo  decisivo.  Hace
cincuenta  años  nuestro punto de vista estaba dominado por  la  imagen  de
estrellas  y  constelaciones  en  equilibrio donde cualquier cambio era muy
gradual y lento.  Hoy sabemos que el universo también es un escenario donde
los  sucesos  se  producen  en  forma extremadamente rápida y donde enormes
cantidades de  energía se liberan en procesos que duran menos de un segundo
y que relacionados con objetos no mayores que la Tierra pero extremadamente
compactos.  El estudio  de  estos  procesos  que  suceden  en estos objetos
compactos y en el corazón  de las galaxias, se basan en los datos provistos
por la astronomía de rayos X.

	Un nuevo y fantástico muestrario de  cuerpos extraños e importantes
se han descubierto y estudiado gracias a la astronomía de rayos X.

	"Las fuentes de rayos X", explicó Giacconi  a  Reuters, "pueden ser
débiles si consisten en estrellas normales, o pueden  estar muy lejos, como
los llamados cuásares.  De modo que, actualmente, la  astronomía de rayos X
engloba la totalidad de la astronomía".

	El italoestadounidense  Riccardo  Giacconi  detectó por primera vez
rayos X procedentes  del exterior del sistema solar y aportó las evidencias
más sólidas de la existencia de los agujeros negros.

	Giacconi fue reconocido por construir el primer telescopio de Rayos
X  que proveyó  "imágenes  completamente  nuevas  del  Universo",  dijo  la
Academia.  Su trabajo  contribuyó  a la fundación de la Astronomía de Rayos
X, que permitiría aportar datos  sobre la existencia de los agujeros negros
y penetrar en el corazón de  las  galaxias  jóvenes  donde  están  naciendo
estrellas.

	Riccardo  Giacconi,    de    71    años,    genovés   nacionalizado
estadounidense, concibió en  1959 los principios que debían regir el diseño
de un telescopio para  la  detección  de  rayos  X.  Este tipo de radiación
electromagnética  resulta  absorbida  casi  por  entero  por  la  atmósfera
terrestre, por lo que su detección  requiere usar cohetes o dispositivos en
órbita.

	Uno de los primeros experimentos diseñados por  Giacconi pretendía,
mediante el uso de un detector lanzado en  un  cohete, comprobar si la Luna
emitía  rayos X bajo la influencia del Sol.   El  experimento  falló,  pero
durante  su  curso  se  detectaron  fuentes insospechadas de rayos X:    se
trataba,  según se supo después, de estrellas comunes que giraban alrededor
de objetos compactos como las estrellas de neutrones o los agujeros negros.

	Este  fallo de Giacconi inauguró el nuevo campo de la astronomía de
rayos X, fundamental en la actualidad.

	El uso  de  cohetes  de  vuelo  corto impedía que las observaciones
tuvieran la precisión  deseable,  y  Giacconi  empezó en los años sesenta a
preparar el uso de  satélites que llevaran incorporado un detector de rayos
X.  El primero fue  lanzado en 1970 desde Kenia, y fue bautizado Uhuru (que
significa "libertad" en suahili).  Según  la  academia  sueca, "cada semana
que  estuvo en órbita produjo más resultados  que  todos  los  experimentos
anteriores sumados".

	A partir de 1978, un nuevo satélite que  transportaba un telescopio
de rayos X de alta definición, llamado Observatorio Einstein, logró un gran
número  de  descubrimientos sobre las estrella dobles, los agujeros negros,
los restos de supernovas y el gas intergaláctico.

	Otro  proyecto de Giacconi, el observatorio de rayos X Chandra, que
fue  lanzado en 1999 tras más de 20 años de preparación, ha  obtenido  unas
imágenes del  universo  de  un detalle sin precedentes.  Según la academia,
"gracias a la astronomía de rayos X y sus pioneros, en particular Giacconi,
nuestra imagen del universo ha cambiado de manera decisiva".

	Giacconi conduce también el proyecto Atacama Large Millimetre Array
(ALMA),  que  instalará 64 antenas  en  el  desierto  chileno,  y  del  que
participan científicos argentinos del IAFE.


 >>>	APRECIANDO LAS GRANDES MOLÉCULAS
	Premio Nóbel de Química 2002

	El estadounidense John Fenn, el japonés  Koichi  Tanaka  y el suizo
	Kurt Wüthrich son los tres premiados este  año  por  sus aportes al
	estudio  de  las proteínas.  Sus investigaciones permiten  analizar
	detalladamente  estas  macromoléculas esenciales para la vida, algo
	que posibilita,  entre otras cosas, la creación de medicamentos más
	eficaces para atacar enfermedades como el Alzheimer.

	Las  proteínas  juegan  un  rol  fundamental en las células de  los
organismos vivos  -bacterias, plantas y animales-.  Estas grandes moléculas
-de más de  1000 dalton (unidad de masa atómica)- son en realidad diminutas
piezas que encajan singularmente  unas  con otras permitiendo el armado del
ensamblaje celular.  Para analizar  la  forma en que cada proteína funciona
en relación con sus vecinas es  necesario  conocer  su peso y su forma, los
dos  temas  que resuelven las técnicas desarrolladas  por  los  científicos
laureados este año con el Premio Nóbel de Química.

	John B.  Fenn (85) -de la Universidad del Commonwealth de Virginia,
en  Richmond-  y  Koichi  Tanaka  (43) -jefe de la división Bioscience  del
laboratorio  de desarrollo de Shimadzu Corp., en Kyoto- obtuvieron la mitad
del premio  por  sus  aportes a la espectrometría de masa (EM), una técnica
que sirve a  la  difícil tarea de "pesar" macromoléculas.  El otro laureado
fue  Kurt  Wüthrich (64)  -investigador  del  Instituto  Federal  Suizo  de
Tecnología  de  Zurich-,  por sus  trabajos  en  aplicación  de  resonancia
magnética nuclear (RMN) al estudio de las proteínas.

	Estas  técnicas se utilizan actualmente para  investigar  distintas
enfermedades y sus respectivas curas (la lucha  contra  diversos  tipos  de
cáncer o enfermedades como la malaria y el  Alzheimer)  y  en el control de
calidad de los alimentos.

La levedad de las proteínas

	Las  macromoléculas  pueden  ser  grandes  en comparación con otras
moléculas.    Pero  ¿qué  significa "grande" dentro del pequeño cosmos  que
habita dentro de la célula?  La hemoglobina -encargada de llevar  oxígeno a
las  células-, por ejemplo, tienen una masa de 10-19 gramos (es decir,  una
décima de un mil millonésimo de un mil millonésimo de un gramo).

	Dos  de  los  métodos que permiten estimar el peso molecular de las
proteínas fueron  descubiertos  por los científicos galardonados en el área
de espectrometría de  masa.   Fenn publicó dos artículos en 1988 en los que
describió  cómo las proteínas  en  solución  (estado  líquido)  pueden  ser
volatilizadas (estado gaseoso) por acción de un campo eléctrico produciendo
moléculas  gaseosas  iónicas:  esta técnica  se  conoce  como  electrospray
ionization (ESI).  Tanaka, por su parte,  comunicó  en  1987 sus resultados
positivos para la volatilización y ionización de macromoléculas  en  estado
sólido,  mezcladas  con  un  metal (matriz), mediante el bombardeo  de  esa
mezcla  sólida por un láser ultravioleta:  el procedimiento ideado  por  el
ingeniero  de  Shimadzu   se  denomina  Matrix-Assisted  Ultraviolet  Laser
Desorption Ionisation (UV-MALDI).

	La  doctora  Rosa  Erra-Balsells,  profesora  del  Departamento  de
Química Orgánica de la Facultad de Ciencias Exactas  y  Naturales (FCEN) de
la UBA, se dedica desde hace algunos años a  investigar la técnica UV-MALDI
y  compartió la redacción de un par de papers sobre  el  tema  con  Tanaka.
Erra-Balsells  explica  el sutil trabajo que se realiza sobre las proteínas
para  poder  estimar  su  peso:    "hay  un láser que produce la  desorción
(volatilización), pasando la macromolécula  del  estado  sólido  al gaseoso
ionizado.  En realidad este  proceso  ocurre  porque  las macromoléculas en
estado  sólido  están  mezcladas  con  un  segundo  cuerpo  llamado  matriz
(fotosensibilizador)  quien  en  realidad  es  el que  absorbe  la  energía
(fotones)  que provee el láser".  Midiendo el  "tiempo  de  vuelo"  de  las
macromoléculas  gaseosas  ionizadas  hasta  llegar  al  electrodo con carga
opuesta  que las atrae (detector), se puede calcular el peso  molecular  de
las mismas.  Esto es posible porque la combinación láser-matriz produce  la
desorción  y  ionización  de  las  proteínas,  sin  que  éstas  pierdan  su
estructura primaria.

	La EM  es  una técnica que se conoce desde principios del siglo XX.
Con el fin de analizar las partículas, ya en 1912 Joseph Thompson utilizaba
tubos de rayos catódicos para orientar pequeñas moléculas en estado gaseoso
iónico bajo la acción de un campo eléctrico.  "Los equipos comerciales para
realizar estos experimentos aparecen en los  años  '50, pero hasta fines de
la década del '80 hubo una fuerte limitación -señala la investigadora-.  La
espectrometría  de  masa se basa siempre en tener,  por  algún  método,  la
molécula  en  estado gaseoso ionizado.  Y, hasta el  descubrimiento  de  la
técnica  MALDI  había  muchas moléculas que no se podían llevar  al  estado
gaseoso sin  que  perdieran  sus  características  estructurales,  como por
ejemplo el azúcar -que se descompone con el calor".

	La  FCEN  tiene  desde 1997 un convenio con el  laboratorio  de  la
Universidad  de  Ehime (Japón) donde se puso en funcionamiento uno  de  los
primeros equipos MALDI producidos por Shimadzu.  Allí viaja todos los  años
la    Dra.     Erra-Balsells  llevando    potenciales    nuevas    matrices
(fotosensibilizadores) -que desarrolla con su grupo  de investigación en la
facultad- y muestras de macromoléculas de sus  alumnos  y  colegas para ser
analizadas, ya que no se posee ese tipo de tecnología en el país.

Ver para entender

	Una proteína típica es una cadena de unos  200  o  300 eslabones de
aminoácidos  -de  20  tipos  distintos-  ubicados de una forma  específica.
Debido  a  que ciertos aminoácidos tienden a asociarse a otros,  ese  orden
fuerza a la proteína a plegarse en una forma tridimensional precisa,  y esa
figura  "muestra"  muchos  secretos    del    funcionamiento    de    estas
macromoléculas.

	En 1959, los científicos Max  Perutz y John Kendrew resolvieron por
primera vez la estructura tridimensional de  dos proteínas:  la hemoglobina
y la mioglobina.  Diez años después  se  había averiguado la forma de otras
ocho.  El progreso continuó y sólo durante el año 1999 se resolvieron cerca
de dos mil proteínas, casi la mitad de las cuales se pudieron "ver" gracias
a la aplicación del método de resonancia magnética nuclear (que  también se
utiliza  para  hacer diagnósticos médicos) por el cual fue galardonado Kurt
Wüthrich este año.

	La RMN se basa en que los núcleos atómicos de las proteínas, cuando
se las sitúa en un intenso campo magnético, absorben las ondas de radio  de
cierta frecuencia.    Lo  más  importante  es  que la absorción de un átomo
depende de qué  otros átomos se hallen próximos a él, por lo que la técnica
sirve para determinar las  posiciones que ocupan los átomos en una molécula
(es decir, la forma de  la molécula).  El problema es que una sola molécula
de proteína tiene miles de átomos,  lo que hacía impracticable la RMN hasta
que  Wüthrich ideó los métodos técnicos y  matemáticos  para  resolver  ese
enigma.

	Luego de que el genoma estallara hace algunos  años en una multitud
de proyectos que se propusieron cartografiar el mapa genético de diferentes
organismos,  se  evidenció la necesidad de conocer los espacios intermedios
entre  la  información  que  tiene el gen (secuencias de aminoácidos) y  la
función    final  que  tiene  una  proteína  en  un  sistema.    La  imagen
tridimensional permite  "ver" exactamente qué forma tiene la proteína, cómo
está distribuida en  el  espacio, los distintos componentes de las cadenas,
"si hay agujeros o  sitios activos, si hay metales, si se puede meter agua.
Además, conociendo qué grupos químicos  están en la parte interna y externa
de esos agujeros se puede prever  qué  tipo  de  interacción  química puede
generar  (la proteína) con su entorno", detalla  la  Dra.    Erra-Balsells.
Estos sistemas de encajes perfectos que conforman las  proteínas,  son  las
piezas  fundamentales  del  rompecabezas que los científicos intentar armar
para  descifrar  los fenómenos de la salud y de la  enfermedad  que  surgen
cuando la maquinaria de la vida se pone en funcionamiento.

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Edicion Electronica del Cable Semanal
Producido por la Oficina de Prensa
Secretaria de Extension, Cultura Cientifica y Bienestar
Facultad de Ciencias Exactas y Naturales - UBA

Editores Responsables: María Fernanda Giraudo y Carlos Borches
Redacción: Patricia Olivella
Soporte Tecnico: Matias R. Pedraza.