Para qué sirve el ADN basura y por qué las células fabrican ARN a partir de él

Sólo del 1-2% del ADN humano produce ARN que codifica proteínas. El resto era calificado como ADN “basura” (junk), ¿sirve para algo? Anna Petherick trata de contestar a las preguntas del título en Nature News, Nature 454, 1042-1045 ( 2008 ), published online 27 August 2008 .

En el cromosoma humano 12 se encuentra un trozo de ADN llamado HOTAIR (HOX antisense intergenic RNA), que no codifica ninguna proteína, luego no corresponde a un gen, aunque sí produce una molécula de ARN de unos 2.200 nucleótidos, llamada STAR por su descubridor, que afecta a ciertos genes del cromosoma humano 2 relacionados con el crecimiento de células de la piel. HOTAIR fue descubierto por John Rinn, quien lo califica como una “joya en el mar de los ARN largos.” Esta gran molécula de ARN no codificante es similar a Xist, el ejemplo más famoso de ARN largo no codificante, descubierto en 1991, que tiene 17.000 nucleótidos.

Hace sólo una década el ARN era considerado un mero intermediario entre el ADN y la maquinaria molecular de fabricación de proteínas, sin embargo, hoy las cosas han cambiado. Thomas Gingeras en 2005 demostró que en algunas células el 80% del ADN produce moléculas de ARN. En 2008, se ha demostrado que el 74% del genoma de la levadura de la cerveza (Saccharomyces cerevisiae) y el 90% de la levadura Schizosaccharomyces pombe producen ARN no codificante. ¿Para qué sirven todos estos “genes de ARN”? Actualmente no se sabe para qué sirven, ni siquiera se sabe si todos sirven para algo o sólo algunos. En especial, la polémica está servida para los trozos grandes de ARN no codificantes, algunos de más de 10.000 nucleótidos. De hecho, hay investigadores que creen que son “errores” que han permanecido en el genoma durante la evolución.

¿Cómo se puden saber para qué sirven? Lo más fácil es alterar genéticamente el ADN y ver qué pasa. Por ejemplo, en ratones, Jürgen Brosius de la University of Münster, Alemania, ha eliminado 150 nucléotidos que gneran ARN no codificantes en neuronas de ratones. Como resultado, aparentemente, nada ha pasado. Eso sí, el comportamiento de los animales parece “ligeramente” alterado en ciertos test de inteligencia. pero los cambios son muy sutiles para poder asociarlos completamente a dicha alteración genética.

Los investigadores que creen que estas cadenas largas de ARN no sirven para nada ponen siempre como ejemplo ciertos estudios de levaduras que muestran que muchas cadenas largas de ARN son rápidamente destruidas por el exosoma nuclear, un complejo protéico que degrada el ARN. En dicho caso, es difícil suponer que tienen alguna función específica. Gingeras contesta a dichos investigadores que dos tercios de los ARN largos portan una etiqueta molecular que hace que sean rápidamente degradados, pero el tercio restante no la porta, al menos que se sepa, luego puede tener algún tipo de función específica.

La cuestión está abierta actualmente. Futuros estudios decidirá si los ARN largos forman parte del transcriptoma, las redes de señalización celular que determinan cuándo se debe expresar o reprimir la producción de genes, o por el contrario son en su mayoría meros “errores” de transcripción que se han propagado gracias a la evolución.

Simulación de la formación de estrellas por colapso y fragmentación de nubes moleculares

Simulación que muestra la formación de un sistema (cluster) de estrellas, algunas de ellas binarias (con hasta 3 estrellas), a partir del colapso y fragmentación de una nube molecular. Simulación presentada en el artículo de Matthew R. Bate, Ian A. Bonnell, and Volker Bromm, “The Formation of Stars and Brown Dwarfs and the Truncation of Protoplanetary Discs in a Star Cluster.” Siguiendo este enlace podrás encontrar dichas simulaciones con mayor calidad en formato AVI (ficheros de decenas de megas, claro).

Los cálculos parten de una nube molecular de forma esférica con una masa 50 veces la del Sol y con un diámetro de 1.2 años luz (9.5 billones de kilómetros), con una temperatura de 10 grados Kelvin (-263 grados Celsius). La nube molecular colapsa bajo su propio peso debido a la gravedad generando rápidamente la formación de estrellas. Alrededor de estas estrellas se observan discos de gas protoplanetarios.

Los cálculos requirieron unas 100.000 horas de CPU en un supercomputador con 64 procesadores, con un coste aproximado de 10 mil billones de operaciones aritméticas  (FLOPS). La página web de Matthew Bates, University of Exeter, presenta más detalles de las simulaciones (en inglés).

La película o animación de arriba dura 163 segundos y muestra la secuencia de formación de estrellas dos veces, desde ángulos distintos, 

La animación de abajo muestra las subsiguientes etapas de la evolución del cluster de estrellas, mostrando detalles sobre los sistemas estelares binarios formados y sus discos protoplanetarios.

Simulación de la formación de estrellas alrededor de agujeros negros supermasivos

El reciente artículo de I. A. Bonnell and W. K. M. Rice, “Star Formation Around Supermassive Black Holes,” Science, Vol. 321. no. 5892, pp. 1060-1062, 22 August 2008 , estudia la formación de estrellas alrededor de agujeros negros supermasivos, como los que se cree que habitan en el “centro” de todas las galaxias, mediante su simulación utilizando la técnica numérica SPH (smoothed particle hydrodynamics). Esta técnica es la misma que utilizan los españoles de Next Limit, ganadora de un Óscar técnico en 2007, en su software Real Flow

La presencia de estrellas jóvenes a unas decenas de parsec de los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias ha sido considerado un problema para las teorías de formación estelar actuales. Dichas estrellas se mueven en órbitas muy excéntricas y sufren altísimas fuerzas de marea gravitatorias que podrían destruirlas. Las simulaciones numéricas indican que una nube de gas alrededor del agujero negro es destruida por estas fuerzas de marea pero que éstas son incapaces de destruir las estructuras a pequeña escala, como las estrellas en formación, que pueden sobrevivir. Además, las fuerzas de compresión térmica del gas en su caída al agujero negro conduce a la formación de una población de estrellas cuya masa crece conforme pasa el tiempo. Si la nube de gas molecular es suficientemente masiva, las estrellas formadas pueden ser extremadamente masivas. Las simulaciones, por tanto, permiten explicar la formación de estrellas masivas a distancias tan cortas como 0.1 parsecs del centro galáctico. ¿Cuál es el origen de la nube de gas que cae en el agujero negro con un parámetro de impacto pequeño? Futuros estudios lo aclararán. 

La técnica SPH fue desarrollada a finales de los 1970s para la simulación de la formación de estrellas (como la que vemos a la derecha obtenida del UK Astrophysical Fluids Facility). El método divide el fluido en un conjunto discreto de partículas o “elementos de fluido” que simula un medio continuo gracias a que cada partícula tiene una “nube” de potencial asociada (una función kernel) que “suaviza” lo discreto del sistema de partículas. Utiliza funciones potenciales adecuadas se pueden simular todos los procesos físicos básicos involucrados en la física de fluidos (ecuaciones de Navier-Stokes) así como las de la magnetohidrodinámica (acoplamiento con las ecuaciones de Maxwell). Las simulaciones con SPH son siempre espectaculares. La figura es del trabajo de Matthew R. Bate, Ian A. Bonnell, and Volker Bromm, “The Formation of Stars and Brown Dwarfs and the Truncation of Protoplanetary Discs in a Star Cluster,” en el que simulan utilizando unas 100.000 horas de CPU de 64 procesadores el colapso y la fragmentación de una nube molecuar con una masa 50 veces la del Sol. La nube molecular colapsa espontáneamente formando muy pronto un rosario de estrellas alrededor de las cuales orbitan discos de gas que más tarde conducirán a la formación de sistemas planetarios (como nuestro Sistema Solar).

El siguiente video muestra la formación de un conjunto de estrellas a partir de una nube esférica de gas molecular. La belleza se conjuga con la física.