Akal / Astronomía

Director de la serie

David Galadí-Enríquez

Bartolo Luque

Fernando Ballesteros

Álvaro Márquez

María González

Aida Agea

Luisa Lara

Astrobiología

Un puente entre el Big Bang y la vida

Diseño cubierta: Fernando Ballesteros

Reservados todos los derechos. De acuerdo a lo dispuesto en el art. 270 del Código Penal, podrán ser castigados con penas de multa y privación de libertad quienes sin la preceptiva autorización reproduzcan, plagien, distribuyan o comuniquen públicamente, en todo o en parte, una obra literaria, artística o científica, fijada en cualquier tipo de soporte.

© Los autores, 2009

© Ediciones Akal, S. A., 2009

Sector Foresta, 1

28760 Tres Cantos

Madrid - España

Tel.: 918 061 996

Fax: 918 044 028

www.akal.com

ISBN: 978-84-460-3716-3

A L.U.C.A. y a nuestro origen particular,
nuestros padres

Introducción

Hoy la ciencia tiene un preciso conocimiento de los fenómenos físicos responsables del nacimiento de nuestro Sistema Solar. Estos mecanismos no son nada extraordinarios, sino más bien corrientes, de modo que es altamente probable que su historia se haya repetido y se repita, una y otra vez, en el universo. En la actualidad se han detectado numerosos planetas extrasolares (vamos por más de 340) y sistemas planetarios en formación (varios miles), lo que confirma que existen innumerables mundos en los que eventualmente podría aparecer o haya aparecido la vida.

¿Qué probabilidad tiene la vida de emerger en uno de esos mundos recién formados? Para estimarla debemos partir del estudio de lo conocido: la Tierra. Por desgracia, muy poco es lo que sabemos con seguridad sobre la aparición de la vida en nuestro planeta. Sólo contamos con un conjunto de atractivas teorías y algunas pruebas geológicas para guiarnos. Sorprendentemente, todas apuntan hacia un origen temprano de la vida. Las rocas sedimentarias más antiguas, que nos indican la existencia de agua líquida en la superficie terrestre, datan de hace 3850 millones de años. Es decir, que apenas 600 millones de años después de la formación de la Tierra, ya estaba cubierta por océanos. Existen unas interesantes formaciones sedimentarias marinas, llamadas formaciones de hierros bandeados (en su abreviatura inglesa, BIF – Banded Iron Forms), que están formadas por capas milimétricas y alternadas de óxidos de hierro y sílex. Se encuentran con abundancia en los estratos del Arcaico y del temprano Proterozoico, y las más antiguas tienen 3800 millones de años. ¿Qué tienen que ver con la vida estas formaciones? Pues resulta que el hierro sólo es soluble en el agua como hierro (II), de modo que si hay oxígeno libre en el agua, el hierro se oxida y sedimenta. Pero antes de que apareciera la vida, no pudo haber oxígeno libre. ¿Qué oxidó ese hierro? La respuesta probablemente sea: es la acción de los primeros seres vivos fotosintéticos.

Existen muchas otras pruebas en el registro geológico que, en su conjunto, apoyan firmemente una conclusión: en cuanto fue posible tener océanos de agua líquida permanentes, en cuanto se dieron las condiciones para permitir la existencia de vida, ésta emergió rápidamente, con facilidad, en un brevísimo lapso de tiempo. ¿Nos indica esto que en cuanto en un planeta se dan las condiciones adecuadas surge de forma imperativa la vida? ¿Son comunes estos planetas? Todo parece indicar que sí, como apunta el llamado «Principio de Mediocridad»: la Tierra es un planeta normal, que gira alrededor de una estrella normal, que se encuentra dentro de una galaxia normal. Es decir, que no hay nada especial en nuestro planeta que lo haga único. Hemos comprobado que tanto nuestra estrella, el Sol, como nuestra Galaxia, son ejemplares típicos, similares en todo a esos otros millones que hemos observado con nuestros telescopios, y nada de especial parece haber en ellos. Todo indica que también nuestro planeta y nuestro Sistema Solar son ejemplares típicos de la fauna planetaria. Si esto es cierto, si nuestro mundo es un ejemplo común en el universo, es probable que exista una inmensa cantidad de mundos habitados. Y éste es el tema principal del libro que el lector tiene ahora en sus manos.

A seis voces

Esta obra está escrita a seis voces. Sus autores tuvieron la fortuna de conocerse en el Centro de Astrobiología (CAB) de Madrid, a donde les llevaron sus particulares intereses científicos. Años después, cada uno siguió su propia trayectoria profesional. Bartolo Luque, doctor en física de los sistemas complejos, es ahora profesor de matemática aplicada en ETSI Aeronáuticos de la Universidad Politécnica de Madrid. Fernando Ballesteros, doctor en física y astrónomo, trabaja ahora en el Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia. Álvaro Márquez, doctor en geología y planetólogo, es profesor de geología en la Universidad Rey Juan Carlos. María González, doctora en biología molecular, es profesora de biología en la Universidad San Pablo CEU de Madrid. Aida Agea, ingeniera de telecomunicaciones, es directora general de Aurensis, una empresa especializada en sistemas de información y posicionamiento geográficos, y cartografía digital. Y Luisa Lara, doctora en física y astrónoma, es científica titular del CSIC en el Instituto de Astrofísica de Andalucía.

Antes de separarnos profesionalmente, decidimos escribir una obra conjunta sobre Astrobiología, la ciencia que trata de entender el origen, evolución y distribución de la vida en el universo. No ha sido nada fácil. Prueba de ello es que han pasado ya unos cuantos años desde la idea embrionaria. Pero probablemente no podría haber sido de otra manera, tanto por la envergadura de la obra, como por la absorción a la que nos somete nuestra actividad investigadora y divulgadora particular. Ahora, por fin, ese proyecto común ya está terminado. El resultado del esfuerzo ha merecido la pena, no sólo por la obra en sí, sino porque, además, el grupo de profesionales que la ha escrito se ha convertido en un grupo de entrañables amigos.

Hemos diseñado el libro como si de un viaje en el espacio y el tiempo se tratara. El lector encontrará una breve introducción en cada uno de los trece capítulos que componen la obra, cerrado siempre por un apunte en el cuaderno de bitácora que resume lo expuesto y abre el siguiente capítulo. Hemos encerrado en cuadros aspectos laterales al texto principal con ánimo de no hacer demasiado pesada la lectura, y escrito cuestiones más técnicas en apéndices asociados. Así mismo, nos ha parecido necesario incluir, al final de los capítulos, cuadros tecnológicos: si bien la Astrobiología es una ciencia, su desarrollo ha sido posible gracias a la tecnología, y hemos intentado dentro de lo posible apuntar algunos de sus hitos. Somos conscientes de que esta separación ciencia-tecnología es hasta cierto punto artificial: no habría ciencia, tal como la entendemos hoy, sin tecnología. Tampoco dispondríamos de la tecnología actual sin la ciencia. Incluir estos aspectos en el texto principal hubiera distraído del discurso principal, pero su extraordinario interés nos obligaba a introducirlos de alguna manera.

El libro que tiene entre manos rinde homenaje a Sir Arthur C. Clarke, científico y autor de algunas de las más provocativas e interesantes obras de ciencia ficción de nuestra era. Clarke falleció poco antes de que se acabara este libro, el día 18 de marzo de 2008. De esta manera, queremos honrar especialmente uno de sus libros más recordados: 2001, Odisea en el espacio. De igual forma que en aquella obra maestra de la ciencia ficción, nuestros antepasados homínidos adquirían nuevos conocimientos a través del monolito, esperamos que a través de este «monolito» de papel que tiene entre sus manos, adquiera usted también nuevos conocimientos que le sirvan de estímulo e inspiración[1].

Respecto al contenido, hasta cierto punto, esta obra refleja el estado actual de lo que sabemos de la vida y el universo que la contiene. Comenzamos describiendo qué nos dice la ciencia hoy en día sobre el origen de nuestro universo, del espacio-tiempo y la materia que alberga. No es una cuestión baladí para la vida, porque el espacio-tiempo es su contenedor y la materia su constituyente. Como veremos, la evolución del espacio-tiempo y la organización de la materia está íntimamente ligada con la emergencia de la vida. En un viaje desde el Big Bang hasta nuestros días, iremos pasando por la creación de estrellas y galaxias, de sistemas solares y planetas, hasta llegar a los inicios de nuestro propio Sistema Solar, para acabar con el nacimiento y evolución de la vida en nuestro planeta. Desde ahí, volveremos nuestra vista al resto de nuestros planetas vecinos y otros posibles candidatos extrasolares para la vida.

Por supuesto nos hemos dejado muchos temas interesantes en el tintero. Hemos evitado, por ejemplo, especulaciones punteras, a pesar de su belleza teórica, para centrarnos en aquellos aspectos con los que la mayor parte de científicos están de acuerdo. La ciencia ya pisa terreno sólido en muchas disciplinas, y hemos intentado describir al lector qué sabemos de estas cuestiones hoy en día con una certeza extraordinaria. Al pretender algo semejante, uno tiene la sensación de estar escribiendo una cosmogonía semejante a los antiguos mitos sobre la creación del mundo y la vida. Pero, recordemos a cada paso, que cada una de las historias que aquí contamos es el resultado del esfuerzo, el trabajo y la crítica feroz de una infinidad de científicos. No se trata de castillos en el aire, sino, en algunos casos, de hechos contundentes y, en otros, de teorías que han sido contrastadas una y otra vez frente a los vendavales más duros. Sin embargo, sí que nos gustaría mantener algo que exhalan los antiguos mitos: esa sorpresa mágica que nos produce la respuesta a quiénes somos y cómo se formó todo lo que nos rodea.

Bartolo Luque

Fernando Ballesteros

Álvaro Márquez

María González

Aida Agea

Luisa Lara

Barcelona / Madrid / Granada / Valencia, 18 de mayo de 2009

[1] Curiosamente, pocas horas después del fallecimiento de Arthur C. Clarke, y en plenas Fallas valencianas, los instrumentos del satélite Swift, vigía que orbita la Tierra a la caza de explosiones cósmicas de rayos gamma, que ocurren en todos los rincones del universo, detectaron la mayor explosión cósmica de la que se tiene constancia. Esta explosión, bautizada oficialmente como GRB-080319B y extraoficialmente como el «evento Clarke», fue la segunda de todas las detectadas aquel 19 de marzo: desde que existen registros, aquella fue la única vez en que se detectaron hasta un total de cinco explosiones cósmicas de rayos gamma ¡en un margen de 24 horas! Algunas personas afirman que esta «mascletà» cósmica fue la señal que Arthur C. Clarke nos había enviado para hacernos saber que había llegado sano y salvo «al otro lado».

Capítulo 1

Un principio para el universo

¿Es nuestro universo finito o infinito? ¿Existe desde hace una eternidad o tuvo un principio? ¿Tienen alguna relevancia para la existencia de vida en el universo su tamaño o edad? Si el tamaño del universo es infinito, o lo es el tiempo que lleva existiendo, cualquier evento, por poco probable que sea, se habrá repetido infinitas veces. En ese caso, puesto que conocemos la existencia de vida al menos en un rincón del universo, nuestro planeta, podríamos asegurar con certeza que existe más vida en otros rincones. En este capítulo vamos a contar las extraordinarias y recientes conclusiones de la ciencia al respecto.

Noche estrellada sobre la cúpula del telescopio de 4 m del Observatorio de Cerro Tololo, Chile. A la izquierda se pueden apreciar las Nubes de Magallanes, dos pequeñas galaxias irregulares que orbitan alrededor de nuestra Galaxia.

1.1 El secreto de la noche

Cuando en una noche, despejada y sin Luna, salimos al campo y miramos al cielo, vemos estrellas engarzadas en un manto de negrura. La noche nos recuerda que el espacio es, en su mayor parte, oscuridad. Pero, ¿cuál es el motivo? ¿Por qué es negro el cielo nocturno, salvo en esos minúsculos puntos que llamamos estrellas? Aunque parezca una pregunta trivial, lo cierto es que ha sido una de las más difíciles de responder en la historia de la ciencia. Y, a la postre, como veremos, una de las más fructíferas.

Durante el Medievo, en Occidente, imperaban las ideas de Aristóteles. El universo estaba dividido en un mundo sublunar, la Tierra: imperfecta y pecaminosa donde vivían los seres humanos; y en uno supralunar, el Cielo: perfecto y armonioso. Se pensaba que éste estaba constituido por una serie de esferas de cristal encajadas donde se alojaban los planetas. De la impenetrable última esfera, límite del universo, pendían las estrellas. Para el pensamiento aristotélico medieval, el universo era finito, cerrado y delimitado. Preguntarse por qué el cielo nocturno era negro resultaba una obviedad: el universo era como una enorme habitación alumbrada por muy pocas velas.

Sin embargo, a mediados del siglo XVI, la cosmología sufrió un cambio traumático. En 1543, Nicolás Copérnico puso al Sol como centro del universo y a la Tierra como un planeta más a su alrededor. En este paso del modelo geocéntrico al heliocéntrico del universo, la humanidad fue desplazada del centro de la Creación, y las esferas perdieron su función de arrastrar en su movimiento a los planetas y estrellas. En 1576, el matemático Thomas Digges fue el primero en lanzar una piedra para romper el cristal de las esferas. Propuso la idea de un espacio ilimitado repleto de estrellas a diferentes distancias. Giordano Bruno, a finales del siglo XVII, especuló sobre la infinitud del universo, donde las estrellas eran soles parecidos al nuestro y, quizás, con planetas habitados.

En 1687, el físico inglés sir Isaac Newton publicó los Principia, obra en la que unificó, bajo una elegante estructura matemática común, los descubrimientos en mecánica terrestre de Galileo con la descripción de Kepler sobre el movimiento planetario. Los mundos supra y sublunares de Aristóteles se fundían en una sola realidad. Esta síntesis consiguió explicar con éxito el movimiento, tanto de los objetos que nos rodean en nuestra vida cotidiana, como de los planetas en sus órbitas. Las excelentes predicciones de la teoría convirtieron la mecánica de Newton en la descripción definitiva de la realidad física. En el universo de Newton, los movimientos celestes eran consecuencia de la fuerza atractiva de la gravedad. Su ley de Gravitación Universal, junto a sus tres leyes del movimiento, formaban una explicación global del universo conocido.

¿Podía responder de alguna manera la nueva descripción del universo a la incógnita de su tamaño? ¿El universo era finito o infinito? En 1692 el reverendo inglés Richard Bentley expuso a Newton una paradoja en su sistema que no podía ignorarse: dado que la fuerza gravitatoria es siempre atractiva, un universo finito compuesto por estrellas terminaría sin remedio colapsándose sobre sí mismo, y caería sobre su centro de masas formando una gran mole esférica. Para salvar esta dificultad, Newton respondió que el universo debía ser infinito y la materia estar repartida en él de forma pareja o uniforme. De esta manera cualquier parte estaría atraída por el todo en todas direcciones con igual intensidad, y todas las fuerzas se anularían entre sí. Es decir, el universo debía carecer de centro.

1.2 La paradoja de Olbers

A principios del siglo XVIII ya sumaban una legión los filósofos de la naturaleza que aceptaban que las estrellas eran cuerpos semejantes a nuestro Sol, y que estaban distribuidas por el espacio infinito a distancias muy variadas. Sin embargo, las nuevas ideas cosmológicas sobre la infinitud del universo parecía que no acababan de encajar en el edificio conceptual newtoniano. Por desgracia, la solución de Newton a la paradoja del reverendo Bentley generaba nuevas paradojas: ¿con un universo infinito y poblado por infinitas estrellas, cómo era posible qué la noche fuera negra?

Si el universo es infinito y miramos hacia cualquier dirección en el cielo tarde o temprano encontraremos allí una estrella, una fuente de luz. Si estuviéramos en un bosque infinito, por muy separados que se encontraran los árboles, nunca podríamos ver el horizonte: nuestra vista siempre toparía con el tronco de un árbol. En tal caso, ¿por qué no nos hallamos por completo rodeados de luz? Parece ser que Kepler ya hizo algún comentario sobre esta cuestión. Pero fue Edmond Halley, en 1720, el primero en contextualizar el problema en el marco newtoniano. De hecho, un sencillo cálculo mostraba que la luz que se debería recibir en estas condiciones sería infinita, independientemente de la densidad de estrellas en el universo. El cielo nocturno debería brillar más que la superficie del Sol. Dado que esto no ocurre así, algo fallaba en la cosmología de Newton.

La paradoja de Olbers con un poco de matemáticas

La paradoja de Olbers es el nombre de una famosa contradicción, durante mucho tiempo no resuelta, entre la teoría y la experiencia. Si, como parece, vivimos en un universo infinito y poblado por estrellas de un modo más o menos uniforme, el cielo nocturno no debería ser negro, sino increíblemente luminoso. De hecho, la cantidad de luz que debería llegar es infinita.

Para verlo, consideremos una distancia grande desde la Tierra, que llamaremos R, y supongamos a su alrededor una «capa de cebolla» esférica con ese radio, y con un cierto grosor (en el dibujo se representan seis de esas capas). De este modo, se tiene que el número de estrellas contenidas en la capa considerada es proporcional a su superficie, que es 4πR2. Por otro lado, la intensidad luminosa emitida por una estrella se atenúa con la distancia al cuadrado. Dado que, por una parte, el número de estrellas dentro de una capa aumenta con la distancia a la capa al cuadrado pero, por otra, la intensidad que llega de cada una de las estrellas de la capa también disminuye con la distancia al cuadrado: la intensidad luminosa total que llega de una capa esférica es constante e independiente de su radio. Es decir, la luz que nos llegaría de las estrellas de una capa con un cierto tamaño y la que nos llegaría de otra capa de radio mayor (o menor), sería la misma. Si el espacio es infinito y sumamos la intensidad debida a todo el infinito número de capas posibles, la suma total debería ser infinita. Por muy baja que fuera la densidad de estrellas, el cielo debería mostrarse deslumbrante.

Halley pretendió resolver la paradoja suponiendo que la luz se debilitaba con la distancia más deprisa de lo que lo hace en realidad, pero su especulación no convenció. Nadie tenía una explicación para semejante comportamiento de la luz. En 1744, Jean-Philippe Loys de Cheseaux propuso una solución alternativa. Si suponemos que el espacio está repleto de una sustancia no del todo transparente, a la que llamó éter, éste absorbería parte de la luz que viaja en su seno. Una mínima absorción de la radiación podría explicar la oscuridad de la noche. A principios del siglo XIX, Heinrich Wilhelm Mathias Olbers hizo popular el problema y divulgó la explicación de De Cheseaux. Desde entonces, a esta paradoja se la conoce como la paradoja de Olbers, a pesar de que no fue ni el primero en plantearla, ni dio explicación nueva alguna. A lo largo de ese siglo, la termodinámica alcanzó su madurez científica. Esta rama de la física demostró que cualquier sustancia que absorba luz acabará emitiéndola de nuevo hasta alcanzar un equilibrio de absorción y emisión. De modo que, pasado un cierto tiempo, ese éter que llenaba todo el espacio debería emitir tanta luz como las propias estrellas. Así que, en el siglo XIX la paradoja permanecía irresuelta.

1.3 La solución

Parecía que la única solución a la paradoja de Olbers consistía en considerar que el universo, después de todo, era finito y tenía un tamaño limitado. Pero entonces, el universo, al tener un centro de masas, debería ser inestable y colapsar sobre sí mismo. ¿Cuál era la salida a este problema? Como solución, poco a poco fue tomando fuerza, entre la comunidad científica, una visión del universo formado por una estructura finita, aplanada y en rotación que contendría a todas las estrellas. Una especie de isla cósmica llamada Galaxia. Si la Galaxia girara, la fuerza centrífuga de la rotación impediría el colapso de las estrellas. Puesto que la Galaxia era finita, contendría un número finito de estrellas, lo que permitiría que la noche fuera negra. Parecía una buena posibilidad: la materia del universo concentrada en una región del espacio. De hecho, los datos sobre el movimiento de las estrellas concordaban a la perfección con que éstas estuvieran girando alrededor de un centro común, que se encontraba en la dirección de la constelación de Sagitario. En ese sentido, se podría decir que el universo era finito. Pero existía otra salida más ingeniosa.

Por asombroso que parezca, la solución alternativa a la paradoja no la encontró un astrónomo, sino la brillante mente del poeta y narrador estadounidense Edgard Allan Poe. Así argumentó en su ensayo Eureka (1847): la velocidad de la luz, al contrario de lo que suponía Newton, no es infinita sino finita y, si el cielo no brilla de forma deslumbrante, es porque todavía no nos ha llegado la luz de las estrellas más lejanas. Esto implicaba que el universo no podía ser infinitamente viejo, que no existía desde siempre. Pues si fuera eterno, la luz de las estrellas más distantes nos habría alcanzado de todas maneras. De modo que el universo tenía un principio. La asunción a la vez de estos dos supuestos, la velocidad de la luz es finita y el universo tiene una fecha de nacimiento, podía solucionar la paradoja, y permitiría al mismo tiempo que la noche fuera negra, y que el universo tuviera un tamaño infinito. Hoy sabemos que la velocidad de la luz es finita, así que un universo infinito con fecha de nacimiento es compatible con la oscuridad de la noche. Si la solución de Poe era la correcta, el cielo nocturno debería ser cada vez menos oscuro.

Lo que nos dice la oscuridad de la noche es que el universo no puede ser al mismo tiempo infinitamente grande e infinitamente viejo. De modo que la solución a la paradoja de Olbers nos lleva a concluir que: o bien el universo es finito, una isla de materia en rotación, o bien infinito en tamaño pero con edad finita, con un comienzo.

1.4 Eppur si muove!

En la década de los 20 del pasado siglo, Edwin Powell Hubble trabajaba en el telescopio de monte Wilson, por aquel entonces el más grande del mundo. Se pensaba en esa época que las nebulosas espirales, extrañas estructuras difusas con una clara forma espiral, eran nubes de polvo en el interior de la Galaxia, la cual, a su vez, como dijimos, se creía que constituía todo el universo conocido.

En 1924, cuando estudiaba la nebulosa espiral Andrómeda, Hubble identificó en su interior una estrella del tipo variable cefeida. Este tipo de astros se denomina así por la estrella delta Cephei, que es su prototipo. Se trata de estrellas variables, es decir: su intensidad luminosa varía según un ciclo repetido de subidas y bajadas, con periodos que pueden ir desde, más o menos, un día a varios meses. Pero tienen, además, una valiosa particularidad: su brillo intrínseco está relacionado con el periodo. Cuanto más brillante es una estrella cefeida, mayor es el periodo de su ciclo. Esta relación entre el brillo intrínseco y el periodo fue descubierta en 1912 por la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt. Resultó ser una herramienta de extraordinaria utilidad para medir distancias. Una vez que se mide el periodo de la estrella, se puede calcular cuál es su brillo intrínseco. Al compararlo con el brillo aparente con el cual es observada desde la Tierra, podemos calcular a qué distancia se encuentra.

Un año-luz equivale a la distancia recorrida por la luz en un año. Corresponde, de forma aproximada, a unos 9 billones y medio de km. Por aquel entonces, se estimaba para la galaxia un tamaño de unos 100 000 años-luz. Con sorpresa, Hubble vio que la variable cefeida que había encontrado en la nebulosa de Andrómeda mostraba un brillo aparente muy débil. Obtuvo para la nebulosa una distancia de 800 000 años-luz, lo que la situaba fuera de la Galaxia. Es más, ¡tenía que tratarse de toda una galaxia independiente en sí misma! Hoy día, esta distancia se ha corregido a 2 200 000 años-luz. El error proviene del hecho, descubierto más tarde, de que existen dos tipos distintos de variables cefeidas. Trabajos posteriores de Hubble y de otros investigadores mostraron que, todo lo que antes se denominaban nebulosas espirales, resultaban ser en realidad galaxias análogas a la nuestra, pero increíblemente lejanas: el universo se reveló muchísimo más grande de lo que se creía.

Pero si ése era el caso, la explicación de isla cósmica antes expuesta no podía sustentarse como solución a la paradoja de Olbers. No quedaba más remedio que decantarse por la segunda alternativa: un universo infinito con un inicio en el tiempo. Sin embargo, este universo infinito seguía mostrando problemas de estabilidad gravitatoria. La materia (las galaxias) debería estar repartida de manera muy homogénea en el espacio y, además, en reposo, para que las fuerzas de atracción se compensaran entre sí. Aun así, el menor movimiento podría desestabilizar localmente el sistema. Semejante equilibrio resultaba inverosímil. Cualquier perturbación local mínima acabaría generando un efecto dominó, con un colapso final de toda la materia.

1.5 Doppler lanza una pista

La luz emitida por los astros es la mejor pista de que disponen los astrofísicos para estudiar el universo. La luz que emiten los cuerpos, en general, está compuesta de la combinación de muchas frecuencias distintas, y cada frecuencia corresponde a un color. Mediante un prisma de cristal se puede descomponer la luz en una especie de «arco iris» y podemos observar cómo contribuye cada uno de los colores a la luz total. Esto es lo que los científicos denominan un espectro.

Las frecuencias (los colores) emitidas por un cuerpo dependen de varias cosas. Varían con su temperatura: cuando calentamos un hierro al fuego, a medida que aumenta su temperatura, se puede observar cómo varía su color, desde el rojo, pasando por el amarillo, hasta un blanco azulado. Otro fenómeno que determina la frecuencia de la luz emitida por un cuerpo son las transiciones de energía dentro de los átomos. Los electrones, al saltar dentro del átomo de un nivel de energía alto a otro más bajo, emiten luz en una frecuencia concreta. Si absorben luz, ocurre el fenómeno contrario, y saltan a un nivel más alto. Esas frecuencias son siempre las mismas y constituyen una especie de huella dactilar del elemento químico que emite la luz. Llamamos a esas frecuencias características «líneas espectrales».

Al analizar la luz de las galaxias, podemos ver esas líneas espectrales, que nos permiten averiguar la composición química de las estrellas que albergan. Hubble comenzó a estudiar estos espectros siguiendo la llamada de atención del astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher, que encontraba «algo raro» en ellos. Y en efecto, Hubble observó un extraño fenómeno: las líneas espectrales no aparecían en las posiciones «correctas», sino que estaban desplazadas. ¿Cuál era el motivo?

El responsable es el efecto Doppler, un curioso fenómeno que podemos apreciar con facilidad en el sonido del pitido de un tren. Si el tren pita mientras está parado en la estación, escucharemos el sonido en una determinada frecuencia sonora, la «correcta». Sin embargo, si el tren pita mientras se nos acerca, oímos su silbato más agudo, y cuando nos rebasa y se aleja, lo oiremos más grave. Ello es debido a que las ondas sonoras se agolpan en la dirección del movimiento del tren y se espacian en la dirección opuesta. Este interesante fenómeno recibe su nombre del científico austriaco Christian Doppler, que lo describió por primera vez en 1842, y se produce en todo tipo de ondas, tanto acústicas como luminosas. Así, cuando una fuente luminosa está en reposo, veremos que las líneas espectrales están en la posición correcta. Sin embargo, si se desplaza hacia nosotros, recibimos su luz con una frecuencia mayor a la emitida, se produce un corrimiento hacia el color azul de las líneas espectrales. Por otro lado, cuando la fuente luminosa se aleja, recibiremos la luz con una frecuencia menor a la emitida, y diremos que se produce un corrimiento hacia el rojo. Ésta era la explicación al «raro» desplazamiento que percibieron Slipher y Hubble en las líneas del espectro de las galaxias.

1.6 La ley de Hubble

Por tanto, lo que Hubble había averiguado de los espectros extragalácticos es que las galaxias se mueven. Podría esperarse que las galaxias se movieran de forma más o menos aleatoria, de modo que, en promedio hubiera tantas acercándose hacia nosotros como alejándose. En ese caso debería haber tantos espectros corridos hacia el rojo como hacia el azul. Pero sorprendentemente, lo que Hubble descubrió es que los espectros de las galaxias están desplazados hacia el rojo, a longitudes de onda mayores, de más baja frecuencia. Salvo muy pocas excepciones, como la cercana galaxia de Andrómeda que se nos acerca, la luz que emiten todas las galaxias nos llega enrojecida. Es decir, las galaxias del universo se alejan de nosotros en todas direcciones.

Y todavía más sorpresas: cuando Hubble comparó estos datos del corrimiento Doppler de los espectros, con las medidas que había tomado de las distancias a esas galaxias, vio asombrado que las galaxias más remotas tenían más desplazado hacia el rojo su espectro. O lo que es lo mismo: ¡cuanto más lejos estaba la galaxia, más deprisa se alejaba de nosotros! Este asombroso resultado experimental fue publicado en 1929 y es conocido hoy como la ley de Hubble. El ritmo al que crece la velocidad de las galaxias a medida que consideramos objetos cada vez más distantes puede considerarse una constante, que hoy llamamos constante de Hubble. Como veremos, el valor de la constante de Hubble es uno de los números más importantes en Cosmología: la ciencia que estudia la estructura e historia del universo en su totalidad.

La Ley de Hubble con un poco de matemáticas

Hubble descubrió que cuanto más lejos se encuentra una galaxia, más deprisa se aleja. Además lo hace de forma proporcional. Si una galaxia se halla respecto de nosotros al doble de distancia que otra, la primera se alejará de nosotros al doble de velocidad. En términos matemáticos, se dice que la relación entre la velocidad a la que se alejan las galaxias y su distancia es lineal. La Ley de Hubble viene representada por la siguiente ecuación:

v = H · d

donde v es la velocidad a la que la galaxia se aleja de nosotros, por lo general dada en km/s, y d la distancia a la que se encuentra la galaxia, usualmente en megaparsecs, Mpc (igual a un millón de parsecs). Un parsec equivale a 3.26 años-luz. A la constante de proporcionalidad H se la denomina constante de Hubble.

Por desgracia, es muy complicado obtener el valor de la constante de Hubble con exactitud, debido a que las mediciones requeridas para su cálculo son difíciles de tomar con precisión. Se necesita disponer de un conjunto numeroso de estimaciones de distancias extragalácticas fidedignas, calculadas mediante el método de las variables cefeidas u otros similares y, además, realizar una buena medición de sus desplazamientos hacia el rojo.

Esta dificultad queda de manifiesto en los numerosos valores que a H se le han asignado a lo largo de su corta historia. El valor original que obtuvo Hubble fue de 500 km/s por Mpc. Posteriores, trabajos de otros equipos acotaron su valor entre los 50 y los 100 km/s por Mpc. Las últimas mediciones que se han realizado dan un valor para H en torno a los 70 km/s por Mpc, con un error del 15%.

1.7 Un universo en expansión

Así que todas las galaxias se están alejando de nosotros y, cuanto más lejos están, más deprisa se alejan. ¿Qué significa este desconcertante fenómeno? ¿Acaso es nuestra galaxia el centro del universo, y todas las demás se alejan de nosotros por alguna extraña razón? En absoluto. Los datos experimentales de velocidades relativas entre galaxias nos muestran que, el mismo fenómeno que observamos desde nuestra galaxia, se observaría desde todas las demás. Si nos situáramos en cualquier galaxia del universo, podríamos ver que, desde ella, son todas las demás las que se están alejando. Desde cualquier galaxia observaríamos el mismo patrón de corrimientos hacia el rojo que desde la nuestra.

La explicación más satisfactoria de este fenómeno, y en la que están de acuerdo en la actualidad la inmensa mayoría de los científicos, es que todo el universo, en su conjunto, se expande. Siendo más precisos, lo que se está expandiendo es el propio espacio. Es como si el espacio, además de ser, según la definición clásica, aquello caracterizado por la propiedad de la extensión, fuera en realidad una «sustancia» o «tejido» infinitamente deformable, y las galaxias estuvieran en reposo sobre ese «tejido». Al expandirse el espacio, las galaxias son arrastradas por él, y, como consecuencia, se crea espacio nuevo entre ellas.

Supongamos que nuestro universo fuera una lámina plana elástica. Si observamos la siguiente figura con una serie de imágenes de ese universo plano, separadas por intervalos iguales de tiempo, podemos ver cómo el espacio, la lámina elástica, se expande y cómo las galaxias permanecen en reposo respecto del espacio (representado como una retícula), y son arrastradas por la expansión. Con este sencillo modelo en dos dimensiones, se reproducen las observaciones de Hubble. Si nos centramos en una galaxia y calculamos las distancias a las otras, veremos cómo todas las demás se alejan de ella. Además, observamos que, cuanto más lejos se hallan entre sí dos galaxias, la velocidad relativa entre ambas es mayor.

Expansión del universo. (a) Las galaxias están fijas respecto a la retícula que representa el espacio, pero el tamaño de la retícula crece debido a la expansión del espacio (b). Las galaxias se ven de este modo «arrastradas» (c) y (d). Desde cada galaxia se observa como las demás se alejan. Y lo hacen a mayor velocidad mientras más lejos se encuentran.

Las observaciones de Hubble habían mostrado que nuestro universo estaba formado por una multitud de galaxias a muy distintas distancias. La imagen de un universo-isla solitario, la Galaxia, que contenía toda la materia del universo, estaba descartada por la evidencia observacional. La única solución a la paradoja de Olbers era la de un universo con un inicio en el tiempo. La hipótesis de la expansión proporcionaba una explicación a la ley de Hubble, y una manera de sortear el colapso gravitatorio. En efecto, la expansión del universo aporta una solución al problema de la estabilidad gravitatoria del universo. La expansión puede evitar el colapso de la materia, al menos temporalmente, y contrarrestar la atracción gravitatoria entre las galaxias.

Pero la expansión, además, tiene la clave del misterio del origen del universo. ¿Cómo? Podemos fácilmente deducirlo si «reproducimos la película» del universo hacia atrás. Si viajáramos hacia el pasado, observaríamos que en el universo todas las galaxias mostrarían corrimientos hacia el azul. Se acercarían unas a otras, y cada vez estarían más y más cerca. El universo se haría cada vez más denso. Toda la energía, la masa del universo y todo el espacio se concentrarían más y más. Llegado un momento, nos encontraríamos con que toda la materia del universo se hallaría concentrada en una misma zona, con unas densidades inconcebiblemente altas. En un instante dado, no podríamos viajar más hacia el pasado. Habríamos llegado al origen del universo, al principio de todas las cosas. Si desde aquí volvemos a reproducir la «película» del universo hacia delante, veremos que todo parece manar desde estas condiciones singulares en una gran explosión universal.

Ésta es la teoría cosmológica conocida como el Big Bang: la Gran Explosión. Hoy aceptada por la comunidad científica, describe el nacimiento de nuestro universo, en un momento del pasado, como una «explosión» a partir de la cual el universo empezó a expandirse. Y esa expansión del universo continúa. Sin duda, el Big Bang fue el punto más importante para la vida: la aparición de un universo donde ésta pudiera existir. La teoría del Big Bang fue propuesta en 1927, en su versión más antigua, por el sacerdote y físico belga Georges Henri Lemaître, siguiendo un razonamiento análogo al que hemos expuesto en el párrafo anterior. En 1948 fue reformulada en su forma moderna, por el original físico ruso-estadounidense George Gamow, en un interesante trabajo sobre el que volveremos más adelante.

1.8 La forma del universo

Hemos discutido sobre la finitud o infinitud espacial y temporal de nuestro universo, pero, ¿es legítimo preguntarse cuál es su forma? Hace un momento hablábamos del universo como una lámina plana elástica. Pruebe a dibujar una serie de puntos, que harán las veces de galaxias, en un globo. Si infla el globo observará que los puntos se alejan todos entre sí y verá cómo las velocidades relativas entre puntos aumentan. La analogía también nos sirve. Ahora puede pensar en nuestro universo como una goma elástica de tres dimensiones que se estira o se hincha en una cuarta dimensión. Luego es legítimo preguntarse por la forma de nuestro universo: ¿es como la lámina plana elástica, como un globo, o algo más exótico?

Teniendo en cuenta que percibimos el universo desde su interior, parece imposible responder a semejante pregunta. No obstante, no han faltado intentos. A lo largo de la historia del pensamiento, las respuestas han sido múltiples. El filósofo Platón proponía que el universo tenía forma de dodecaedro, por considerarlo el cuerpo que representaba la quinta esencia con la que estaban hechos los cielos. Aristóteles, como hemos visto, creía que tenía forma de esfera. Y Kepler pensó que había rozado el pensamiento divino al inscribir los cinco poliedros regulares en esferas donde se hallaban situados los planetas. Por su parte, el trabajo de Newton nos legó un espacio pasivo y cuadriculado donde flotaban los cuerpos. Y, más recientemente, la teoría de la Relatividad de Albert Einstein nos ha ofrecido una visión de un espacio que tiene en realidad cuatro dimensiones, tres dimensiones espaciales más el tiempo, que se comporta como una cuarta dimensión, lo que recibe, en conjunto, el nombre de espaciotiempo.

Este espaciotiempo es elástico y deformable, y su geometría depende de la distribución de masas que contiene. Es más, la fuerza de gravitación no es más que una manifestación de la geometría, de la deformación del espaciotiempo. Por ese motivo, la cosmología contemporánea trabaja con la hipótesis de que es la gravitación la que tiene la última palabra en cuanto a la forma del universo a gran escala. Sigamos con la analogía de la lámina elástica (lo que ahora llamamos espaciotiempo). Imaginemos un objeto sobre ella, una gran bola de acero, por ejemplo. Su masa generaría una distorsión al hundirse en el tejido elástico. Otra bola más pequeña, en las cercanías, se vería arrastrada hacia la bola grande y caería hacia ella debido a la deformación de la lámina elástica. Esa caída se puede interpretar como la atracción gravitatoria entre las masas. Lo que la teoría de la Relatividad nos enseña es que la fuerza de la gravitación puede interpretarse como una distorsión geométrica del espaciotiempo.

Para estudiar la geometría del espaciotiempo y, con ello, la forma del universo, los físicos tienen una útil herramienta: las métricas. Su origen se remonta a los trabajos de los matemáticos Carl Friedrich Gauss y Bernhard Riemann, a principios del siglo XIX. Las métricas indican cómo medir distancias en un espacio teniendo en cuenta su geometría. El espacio al que estamos habituados en nuestra vida cotidiana se conoce como euclídeo. Se denomina así por Euclides, matemático griego del 300 antes de nuestra era. La métrica que define el espacio euclídeo se denomina métrica euclídea. Esta métrica, este espacio euclídeo, no tiene deformaciones. En el argot de las métricas, se dice que es plano, aunque «plano» no debe entenderse con el significado de bidimensional, sino en el sentido de «liso», sin curvatura. En este espacio, dos líneas paralelas lo seguirán siendo de forma indefinida y las tres coordenadas espaciales (altura, anchura y profundidad) juegan el mismo papel. Ésta es la geometría que supusieron Newton y sus contemporáneos para el universo, y la que nos enseñaron en la escuela. La métrica euclidiana describe nuestra idea intuitiva y de experiencia cotidiana de geometría del espacio.

De igual forma, podemos asignar métricas distintas a espacios distintos. La métrica esférica, por ejemplo, nos dice cómo debemos medir distancias sobre la superficie de una esfera. Esto puede resultar muy útil cuando nos movemos o volamos sobre una superficie con esta geometría, como es el caso de un avión de largo recorrido que viaje sobre la superficie de la Tierra. En este ejemplo, nos encontramos con un espacio que tiene curvatura, y dos líneas que surjan paralelas terminarán encontrándose, tal y como ocurre con los meridianos de la Tierra, que acaban encontrándose en los polos. En resumen, la métrica es una herramienta que nos permite conocer las propiedades geométricas de un espacio y los cuerpos que contiene.

Cuando trasladamos la métrica plana de Euclides al contexto de la teoría de la Relatividad de Einstein, al espacio tridimensional se le ha de añadir el tiempo como cuarta dimensión. Obtenemos, así, un espaciotiempo cuatridimensional plano. La métrica que define este espaciotiempo plano de cuatro dimensiones se llama métrica de Minkowski, por el científico ruso Hermann Minkowski (Apéndice I: La métrica euclídea y la métrica de Minkowski).

En gravitación, para obtener la métrica de un espacio, y así poder estudiar su geometría, se emplea siempre la misma receta: a las ecuaciones de gravitación de Einstein, completamente generales, se les impone cierta serie de hipótesis razonables. Obtenemos, con ello, un nuevo sistema de ecuaciones más restringido. Al solucionar estas ecuaciones bajo tales hipótesis, desentrañamos la métrica que representa ese espacio.

El primer éxito del empleo de esta metodología fue obtener la métrica del espacio que rodea un cuerpo celeste como la Tierra o el Sol. La teoría general de la relatividad nos muestra que la materia es capaz de deformar con su presencia el espaciotiempo (recuerde la bola de acero y la lámina elástica). Es esta curvatura del espaciotiempo (la deformación que provoca la bola en la lámina) lo que sentimos como fuerza gravitatoria. Alrededor de un planeta o una estrella, el espacio está, por tanto, muy deformado, o mejor dicho, curvado. Cuanto mayor sea la masa del astro, mayor será la deformación que produzca en el espacio. La métrica en los alrededores del astro no será entonces plana (euclídea o minkowskiana), sino que adoptará otra forma: la métrica de Schwarzschild, propuesta en 1917 por el físico alemán Karl Schwarzschild. Para obtenerla hay que solucionar las ecuaciones de gravitación de Einstein, imponiendo la hipótesis de que el sistema tenga simetría esférica, como en efecto ocurre con los planetas y las estrellas. La solución que se obtiene bajo estas condiciones reproduce maravillosamente bien la realidad, y explica con precisión los fenómenos gravitatorios que se observan alrededor de las estrellas.

Si ampliamos nuestro punto de vista, y en lugar de considerar el espacio en los alrededores de una estrella, consideramos como espacio todo el universo en su conjunto, se puede intentar obtener su métrica. Para ello, hay que resolver de nuevo las ecuaciones de gravitación de Einstein. Recordemos que, en el caso de la métrica de Schwarzschild, se imponían condiciones de simetría esférica. En este caso, se hace una doble hipótesis: que en el universo no hay ningún lugar privilegiado, ni tampoco dirección privilegiada alguna, sino que en todas partes es, en promedio, tal como lo conocemos desde la Tierra. Es decir, imponemos la hipótesis de que el universo es homogéneo (es en término medio igual en cualquier parte del mismo) y que es isótropo (es igual en cualquier dirección hacia donde miremos). La validez de estas hipótesis, propuestas en 1915 por Einstein y en los años 20 por Alexandr Fridman y Georges Lemaître, parecen en la actualidad respaldadas por las observaciones. La solución general de las ecuaciones de Einstein bajo estos supuestos fue obtenida en 1935 por el matemático norteamericano Howard P. Robertson, en colaboración con su colega inglés Arthur Walker. Así, la métrica que suponemos describe la forma del universo es la métrica de Robertson-Walker. (Apéndice I: La métrica de Robertson-Walker).

1.9 Tipos de universo

En realidad, la métrica de Robertson-Walker (RW) es una familia infinita de métricas. El matemático ruso Alexandr Alexándrovich Fridman redujo ese enorme conjunto. En 1922, fue el primero en predecir la posibilidad de que el universo no fuera estático sino dinámico, y que se estuviera expandiendo. ¡Siete años antes de que Hubble publicara sus resultados! Y también fue el primero en darse cuenta, tras publicar Hubble sus datos, de que el alejamiento de las galaxias entre sí es el resultado del «estiramiento» del propio espacio. Por su parte, Einstein había caído también en la cuenta de que las ecuaciones ofrecían la posibilidad de un universo de tamaño cambiante. Pero éste era hijo de su tiempo y también tenía sus prejuicios. A Einstein le repugnaba la idea de un universo con inicio en el tiempo y no estático. Y «como todos sabemos que esto no es así» (quizá la frase más pronunciada en la historia de los prejuicios científicos), introdujo un elemento adicional en sus ecuaciones, una especie de energía del espacio vacío, que funcionaba como una repulsión gravitatoria que compensaba la atracción entre la materia (hoy día recibe el nombre de constante cosmológica). De esta forma, podía tener un universo estático en el tiempo. El genial Einstein perdió así la oportunidad de ser el primero en predecir la expansión del universo. Cuando años después, los resultados de Edwin Hubble demostraron que el universo no era estático, Einstein llamó a su idea «el mayor error» de su vida. La mente más libre de prejuicios de Fridman lo llevó al resultado correcto.

Fridman impuso tres condiciones sencillas, además de la homogeneidad e isotropía, a las ecuaciones de gravitación de Einstein: que el universo tiene materia, que la presión que ejerce la materia a gran escala, entendida como un gas en un contenedor, es despreciable y que el universo se está expandiendo. Por sus contribuciones en este campo, a las descripciones del universo basadas en estas condiciones y en la métrica general de Robertson-Walker se las denomina universos (o métricas) de Fridman-Robertson-Walker (FRW).

Estas tres nuevas condiciones restringen muchísimo el conjunto de posibles métricas, pero no nos proporcionan una solución única al problema de la forma del universo. Sabemos que una de esas soluciones teóricas debe corresponder a nuestro universo. La métrica de FRW predice que, en principio, el universo estará curvado (deformado en la analogía de la lámina elástica). No obstante, lo estará de la misma manera en todas las direcciones y posiciones, dado que el universo que describe esta métrica es homogéneo e isótropo (pensemos, por ejemplo, en una perfecta esfera elástica, la deformación o curvatura en todos sus puntos es siempre la misma). La métrica de FRW permite sólo tres posibles curvaturas que dependen de los tres valores admitidos por un parámetro llamado k:

(a) k = 0: Un universo con una métrica similar a la de Minkowski, llamado universo plano o sin curvatura. Con una geometría espacial que nos es familiar y corresponde a un volumen euclídeo infinito. En él, dos líneas paralelas continuarán siendo paralelas de forma indefinida.

(b) k = 1: Un universo que tiene curvatura constante positiva, como sucede con la superficie de una esfera. En este universo las líneas paralelas tienden a juntarse, de forma análoga a lo que ocurre con los meridianos en la esfera.

(c) k = -1: Un universo que tiene curvatura constante negativa, como ocurre en dos dimensiones sobre la superficie de una silla de montar, un típico ejemplo de espacio con curvatura negativa. En este universo dos líneas paralelas tienden a separarse cada vez más.

Ejemplos de superficies bidimensionales de (a) curvatura cero (k=0), (b) curvatura positiva (k=1) y (c) curvatura negativa (k=-1).

Remarquemos que el valor de k en la métrica es una constante. Eso significa que si determinamos la curvatura del universo para algún momento de su historia, la teoría nos dice que su curvatura fue y será la misma.

Los universos de curvatura negativa y plano representan universos infinitos e ilimitados y, si viajáramos en línea recta por ellos, nunca más se sabría de nosotros. En cambio, el universo de curvatura positiva, al contrario que los dos anteriores, es un universo finito, aunque no tendría límites. Si viajáramos en línea recta en cualquier dirección por este universo, terminaríamos volviendo al punto de partida, como ocurre si viajamos por la superficie de una esfera. Por este motivo se lo conoce como universo cerrado. Por contraposición, al universo de curvatura negativa se le denomina universo abierto.

1.10 Densidad crítica

La teoría muestra que en los tres modelos: abierto, plano y cerrado, al inicio del universo todas las partes se encontraban entre sí a distancia nula. A partir de esta singularidad, como les gusta denominarla a los matemáticos, el universo empezó a crecer. Literalmente en ese instante, el Big Bang, aparece el espacio y el tiempo. A partir de ahí, «el espacio se hace cada vez más grande». Sin embargo, la posterior evolución del universo según los modelos será bien distinta, en función del tipo de universo en que nos encontremos:

a) Universo abierto: se expandirá por siempre.

b) Universo plano: se ralentizará poco a poco hasta que su velocidad tienda a cero pero sin llegar nunca a serlo.

c) Universo cerrado: llegará hasta un tamaño máximo y luego volverá a caer sobre sí mismo hasta alcanzar de nuevo un tamaño nulo, una singularidad.

En todos los modelos, la velocidad de crecimiento del universo va disminuyendo, se va frenando. El motivo de este decrecimiento de la velocidad de expansión es la materia. Las masas que contiene el universo se atraen entre sí. La atracción gravitatoria entre las galaxias frena la expansión. El efecto es similar al que ocurre cuando lanzamos un objeto al aire. Al inicio éste va deprisa, pero la atracción gravitatoria entre la Tierra y el objeto lo frena poco a poco hasta pararlo. Si la velocidad de lanzamiento no es lo bastante alta, el objeto cae de nuevo al suelo. Por otro lado, si la velocidad es lo bastante alta, a pesar de que la gravedad no deja de frenarlo y su velocidad va disminuyendo, nunca disminuye lo suficiente y consigue escaparse de la Tierra. Esa velocidad de escape en el caso de la Tierra es de 40 300 km/h. Superarla nos permite poner satélites en órbita o lanzar naves espaciales a la exploración del Sistema Solar.

A qué modelo de los tres generales descritos pertenece nuestro universo, y cuál será su evolución, depende de la cantidad de materia que alberga. O, lo que es lo mismo, de la densidad de materia del universo. Existe un valor crítico de la densidad que se corresponde al caso de un universo plano. Si la densidad de masa real del universo es mayor que la densidad crítica, la atracción gravitatoria podrá más que la expansión y el universo volverá a caer sobre sí mismo. El universo cerrado responde a la analogía de la piedra lanzada al cielo que vuelve a caer al suelo. Si la densidad de materia es inferior a la crítica, será insuficiente para frenar la expansión. El universo abierto equivale a la piedra que escapa del influjo atractivo de la Tierra (Apéndice I: La densidad crítica de materia del universo).

En el caso del universo plano, que actúa como caso frontera entre los otros dos, la teoría nos ofrece una relación que liga la densidad de materia con la constante de Hubble (Apéndice I: Deduciendo la densidad crítica). A este valor de la densidad de materia, que separa los modelos abierto y cerrado, es al que llamamos densidad crítica. Si la densidad de materia real del universo es mayor que ese promedio, entonces hay más masa por unidad de volumen en el universo que en el caso plano, y el universo real será cerrado. Si es menor, el universo real será abierto. La medida experimental de la densidad de materia en el universo nos indicará, por tanto, su forma y evolución. Medir con precisión la densidad de materia del universo es crucial para determinar su futuro. En la actualidad, con la última estimación del valor de la constante de Hubble (de unos 70 km/s por Mpc) obtenemos un valor teórico de en torno los 9.2x10-30 g/cm3 para la densidad crítica de materia en el universo. Equivale a unos 5.5 átomos de hidrógeno por cada metro cúbico de promedio. Por desgracia, una estimación precisa y directa de la densidad de materia del universo es algo que todavía esta fuera de nuestro alcance. Aunque, como veremos más adelante, existen sofisticados métodos indirectos.

1.11 Nacido hace 14 000 millones de años

¿Hasta qué punto estas métricas FRW no son construcciones abstractas sin relación con la realidad? ¿Representan de verdad al universo? ¿Podemos deducir algo concreto y nuevo a partir de ellas que, en efecto, encontremos en el universo real? La respuesta es sí. Las métricas de FRW nos deparan una agradable sorpresa. A partir de ellas, se puede deducir de forma exacta la misteriosa ley de expansión que Hubble obtuvo experimentalmente observando las galaxias. Las métricas de FRW encierran en su interior la ley de Hubble (Apéndice I: Deduciendo la ley de Hubble). Es una excelente indicación de que las métricas de FRW son coherentes con el universo real, y nos permiten considerarlas como un buen modelo de nuestro universo.

Además, otra prueba de la coherencia de las métricas FRW con el universo real, es que, a partir de ellas, podemos estimar su edad. Y el valor que se obtiene coincide de lleno con el valor obtenido a partir de métodos experimentales como, por ejemplo, el cálculo de la edad de las estrellas más viejas. De hecho, el valor que se obtiene para la estimación de la edad del universo está de nuevo íntimamente ligado a la constante de Hubble: ¡el valor del inverso de la constante de Hubble es una estimación al alza de la edad del universo! (Apéndice I: Estimando la edad del universo). Con las imprecisiones de las medidas actuales de la constante de Hubble podemos asegurar que la edad del universo está entre 10 000 y 20 000 millones de años. La mejor medida realizada hasta la fecha de la constante de Hubble, 70 km/s por Mpc, nos habla de un universo con una edad de unos 14 000 millones de años. Como sospechó Poe, nuestro universo es muy viejo, pero no infinitamente viejo.

Cuaderno de bitácora

Reflexionando sobre la oscuridad de la noche, hemos descubierto que el universo tuvo un inicio. La observación del corrimiento hacia el rojo de las galaxias nos permitió deducir que el universo está en expansión siguiendo la ley de Hubble. A partir de la suposición, apoyada por la observación, de que el universo es igual en todas partes y direcciones, la Cosmología ha sido capaz de restringir la posible forma y evolución del universo a tres modelos básicos, dos de ellos de tamaño infinito.

Qué modelo corresponde a la realidad depende de la densidad de materia en el universo, una medida que está por el momento fuera de nuestro alcance. Rebobinando la película del universo hemos alcanzado un punto cero en su nacimiento, con toda la materia concentrada en un punto singular. Y finalmente, hemos visto cómo a través de la constante de Hubble podemos deducir el tiempo que nos separa de ese instante de la creación, el punto de partida de todo: unos 14 000 millones de años según nuestras medidas actuales.

Apuntes tecnológicos:

Telescopios ópticos

Si jugamos a las asociaciones, quizá la pareja más citada para la palabra universo sea telescopio. Este instrumento, nacido del perfeccionamiento de la técnica de tallar y pulir el vidrio, y de la necesidad de descubrir las naves piratas antes de ser descubiertos por ellas, cambió por completo la forma en que se practicaba la astronomía desde el mundo antiguo y nos dio las claves para comprender el mundo que nos rodea. Desde que, en 1609, Galileo Galilei apuntara su primer telescopio a la Luna y a las estrellas, el conocimiento del universo y las mejoras tecnológicas de este instrumento han seguido sendas paralelas.

Durante los siglos XVII y XVIII, el refinamiento físico de los elementos de observación (sistemas de lentes, introducción de sistemas de espejos, relojes, círculos meridianos...) constituyó la aportación fundamental, en tanto que el XIX fue el siglo de la aparición de las técnicas de análisis de la luz (espectroscopios de ranura, placas fotográficas, filtros luminosos, análisis espectral...), al mismo tiempo que la ingeniería de la época permitía telescopios cada vez más grandes, y se introducían elementos estructurales, hoy imprescindibles, como la montura ecuatorial. Aun así, la verdadera revolución llegó durante el siglo xx, gracias a las mejoras introducidas tanto en instrumentos como en técnicas de análisis y, sobre todo, al empleo de la electrónica, al uso de los ordenadores y la robotización de los componentes del telescopio.

La luz visible es la porción del espectro electromagnético que atraviesa la atmósfera terrestre, y a la cual es sensible el ojo humano. Conforme los telescopios han crecido en tamaño, hemos sido capaces de registrar señales luminosas cada vez más débiles, que provenían de cuerpos cada vez más lejanos. Durante muchos años, el aumento en el tamaño de los espejos parecía haber llegado a su máximo, pero esta limitación ha podido ser salvada disponiendo los telescopios en grupos y haciéndolos trabajar en equipo. Mediante esta arquitectura, es posible crear superestructuras cuyas características son equivalentes a un aparato de un tamaño muy superior a la simple suma de sus elementos.

Otro de los grandes avances ha venido de la mano de la tecnología de detección y registro de imágenes. Durante los años noventa, la película fotográfica tradicional fue sustituida en gran medida por cámaras CCD, en cuyo corazón laten chips microelectrónicos fotosensibles que permiten leer y almacenar en forma de «unos y ceros» las imágenes que se proyectan sobre ellas. La sensibilidad y precisión al determinar la magnitud de la luz mejoran 100 veces la observación visual, y facilitan en mucho la vida del astrónomo en el día después, al tratar la información recogida simplemente por el hecho de tener los datos digitalizados. No es ésta la única aportación de la microelectrónica al estudio de las estrellas. La incorporación de potentes ordenadores y software al mundo del análisis de la información ha hecho posible digerir la ingente cantidad de datos que éstos producen noche tras noche, y encontrar signos de nuevos fenómenos nunca observados con anterioridad.

Sin embargo, a pesar de las mejoras producidas en instrumentos y técnicas de análisis, ni los mejores telescopios terrestres actuales podrían distinguir dos objetos que estén separados entre sí 25 cm a una distancia de 100 km. La causa de esta limitación es la distorsión introducida por la atmósfera terrestre que varía con el espacio y en el tiempo, llamada turbulencia atmosférica. Para corregir ese efecto se ha desarrollado una tecnología que hace posible compensar los efectos no deseados de la atmósfera sobre la radiación recibida. Es lo que se conoce como óptica adaptativa. Horace Babcock, un astrónomo del observatorio de monte Wilson, en 1953 publicó un artículo donde proponía una compensación que actuara sobre la radiación antes de ser registrada por el detector, pero fue mucho después, en la década de los setenta y los ochenta, cuando la madurez de la tecnología permitió aplicar de forma eficaz estas ideas. Un sistema de óptica adaptativa típico consta de tres componentes: un sensor del frente de onda, que mide la fase de la radiación que nos llega, un sistema de control, que procesa la información y calcula el perfil adecuado para compensar la anomalía, y un espejo deformable que, siguiendo las instrucciones del sistema de control, corrige el frente de onda para que a su salida sea plano. Dado que la estabilidad atmosférica es de alrededor de 25 milisegundos, el proceso de realizar esta operación de cálculo y adaptación es continuo y requiere potentes ordenadores que garanticen la velocidad de proceso adecuada.

Los telescopios Keck I y II situados en Mauna Kea, Hawai. El telescopio Keck II está equipado con un espejo deformable de 349 puntos de control y un láser para producir una estrella artificial. El ordenador de control, con 16 procesadores, permite ajustar los elementos correctores 90 veces por segundo (90 Hz).

El siguiente problema a resolver es que la escasa luz que nos llega de puntos muy lejanos del universo para realizar esta operación es insuficiente. Si existe un cuerpo suficientemente brillante en la cercanía, podemos evaluar la distorsión sobre la luz de ese objeto y aplicar las correcciones a la radiación registrada de nuestro punto de interés. Sin embargo, lo normal es carecer de esa referencia y no es posible tomar esta referencia en otro punto del cielo a causa de la variación espacial de la turbulencia. Para solucionarlo, se procede a la creación de estrellas guía artificiales mediante un láser de alta potencia, y se ilumina con el haz coherente un punto en el cielo cercano al punto de observación. Excitando el sodio existente en la mesosfera (más o menos a 90 km de altitud) es posible generar una estrella artificial de referencia que permite una toma de datos suficiente para la corrección. Rizando el rizo, si queremos calcular el efecto de la compensación de la turbulencia con estrellas guía a distintas alturas utilizaremos un sistema multi-conjugado. Por supuesto, este método es compatible con cualquier método de corrección de la señal ya registrada. La calidad de las observaciones es comparable, en algunos casos, a las realizadas por el telescopio espacial Hubble desde su órbita. Estas técnicas se han aplicado hasta el momento a radiaciones en el espectro visible y en el infrarrojo.

Hoy día, con ayuda de las nuevas técnicas, estamos consiguiendo obtener una cantidad inmensa de información sobre nuestro universo. Con frecuencia recibimos noticias de nuevos fenómenos nunca observados con anterioridad. A la época que nos ha sido dado vivir se la ha llamado en varias ocasiones, y con razón, la era de la astronomía. Quedan lejos, sin embargo, los tiempos románticos del astrónomo escudriñando el cielo por la mirilla de su telescopio.

Capítulo 2

La naturaleza de la naturaleza

El título de este capítulo parafrasea el poema del filósofo Lucrecio: La naturaleza de las cosas. Esta composición épico-científica del siglo i antes de nuestra era exponía las ideas de Demócrito: todo es materia, la materia está constituida por átomos, y el movimiento de los átomos se rige por leyes mecanicistas. Según el famoso físico Richard Feymann, el legado más importante de la ciencia al conocimiento humano.

Seguidamente veremos lo que la física, la teoría cuántica de campos, tiene que decirnos sobre la naturaleza de la naturaleza. Y cómo, de forma inesperada, estos conocimientos iluminan el comienzo del universo y responden a otra de las grandes cuestiones: «¿Por qué hay algo en vez de nada?»

Imagen de múltiples colisiones de partículas en una cámara de burbujas. Las trazas que giran en un sentido y las que giran en sentido contrario se deben a partículas con cargas eléctricas opuestas. En los lugares donde surgen juntas dos trazas iguales, girando en sentidos contrarios (por ejemplo abajo a la derecha), se ha creado un par partícula-antipartícula.

2.1 La naturaleza del mundo

Todo lo que compone el universo está formado por partículas inconcebiblemente pequeñas. La enorme complejidad que nos envuelve es, en realidad, el resultado de la combinación e interacción de unos pocos constituyentes fundamentales. Nuestros cuerpos están formados por diminutas moléculas que se hallan a su vez compuestas de unas minúsculas partículas a las que conocemos con el nombre de átomos (del griego «a – tomo», indivisible). Las reacciones que tienen lugar entre estos átomos y moléculas constituyen el reino de la química. La enorme cantidad de información que conforma un organismo no puede existir en la nada. Necesita un sustrato físico para su procesado y almacenamiento. Los seres vivos somos el resultado de complejas reacciones químicas, permitidas por estos constituyentes elementales con los que se transforma y almacena la información de la vida.

Aunque la idea de los átomos, como comentamos al inicio del capítulo, se remonta a Demócrito de Abdera, en la Grecia de hace 2400 años, el nacimiento de la química moderna se debe al trabajo del químico británico John Dalton, que postuló en el siglo XIX que todas las sustancias químicas conocidas entonces podían explicarse a partir de la combinación en proporciones sencillas de 26 átomos distintos e indivisibles. Se tenía la idea de que estos átomos eran una especie de «bolitas» o de figuras geométricas, y que las diferentes propiedades químicas se debían tal vez a su forma, que permitía que algunos átomos encajaran mejor con unos que con otros. A las sustancias que estaban formadas por un único tipo de átomo se las denominó elementos. Tal es el caso, por ejemplo, del oro.

Vamos a ir generando, poco a poco, un mapa de la realidad que vaya recogiendo la respuesta a la pregunta: «¿De qué está hecho el mundo?». Este es el primero:

Mapa I de la realidad

Con posterioridad se descubrieron más elementos químicos y se estudiaron sus propiedades. En 1869, cuando ya se conocían 62 elementos, el químico ruso Dimitri Ivánovich Mendeléiev descubrió que, si se ordenaban por su peso, aparecía un tipo de patrón y orden en dichas propiedades químicas. Mendeléiev ordenó los elementos en forma de tabla y publicó sus resultados. Con esta labor, creó una de las herramientas básicas para la comprensión del comportamiento de la materia, y sentó uno de los puntales de la química. Había establecido la tabla periódica que desvelaba la existencia de un orden oculto en la materia.

Mendeléiev había dejado algunos huecos en blanco en su tabla, correspondientes a elementos hipotéticos desconocidos. Según sus posiciones, tales elementos debían existir con una masa y unas propiedades químicas muy concretas. Sus teorías sobre la existencia de un orden en las propiedades de los elementos químicos fueron al fin aceptadas cuando se descubrieron tres de los elementos predichos por su tabla: el escandio, el galio y el germanio.

Pero ¿a qué se debe que exista esta regularidad, este orden en las propiedades de los átomos indivisibles? Pues, precisamente, a que éstos no son indivisibles. Los átomos están en realidad formados por partículas aun más pequeñas. Las primeras evidencias de la existencia de partículas más pequeñas que el átomo llegaron en 1897, cuando el físico J. J. Thomson, al investigar los recién descubiertos rayos catódicos, determinó que éstos, en realidad, estaban formados por partículas con carga eléctrica negativa y con una masa de tan sólo 9.1x10-28 g. Se bautizó a esta partícula con el nombre de electrón, del griego elektron, «ámbar», debido a la facilidad que tiene el ámbar de cargarse de electricidad al frotarlo. Un año antes, se había descubierto también la radiactividad: los elementos químicos radiactivos emitían tres tipos distintos de radiación, a las que, en un alarde de creatividad, llamaron alfa, beta y gamma, cada una de ellas compuesta por partículas muy energéticas y con propiedades distintas. Ambos fenómenos, la existencia del electrón y la radiactividad, levantaron la sospecha de que había algo dentro del átomo y de que no era en verdad indivisible.

La confirmación llegó en 1911. El físico neozelandés Ernest Rutherford, al estudiar cómo la radiación alfa era desviada por una fina lámina de oro, descubrió que la mayor parte de la masa de un átomo está concentrada en una minúscula región con carga positiva, el núcleo. El átomo tenía, por tanto, una estructura interna. Este núcleo es tan pequeño en comparación con el tamaño del átomo, que si tomáramos una pelota de fútbol (unos 30 cm de diámetro) como si fuera el núcleo, y un campo de fútbol como si fuera el átomo, para mantener la proporción entre ambos este campo de fútbol debería tener ¡30 km de largo! Mucho campo para tan poca pelota. Los electrones se hallarían girando alrededor de este núcleo como si de un microsistema solar se tratase. Para que se hagan una idea de lo extremadamente pequeños que son los átomos, podemos intentar responder de forma aproximada a la pregunta: ¿cuántos átomos, lector, forman su cuerpo? Los átomos se unen formando moléculas. La mayor parte de las moléculas que conforman nuestro organismo son de agua, cuya fórmula química es H2O. Es decir, cada molécula de agua está formada por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno, tres átomos en total. Un mol de agua pesa 18 g y está compuesto de 6x1023 moléculas, es decir: 1.8x1024 átomos. Si suponemos que usted está formado sólo por agua y pesa unos 70 kg, o lo que es lo mismo 7x104 g, entonces posee 7x1027 átomos. Un número escalofriante.

Ocho años después, Rutherford consiguió núcleos desnudos de átomos de hidrógeno. Como el hidrógeno era el átomo más ligero conocido, bautizó a este núcleo con el nombre de protón, del griego proteos que significa el primero. Hoy sabemos que el protón es una partícula de carga positiva y masa igual a 1.67x10-24 g. Un protón pesa por tanto 1836 veces más que un electrón. Se demostraba así que los átomos estaban compuestos, al menos, por dos tipos de partículas: por protones de carga positiva encerrados en un núcleo que era 105 veces menor que el propio átomo, y por electrones distribuidos alrededor del mismo. Las diferencias entre los átomos de los distintos elementos químicos se deben, tan sólo, a que cada uno tiene una cantidad diferente de protones. Además, las propiedades químicas de los átomos se deben, sobre todo, a los electrones que componen la zona exterior del átomo. Éstos se distribuyen por capas con una cierta periodicidad, lo que explica la periodicidad que descubrió Mendeleiev en las propiedades químicas de los elementos.

No obstante, la imagen del átomo no estaba completa. Si sólo se tenían en cuenta los protones y los electrones, la mayoría de los átomos parecían pesar, más o menos, el doble de lo esperado. Por ello, en 1920 Rutherford sugirió que el núcleo debía contener otra partícula, neutra, es decir, sin carga eléctrica y con una masa que fuera similar a la del protón. Bautizó esta hipotética partícula con el nombre de neutrón. Éste pasó del mundo de las hipótesis a la realidad cuando, en 1932, J. Chadwick fue capaz de determinar de forma experimental su masa: en efecto, era algo mayor que la del protón y el electrón juntos. Con el descubrimiento del neutrón quedaba completada la primera imagen en detalle del átomo. El átomo, este componente de la materia que, en un principio, se creía indivisible y fundamental, resultaba estar compuesto, en realidad, por tres tipos de partículas: el electrón, de carga eléctrica negativa, el protón, de carga positiva y el neutrón, sin carga. Actualizamos así nuestro mapa de la realidad:

Mapa II de la realidad.

2.2 Campos y partículas: una realidad virtual

Por tanto, estamos compuestos por átomos que, a su vez, están compuestos por partículas aun más pequeñas. Pero no acaba aquí la «particularidad» del mundo. Sabemos, por ejemplo, que la luz también está compuesta de partículas, unas partículas elementales llamadas fotones, que fueron propuestas por Einstein en 1905 en su trabajo sobre el efecto fotoeléctrico, y cuya existencia fue poco después demostrada por los físicos Hans Geiger y Walther Bothe. Materia y luz son, en última instancia, partículas.

¿Y qué podemos decir del resto? Por ejemplo, ¿qué pasa con las fuerzas que regulan el universo, con las interacciones que sufre la materia que nos compone? ¿Qué hay de la atracción magnética entre dos imanes o de la repulsión eléctrica entre cargas iguales? Por sorprendente que parezca, la gran revelación de la física actual es que todo en el universo está compuesto por partículas: incluso las propias fuerzas de la naturaleza. El universo, en última instancia, se reduce a simples partículas. O, mejor dicho, a campos de partículas.

La rama de la física que nos explica el comportamiento íntimo de fuerzas y materia se llama teoría cuántica de campos. Recibe este nombre porque muestra que unas entidades cuasimísticas llamadas campos cuánticos son las que tienen verdadera realidad en el universo. Las partículas no son más que manifestaciones, encarnaciones, de estos campos. Campo y partícula son dos caras de la misma moneda. Por ejemplo, existe en el universo un campo fotónico cuya manifestación son las partículas que llamamos fotones, y este campo existe en un lugar incluso cuando no haya fotones presentes en ese lugar.

Una analogía que puede ayudar a entender el difícil concepto de campo cuántico es imaginárselo como una serie de «compartimentos» que se mueven por el espacio. Cada compartimento tiene asignados, a modo de etiqueta, una serie de propiedades, distintas para cada campo. Así, los compartimentos del campo fotónico definen una serie de propiedades de masa, carga, etc. distintas a las de los compartimentos del campo electrónico. Estos compartimentos llenan de hecho todo el espacio del universo (por ello son un campo), y pueden estar vacíos o llenos. Podremos llenar algunos de estos compartimentos si suministramos energía al campo: por ejemplo, cuando el campo electrónico tenga la energía suficiente para que uno de estos compartimentos se llene de energía, obtendremos ¡un electrón! Esta analogía nos remite de lleno a la famosa ecuación de Einstein E = mc2, que nos dice que la masa es sólo un tipo de energía (no obstante, esta analogía no es del todo exacta, ya que los fotones reales no tienen masa a pesar de que sí energía). En el lenguaje de la teoría cuántica de campos, cuando decimos que en un lugar del espacio existe un campo cuyo valor es distinto de cero, estaremos diciendo tan sólo que allí existen partículas del campo. Y viceversa, si en un lugar del espacio no hay, por ejemplo electrones, diremos que el campo del electrón tiene allí un valor cero.

Por supuesto, no todos los campos que se pudiera uno inventar tienen permiso para existir. No se puede definir un campo cuyos compartimentos posean como etiquetas las propiedades de tener una masa de 5 kg, carga 17 veces la del electrón y, por ejemplo, una característica que nos vamos a inventar que llamaremos ecuanimidad positiva. Por más energía que suministremos al vacío, nunca surgirá una partícula con esas propiedades. En el universo sólo existen ciertos campos permitidos, es decir, sólo podremos encontrar ciertas partículas en nuestros experimentos.

Pero lo más curioso es que los compartimentos vacíos también tienen realidad y consecuencias. Estos compartimentos vacíos, estas partículas que podrían existir, pero que no llegan a hacerlo por falta de energía, reciben el apropiado nombre de partículas virtuales. Y resulta que las fuerzas de la naturaleza se transmiten a través del espacio mediante el intercambio de partículas virtuales del campo de fuerza.

2.3 Bosones: un mundo de fuerzas

Hoy sabemos que en el complejo zoo de partículas que compone el universo, como desveló Mendeléiev para los átomos, hay también un orden. Tan sólo existen dos grandes categorías de partículas elementales, que poseen propiedades complementarias: los bosones y los fermiones. Los bosones son las partículas que transmiten las fuerzas de la naturaleza, las que permiten las relaciones entre las otras partículas y en última instancia las reacciones químicas en los seres vivos, la fusión nuclear en las estrellas o que permanezcamos unidos a nuestro planeta.

Este es el caso del campo electromagnético, que se transmite a través del intercambio de unos bosones a los que llamamos fotones. De hecho, ¡las mismas partículas que componen la luz! La luz es por tanto, como demostró James C. Maxwell en su teoría electromagnética de 1873, una manifestación del campo electromagnético. Hoy día, el fotón es, sin duda, el bosón mejor conocido de todos. No obstante, remarquemos de nuevo una pequeña diferencia: el campo electromagnético se transmite mediante el intercambio de fotones virtuales (compartimentos vacíos) mientras que la luz está compuesta por fotones reales (compartimentos llenos). Estos fotones virtuales no se pueden detectar (si se detectan es que son fotones reales, luz), pero sí detectamos su consecuencia, que es la fuerza electromagnética. Y al revés, la luz (partícula real) no sirve para transmitir la fuerza electromagnética. Sin embargo los dos son manifestaciones del mismo campo electromagnético.

De igual forma, se postula que el campo gravitatorio se transmite mediante el intercambio de otro bosón, al que se ha bautizado con el nombre de gravitón (no encontrado de momento todavía). Además de estas dos fuerzas básicas, existen otras dos fuerzas más en el universo, que actúan sólo a nivel subatómico, a cortas distancias. Se las conoce por los nombres de fuerza nuclear fuerte, y fuerza nuclear débil o, de forma abreviada, por interacción fuerte e interacción débil. Estas dos fuerzas también están transmitidas por bosones, tres para la interacción débil, conocidos con los nombres de W+, W– y Z0, y ocho para la interacción fuerte, con el nombre genérico de gluones. Junto con la gravitación y el electromagnetismo, son las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza. Toda otra fuerza, como por ejemplo el rozamiento, se reduce a ellas.

Por otro lado, si los bosones son las partículas de las fuerzas, los fermiones son las partículas de la materia, son los constituyentes básicos del mundo material que nos rodea. Todas las partículas que forman nuestro cuerpo, los electrones, los protones y los neutrones, son fermiones. Son las partículas que «sufren» las fuerzas. Los fermiones intercambian de modo continuo entre ellos bosones virtuales y, de esa manera, se producen las fuerzas de atracción y repulsión. Sin embargo, al revés no ocurre: los bosones no intercambian fermiones. En este detalle esencial radica su diferente naturaleza.

Resumiendo la teoría cuántica de campos en dos líneas: todo está formado por partículas, o lo que es lo mismo, campos. Y sólo existen dos clases de partículas, los fermiones, que constituyen la materia, y los bosones, que componen las fuerzas básicas de la naturaleza. Apuntemos este nuevo mapa de la realidad:

Mapa III de la realidad.

Nuestro tercer mapa de la realidad es una respuesta seria a: «¿De qué está hecho el mundo?» y nos va a permitir acercarnos a resolver el gran enigma: «¿Por qué hay algo en vez de nada?». Hemos visto qué es la esencia de ese «algo» de la pregunta. Veamos ahora qué es ese «nada».

2.4 Rotura de simetría

¡Bienvenidos al origen del universo! Estamos en el instante inicial de un hoy sin ayer. Tiempo: 10-43 s, tiempo de Planck; menos de una septillonésima de segundo tras el Inicio de las cosas. En esta etapa, el universo es extraordinariamente simple: no existe ni materia, ni energía. Tan sólo un miserable e ínfimo espacio vacío, increíblemente deformado y plegado sobre sí mismo. Su tamaño es millones de veces más pequeño que el de un átomo: si viajáramos en línea recta por este espacio, volveríamos al punto de partida tras recorrer apenas 10-20 cm. Nos encontramos en la etapa llamada «falso vacío», el momento de mayor simplicidad del universo y punto de partida de nuestro viaje por el reino de la complejidad creciente. Ésta es, según la ciencia, la «nada» en la pregunta: «¿Por qué hay algo en vez de nada?». A partir de aquí el universo aumentó de forma continua su complejidad, a través de diferentes mecanismos, lo que permitiría, a la postre, la aparición de estructuras complejas como galaxias, planetas o seres vivos.

¿Qué había unos instantes antes? Hoy día, nuestros conocimientos científicos todavía no bastan para responder a esta pregunta. Antes del tiempo de Planck, el universo era tan extraño y diferente a nada que podamos estudiar en los laboratorios y aceleradores de partículas, que nuestra ciencia falla por completo. Ninguna de las leyes de la física que conocemos es aplicable a ese momento. El tiempo de Planck es el intervalo de tiempo más pequeño que se puede considerar con algún significado físico. No existe ningún proceso conocido que tenga una duración menor a ese intervalo. Pensar qué pudo haber antes de ese instante quizá no tenga siquiera un significado real. Es posible que antes del origen del universo no hubiera ni siquiera un «antes» ya que, por lo que sabemos, todo, incluido el propio tiempo, surgió en el Big Bang.

En las condiciones tan extremas que reinaban en el inicio del universo, no podemos aplicar las leyes cotidianas de la física. Ni siquiera la teoría de la gravitación de Einstein que hemos usado para describir la geometría global del universo es adecuada. En esos momentos iniciales, el comportamiento del universo estaba dominado por la física de partículas elementales. Mandaba la teoría cuántica de campos.

El universo en su origen no tenía nada, sólo un minúsculo espacio vacío. Pero si el universo primigenio era tan simple y sencillo, tan vacío y tan pequeño, ¿cómo hemos podido llegar al complejo universo que observamos en la actualidad? Muchos científicos piensan que este aumento espectacular de su complejidad se produjo mediante un mecanismo conocido como «rotura de simetría». La rotura de simetría es una transición muy frecuente en sistemas que pierden energía, o que se enfrían y, por lo general, viene acompañado de un cambio de fase y de un incremento de la complejidad del sistema. Un ejemplo ilustrativo clásico es el siguiente: supongamos un alfiler que se halla sometido a una fuerza vertical centrada sobre su eje de simetría, tal como se ve en la parte izquierda del siguiente dibujo:

Ejemplo de rotura de simetría: un alfiler se comba hacia una dirección privilegiada.

Éste es un sistema simétrico de alta energía y sólo tiene importancia la dirección vertical. En el plano horizontal no hay ninguna dirección privilegiada. En este estado, el alfiler ofrece una gran resistencia a la fuerza. Dado que los sistemas físicos tienden a situarse en estados de mínima energía, el alfiler pasará, mediante una transición, a un estado de menor energía. Como vemos en la parte derecha del dibujo, el alfiler se ha combado hacia un lado, ofreciendo, así, una menor resistencia, y perdiendo al mismo tiempo energía en la transición, en forma de energía cinética, ondas de sonido y calor. Sin embargo, el sistema es ahora asimétrico. El eje de simetría del alfiler ya no coincide con la dirección de la fuerza y ha aparecido en el plano horizontal una dirección privilegiada: la simetría inicial se ha roto al «decidirse» el alfiler a combarse hacia una de todas las posibles direcciones en la que se podría haber combado.

Algo similar ocurre durante la solidificación de un líquido, como el agua, al disminuir su temperatura. El estado líquido inicial es un estado simétrico: las moléculas del agua se mueven en todas direcciones y están en todas las orientaciones posibles, sin ninguna dirección privilegiada en el líquido. Pero en cuanto el sistema empieza a perder energía al bajar su temperatura, la energía cinética de las moléculas va decreciendo. Llega un momento en que esta energía de movimiento es tan baja que las moléculas empiezan a unirse unas a otras debido a las atracciones eléctricas mutuas (técnicamente, a los puentes de hidrógeno). Cuando el sistema llega a los cero grados centígrados, se produce un cambio de fase: las moléculas se alinean formando una estructura cristalina. Sus movimientos, salvo pequeñas vibraciones, se detienen. El sistema líquido ha sufrido un cambio de fase y ha pasado a ser sólido. Pero la red cristalina que se ha formado tiene ahora direcciones privilegiadas: los ejes de cristalización. El sistema en su inicio muy simétrico, donde todas las direcciones tenían la misma importancia: ha pasado a ser un sistema con unas pocas direcciones privilegiadas. Ha perdido, en resumen, simetría. Y al mismo tiempo, ha aumentado su complejidad, creándose una estructura (la red cristalina) a partir de un estado más uniforme.

No obstante, aunque es bastante frecuente, no es obligatoria una disminución de la temperatura para que se produzca una rotura de simetría. En el mundo gastronómico puede bastar, por ejemplo, con la decisión de un comensal. Imaginemos un caso habitual durante un banquete de boda: una mesa redonda con varios comensales invitados y a los cuales los camareros sirven el primer plato de la cena, colocando cada plato justo en medio de cada dos comensales. Con la mesa servida, cada comensal tiene a su disposición dos posibles platos, el de su derecha y el de su izquierda. Pero sólo uno es el suyo. Mientras la situación se mantiene así, el sistema mesa está en una situación bastante simétrica, en la que la mitad de cada plato podría estar asignado a cada comensal. Pero la realidad es que, mientras esta situación se mantenga, ninguno cenará. Hasta que en un momento dado, el estómago de uno de ellos hace que éste elija uno de los dos platos, digamos por ejemplo que el de su izquierda. Justo en ese instante, la simetría se ha roto, y todos los demás comensales se ven forzados a elegir el plato de su izquierda para comer. Desde el punto de vista matemático, ésta es una situación menos elegante y bella, pero sin embargo más útil, ya que ahora todos pueden comer.

En resumen, una simetría subyacente en un sistema nos da una mejor comprensión del mismo, y nos permite una mayor elegancia y sencillez en su explicación. Sin embargo, la situación simétrica, aunque bella, suele ser más estéril. La simetría, cuando se rompe, produce una mayor complejidad en el sistema y una mayor capacidad para hacer cosas útiles, como por ejemplo comer. Es decir, las roturas de simetría hacen el mundo interesante.

2.5 ¡Higgs, Higgs, hurra!

En el instante inicial de la formación del universo, existía la simetría más perfecta que podemos imaginar. Como veremos más adelante, los cuatro campos de fuerzas que existen en la naturaleza, en aquel momento eran iguales entre sí. Eran, en realidad, un único campo. Los diferentes campos fermiónicos también eran, en aquel entonces, idénticos. En el universo original existía una única fuerza y un único campo de fermiones. Ésa era la simetría original. Por tanto, siendo rigurosos, no es del todo cierto que no hubiera nada en el universo original, ya que existían los campos de esas partículas. Pero, en aquel instante, el valor de estos campos era cero. Y el estado en que el valor de un campo es cero se llama vacío. Es decir, existían los campos pero no había partículas reales de esos campos en el espacio, tan sólo contenedores vacíos. Nuestro universo tenía una cuenta corriente, pero sin fondos.

Como parece de sentido común, en el vacío la mayoría de los campos de partículas tienen su estado de mínima energía. Cuando el valor del campo es cero o, lo que es lo mismo, cuando no hay partículas del campo, la energía será mínima. De esta manera, conforme la energía de un sistema decrezca, por ejemplo porque disminuya la temperatura, las partículas del campo irán desapareciendo poco a poco hasta quedar tan sólo espacio vacío. Hemos dicho «la mayoría de los campos» de manera intencionada. El físico británico Peter Ware Higgs, teorizó en 1964 un campo bosónico llamado campo de Higgs, que tiene la peculiaridad de que su estado de mínima energía no se corresponde con el vacío (con el valor cero del campo), sino que justo en el vacío el campo tiene su máximo de energía.

De hecho, en este campo, no sólo el mínimo de energía no está en el cero, sino que existen infinitos mínimos posibles. Cuando el sistema se halla en uno de los posibles mínimos de energía, el valor del campo es distinto de cero y, por tanto, sí existen partículas de Higgs, llamadas bosones de Higgs. Esto es contraintuitivo en extremo: al contrario que lo que ocurre con otros campos de partículas, la ausencia de bosones de Higgs resulta más «incómoda» para el universo que su presencia. Para que, partiendo de un mínimo de energía, este campo vuelva a valor cero (es decir, para que partiendo de una situación con bosones de Higgs podamos volver al vacío, a que no haya partículas de Higgs) es necesario suministrar energía. Por ello, cuando la energía ambiente era muy elevada, como era el caso del universo nonato, el campo podía mantenerse sin problemas en su valor cero y tener un universo vacío, sin bosones de Higgs en el espacio. Pero si esta energía no es lo bastante alta...

2.6 ¡Expansión!

Volvamos al instante inicial del universo. Se halla en este momento a una temperatura inconcebiblemente alta: 1032 K. Sin embargo, por alguna extraña y hasta la fecha inexplicada razón, este universo primigenio tiene una pequeña tendencia a expandirse muy, muy despacio. Esta miniexpansión hace que el universo comience a enfriarse. A los 10-37 segundos después del Inicio de las cosas, la temperatura ha bajado hasta los 1027 K. Esta temperatura se corresponde con una energía promedio de 1015 GeV que, como veremos, es la energía a la que se unifican todas las fuerzas.

Puesto que no había nada al inicio, tampoco había bosones de Higgs. Así que el campo de Higgs se encontraba al principio en el cero, es decir, en su valor energético más alto. Al disminuir la temperatura del universo, en un momento dado este máximo se hizo inestable. Algo semejante a lo que le ocurre a una canica en lo alto de un gorro mexicano. La más minúscula desviación, la más pequeña fluctuación, hará que caiga rodando hasta el ala. En un momento dado, el campo de Higgs, que estaba situado sobre su valor cero, sufrió una minúscula fluctuación, se desestabilizó y «cayó» hasta uno de sus mínimos. La simetría original del campo se rompió y aparecieron los bosones de Higgs. La primera rotura de simetría de la historia (Apéndice II: Los campos de Higgs). La diferencia de energía que hay entre ambas situaciones, antes y después de la simetría, es enorme. El campo, que estaba en una situación de muy alta energía, pasa a estar en otra de muy baja energía. Como ocurría en nuestro ejemplo del alfiler, la diferencia de energía entre ambas situaciones se libera, en este caso en forma de una increíble cantidad de materia. De repente, el universo se llena de una cantidad inmensa, inconmensurable, de bosones de Higgs.

El minúsculo universo original se halla ahora tan lleno de bosones de Higgs que, sencillamente, no caben en él. La presión que producen tantísimas partículas en un espacio tan reducido hace que éste, el espacio, se tenga que expandir para darles cabida. Esta explosión de partículas aparecidas de la nada, y que obligan al espacio a que se expanda para hacerles sitio, es el origen del Big Bang. Éste es el auténtico punto de partida de la Creación tal como la entendemos hoy día.

Como explicamos antes, el espacio es como una sustancia infinitamente deformable. Supongamos que nosotros fuéramos un bosón de Higgs en el universo primitivo. El universo es tan pequeño y está tan curvado, que justo delante de mi nariz puedo ver mi propio cogote. Si alargara mi mano y rascara el cogote que tengo ante mí, notaría la sensación en mi cabeza. Supongamos que nos sintiéramos estrechos en un universo tan pequeño. Miro hacia mi derecha y puedo ver mi mano izquierda. Miro hacia mi izquierda y puedo ver mi mano derecha. En un momento dado decido juntar mis manos, pero no hacia dentro, como si fuera a orar, sino hacia fuera. Extiendo mi mano derecha hacia la derecha y la izquierda hacia la izquierda hasta que mis manos se unen, gracias a la enorme curvatura que posee el universo joven. Y ahora, de igual modo que actúa la presión de radiación de los bosones de Higgs, extiendo los brazos y empujo con fuerza hacia fuera. Y ¡oh, maravilla!, el universo cede, se estira con mis brazos para darme más cabida y, en el proceso, he alisado la fuerte curvatura del universo. He provocado el Big Bang.

Bosón de Higgs haciéndose sitio en el universo primitivo. Las dos líneas discontinuas son en realidad la misma. El universo está curvado sobre sí mismo.

2.7 ¡Inflación!

La teoría que describe el inicio del Big Bang a partir de la rotura de la simetría del campo de Higgs es conocida por el nombre de inflación, debido a que el universo se infla con la acción de los campos de Higgs. Se debe, en su forma original, al físico estadounidense Alan Guth, y en su forma mejorada al físico ruso Andrei Linde. Cuando se usan los modelos de Robertson-Walker aplicados a esta etapa del universo primitivo, observamos que la densidad de materia viene determinada por completo por los bosones de Higgs que, en ese instante inicial, es toda la materia que existe. Los campos de Higgs están cayendo hacia sus mínimos a la vez en todo el universo. La cantidad de bosones que hay en cada momento es máxima. Hay tantos como caben en el pequeño universo, y detrás hay más haciendo cola por aparecer. Se calcula que la densidad era del orden de 1059 veces la del núcleo atómico. Conforme la presión de radiación de los bosones va ensanchando el universo y creando más espacio, éste se va llenando con más bosones de Higgs, por lo que se mantiene siempre una concentración de bosones máxima. En términos físicos, se dice que el universo está saturado.

A partir de estas condiciones de saturación es fácil demostrar, mediante las métricas de Fridman-Robertson-Walker, que la densidad de materia de los bosones de Higgs cumplía justo la condición crítica para que el universo fuera plano. Y si el universo fue plano alguna vez, lo que se corresponde a un valor de la curvatura de k = 0, lo será siempre, ya que, como dijimos, la curvatura es una constante que no depende del tiempo. Por tanto, una de las predicciones de la teoría de la inflación es que el universo, en su conjunto, es plano y sin curvatura, es decir euclídeo.

Esta fase de enorme presión de los bosones de Higgs y de saturación del espacio provocó un crecimiento exponencial increíblemente acelerado del universo en un brevísimo lapso de tiempo (Apéndice II: La expansión inflacionaria). La energía de los campos de Higgs actuaba como una constante cosmológica, haciendo que el espacio se repeliera a sí mismo. En tan sólo 10-32 segundos, el factor de escala creció ¡1030 veces! En mucho menos de lo que nos cuesta parpadear, el universo pasó de tener el tamaño de una partícula subatómica a tener el tamaño de una naranja. Se puede decir que este rápido crecimiento del universo alisó tanto la curvatura del universo que lo aplanó.

Hacia el final de este periodo, la presión de radiación de los bosones de Higgs decreció, en parte porque ya encontraban «suficiente sitio» y en parte porque comenzaron a desintegrarse en partículas más ligeras y radiación. Esta etapa, en la cual el universo se convierte en una densa sopa de diferentes tipos de partículas, se llama fase de recalentamiento. Al crecer el universo, la densidad de materia disminuyó, con lo que la constante de Hubble dejó de ser constante y cesó el crecimiento exponencial. Los bosones de Higgs dejaron de actuar como constante cosmológica. Pero el enorme empujón que le proporcionó la inflación al universo fue tan grande que la expansión aún dura hoy en día. Tras la inflación, la gravitación comenzó a actuar como fuerza independiente y desde entonces, según parece, ha ido frenando poco a poco la expansión del universo.

Decimos «según parece» porque desde hace unos pocos años, el estudio de las galaxias más distantes sugiere que el universo está acelerando algo todavía. Al estudiar la distancia a estas galaxias, empleamos un nuevo tipo de luminaria distinto a las cefeidas, ya que esas galaxias son tan remotas que las variables cefeidas que puedan contener resultan invisibles desde la Tierra. Las luminarias que se emplean son las supernovas Ia, un tipo particular de supernovas que siempre tienen el mismo brillo, con lo que es posible calcular a qué distancia explotaron. Las estimaciones de distancia y velocidad de alejamiento de estas galaxias parece indicar que, en efecto, tras el Big Bang la expansión del universo fue frenando poco a poco por efecto de la gravitación pero que, hace unos 6 mil millones de años, algo comenzó a acelerar esa expansión. Los candidatos para ese factor acelerador parecen ser un resto de constante cosmológica proveniente de la inflación que no desapareció por completo, o una energía oscura (en todos los sentidos) del vacío, llamada «quintaesencia» que, para algunos, recuerda demasiado al éter del siglo XIX. De momento el debate sobre la posible aceleración actual del universo no está cerrado.

2.8 Una fuerza, varias fuerzas

La verosimilitud del relato que hemos ofrecido depende de la existencia del hipotético campo de Higgs, a la que se ha llamado de un modo extraoficial «la partícula de Dios». ¿Qué nos hace suponer que, en realidad, existe un campo con esas extraordinarias características? ¿No podríamos alegar que ha sido diseñado ad hoc por los teóricos para que cumpla esas fantásticas condiciones que explicarían el nacimiento del Universo, Big Bang? La respuesta es que no podemos achacar tal argucia a los teóricos. El campo de Higgs no se teorizó en sus inicios como un modelo para explicar el Big Bang: que a posteriori encajara de forma tan brillante como explicación cosmológica es, más bien, una de sus credenciales más importantes, si no la que más.

La verdadera finalidad por la que los teóricos especulan con los bosones del campo de Higgs es que explicarían por qué razón ahora existen cuatro fuerzas en la naturaleza en lugar de una sola. Los bosones habrían interferido con esa fuerza única que existía al principio de todo. Cuando la simetría del campo de Higgs se rompió, el universo se llenó de bosones de Higgs. La presencia de esos bosones interfirió con esa fuerza única y la descompuso en cuatro distintas, destruyendo la gran simetría original que existía, y haciéndose todo muchísimo más complejo. Numerosas pruebas de que existe en realidad esta unicidad básica la dan los aceleradores de partículas: en ellos encontramos que el comportamiento de las distintas fuerzas fundamentales se van asemejando conforme aumentamos la energía a la que trabaja dicho acelerador de partículas.

La rotura de la primordial fuerza única en cuatro no se hizo de una sola vez. Primero se separó la gravitación, luego la interacción fuerte y, más tarde, la interacción débil y la electromagnética. Hoy día, los detalles de cómo estas dos últimas fuerzas se separaron son bien conocidos en teoría cuántica de campos. Como demostraron en 1968 de forma independiente el físico paquistaní Abdus Salam y el físico estadounidense Steven Weinberg, la interacción electromagnética (que está mediada por un bosón sin masa, el fotón) y la interacción débil (mediada por tres bosones con masa, el W+, W- y el Z0) son, en realidad, una misma interacción, llamada electrodébil que se descompone en dos fuerzas en presencia de los bosones de Higgs. Cabe decir aquí, además, que, cuando los bosones de los campos de fuerza no tienen masa, el alcance de la fuerza es infinito (como es el caso del campo electromagnético), mientras que si los bosones mediadores tienen masa, la fuerza es de corto alcance, casi de contacto. La nueva fuerza unificada en un conjunto común de ecuaciones matemáticas, la interacción electrodébil, está mediada por cuatro bosones sin masa y es, por tanto, una fuerza de alcance infinito.

El mecanismo de desacoplamiento de la fuerza débil y electromagnética en las etapas tempranas del universo ocurrió, según la teoría anteriormente mencionada, de la siguiente manera: al disminuir la temperatura del universo, se rompió la simetría del campo de Higgs y cayó en uno de sus mínimos. Surgieron, de este modo, distintos tipos de bosones de Higgs. De ellos nos fijaremos en los cuatro de menos energía, que son los que afectaron a la rotura de la interacción electrodébil. Cuando estos cuatro bosones de Higgs interfirieron con el campo electrodébil, tres de ellos fueron «tragados» por tres de los cuatro bosones del campo electrodébil. De hecho, al ser tragados, los bosones del campo electrodébil se transformaron en bosones con masa, el W+, W- y el Z0, los responsables de la interacción débil. Por otra parte, nos restan un cuarto bosón de Higgs por un lado, y por otro un bosón del campo electrodébil sin carga ni masa: el fotón. Este proceso queda ilustrado de forma alegórica en la siguiente secuencia:

a) Al principio, el campo electrodébil está unificado y hay una simetría inicial. b) Se rompe la simetría en los campos de Higgs. c) Como consecuencia aparecen cuatro bosones de Higgs en el vacío. d) Tres de estos bosones interaccionan con tres de los cuatro bosones del campo. e) Los bosones de Higgs que interaccionan son «tragados» por los bosones del campo electrodébil y adquieren masa. e) Al adquirir masa, esos tres bosones dejan de tener alcance infinito. Se han convertido en un nuevo campo de corto alcance: la interacción débil. El otro bosón de campo que queda libre se convierte en el campo electromagnético.

Como ya dijimos, si los bosones que median los campos de fuerzas no tienen masa, el alcance de la fuerza es infinito. Pero si las partículas mediadoras tienen masa, la fuerza es de corto alcance. El hecho de que la simetría inicial se rompa dando tres bosones con masa por un lado, y uno sin masa por otro, es lo que hace que la interacción electrodébil se rompa en dos fuerzas distintas. Debido a que tres bosones han adquirido masa, su comportamiento es ahora muy diferente del que permanece sin masa. Éstos sólo pueden actuar ahora a muy cortas distancias, dejándole toda la responsabilidad de acción de alcance infinito al cuarto. A efectos prácticos, son ahora dos campos de fuerza distintos.

Uno de los éxitos del modelo de Weinberg y Salam de rotura de simetría mediante el campo de Higgs fue la predicción del valor de la masa de los tres bosones (W+, W– y Z0) encargados de transmitir la interacción débil. Las predicciones fueron de 83±2.7 GeV para los dos W y 93.8±2.2 GeV para el Z0. Cuando el modelo teórico fue desarrollado, aún no se había detectado ninguno de los tres bosones. El modelo no pasaba de ser un elegante ejercicio intelectual. Sin embargo, en 1983, un equipo internacional descubrió, en el Centro Europeo de Investigación Nuclear (C.E.R.N.), los tres bosones ¡con las masas predichas! (en concreto 81.1 GeV para los W y 94.0 para el Z0). Esto supuso el respaldo al modelo de unificación de la fuerza electromagnética y débil, y a la existencia de los campos de Higgs. Sin embargo, de momento el modelo de los bosones de Higgs es tan sólo teórico. No obstante, explica tan bien lo que observamos en la naturaleza que los físicos tienen la completa seguridad de que es totalmente cierto. Una de sus predicciones es la existencia de un bosón de Higgs libre, el cuarto bosón que no se combinaba con ninguna partícula de la interacción débil. El modelo de Weinberg y Salam proporciona también una cota superior a la masa de este cuarto bosón de Higgs que queda libre: ésta debe ser menor a 1.2x103 GeV. La investigación en los aceleradores de partículas está centrada en su búsqueda y detección, para validar de una vez una teoría que tiene todos los visos de ser correcta. Tanto que añadiremos en nuestro cuaderno el bosón de Higgs al mapa de la realidad, que resume lo que hemos visto hasta ahora:

Mapa IV de la realidad.

El principio antrópico y las constantes de la naturaleza

Hoy día, las masas de las distintas partículas elementales, la intensidad de las fuerzas fundamentales o los valores de las constantes de la naturaleza no están especificados por ninguna teoría. La teoría cuántica de campos no es capaz de determinar estas magnitudes pero, sobre el papel, es posible darles otros valores distintos, obteniendo así otras físicas en principio coherentes. No obstante, no todas esas posibles físicas alternativas serían igual de agradables para nosotros. Si por ejemplo, la fuerza electromagnética fuera mucho más fuerte, los electrones no rondarían en torno al núcleo sino que caerían en su interior; y la química tal como la entendemos no tendría existencia. Con que fuera sólo un poco más débil, los puentes de hidrógenos de la molécula del agua no existirían y ésta no sería un líquido, sino un gas. Una fuerza nuclear fuerte más débil haría que buena parte de los átomos fueran radiactivos y sólo los más ligeros se mantendrían estables. Si la fuerza de gravedad fuera más intensa, las estrellas serían mucho más pequeñas, arderían mucho más deprisa, y no daría tiempo a que se formara vida en los planetas. Por el contrario, si hubiera sido más débil, la expansión del universo no se habría conseguido frenar ni siquiera localmente, las galaxias se habrían disgregado y sólo habría estrellas sueltas en el universo. Etc. Parece que la menor modificación de las leyes de la naturaleza cambiaría de manera radical la realidad.

En los años 30, Paul Dirac, se dio cuenta de que existía una curiosa relación en la naturaleza: la intensidad del campo electromagnético frente a la del campo gravitatorio era igual al tamaño del universo observado frente al tamaño del electrón. Un número enorme del orden de 1039. Dado que el tamaño del universo crece con el tiempo, mientras que los demás valores son constantes, el cosmólogo Robert Dicke (del que hablaremos con detalle en el capítulo siguiente) pensó que esta igualdad encontrada por Dirac nos estaba indicando un momento particular en la edad del universo: el momento en que la evolución del universo puede permitir la existencia de observadores inteligentes. A Dicke le debemos, así, el primer enunciado del llamado principio antrópico: la vida sólo puede surgir y existir durante una cierta época en la edad del universo, justo cuando se cumple la igualdad descubierta por Dirac. La igualdad de esta ecuación es un requisito para nuestra existencia. Hoy día, a este enunciado se lo conoce con el nombre de principio antrópico débil (PAD) y en cierta forma es bastante razonable, ya que no podría haber seres racionales como nosotros en cualquier época de la evolución del universo: por ejemplo, no podrían haber físicos teóricos en una etapa tan temprana como la era inflacionaria. El universo tiene que desarrollar primero toda su complejidad para poder llegar a lo que hoy parece ser el sumum de la complejidad: la vida.

En 1973, otro cosmólogo, Brandon Carter, enunció una versión más dura de este principio, el llamado principio antrópico fuerte (PAF). Según Carter, no es sólo que nos enfrentemos a un problema de selección observacional (como parece sugerir el PAD), es que (como hemos visto) es necesario mantener las leyes y constantes de la naturaleza dentro de unos rangos muy limitados para conseguir que la vida pueda aparecer en el universo. La conciencia sólo es posible en un tipo especial de universo. En cierta forma, parece que la existencia de la conciencia fuerza a que el universo real tenga que ser éste y no otro. Éste es, por tanto, el enunciado del principio antrópico fuerte: las leyes del universo deben ser tales que permitan la existencia de observadores.

El PAF, rayano casi en la religión, desató casi a partes iguales el más fuerte rechazo y la más ferviente acogida dentro de la comunidad científica, y hoy día sigue siendo un punto de debate caliente en cosmología. En este debate destacaremos una postura (no queda muy claro si a favor o en contra del PAF) que defiende que, sencillamente, el universo no puede ser de otra forma. Aunque parezca (como decíamos a principio de este apartado) que podríamos ajustar a mano los valores fundamentales de la naturaleza, para obtener una física diferente coherente, según esta postura, ello no es cierto. Aunque nuestra física no sea capaz de demostrarlo todavía, cualquier otra elección de los parámetros daría una contradicción en algún punto. Este universo es la única posibilidad coherente que hay y, por ello, no puede haber otro. Un enunciado que suena mucho al famoso aforismo de Leibnitz: «Nuestro mundo es el mejor de los mundos posibles».

Por otro lado, los últimos descubrimientos sobre emergencia de la complejidad en sistemas restan credibilidad a la versión fuerte del principio antrópico. Hoy día sabemos que podemos diseñar sistemas muy extraños y exóticos, con leyes inventadas que no tienen ningún punto en común con la realidad y en los que, no obstante, por donde menos se lo espera uno, surgen estructuras complejas no imaginadas a partir de las leyes básicas que definen estos sistemas. Un ejemplo típico de estos sistemas es «el juego de la vida», diseñado por el matemático británico John Conway en 1970. El juego de la vida es un sistema matemático definido mediante un tablero de unidades lógicas llamadas autómatas celulares. El valor de un autómata celular en un momento dado depende del valor de los autómatas vecinos en el instante anterior, según unas reglas de juego muy básicas. Lo sorprendente de este sistema es que, a partir de estas reglas tan básicas, surgen complejas estructuras con capacidad para moverse por el tablero, reproducirse... Lo más inesperado de todo es que este mundo artificial creado con lápiz y papel tiene capacidad de computación: se pueden definir en él estructuras análogas a las puertas lógicas de nuestros ordenadores, y diseñar un circuito que funcione, trabajando sólo con las reglas básicas del juego de la vida. En cierta forma, esto es análogo a lo que ocurre en nuestro mundo: ¿podría alguien, a partir tan sólo de las propiedades de las partículas elementales aquí explicadas, deducir la existencia de las galaxias, de los volcanes, de la evolución darwiniana, del comportamiento social? Es imposible: es una complejidad emergente del sistema que no es posible deducir a partir de sus componentes. Algo similar podría ocurrir con el PAF. ¿De verdad estamos tan seguros de que un universo con otras leyes físicas y otras reglas del juego imposibilitaría la aparición de vida? ¿Qué tipo de estructuras, del todo insospechadas por nosotros, podrían darse en otros universos distintos?

Por último, existe todavía un punto más a tener en cuenta en este debate. Si bien es muy especulativo, desde el punto de vista intelectual resulta muy estimulante. La ecuación de Dirac puede tener otra interpretación, que es de hecho la que le dio el propio Dirac: la igualdad entre ambas proporciones siempre se da, y dado que el tamaño del universo crece de modo continuo, la única solución es que las constantes de la física no sean constantes. La fuerza electromagnética y la fuerza gravitatoria deben cambiar con el tiempo a lo largo de la historia del universo para que se dé siempre esa igualdad. Hoy día existen grupos de investigadores, como el encabezado por el astrónomo John Webb en Australia, que trabajan de lleno en la posibilidad de un cambio con el tiempo del valor de las constantes de la naturaleza, e incluso se ha sugerido la posibilidad de que la velocidad de la luz esté disminuyendo. Esto quizá no sea del todo tan descabellado como podría parecer en un principio, ya que sabemos que el espacio se está expandiendo con el tiempo. Sabemos que un material elástico cuando se expande cambia sus propiedades, entre ellas la velocidad a la que el sonido lo atraviesa. Y si, en cierta forma, el espacio se comporta como un medio infinitamente elástico que, en su expansión, arrastra a las galaxias, no queda del todo claro si un vacío muy expandido (como el espacio intergaláctico en la actualidad) tiene exactamente las mismas propiedades que otro menos expandido (como el espacio intergaláctico de hace 6 mil millones de años), o si de alguna forma su naturaleza se «diluye» con la expansión. Se ha postulado que, en efecto, sea la expansión del vacío la que cambie la naturaleza de las constantes; por ejemplo, que la velocidad de la luz decrezca de forma inversamente proporcional a cómo aumenta el factor de escala del universo. Por cierto, que una variación así podría explicar los resultados sobre la aceleración de la expansión del universo de los que hablamos antes, sin necesidad de echar mano de una constante cosmológica o de energía oscura: no sería la expansión la que se aceleraría, sino la velocidad de la luz que nos trae esa información la que disminuiría.

No obstante, y a pesar de que los aceleradores de partículas ya nos indican que la intensidad de las fuerzas cambia, de hecho, con la energía, abrir la posibilidad de que las constantes de la naturaleza no sean constantes sería como abrir la caja de Pandora, pues toda nuestra ciencia está fundamentada en la constancia de las constantes. Todos los conocimientos que con tanto esfuerzo le robamos al universo sobre su evolución, al estudiar las galaxias lejanas, tal como eran hace miles de millones de años, asumen que aquellas galaxias, en aquella remota época, se comportaban siguiendo las mismas leyes de la naturaleza que las actuales. La cosmología actual, el modelo del Big Bang que será el tema de nuestro próximo capítulo, también se basa en este supuesto, por lo que, claro está, existe una fuerte oposición dentro de la ciencia contra esta especulación. Sin duda, si algún día dejara de ser una especulación para probarse cierta, nos hallaríamos ante un nuevo cambio de paradigma científico.

2.9 Antimateria: el universo negativo

En la década de los veinte, el físico británico Paul Adrien Maurice Dirac logró incluir el principio de la relatividad de Einstein en las ecuaciones de la mecánica cuántica. Como resultado de esta fusión, obtuvo un nuevo sistema de ecuaciones que permitía describir las partículas elementales con mayor exactitud. Sin embargo, este nuevo sistema de ecuaciones guardaba una sorpresa: no tenía una única solución, sino dos. Una de las soluciones correspondía a la materia que conocemos. Pero la otra ¡no se correspondía a nada conocido! Describía un nuevo tipo de materia que tenía las mismas características físicas que la materia ordinaria: misma masa, tamaño, vida media, comportamiento... Todas las características a excepción de su carga eléctrica, que era justo la contraria. Con las ecuaciones de Dirac ocurría lo mismo que ocurre con la ecuación x2 = 1; tiene dos posibles soluciones, x = +1 y x = -1. Dirac no desechó la segunda solución, sino que predijo, en un acto de fe en las ecuaciones, la existencia de un nuevo tipo de materia: la antimateria. La materia ordinaria se correspondería con el signo más, y la antimateria se correspondería con el signo menos. Cada campo cuántico parecía tener así dos tipos complementarios y opuestos de «contenedores».

La predicción hecha en 1928 se vio confirmada poco después, en 1932. El físico estadounidense Carl Anderson detectó, en su dispositivo experimental, una partícula cuyo comportamiento era en todo igual al que tendría un electrón que tuviera carga eléctrica positiva. Había sido detectado el antielectrón, más conocido hoy en día como positrón. Su descubrimiento multiplicaba de repente por dos el zoo de las partículas elementales. Cada partícula de materia tiene su correspondiente antipartícula, que es idéntica a ella en todo salvo su carga, que es justo la contraria. La excepción la constituyen algunas partículas sin carga, como el fotón o el bosón Z0, que son, al mismo tiempo, su propia antipartícula. En nuestro mapa de la realidad, el número de partículas se multiplica también por dos:

Esta analogía +1/-1 partícula/antipartícula va más lejos aún. Cuando sumamos las dos soluciones de la ecuación x2 = 1, es decir, cuando sumamos +1 y – 1, el resultado es cero. Las dos soluciones se anulan entre sí. Exactamente lo mismo ocurre cuando se suma materia con antimateria. Cuando un electrón se encuentra con un positrón, ambos se desintegran. Tan sólo queda como residuo energía: un chorro de fotones cuya energía total es igual a la masa que tenían las dos partículas antes de desintegrarse, demostrando la magia de la equivalencia entre masa y energía predicha por Einstein. Hoy día, los físicos han aprendido a invertir este proceso. Suministrando una gran concentración de energía al vacío, crean pares de partícula-antipartícula. Es decir, inyectan energía al vacío y llenan los contenedores vacíos del campo cuántico. Pero las reglas del juego cuántico establecen que estos contenedores sólo se pueden llenar de energía en pares de partícula y antipartícula: siempre se crean al mismo tiempo partículas y sus correspondientes antipartículas. Como veremos, este proceso de creación de materia-antimateria de la nada a partir de energía era moneda de cambio corriente en el universo primigenio.

Mapa V de la realidad.

2.10 El zoo de la materia

Unas secciones atrás, vimos que la materia de la que estamos compuestos estaba formada por átomos, los cuales, a su vez, están formados por partículas fermiónicas llamadas electrones, protones y neutrones. Pero éste no es el final de las muñecas rusas encajadas: estas partículas están compuestas, a su vez, por otras partículas aun más pequeñas. Esos fermiones de los que están hechos los protones y los neutrones se llaman quarks. Recibieron este nombre del físico estadounidense Murray Gell-Mann, quien teorizó sobre su existencia en 1963. El nombre lo tomó de la obra Finnegans Wake («Finnegans despierta») del escritor irlandés James Joyce. En la novela puede leerse la frase «... three quarks for Muster Mark...» que viene a significar algo así como «que le den dos duros a Muster Mark». A Joyce le gustaba jugar con las palabras, y quark era una palabra sin significado inventada por él. Gell-Mann adoptó ese nombre debido a que su modelo original postulaba la existencia de tres quarks (hoy sabemos que son seis). El modelo de quarks fue postulado de forma independiente por el físico estadounidense George Zweig. Su propuesta original llamaba a estas partículas «ases», como la familia de dioses escandinavos a la que pertenecían Thor y Odín (o como las cartas de la baraja), pero el nombre no prendió tanto en la comunidad científica como el de «quarks». Prácticamente todo el crédito fue a parar a Gell-Mann, lo que demuestra que en ciencia el marketing también funciona.

Los quarks sí son un «fondo» de la materia. Son fermiones realmente elementales y no están compuestos por nada. De hecho, son puntuales, no tienen tamaño, aunque en el mundo cuántico un punto no tiene el mismo sentido que en matemáticas. Estas partículas podríamos decir que están envueltas en una nube de partículas virtuales e incertidumbre que las dota de una cierta borrosidad. Sabemos que existen tan sólo seis quarks. Los nombres con los que se los ha bautizado son bastante peculiares. Son: arriba, abajo, extraño, encanto, fondo y cima y sus abreviaturas son, respectivamente, u, d, s, c, b y t, de las iniciales de sus nombres en inglés. Sin embargo, estos nombres no hacen referencia a ninguna cualidad real que tengan estos quarks, son meras etiquetas. El motivo de sus nombres proviene del intento fallido de algunos físicos por hacer más accesible la física de partículas al público.

Tan sólo los quarks más ligeros, el quark arriba y el quark abajo, tienen importancia en nuestro mundo cotidiano. Son los quarks de los que están compuestos los protones y neutrones. El protón es una combinación de dos quarks arriba y uno abajo (usando sus abreviaturas, uud) y el neutrón, de dos quarks abajo y uno arriba (udd). Estos dos quarks (junto con el electrón, del que ahora hablaremos) son en realidad todo lo que se necesita para construir el mundo que nos rodea. El resto de quarks parece que «sobran». Además del protón y del neutrón, existen muchas otras partículas exóticas, de existencia muy breve, que están compuestas por otras combinaciones de quarks. Todas esas agrupaciones están siempre formadas por conjuntos de dos o de tres quarks. Las primeras reciben el nombre de mesones y las segundas de hadrones. No pueden existir agrupaciones con más o con menos quarks.

¿Y qué pasa con los electrones? ¿De qué están compuestos? Resulta que de nada. El electrón no está formado de quarks, sino que es una partícula elemental, puntual y sin tamaño, como los propios quarks (si bien la borrosidad cuántica parece darle una especie de «tamaño» minúsculo, del orden de 10-24 m. Pero es un efecto del principio de incertidumbre cuántico). El electrón es otro de los «fondos» de la materia. Pertenece a una segunda familia de fermiones, llamada leptones (del griego leptós, sutil, ligero, debido a su baja masa). Son muy parecidos a los quarks. La mayor diferencia que hay entre ellos es que los quarks no pueden existir en solitario, sino sólo en agrupaciones de quarks, mientras que los leptones sí existen por sí solos. Ello es debido a que los quarks sufren la interacción fuerte y los leptones no. Esta interacción, que es la más intensa de las cuatro interacciones básicas de la naturaleza, es tan poderosa que hace que los quarks no puedan separarse unos de otros y solo puedan existir en forma de agregados.

Tabla de clasificación de los quarks. Las diferencias en masa han sido representadas con tamaños diferentes

Hay una sorprendente analogía entre quarks y leptones; como los quarks, existen seis leptones y sólo seis. Además del electrón, hay otros cinco leptones que, sin embargo, apenas intervienen en el mundo que nos rodea. Dos de estos otros leptones, tienen carga eléctrica negativa como el electrón: son el muón y el tauón. Son idénticos en todo al electrón; tan sólo se diferencian de él en que tienen mucha más masa (se los suele describir como «electrones gordos»), y en que son inestables y acaban desintegrándose en electrones: como regla general, cuanta más masa posee una partícula, más inestable es; las partículas de menos masa de cada familia son estables.

Tabla de clasificación de los leptones. Las diferencias en masa han sido representadas con tamaños diferentes.

Cada leptón cargado está a su vez emparentado con otro leptón sin carga que se llama neutrino. Así, tenemos el neutrino electrónico, que está emparentado con el electrón, el neutrino muónico, y el neutrino tauónico. El parentesco consiste en que cuando en una reacción se forma un leptón cargado, también se suele formar al mismo tiempo su neutrino correspondiente. Tan sólo los dos primeros leptones, el electrón y el neutrino electrónico, tienen importancia real en el mundo. Los otros leptones casi no intervienen.

Los neutrinos tienen una masa en extremo pequeña, unos 2 millones de veces menor que la del electrón. Se especulaba incluso que tuvieran masa nula, pero los recientes resultados del detector de neutrinos SNO (Sudbury Neutrino Observatory) situado en Sudbury, Canadá, han demostrado que los neutrinos tienen una masa, aunque sea muy pequeña. El neutrino electrónico posee una masa del orden de 0.02 eV. La suma de las masas de los tres tipos de neutrinos es menor que 8.4 eV.

Dado que los neutrinos tampoco tienen carga eléctrica, son muy difíciles de detectar. Las únicas fuerzas que les afectan son la interacción débil y la gravitación. Por ese motivo son capaces de atravesar kilómetros y kilómetros de materia sin interaccionar con ella. De hecho, nuestro planeta es atravesado cada segundo por billones de neutrinos y tan sólo una minúscula fracción de ellos, uno de cada cien millones, es detenido. Para conseguir detener a la mitad de ellos, necesitaríamos una pared de plomo con un grosor que fuera desde aquí hasta la estrella más cercana.

Todo este zoo de partículas produce la horrible sensación de exceso teórico. Sin embargo, como vimos, el modelo de Weinberg-Salam de la interacción débil predijo correctamente la masa que debían tener los bosones W+, W- y el Z0, antes incluso de que se detectaran. De la misma forma, la existencia de los quarks más pesados, fondo y cima, fue predicha mucho antes de su detección. En 1977 se confirmó la existencia del quark fondo. El quark cima tuvo que esperar hasta hace poco para ser descubierto, en 1994, en el acelerador del Fermi National Accelerator Laboratory (más conocido por Fermilab), en Batavia, Estados Unidos. 

En resumen, tenemos que los fermiones, las partículas de la materia, se dividen en dos familias, quarks y leptones, cada una compuesta de seis miembros. En ambos grupos, sólo los dos primeros miembros forman parte activa de nuestro mundo cotidiano, y tienen un papel en el mundo de la química, la mecánica, las corrientes eléctricas, etc. en definitiva, en todo lo que tiene relación con la vida. El resto parece estar de más. Pero la teoría cuántica de campos, que describe este mundo de lo más pequeño, basa la naturaleza en simetrías internas que hacen necesaria (inevitable, de hecho) la existencia de esas otras partículas exóticas para que estas primeras puedan tener realidad. En cierta forma, somos hijos de la simetría.

Con esto hemos llegado hasta el fondo. La realidad, tal como la conocemos hoy día, queda resumida en el siguiente mapa:

Mapa VI de la realidad.

Cuaderno de bitácora

Los últimos descubrimientos de la física nos han desvelado «la naturaleza de las cosas», un mundo compuesto en su totalidad por campos cuánticos que se manifiestan como partículas. El mapa VI es la respuesta que da la ciencia a la pregunta con la que empezamos el capítulo: «¿De qué está hecho el mundo?». Una respuesta compacta que le invitamos a imprimirse en una camiseta. Hemos llegado a ella recorriendo un largo camino desde la noción de átomo hasta la de quark.

A lo largo del viaje hemos visitado el punto de partida del universo para responder a otra gran pregunta «¿Por qué hay algo en vez de nada?». La responsable fue la rotura de la simetría fundamental que reinaba en el vacío primordial. El bosón de Higgs, con su extraño comportamiento, es la respuesta, el abracadabra que hizo que de la nada surgiera todo, la responsable de la rotura de las cuatro fuerzas del universo y de su expansión inflacionaria. No es extraño que la denominen «la partícula de Dios».

Apuntes tecnológicos:

Aceleradores

En el antiguo Egipto, hace casi 5000 años, un faraón llamado Dyeser construyó un edificio piramidal como última morada y credencial de su grandeza en la Tierra. Atravesar el puente entre la vida en la tierra y el más allá debía desvelar los misterios de la existencia humana. Sus sucesores rivalizaron durante 2000 años en la construcción de colosos cada vez más gigantescos en una carrera en la cual se arañaba, una y otra vez, el límite de la ingeniería del momento.

Hoy los grandes faraones del conocimiento científico habitan grandes aceleradores de partículas tratando de hallar respuestas a preguntas básicas alrededor del origen del universo o la estructura de la materia. Al igual que nuestros antepasados egipcios, cada nueva construcción en los últimos cincuenta años plantea un reto en la frontera de la tecnología.

Todo comenzó cuando el británico Joseph J. Thomson, en 1897, ideó un primitivo acelerador de rayos catódicos que llevó al descubrimiento del electrón, la prueba fehaciente de que el átomo era divisible. Eso le valió el premio Nobel en 1906. Posteriormente, en 1919 Ernest Rutherford, el hijo de un carretero neozelandés, experimentó haciendo colisionar haces de partículas alfa (núcleos de helio) con átomos, viendo que se generaban así núcleos de hidrógeno: el protón. El descubrimiento del protón no le aportó el Nobel, quizá porque lo había obtenido once años antes en química, pero quedó claro que acelerar partículas para hacerlas chocar iba a dar mucho juego en física y además era un excelente pasaporte a la obtención de este premio.

Mientras el mundo entraba en depresión, Ernest Lawrence ideó un original mecanismo para acelerar partículas. Utilizando la propiedad de que una partícula cargada en movimiento, al ser sometida a un campo magnético sigue una trayectoria curva, observó que podía conseguir sin dificultad que ésta trazara una circunferencia. Construyó unos electrodos semicirculares y los dispuso enfrentados y separados e indujo una tensión alterna. En este ingenio sometido a un campo magnético externo constante, la partícula cargada se movía en círculo, y aumentaba su velocidad y energía cada vez que saltaba de un electrodo a otro, describiendo una circunferencia de radio cada vez mayor. Una vez las partículas habían llegado al límite del confinamiento chocaban contra un blanco en el detector, en aquella época una cámara de niebla, donde se registraban los efectos de las colisiones. Como curiosidad valga mencionar que el primer prototipo de ciclotrón tenía sólo 10 cm de diámetro y aceleraba protones con energías de decenas de keV y que, unos pocos meses después, en febrero de 1932, conseguía alcanzar 1 MeV con tan sólo 30 cm de diámetro. Lawrence, claro, obtuvo el Nobel por ello.

Los experimentos mostraron que, a medida que se aumentaba la energía, aparecían más y más partículas subatómicas que en vez de ofrecer respuestas planteaban nuevas preguntas. Pronto se quedó obsoleto el ciclotrón, cuyo límite se sitúa en los 25 MeV, siendo sustituido por el sincrotrón. Edwin McMillan construyó el primero en 1952 en el Brookhaven National Laboratory de Nueva York y marcó un hito al superar la barrera del GeV en un anillo de 18 m, alcanzando velocidades cercanas a la de la luz.

Así como el ciclotrón acelera las partículas en su seno manteniendo un campo magnético constante, el sincrotrón mantiene a las partículas en su trayectoria circular de radio constante a base de aumentar el campo magnético en el instante en que se produce la aceleración de la partícula y la ganancia de energía. El aumento de velocidad tiende a llevar la partícula a una trayectoria de radio mayor, y el aumento de la intensidad del campo magnético tiene un efecto contrario, por lo cual un sincronismo preciso es esencial para no perder el haz.

Los ciclotrones y sincrotrones son útiles para acelerar protones pero no para los electrones, que por el hecho de girar pierden energía y no pueden ser acelerados de este modo más allá de los 7-10 GeV. Para ellos, se inventaron los aceleradores lineales cuyo mejor ejemplar es el Stanford Linear Accelerator Centre de 3.2 km de longitud que produce energías de 60 GeV.

En la práctica, las únicas limitaciones conocidas para crear una máquina que produzca mayores energías son la longitud del anillo o del tubo y el coste de su construcción y componentes. Pero eso era menos importante para estos «faraones» que los misterios por descubrir y se empezaron a construir aceleradores por doquier, cada uno más grande que el anterior. La Unión Soviética construyó en 1957 un gran acelerador en Dubna, cerca de Moscú, superado tres años después por el sincrotón de protones de 600 m de perímetro del CERN. Le siguieron el Stanford Linear Accelerator de California, el Fermilab, cerca de Chicago, y tantos otros. A medida que nuevos centros nacían, los existentes se hacían mayores sin reparar en gastos. La primera gran llamada de atención que señalaba el fin de esta locura constructora fue la cancelación en 1993 por parte del Congreso americano —después de invertir más 6000 millones de dólares— de un súper acelerador en Waxahachie, Texas, que habría hecho colisionar haces de protones en un anillo de 87 km con energías de hasta 20 TeV por haz.

Vista aérea del CERN con la localización del LHC marcada con un gigantesco círculo.

El CERN posee en estos momentos (2009) el anillo acelerador más potente del mundo, gracias al acuerdo que alcanzaron muchos gobiernos para concentrar la inversión en un único centro. Fundado en 1960 por doce países europeos en un alarde de consenso, hoy día recibe fondos de Europa, EEUU, Japón, Canadá, Rusia, India e Israel. A lo largo de los años, los 600 m iniciales fueron sustituidos por 6.5 km en la década de los 70, y en 27 km de túneles bajo tierra cuando, en 1989, se inauguró el LEP (Large Electrón Positron Collider), a caballo entre Francia y Suiza, que costó 800 millones de euros.

El último coloso ya ha sido construido: con el objetivo de disminuir costes, ha sustituido al LEP en su anillo y ya está en funcionamiento. En el LHC (Large Hadron Collider) dos protones al chocar adquieren energías de 14 TeV, 100 veces más que en el Tevatrón del Fermilab. Las partículas se mueven dando vueltas en un tubo circular de aluminio envuelto en plomo a bajas temperaturas, donde se ha hecho un vacío casi perfecto.

Los haces son marcialmente mantenidos en trayectoria circular por 1232 electroimanes de 15 m de largo formados por cables superconductores que demandan corrientes de 12 000 A. El sistema está refrigerado con helio líquido a 2 K. Los detectores registran más de 1000 millones de colisiones por segundo, que generarán una tasa de aciertos de entre 10 y 100 por segundo. El flujo de datos anual superara el millón de Gbytes.

El objetivo es situarse a una billonésima de segundo del Big Bang y comprobar qué pasó. Los científicos creen que ahí se encuentra la respuesta a la búsqueda del escurridizo bosón de Higgs, anticipado desde hace años por la comunidad de físicos teóricos, y desean comprobar también las teorías de supersimetría.

En los últimos 100 años, la física de partículas ha consagrado más de 30 nuevos faraones de la ciencia con un Nobel, por mejorar el conocimiento de lo más elemental, dándoles vida después de la muerte. Algunos han detectado nuevas partículas, otros las han predicho a partir de aventuradas hipótesis, y un tercer grupo han ideado dispositivos que han permitido dar un paso más. El LHC es un ingenio colosal destinado a dar respuestas a las preguntas sobre nuestros orígenes y seguro que será la pirámide de futuros faraones Nobel.

Capítulo 3

El Big Bang

La rotura de la simetría fundamental que reinaba en el vacío primigenio marcó el punto de partida del universo. Fue en ese momento cuando se crearon el espacio y el tiempo, el escenario y el desarrollo argumental del universo. ¿Qué ocurrió justo después de este inicio? ¿Y qué influencia tuvo en su posterior evolución? En este capítulo contaremos la historia del Big Bang. Sabremos por qué vivimos en un universo de materia y no de antimateria, y veremos los primeros estadios de la evolución química del mismo: la aparición de los primeros átomos, algunos de los constituyentes básicos de la vida.

Representación artística del Big Bang. Pero en realidad, fue el espacio en sí el que surgió en el Big Bang y comenzó a expandirse. No existe por tanto ningún lugar en el universo que se pueda considerar el centro de la explosión: el Big Bang ocurrió en todo el universo al mismo tiempo.

3.1 Espacio y tiempo

Tras la rotura de la simetría inicial del universo y la emergencia de inconmensurables bosones de Higgs en el vacío primordial, el universo se expandió a un ritmo alocado durante la fase inflacionaria de la que hablamos en el capítulo anterior. Como indicamos, éste fue el verdadero punto de partida del Big Bang. Tras la inflación, el universo pasó por diferentes fases, que tuvieron crucial importancia para etapas posteriores y que serán el tema de este capítulo. En definitiva, vamos a contarles la historia del Big Bang. Y para no perdernos, marcaremos los hitos más importantes en un mapa que nos acompañará a lo largo del capítulo. Éste será el primero, y resume lo sucedido hasta la entrada en escena de los bosones de Higgs:

Historia del Big Bang: mapa I.

Pero, junto con la rotura de simetría, aparecieron dos magnitudes fundamentales que damos siempre por sentadas, y que sin embargo son requisitos básicos indispensables para la existencia de seres vivos: las tres dimensiones espaciales de nuestro universo, donde existen las cosas, y el tiempo, que permite que haya procesos. Ambos, el espacio y el tiempo, aparecieron con el universo.

Como ya se dijo, no queda claro que tenga sentido hablar de un «antes» de que el tiempo iniciara su andadura. La teoría de la relatividad general de Einstein sobre el espacio y el tiempo se vuelve delirante en las circunstancias de enorme deformación espaciotemporal y densidad de energía, que existían en el inicio del universo. Por otro lado, a pesar de que sabemos medirlo y entender sus fenómenos relativistas, en la actualidad está abierto todavía el debate físico sobre cuál es la verdadera naturaleza del tiempo. Hay varias escuelas de pensamiento en lidia. Tan sólo vamos a apuntar las ideas de una de ellas: no es el tiempo el que permite la existencia de procesos, sino que es la posibilidad de que haya procesos la que crea el tiempo.

En el momento previo a la rotura de simetría de los campos de Higgs, el universo está vacío y sin cambios. ¿Tiene por tanto sentido hablar del transcurrir del tiempo en unas circunstancias en las que resulta por completo indistinguible un instante del siguiente? Para que el tiempo «empiece a correr» es necesario que pasen cosas, que haya una diferencia mensurable entre distintos instantes. En cuanto comienza el Big Bang, hay una clara diferencia entre un momento y otro: el universo es cada vez más grande, la temperatura del mismo es cada vez menor, aparecen partículas que evolucionan. La entropía comienza a aumentar. El tiempo cobra un sentido y empieza a correr. Según este enfoque, el transcurrir del tiempo requiere memoria, que se pueda de alguna forma almacenar información en la estructura del universo, lo que es imposible en la nada absoluta, y por ello, desde un punto de vista físico, no tiene en realidad sentido hablar de tiempo en un universo diminuto, vacío y constantemente igual a sí mismo.

Y en cuanto al espacio: ¿por qué tres dimensiones? Hay ciertas teorías físicas, conocidas en su conjunto como teorías de supercuerdas, que intentan unificar la física cuántica con la gravitación einsteiniana. No hablaremos de ellas en este libro, debido a su complejidad y a que de momento son muy especulativas, aunque sí mencionaremos que estas teorías predicen, en su modelo más sencillo, un universo con al menos ¡9 dimensiones espaciales! (otras llegan a la friolera de 25). En principio, no hay ninguna dificultad en concebir espacios con más de tres dimensiones. Matemáticamente hablando, tan fácil es trabajar con tres dimensiones, como con nueve, o incluso con espacios de infinitas dimensiones. El problema está en que en el universo real sólo vemos tres. Dada la absoluta discrepancia de estos modelos con la observación, los teóricos de supercuerdas lo solventan diciendo que el Big Bang sólo lo sufrieron tres de todas las dimensiones que tiene el universo. Las demás dimensiones no fueron hinchadas por el alud de bosones de Higgs y permanecieron plegadas sobre sí mismas. Están ahí, pero son tan pequeñas que no las vemos. Cuando viajamos en línea recta por una de esas otras dimensiones espaciales, volvemos al punto de partida tras avanzar tan sólo 10-20 cm (tal como ocurría con nuestras tres dimensiones espaciales antes del Big Bang), por lo que no las apreciamos.

En la novela «Planilandia: una novela de muchas dimensiones», publicada en 1884 por el clérigo inglés Edwin A. Abbott se nos presenta un universo bidimensional poblado por seres bidimensionales. El protagonista es un cuadrado que tiene la posibilidad de viajar a la tercera dimensión y visitar a seres unidimensionales. Abbott intentaba aleccionar al lector sobre el peliagudo tema de las dimensiones a través de una sátira de la sociedad victoriana. Pero, ¿podría tener el protagonista bidimensional, por ejemplo, un tubo digestivo que lo atravesara? ¿O quedaría partido en dos mitades? Cuando pensamos en cuestiones de diseño, sin duda con menos de tres dimensiones la posible complejidad se reduce terriblemente. De hecho, los impedimentos para la vida en un mundo bidimensional pueden ser más profundos: la gran mayoría de las moléculas que componen los organismos (como las proteínas o el ADN) tienen una estructura tridimensional que es tan trascendente como su composición química. Además, incluso las interacciones entre moléculas «bidimensionales» (como la del agua) en muchos casos se dan sólo a través de la tercera dimensión.

Así que, es de agradecer que de todas las posibles dimensiones que tenga el universo, fueran tres las que se «bigbanguizaran» durante la inflación y no dos (o una). ¿Y qué habría pasado en un universo con cuatro dimensiones espaciales? En cierta forma uno podría pensar que todo lo que ocurre en tres dimensiones también podrá ocurrir en cuatro, ya que el primero es un subconjunto del segundo. Además, si con tres dimensiones conseguimos más complejidad que con dos o una, más tendremos con cuatro. Sin embargo, no es del todo cierto: el espacio tridimensional tiene una propiedad exclusiva que no tienen los espacios de cualquier otra dimensión, mayor o menor. Ocurre que existe una interesantísima operación matemática entre vectores que tan sólo puede existir en un espacio vectorial tridimensional. Se trata del producto vectorial, una operación entre dos vectores cualesquiera, que da como resultado un tercer vector (matemáticamente, una ley de composición interna). Un vector que es perpendicular a los otros dos y, por ello, sólo tiene sentido en espacios con tres dimensiones, ya que en un espacio de menos dimensiones, ese tercer vector quedaría fuera de ese espacio y, en uno de más dimensiones, no quedaría bien definida cuál es la dirección perpendicular a las otras dos. Bueno, ¿y qué? ¿Qué tiene que ver esa curiosa propiedad matemática con el mundo real? Pues nada más y nada menos que muchas de las leyes fundamentales de la física se expresan como productos vectoriales, como los momentos de fuerzas, el campo magnético, el momento angular, el movimiento de las cargas eléctricas... Todas estas leyes sencillamente no tendrían significado en un espacio que no fuera tridimensional. Esto ha llevado a algunos científicos a pensar que la mera existencia de la propiedad producto vectorial es la que ha forzado la existencia de un universo con tres dimensiones espaciales. Quizá es poner el carro delante de los bueyes, pero es sin duda una reflexión curiosa.

3.2 Leptoquarks

Tras la era inflacionaria tuvo lugar la llamada fase de recalentamiento, de la que también hablamos en el capítulo anterior. Vimos que en ella la enorme energía que portaban los bosones de Higgs se fue degradando para volcarse en la creación en el vacío de inmensas cantidades de las partículas más elementales, y «recalentando» el universo. Matizaremos ahora, además, que todas estas partículas aparecieron siempre en parejas partícula-antipartícula, según las reglas del juego cuántico. Con ello, el universo se llenó de una densa sopa de leptones y quarks libres. Apuntamos esta etapa en nuestro mapa:

Historia del Big Bang: mapa II.

Pulsemos por un momento el botón de «pausa». Hemos dicho «quarks libres», pero hoy día no podemos encontrar quarks libres en el universo. En la actualidad, la interacción es tan fuerte que los obliga a permanecer siempre unidos en grupos de dos o tres quarks. Por otro lado, los aceleradores de partículas nos muestran que a energías (a temperaturas) muy altas, la intensidad de la interacción fuerte se debilita, y se hace similar a la de la interacción débil y electromagnética, hecho experimental que apunta, como vimos, a que las distintas fuerzas de la naturaleza se unifican en una sola fuerza a muy altas energías.

Por tanto, aunque a las temperaturas del universo actual los quarks estén confinados en agrupaciones, a las energías que eran habituales en el universo primigenio (miles de millones de veces mayores que las que podemos obtener en los aceleradores de partículas), la interacción fuerte estaba lo bastante debilitada como para que los quarks existieran como partículas libres. En esta fase primitiva, con estas energías, los quarks se comportaban como se comportan hoy día los leptones. De hecho, como manifestación de la simetría original, los leptones y los quarks eran un mismo tipo de partícula, eran equivalentes y podían transformarse libremente los unos en los otros. De esta forma, por ejemplo, si un antiquark u y un antiquark d colisionaban entre sí, se podían convertir en un quark u y un electrón. Durante este periodo, ambos tipos de partículas estaban unificados en un único tipo de fermiones, a los que se denominan en conjunto leptoquarks. El mapa de la realidad correspondiente a este temprano periodo del universo era:

Mapa de la realidad del universo primordial.

Si lo comparamos con el mapa VI de la realidad del capítulo anterior, que nos describía el mundo de las partículas tal como es en la actualidad, vemos que la naturaleza del universo primigenio era muchísimo más simple. En un vistazo se puede apreciar cuánto ha ganado el universo en complejidad desde su origen hasta la actualidad, gracias al enfriamiento que ha ido sufriendo durante su expansión.

Cabe destacar que las mismas teorías que consiguen explicar la unificación de las fuerzas y de los fermiones (conocidas por los físicos como teorías de gran unificación), y que describen la simetría primitiva y cómo ésta se rompió originando el Big Bang, predicen también, como subproducto, otra nueva variedad de partícula. Esta partícula recibe el nombre genérico de WIMP, de sus siglas inglesas Weakly Interactive Massive Particle (partícula masiva de interacción débil) pues, al igual que los neutrinos, se ven sólo afectadas por la interacción débil y la gravitatoria, lo que las haría muy difíciles de detectar. Hasta el momento, las WIMP no han sido descubiertas (se prevé que tengan una masa de varios cientos de veces la masa del protón), pero recordemos que estamos hablando de las mismas teorías que predijeron con éxito la existencia de los bosones de la fuerza débil, W+, W–, Z0 (así como el valor correcto de sus masas) y de los quarks t y b. Si estas partículas WIMP existen, como veremos, podrían haber resultado decisivas para el aspecto actual del universo.

3.3 ¿Por qué materia?

Es hora de que continuemos con la película del universo que habíamos dejado en pausa. Nos encontramos con que se está acabando la fase de recalentamiento. Estamos en el instante 10-15 segundos tras el Inicio. Como dijimos, toda la energía liberada por los campos de Higgs es ahora una sopa de todo tipo de partículas: bosones (sobre todo fotones), las WIMP (si en efecto existen), y leptoquarks, a unas densidades y energías increíblemente altas.

Debido a la elevada temperatura reinante, esta fase del universo es un revoltijo de diferentes tipos de reacciones simultáneas. Destacaremos tres:

1. Reacciones de transmutación de leptoquarks en ambos sentidos: los quarks se transmutan en positrones, los positrones en quarks, los antiquarks en electrones y los electrones en antiquarks.

2. Las partículas se encuentran con sus correspondientes antipartículas y se desintegran, lo que produce fotones de elevadísima energía.

3. Las partículas chocan violentamente entre ellas y, por la energía de la colisión, se crean de la nada nuevos pares de partícula con su correspondiente antipartícula.

Como podemos ver, la elevada energía que reinaba en el universo creaba de la nada parejas partícula-antipartícula de forma continua. Por otro lado, cuando una partícula y su correspondiente antipartícula se encuentran, ambas se desintegran, y dejan tan sólo un residuo de fotones. Pero en tal caso, si las partículas se creaban a partes iguales de materia y de antimateria, y se aniquilaba también a partes iguales de materia y de antimateria: ¿cómo es posible que hoy día tan sólo quede materia? ¿A dónde fue a parar la antimateria? ¿Por qué no se desintegró todo mutuamente, de forma que hoy sólo existiera un fondo de fotones vagando por el vacío, en lugar de estrellas y planetas?

La respuesta es que, por fortuna, las leyes de la naturaleza no son del todo las mismas para la materia y para la antimateria. El ejemplo más evidente de que, en efecto, las reglas del juego no son las mismas para ambas lo tenemos en una partícula llamada kaón neutro. El kaón neutro es una partícula sin carga que, al igual que el fotón, es al mismo tiempo su propia antipartícula. En 1964, los físicos estadounidense James W. Cronin y Val Fitch estudiaron su extraño comportamiento. El kaón se puede desintegrar por dos caminos: por uno, se produce como residuo un positrón; por el otro, un electrón. Ambas desintegraciones son simétricas. Sería de esperar que ambas sucedieran con la misma frecuencia. Sin embargo, no es así: la desintegración que produce como residuo un positrón (es decir, antimateria) es un poquito más frecuente que la reacción que produce un electrón (materia). Lo que demuestra que la materia y la antimateria no siempre se comportan igual.

Las teorías de gran unificación predicen que algo similar ocurrió con las reacciones entre leptones y quarks que tenían lugar en esa temprana etapa del universo. Las reacciones de transmutación que producían quarks a partir de positrones eran un poquito más frecuentes que las que producían antiquarks a partir de electrones. Y si una reacción es más difícil (como si dijéramos, es «cuesta arriba»), la reacción en la dirección contraria es más fácil (es «cuesta abajo»). Así la producción de electrones a partir de antiquarks eran ligeramente más frecuente que la producción de positrones a partir de quarks, como podemos ver resumido en este cuadro:

Reacciones de transmutación entre leptoquarks: e+= positrón, e-= electrón, q= quark y q-= antiquark. Tanto las reacciones en el sentido electrónico a quárkico, como las reacciones en sentido quárkico a electrónico, son levemente más frecuentes cuando el resultado es materia.

De esta manera, el exceso de electrones sobre positrones, y de quarks sobre antiquarks (es decir, de materia frente a antimateria), iba creciendo poco a poco. Aunque ese «poco» era muy poco. Estas reacciones ocurrían casi con la misma frecuencia. La diferencia era de tan sólo una partícula de materia en exceso por cada mil millones de pares de partículas creados. Cuando, con posterioridad, el universo se enfrió como consecuencia de su expansión, dejaron de ser posibles estas transmutaciones por falta de energía y se detuvieron. Con esto, la fase de recalentamiento llegaba a su fin y pasamos a la etapa siguiente.

En dicha etapa, a la que llamaremos de desintegración materia-antimateria, las partículas comenzaron a desintegrarse con sus correspondientes antipartículas. Pero la ligera asimetría de las reacciones de transmutación entre leptones y quarks había generado un minúsculo exceso de partículas, que no encontraron antipartículas con las que desintegrarse, lo que dejó en el universo, para fortuna de todos, un resto donde antes no había nada: la materia. Lo reflejamos así en el mapa III:

Historia del Big Bang: mapa III.

La clave de que existamos, de que haya soles, planetas o seres vivos, está por tanto en las reacciones de transmutación entre leptoquarks. Si no hubieran existido una identidad básica entre estos fermiones, que se manifestara a muy altas energías, si leptones y quarks hubieran sido, desde siempre, dos familias de partículas distintas, nunca se podrían haber dado estas transmutaciones. Y entonces, el universo nunca habría podido soslayar la trampa de la creación y aniquilación de materia y antimateria a partes iguales. De no ser por la existencia de una gran simetría subyacente a toda la naturaleza, el universo, en la actualidad, sería tan sólo un océano de fotones de luz sin nadie que los viera. Sin duda, los 10-15 segundos que duró esta fase fueron los más cruciales de nuestra historia.

Ejercicio (coge papel y boli): Crear materia de la nada

Eres Dios y, una aburrida tarde de Big Bang, ves el vacío y decides crear una buena cantidad de partículas en él, pero hay una regla fija que debes cumplir: debes crear al mismo tiempo una partícula y su correspondiente antipartícula. Así, puedes crear pares electrón-positrón (e– – e+) o quark-antiquark (q – -q), las que desees, pero no electrones o quarks sueltos.

Una vez hecho esto, decides transmutar algunas partículas en otras, de forma que puedes transmutar positrón (e+) en quarks (q) y viceversa, o electrones (e–) en antiquarks (-q) y viceversa. Ten en cuenta que este proceso no es igualmente probable: es más fácil convertir un positrón en un quark que un electrón en un antiquark (véase la imagen de reacciones de transmutación entre leptoquarks), y del mismo modo es también más probable pasar de antiquark a electrón que de quark a positrón, por lo que tendrás que realizar tus transmutaciones acorde a ello.

Por último, te detienes a ver lo que has hecho, y decides que no quieres tanta materia, así que la haces desaparecer. Pero, igual que antes, sólo puedes destruir pares electrón-positrón (e– – e+) o quark-antiquark (q – -q).

¿Qué obtienes al final? ¿Te quedará materia por destruir? ¿Y antimateria? ¿Qué obtendrías si no hubieras realizado ningún proceso de transmutación entre leptones y quarks?

Solución en el Apéndice III

3.4 ¡Confinados!

Tras esta fase de desintegración de materia con antimateria, nos hallamos en la siguiente etapa de la historia del universo: es ahora el instante 10-5 segundos, una cienmilésima de segundo tras el Inicio. Recordemos que el exceso producido en la etapa anterior era de una partícula de materia por cada 1000 millones de pares partícula-antipartícula creados. Cuando la materia y antimateria se desintegraron, generaron fotones muy energéticos. Por supuesto, el exceso de estos fotones, frente al resto de materia que había quedado sin desintegrar, estaba en la misma proporción. Con lo que, en esta fase, en el universo tenemos unos 1000 millones de fotones por cada partícula de materia. Es decir, que el universo está compuesto principalmente de una densísima sopa de fotones que procedía de estas desintegraciones, con tropezones de neutrinos y, quizá, partículas WIMP. En comparación, la materia (quarks y electrones) apenas era un poso.

Desde el inicio de las cosas hasta este momento, ha transcurrido tan sólo una cienmilésima de segundo. Pero la temperatura ya ha bajado a 1013 kelvin (¡cien billones de veces más baja que en la época de la inflación!). Esta temperatura equivale a una energía promedio de 1 GeV. A estas energías tan bajas, la fuerte fuerza que afecta a los quarks (pero no a los electrones) es ya muy intensa. Los quarks empiezan a diferenciar su comportamiento respecto a los electrones. Comienzan a sentirse muy atraídos los unos por los otros y se forman los primeros agregados de quarks: aparecen por primera vez en la historia del universo los protones y los neutrones.

A esta etapa en la que los quarks se confinan en agregados se la conoce con el nombre de fase de confinamiento. Es prácticamente instantánea. En un momento, los quarks desaparecen como entidades libres y en su lugar quedan protones y neutrones. Junto con electrones y positrones, y sobre todo con los fotones, forman la sopa primordial, el Ylem, punto de partida del modelo estándar del Big Bang.

Historia del Big Bang: mapa IV.

3.5 El modelo estándar del Big Bang

Todas las fases de universo, todos los múltiples fenómenos y procesos que hemos descrito hasta ahora, duraron menos que un parpadeo. Sabemos de todos ellos gracias a las teorías y descubrimientos más recientes de la física. Pero el modelo del Big Bang es ya bastante antiguo. Como comentamos en el capítulo 1, la idea original había sido propuesta por George Lemaître en 1927, aunque hoy día se reconoce como padre del Big Bang, en su forma moderna, al físico rusoamericano George Gamow. En 1948, junto con sus colaboradores Ralph Alpher y Robert Herman, dio forma a lo que hoy se conoce como modelo estándar del Big Bang.

Este reconocimiento es justo, ya que la idea original de Lemaître no pasaba de ser una mera noción especulativa. El gran mérito de Gamow consistió en trasladar esa idea desde el terreno de la especulación al terreno de los cálculos matemáticos y las ciencias de la observación, y convertirla en un modelo físico, capaz de realizar predicciones que se podían medir y contrastar. El modelo de Gamow supone que, desde su inicio, la métrica del universo primitivo era una métrica FRW, que conocemos del capítulo 1. Esta métrica proporcionó a Gamow la herramienta matemática crucial para determinar las temperaturas e instantes en los que ocurría cada proceso.

Desde su formulación, el modelo estándar del Big Bang no ha sido casi modificado. Obvia decir que el modelo original no incluía la fase de inflación, los quarks ni las roturas de simetría. Todos ellos fueron descubrimientos muy posteriores a la elaboración del modelo original de Gamow, y se fueron añadiendo conforme los conocimientos científicos iban avanzando, acercándonos poco a poco hacia el origen del universo. El modelo de Gamow empezaba en el instante t = 10-5 segundos tras el Big Bang, con una temperatura T = 1013 K. Los conocimientos científicos de la época no permitían aventurarse más atrás. En ese instante, el universo está lleno de protones y neutrones bañados en un intensísimo mar de radiación electromagnética, de fotones. A esta sopa primordial, Gamow la bautizó con el nombre de Ylem (en castellano, hílem) nombre sacado de los escritos de Aristóteles y que utilizaban los filósofos de la antigua Grecia para referirse a «materia primigenia».

El punto de arranque del modelo estándar del Big Bang coincide, por tanto, con el fin de la fase de confinamiento de los quarks que hemos descrito en el apartado anterior. En la actualidad, sabemos que el origen de este mar de fotones fueron las desintegraciones entre materia y antimateria, pero Gamow y sus colaboradores dedujeron su existencia viendo cómo es el universo actual y «haciendo correr el tiempo hacia atrás». La suposición de que desde su inicio el universo se expandía como una métrica de FRW es esencialmente correcta, si excluimos el breve intervalo de la inflación. A partir de este punto, vamos a continuar el viaje de la mano de Gamow.

3.6 El baile de los nucleones

El primer hito en la evolución del universo, siguiendo el modelo estándar, es el instante t = 10-4 segundos tras el Inicio. La temperatura ha bajado a 1012 K. El universo, siguiendo su imparable expansión, se ha dilatado, lo que ha permitido que disminuya su densidad, que es de «tan sólo» 1015 veces la del agua, es decir, ¡igual que la del núcleo atómico! La radiación electromagnética sigue siendo la componente dominante en el universo y, en comparación con los fotones que hay, protones y neutrones juegan un papel secundario.

El siguiente hito es el instante t = 0.01 segundos tras el inicio, todavía a tan sólo una centésima de segundo de que el universo empezara. Su densidad es de 4x109 g/cm3, es decir, cuatro mil millones de veces más denso que el agua. Y su temperatura es de 1011 grados, equivalente a una energía promedio de 10 MeV. Mucho menor que la masa de los protones (938.3 MeV) y de los ligeramente más pesados neutrones (939.6 MeV), pero bastante mayor que la de los electrones y positrones (0.511 MeV). De modo que la energía ambiente es todavía lo bastante elevada para crear parejas electrón-positrón (que en la mayoría de los casos se vuelven en seguida a desintegrar). Pero ya no hay suficiente energía para crear ningún otro tipo de partícula más pesada.

Los protones y los neutrones reciben el nombre conjunto de nucleones, pues a ambas partículas las podemos encontrar en el núcleo atómico. En esta fase tiene lugar una nueva etapa de reacciones de transmutación entre partículas, pero esta vez entre nucleones. Cuando un electrón choca con un protón con la suficiente energía, el electrón es absorbido y el protón se convierte en un neutrón. De forma análoga, un positrón puede ser absorbido por un neutrón, que se convierte en un protón.

Reacciones de transmutación entre protones y neutrones ante la presencia de electrones y positrones. En la primera, un protón absorbe un electrón, se transforma en un neutrón, y expulsa un neutrino electrónico. En la segunda, un neutrón absorbe un positrón, y se convierte en un protón que expulsa un antineutrino electrónico.

Así, en esta fase, protones y neutrones se están convirtiendo de manera continua los unos en los otros, a través de la absorción de los electrones y positrones que se crean espontáneamente en el espacio alrededor de ellos. Gracias a estas continuas transmutaciones, aproximadamente la mitad de los nucleones que hay en esa fase del universo son protones y la otra mitad, neutrones. A este periodo lo llamaremos fase de transmutación protón-neutrón:

Historia del Big Bang: mapa V.

Cuando la expansión hace disminuir aún más la temperatura del universo, la situación comienza a cambiar. En el instante t = 0.1 segundos tras el Inicio, la temperatura es de 3x1010 K, y el universo es tres millones de veces más denso que el agua. Ahora la energía ambiente es ya de tan sólo 1 MeV. Este valor tiene una gran importancia, pues es más pequeño que la diferencia de masas entre el protón y el neutrón (que es de 1.3 MeV), con lo que el comportamiento de protones y neutrones comienza a hacerse asimétrico: como la energía ambiente es menor que esta diferencia de masa, resulta en promedio más fácil convertir neutrones en protones (la diferencia de energía va «cuesta abajo») que al revés. De esta forma, gracias a esta asimetría en las reacciones de transmutación, poco a poco aumentaría la proporción de protones y disminuirá la de neutrones.

3.7 Desacoplos

Conforme avanza el tiempo, los cambios que va sufriendo el universo se van produciendo a un ritmo cada vez más lento y la velocidad de su evolución disminuye. Esto es lógico, ya que los procesos que hemos descrito vienen determinados por la temperatura y la densidad del universo que, a su vez, dependen del tamaño del mismo. Conforme el universo se haga cada vez más grande, también le costará cada vez más tiempo duplicar su propio volumen. Habrá que esperar más y más para observar una disminución de la temperatura o de la densidad de, por ejemplo, diez veces respecto a la etapa anterior (de hecho, a un ritmo exponencial). Todo lo relatado hasta ahora ha sucedido en tan sólo una décima de segundo tras el Inicio. Ahora, para llegar al siguiente fenómeno relevante en la historia del universo, hemos de esperar otros 0.1 segundos, es decir, tanto como se ha necesitado para que ocurra todo lo demás.

Nos encontramos por tanto en el instante 0.2 segundos tras el Inicio. La proporción entre protones y neutrones ha decrecido y es ya del 38% y del 62% respectivamente. En este instante la energía ambiente es menor de 0.5 MeV. Para los fotones, protones y neutrones eso no va a suponer diferencia y se seguirán comportando prácticamente como en la etapa anterior. Pero que exista tan poca energía ambiente sí va a tener una gran importancia para los neutrinos y para las hipotéticas WIMP. Recordemos que tanto unos como otros son partículas sin carga que no sufren la interacción fuerte ni la electromagnética, y que sólo pueden producir reacciones a través de la interacción débil. Pero para que estas reacciones «débiles» puedan tener lugar, necesitan poseer una energía muy elevada. Debido a la expansión del universo, su energía ha disminuido de forma que, en este instante, ya no tienen la suficiente para producir un efecto apreciable en otras partículas. De repente, para los neutrinos y para las WIMP es como si las demás partículas no existieran. En lugar de ir chocando con el resto partículas, comenzaron a moverse libremente sin que nada las afectara. Dejaron de sentir el resto del universo. A este fenómeno se lo conoce con el nombre de desacoplo.

La energía de estas partículas desde su desacoplo hasta la actualidad ha ido disminuyendo cada vez más. Las energías de estos neutrinos y WIMP primigenios son hoy demasiado bajas para que puedan ser detectados con experimento alguno. Forman por tanto en la actualidad un fondo que ocupa todo el universo, a una temperatura bajísima de alrededor de 2 K y que atraviesan limpiamente todo tipo de materia. El desacoplo de los neutrinos y de las WIMP es casi equivalente a que hubieran desaparecido de nuestro universo. Casi, pero no del todo. Todavía existe una forma en que éstos pueden actuar: a través de su atracción gravitatoria. Recordémoslo, porque retomaremos este tema más adelante.

3.8 La muerte del neutrón

Mientras tanto, la desproporción entre protones y neutrones va en aumento. En el instante 1 segundo tras el Inicio, con una densidad de 380 000 veces la del agua y una temperatura de 1010 K (unas 700 veces la del centro del Sol), la proporción es de 24 neutrones por cada 76 protones. La energía ambiente es tan baja que no alcanza para crear más pares electrón-positrón, y se desintegran para dejarnos al final tan sólo el poso de electrones original que había quedado tras la fase de aniquilación materia-antimateria.

En el instante 14 segundos tras el inicio (comenzamos a entrar en escalas de tiempos que nos resultan más familiares), esta proporción ha bajado ya a 17 neutrones por cada 83 protones. En este momento, la temperatura es de 3x109 K, 200 veces la del interior del Sol. Las condiciones comienzan a ser lo bastante «suaves» para que empiecen a esbozarse procesos de fusión nuclear. Pero la energía ambiente es todavía demasiado elevada, y estos primeros núcleos que se forman resultan rápidamente descompuestos por las colisiones con los fotones que los rodean. Para que estas reacciones de fusión puedan ser estables, hay que esperar a que el universo se enfríe más. En concreto, hemos de esperar hasta un momento mágico: el instante 3 minutos después del inicio.

Pero a los tres minutos comienza también a hacerse manifiesto otro efecto: la desintegración de los neutrones. Aunque parezca sorprendente, el neutrón no es una partícula estable. Un neutrón, libre y suelto en el vacío, se desintegra al cabo de cierto tiempo. Su vida media es de 889 segundos, casi 15 minutos. ¡Todo un récord en comparación con la mayoría de partículas subatómicas! Esto quiere decir que, si tenemos un conjunto de varios neutrones, cada 15 minutos se habrán desintegrado la mitad de ellos. Por ejemplo, si comenzamos con 80 neutrones, a los 15 minutos quedarán unos 40, a los 30 minutos quedarán unos 20, a los 45 minutos unos 10, y al cabo de una hora, aproximadamente 5 neutrones.

Pero nuestros átomos están formados, además de por electrones y protones, también por neutrones. ¿Qué implica la desintegración del neutrón? ¿Que a usted, lector, desde que ha leído estas líneas, le quedan sólo 15 minutos para desintegrarse? Tranquilícese, no corra a hacer testamento. En realidad, la clave está en la palabra «libre» que mencionábamos en el párrafo anterior. El neutrón es una partícula inestable sólo cuando se halla en estado libre, en solitario. Esto se debe a que su masa es algo mayor que la del protón, por lo que tiende a desintegrarse, cuesta abajo, en un protón. Bueno, de hecho en un protón más un antineutrino y más un electrón, en total un conjunto de tres partículas cuya masa sumada sigue siendo menor que la del neutrón original. Debido a ello, es una reacción exotérmica que libera energía, por lo que sucede de manera espontánea.

Pero cuando el neutrón no está libre, sino que forma parte de un núcleo atómico, las cosas cambian. Cuando, por ejemplo, un protón y un neutrón libres se encuentran y se unen para crear un núcleo de deuterio, la energía del nuevo sistema es menor que la que tenían el protón y el neutrón por separado. Por tanto, este nuevo sistema resulta más estable, y al crearse libera un poco de energía al medio. Si pesamos ahora el núcleo de deuterio, vemos que pesa menos que la suma del peso del protón y del neutrón cuando estaban libres. Es decir, el nuevo sistema tiene menos masa. De hecho, el neutrón en particular tiene también menos masa dentro de este sistema ligado que cuando estaba libre. Aquí reside la clave del asunto: la masa del neutrón dentro del núcleo (no sólo en el núcleo de deuterio, sino en todos los núcleos) es menor que la masa del protón. Así, desintegrarse en un protón ya no resulta una reacción «cuesta abajo», sino «cuesta arriba», por lo que no sucede.

Hasta este momento, no nos habíamos preocupado por la desintegración de los neutrones. Los tiempos con los que habíamos estado trabajando hasta el momento eran menores que la vida media del neutrón. Pero ahora la edad del universo es de 3 minutos, una fracción considerable de la vida del neutrón. Y cada 100 segundos se desintegra el 10% de los neutrones. Con lo que tenemos otro efecto añadido que aumenta la desproporción entre protones y neutrones, que cae a 13 neutrones por cada 87 protones. De seguir así las cosas, pronto desaparecerán todos los neutrones del universo. Hace tiempo que no actualizamos nuestro mapa. Éste es un buen momento:

Historia del Big Bang: mapa VI.

Por fortuna, en este momento, la temperatura del universo es más fresca, de sólo 109 grados, 70 veces la del interior del Sol. Es ya lo bastante baja como para permitir que las reacciones de fusión sean estables: protones y neutrones empiezan a combinarse para formar núcleos atómicos, que ya no se descomponen. Los neutrones, al entrar a formar parte de los nuevos núcleos atómicos, dejan de desintegrarse. La fusión nuclear comienza a tener lugar. El universo en estos momentos es como el interior de una gigantesca estrella que ocupa todo el espacio. Comienzan a formarse núcleos de deuterio estables (un protón y un neutrón). Pero no se forma tan sólo deuterio, sino átomos mucho más complejos. Por ejemplo, los núcleos de deuterio colisionan también entre ellos, y con otros nucleones, y se producen nuevas reacciones de fusión que crean otros núcleos atómicos, como el helio (dos protones y dos neutrones). Comienza la fase de nucleosíntesis primordial, los primeros pasos de la evolución química del universo.

3.9 Nucleosíntesis primordial

La idea original de George Gamow era que todos los elementos del universo se formaron de esta manera, durante los primeros minutos tras el Big Bang, mediante reacciones de fusión. Pero pronto este supuesto tuvo que ser abandonado. Ralph Alpher, colaborador de Gamow, realizó el cálculo detallado de todas estas reacciones, un trabajo que supuso la base de su tesis doctoral de 1948. Sus resultados mostraron que el principal producto de la nucleosíntesis primordial era el helio (4He), que se podía formar a través de dos caminos complementarios:

Un protón y un neutrón se fusionan para dar un núcleo de deuterio (2H). Tras eso:

(a) El deuterio se fusiona con un neutrón y se produce un núcleo de tritio (3H; otro isótopo del hidrógeno, formado por un protón y dos neutrones). Este núcleo de tritio colisiona después con un protón y se forma un núcleo de helio (4He).

(b) O bien el deuterio se fusiona con un protón para producir un núcleo del isótopo del helio 3He (habitualmente llamado helio 3), y éste colisiona con un neutrón para producir un núcleo del helio (4He).

Alpher demostró en su trabajo que, al terminan esta etapa, el hidrógeno y el helio debían suponer más del 99% del total de los elementos formados. Sus resultados mostraban también que, durante la nucleosíntesis primordial, además del hidrógeno y del helio, tan sólo se pudieron formar residuos de helio 3 (isótopo del helio), deuterio y tritio (isótopos del hidrógeno), y algunas pequeñas trazas (menos de un átomo por cada diez mil millones) de berilio y litio. Pero nada más. La fase de nucleosíntesis primordial fue tan breve (poco más de 20 minutos) que no dio tiempo a que se formaran elementos más complejos que el berilio. Todos estos productos residuales sumaban menos del 1% del total. Lo anotamos en nuestro mapa:

Historia del Big Bang: mapa VII.

La existencia de los restantes elementos de la tabla periódica no podía, por tanto, justificarse mediante la nucleosíntesis primordial. A pesar de este aparente fracaso inicial, uno de los resultados más importantes de este trabajo fue que predijo correctamente cuál debía ser la proporción entre el hidrógeno y el helio que debería existir en el universo real, si estos elementos en verdad se hubieran formado durante la nucleosíntesis primordial: la masa total de hidrógeno y helio en el universo debía estar compuesta en un 74% por hidrógeno y un 26% por helio. El estudio de las abundancias reales de hidrógeno y helio en el universo, confirma que las proporciones relativas entre estos dos elementos son, precisamente, del 25% y del 75%. Este descubrimiento supuso un gran apoyo para el modelo del Big Bang. Como a Gamow le gustaba decir, pese a sus carencias, su modelo podía explicar el origen del 99% de la materia conocida.

Alpher y Gamow publicaron su trabajo en 1948 en la revista científica Physical Review, en un artículo que es ya un clásico de la historia de la ciencia, titulado «El origen de los elementos químicos». Gamow, con su característico sentido del humor, pensó que sería apropiado incluir como autor, al margen de su consentimiento, al físico alemán Hans Bethe. Como autores del artículo figuraron Alpher, Bethe y Gamow. Desde entonces, a este artículo se le conoce como el artículo alfa, beta, gamma. Como se ha comentado en más de una ocasión, un nombre muy apropiado para un trabajo que trata sobre el origen del universo y de los elementos.

La proporción cósmica de hidrógeno y helio

Para facilitar este cálculo, nos olvidaremos de los demás productos residuales, que son menos del 1%. Recordemos que, justo al comenzar la nucleosíntesis, la proporción entre neutrones y protones era de 13 neutrones por cada 87 protones. Cuando comenzó la nucleosíntesis, los neutrones se combinan con los protones y forman núcleos de helio. El resultado final es que dos neutrones se han combinado con dos protones y han formado un núcleo de helio, y los protones que no han encontrado neutrones con los que combinarse se quedan como protones libres, es decir, como hidrógeno. Dado que tenemos un 13% de neutrones, éstos se combinarán con un 13% de protones para formar helio, dejando un 74% de protones sin combinarse. Con lo cual, tras la nucleosíntesis, tendremos una proporción respecto a la masa del 26% de helio frente a un 74% de hidrógeno:

3.10 El último desacoplo

Tras el final de la nucleosíntesis primordial, en el instante 30 minutos después del inicio, la temperatura es de 3x108 K. La densidad del universo, comparada con lo que hemos visto hasta ahora, es increíblemente baja: una décima parte de la del agua, y bajando. Todo el universo es un plasma caliente en equilibrio térmico, en el cual los núcleos atómicos recién formados van por un lado y los electrones por otro. Los responsables de este desencuentro son los fotones. La radiación electromagnética interfiere continuamente con los electrones y les impide que se unan a los núcleos atómicos. Dado que los fotones están colisionando de modo continuo con las partículas cargadas (electrones y núcleos atómicos), el universo es opaco. Si pudiéramos presenciar el espectáculo nos sería imposible ver más allá de 1 cm de distancia.

En los próximos miles de años no ocurrirá nada de importancia. Para llegar al siguiente fenómeno destacable tenemos que esperar ¡380 000 años! En ese momento, la temperatura del universo ha disminuido a 3000 K (la mitad que la de la superficie del Sol). Hasta ese instante, los fotones habían dominado la sopa primordial, y hay unos mil millones por cada partícula de materia. Pero, justo en ese instante, con esa temperatura, la energía que hay contenida en un protón (que no varía y es igual a su masa) es mil millones de veces la energía contenida en un fotón (que, debido a que es una partícula sin masa, varía con la expansión, y va disminuyendo a medida que se enfría el universo). Es decir, justo en ese momento, la energía se halla repartida a partes iguales entre materia y radiación. Desde ese instante, la materia dominará sobre la radiación.

Por fin, en estas condiciones, los electrones y los núcleos atómicos son capaces de mantenerse juntos formando átomos estables. Repentinamente, todos los electrones y núcleos atómicos se unen para formar átomos eléctricamente neutros. Dado que no tienen carga eléctrica, al mismo tiempo los fotones dejan de interaccionar con los átomos y pueden pasar junto a ellos sin colisionar. El universo, de repente, se vuelve transparente. Y marcando este importante hito, trazaremos nuestro último mapa de esta historia del Big Bang:

Historia del Big Bang: mapa VIII.

Este hito de la evolución del universo suele recibir el nombre de fase de recombinación, porque los electrones se combinan con los núcleos para formar átomos. Sin embargo, el nombre de recombinación suena bastante chocante ya que, hasta ese momento, los electrones y núcleos nunca habían estado combinados formando átomos. Por ese motivo, esta fase recibe también el nombre alternativo de fase de desacoplo, nombre que hace referencia a que (de manera similar a lo que ocurrió con los neutrinos) en ese instante los fotones se desacoplaron de la materia y comenzaron a circular libremente. Nosotros usaremos este segundo nombre para referirnos a ella.

De la fase de desacoplo, nos vamos a quedar, por el momento, con una pregunta: si estos fotones primordiales se desacoplaron de la materia y comenzaron a viajar libremente por el universo: ¿a dónde fueron? ¿Dónde están en la actualidad?

Entropía y estructura

Llegados a este punto, es natural que surja una pregunta. Estamos viendo que, desde sus inicios, el universo ha estado aumentando su complejidad y haciéndose más rico en el tipo de partículas que lo componen y en estructuras. Sin embargo, una de las leyes fundamentales de la física, el segundo principio de la termodinámica, nos dice que en todo sistema aislado, la entropía o desorden crece siempre. Los sistemas aislados se hacen cada vez más desordenados hasta que llegan a su máximo de entropía. Para que un sistema pueda aumentar su complejidad debe dejar de estar aislado, es preciso que tenga un aporte externo de energía.

Pero el universo es un sistema aislado. Es el sistema aislado por excelencia y en sus inicios, la entropía del universo primitivo era altísima. Todo él era una sopa caliente de radiación en equilibrio térmico, uniforme, simple y sin la menor estructura. Estaba sin duda en su máximo de entropía. En tal caso, y si la entropía en un sistema aislado no puede disminuir, ¿cómo es que luego comenzaron a aparecer estructuras más y más complejas en el universo? ¿Cómo es que la entropía no impidió la evolución del universo?

Parte de la respuesta la encontramos en la expansión. En su inicio, el universo se encontraba en su máximo de entropía. Si el universo no hubiera aumentado repentinamente de tamaño, nada más podría haber surgido de allí. Ningún cambio se habría producido. Sin embargo, al expandirse el universo, éste se fue enfriando poco a poco. La cantidad de entropía inicial, que era máxima para el universo primitivo, siguió creciendo de acuerdo con la segunda ley de la termodinámica. Pero según crecía el universo, la cantidad de entropía máxima que podía admitir se hacía más y más grande, a un ritmo muchísimo más rápido que el crecimiento real de la entropía.

Cuanto más grande era el universo, más entropía podía admitir. La entropía original, máxima en las circunstancias originales, era apenas una cantidad despreciable en el posterior universo gigantesco que produjo el Big Bang. Como resultado, el universo quedó en un estado de entropía muy bajo, relativo a su tamaño, que permitió su posterior desarrollo y evolución. Al universo se le dio cuerda durante el Big Bang. En los cómputos entrópicos hay que tener en cuenta también el efecto de la gravitación, una fuerza ignorada por la termodinámica clásica. Ahondaremos en este punto en el capítulo siguiente.

Y en cuanto al futuro, tal vez si el universo es cerrado y colapsa sobre sí mismo, la entropía máxima admitida por el universo y la entropía real, vuelvan a coincidir. ¿Qué ocurriría en ese momento? ¿El universo seguiría encogiéndose hasta volver a su tamaño nulo original (lo que se ha llamado Big Crunch)? ¿Se violaría por fin la segunda ley de la termodinámica y la entropía empezaría a decrecer? ¿O quizás, al coincidir ambas, se detendría la contracción del universo y no se daría el Big Crunch? ¿La radiación que llenaría este posible universo futuro de alta entropía produciría la suficiente presión de radiación para frenar la contracción? Desconocemos ese final. Pero mientras tanto, la imagen de cómo el universo se ha hecho más y más complejo, cada vez nos resulta más nítida. Aunque, desde luego, no queda exenta de lagunas...

3.11 El estado estacionario

Una de las mayores pegas que tenía el modelo del Big Bang de Gamow era que no podía explicar de dónde surgían los elementos más pesados que el berilio y el litio. ¿De dónde viene el carbono, el nitrógeno y tantos otros elementos que nos son tan familiares aquí en la Tierra? Irónicamente, la solución la encontró el astrofísico británico Fred Hoyle, uno de los mayores enemigos científicos del Big Bang.

Hoyle no podía negar la existencia de la expansión del universo, pero sentía una horrible repugnancia ante la idea de que el universo tuviera un origen en el tiempo. De hecho, le parecía tan ridículo el modelo de Gamow que fue el propio Hoyle el que, como burla al modelo, acuñó el término despectivo «Big Bang» (Gran Bum, podríamos decir) para referirse a él. La gran ironía fue que este término se hizo tan popular que pasó a convertirse en la denominación oficial del modelo de Gamow. Hoyle propuso un modelo alternativo al modelo de Big Bang al que denominó modelo del estado estacionario del universo. Este curioso modelo describía el universo como un espacio en eterna expansión pero sin ningún inicio en el tiempo. Según el universo se expande y se alejan las galaxias entre sí, en los huecos que quedan en medio se forman, literalmente de la nada, átomos de hidrógeno a un ritmo increíblemente lento. Lo bastante lento para no contradecir la evidencia experimental de que en los laboratorios no surgen de la nada átomos de hidrógeno, pero aun así, lo bastante rápido para poder formar galaxias con el transcurrir del tiempo. Es decir, postulaba que la ley de conservación de la energía se violaba.

Según este modelo, si rebobináramos la película del universo hacia atrás, veríamos cómo a medida que se acercan entre sí las galaxias, éstas van poco a poco desintegrándose, de tal forma que la densidad de materia sea siempre la misma que hoy en día. Y dado que el universo, según este modelo, ha tenido siempre el mismo aspecto, por más lejos que los telescopios hagan sus observaciones (remontándonos así en el tiempo), observaríamos que el universo tiene siempre la misma apariencia.

La gran pega del modelo de Gamow era que no podía explicar, por sí solo, el origen de los elementos más pesados que el hidrógeno. Por su parte, el modelo de Hoyle topaba de lleno con nuestra vieja conocida, la paradoja de Olbers. El enfrentamiento intelectual del modelo de Hoyle con el modelo de Gamow fue así el centro del debate científico durante las décadas de los 50 y 60 del siglo XX. Paradójicamente, el gran mérito de Hoyle fue que, ante la necesidad de justificar su modelo, encontró el mecanismo que le faltaba al modelo de Big Bang, la respuesta correcta para producir todos los elementos que conocemos a partir del hidrógeno: los elementos se forman por fusión nuclear en el interior de las estrellas, como veremos con detalle en el próximo capítulo.

A pesar de su éxito a la hora de explicar la aparición de los restantes elementos químicos, el trabajo de Hoyle padecía un fallo crucial desde el punto de vista cosmológico: no era capaz de explicar por qué había tanto helio en el universo. Hemos visto que la cantidad de helio presente en el universo es un 25% del total. Sin embargo, a través de procesos de fusión en el interior de las estrellas y partiendo del hidrógeno, la cantidad total de helio que se podía producir sería, como mucho, del 3%. Además, tenemos el hecho de que la abundancia del helio es sorprendentemente uniforme, pues es casi la misma tanto en estrellas como en nebulosas, y en el medio interestelar. Si el helio se hubiera formado sólo en las estrellas, debería hallarse en mucha mayor concentración en sus cercanías. Por desgracia para las ideas de Hoyle, la única explicación posible, tanto para la abundancia, como para la distribución del helio en el universo, consiste en que se haya creado en el Big Bang durante la etapa de nucleosíntesis primordial. La coincidencia existente entre las abundancias de helio predichas por el modelo del Big Bang y la realidad es tal que podemos considerarla uno de sus puntales experimentales.

Cuaderno de bitácora

Hemos comenzado con unas breves reflexiones sobre el tiempo y la importancia del espacio tridimensional para la vida. Hemos visto cómo la unidad básica entre todas las partículas de la materia, los fermiones, ha permitido que tengamos un universo compuesto de materia. Si esta unidad íntima no existiera, las reacciones de transmutación entre quarks y leptones no habrían ocurrido y el universo consistiría en un mero fondo de fotones viajando eternamente. Los últimos avances en física cuántica consiguen así llevarnos de forma segura al punto de partida del modelo clásico de Big Bang, el Ylem, el mar primordial de protones y neutrones. Un punto de partida que en el modelo original de George Gamow se daba por supuesto sin ninguna justificación.

Siguiendo este modelo estándar del Big Bang, hemos visto cómo la evolución del universo produjo los primeros elementos químicos durante una etapa crítica conocida con el nombre de nucleosíntesis primordial. El mayor producto de esta fase fue el hidrógeno y el helio, en unas proporciones del 74% y del 26% respectivamente, que han sido corroboradas en todas las observaciones realizadas, lo que apoya con firmeza la realidad del Big Bang.

Apuntes tecnológicos:

Detectores

La magia es una de las experiencias más fascinantes de la infancia. ¿Recuerdan la impresión que les producía el mago de elegante traje negro sacando flores de detrás de un pañuelo, o palomas blancas del interior de un sombrero vacío? Incluso cuando crecemos y nuestro conocimiento y experiencia nos niegan lo que afirman los sentidos, nos maravilla ver aparecer los más diversos objetos de la nada aparente. En física de partículas, los aceleradores son los magos, y los detectores los ojos. Nuestros sentidos no conservan experiencias cotidianas de tales intrusos y la magia de las trazas que dejan a su paso no ha cesado de sorprendernos a lo largo de los últimos cien años.

Sorprendido quedó el Nobel Carl Anderson en 1932 cuando halló rastros de antimateria en una cámara de niebla. Este ingenio inventado por el Nobel británico Charles Wilson se convirtió en parte fundamental del equipo experimental en trabajos con rayos cósmicos. Su funcionamiento consistía en llenar un cilindro dotado de un pistón móvil con aire saturado de alcohol, esperar a que se produjera una colisión en el interior entre una partícula entrante y un núcleo del compuesto y analizar el resultado. Wilson razonó que cualquier partícula cargada, al atravesar la cámara, dejaría a su paso un rastro de iones: átomos a los cuales se le habría arrancado un electrón. Si el pistón descendiera tras el paso de la partícula cargada, el alcohol del aire se condensaría formando gotitas alrededor de estos iones, marcando el camino que ha seguido. Aplicando además un campo magnético a la cámara, se pueden curvar las trayectorias. El dibujo, claramente visible, de su recorrido nos daría información sobre la masa, carga y velocidad de la partícula.

Hasta la llegada de los sistemas electrónicos, los detectores funcionaban siguiendo principios similares, que fueron variando para captar partículas a mayores velocidades y permitir mediciones más precisas. Pero la electrónica y la tecnología del silicio ha cambiado por completo el aspecto y las capacidades de los detectores. Han permitido integrar diversos dispositivos de medida en una única estructura y mantener una sincronización perfecta con los actuales anillos aceleradores. El principio de estos detectores consiste en seguir la marca iónica dejada por la partícula, ya sea en una malla de hilos de cobre o en la estructura cristalina de un semiconductor. El próximo gran hito debería consistir en descender a las nanodimensiones.

De todo el zoo de partículas, las más evasivas hasta ahora han sido los neutrinos. A diferencia de otras partículas, los neutrinos coexisten con nosotros en condiciones ambientales «normales». Son estables a temperatura ambiente y los produce con regularidad una fuente tan familiar como nuestro Sol. A pesar de que nos atraviesan literalmente como si fueran fantasmas, no pudieron ser detectados hasta 1956 por Frederic Reines y Clyde Cowan. Desde 1934 en que Fermi lanzó la hipótesis de su existencia como subproducto de la desintegración del neutrón, el neutrino era inaprensible. Reines puso sus trampas donde mayor probabilidad tenía de encontrarlos: cerca de un reactor nuclear. Llenó dos tanques con 200 litros de agua, intercalados por un líquido centelleante. Al colisionar un antineutrino y un protón en los tanques, debían generar un neutrón y un positrón. La reacción se delataría con un doble centelleo azulado simultáneo y otro diferido brevísimos instantes después. Como el mundo de la física tenía tan asimilada la existencia de la partícula, Reines debió esperar hasta 1995 a recibir el ansiado Nobel.

En la actualidad, existen dos gigantescos detectores que, usando principios parecidos, compiten en hallar mejores datos para entender la naturaleza del neutrino: el SuperKamiokande, en Japón, y el Sudbury National Observatory (SNO), en Canadá, ambos alojados en minas, a gran profundidad bajo la superficie. El SuperKamiokande se halla en una antigua mina a 2700 m bajo tierra, donde alberga un tanque de 40 m de diámetro por 40 m de altura con 50 000 toneladas de agua con un sistema de 13 000 detectores fotomultiplicadores que lo envuelven, capaces de registrar la señal dejada por un único fotón. Por su parte el SNO, a 2100 m de profundidad, usa 1000 toneladas de agua pesada albergada en una vasija gigante de unos 12 m de diámetro. Con probabilidad muy baja, cuando un neutrino tropieza con un electrón del agua, puede llevarlo a una velocidad mayor que la que tendría un fotón de luz en ese medio. Se produce entonces un destello azulado que se conoce como efecto Cherénkov y su registro permite conocer la dirección de incidencia y obtener información sobre el neutrino.

Arriba: concepción artística del detector de neutrinos SNO. Abajo: fotografía realizada durante la construcción del SNO, donde puede verse la vasija contenedora de las 1000 toneladas de agua pesada y el esqueleto metálico para soportar los sensores fotomultiplicadores que la rodearán. (Fotos cortesía de SNO.)

Sin embargo, uno de los proyectos más originales y ambiciosos de los últimos años para el estudio de los neutrinos cósmicos es el detector IceCube, en la base polar Amundsen-Scott. Su objetivo es buscar la información que contienen las partículas producidas en explosiones de estrellas, y en otros fenómenos singulares que involucren agujeros negros y estrellas de neutrones. El proyecto AMANDA, su antecesor, demostró su viabilidad convirtiendo una porción del hielo antártico en un detector. Durante cinco años se enterraron 750 sensores ópticos en el hielo, a gran profundidad, con el objetivo de detectar los destellos de luz emitidos por los muones producidos cuando chocan los neutrinos con las moléculas de agua del hielo. El proyecto concluyó con éxito en el año 2000. Su heredero, IceCube, patrocinado por EEUU y con el apoyo de Alemania, Bélgica, Japón y Suecia, tiene un coste estimado de 250 millones de dólares. El observatorio tendrá unas dimensiones de 1 km3 y contará con 4800 sensores fotomultiplicadores. Los sensores se fijaran en grupos de 60 unidades a largos cables eléctricos como si se trataran de luces para el árbol de Navidad. Valiéndose de los avances experimentados en las tecnologías de extracción de petróleo, se taladrará el hielo a 2.4 km de profundidad con chorros de agua caliente a presión, trazando agujeros de poco más de un metro de diámetro. Una vez perforado el hielo, se dispondrá de alrededor de un día para dejar fijado el cable con los sensores antes de que el agua en el conducto se congele de nuevo. Se estima que el tendido de los 80 cables durará seis años. Cada sensor incorporará un microprocesador que lo dotará de inteligencia individual y que transmitirá sus medidas a través del cable hasta la base en la superficie y de allí, a través de internet, a las computadoras de los científicos involucrados en la investigación.

Resulta estimulante ver que, en un marco experimental tan competitivo como la física de partículas, todavía haya un lugar para iniciativas como la del Laboratorio Subterráneo de Canfranc, en las instalaciones de un antiguo túnel del ferrocarril, a 900 m de profundidad, debajo del Monte Tobazo. Allí, un grupo de científicos del Laboratorio de Física Nuclear y Altas Energías de la Universidad de Zaragoza intenta detectar partículas WIMP. Sería mágico que, en un momento en el cual parece que los grandes presupuestos son indispensables para estar en la vanguardia de la investigación en partículas, ellos fueran los primeros en conseguirlo.

Capítulo 4

Universo oscuro

Una radiación cósmica que parece llenar todo el universo, el último rescoldo del Big Bang, nos aporta valiosa información sobre su forma y geometría. Gracias a ella será posible verificar que, en efecto, hubo un Big Bang y que el universo a gran escala es homogéneo e isótropo. Parece que en el universo hay muchísima más masa de la que vemos, una materia invisible a la que se ha llamado materia oscura. No está claro en qué puede consistir, pero sus efectos gravitatorios son evidentes.

Recuadro abajo a la derecha: cúmulo de galaxias CL0024+1654, visto por el telescopio espacial Hubble. Gracias a la masa del cúmulo que deforma el espacio a su alrededor y actúa como una lente gravitatoria, podemos ver galaxias remotas que en realidad están detrás del cúmulo. Sin embargo, no se observa en el cúmulo masa suficiente para justificar tanta deformación en el espacio que lo rodea. Debe existir en el cúmulo más masa que no es visible, materia oscura. Imagen principal: distribución de materia oscura en el cúmulo CL0024+1654, inferida a partir de la intensidad de las lentes gravitatorias que produce el cúmulo.

4.1 El fondo de microondas

Como recordaremos, dejábamos en el capítulo anterior una pregunta abierta que prometimos contestar en este. Vimos que durante la fase de desacoplo, al convertirse la materia en átomos neutros, los fotones de la radiación luminosa que llenaba todo el universo dejaron de repente de interaccionar con la materia y comenzaron a viajar sin interferencias. El universo, de este modo, se hizo transparente. Pero, ¿adónde fueron a parar todos esos fotones?

La respuesta asombra por su sencillez: a ningún sitio, o mejor dicho, a todas partes. Todos esos fotones primigenios que llenaban el universo, deberían seguir llenándolo todavía en la actualidad. Tendrían, por tanto, que estar aún por aquí, en todas partes. Ésta fue la conjetura que realizaron Ralph Alpher y Robert Herman, los colaboradores de Gamow a los que conocimos en el capítulo anterior. Sólo que estos fotones, dijeron, debido al enfriamiento que ha sufrido el universo desde la fase del desacoplo hasta la actualidad, fueron disminuyendo su energía y ahora deberían tener una energía muy baja.

Sus cálculos los llevaron a prever la existencia actual de un fondo omnipresente de fotones de muy baja energía, de hecho, justo en la región de las microondas, correspondiente a una temperatura de 5 K (es decir, 268 grados centígrados bajo cero). Debido a que esos fotones en su origen estaban en equilibrio térmico con la materia, su espectro debería tener una forma característica, que se conoce con el nombre de «espectro de cuerpo negro». El cuerpo negro es una idealización teórica que hace referencia a un objeto cuyas propiedades de absorción y emisión de radiación fueran ideales. A pesar de ser una idealización, muchos cuerpos en la naturaleza (nuestro Sol, por ejemplo) tienen un espectro de emisión que se asemeja mucho al espectro teórico de un cuerpo negro. Sobre todo cuando estos cuerpos se hallan en equilibrio térmico con lo que los rodea, por lo que este espectro de cuerpo negro resulta una herramienta matemática muy útil.

La predicción de Alpher y Herman sobre la existencia de un fondo con estas características no era una cuestión sin importancia. De hecho, de demostrarse su existencia, el Big Bang dejaría de ser una teoría para convertirse en un hecho. En cambio, si no se encontraba ninguna señal de este fondo de microondas, esto querría decir que no había tenido lugar ningún Big Bang, y que los defensores del estado estacionario de Hoyle tal vez tuvieran la razón. Sin embargo, pese a su decisiva importancia, la predicción de Alpher y Herman, realizada en 1948, no gozó de mucha prensa y casi cayó en el olvido, hasta que llegaron en 1964 Arno Penzias y Robert Wilson.

En 1964, el astrofísico germanoamericano Arno Allan Penzias y el físico estadounidense Robert Woodrow Wilson, investigadores de los Laboratorios Bell, estaban trabajando con la antena de comunicaciones del satélite ECHO-1. Este satélite fue uno de los primeros intentos que se realizaron para probar si las comunicaciones vía satélite entre distintas zonas de la Tierra eran en verdad posibles. El ECHO-1 consistía en una simple bola de metal pulido puesta en órbita, y la idea consistía en enviar una fuerte señal con una antena desde la Tierra, para que rebotara en el satélite y fuera detectada por una segunda antena situada en otro lugar de la superficie terrestre. Para enviar y recibir las señales del ECHO-1, se habían construido dos antenas, una en Goldstone, California y otra en Holmdel, Nueva Jersey. Esta última era una antena extremadamente sensible que tenía forma de cuerno y a la que se conocía familiarmente por «el Cuerno de Holmdel».

El satélite ECHO-1 fue todo un éxito, y una vez terminó el proyecto, Penzias y Wilson pensaron en reutilizar el Cuerno de Holmdel como radiotelescopio. Buscaron todas las posibles fuentes de ruido que pudieran afectar a la antena, a fin de intentar eliminarlo para que la detección fuera más nítida y dejar la antena en condiciones óptimas para la radioastronomía. Pero había una débil señal en la región de las microondas que no conseguían hacer desaparecer y cuyo origen no lograban concretar. No provenía de la electrónica, ni tampoco de ninguna fuente de ondas en las cercanías. De hecho, parecía provenir de todas partes. No importaba hacia dónde apuntara la antena, ahí estaba la débil señal de microondas, con la misma intensidad, con una temperatura en torno a los 3 K. Buscando todas las posibles explicaciones, pensaron incluso que tal vez el origen de la señal fuera la conductividad eléctrica de «cierto material dieléctrico que recubría la antena» como ellos dijeron, es decir, los excrementos de las palomas que parecían encantadas con la parabólica. Pero una vez la limpiaron a conciencia y desalojaron a las «ocupas», la señal persistía. Dado que no conseguían explicar el origen de ese ruido, un colega, Bernard Burke, pensó que tal vez fuera un fenómeno astronómico y les sugirió que lo consultaran con el grupo de astrofísicos de la cercana Universidad de Princeton.

Dicho grupo estaba dirigido por Robert Dicke, al que ya conocemos por haber sido el primero en postular la versión débil del principio antrópico, y entre ellos estaba el joven James Peebles. Dicke y Peebles habían comenzado a interesarse hacía poco por la cosmología. Provenían de otras ramas de la astrofísica y desconocían del todo el trabajo que en la década de los cuarenta había realizado el grupo de Gamow. De forma independiente comenzaron a reproducir los resultados alcanzados dos décadas atrás. A instancias de Dicke, Peebles trabajó sobre la producción del hidrógeno y el helio durante el universo primigenio, repitiendo sin saberlo el trabajo de Alpher y Herman. Al igual que ellos, Dicke y Peebles llegaron a la conclusión de que debería haber, como consecuencia de esa fase, una tenue radiación de cuerpo negro de fondo omnipresente, que en la actualidad debería encontrarse en la región de las microondas con una temperatura, como mucho, de 10 K.

Lo que sigue es una de las mayores coincidencias en la historia de la ciencia. El grupo de Dicke, que se había creído lo suficiente sus propios resultados, se embarcó en 1964 en la construcción, en el tejado de su laboratorio, de un pequeño detector para medir la existencia de esta radiación cósmica. Pero durante una reunión de trabajo para estudiar los progresos realizados con el detector (que no parecía ser lo bastante sensible), y mientras especulaban sobre la realidad de esa radiación de fondo, recibieron una llamada telefónica. Era Arno Penzias que había detectado una señal extraña en el Cuerno de Holmdel. Cuando Dicke colgó, se giró a su grupo y les dijo: «Se nos han adelantado».

Lo que Penzias y Wilson habían medido con su antena era el ruido cósmico de fondo que demostraba la realidad del Big Bang. Pero no eran capaces de explicar qué era lo que estaban midiendo. La explicación teórica del fenómeno la tenía el grupo de Dicke, que había estado intentando medir esa radiación sin éxito. Finalmente, ambos grupos optaron por publicar al mismo tiempo sendos artículos en Astrophysical Journal para que la explicación teórica y la medida experimental aparecieran juntas. Estos artículos, en los cuales no aparecía ninguna mención al trabajo previo del grupo de Gamow, desataron las iras de Gamow, Alpher y Herman, que se enzarzaron en una cruzada por el reconocimiento, realizando uno de los primeros bomb-mailing de la historia. A la postre, en trabajos posteriores, y ante la presión del número de cartas que recibían, Dicke y su grupo terminaron reconociendo el trabajo pionero de Gamow.

4.2 El Big Bang, una realidad

Las posteriores mediciones que se realizaron del ruido de fondo de microondas demostraron que, en efecto, el espectro de la radiación cósmica de fondo tenía exactamente la forma esperada de cuerpo negro. De hecho, el fondo de microondas no es que se asemeje al de un cuerpo negro, sino que la concordancia es perfecta no existe la menor discrepancia. Es la mejor curva de cuerpo negro experimental que se conoce, mil veces mejor que cualquier espectro de cuerpo negro que podamos generar en un laboratorio. La diferencia con la curva teórica es menor que una parte entre un millón. Además, el fondo de microondas es casi completamente isótropo, homogéneo y uniforme. Da igual hacia dónde apunte el detector que haga la medida, el resultado es siempre casi el mismo.

Este ruido de fondo de unos 3 K de temperatura nos envuelve hoy día. Su máximo de emisión está en la región de las microondas, en concreto en los 280 GHz (una longitud de onda de aproximadamente un milímetro), y hay unos 400 millones de fotones por metro cúbico. Aunque la frecuencia en la que se produce el máximo de emisión de esta radiación cósmica queda muy lejos de las bandas usadas para las emisiones de radio y televisión, el espectro del fondo de microondas se extiende hacia frecuencias mayores y menores e, incluso, algunos de sus fotones invaden el intervalo empleado en telecomunicaciones. Por tanto, nos encontramos, con la grata sorpresa de que parte de esta radiación cósmica primigenia, proveniente directamente del Big Bang, se puede «ver» por la pequeña pantalla. He aquí un apoyo excelente para la teoría, ya que sólo nos creemos aquello que sale por la tele. Cuando sintonizamos el aparato de televisión en una frecuencia en la que no hay ninguna emisora, observamos la típica nieve compuesta por un conjunto innumerable de puntos blancos que aparecen al azar en la pantalla. Una parte de esos puntos blancos (alrededor del 1%) son causados por la radiación de fondo de microondas que tuvo su origen en el Big Bang. Estamos viendo en directo, por tanto, los restos de la gran bola de fuego que llenó todo el universo durante su nacimiento.

La radiación de fondo de microondas es, de este modo, la observación directa más cercana que tenemos del Big Bang. Mediante observación directa no podemos remontarnos más allá de la época del desacoplo materia-radiación. Si en algún momento la técnica permitiera detectar los neutrinos de bajísima energía que, recordemos, se desacoplaron del resto del universo en una etapa mucho anterior, podríamos obtener observaciones directas de un periodo muy anterior. Pero en la actualidad todavía no es posible.

Tan sólo el modelo del Big Bang brinda una explicación satisfactoria a la existencia de esta radiación de fondo. De hecho, la predice (y con gran exactitud). Este ruido de fondo de origen térmico, junto con la expansión del universo descubierta por Hubble y con las abundancias de hidrógeno y helio medidas en el espacio, son los tres sólidos puntales sobre los que se asienta la realidad de que el universo tuvo su origen, a lo sumo, hace unos 20 000 millones de años en un Big Bang muy caliente que se encontraba en sus primeros instantes en equilibrio termodinámico.

El descubrimiento de esta tercera y definitiva prueba, el fondo de microondas, con la cual el modelo del Big Bang dejaba de ser una simple teoría y se asentaba como una descripción más que plausible de la realidad, era un hecho tan importante que el comité del premio Nobel no podía pasarlo por alto. Los posibles candidatos eran los tres grupos que habían trabajado en el tema: Gamow y su equipo fueron los pioneros, los primeros que estudiaron el Big Bang desde un prisma científico e hicieron predicciones que luego se vieron confirmadas. El equipo de Dicke, dos décadas después, llegó a las mismas conclusiones de forma independiente y más aun, tuvieron fe en su trabajo y emprendieron un intento serio para medir la radiación de fondo que predecían. Penzias y Wilson tratando de eliminar el ruido de fondo de la antena con la que trabajaban y, hartos de darle a la rasqueta, descubrieron la existencia de una señal de fondo que no conseguían hacer desaparecer y que no podían explicar de dónde provenía. ¿Quiénes creen ustedes que fueron los agraciados? Pues el premio Nobel de 1987 fue para Arno Penzias y Robert Wilson.

4.3 El COBE

Del fondo cósmico podemos obtener gran cantidad información. En el instante en que se desacopló la radiación electromagnética, la materia llenaba todo el universo de una forma sorprendentemente uniforme. Esta asombrosa uniformidad se ve corroborada en el fondo de microondas: se ha comprobado que este fondo cósmico es homogéneo e isótropo en grado sumo. Su medida es casi idéntica miremos donde miremos. De esta uniformidad se deduce también que el universo en su conjunto no gira, carece de rotación. ¡Lo cual no es en absoluto trivial! Por lo que sabemos, todos los cuerpos astronómicos que existen en el universo (galaxias, planetas, estrellas, sistemas solares...) están girando. Si el universo girara como un todo, esto se apreciaría en la radiación de fondo como un corrimiento Doppler (véase capítulo 1). Esa ausencia de corrimiento Doppler nos indica también que la expansión del universo es homogénea: no hay zonas del universo que se expandan más deprisa que otras.

Pero aún hay más información que podemos obtener de esta radiación de fondo: aunque durante el desacoplo el universo era muy uniforme, esta uniformidad no era absoluta. Las fluctuaciones estadísticas propias de un gas en equilibrio térmico, hacían que algunas regiones tuvieran una densidad ligeramente superior a la media, de tan sólo unas partes entre un millón como mucho. Mientras que en otras partes era ligeramente inferior. Las regiones algo más densas conformaron las simientes para la posterior formación de las galaxias. Al expandirse el universo, tiempo después, esas zonas ejercieron una atracción gravitatoria algo mayor, atrayendo poco a poco materia a sus cercanías. Conforme estas zonas adquirían más masa, aumentaba su fuerza de atracción gravitatoria, atrayendo de nuevo más materia. Debemos estar agradecidos, pues de resultas de estas fluctuaciones primordiales, terminaron por formarse las estrellas y las galaxias.

Aquellas minúsculas perturbaciones en la densidad de materia, que actuaron como semillas para la formación de galaxias, tendrían que haber dejado sus huellas fósiles en la radiación de fondo: justo tras el desacoplo, los fotones de luz que escapaba de zonas de mayor densidad debían vencer una atracción gravitatoria mayor, por lo que perdían más energía que los que abandonaban otras zonas. Estas pérdidas locales de energía deberían observarse en la actualidad como tenues «manchas» en el fondo cósmico de microondas.

¿Se podrían detectar los vestigios de las semillas galácticas, esas manchas en el fondo de microondas? Para intentarlo se lanzó en 1989 el satélite COBE, acrónimo de su nombre en inglés COsmic Background Explorer («explorador del fondo cósmico»), un pequeño radiotelescopio de microondas en órbita alrededor de la Tierra. El detector principal del COBE no medía la radiación directamente. Se trataba de un radiómetro diferencial, es decir, medía diferencias de radiación. Comparaba la radiación que provenía desde dos direcciones del firmamento distintas y medía la diferencia de temperatura entre ellas. La detección de estas manchas en el fondo de microondas, o anisotropías como las llaman los cosmólogos, era una necesidad del modelo de Big Bang, entonces ya firmemente asentado. Si el fondo cósmico no tuviera estas manchas, ello querría decir que no existían variaciones de densidad en el universo primitivo, y no habría forma de explicar la existencia de las galaxias.

El COBE fue puesto en órbita el 18 de noviembre de 1989. Al inicio no cumplió sus expectativas. El fondo de microondas es sorprendentemente uniforme en todas las direcciones y las manchas, de existir, deberían ser muy tenues. Era necesario acumular gran cantidad de datos del fondo durante mucho tiempo para mejorar la sensibilidad de detección y determinar un resultado definitivo. Conforme las señales se iban acumulando, la sensibilidad aumentaba y, poco a poco, comenzó a discernirse un patrón. Por fin, el 23 de abril de 1992, dos años y medio después de su lanzamiento, el patrón detectado por el COBE en el fondo cósmico de microondas se mostró claro más allá de toda duda, y el equipo investigador hizo públicos sus resultados: el COBE había encontrado las manchas esperadas en el fondo cósmico, las señales de las fluctuaciones de densidad primigenias que serían las semillas primordiales para la formación de las galaxias. Habían detectado esto:

Variaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas detectadaspor el satélite COBE tras dos años y medio de integración de datos.

Por tanto, las semillas de lo que después serían las galaxias estaban, en efecto, ya presentes en la era del desacoplo de la radiación, como se manifestaba en el fondo cósmico de microondas. El modelo del Big Bang podía respirar tranquilo. Sin embargo, las diferencias de temperatura entre las zonas más calientes y las zonas más frías resultaron ser increíblemente pequeñas: tan sólo de una parte entre cien mil. Estas variaciones se corresponden con unas fluctuaciones en la densidad de materia de tan sólo un 0.01% por encima de la media. El universo primitivo era en verdad muy homogéneo.

Un universo sonoro

En el mapa obtenido por el COBE vemos que las manchas dejadas en el fondo cósmico por las variaciones de densidad originarias se distribuyen en todas las escalas angulares. Hay manchas grandes, manchas pequeñas, manchas minúsculas, etc., en las que su tamaño depende de la magnitud que tuvieran las variaciones de densidad de donde escaparon esos fotones. Pero vamos a ver que no todas estas estructuras con distintos tamaños angulares deberían de contribuir de igual forma.

Justo antes de que la radiación electromagnética se desacoplara del denso plasma que llenaba todo el universo, la luz no se movía con libertad. Estaba chocando de continuo con la materia eléctricamente cargada, de tal forma que su movimiento, en el mejor de los casos, era un continuo zigzag. La luz no era, por tanto, un método eficaz para transmitir información de una parte del universo a otra. Sorprendentemente, este papel de transmisor de la información lo tenía el sonido. En un medio tan denso como aquél, las ondas de sonido representaban un papel protagonista. No se trata de una mera especulación. Por chocante que parezca, sabemos que esto es lo que ocurre en la actualidad en el interior de nuestro Sol, y este hecho ha dado origen a una nueva rama de la astrofísica, la heliosismología, que es capaz de estudiar el interior del Sol mediante la observación de las ondas de sonido que alcanzan su superficie.

Como nos muestra el COBE, en el universo había fluctuaciones de la densidad de materia en una amplia gama de tamaños. Esas fluctuaciones estaban siendo atravesadas de manera continua por ondas sonoras que las alteraban y cambiaban: a su paso, una onda de sonido perturbaba este medio, y dejaba tras de sí nuevas fluctuaciones de densidad cuyos tamaños estaban relacionados con la longitud de onda de ese sonido. La teoría nos dice que, en este momento del universo, existía una longitud de onda, una nota musical, que predominaba sobre las demás notas de la Música de la Creación. Dominaba porque los modos de vibración del sonido no podían coordinarse entre sí más allá de la distancia que hubiera recorrido el sonido desde el origen del universo. Es decir, la mayor longitud de onda de sonido que podía existir estaba limitada por el «horizonte acústico», que dependía de la velocidad del sonido. Y a su vez, esta velocidad del sonido era mayor cuanto más denso era el medio por el que viajaba. En resumen, la longitud de onda de esta nota primordial dependía de la densidad del universo en esta época.

Como esta «nota» era la predominante, las fluctuaciones causadas por este modo de vibración debían ser las más frecuentes. Por tanto, si fuera posible averiguar en las manchas del fondo de microondas cuál es el tamaño de mancha más frecuente, se podría identificar cuál era ese sonido predominante y, con ello estimar la densidad del universo en aquella época.

Para valores típicos de la densidad del universo que variaran entre un cuarto de la densidad crítica y 4 veces la densidad crítica, la teoría nos indica que el tamaño angular de las manchas más frecuentes en el fondo de microondas debería oscilar entre 0.45º y 1.8º respectivamente, siendo de 0.9º en el caso en que la densidad del universo fuera justo igual a la crítica. Es decir, a mayor densidad del universo, las fluctuaciones serán más grandes, ya que la velocidad del sonido será mayor y el horizonte acústico será más grande (el sonido podrá viajar más lejos).

4.4 ¿Un universo plano?

Supongamos que pudiéramos determinar la densidad del universo durante la fase del desacoplo (por el método que se describe en la caja «Un universo sonoro»). Y que lo comparáramos con el valor de la densidad crítica correspondiente para aquella época. Entonces, si este valor fuera mayor que la densidad crítica, podríamos concluir que, en esta fase, el universo era cerrado (véase capítulo 1), si fuera menor, que era abierto y, si ambos valores resultaran iguales, concluiríamos que era plano. Es decir, podríamos saber cuál era la curvatura del universo en aquella época. Pero vimos también que esta curvatura, el valor del parámetro k que podía ser 0, 1 ó -1, era un valor constante que no cambiaba con la evolución del universo. Por tanto, si pudiéramos determinar cuál era la curvatura del universo durante la fase de desacoplo, sabríamos cuál es la curvatura del universo ahora, ya que sería la misma.

Por desgracia, el COBE no podía medir diferencias de temperatura si las regiones celestes estaban separadas menos de 7º. En argot de los físicos, esto quiere decir que la resolución angular del COBE era de 7º, con lo que podía discernir sin problemas manchas de tamaños mayores, pero no menores. Manchas con el tamaño de las que nos interesarían para averiguar la forma del universo según la teoría (véase caja «Un universo sonoro») quedaban totalmente fuera del alcance del COBE. Para estudiar el fondo de microondas con el detalle exigido por las predicciones anteriores, se construyó el detector Boomerang (Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation and Geomagnetics, «Observaciones geomagnéticas y de la radiación milimétrica extragaláctica con un globo»), un detector de mayor sensibilidad que el COBE y con mejor resolución angular (0.16º). El Boomerang se lanzó en diciembre de 1998 a bordo de un globo sonda desde la Antártida y estuvo estudiando el fondo cósmico durante 11 días. Su estudio cubrió tan sólo un 1% del cielo, pero era suficiente para contestar la pregunta sobre qué forma tiene el universo.

En abril del 2000 se publicaron en la revista Nature los resultados, que resultaron ser una bomba en el mundo de la cosmología. El tamaño angular de las manchas más frecuentes en el fondo de microondas era, concretamente, de 0.9º. Exactamente lo que se esperaba para un universo sin curvatura. Por tanto ¡el universo es plano! ¡Tal como predecía la teoría de la inflación! Se deduce que su métrica espacial a gran escala es euclídea y que no acabaremos todos en un Big Crunch. Este es un resultado extremadamente importante, de la misma categoría que el valor de las abundancias del helio e hidrógeno, que la expansión del universo, o que la existencia de la radiación de fondo. Con toda propiedad se puede considerar este resultado como un cuarto pilar que sustenta la credibilidad del Big Bang y de la inflación.

Brevemente mencionaremos aquí una segunda misión, la WMAP, un instrumento más reciente lanzado al espacio en 2001 que aunaba las cualidades de los dos instrumentos anteriores: realizar desde el espacio un estudio del fondo de microondas para todo el cielo, como el COBE, pero con la resolución angular y precisión del Boomerang. Los resultados de WMAP no fueron espectaculares, en el sentido en que corroboraban al cien por cien los resultados de las misiones anteriores. Las novedades que ha aportado afectan sólo al detalle de los modelos teóricos, pero sin duda resultaron de excelente calidad. Los resultados de WMAP confirman que nuestro universo es, en efecto, plano, y ofrecen también una nueva cota a la edad del universo, con una precisión sin precedentes: 13 700 millones de años, con un error de tan sólo 200 millones de años. La siguiente imagen nos muestra el mapa del fondo de microondas obtenido por el WMAP (Apéndice IV: La planitud del universo):

Fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas detectadas por el satélite WMAP

Los estudios detallados del fondo de microondas están recibiendo un nuevo impulso con el lanzamiento, en mayo de 2009, de la misión europea Planck (antes llamada COBRAS/SAMBA).

4.5 ¿Entropía menguante?

Tras la época del desacoplo, el universo, que era homogéneo y uniforme, empieza a hacerse cada vez más tenue y comienzan a surgir por primera vez huecos en su estructura. Se corresponden a las zonas que poseían una densidad de materia más baja que la media. La materia presente en estas zonas migra por atracción gravitatoria hacia las zonas de mayor densidad. Como describimos previamente, conforme más material se evacua de las zonas de menor densidad y se acumula en las zonas de mayor densidad, mayor es la atracción gravitatoria de éstas últimas. Con este efecto multiplicador, las diferencias de densidad se intensifican y el proceso se acelera poco a poco. Por primera vez en el universo, los ricos se hacen más ricos todavía, a costa de que los pobres se hagan cada vez más pobres.

Este curioso y agresivo comportamiento de libre mercado gravitatorio parece implicar una suerte de paradoja. Aparentemente, a partir de una situación muy uniforme y sin ninguna estructura, la homogeneidad e isotropía del universo, llegamos a otra donde se están formando estructuras. Dicho de otro modo: parece que, a partir de una situación desordenada, alcanzamos otra aparentemente más ordenada. ¿No va este comportamiento en contra del segundo principio de la termodinámica? ¿Acaso la atracción gravitatoria puede invertir el crecimiento de la entropía? En el capítulo anterior (recuadro «Entropía y estructura») introdujimos algunas consideraciones sobre el efecto de la expansión sobre la densidad de entropía del universo. Ahora matizaremos que, además, es necesario tener en cuenta el efecto de la gravitación, una fuerza de la naturaleza que no se considera en los cálculos termodinámicos clásicos y que es capaz de alterar notablemente el panorama.

Estamos inconscientemente acostumbrados a relacionar el concepto de entropía con la mecánica de los gases. Pero entre los gases ideales y el plasma original que llenaba el universo hay una importantísima diferencia: las moléculas de los gases ideales no se atraen entre sí. Esa diferencia es vital. La segunda ley de la termodinámica es estadística. Nos cuenta que un sistema tiende a evolucionar hacia el estado más probable. De esta manera, si tenemos humo en una habitación, cuyas moléculas se mueven de forma errática, es extremadamente improbable, aunque no imposible, que esas moléculas se agrupen en un rincón de la habitación. Estadísticamente hay mayor probabilidad de que poco a poco se dispersen por toda la habitación. Ése es el estado más probable, con mayor entropía, desde el punto de vista de la termodinámica clásica, no gravitatoria. El estado con todas las moléculas apelotonadas en una esquina y sin moverse sería un estado de muy baja entropía, es decir, muy improbable. Sin embargo cuando interviene la gravitación ocurre lo contrario, precisamente porque la materia es atraída por la materia. Si tenemos dos masas en reposo en el espacio, comenzarán a atraerse mutuamente hasta que queden juntas. Ese es el estado más probable. La materia sometida a (y generadora de) campos gravitatorios se atrae continuamente. No puede moverse erráticamente como lo hacen las moléculas de un gas, sino que tiende a arracimarse.

Una situación con un universo lleno de materia neutra, sin carga eléctrica, distribuida de forma absolutamente uniforme, de tal manera que ninguna parte atraiga más que otra (recordemos la paradoja de Olbers del capítulo 1), es extremadamente improbable. Cualquier pequeña perturbación que aumentara ligeramente la densidad en alguna zona, provocaría que comenzara a agruparse la materia. Por tanto, cuando sólo actúa la gravitación, es muy improbable tener una distribución homogénea. Para conseguir que ese estado fuera estable tendríamos que ordenar la materia de una forma muy concreta, muy improbable. Ese sería un estado muy ordenado, y por tanto con baja entropía. El estado más probable, es decir, agregados de materia, tendrá mayor entropía. Estará más desordenado. Casi cualquier configuración al azar de la materia nos llevaría a él.

Podemos, por tanto, estar agradecidos por la existencia de la gravitación, en última instancia el gran motor del universo (junto a la propia expansión), que ha sido la responsable de la creación de todas las complejas estructuras que contiene. Incluso a nuestra escala, pues estrellas y planetas se forman única y exclusivamente por la acción de la gravitación, y es la gravitación, como veremos, el origen último de la luz de las estrellas. Sin la gravitación, el universo seguiría siendo, como en sus orígenes, un contenedor lleno de gas. Cualquier otro proceso en que podamos pensar nunca habría llegado a tener lugar sin esta cualidad en apariencia «antientrópica» de la gravitación.

4.6 Un Big Bang en la cocina

Si al lector le ha supuesto un esfuerzo visualizar mentalmente cómo una fuerza atractiva genera espontáneamente estructuras sin que por ello se viole el segundo principio de la termodinámica, tenemos una buena noticia para él: lo va a poder ver con sus propios ojos. Sin necesidad de ningún kit especial, podemos jugar a Dios fabricándonos un Big Bang personal en la cocina de casa, y comprobar cómo se formaron estructuras en el universo conforme éste se expandía. Lo primero que necesitamos es materia primigenia, una materia densa y uniforme que llene todo el universo. Esta materia deberá sentir una fuerza de atracción equivalente a la gravitatoria, que la dote de una especie de «pegajosidad». Usaremos como sustituto la miel: la miel es una sustancia bastante homogénea y sus diferentes moléculas sienten entre ellas una atracción eléctrica, llamada fuerza de Van der Waals, que la convierte en pegajosa. Esta atracción será nuestro sustituto de la gravitación. Lo segundo que necesitamos es un universo en expansión, un espacio que esté inicialmente lleno de miel y que se agrande. Ese universo será el espacio entre nuestros dedos pulgar e índice. Llenemos ese espacio con miel, y al grito de «hágase el Big Bang» separemos lentamente los dedos. Lo que ocurrirá será algo similar a esto:

Los dedos de Dios en la cocina del universo: al crearse espacio en un medio aparentemente uniforme que se autoatrae, como la miel, surgen estructuras filamentosas alrededor de grandes vacíos.

Podemos observar cómo, a medida que el espacio aumenta, la estable situación homogénea inicial se hace cada vez más inestable. Las zonas con una densidad menor comienzan a vaciarse debido a la atracción que ejercen sobre ella las zonas de los alrededor. Poco a poco empiezan a formarse huecos en la estructura, que se van haciendo cada vez mayores, hasta que llegamos a una situación en la que toda la materia se ha distribuido en una compleja estructura de filamentos. Tal como ocurre en la realidad.

4.7 Un universo deshilachado

¡Un momento! ¿Tal y como ocurre en la realidad? ¿Es que la materia se distribuye acaso en filamentos? El universo, cuando se lo considera a gran escala, ¿la materia se distribuye como la miel entre nuestros dedos? ¿Qué pasa entonces con las estrellas y las galaxias? Sabemos que el universo, como lo conocemos en la actualidad, es grumoso. Está compuesto por diversos tipos de estructuras que se distribuyen en diferentes jerarquías de tamaño. Cada una de estas estructuras se agrupa creando «grumos» que forman sucesivos niveles. El nivel básico de esta jerarquía está constituido por las estrellas, planetas y sistemas solares. Este nivel se agrupa, gracias a la gravitación, para formar el siguiente nivel, esas enormes estructuras que son las galaxias, compuestas la más grandes por miles de millones de estrellas y planetas.

Las galaxias se agrupan también a su vez. A veces forman grupos pequeños de pocas galaxias, que reciben el apropiado nombre de grupos de galaxias. Este es por ejemplo el caso de nuestra Galaxia, que tiene orbitando a su alrededor dos pequeñas galaxias, las Nubes de Magallanes. Las fuerzas de marea ejercidas por nuestra Galaxia en las Nubes dan lugar a la llamada Corriente de Magallanes, una corriente de hidrógeno arrancado de las Nubes, que forma un puente de materia que las une a nuestra Galaxia. El grupo al cual pertenece nuestra Galaxia es, no obstante, algo mayor. Tanto la Galaxia como las Nubes de Magallanes forman parte de un grupo de unas veinte galaxias llamado, cómo no, Grupo Local, entre las que se incluye también la conocida galaxia de Andrómeda. Sin embargo, las galaxias pueden agruparse en estructuras mucho mayores, llamadas cúmulos de galaxias; inmensas agrupaciones cósmicas unidas entre sí por la fuerza de la gravitación, formadas por centenares o incluso por miles de galaxias. No es nuestro caso, nosotros no vivimos en un cúmulo. Pero sí son muy frecuentes en el universo.

Finalmente, llegamos al último peldaño de esta jerarquía de tamaños. Estos grupos y cúmulos de galaxias se agrupan de nuevo a su vez, creando las mayores estructuras del universo, llamadas supercúmulos, estructuras usualmente en forma de cadena, constituidas por decenas de cúmulos de galaxias. Nuestro Grupo Local se agrupa junto con varios cúmulos de galaxias, entre ellos el gigantesco Cúmulo de Virgo, para formar el Supercúmulo Local.

Pero al subir un escalón más en la escala de tamaños del universo, desaparece la tendencia a formar agrupaciones y hallamos la verdadera estructura a gran escala del universo. En el reino de los gigantes, nos encontramos con que no existen los cúmulos de supercúmulos. Pero tampoco observamos una distribución uniforme de supercúmulos llenándolo todo. A estas escalas, la materia se distribuye en forma de filamentos, formando grandes filamentos de supercúmulos con enormes huecos vacíos. Como la miel entre los dedos de los dioses. Estos vacíos, prácticamente absolutos, son de hecho la característica principal del universo a gran escala. Ocupan el 90% del espacio con diámetros típicos del 25 Mpc, unos 80 millones de años-luz. Esa especie de espuma cósmica, con la materia distribuida en filamentos alrededor de los huecos, es la última escala con estructura. Si contemplamos el universo a una escala mayor, finalmente encontramos que es uniforme, homogéneo e isótropo. Una masa uniforme de espuma cósmica, prácticamente hecha de vacío, llenándolo todo. Estirando nuestra analogía culinaria: el universo es una gran mousse.

El universo a gran escala, tal como lo muestran los datos del muestreo de galaxias del 2dF hasta una distancia de 1500 millones de años-luz. Las dos grandes zonas oscuras corresponden al plano de nuestra Galaxia, que obstaculiza la visión.

4.8 El secreto está en la masa

El experimento con la miel en la cocina se puede considerar una simulación física de la evolución del universo. Como simulación no es gran cosa. No reproduce con fidelidad las características reales del universo. Por ejemplo, la expansión de los dedos se da en una única dirección, de arriba a abajo, y no en todas a la vez. Además, la fuerza de atracción de Van der Waals no disminuye con la distancia al cuadrado, como la gravitatoria, sino que es más bien una interacción de contacto. Aun así, como símil, reproduce muy bien las características cualitativas observadas del universo. Pero si queremos resultados cuantitativos, si queremos hacer ciencia sobre la evolución del universo, tendremos que salir de la cocina.

La llegada del ordenador supuso un avance significativo para muchas ramas de la ciencia (por no decir para todas ellas), al proporcionar una potencia de cálculo y unas herramientas de análisis que no tenían precedentes. Más aun: permitía simular la realidad (o una realidad alternativa), y trabajar sobre ella de una forma imposible en el mundo real. En cosmología sobre todo, donde no es posible crear cuando uno quiera un universo, cambiarle la densidad u otros parámetros, y hacerlo evolucionar a voluntad, el ordenador ha supuesto una herramienta insustituible. Desde hace unas décadas, los físicos se han dedicado a simular en sus computadoras la evolución del universo. Básicamente estas simulaciones numéricas consisten en llenar un espacio virtual con millones de puntos, a los que se les dota de una masa también virtual. El sistema comienza a evolucionar en pasos de tiempo discretos y a cada paso el sistema:

a) Hace que el espacio se expanda según los modelos de Fridman-Robertson-Walker que vimos en el primer capítulo.

b) Calcula la fuerza de atracción gravitatoria que cada partícula sufre, debido a la presencia de las demás partículas.

c) Computa a partir de esa atracción las nuevas posiciones que tendrán las partículas en el siguiente paso de tiempo.

d) Y vuelta a empezar.

Dado que estas simulaciones requieren mucho tiempo de cálculo, sólo desde que los ordenadores tuvieron suficiente potencia de cómputo han podido ser utilizadas con eficacia para investigar la evolución del universo. Los resultados cualitativos que se obtienen son análogos a la estructura real del universo: aparecen formaciones filamentosas, grandes vacíos y estructuras complejas. Pero algo no encaja. Si tan sólo tenemos en cuenta la masa que se ve en el universo, es imposible reproducir en las simulaciones las estructuras del universo. Es decir, teniendo en cuenta sólo las estrellas y galaxias que detectamos, no hay bastante masa para generar estructuras que, en cuanto a densidad y distribución de la materia, se asemejen a las del universo real. Para conseguir un buen grado de ajuste con la realidad, es necesario utilizar en estas simulaciones como mínimo diez veces más masa que la observada. ¿Significa esto que las simulaciones matemáticas no son tan buena herramienta como pensábamos? ¿O significa que existe más masa en el universo de la que parece?

4.9 Materia oscura

Un conocido teorema físico-matemático llamado teorema del virial, aplicable a los sistemas gravitatorios ligados que están en equilibrio, permite relacionar la energía debida a los movimientos del sistema (la energía cinética) con la energía del sistema debida a su campo gravitatorio (energía potencial). El teorema dice que cuando el sistema está en equilibrio, la energía potencial es justo el doble que la energía cinética. Si estudiamos un cúmulo de galaxias, a partir del corrimiento Doppler del espectro de las galaxias del cúmulo se puede tener una estimación de sus velocidades promedio y, por tanto, de su energía cinética. Por otro lado, a partir de la estimación de la masa observada del cúmulo podremos asignarle una energía potencial gravitatoria. Si todo va bien, el teorema del virial se debería cumplir en los cúmulos de galaxias.

Pero cuando, allá por los años 30, el astrofísico búlgaro-suizo Fritz Zwicky se molestó en realizar este trabajo y comparó ambas magnitudes, comprobó con sorpresa que se violaba el teorema del virial. La energía cinética de las galaxias era muchísimo más alta de la que debiera, si toda la masa del cúmulo fuera la que observamos. Tan sólo se podía llegar a dos conclusiones: o estos cúmulos no eran realmente sistemas ligados y estaban condenados a desintegrarse (y todo parece indicar lo contrario), o en los cúmulos existía mucha más masa de la que vemos. De hecho, si se toma esta segunda opción como la correcta, con un simple cálculo usando el teorema del virial se llega a la conclusión de que la masa real de los cúmulos de galaxias es, como poco, diez veces mayor que la masa observada. Zwicky fue así el primero en postular la existencia real de una materia «oscura» que no era visible con los telescopios.

Consideremos otro escenario, y en lugar de grupos o cúmulos de galaxias, vamos a estudiar ahora el comportamiento interno de una galaxia de tipo espiral. La observación telescópica nos muestra que la mayor parte de la masa de estas galaxias parece que se halla concentrada en el bulbo central. En comparación, a juzgar por el brillo, la masa que hay en los brazos espirales es relativamente pequeña. Por tanto, si queremos describir cómo giran en torno del centro galáctico las estrellas que habitan estos brazos espirales, podemos tranquilamente usar las leyes de Kepler. Con esto se obtiene un modelo matemático que predice la velocidad a la que giran las estrellas de una galaxia espiral en función de su distancia al centro: la curva de rotación. Pero cuando, en los ochenta, se comparó el modelo teórico con los datos experimentales, se obtuvo una llamativa discrepancia: las estrellas de los brazos espirales de las galaxias no giran según las leyes de Kepler. Giran mucho más deprisa de lo que debieran. Pero esta extraña curva de rotación es explicable si suponemos que hay una enorme cantidad de materia, al menos 10 veces más que la visible, que no somos capaces de ver. Y que además se distribuye de forma distinta a la materia visible, pues no se concentra en el bulbo central sino formando un halo difuso que envuelve toda la galaxia. Por tanto, en el comportamiento de las galaxias encontramos también pruebas de que en el universo existe mucha más masa de la que se observa.

La guinda al problema de la materia oscura la pone la planitud del universo. Hemos visto que los recientes experimentos Boomerang y WMAP han mostrado que, en efecto, el universo real es plano o prácticamente plano, lo que a todas luces parece confirmar la inflación. Por tanto, la densidad real del universo debe ser igual a la densidad crítica, con lo que aquí tenemos un método perfecto para calcular cuánta masa hay verdaderamente en el universo.

Pero si calculamos esta densidad crítica de materia, empleando para ello la mejor estimación que tenemos de la constante de Hubble (la obtenida por la misión WMAP), y la comparamos con la cantidad de materia que se puede inferir a partir de la materia visible, vemos que en el universo debe existir casi cien veces más materia que la que vemos. ¡Prácticamente el 99% de la masa del universo debería existir en forma de materia no visible!

4.10 Materias exóticas

La curva de velocidad de las galaxias, el comportamiento de los cúmulos, la planitud del universo y las simulaciones por ordenador de su dinámica nos llevan a concluir que la mayor parte de la materia del universo no es visible. Pero no acaba aquí la cosa. Es que, además, en su mayor parte, la materia oscura debe estar compuesta por un tipo de materia completamente exótica y desconocida, diferente a la materia ordinaria que compone las estrellas, los planetas o a nosotros mismos. No puede estar formada por protones, neutrones, átomos o moléculas.

Esta sorprendente conclusión surge del perfeccionamiento de los modelos de nucleosíntesis primordial, que iniciaron Gamow, Alpher y Herman. Hoy día los modelos son tan precisos que pueden calcular qué cantidad de cada elemento químico se formó durante la nucleosíntesis primordial, en relación al número de fotones de la radiación cósmica. Ocurre que estos modelos matemáticos son extraordinariamente sensibles a la cantidad de protones y neutrones. Si esta cantidad varía, las proporciones de elementos formados durante la nucleosíntesis variarán a su vez. Para que los resultados de estos cálculos estén en concordancia con las proporciones que observamos en el universo real, es necesario que la cantidad de materia ordinaria sea menor que un 10% de la densidad crítica. De hecho, el modelo que mejor se ajusta a los datos experimentales indica que es tan sólo un 4% de la masa total del universo. Como la materia visible es sólo un 1% de la masa total del universo, el otro 3% de materia ordinaria podemos considerarla materia normal, pero oscura. Pero nos queda todavía por justificar el restante 96% de la masa del universo, que no puede ser materia común. En su mayor parte, la materia oscura debe ser otra cosa.

Esa inesperada cantidad de materia no ordinaria no debería sorprender al lector. Recordemos que, durante el Big Bang, se creó una enorme cantidad de neutrinos, que se desacoplaron de la materia allá por el instante t = 0.2 segundos tras el inicio, llenando todo el universo. Como dijimos al principio de este capítulo, hoy por hoy resulta imposible detectarlos pues, debido a la expansión del universo, han perdido energía. Pero, como vimos, los resultados del detector SNO muestran que los neutrinos tienen una pequeña masa. Por tanto su atracción gravitatoria puede afectar al comportamiento de las galaxias, cúmulos y estructura a gran escala.

Consideraremos, por tanto, a los neutrinos primigenios como nuestro primer candidato para materia oscura. Dado que los neutrinos tienen masa de tan sólo algunos eV, les es fácil alcanzar velocidades altas, cercanas a la de la luz. Por ese motivo, en el contexto de la materia oscura se les da el nombre de materia oscura caliente.

Además de los neutrinos, tenemos otro posible candidato, aquellas hipotéticas partículas de las que hablamos, las WIMP, predichas por los modelos de gran unificación. Al igual que los neutrinos, de existir sólo pueden interaccionar con el resto del universo a través de la interacción débil y la gravitatoria. Pero al revés que los neutrinos, las WIMP tienen mucha masa, de varios cientos de GeV, por lo que viajarán a velocidades mucho menores que los neutrinos. Se les da por ello el nombre de materia oscura fría. Serán nuestro segundo candidato.

Los neutrinos tienen una gran ventaja a su favor, sabemos que existen y que se formaron en abundancia en el universo primitivo, mientras que las WIMP poseen de momento existencia teórica. Pero cuando se simula con el ordenador la evolución del universo teniendo en cuenta uno u otro tipo de materia oscura, las cosas se ponen un poquito peor para los neutrinos. Las siguientes figuras muestran:

a) Una simulación por ordenador en un universo con materia oscura fría (WIMP).

b) Una simulación con materia oscura caliente (neutrinos).

c) Un extracto de la distribución observada de galaxias para las mismas escalas a partir de datos reales del catálogo 2dF.

Como vemos, la materia oscura caliente tiende a formar estructuras más compactas y densas que las que se observan en la realidad y no parecen, por tanto, un buen candidato para materia oscura. Por el contrario, las estructuras formadas a partir de la materia oscura fría ¡se asemejan mucho más a la estructura real del universo! Pero aun así, la semejanza tampoco es completa, pues la materia oscura fría no es capaz de formar esos grandes vacíos que vemos en el universo (como el que hay en la constelación del Boyero).

Otro dato que resulta relevante para optar entre un tipo u otro de candidato a materia oscura es el siguiente: en las simulaciones por ordenador con materia oscura fría se comprueba que, primero, se forman las estructuras más pequeñas, como galaxias y estrellas, las cuales posteriormente se van agregando para formar las estructuras más grandes, como los cúmulos y supercúmulos. Esto es lo que se conoce por formación «de abajo hacia arriba». En cambio, en los modelos con materia oscura caliente ocurre lo contrario: aparecen primero las grandes estructuras, enormes nubes de materia en forma de supercúmulos, dentro de las cuales se produce una fragmentación posterior para formar las pequeñas estructuras internas. La formación se denomina entonces «de arriba hacia abajo». Cuando observamos el universo real, todo parece indicar una formación relativamente reciente de las grandes estructuras, lo que sería más compatible con un modelo «de abajo hacia arriba». Parece, por tanto, que las misteriosas WIMP son mejores candidatos a materia oscura.

Por último, para los neutrinos las cosas se ponen todavía peor si se hacen números. La cota a la masa de las tres familias de neutrinos que ha obtenido el detector de neutrinos SNO los hace demasiado ligeros para considerarlos un buen candidato para el problema de la materia oscura. Si toda la materia oscura, ese desconocido 96% del universo, se debiera sólo a neutrinos, deberían pesar mucho más. Pero, con la masa que realmente tienen, la contribución de los neutrinos a la materia oscura sólo puede llegar como mucho al 20% del total. El otro 80% de la materia oscura han de ser las esquivas WIMP. Unas partículas que han determinado completamente la forma y la evolución de todo el universo y sus componentes. Es decir, nuestra Galaxia, y en última instancia nuestro mundo, debe su forma y existencia tal como es a unas partículas que nunca han sido detectadas. Una cuestión incómoda que nos trae recuerdos del éter de otros tiempos.

Neutrino, un mal candidato

A partir de la intensidad actual del fondo de microondas, los actuales modelos de nucleosíntesis primordial permiten calcular con mucha precisión la cantidad de neutrinos primordiales que debe existir en la actualidad: 115 neutrinos de cada especie por centímetro cúbico. Dado que existen tres especies de neutrinos, el electrónico, el muónico y el tauónico (véase capítulo 2), esto da un total de unos 350 millones de neutrinos por metro cúbico. Vimos, en el primer capítulo, que la densidad crítica actual del universo es de unos 5.5 átomos de hidrógeno por cada metro cúbico, siendo la masa de un átomo de hidrógeno de 938.2 MeV. Supongamos que toda la materia oscura no normal (o, en la jerga astrofísica, «no bariónica»), el 96% de la masa del universo, fueran realmente neutrinos. Para que esos 350 millones de neutrinos por metro cúbico dieran exactamente la contribución necesaria a la densidad crítica, tendrían que tener todos ellos una masa de 5.5 x 938.2 x 0.96 = 4 953.7 MeV. Dividiendo este valor por 350 millones, obtenemos que la masa que debería tener cada neutrino, para que pudiera considerárselos como la única contribución a la materia oscura no bariónica, debería ser de unos 14 electronvoltios.

Por supuesto, ésa es una masa promedio y es la masa que tendría cada uno si todos pesaran lo mismo. Pero, como comentamos, hay tres tipos de neutrinos. De modo que este valor promedio sirve para calcular la suma de las masas de los tres tipos, que sería de 14 x 3 = 42 eV, independientemente de cual fuera la masa de cada especie. Pero ya hemos visto que el detector canadiense de neutrinos SNO ha dado recientemente una cota superior de 8.4 eV para el valor de la masa de los tres neutrinos juntos. Los neutrinos son, por tanto, demasiado ligeros para conformar la única contribución a la materia oscura no bariónica. De hecho, la masa de las tres familias sumadas es cinco veces más pequeña de lo necesario para que pudieran serlo. Sólo pueden por tanto contribuir a lo sumo en un 20% al total de la materia oscura.

4.11 El universo en el ordenador

Este resultado conduce al perfeccionamiento obvio de los modelos de simulación numérica: los modelos mixtos. En ellos se usa tanto materia oscura fría como caliente. Este tipo de modelos es capaz de reproducir con mayor precisión las estructuras cósmicas que se observan en la realidad. Mejor incluso que los modelos basados sólo en materia oscura fría. Las simulaciones más exitosas cuentan con un 70% de materia oscura fría y un 30% de materia oscura caliente, números muy cercanos a los valores que contemplábamos en el apartado anterior. Un indicativo de que estos modelos van por buen camino.

Gracias a los últimos y refinados modelos de simulación de la dinámica del universo en computadoras, podemos comprender, con gran lujo de detalles, cómo se formaron, paso a paso, las grandes estructuras, incluyendo las propias galaxias. Todas las simulaciones recientes muestran una característica común: cuando el universo era joven, las primeras estructuras que se formaron en él fueron largos filamentos de materia conectados en nodos por sus extremos, a la manera de una telaraña tridimensional o de una red de neuronas. La evolución dinámica de las simulaciones numéricas muestra que, en las zonas de mayor densidad de dichos filamentos, el gas se colapsó sobre sí mismo en innumerables puntos por efecto de la gravitación. La densidad y la temperatura aumentaron en el centro de estos objetos en contracción, hasta que alcanzaron un valor de «encendido» y empezaron a brillar con luz propia. Se había formado la primera generación de estrellas del universo, que se distribuían por los filamentos de materia como cuentas insertadas en un collar. Esta primera generación se formó en una fecha tan temprana como el instante 500 millones de años después del Big Bang.

Con el transcurrir de los millones de años, esas pequeñas zonas de formación de estrellas fueron gradualmente fusionándose y migrando, por atracción gravitatoria, a lo largo de los filamentos hacia los nodos de mayor densidad. Durante ese proceso las estrellas se fueron acumulando poco a poco para dar lugar primero a pequeñas protogalaxias. Posteriormente, por unión de esas protogalaxias según llegaban a los nodos, se formaron galaxias y cúmulos de galaxias. En este sentido, aquella primera generación de estrellas se puede considerar como los ladrillos con que se formaron las galaxias.

Cuaderno de bitácora

La detección del fondo cósmico de microondas supuso la prueba definitiva que convenció a toda la comunidad científica de la existencia del Big Bang. El fondo de microondas es una ventana abierta al pasado desde la que descubrimos las simientes de nuestras galaxias en forma de manchas, huellas de las fluctuaciones primigenias de densidad. Hemos visto también que la observación y la teoría encajan con un universo, como nos decía el bueno de Euclides, plano y sin curvatura, y que no terminará en un gran colapso.

Estas fluctuaciones de densidad primordiales con el tiempo evolucionarían para dar la estructura actual del universo. Pero cuando uno mira el cielo algo no encaja: falta masa. El universo tiene un reverso oculto, una materia oscura que nada tiene que ver con nuestros átomos y moléculas. Y que, sin embargo, ha modelado todo el cosmos hasta hacerlo como es hoy día. Tal es el poder del lado oscuro.

Apuntes tecnológicos:

Los telescopios que observan la radiación no visible (I)

La naturaleza nos ha dotado con un sistema de visión extraordinario desde muchos puntos de vista, pero limitado a una pequeñísima porción del espectro electromagnético. Sin embargo, si reflexionamos unos instantes llegaremos a la conclusión de que hace tiempo que estamos inundados por experiencias cotidianas de buena parte de esos «otros» tipos de radiación: las emisiones de radio en AM o FM, la transmisión de señales de televisión o de telefonía móvil, las microondas encerradas en modernos hornos en las cocinas o los rayos ultravioletas con los que algunos se broncean en invierno. Los cuerpos, los procesos y los sucesos del universo nos cuentan su historia en distintas frecuencias y nos mandan el mensaje en forma de radiación. Pero, al igual que las distintas emisoras nos informan de una misma noticia dándonos distintos detalles o bajo distintas perspectivas, también los mensajes que nos llegan de las estrellas son distintos en función de la banda en que los interpretemos.

Los físicos e ingenieros saben que la frecuencia es una característica principal que define una onda electromagnética y, como les va lo simple, suelen dibujar la escala a lo largo de una línea recta que empieza en el cero. Las frecuencias visibles ocupan un espacio a mitad de la recta. Así como el rojo marca la mínima frecuencia visible, el azul y el violeta son nuestro techo. Más allá del azul y el violeta tenemos el ultravioleta, los rayos X, los rayos gamma y los rayos cósmicos. La radiación en estas bandas tiene cada vez mayor energía y menor longitud de onda. Esto significa que si una onda electromagnética dejara pintada su trayectoria al desplazarse, veríamos que su movimiento describe una onda, y que la distancia entre dos máximos o dos mínimos sería cada vez menor, conforme aumenta la frecuencia. Si volvemos al rojo y disminuimos la frecuencia hallaremos el infrarrojo, el radar, las microondas, las frecuencias de TV y radio FM, radio AM y, finalmente, la banda de onda larga a unos pocos kilohercios. En este sentido de la recta, la energía de la onda electromagnética, o de los fotones, disminuye al «hacer la ola» cada vez más suavemente.

El estudio y observación del cielo en bandas distintas al visible es propia del siglo XX y en gran medida es culpable de los grandes avances en nuestro conocimiento actual del universo extrasolar. Las ondas de radio que, tan familiares nos resultan, se detectan mediante grandes antenas parabólicas, desde la Tierra. Aunque parezca difícil de creer, fue Karl Jansky en 1932, hace tan sólo unos setenta y tantos años, el primero en publicar un trabajo de investigación sobre el origen de las ondas de radio no terrestres, que percibimos como un molesto ruido de fondo al escuchar nuestros programas favoritos. Jansky, ingeniero de los Bell Lab, identificó esa fuente en el centro de nuestra Galaxia, en la constelación de Sagitario. Hoy situamos en esa zona un gran agujero negro y entendemos que esa radiación es precisamente una manifestación de su existencia. En vista de que a los astrónomos profesionales de la época el tema no les parecía suficientemente interesante, fue un ingenioso amateur, Grote Reber, quien a partir de 1937 decidió hacer una observación sistemática del cielo en frecuencias de radio. Ni corto ni perezoso diseñó su propia antena parabólica para concentrar la señal y obtener mejor recepción con resultados muy destacables. La II Guerra Mundial espoleó el desarrollo de la tecnología que siguió mejorando al incorporar las contribuciones que aportó la microelectrónica. Actualmente, el mayor radiotelescopio terrestre que podemos encontrar es el Very Large Array de Socorro, Nuevo México. Inaugurado en 1981, con 27 antenas parabólicas móviles de 25 m de diámetro cada una, el grupo actúa como un solo receptor gracias a un complejo sistema de control por ordenador y mediante técnicas de interferometría. Así conseguimos detectar las grandes nubes de gases interestelares de nuestra Galaxia y la materia eyectada desde los cuásares de galaxias lejanas.

Hasta que los ingenieros depuraron la tecnología de las agrupaciones de antenas, el único camino para conocer mejor el cielo era construir antenas cada vez mayores, con las limitaciones obvias que eso conlleva. Sin embargo, vale la pena mencionar (y visitar) el radiotelescopio de Arecibo. Construido en 1963 en el centro de la isla de Puerto Rico, es actualmente el mayor reflector de nuestro planeta. Con sus 305 metros de diámetro (se dice pronto) se diseñó para estudiar la ionosfera y, posteriormente, se ha mostrado útil para observar los cuerpos de nuestra Galaxia y de más allá. A diferencia de otros reflectores de radio, que se mueven para apuntar en la dirección deseada, el de Arecibo es tan grande que debe mantenerse estático y requiere un elemento adicional, una antena móvil, para apuntar y focalizar mejor la radiación. Desde 1997, posee un espectacular sistema gregoriano suspendido 137 m sobre la superficie del plato que le permite observar en un haz de 20º alrededor del cénit, en un rango entre los 50 MHz y los 10 GHz, cubriendo las bandas de radio en VHF y microondas hasta SHF. Este telescopio también es especial porque, con su potencia de emisión, radió un famoso mensaje dirigido a las hipotéticas civilizaciones extraterrestres que pudieran escucharlo. Lamentablemente, su mantenimiento futuro en estos momentos (2009) es incierto.

Telescopio de Arecibo, Puerto Rico.

El infrarrojo es una banda enorme que abarca cuatro décadas, diez mil hercios, donde los astrónomos diferencian por lo menos tres subbandas: el submilimétrico, el infrarrojo lejano y el cercano, cercano al rojo, claro. Ahí percibimos los objetos que no están suficientemente calientes como para brillar. La radiación submilimétrica se detecta mediante grandes antenas situadas en satélites, o en puntos elevados y secos sobre la superficie terrestre. En esta banda se pueden estudiar moléculas complejas existentes en las nubes de gas de nuestra Galaxia, así como la débil radiación residual del Big Bang. La radiación infrarroja lejana es visible sólo desde el espacio, desde donde nos mandan datos los telescopios espaciales infrarrojos como Spitzer o ISO. Nos permite ver cómo evoluciona el polvo estelar que se concentra en las zonas donde nacen estrellas y planetas. Desde zonas de gran altitud, por encima de las nubes, también es posible observar el infrarrojo cercano y estudiar estrellas y nubes de gas. Los mejores ejemplos terrestres están en el desierto de Atacama (Chile), donde el Observatorio Europeo Austral cuenta con varios telescopios de última tecnología, y en Mauna Kea, Hawai. En Hawai, los telescopios Keck I y Keck II tienen 10 m de diámetro y trabajan en equipo para ofrecer una capacidad de resolución equivalente a la que daría un único espejo de 85 m de diámetro. En Atacama, la mayor instalación es el Very Large Telescope, en Cerro Paranal, donde cuatro telescopios de 8 metros cada uno trabajan de manera combinada. Con estos telescopios, no sólo podemos estudiar todo el espectro del infrarrojo, sino también el visible.

Esos telescopios con forma de cazuela parabólica forman parte de nuestro entorno cotidiano y se dedican, no sólo al estudio del infinito, sino también a tareas más prosaicas como ver la tele o hablar por el teléfono móvil. El espectro cada vez está más poblado de señales diversas que podemos ver y oír con nuestros equipos domésticos, y en ellas encontramos entrelazadas las trazas de la historia de nuestro universo.

Capítulo 5

Universo luminoso

La mayor parte del universo está compuesta por una materia desconocida que no emite luz, que no podemos ver. Pero el universo no es sólo oscuridad. Al contrario, está repleto de incontables galaxias, que destacan contra la noche cósmica gracias al brillo de los miles de millones de estrellas que las componen.

Si la fase de nucleosíntesis primordial hubiera durado mucho más, probablemente se habrían formado elementos más complejos, pero quizás se habría consumido todo el hidrógeno de partida y no habría estrellas. ¿Cómo se las ingenió el universo para iluminarse y generar el resto de los elementos de la tabla periódica?

Formación estelar feroz en el universo joven, cuando tenía menos de mil millones de años (impresión artística). En esta etapa temprana, el universo atravesó una fase de formación estelar intensa, en la que se convertía el hidrógeno primordial en inmensas cantidades de estrellas a un ritmo que no ha vuelto a darse. Tal tasa de formación estelar se traducía en la aparición de muchísimas estrellas supermasivas que explotaban como supernovas a los pocos millones de años de haberse formado.

5.1 Formación de las galaxias

Los últimos datos experimentales parecen confirmar que las primeras estrellas aparecieron antes que las primeras galaxias. Los estudios de la sonda WMAP en su estudio del fondo de microondas muestran que entre los 200 y 500 millones de años después del Big Bang sucedió algo peculiar. El gas proveniente del Big Bang, que se había hecho neutro en la época del desacoplo, volvió de nuevo a ionizarse, en una fase llamada reionización. Al dejar de ser neutro, provocó una polarización en la luz del fondo de microondas, que millones de años después ha detectado la WMAP. Esta reionización del gas se debió a la luz ultravioleta emitida por las primeras generaciones de estrellas, que se agrupaban para formar protogalaxias.

Sin embargo, las galaxias gigantes aparecieron probablemente 1000 millones de años después del Big Bang. Las simulaciones revelan que estas galaxias se formaron por fusión y colisión de pequeñas protogalaxias, a medida que se concentraban en los nodos de los filamentos de materia del universo joven. En la actualidad, las observaciones apoyan este resultado. Cuanto más lejos observamos en el cielo y más retrocedemos en el tiempo, más jóvenes son las estructuras que vemos. A una distancia de 10 000 millones de años-luz, percibimos cómo eran las galaxias hace 10 000 millones de años. Las imágenes de estos estudios del cielo profundo, obtenidas sobre todo por el telescopio espacial Hubble, nos muestran que el universo joven estaba poblado, en su mayoría, por pequeñas galaxias irregulares y casi ninguna galaxia gigante. Un hecho que, de paso, fulmina por completo el modelo del estado estacionario de Hoyle, el cual suponía un universo siempre con el mismo aspecto.

A medida que estas pequeñas protogalaxias irregulares se fusionaban para formar galaxias mayores, las colisiones y aglomeración en la zona central comenzaban a reunir una inmensa cantidad de materia en unas zonas relativamente reducidas. Llegado a un punto, la atracción gravitatoria de ese engendro, con la masa de miles de soles, era tan grande que ninguna fuerza de la naturaleza podía contrarrestarla. Al colapsar sobre sí mismo se creaba un superagujero negro (Apéndice V: Agujeros negros). La presencia de esos agujeros negros centrales resulta decisiva para estabilizar las jóvenes galaxias, pues las dota de un centro adecuado alrededor del cual girar.

Durante varios millones de años después de su formación, la característica principal de la joven galaxia será su intensa emisión de radiación, que es miles de veces superior a la energía que emite una galaxia normal actual. A tales galaxias las llamamos cuásares. Estos objetos, fuertes emisores de ondas de radio, fueron detectados por primera vez en 1950. Dado que de ellos sólo se veía un punto, aparentando una estrella, se los llamó cuásares, acrónimo del inglés quasi-stellar radio source (fuente de radio cuasiestelar). Pero hubo que esperar hasta 1963 para que se descubriera su peculiar naturaleza. El astrónomo estadounidense Marteen Schmidt, al estudiar su espectro, descubrió que presentaban un fortísimo corrimiento hacia el rojo, mayor que el de las galaxias normales. Debían ser, por tanto, objetos muy lejanos. Eso justificaba que los telescopios sólo mostraran un punto sin estructura. Pero si a pesar de la enorme distancia, estas fuentes se manifestaban como poderosas emisoras de ondas de radio, intensidad con la que emitían tenía que ser descomunal.

Hoy día está claro que los cuásares representan una etapa juvenil en la formación de las grandes galaxias, durante la cual la luminosidad del núcleo aumenta de manera espectacular. El telescopio Hubble ha conseguido revelar cómo algunas de las que, desde la Tierra, parecían meras fuentes puntuales han resultado ser el núcleo luminoso activo de una galaxia en apariencia normal pero increíblemente lejana. Los cuásares están muy distantes en el espacio o, lo que es lo mismo, en el tiempo. No encontramos cuásares en las cercanías de nuestra Galaxia, todos yacen a distancias mayores de 100 millones de años-luz, y su número aumenta conforme nos alejamos, encontrándose su máximo en los 12 000 millones de años-luz. A esas distancias, si suponemos una edad del universo de alrededor de 14 000 millones de años, los vemos tal como eran cuando el universo tenía una edad de sólo 2000 millones de años. Más allá, sólo se detectan pequeñas protogalaxias irregulares. Semejante disposición supone otro indicio de que los cuásares corresponden a una fogosa etapa juvenil transitoria de las galaxias, cuya emisión se va poco a poco extinguiendo a medida que éstas maduran. El hecho de que existan galaxias con núcleo activo, fases intermedias entre los cuásares y las galaxias normales, como las galaxias de Seyfert y las radiogalaxias, lo corrobora.

Pero, ¿a qué se deben estos fuegos de juventud? ¿Qué motiva esta intensa e ingente emisión de radiación? Precisamente esto es debido al superagujero negro en el centro de estas galaxias. Antes de que una galaxia consiga estabilizarse, el material de su núcleo está cayendo continuamente en el interior del agujero negro central. Conforme cae, comienza a girar con velocidad creciente alrededor del agujero negro, y se acelera hasta velocidades inmensas y próximas a la de la luz. Este disco de material cayendo en rápida rotación se convierte en un poderoso emisor de ondas electromagnéticas. Es el grito de agonía de la materia que muere en el agujero negro, mientras destella con intensos fogonazos que iluminan el universo.

Con el tiempo, el agujero negro acaba engullendo toda la materia de los alrededores. Capturando cada vez menos materia, sus emisiones van decayendo, las órbitas se estabilizan y sólo las órbitas circulares en torno al agujero negro sobreviven. Finalmente, acaba convirtiéndose en una galaxia normal. No obstante, aunque en poca cantidad, sigue todavía cayendo algo de materia en su interior, y gracias a esto, se ha detectado el agujero negro que existe en el centro de nuestra propia Galaxia. En el centro de la Galaxia, en dirección a la constelación de Sagitario, a 26 000 años-luz de la Tierra, se oculta una poderosa fuente de radio llamada Sgr A*. Desde hace tiempo se sospecha que es la localización del superagujero negro central de nuestra Galaxia. La confirmación se obtuvo en 1996. Un equipo liderado por el astrónomo alemán Reinhard Genzel se dedicó a estudiar los movimientos de 39 estrellas cercanas a Sgr A*. Si sus órbitas hubieran sido irregulares, habría sido indicativo de que estaban orbitando alrededor de un objeto grande y difuso o tal vez con poca masa. Pero encontraron que sus órbitas eran circulares, pequeñas y muy rápidas. El estudio de estos movimientos y velocidades les permitió determinar que estas estrellas orbitaban en torno a un objeto de pequeñas dimensiones en el centro de la Galaxia y extremadamente masivo, con una masa de más de dos millones y medio de soles concentrada en un tamaño menor que el de la órbita de Marte: el superagujero negro central.

Tipos de galaxia

La clasificación más popular de las galaxias se debe a Edwin Hubble que, en 1925, las agrupó según su forma en tres categorías: elípticas, espirales e irregulares. Veamos aquí sus principales características.

Clasificación de las galaxias. Arriba a la izquierda, NGC 5128, también llamada Centaurus A, una galaxia elíptica a 15 millones de años-luz. Esta galaxia elíptica es bastante peculiar pues, al contrario de lo que es habitual en estas galaxias, está atravesada por una inusual banda de polvo. Es una fuerte emisora de ondas de radio y la radiogalaxia más cercana que tenemos, indicativo de que su agujero negro central todavía está activo. Arriba a la derecha, M51, la galaxia Remolino, a 23 millones de años-luz, es un ejemplo típico de galaxia espiral. Junto a ella vemos una galaxia menor que está interaccionando gravitatoriamente con M51. Abajo a la izquierda, la Nube Mayor de Magallanes, una pequeña galaxia de tipo irregular visible sólo desde el hemisferio sur. Situada a sólo 180 000 años-luz, es una de las 11 galaxias enanas que orbitan alrededor de la nuestra. Abajo a la derecha, M104, la Galaxia del Sombrero, a 55 millones de años-luz, un claro ejemplo de galaxia lenticular, a mitad camino entre una galaxia elíptica y una de tipo espiral.

Las galaxias elípticas (en la clasificación de Hubble, galaxias tipo E) son las de estructura más sencilla y, por lo general, las más masivas. Su materia se distribuye en forma de un elipsoide muy simétrico, en el que no se aprecian casi estructuras. Algunas de estas galaxias son casi esféricas y se las clasifican como E0. Conforme se alejan de la esfericidad, el número junto a la E aumenta. De esta manera, las galaxias elípticas más achatadas se clasifican como galaxias E7. La densidad de estrellas es mayor en el núcleo, que resulta muy brillante en comparación con el resto. Como regla general, cuanto más joven es una estrella, más azulada es su luz mientras que, cuanto más vieja es, resulta más rojiza. Estas galaxias están formadas sobre todo por estrellas viejas (llamadas población II), con más de 12 mil millones de años, por lo que estas galaxias resultan anaranjadas. Casi no presentan manchas oscuras, debido a que tienen pocas nubes de polvo y gas, lo que imposibilita la creación de nuevas generaciones de estrellas. Este tipo de galaxias se encuentra de forma preferente en zonas con alta densidad de galaxias, como el centro de los cúmulos más ricos en galaxias, mientras que es muy difícil encontrarlas fuera de los cúmulos.

Las galaxias espirales (tipo S), por el contrario, tienen una compleja estructura. Presentan un bulbo central, compuesto por viejas estrellas rojizas de población II, que se asemeja mucho a una galaxia elíptica pequeña. Orbitando a su alrededor encontramos los característicos brazos espirales, que dan nombre a este tipo de galaxias, cuyo grosor es aproximadamente un 10% de su diámetro. Alrededor de todo existe una estructura esférica de materia, incluyendo materia oscura, llamada halo. Nuestra Galaxia, compuesta por 200 mil millones de estrellas, pertenece a este tipo. A diferencia del bulbo central, los brazos espirales son ricos en material interestelar y en ellos encontramos zonas oscuras de polvo y gas, donde se forman activamente estrellas. Por este motivo los brazos tienen un color azulado, al abundar en ellos las estrellas jóvenes (de población I, estrellas con menos de 10 millones de años). Los brazos espirales son los auténticos criaderos donde nacen las estrellas. Una variedad de galaxia espiral la constituyen las espirales barradas (SB en la clasificación de Hubble), muy similares a las espirales, pero con una característica barra de material que atraviesa el bulbo. Las galaxias espirales, en contraste con las elípticas, suelen encontrarse dispersas por el espacio y, en proporción, son pocas las que forman parte de cúmulos. Espirales y elípticas son el tipo de galaxias más común en el universo.

Por último tenemos las galaxias irregulares. Por su composición, básicamente estrellas jóvenes de población I, parecen trozos de galaxias espirales de tamaño enano, que debido a su pequeña masa no han conseguido desarrollar su estructura. Este tipo de galaxias no presenta ni bulbo ni brazos en espiral, sino que su estructura es desordenada y mal definida. Son zonas activas de formación estelar y poco luminosas.

Existen también formas híbridas de galaxia. A mitad de camino entre las espirales y las elípticas, nos encontramos un tipo de galaxias llamadas lenticulares (en la clasificación de Hubble se las denomina S0). A semejanza de las galaxias espirales, presentan un bulbo y un disco, pero el disco no forma una estructura de brazos espirales. Sin embargo, al igual que las elípticas, suelen tener poco polvo y gas y su población de estrellas es vieja y rojiza (población II). La existencia de estas galaxias lenticulares muestra que las galaxias elípticas son tan sólo galaxias espirales que han consumido su disco.

Esta mecánica de formación de las galaxias nos lleva también a un hecho sorprendente: los diferentes tipos de galaxias no conservan su identidad y filiación indefinidamente. Tal dinámica de mutación es un proceso continuo. Las galaxias cambian su aspecto con el correr del tiempo, como lo confirma la existencia de tipos híbridos de galaxias. La fusión y colisión de galaxias irregulares da lugar a galaxias espirales; éstas a su vez agotan sus brazos o los pierden al colisionar con otras galaxias espirales, deformándose y acabando en galaxias elípticas; en ocasiones, las elípticas pueden volver a desarrollar brazos espirales, bien porque capturan gas al pasar por alguna zona rica, bien porque colisionan con otras galaxias, como las irregulares.

Las simulaciones muestran también cómo las colisiones entre galaxias gigantes ya constituidas pueden dar lugar a exóticos patrones con posterioridad. Dichos patrones han sido encontrados, validando así los modelos matemáticos. Éste es, por ejemplo, el caso de las galaxias de las Antenas, una extraña estructura que asemeja dos antenas de insecto, cuya existencia se debe a la colisión de dos galaxias espirales. Como resultado de esta colisión, las fuerzas de marea han desgajado las dos galaxias originales, esparciendo buena parte del material de los brazos por el espacio intergaláctico para no volver, y formando con lo que ha quedado una nueva galaxia (las simulaciones prevén que el sistema termine formando una galaxia elíptica). El aumento de densidad que resultó de la colisión incrementó las tasas de formación estelar, de tal forma que el ritmo de explosiones de supernova en esta galaxia es hoy día 30 veces superior al de nuestra Galaxia. De hecho es muy posible que éste sea el mismo destino que le espera a nuestra Galaxia, pues es bien conocido que ésta y su vecina galaxia de Andrómeda, una espiral muy similar a la nuestra, se acercan una a la otra atraídas por la gravitación. Dentro de 3000 millones de años ambas galaxias colisionarán, y quizá, dentro de otros 2000 millones, el aspecto de lo que resulte bien podría ser el mismo que el de las galaxias de las Antenas, con nuestro Sol tal vez perdido para siempre en el espacio intergaláctico. No obstante, nuevas estrellas surgirán como chispas de esta colisión.

Galaxias de las Antenas, NGC 4038 y NGC 4039, dos galaxias espirales en pleno proceso de colisión. Los brazos espirales se desgajan y dispersan por el espacio intergaláctico.

5.2 Estrellas

En las primeras etapas del universo, cuando éste era más pequeño, joven y denso, tuvo lugar una era de salvaje formación estelar, anterior a la aparición de las galaxias. Pero en la actualidad, esta formación estelar ajena a las galaxias es imposible. Con un universo mucho menos denso y más desperdigado, el gas en el espacio intergaláctico no tiene ya suficiente densidad para iniciar la formación de estrellas. Hoy día, las galaxias son el único hábitat donde éstas se pueden formar, manteniendo con su elevada atracción gravitatoria la suficiente densidad en el gas que contienen para que puedan nacer nuevos soles. Sin estas grandes acumulaciones de materia que son las galaxias, sin estos oasis de gas y polvo, la expansión del universo habría imposibilitado la aparición de nuevas estrellas, al disipar el material en un vacío cada vez más tenue. Desde luego, una estrella relativamente joven como el Sol, de sólo 4600 millones de años, no habría llegado nunca a aparecer.

¿Pero cómo surgió nuestro Sol? Como hemos visto, la gravitación es el principal motor para crear estructuras, contrarrestar la expansión del universo e incrementar su complejidad a grandes escalas. A medida que observamos escalas más y más pequeñas, la influencia de la gravitación va disminuyendo. Otras fuerzas comienzan a predominar sobre ella. Pero aún le queda un importante papel por jugar: encender las estrellas y moldear los planetas. De nuevo, la gravitación tiene la clave de estos sucesos, imprescindibles para la emergencia de la vida tal como la conocemos. El ciclo vital de una estrella comienza con una inmensa y fría masa de gas interestelar, compuesta principalmente por hidrógeno molecular y helio. Su temperatura ronda los 10 K, unos 260ºC bajo cero, y su densidad es de unas 1000 partículas/cm3. Este gas interestelar es relativamente estable. Supongamos que una pequeña parte se contrae sobre sí misma, por ejemplo por un aumento local de la densidad debido a la dinámica de la galaxia (colisión de dos nebulosas), o por grandes explosiones (cuásares, supernovas) cuyas ondas de choque comprimen la materia interestelar. En general, lo que ocurrirá es que este gas contraído aumentará su temperatura y presión interna y, por consiguiente, se volverá a expandir. Pero cuando la cantidad de gas que se contrae supera cierto umbral, las cosas cambian: el campo gravitatorio de esta mole de gas contraída puede volverse lo bastante intensa como para ganar el pulso a la presión y hacer que continúe contrayéndose. El umbral para que el colapso gravitatorio sea inevitable se llama «masa de Jeans» y ronda las diez mil masas solares. Toda esta inmensa cantidad de gas comenzará ahora de manera irremediable a colapsar. A medida que se contrae, la nube se romperá internamente en pequeños trozos. Éstos continuarán contrayéndose y se romperán de nuevo a su vez. Finalmente, la nube inicial se habrá descompuesto en innumerables fragmentos en contracción, cada uno con una masa de entre una y dos masas solares. De cada uno de estos fragmentos nacerá más tarde una estrella. Y en efecto: las observaciones nos muestran que las estrellas más jóvenes, como es el caso del cúmulo de las Pléyades, siempre se encuentran agrupadas. Lo mismo se aprecia en zonas de formación estelar, como la nebulosa de Orión, donde cientos de estrellas recién formadas ocupan una zona relativamente pequeña. Las estrellas nacen en partos múltiples.

Centremos nuestra atención en uno de estos fragmentos. Conforme sigue su colapso, el fragmento se va haciendo más denso y caliente, y el gas se va acumulando en su centro. Su estructura comienza a hacerse esférica y empiezan a diferenciarse dos zonas: la envoltura de gas y el núcleo, este último con una densidad de un millón de partículas/cm3 y una temperatura de 100 K. Tras cien mil años de colapso, el gas de la envoltura que era al inicio transparente se vuelve opaco por el aumento de densidad. El calor emitido por el núcleo ya no consigue escapar. El núcleo en contracción, que en estos instantes tiene un tamaño de dos veces el Sistema Solar, comienza así a calentarse. Llegado un momento, la temperatura del núcleo es tan alta que la elevada presión interna que genera detiene momentáneamente el colapso gravitatorio. El núcleo de gas condensado se estabiliza con un tamaño igual al de la órbita de Júpiter. Esta situación es estable, y si no hubiera más materia, el proceso se detendría aquí. Pero en esa zona se encuentra tan sólo el 0.5% de la masa total de la nube en colapso. El resto está en la envoltura, que sigue cayendo hacia el centro de forma continua, a modo de una pertinaz lluvia de maná. Conforme cae más materia en el núcleo, éste aumenta de masa y se intensifica su campo gravitatorio, lo que hace que se contraiga de nuevo y se caliente más. Esto produce un proceso continuo de contracción y calentamiento.

Cuando la temperatura del núcleo supera los 2000 K pasa algo especial: de repente, las moléculas de hidrógeno se rompen en dos átomos de hidrógeno libres. Este proceso, que es endotérmico, absorbe gran cantidad de energía del entorno, lo cual enfría el núcleo. Pero al disminuir súbitamente la temperatura del núcleo, disminuye también su presión interna. De repente, la masa de gas se contrae de forma brusca hasta alcanzar un minúsculo tamaño tan sólo algo mayor que el volumen del Sol. Sobre esta pequeña esfera continuará cayendo el resto del material de la envoltura, siguiendo con el proceso de contracción-calentamiento, hasta que la temperatura llega a ser tan alta y la densidad tan elevada, que los átomos pierden sus electrones, se convierten en núcleos atómicos desnudos. Esta rotura de los átomos, que también absorbe energía, produce una nueva contracción violenta del núcleo. Pero desde el exterior poco es lo que se ve. Los restos que quedan de la envoltura son todavía lo bastante densos y opacos para ocultar lo que ocurre en su interior. Tan sólo la emisión de calor de la propia envoltura en forma de radiación infrarroja consigue escapar. En la nebulosa de Orión se han podido observar varios objetos en este estado: densas y pequeñas nebulosas oscuras de gas, con forma vagamente esférica y con una intensa emisión en el infrarrojo, equivalente a una temperatura de unos 800ºC. Por último, cuando la temperatura en el centro de la protoestrella alcanza el millón de grados, su corazón entra en ignición y comienza a emitir cantidades descomunales de energía, calor y luz. El aumento de la presión interna debido a esta fuerte emisión de radiación y energía es tal que la masa de gas deja por fin de contraerse y se estabiliza su tamaño. Como dirían en Hollywood, ha nacido una estrella. En todo el proceso se han invertido apenas diez millones de años.

5.3 Luz de gas

¿Pero por qué brillan las estrellas? La primera explicación científica sobre el origen del brillo del Sol la dio el filósofo griego Anaxágoras en el siglo V a.C. Imaginó que el Sol era una enorme esfera hecha de hierro al rojo vivo volando sobre la Tierra. ¿Por qué hierro al rojo vivo? Pues porque había estudiado los meteoritos y sabía que caían a la Tierra como fragmentos de hierro. Tuvo la oportunidad de examinar uno en Tracia, en lo que hoy es Turquía. Anaxágoras pensó que ese meteorito debía ser un fragmento del Sol. Supuso, por ende, que tanto el Sol como las estrellas eran bolas de hierro incandescente.

Hasta el siglo XIX, con el nacimiento de la termodinámica, no pudo avanzarse demasiado en la comprensión del funcionamiento de las estrellas. En aquella época ya se tenía una buena estimación de la distancia, tamaño y masa reales del Sol. Entonces, recién empezada la revolución industrial, la fuente de energía más común era el carbón. Su combustión, una reacción química, producía una poderosa emisión de energía. Los físicos de la época pensaron que, tal vez, una reacción química del mismo tipo, una combustión de alguna clase de material, pudiera ser la fuente de energía del Sol. Pero cuando realizaron unos sencillos cálculos, tuvieron una desagradable sorpresa: si todo el Sol estuviera compuesto por carbón ardiendo, su combustión no podría durar más de cien mil años. Esta edad, por su brevedad, entraba en franca contradicción con la geología y la recién nacida teoría de la evolución de las especies.

Pero si la fuente de energía del Sol no era una reacción química, ¿qué era? El físico escocés John Waterston pensó que era la gravitación, la única fuente alternativa de energía que existía para la ciencia de la época. Pensó que el Sol se podría mantener caliente si estuviera siendo bombardeado continuamente por meteoritos que cayeran sobre él desde el espacio. La idea era ingeniosa y tenía base científica: la materia que cae desde una gran distancia convierte su energía potencial gravitatoria en energía calorífica. Sin embargo presentaba una importante pega: no hay bastantes meteoritos para justificar la enorme emisión de energía del Sol. No obstante, la idea de un origen gravitatorio para la energía del Sol fascinó al físico británico William Thomson, uno de los principales científicos de su época que más tarde recibiría el título de lord Kelvin, y se convirtió en su principal defensor. Thomson, el físico alemán Hermann Hemholtz, y el propio Waterston, de forma independiente, mejoraron la idea original y propusieron un mecanismo menos violento, por el cual el Sol podría obtener energía del campo gravitatorio de forma suave y continua: una nube de gas en contracción gradual, encogiéndose sobre sí misma por su atracción gravitatoria, permitiría convertir la energía potencial gravitatoria en calor y radiación al ritmo adecuado. Una sorprendente idea que, como hemos visto, ¡coincide exactamente con lo que ocurre en las etapas iniciales de formación de una estrella! De hecho, se trata del mecanismo mediante el cual la protoestrella alcanza la temperatura que le permite encenderse.

Pero, desde luego, no era la explicación definitiva. Mediante este sistema podía alargarse la edad del Sol, puesto que permitía la emisión continua de radiación durante unos veinte millones de años. Tiempo aún insuficiente para resolver el conflicto entre la astrofísica y otras disciplinas. La geología necesitaba tiempos mucho mayores, miles de millones de años, para explicar las diferentes estructuras que se observan en la Tierra. La biología planteaba requerimientos similares. Darwin, contemporáneo de Lord Kelvin, había publicado ya su libro El origen de las especies. Para que pudieran darse los lentos cambios que requería la evolución, eran también necesarios varios miles de millones de años. Había una abierta contradicción entre la física y las ciencias naturales. Thomson rechazó duramente las necesidades de estas ciencias y las ridiculizó, criticando sin piedad sus métodos y deducciones. Comenzó un encarnizado debate entre el cielo y la tierra que se prolongó a lo largo de todo el siglo XIX, en el que la figura de Thomson acabó imponiéndose. Hasta tal punto que Darwin, en su última edición de El origen de las especies retiró toda mención a la edad de la Tierra, y escribió lamentándose a su colega Alfred Russel Wallace (codescubridor de la teoría de la evolución) que «las opiniones de Thomson sobre la edad del mundo han sido uno de mis más dolorosos problemas».

No obstante, geólogos y biólogos tenían razón. Hubo que esperar hasta principios del siglo XX para encontrar la pista definitiva que llevaría a conocer la fuente de energía y la verdadera edad del Sol: la radiactividad natural. Estas energéticas y misteriosas desintegraciones que se observaban en los átomos llevaron a los científicos a la toma de conciencia de que en el interior atómico podía haber otras fuentes de energía tan poderosas, si no más, que la energía química. ¿Podían estar ocurriendo en el interior solar procesos en cierta forma análogos a las desintegraciones nucleares observadas en los laboratorios?

Así lo pensó sir Arthur Eddington que, en 1920, dio el paso definitivo en la dirección correcta. Eddington sabía que el helio y el hidrógeno eran los elementos más abundantes del Sol. En aquella época, anterior a la del descubrimiento del neutrón, se creía que los núcleos atómicos estaban compuestos sólo por protones (núcleos de hidrógeno). Así, se pensaba que el núcleo de helio estaba compuesto por cuatro núcleos de hidrógeno. Eddington sabía por la teoría de la relatividad de Einstein que masa y energía son dos estados de la misma cosa. Podían convertirse una en la otra a través de la famosa ecuación E = mc2. Y sabía también que el núcleo de helio pesaba «casi» lo mismo que cuatro núcleos de hidrógeno. Eddington pensó que ese «casi», esa diferencia de masas, era la clave de todo. Cuando se juntan cuatro núcleos de hidrógeno y se sintetiza un átomo de helio, una parte de la masa, «casi» el 1%, se pierde. Esa masa que se perdía sólo podía convertirse en energía, de acuerdo con la teoría de Einstein. Esa energía era la que recibimos del Sol. La fuente de energía del Sol debía de ser la fusión de núcleos de hidrógeno para formar el helio.

Hoy sabemos que, con matices, ese es el mecanismo que funciona en el interior del Sol y de la mayoría de las estrellas. Las reacciones de fusión nuclear producen una inmensa cantidad de energía a partir de una pequeña cantidad de masa. Considerando la masa total de nuestra estrella, podemos generar a un ritmo muy sosegado toda la energía que emite el Sol. Esto permitió alargar las estimaciones de la edad de nuestra estrella y hacerlas compatibles con la geología y la biología. Hoy día se piensa que la edad del Sol es de 4600 millones de años y que todavía le queda combustible para arder otros 6000 millones de años más. El cielo y la tierra están ahora en paz y concordia.

Clasificaciones estelares

Hiparco fue el primer astrónomo de la antigua Grecia que, allá por el siglo II a.C., clasificó las estrellas en función de su brillo o luminosidad. Llamó a las 20 estrellas más brillantes que veía a simple vista, de «primera magnitud». A las siguientes en brillo, las denominó de «segunda magnitud», y así sucesivamente. Hoy en día los astrónomos siguen utilizando el particular sistema de magnitudes de Hiparco para determinar cuánto brilla un objeto en la esfera celeste, pero lo han sistematizado con esta bonita fórmula: m = -2.5 log10(I), donde m es la magnitud e I la intensidad de la estrella respecto a Vega. Ésta se toma como patrón de magnitudes y tiene por definición magnitud cero. Esta fórmula nos dice que es cada vez que aumentamos una unidad en la magnitud, lo que vemos es dos veces y media menos brillante. Las estrellas más brillantes del firmamento son, en su mayoría, de primera magnitud. Las que son incluso más brillantes que Vega tienen magnitud negativa. Así Sirio, la más luminosa, tiene magnitud -1.46. El planeta Venus, en su máximo esplendor, alcanza -4.5 y la Luna llena -12.5. Las estrellas más débiles observables a simple vista son de sexta magnitud. Con prismáticos se pueden observar estrellas de brillos de hasta magnitud 8 y 9. Desde tierra los objetos más tenues visibles al telescopio alcanzan magnitud 26. Como curiosidad, la luminosidad media de los satélites artificiales ronda la magnitud 5, es decir son observables a simple vista. Sin embargo algunos como la Estación Espacial Internacional alcanzan magnitud -1, casi como Sirio.

Otro parámetro que parece una elección obvia para ordenar las estrellas es la temperatura, en concreto la de su superficie (que es lo único que podemos ver). Pero hubo que esperar hasta principios del siglo XX, con la termodinámica bien establecida, para que se realizara esta clasificación. Existía ya, a finales del XIX, una clasificación que ordenaba las estrellas por la intensidad creciente de absorción de la línea del hidrógeno, siguiendo las letras del abecedario (A, B, C... hasta 22 tipos). Pero esta clasificación no parecía tener ningún significado físico útil. En 1901, la astrónoma estadounidense Annie J. Cannon reordenó la anterior clasificación usando como criterio la temperatura de las estrellas. Como dijimos en el capítulo 1, el color de un cuerpo radiante depende de su temperatura: son más calientes los que emiten luz azulada que los que emiten rojiza, así que clasificar las estrellas por temperatura es equivalente a clasificarlas por colores. Al reordenarlas según este criterio, Cannon vio que muchos de los antiguos tipos eran redundantes. Finalmente, se quedó sólo con siete, que al ordenarlos de los más calientes a los más fríos (de los más azules a los más rojos) quedaban como: O, B, A, F, G, K y M, desarrollando así el concepto de tipo espectral. Por motivos históricos, la nomenclatura se conservó y se hizo necesario desarrollar algunas reglas mnemotécnicas para recordar el orden. La más conocida de ellas en inglés es: «O, Be A Fine Girl, Kiss Me» (oh, sé una buena chica, bésame). Dejamos aquí como prueba para el lector buscar una regla mnemotécnica en castellano que supere a la inglesa. De momento, aquí van dos propuestas de nuestra cosecha: (1) Otro Buzo Al Fondo Gana Kiwis Maduros y (2) ¿Obeso? ¿Barrigón? Adelgace Fácilmente Gritando: ¡Kilos Malditos!

5.4 Fusión

Las estrellas resultan indispensables para la vida tal como la conocemos. Hay un motivo obvio: son una excelente fuente de energía. Hoy día, la vida en la Tierra depende por completo de la energía solar. Mantiene líquida el agua y, con la luz solar, las plantas sintetizan las moléculas orgánicas que muchos organismos utilizan. Pero esto, aunque pueda resultar increíble por lo mucho que nos insistieron en el colegio, son motivos secundarios. Hay organismos capaces de utilizar otras fuentes de energía distintas al Sol para generar moléculas complejas, como los quimiótrofos y extremófilos de los que hablaremos más adelante, que usan exóticas reacciones químicas para este fin. Por otra parte, las mareas gravitatorias pueden generar suficiente energía para licuar el agua sin necesidad de radiación solar y veremos que tal vez esto esté ocurriendo en algún satélite de Júpiter. El principal motivo por el que las estrellas resultan indispensables para la vida, tal como la conocemos, es porque son los crisoles donde se crean los átomos que los seres vivos utilizan. Sin estrellas, los átomos más complejos que existirían en el universo serían el litio y el berilio, los productos más sofisticados del Big Bang. No existirían ni el carbono, ni el nitrógeno, ni el calcio, ni el oxígeno. Estos elementos se crearon en las estrellas.

Como mencionamos en el capítulo 3, Hoyle, contrario al modelo de Big Bang y partidario de un estado estacionario sin instante inicial, consiguió describir con gran detalle la cadena de reacciones que tienen lugar en las diferentes fases de la evolución de una estrella. Con su trabajo perfeccionó las ideas básicas de nucleosíntesis postuladas por Eddington y dio con la clave para la formación de los elementos químicos más pesados que el berilio. Sólo por este trabajo, habría merecido ganar un premio Nobel que nunca se le concedió, quizá debido a su «originalidad» y heterodoxia científica.

De igual forma que fuimos de la mano de Gamow a lo largo de la historia del Big Bang, iremos ahora de la mano de su enemigo científico (y no obstante buen amigo) Fred Hoyle, a lo largo de la vida de las estrellas. Continuamos a partir del punto donde lo dejamos, esto es: cuando el núcleo de la estrella alcanza los 10 millones de grados. A esta temperatura, los núcleos de hidrógeno se mueven lo bastante deprisa como para que se pueda producir la fusión nuclear. El resultado neto, a través de una serie de reacciones llamada cadena protón-protón, es que cuatro núcleos de hidrógeno, que se encontraban libres, se fusionan para producir un núcleo de helio, y liberan energía a cambio. Esta cadena protón-protón es la principal reacción que tiene lugar en nuestro Sol.

Existe, no obstante, otro camino alternativo para fusionar el hidrógeno y obtener helio y energía. Es el ciclo CNO: el principal mecanismo de producción de energía para las estrellas más masivas, cuyo núcleo está a una temperatura mayor que 15 millones de grados. En nuestro Sol también se verifica el ciclo CNO aunque en una proporción baja. Para que este proceso se pueda completar es indispensable la existencia previa de núcleos de carbono-12 en el interior de la estrella, que actúan como catalizadores del proceso. Aunque, por lo general, ambas reacciones coexisten (con la condición de que haya carbono en la estrella, claro), siempre hay una que domina sobre la otra. El que funcione de forma mayoritaria una u otra depende, sobre todo, de la temperatura del núcleo estelar, determinada en última instancia por la masa del astro. De todas maneras, la consecuencia neta es la misma: convertir poco a poco el hidrógeno en helio, liberando energía. Esto es lo que ocurre durante la mayor parte de la vida de la estrella (Apéndice V: Fusión nuclear: cadena protón-protón y ciclo CNO).

5.5 Gigantes y enanas

A medida que pasa el tiempo, el helio, que es más pesado, se va acumulando en el centro del núcleo de la estrella. Llegado determinado momento, cuando su concentración se ha hecho muy alta, el helio comienza a interferir en las colisiones entre los núcleos de hidrógeno, lo cual reduce de forma considerable el número de reacciones de fusión en esa zona central. Hasta que, por fin, se detiene la fusión nuclear. La estrella sufre lo que con cierta sorna se llama un envenenamiento por helio. Debido a esta ausencia de reacciones nucleares, la presión interna disminuye y la estrella se contrae considerablemente. La contracción induce un aumento de la temperatura central que estimula de nuevo la fusión del hidrógeno, pero ahora en una capa que rodea al núcleo de helio. El núcleo, por su parte, continúa contrayéndose y el helio sigue acumulándose allí.

Envenenamiento por helio: cuando la proporción de helio en el núcleo es demasiado alta, la fusión de hidrógeno en helio cesa en el núcleo y pasa a darse en una capa exterior que envuelve el núcleo.

Esta nueva zona donde el hidrógeno se fusiona no tiene que soportar tanto peso como la anterior. Así, la presión de las reacciones nucleares hace que las capas exteriores de la estrella comiencen a expandirse. Hinchan la estrella y, como consecuencia, la superficie del astro se enfría. En esta fase la estrella alcanza dimensiones muy grandes y temperaturas superficiales bajas (para una estrella, claro), con lo que pasa a tener un color rojizo. Se ha convertido en una gigante roja. En el caso del Sol, cuando llegue a esta fase, puede alcanzar un tamaño tan grande como la órbita de la Tierra o quizás incluso mayor.

A partir de aquí, el destino de la estrella puede tomar distintos caminos dependiendo de la masa. Si la estrella tiene poca masa, menos que el Sol, el núcleo permanecerá inactivo y sólo tendremos fusión del hidrógeno en la capa que lo rodea. Por otro lado, las capas exteriores de esta gigante roja están muy extendidas y tienen una densidad muy baja. La energía que emite la zona de fusión es suficiente para evaporarlas, lo que poco a poco irá «pelando» la estrella hasta desposeerla de toda su envoltura. Alrededor de la estrella se formará lo que se conoce como una nebulosa planetaria, unos objetos de extraordinaria belleza. Cuando finalmente sólo quede el núcleo desnudo, la estrella abandonará la fase de gigante roja para dar origen a un objeto muy denso y de pequeño tamaño llamado enana blanca; concretamente, una enana blanca de helio. Su densidad es tal, que un fragmento del tamaño de una goma de borrar pesaría diez toneladas.

Imagen de la nebulosa planetaria NGC 7662, tomada con el telescopio TROBAR del Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia.

El diagrama de Hertzsprung-Russell

Siendo optimistas, uno podría esperar que, con suerte, existiera alguna relación entre las magnitudes físicas temperatura y brillo, que nos diera alguna pista sobre la evolución y el funcionamiento de las estrellas. ¡Y existe! Si tomamos una muestra de estrellas de cualquier región del cielo y las colocamos en un diagrama luminosidad-temperatura, en vez de obtener puntos sueltos dispersos de forma desordenada, observamos un patrón muy interesante. Se trata del conocido diagrama de Hertzsprung-Russell (abreviado, HR), llamado así por el astrónomo sueco Ejnar Hertzsprung y el estadounidense Henry N. Russell que, de forma independiente, lo desarrollaron a principios del siglo XX. El diagrama HR supuso una importante guía cualitativa para responder a cómo evolucionan y por qué brillan las estrellas.

Diagrama de Hertzsprung-Russell.

En este diagrama se puede ver con claridad que hay unas zonas muy concretas donde se agrupan las estrellas. La mayoría de ellas cae en una banda diagonal que cruza el diagrama desde la esquina superior izquierda (mayor luminosidad y mayor temperatura, o dicho de otro modo, más brillantes y más azules) hasta la inferior derecha (menor luminosidad y menor temperatura, es decir, menos brillantes y más rojas). Esta banda se llama secuencia principal y lo que nos dice es, sencillamente, que la mayoría de las estrellas, cuanto más brillantes son, más calientes están; algo que en principio suena bastante razonable. Los estudios astronómicos muestran que las estrellas pasan la mayor parte de su vida «residiendo» en esta zona. Este es el caso por ejemplo de nuestro Sol. Otras estrellas conocidas que están en esta secuencia principal son, por ejemplo, Vega, Cástor, Sirio o Altaír.

Pero llega un momento en que las estrellas abandonan esta secuencia principal y, de hecho, cuanto más brillantes son, antes les sucede. De aquí, la estrella pasa a otra zona que podemos ver diferenciada en el diagrama HR, arriba a la derecha. Las estrellas situadas en esta zona se caracterizan por ser muy brillantes, pero sin embargo frías (de nuevo, para lo que es una estrella, claro). Y además, de un tamaño enorme. Es decir, por lo que se deduce del diagrama HR y de la observación, pasado un tiempo, la estrella que estaba en secuencia principal aumenta su tamaño y brillo al mismo tiempo que se enfría y se convierte en una estrella gigante de color rojizo. Esta zona se llama por ello la zona de las gigantes rojas. Ejemplos típicos de estrellas en esta fase son Betelgueuse, Antares, Arturo y Pólux.

En comparación, la estancia en esta zona de gigantes rojas del diagrama es mucho más breve que en la secuencia principal. Con el tiempo, las estrellas salen de la zona de gigantes rojas y entran en la tercera zona del diagrama, que podemos apreciar abajo a la izquierda. En esta región del diagrama, la estrella es poco brillante, pero muy caliente. Y muy pequeña, por lo que esta zona se conoce como zona de las enanas blancas. Y aquí se quedan. Cualitativamente, éste es el comportamiento de las estrellas. Es lo que podemos deducir a partir de los datos observacionales y del uso del diagrama de Hertzsprung-Russell.

Pero si la gigante roja alcanza una masa similar al Sol, la contracción del núcleo aumenta su temperatura central hasta sobrepasar los cien millones de grados. En estas circunstancias ocurre algo inesperado: el helio, el residuo de la anterior etapa de fusión, ¡comienza a su vez a fusionarse! Se inicia así una nueva tanda de reacciones nucleares en la que el helio pasa a convertirse en combustible nuclear, a través de un proceso llamado triple-alfa. Como resultado de este nuevo proceso, a partir de tres núcleos de helio (que colisionen prácticamente al mismo tiempo), obtendremos un núcleo de carbono-12 y energía. El corazón de la estrella vuelve a encenderse (Apéndice V: Fusión del helio: el proceso triple-alfa).

De forma análoga al caso anterior, con el tiempo el carbono se irá acumulando en el núcleo de la gigante roja y envenenará las reacciones nucleares. Dado que esta triple colisión de núcleos de helio es mucho más improbable, la reacción es más fácil de envenenar. Por lo que la fase de combustión de helio resulta mucho más breve que la de combustión de hidrógeno, con una duración de miles de años en lugar de millones de años. Cuando el núcleo se envenene por la acumulación de carbono, sus reacciones nucleares cesarán, y la estrella se contraerá de nuevo. Esta contracción aumentará su temperatura interior, y provocará que el helio se empiece a fusionar en una capa alrededor del núcleo. A su vez, el hidrógeno se seguirá consumiendo en una segunda capa alrededor de esta capa de helio.

Al igual que antes, las capas exteriores de la gigante roja se irán «pelando» para dar una nebulosa planetaria, enriqueciendo al mismo tiempo el medio interestelar con su aporte de carbono. Éste es el motivo de que el carbono, ese maravilloso átomo indispensable para la formación de las moléculas orgánicas, sea (afortunadamente para nosotros) tan común en el universo. Por último, cuando toda la envoltura de la estrella se haya expulsado, quedará el núcleo desnudo y se formará una enana blanca, en este caso, compuesta por helio y carbono. Éste será el destino último de nuestro Sol. Por lo general, la fase de enana blanca es la última fase en la evolución de la mayoría de las estrellas.

Envenenamiento por carbono: cuando la proporción de carbono en el núcleo es demasiado alta, la fusión de helio en carbono cesa en el núcleo y pasa a darse en una capa exterior que envuelve el núcleo.

Pero la evolución de las estrellas no acaba necesariamente con el repertorio anterior. Si la estrella es de verdad masiva, el núcleo al contraerse se calienta hasta elevarse a una temperatura aún más alta, que da comienzo a otra nueva tanda de reacciones de fusión en las que se usará el residuo de la etapa anterior como combustible de la siguiente. Y esto puede ocurrir varias veces. Hasta qué punto se llegue en esta cadena de sucesivas contracciones y nuevas reacciones dependerá, en exclusiva, de la masa de la estrella. En la siguiente imagen mostramos todas las reacciones que llegan a tener lugar en el caso de las estrellas más masivas:

Estructura en capas de una estrella muy masiva donde se están dando al mismo tiempo diferentes reacciones de fusión nuclear.

Cada una de las sucesivas etapas dura menos que la anterior, pues las reacciones que producen estas fusiones son cada vez más improbables. Por lo que el paso de un tipo de combustión en el núcleo al siguiente es cada vez más acelerado. De hecho, la fase de combustión del silicio para dar hierro dura tan sólo semanas.

5.6 Supernovas: alquimistas estelares

Hemos descrito el mecanismo propuesto por Hoyle, por el que se generan los elementos más pesados a través de la fusión de los más ligeros en el interior de las estrellas. La nucleosíntesis estelar es el principal motor de la evolución química del universo. Tiene especial relevancia un hecho que conviene remarcar ahora: toda esta cadena de fusiones es posible gracias a que cada núcleo atómico que se forma por fusión pesa menos que la suma de sus componentes. Esa diferencia de masa, que se emite al exterior como energía radiante de la estrella, es lo que hace estables a los núcleos recién formados.

Pero este camino termina en el hierro. El hierro es el elemento más estable que existe, es el que tiene menor energía nuclear por nucleón de todos los átomos. No podemos unir núcleos de hierro para formar otro más pesado y producir a cambio energía. Todo lo contrario. Para realizar esta fusión es necesario suministrar energía. Ello se debe a que el elemento resultante de la unión de núcleos de hierro no es más ligero que la suma de sus componentes, sino más pesado. Por tanto, el hierro es el final del camino de la fusión nuclear estelar (Apéndice III: Estabilidad nuclear). Un resultado que habría sido del agrado de Anaxágoras.

Pero entonces, ¿cómo aparecieron los elementos más pesados que el hierro, como el oro o el uranio? La respuesta a esta pregunta es, literalmente, explosiva. Cuando el silicio ha pasado a hierro, las reacciones en el núcleo de la gigante roja cesan, como ocurría con las etapas anteriores. El núcleo deja de emitir radiación, se enfría y la estrella se contrae de nuevo. Al contraerse, el núcleo de la estrella se calienta lo suficiente para fusionar entre sí los núcleos de hierro. Pero ahora este proceso es endotérmico, o sea, no emite energía sino que la absorbe. Esto hace que el núcleo se enfríe más y más. El hierro se comporta así como una esponja que absorbe toda la energía calorífica generada durante el colapso. Con lo que la presión interna disminuye de forma brutal, y el colapso gravitatorio de la estrella se hace imparable. La estrella se derrumba bajo su propio peso a una velocidad de vértigo hasta chocar con el núcleo de hierro. Las capas interiores, que están más cerca del núcleo, caen más deprisa y son las primeras en sufrir ese tremendo choque contra el núcleo. Cuando esto ocurre, el material «rebota» violentamente hacia arriba, colisiona brutalmente con las capas exteriores de la estrella que todavía siguen cayendo. La energía gravitatoria liberada por esta explosión revienta la estrella, lo que da origen a una supernova.

La explosión de una supernova es uno de los acontecimientos más violentos del universo. La explosión es tan intensa que, en menos de un segundo, la estrella moribunda emite más energía que todas las estrellas de su galaxia juntas, exhibiendo temperaturas inalcanzables de otra forma, excepto durante el Big Bang. Su energía es tan alta que, durante la colisión de las capas internas en expansión con las externas en colapso, el material que choca se ve forzado a fusionarse, y en las reacciones se genera toda clase de núcleos atómicos. Es justo en este momento cuando se forman los elementos químicos más pesados, como el oro, el plomo o el uranio, inalcanzables a través de la nucleosíntesis estelar. La propia explosión esparce el material de la estrella por el espacio, fecunda el medio interestelar y lo enriquece con su aporte de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio.

Aves Fénix: estrellas de neutrones y agujeros negros

La fase de supernova no significa la desaparición de la estrella. De sus cenizas puede aparecer un nuevo miembro de la familia estelar. Si la masa que ha quedado en el núcleo tras la explosión es mayor que vez y media la masa del Sol y menor que tres veces, en lugar de una enana blanca se formará una estrella de neutrones. El rápido colapso del núcleo de la supernova obliga a los protones y electrones a combinarse para formar neutrones, y el núcleo se convierte en un minúsculo remanente estelar compuesto sólo de neutrones. Su densidad es, por ello, similar a la del núcleo atómico, es decir 1015 g/cm3 (un balón de fútbol hecho de este material pesaría mil millones de toneladas) y su tamaño suele ser de tan sólo unos 10 km. Al mismo tiempo, la enorme disminución de tamaño hace que la estrella de neutrones gire ahora a un ritmo desbocado, de cientos de veces por segundo, (en comparación, nuestro Sol completa una rotación en 27 días). Esta rápida rotación provoca un campo magnético muy intenso, billones de veces superior al terrestre, lo que hace que estos pequeños y pesados cuerpos celestes se manifiesten ostensiblemente por la emisión de potentes ondas de radio en haces muy estrechos. Estos haces sólo los detectamos cuando su dirección de emisión apunta por casualidad a la Tierra. Y dado que giran con la estrella, los detectamos como pulsos, con un ritmo increíblemente constante: en este caso, la estrella de neutrones recibe el nombre de púlsar. Los primeros púlsares fueron detectados en 1967 por Jocelyn Bell y Antony Hewish desde la Universidad de Cambridge. La periodicidad de la emisión de los púlsares es tal que aquel primer púlsar fue confundido con una señal de una civilización extraterrestre, por lo que recibió el nombre de LGM-1, del inglés Little Green Men, pequeños hombrecillos verdes. En la actualidad son ya más de un millar los púlsares que se conocen.

Aún tenemos otra posibilidad más espectacular de parto vía supernova. Si la masa del núcleo estelar es mayor que 3 veces la masa del Sol, lo que se obtiene tras la supernova en lugar de una estrella de neutrones es un agujero negro. Un objeto, como vimos, cuya gravedad es tan alta que la luz no consigue escapar de él. No obstante, estos agujeros negros son distintos de los superagujeros negros centrales de las galaxias. Su creación se debe a la muerte de una estrella, en lugar de al nacimiento de una galaxia y, a diferencia de los agujeros negros centrales de las galaxias, con masas de millones de soles, la masa de éstos es de apenas varios soles.

La explosión de las supernovas ejerce un efecto adicional: la onda de choque que provoca la explosión puede comprimir el gas interestelar lo suficiente como para aumentar su densidad, haciendo que comience a colapsarse. Se inicia así una nueva tanda de formación estelar. La muerte de una estrella puede provocar el nacimiento de otras. Como si de seres vivos se tratara, las estrellas nacen, crecen, mueren... y se reproducen. El Sol es una estrella de tercera generación. Han sido necesarias varias explosiones de supernovas para que el medio interestelar se enriqueciera lo suficiente de elementos pesados para permitir la formación de un sistema solar con planetas rocosos como la Tierra. Si queremos buscar vida en otros lugares, debemos centrarnos en estrellas relativamente jóvenes. Las complejas moléculas orgánicas de los seres vivos, compuestas por carbono, nitrógeno y oxígeno, no eran posibles en las primeras generaciones de estrellas. Todos los átomos que nos componen a nosotros y a todos los seres vivos de nuestro planeta se formaron en el interior de viejas estrellas ya muertas. Parafraseando a Hoyle: «estamos hechos de polvo de estrellas». En sentido literal, somos hijos de las estrellas.

Cuaderno de bitácora

El estudio del universo luminoso nos ha mostrado cómo se forman y evolucionan las galaxias, los lugares donde tienen su origen en la actualidad las estrellas. Hemos visto también cuál es el origen de las estrellas y de sus fuegos nucleares, comprobando que la mano de la gravitación, la gran generadora de estructuras del universo, está detrás de todos estos procesos. Estas fogosas estrellas guardan también la respuesta al enigma del origen de los elementos químicos que nos componen. La alquimia de la nucleosíntesis estelar produce los más comunes, pero es en las supernovas, esas descomunales explosiones con las que revientan las estrellas más masivas, donde se origina la tabla periódica de los elementos en toda su plenitud.

Apuntes tecnológicos:

Los telescopios celestes que observan en radiación no visible (y II)

Tras un largo viaje de años y años-luz sin estorbos de por medio, justo al final de su recorrido, gran parte de la radiación proveniente de los astros resulta absorbida, dispersada o distorsionada por la atmósfera de nuestro planeta, y llega mermada a nuestros observatorios en tierra. Tan sólo unas pocas frecuencias privilegiadas, a las cuales la atmósfera resulta transparente, en concreto la luz visible y las ondas de radio, pueden atravesar sin grandes problemas la atmósfera y llegar al suelo. Pero para las otras frecuencias, luz infrarroja, ultravioleta, microondas, rayos X o gamma, la atmósfera resulta un auténtico impedimento. Los campos de la astronomía asociados a estas frecuencias sólo fueron posibles tras la Segunda Guerra Mundial, cuando surgió la posibilidad de situar instrumentos fuera de la atmósfera, globos sonda y satélites principalmente. El resultado de estas nuevas ventanas de observación fue el descubrimiento de fuentes astronómicas insospechadas. Desde entonces, los avances de la astronomía en estas frecuencias han ido indisolublemente asociados a los avances realizados en astronáutica. En particular, a la construcción de satélites artificiales que orbitan nuestro planeta, y al diseño de nuevos instrumentos adaptados a operaciones remotas autónomas.

En el capítulo anterior hablamos de los telescopios que observan la luz de frecuencias menores que las visibles (a nuestros ojos) y de cómo las observamos. A medida que la frecuencia aumenta, que las ondas electromagnéticas oscilan con ritmos cada vez más frenéticos, recorremos los colores. Sin embargo, más allá del azul volvemos a quedarnos ciegos. A continuación echaremos una mirada sobre algunos de los telescopios que nos ayudan a recolectar la información que transportan esas ondas invisibles.

En la franja ultravioleta, la primera que encontramos tras el azul, el satélite más importante de los últimos años ha sido sin duda el IUE o International Ultraviolet Explorer, que ha procurado información sobre multitud de objetos celestes durante casi 19 años, hasta 1996. De entre las misiones operativas en la actualidad destacamos la del satélite Galex, uno de los últimos lanzamientos de NASA liderado por el California Institute of Technology. Lanzado en abril de 2003, su objetivo es cartografiar el universo extragaláctico para completar el catálogo de objetos celestes conocidos. Desde una altura de 690 km, este pequeño ingenio compara la radiación enviada por las galaxias más antiguas que podemos ver, de unos 10 000 millones de años de edad, con la de las más cercanas, en busca de los cambios que pueden haberse producido en la evolución de esos conglomerados. Trabajando en las frecuencias adecuadas y midiendo la intensidad en UV de estas galaxias, podremos extraer conclusiones sobre la tasa de formación de estrellas actual y del pasado.

Integración del módulo de servicio del telescopio XMM-Newton. (Fotografía cortesía de EADS Astrium.)

Cualquier objeto celeste con temperaturas superiores al millón de grados Celsius, aproximadamente la temperatura de la corona del Sol, tendrá una emisión significativa de rayos X, lo que hace que esta banda sea de sumo interés para la observación astronómica. Hoy día, quedan ya lejos aquellos primeros detectores que se colocaban en cohetes tipo V-2 y que proporcionaban datos útiles durante los breves minutos que salían de la atmósfera. Actualmente, la observación de lejanas explosiones de estrellas y la detección de agujeros negros o de estrellas de neutrones corren a cuenta de telescopios como el Chandra, de la NASA, o el XMM-Newton, de la Agencia Espacial Europea, ESA. Ambos describen, en torno a la Tierra, órbitas elípticas muy excéntricas de gran altitud, que les permite permanecer buena parte de su tiempo por encima de los cinturones de radiación de Van Allen que rodean nuestro planeta, para así eludir en parte esta fuente de ruido. Los rayos X son demasiado energéticos para trabajar con lentes o espejos al estilo de los telescopios clásicos. Por ello, en ambos telescopios, el sistema de formación de imágenes consiste en un conjunto de espejos cilíndricos concéntricos al eje óptico del sistema, en los que los rayos X inciden de forma tangencial. Eso permite formar imágenes «casi» como si de lentes ópticas se tratara. Este sistema se denomina espejos de incidencia rasante (grazing incidence mirrors), y las mejoras en la tecnología de construcción y pulido de espejos han sido un factor clave para alcanzar una alta calidad en las observaciones.

Por último, en rayos gamma, la más alta frecuencia que podemos explorar, se espera un gran desarrollo en los próximos años. Para contribuir al cumplimiento de la expectativa, se lanzó en octubre de 2002 el satélite INTEGRAL, de la Agencia Espacial Europea, que cuenta con una alta participación española. A INTEGRAL se le unió en noviembre de 2004 la misión de rayos gamma Swift, de NASA. Dado que los rayos gamma son tan energéticos, no es posible usar con ellos la técnica de incidencia tangencial. Por ello, ambos telescopios usan en su lugar un sistema de formación de imágenes diferente, basado en lo que se conoce como máscaras codificadas. Son patrones de agujeros con ciertas propiedades matemáticas que codifican la radiación gamma de forma que, al decodificarla luego, nos dan la imagen de la fuente astronómica. La misma técnica, por cierto, fue usada en la pequeña misión española de rayos gamma LEGRI, a bordo del Minisat 01, que voló entre 1997 y 2000. INTEGRAL y Swift, junto con varios telescopios robóticos terrestres, se han erigido como parte de una red internacional que buscará en el cielo los misteriosos estallidos de rayos gamma, los GRB (gamma ray bursts) de breves segundos de duración. Aún no está del todo claro a qué corresponden estos estallidos, pero se cree que se deben a explosiones de estrellas muy masivas que han agotado su combustible, una especie de super-supernovas.

A pesar de que nuestro sistema perceptivo es de una innegable calidad, no podemos percibir gran parte de la información que se transmite fuera de las minúsculas bandas audibles o visibles. Para ello necesitamos la ayuda de la tecnología, que ha ido cambiando poco a poco, pero drásticamente, la imagen familiar que tenemos de un telescopio, y la ha transformado en un conjunto de microchips controlados por sistemas informáticos complejos y sofisticados. Si Galileo levantara la cabeza... encontraría trabajando juntos durante años a decenas de físicos, matemáticos, informáticos e ingenieros para poner en marcha un «simple» telescopio. Y los espejos, en el cuarto de baño.

Capítulo 6

Origen del Sistema Solar

El enriquecimiento del medio interestelar gracias a las supernovas es el que ha permitido, en generaciones posteriores de estrellas, la aparición de planetas rocosos como nuestra Tierra y de las moléculas complejas indispensables para los seres vivos. Algunas de estas moléculas resultan tan fáciles de formar que, en la actualidad, llenan como maná las grandes nebulosas donde se están formando nuevos sistemas planetarios, fecundando así la superficie de planetas donde tal vez después surja el prodigio de la vida.

En este capítulo vamos a describir el origen del Sistema Solar y de otros sistemas planetarios de los que empezamos a tener noticias.

Foto del Sistema Solar compuesta por imágenes del satélite SOHO, las sondas Mariner 10, Voyager y Viking, y la nave Apollo 17. Arriba, a la izquierda, vemos el Sol, rodeado por un primer arco formado por los planetas: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, de abajo a arriba. En el segundo arco aparecen: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y el recientemente destituido como planeta, Plutón. (Fotografía cortesía de Calvin J. Hamilton.)

6.1 Un giro copernicano

No sabemos si los planetas son un eslabón indispensable en la cadena de acontecimientos cósmicos que hacen posible la vida. Pero sí podemos afirmar que son lugares lo bastante extensos y estables como para que los elementos químicos y moléculas formados tras la alquimia estelar interaccionen en concentraciones elevadas, y se produzcan reacciones químicas complejas. Por eso, saber cuán comunes son los planetas en el universo está directamente relacionado con la posibilidad de vida en otros rincones del cosmos.

Como el lector sabe, fue Nicolás Copérnico (1473-1543) quien propuso que la Tierra es parte de un sistema planetario que orbita alrededor del Sol. No había sido el primero en suponerlo. En el 280 antes de nuestra era, el filósofo griego Aristarco de Samos ya había postulado un sistema heliocéntrico en el que los planetas seguían órbitas circulares alrededor del Sol. Por desgracia para la ciencia, su modelo cayó en el olvido y fue la idea de Aristóteles de una Tierra fija en el centro del espacio sideral la que dominó la astronomía occidental durante 2000 años.

Las ideas de Aristarco resurgieron en Europa a través de Nicolás de Cusa (1401-1464) en el siglo XV. Pero no prendieron con éxito en la comunidad científica hasta que Copérnico propuso un nuevo paradigma: el modelo heliocéntrico. En este modelo, Copérnico proponía que los planetas orbitan alrededor del Sol, al mismo tiempo que también rotan en torno a sus propios ejes. El modelo copernicano fue presentado en un volumen titulado De revolutionibus orbium celestium libri IV, que se puede considerar como fecha de nacimiento de la ciencia moderna. La propuesta de Copérnico, si bien inicialmente tuvo una acogida más bien fría, con genios como Kepler y Galileo abanderándola consiguió finalmente desbancar el viejo modelo aristotélico.

Johannes Kepler (1571-1630) era una de las mentes más privilegiadas de aquella época de tinieblas, el mejor astrónomo teórico y, Tycho Brahe (1546-1601), el mejor astrónomo experimental. Antes de la invención de los telescopios y merced a su ingenio y paciencia, Brahe disponía de los datos astronómicos más precisos de su época. Conociendo la valía de Kepler, Brahe le propuso que trabajaran juntos. Kepler aceptó y, huyendo de las persecuciones religiosas en su Alemania natal (Kepler era protestante), se refugió en la tranquila Dinamarca de Brahe. Sin embargo, su relación no fue ni mucho menos idílica. Desconfiaban el uno del otro y Brahe no estaba dispuesto a entregar por las buenas el trabajo de su vida a un posible rival. De hecho, Kepler tan sólo pudo acceder a todos los datos de Marte tras la muerte prematura de Brahe y con la oposición de su familia. Con los datos de las posiciones orbitales del planeta Marte, y después de luchar duramente contra ellos, Kepler finalmente desistió de describir el movimiento planetario mediante círculos, para aceptar la «extraña realidad» y dar entrada a las elipses. Su trabajo culminaba con sus famosas tres leyes que ordenaban los cielos. 

Galileo Galilei (1564-1642) por su parte no dejaba de realizar importantes descubrimientos con su telescopio, que apoyaban las teorías de Copérnico y desmentían las aristotélicas, con lo que dio un definitivo respaldo empírico al modelo heliocéntrico y a una nueva astronomía. Al mismo tiempo, preparaba las bases de la física del movimiento. Sus estudios de péndulos, planos inclinados y tiros parabólicos fueron la primera descripción matemática moderna del movimiento de los objetos cotidianos y fundó, de esta manera, la ciencia de la cinemática. Con ella destronó finalmente a Aristóteles también de la física.

Ambos trabajos fueron unidos de forma elegante por Newton, quien demostró que astros y manzanas se mueven de acuerdo a unas mismas leyes, sencillas y fáciles de describir en términos matemáticos. Con Newton, el universo aristotélico moría definitivamente y culminaba la revolución copernicana que desalojaba a la humanidad del centro del universo. Tras ella, quedaba en su lugar una pequeña y corriente estrella amarilla flotando en el espacio, a la que se aferraban en su giro unos pocos planetas.

El medio interestelar

Antes de las primeras explosiones de supernovas, el medio interestelar estaba compuesto casi sólo por hidrógeno y helio. A medida que se fue enriqueciendo con elementos químicos provenientes de las estrellas, su composición fue cambiando hasta la actual. Este enriquecimiento ha hecho posible, no sólo la aparición de planetas rocosos como la Tierra, sino también la existencia de reacciones químicas complejas en el mismo medio interestelar.

El medio interestelar ocupa prácticamente la totalidad del volumen de una galaxia y es, en su inmensa mayoría, gas, con una densidad de aproximadamente 1 átomo/cm3. Ese gas, como ya sabemos, está compuesto de hidrógeno en un 75% de su masa, casi un 25% de helio y un pequeñísimo porcentaje, muy inferior al 1%, de otros átomos distintos. El resto del medio interestelar es polvo, que se entremezcla con este gas.

Pero sin ninguna duda, la región del medio interestelar más interesante y con mayor relevancia para el problema del origen de la vida son las nubes moleculares, nubes de pequeño tamaño pero cuya densidad es la más alta del medio interestelar. Estas regiones son, precisamente, las zonas de formación estelar: masas de hidrógeno neutro que han entrado en contracción y en las cuales se están creando nuevas estrellas y planetas. Pero precisamente, gracias a esa mayor densidad, en el interior de estas nubes tienen lugar exóticas reacciones químicas, mediante las cuales se forman moléculas complejas. Estos procesos de formación molecular comienzan cuando los rayos cósmicos y la radiación, producidos por las estrellas que nacen en el interior de la nube, inciden con el gas y lo ionizan. Estos iones reaccionan con los átomos de su entorno para formar moléculas. Pero es necesaria la existencia de polvo en la nebulosa: la superficie de los granos de polvo actúa como catalizador de las reacciones y como superficie de sostén para los reactivos, que se condensan sobre ella. Por motivos obvios, estas reacciones químicas interestelares sólo han sido posibles después de que varias generaciones de estrellas hayan depositado su producción de elementos pesados en el medio interestelar.

El resultado de estas reacciones es una sorprendente cantidad de moléculas complejas, incluyendo sustancias orgánicas, que han sido detectadas mediante espectroscopia: agua, alcoholes, ésteres, cetonas, hidrocarburos, aminas, aldehídos y aminoácidos, entre otros. Es decir, la nube molecular, en la que pueden formarse nuevos sistemas planetarios, es además una factoría que produce al por mayor los constituyentes de los seres vivos, las moléculas de la vida.

6.2 La teoría nebular de Laplace

Curiosamente el problema del origen de los planetas y el Sol no fue considerado por la ciencia hasta mucho después de la revolución copernicana. Ello no significa que no hubiera propuestas anteriores: la religión, los mitos y leyendas, y alguna que otra ingeniosa pero poco afortunada idea, constituían una variopinta colección de explicaciones para el origen de todo lo que vemos. Pero, si bien no cabe duda de que todas ellas poseen un indudable valor antropológico, filosófico o poético, ninguna de aquellas antiguas ideas podía sobrevivir a la criba de la ciencia. Probablemente, no pudo ser de otro modo, ya que para llegar a una explicación de cómo apareció nuestro Sistema Solar era necesario primero conocer en detalle su funcionamiento. Esto no fue posible hasta los trabajos de Kepler, Galileo y Newton. Tras el afianzamiento de la mecánica newtoniana, la comunidad científica comenzó a ser consciente de una curiosa serie de hechos que destacaban de manera notable:

1. Las órbitas de los planetas están todas casi en el mismo plano que la órbita de la Tierra, llamado el plano de la eclíptica, que es además el plano ecuatorial del Sol.

2. Las órbitas de los planetas son casi circulares, elipses de excentricidad muy baja.

3. Todos los planetas y satélites tienen el mismo sentido de rotación (denominado directo) alrededor de su cuerpo central, y alrededor de sí mismos (salvo alguna excepción), al igual que el Sol. Además, la práctica mayoría de los asteroides y la mayor parte de los cometas giran también alrededor del Sol en sentido directo.

¿Había algún motivo tras todo este cúmulo de «coincidencias»? ¿Estaba aquí la clave del origen del Sistema Solar? Así lo creyeron los científicos del siglo XVIII y trataron de encontrar una explicación que describiera cómo surgió nuestro sistema planetario y que diera cuenta de estos detalles. De todos los modelos de formación que estaban en liza durante aquel siglo se acabó imponiendo el de la teoría nebular. La idea de una nebulosa primitiva de la cual el Sol y su sistema de planetas surgieron fue propuesta por primera vez por el filósofo Inmanuel Kant (1724-1804) de manera cualitativa, y arropada analíticamente por Pierre Simon de Laplace (1749-1827). De acuerdo con Laplace, la nebulosa se contrajo bajo la influencia de su propia gravitación y su velocidad rotacional aumentó hasta que colapsó en un disco. Posteriormente se formaron anillos de gas que se condensaron en planetas. Este modelo tenía el mérito de explicar todas las coincidencias de la lista anterior y estaba en todo de acuerdo con la mecánica newtoniana.

Sin embargo, dos grandes objeciones al modelo aparecieron a finales del siglo XIX. En primer lugar, James Clerk Maxwell (1831-1879) demostró que, según estaba establecido el modelo de Laplace, era difícil explicar la acreción de un planeta a partir de un anillo de planetoides: más bien debería dar lugar a discos. La segunda objeción se refería al problema del momento angular. Si tomamos el centro del Sol como punto de referencia para los momentos angulares de los cuerpos del Sistema Solar, al astro rey, que gira lentamente en torno a sí mismo, a pesar de disponer del 99.9% de toda la masa del Sistema Solar, tan sólo le corresponde menos de un 1% del momento angular total del Sistema Solar. Los planetas tienen el 99% y pico restante. Sobresalen Júpiter con el 60% y Saturno con el 25%. La teoría de Laplace tenía dificultades para explicar estos valores.

Durante el siglo XX se efectuaron numerosas modificaciones de detalle a la teoría nebular para subsanar todas las objeciones que habían surgido, de tal forma que, hoy día, se admite como básicamente correcta. En concreto, durante la segunda mitad del siglo XX la teoría se benefició de la contribución de nuevos modelos sobre la formación estelar, y de nuevos datos sobre la composición y edad de los cuerpos del Sistema Solar. Fenómenos físicos como la viscosidad, el campo magnético, el viento solar, etc. se añadieron poco a poco, enriqueciendo el modelo básico. Todos estos elementos han permitido obtener un conocimiento relativamente detallado del proceso de formación de nuestro Sistema Solar.

¿Tienes un momento?

¿Qué es el momento angular? Partamos primero del concepto de momento lineal (también llamado cantidad de movimiento o ímpetu) usualmente representado por la letra p. Esta magnitud se define como el producto de la masa de un cuerpo por su velocidad.

p = m v

Puesto que la velocidad es un vector (una magnitud en la que importa su valor y su dirección), el momento lineal también lo es. El momento lineal proporciona una idea matemática de la noción intuitiva de inercia: si no hay fuerzas exteriores, el momento lineal se conservará sin cambios. Esto quiere decir que el producto de la masa por la velocidad, ese valor numérico, no cambiará. Como las masas habitualmente no cambian, la velocidad no cambia. Pero no sólo eso: como el momento lineal es un vector tampoco cambiará su dirección. Por tanto, un cuerpo que se traslade y no esté sometido a fuerzas externas, continuará moviéndose en línea recta sin variar su trayectoria y sin detenerse.

Cuando hablamos de rotaciones aparecen unas nuevas variables que ejercen un papel equivalente. Así, en lugar de desplazamientos, hablamos de giros. Donde antes usábamos distancias ahora usaremos ángulos. Donde antes teníamos velocidades, ahora serán velocidades angulares (velocidades de giro), w. Todas las fórmulas y relaciones matemáticas que se usaban para las traslaciones tendrán su equivalente en el mundo de las rotaciones. También la masa. Donde antes teníamos masa, ahora juega su papel una nueva magnitud llamada momento de inercia, I. El momento de inercia de un cuerpo (por ejemplo, un planeta) que gira alrededor de un centro viene dado por mr2, donde m es la masa del cuerpo y r la distancia al centro de rotación. También existe una magnitud equivalente al momento lineal, es el momento angular, L, y comparte con el primero muchas de sus propiedades. El momento angular es un vector paralelo al eje de rotación. Siguiendo la analogía, será igual al momento de inercia multiplicado por la velocidad angular. De modo que la ecuación:

p = m v,

se convierte en:

L = I w.

Si el momento lineal se denomina también cantidad de movimiento, nada impide interpretar el momento angular como una «cantidad de giro», aunque esta terminología no sea habitual. Y al igual que ocurre con el momento lineal, el momento angular se conserva en ausencia de fuerzas externas. Es más, se conserva incluso con la presencia de fuerzas externas si éstas son fuerzas centrales, como la gravitación. La conservación del momento angular en un sistema cerrado, como el Sistema Solar donde no se ejercen fuerzas exteriores a él, tiene la característica de hacer que las órbitas de los planetas sean planas. En efecto, como el vector momento angular, tanto su valor como su dirección, no cambia y el vector es paralelo al eje de giro: tenemos como consecuencia que el eje de giro no cambiará su dirección, no se inclinará y, por tanto, la órbita seguirá siendo plana.

Como el momento angular es el producto de I (= m r2) y w (la velocidad angular), vemos que será mayor cuanto:

a) Mayor sea la masa.

b) Mayor sea la distancia al centro de giro.

c) Mayor sea la velocidad.

De estas tres características, tiende a dominar la distancia de giro, pues va elevada al cuadrado y un pequeño incremento en la distancia supone un gran incremento en el momento angular. 

6.3 La formación de sistemas planetarios

Por lo que sabemos, no vivimos en un sistema planetario especial, así que los procesos físicos que lo conformaron deben ser semejantes en otros sistemas. La teoría más aceptada que describe el proceso de formación del Sistema Solar puede resumirse así (basta cambiar Sol por estrella para describir el proceso de formación de un sistema planetario en general):

1. Una inmensa nube de materia interestelar de forma más o menos esférica comienza su colapso, tal como se describió en el capítulo anterior. Una concentración de masa en el centro de la nube dará lugar al Sol. En cierta forma podríamos decir que los planetas y otros cuerpos menores del Sistema Solar son «deshechos» de la formación del Sol.

2. A medida que la zona central de la nube se contrae, su velocidad de giro aumenta, debido a lo que los físicos llaman conservación del momento angular.

3. Se forma un bulbo central con el resto de la nube aplanándose a causa de la fuerza centrífuga, formando un disco protoplanetario de gas y, lo que es más relevante para la aparición de los planetas, que también contiene polvo.

Este polvo es una especie de hollín compuesto de minúsculas partículas hechas de silicatos, carbono, agua helada o compuestos de hierro, con formas irregulares y un tamaño menor a un micrómetro. El origen exacto de este polvo no se conoce con absoluta certeza, aunque es casi seguro que se debe al material eyectado por las estrellas en las últimas fases de su vida, material rico en metales y elementos pesados que se condensa en la nebulosa a medida que ésta se va enfriando. Las partículas tienen un tamaño inicial entre 0.01 y 0.1 micrómetros y, a raíz de colisiones, crecen y finalmente acaban sedimentándose en el plano del disco.

Por efecto centrífugo y por la gravedad solar, las partículas más pesadas se decantan hacia el centro del disco y las más ligeras se alejan de él. En apoyo a este punto, tenemos el hecho de que los planetas interiores tienen mayor concentración de elementos pesados que los exteriores.

La mayor parte del material que formó el Sol estuvo, en un principio, en un disco mantenido por la fuerza centrífuga, lo que se conoce como la nebulosa solar primitiva. La fracción del mismo que dio lugar a los planetas es muy pequeña, aproximadamente 0.02 masas solares. Como apuntamos anteriormente, el Sol tiene actualmente el 99% de la masa del Sistema Solar, pero menos del 1% del momento angular. ¿Cómo es posible?

El gas inicialmente se movía en órbitas casi circulares en el disco. Su movimiento puede describirse como un balance entre la fuerza gravitatoria, la centrífuga, la de presión, la viscosa y la magnética. El problema así planteado es realmente complejo, pero, en primera aproximación, las dos primeras fuerzas son las que predominan. Ahora consideremos dos fragmentos de gas de la nebulosa (con la misma masa para hacer el problema más simple) que interaccionan, se rozan entre sí, de forma tal que no perturba mucho el movimiento circular del sistema, pero que se transfieren momento angular. Se disipa parte de la energía, pero el movimiento angular se conserva. El resultado es que el elemento con menor velocidad angular gana momento angular y, por lo tanto, debe moverse hacia fuera, a expensas de aquél con mayor velocidad angular que se mueve hacia dentro. Así, la disipación da lugar a que las partes externas del disco se expandan mientras que las internas se muevan más hacia el interior. Es de esta forma como se cree que el Sol retuvo la mayor parte de la masa de la primitiva nebulosa solar y un momento angular tan exiguo (Apéndice VI: Colapso protoestelar y evolución de la nebulosa solar).

Hasta la fecha, no existe una teoría que permita explicar con detalle cómo tales partículas sólidas crecen desde un tamaño típico de centímetros hasta kilómetros. Pero, en general, se acepta que las partículas de polvo del disco se atraen entre sí por la fuerza gravitatoria y chocan. Si su velocidad relativa es menor que 10 cm/s, quedan unidas por efecto de la gravitación. Cuando esto sucede, se forma en su lugar una partícula más grande, de más masa (y por tanto mayor gravitación). Esto genera un proceso en cadena que acaba formando grumos o planetesimales que serán los núcleos de acumulación para formar planetas (Apéndice VI: Crecimiento continuado de planetesimales).

4. Los planetesimales se atraen entre sí y se agrupan a su vez, formando varias bolas enormes llamadas protoplanetas. Cuando son suficientemente masivos, logran atrapar gas cercano por atracción gravitatoria. Finalmente, los protoplanetas atraen hacia ellos e incorporan el resto de la materia del disco. Con el tiempo, el disco queda casi limpio, con casi todo su material en unos cuantos planetas que giran alrededor del Sol. Al final, acaban sobreviviendo sólo las órbitas que son casi circulares, dado que de esa manera se minimiza el número de colisiones. Una vez más, la gravitación se muestra como generadora de estructuras.

De acuerdo con esta descripción, está el hecho comprobado de que los planetas que orbitan nuestro Sol se formaron casi simultáneamente. Probablemente este proceso fue muy violento: cuando los primitivos planetas, todavía sumamente calientes y en formación, atraían tales «escombros» a la deriva por el Sistema Solar, éstos no se posaban tranquilamente en el suelo del planeta, sino que impactaban de manera explosiva. La propia Luna se supone que se originó como resultado del impacto de un planetoide gigantesco con nuestra Tierra. De hecho, a la época en la que el Sistema Solar se acababa de configurar, se la conoce también como el Gran Bombardeo Meteorítico, que terminó hace aproximadamente 3800 millones de años. La mayor parte de los cráteres que encontramos en los cuerpos del Sistema Solar provienen de aquella época.

Sistemas planetarios en el ordenador

Aunque, a grandes rasgos, los científicos están de acuerdo con el modelo de formación de sistemas planetarios que hemos descrito someramente, aún no existe un modelo con capacidad de predicción. Es probable que no exista una teoría firme hasta que podamos estudiar en detalle otros sistemas planetarios en toda su variedad. En realidad, los modelos teóricos actuales sobre la evolución de los discos nebulares se dividen en dos grandes grupos en pugna. Uno es el de modelos de nebulosa de gran masa donde se considera un disco de 1 masa solar (sin contar la estrella central). En ellos, el viento estelar barre una gran fracción de esa masa, alrededor del 85%, en tan sólo 100 000 años, mientras que la estrella captura casi la totalidad restante. En estos modelos, los planetas se pueden formar directamente a partir de la nebulosa por inestabilidades gravitatorias. El segundo gran grupo de modelos es el de nebulosas de baja masa, en el que el disco es de tan sólo 0.01 masas solares. En estos modelos el disco se enfría, el polvo se acumula en el plano central y se forman planetesimales ligeros, de unas 1012 toneladas, que se combinan posteriormente para dar lugar a cuerpos más masivos. Pero la cuestión no se restringe solamente a escoger entre estos dos grupos de modelos: el estado de nuestros conocimientos es tan inmaduro que ni siquiera tenemos claro bajo qué condiciones la nebulosa en colapso terminará por dar lugar a una única estrella rodeada de un disco protoplanetario, o a un sistema estelar múltiple.

La complejidad de todo el proceso es tal que, para guiarnos, se hacen necesarias simulaciones numéricas que partan de condiciones físicas lo más realistas posibles. Hay dos tipos de resultados generales en este tipo de simulaciones. En uno de ellos, el sistema se ordena poco a poco, la distribución de masa decae suavemente (menor número de planetesimales grandes) y la masa máxima aumenta con el tiempo (encontramos planetesimales más pesados a medida que el tiempo aumenta). La mayor parte de la masa total reside en los cuerpos más masivos. Observemos que esto no es una obviedad: podríamos disponer de pocos cuerpos muy masivos, pero cuya suma de masas fuera muy inferior a la suma de miríadas de pequeños cuerpos.

El otro resultado general es más realista y se caracteriza por una acreción «casi descontrolada» en la que unos pocos cuerpos crecen más rápidamente que los otros. Una vez empezado este proceso de crecimiento descontrolado, ningún otro efecto (resonancias orbitales, interacción a tres cuerpos, etc.) puede pararlo, al menos en la región de formación de planetas terrestres, dentro del disco protoplanetario. Este crecimiento descontrolado termina cuando la zona donde actúa ha sido despoblada de planetesimales. Puede ocurrir que nuevos planetesimales sean arrastrados a esta zona, lo que permite un mayor crecimiento de los protoplanetas ya existentes.

(c)

Configuraciones planetarias (a,b,c) resultantes de la simulación de formación de planetas en la región de planetas terrestres. Estos cálculos siguen las interacciones gravitatorias mutuas y las colisiones de unos 500 planetesimales cuya masa colectiva y momento angular equivalen a la de los planetas terrestres, pero que se distribuyen inicialmente en la región comprendida entre Mercurio y Marte. En el dibujo, se muestran las órbitas de los planetas y los números, en unidades de masas terrestres, la masa de los planetas que resultan después de unos cientos de años de evolución. Muchos casos son similares a la configuración actual de los planetas terrestres (mostrada en d). Las diferencias estriban tan sólo en pequeños detalles de configuración inicial de los parámetros orbitales de los planetesimales. (Elaboración propia.)

Una vez que este crecimiento descontrolado en la región de formación de planetas terrestres ha terminado, se esperaría que los protoplanetas estuvieran relativamente cercanos entre sí. Pero este sistema no es dinámicamente estable por mucho tiempo: perturbaciones gravitatorias dan lugar a órbitas que se cruzan y a que la dispersión gravitatoria resultante produzca un aumento de la velocidad relativa de los cuerpos, un aumento de la excentricidad y, finalmente, una migración de estos protoplanetas a distancias mayores. Simulaciones numéricas donde las condiciones iniciales son muy diferentes convergen a un resultado similar: de 2 a 5 planetas terrestres se forman en un intervalo de tiempo de unos 100 millones de años. Según estas simulaciones no se requiere mucho más que la masa nebular mínima (0.02 masas solares) para formar planetas tipo terrestre.

Nuestra comprensión de la formación de planetas gigantes no es tan completa como la de los planetas terrestres. A pesar del hecho de que los planetas gigantes han retenido grandes cantidades de H y He, las abundancias de estos gases respecto a otros más pesados son mucho menores que aquellas existentes en el Sol y, presumiblemente, en la primitiva nebulosa solar. Por lo tanto, parece ser que estos planetas adquirieron los gases ligeros mediante una incompleta acreción de la nebulosa sobre un núcleo de roca y hielo, más que por colapso gravitatorio de parte de la nebulosa. La velocidad de acreción de este gas es pequeña al principio, pero aumenta a medida que el núcleo crece. Cuando el núcleo del planeta alcanza cierto tamaño, típicamente de 10 a 20 masas terrestres, la acreción de gas «adelanta» a la acreción de planetesimales, y la formación de una atmósfera extensa y densa está asegurada. Pero si no consideramos un crecimiento descontrolado del núcleo de los planetas gigantes, los tiempos de acreción para dar lugar a los mismos son tremendamente largos. En función de sus posiciones, se estima que se necesitarían decenas de millones de años para formar Júpiter, centenares de millones de años para Saturno e, incluso, mayores para Urano y Neptuno. Podría haber ocurrido que los planetas gigantes no se formaran donde actualmente están, sino mucho más lejos y que posteriormente fueran recolocados en su posición actual (menor distancia orbital) al perder un momento angular que ganaron los planetesimales como los cometas alojados en la Nube de Oort.

6.4 Cometas

No todo el material del disco primordial acabó formando planetas, sino que todavía quedan pululando por ahí restos de aquella fase. Esos restos de la formación del Sistema Solar son los cometas y los asteroides, los últimos recuerdos de nuestro tormentoso pasado. Son los objetos más grandes de nuestro Sistema Solar después de los planetas y sus satélites, y poseen masas del orden de entre 10 000 y 100 000 toneladas. Tienen al menos 4600 millones de años de antigüedad, más que cualquier roca de nuestro planeta. Y su existencia nos recuerda, de paso, que los impactos no terminaron con el final del Gran Bombardeo. La gravitación sigue funcionando, y todavía quedan muchos cuerpos que pueden impactar contra el Sol o su corte de planetas.

Los cometas tienen una composición bastante homogénea y son poco densos: básicamente hielo de agua y polvo. Dada su baja densidad, han acabado bastante lejos del centro del Sistema Solar. El origen de los cometas está, de hecho, más allá de la órbita de Neptuno. Cuando uno de ellos se acerca lo suficiente al Sol, el calor de nuestra estrella hace sublimarse el hielo y el polvo queda libre. El viento solar, chorros de partículas cargadas despedidas del Sol a grandes velocidades, y la luz que emite nuestra estrella arrastran este material y lo alejan del Sol, con lo que se generan una o varias colas. De este modo, el núcleo cometario se convierte en un cometa hecho y derecho. Los cometas nos muestran así, a pequeña escala, cómo el viento solar puede arrastrar los componentes volátiles (compuestos que se convierten fácilmente en gases) de la atmósfera de un planeta de baja gravedad, lo que los hace incapaces de albergar vida.

Existen dos poblaciones distintas de cometas, algo conocido desde antiguo. Cuando estudiamos las órbitas de estos objetos, encontramos, por una parte, cometas de periodo relativamente corto, en torno al centenar de años: en una órbita que está aproximadamente en el mismo plano que las de los planetas y que tiene la misma dirección de giro que éstos. Y por otra parte, cometas de periodo muy largo, del orden de decenas de miles de años, cuya órbita puede hallarse en cualquier plano, incluso perpendicular al de los planetas, y que pueden girar en cualquier dirección; de hecho, hay tantos de giro directo como retrógrado. A pesar de la semejanza química entre ambas poblaciones, sus diferentes características orbitales hacen pensar en orígenes distintos.

Imaginemos la nebulosa primordial, una nube cuasiesférica en colapso gravitatorio. Este colapso es más rápido cuanto más cerca del centro de la nube nos encontremos, hasta que en su centro se forma finalmente el Sistema Solar. Es de esperar que en las afueras queden todavía restos del perímetro de la nube, siguiendo una distribución esférica: los últimos flecos de la nebulosa. Esa nube con simetría esférica que envolvería el Sistema Solar fue postulada por el astrónomo holandés Jan Oort como origen de los cometas de largo periodo. Sería un enjambre de núcleos cometarios girando lentamente alrededor del Sol. Eventualmente, alguno de ellos sufriría una modificación de su órbita por interacción con los otros objetos de la nube de Oort y caería hacia el Sol, se formaría su larga cola y se convertíría así en un cometa. Como la nube tiene simetría más o menos esférica, estos objetos podrán caer hacia el Sol siguiendo cualquier plano y dirección, tal como se observa en los cometas de largo periodo.

Fijémonos ahora en la parte central de la nebulosa primordial, donde se ha formado el disco de materia que dará lugar a los planetas. Todo el material que está allí gira en torno al Sol en un mismo plano y siguiendo una misma dirección. Como ya hemos comentado, cuanto más cerca del Sol, más denso es el material que compone el disco. Poco a poco, por acreción, el disco acabará por formar los planetas de nuestro Sistema Solar. Pero de nuevo quedarán flecos, ahora del disco, justo en la periferia. Allí donde la densidad no es lo bastante alta para formar planetas, quedará un cinturón de escombros primigenios rodeando la corte planetaria. Fue otro astrónomo holandés, Gerard Kuiper, el que postuló la existencia de este disco de materia primordial, justo tras la órbita de Neptuno, suponiéndolo el origen de los cometas de corto periodo, con giro directo y en el plano de los planetas. El cinturón de Kuiper, hoy día, ha pasado de la teoría a la constancia experimental de su existencia. En 1931, se encontró el primer objeto transneptuniano (Plutón), pero hubo que esperar hasta 1992 para que se hallara el segundo. En la actualidad se han encontrado ya más de 800 de estos objetos. Se estima que su población real podría alcanzar los 70 000 núcleos cometarios.

El punto azul del centro de la imagen representa a nuestro Sistema Solar. Alrededor de él vemos representada la nube de Oort, de enormes dimensiones. Una ampliación sobre el punto azul nos muestra el Cinturón de Kuiper. (Imagen cortesía de Calvin J. Hamilton.)

Curiosamente, el descubrimiento de semejante población de objetos nos hizo perder un planeta. Algunos de los núcleos cometarios transneptunianos, como Sedna (con un diámetro de 1800 km) o Quaoar (de 1000 km), tienen tamaños y composición química similares a los de Plutón (2300 km) y su mayor satélite, Caronte (1300 km). Se ha descubierto un objeto transneptuniano, ahora llamado Éride (o Eris), que es sin duda alguna mayor que Plutón, y que está tres veces más lejos. Todo esto deja claro que, en contra de lo que se creyó al descubrirlo en 1931, Plutón no es en realidad un planeta, sino uno de los objetos mayores del cinturón de Kuiper. En el año 2006, la Unión Astronómica Internacional reconoció este hecho observacional y estableció una definición que coloca a Plutón en su contexto, como compañero del resto de objetos transneptunianos. La oposición expresada por algunos científicos y parte del público general contra esta decisión no se basa en razonamientos físicos, químicos, geológicos o astronómicos que defiendan con justicia la naturaleza planetaria (y no kuiperiana) de Plutón. No. Es que, sencillamente, Plutón era, fue, el único planeta descubierto por un estadounidense.

¿Qué es un planeta?

Aunque la definición de sistema planetario es clara, paradójicamente no lo es tanto la definición de planeta. Para objetos astronómicos de tamaño similar a la Tierra no existe problema: son planetas. Pero la situación se complica para objetos como Júpiter. Si definimos un elefante como un objeto gris que pesa varias toneladas, tendremos un problema con los tanques. Definir un planeta sólo en función de su masa resulta igualmente inexacto. La física que estudia la estructura estelar acoplada con la física nuclear nos dice que cualquier objeto con masa superior a 80 veces la masa de Júpiter (MJ) es capaz de desencadenar reacciones nucleares de fusión de hidrógeno para formar helio. Un objeto así será catalogado entonces como estrella. Hay objetos que se forman por los mismos procesos que las estrellas, pero que tienen masas por debajo de este límite. Se llaman enanas marrones y su masa es suficiente como para «quemar» deuterio. Se cree que una enana marrón es un cuerpo con masa entre 12 y 80 MJ. De modo que, según esto, un planeta no debería ser más masivo que 12 MJ.

Los planetas parecen haberse formado mediante procesos de acreción de planetoides previos, cuerpos rocosos de pequeño tamaño. Lamentablemente, los límites de estos procesos no han podido establecerse todavía. Por ejemplo, se cree que Neptuno y Urano se «quedaron más pequeños» que Júpiter y Saturno porque el gas que había a su alrededor se agotó. Sin embargo, para zanjar la cuestión, muchos astrónomos estarían de acuerdo en considerar planeta cualquier objeto, no importa su masa, que se forme de forma similar a como creemos que se han formado los planetas en el Sistema Solar, es decir, por procesos de acreción de planetoides. Objetos que se han formado de forma similar a una estrella, pero cuya masa quede por debajo de 80 MJ y por encima de unas pocas MJ se considerarán enanas marrones. De acuerdo con esta definición, hay una banda en la que solapan la masa que define un planeta y una enana marrón. En estos casos, la diferencia ha de establecerse en virtud de los procesos que han formado un planeta, es decir, un planeta tendría una mayor proporción de elementos pesados que en el caso de una enana marrón. Otra diferencia es que, mientras que una enana marrón suele ser la única compañera de una estrella, los sistemas planetarios suelen contener múltiples objetos compañeros de una estrella central a la que orbitan.

Todo lo anterior hace referencia al límite superior de masas planetarias, es decir, a la distinción entre planetas grandes y estrellas. En lo que respecta a la frontera inferior, o sea, a la diferencia entre planetas y cuerpos menores, la Unión Astronómica Internacional ha propuesto una definición que tiene visos de sufrir pocas modificaciones en el futuro y que, por ahora, se aplica sólo al Sistema Solar, aunque es susceptible de generalización a otros sistemas planetarios. Según esta definición, un planeta es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, tiene una masa suficiente para que su propia gravedad le dé forma aproximadamente esférica, y es el objeto dominante en su región (ha barrido la vecindad alrededor de su órbita). Los objetos que, como Ceres o Plutón, son redondos pero no son los dominantes en su región, se llaman planetas enanos y forman parte del grupo de los cuerpos menores, como el resto de asteroides y los cometas.

6.5 Asteroides

Los restos de la formación del Sistema Solar más famosos e «impactantes», gracias al cine y a los medios, son los asteroides, objetos que, de tanto en tanto, aparecen en los periódicos porque alguno de ellos (como el asteroide Tutatis) «casi» va a colisionar con nuestro planeta. A tales peligros potenciales suele llamárseles NEO (Near Earth Objects), objetos cercanos a la Tierra, que podrían llegar a impactar contra nuestro mundo. Como veremos en posteriores capítulos, probablemente la Luna fue arrancada literalmente de la Tierra como resultado de una colisión y la historia de la vida en nuestro planeta tuvo que enfrentarse en varias ocasiones a extinciones masivas debidas a grandes impactos.

Los asteroides son cuerpos cuya composición, a pesar de que es muy diversa, se puede no obstante dividir grosso modo en dos grandes grupos: pétreos (de silicatos) o metálicos (principalmente de hierro). Los podemos encontrar errando por todo el Sistema Solar, pero hay algunos lugares en los que son más frecuentes. El más conocido de tales lugares es el cinturón de asteroides, un anillo de planetesimales en órbita casi circular alrededor del Sol, situado entre las órbitas de Marte y Júpiter. Estos cuerpos se mantienen disgregados debido a la atracción gravitatoria de Júpiter, el planeta más grande del Sistema Solar, que provoca unas intensas fuerzas de marea en la zona del cinturón de asteroides e impide que los asteroides terminen por agregarse y formar un pequeño mundo (éste es, por cierto, el mismo mecanismo por el que las lunas pastoras de Saturno mantienen estable la famosa estructura de los anillos). Otros lugares donde es fácil encontrar asteroides son los puntos de Lagrange L4 y L5 de los sistemas planetas-Sol.

Cinturón de asteroides (anillo interior) y asteroides troyanos (bandas anulares exteriores). (Cortesía NASA.)

Puntos de Lagrange

Los puntos de Lagrange son lugares donde las fuerzas gravitatorias del Sol y de un planeta que lo orbita se equilibran. Por ejemplo, existe un punto entre la Tierra y el Sol (donde, por cierto, se halla situado el satélite de observación solar SOHO) en el que la fuerza de gravitación del Sol y la de la Tierra se contrarrestan. Es el llamado punto L1. Existen otros puntos de Lagrange, el L2 y el L3, también en la línea de unión entre el Sol y el planeta, y el L4 y L5, justo 60º por delante y por detrás respectivamente de la órbita del planeta. Como son puntos de equilibrio, podemos dejar en esos lugares cualquier cuerpo (como el satélite SOHO) y se mantendrá allí. No obstante, hay una diferencia entre ellos. Los puntos L1, L2 y L3 son puntos de equilibrio inestable. Cualquier perturbación que sufra un cuerpo que se halle en estos puntos de Lagrange hará que se acabe alejando de allí. Mientras que los puntos L4 y L5 son estables, y si perturbamos un cuerpo que se halle allí, no se alejará sino que se mantendrá en torno al punto de Lagrange. En cierta forma, son como cuencas gravitatorias que tienen facilidad para atraer y conservar los cuerpos que se les acerquen.

Sabemos que hay algún asteroide atrapado en los puntos de Lagrange L4 y L5 de la Tierra, pero donde sin duda hay más asteroides atrapados es en los puntos L4 y L5 de Júpiter, de mayor poder gravitatorio. Son los llamados asteroides troyanos. Reciben este nombre porque a los tres primeros que se descubrieron se les puso nombres de héroes de la guerra de Troya (Aquiles, Héctor y Patroclo). La tradición se mantuvo posteriormente, pero siguiendo la tendencia de que los situados en el punto L4 pertenezcan al bando griego, y los del L5 al bando troyano (entre las pocas excepciones están Héctor y Patroclo, de los primeros en descubrirse, que se hallan situados en el bando opuesto).

Debido a su extrema antigüedad, el estudio de los asteroides ha aportado valiosa información sobre el origen y evolución del Sistema Solar. Recientemente, un tipo particular de meteorito incluso nos han revelado el punto inicial, el mismísimo origen de nuestro Sistema Solar. Se trata de las condritas. Una condrita es un meteorito rocoso compuesto por cóndrulos, objetos rocosos más o menos esféricos que han sufrido fusión parcial o global antes de incorporarse a la condrita. Hasta la fecha de hoy, se han analizado miles de cóndrulos micrométricos, los constituyentes mayoritarios del material más primitivo del Sistema Solar, y las circunstancias que dieron lugar a su origen permanecen todavía en el más oscuro de los anonimatos.

Condrita seccionada. (Cortesía del American Museum of Natural History.)

El análisis de las condritas ha revelado que éstas tuvieron en el pasado una elevada cantidad de hierro-60 (60Fe), un isótopo radiactivo del hierro de corta vida (1.5 millones de años). Este isótopo radiactivo necesita de una fuente de energía para formarse, pero la radiación solar no es lo bastante intensa para ello. Por tanto, el 60Fe debió haberse originado antes de que el Sistema Solar comenzara a formarse. Todo parece indicar que esa intensa fuente de energía que creó el 60Fe fue la explosión de una supernova cercana: la explosión que, en opinión de muchos expertos, desencadenó el colapso de la nebulosa solar e inició la formación de nuestro sistema planetario.

6.6 Origen de las atmósferas planetarias

Explicar la composición de las atmósferas de los planetas del Sistema Solar plantea muchas más dificultades de las que en un principio podría parecer. La idea de que las atmósferas fueran el resultado de la atracción gravitatoria del gas de la nebulosa solar por parte del núcleo de hielo/roca ya formado (lo que se denomina una atmósfera primaria) no es incorrecta, pero queda un poco lejos de la realidad mucho más compleja que los descubrimientos nos están mostrando. La composición de los planetas se ha interpretado durante mucho tiempo como consecuencia de las condiciones físicas en su origen. Una idea que resultó muy útil fue pensar que la composición quedaba determinada por la distancia al Sol donde se formaba el planeta. Esta visión se ha ido matizando a medida que se ha apreciado la complejidad del proceso.

Los planetas llamados terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) tienen una abundancia de elementos volátiles menor que la del Sol, y varía de un planeta a otro de forma considerable. Las atmósferas de estos planetas (tan tenue como la de Mercurio con 105 átomos/cm3, o tan densa como la de Venus con 1021 moléculas/cm3) no son primarias, sino que, en su mayor parte, son el resultado de procesos físicos posteriores, como desintegraciones radiactivas del núcleo, fraccionamiento de isótopos, evaporación de los hielos atrapados en los planetesimales (principalmente hielos de agua, y dióxido y monóxido de carbono, con algo de metano y amoniaco), o de procesos que han actuado a gran escala, como colisiones que resultaron en la ganancia de elementos volátiles como, por ejemplo, choques de cometas que trajeron agua a la Tierra. A estas atmósferas se las llama secundarias. No son exclusivas de los planetas terrestres; la atmósfera de Titán (rica en N2) también tiene, muy probablemente, este origen.

Las atmósferas de los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) son básicamente de tipo primario, si bien tienen una abundancia de elementos pesados mayor que la del Sol; en particular, el carbono (elemento más abundante en estas atmósferas después del H y He) es mucho más abundante que en el Sol, y es más abundante según el planeta orbita a mayor distancia. Este hecho ha sugerido un modelo de formación que comienza con la acreción de planetesimales y gas nebular al mismo tiempo. A medida que la masa de esta atmósfera primaria aumenta, es lo suficientemente densa como para romper y disolver los planetesimales, cuyos constituyentes se incorporan a la atmósfera, no al núcleo sólido. El resultado es un planeta con un pequeño núcleo y una atmósfera principalmente de H y He, pero enriquecida en elementos más pesados como C, N, S, P, etc. El nitrógeno y el fósforo se hallan a niveles atmosféricos más profundos, mientras que el carbono se presenta, sobre todo, en las capas altas de la atmósfera, en forma de metano. Su descomposición por efecto de la luz solar y posteriores reacciones da lugar a gran cantidad moléculas orgánicas, como hidrocarburos.

En especial, la atmósfera primaria de nuestro planeta no debía ser en sus inicios especialmente reductora y, en esas condiciones, difícilmente podría sustentarse la producción de moléculas complejas. Por este motivo, muchos especialistas opinan que el aporte exterior a través de cometas y meteoritos fue esencial para las primeras etapas prebióticas. Todos los planetas, como vimos con los cometas, pierden volátiles por efecto del viento solar y también por escape térmico. La pérdida depende de la gravedad del planeta y su proximidad al Sol. La Tierra también tuvo fortuna en este caso. Algunos planetas, como el nuestro, disponen de un mecanismo especial de defensa: su campo magnético que actúa de escudo frente al viento solar. Se estima que, gracias al campo magnético terrestre, la pérdida de volátiles en nuestro planeta es de alrededor de 1 a 3 kg/s. A ese ritmo harían falta unos 150 000 millones de años para eliminar completamente la atmósfera de nuestro mundo, un tiempo enormemente superior a la antigüedad del Sistema Solar.

6.7 Otros sistemas planetarios en formación

¿Dónde podríamos encontrar pruebas de que el proceso de formación del Sistema Solar que aquí hemos descrito es básicamente correcto, o incluso, mejor: observaciones directas del mismo? La respuesta obvia es: mirando a estrellas similares a nuestro Sol cuando era joven. Este tipo de estrellas reciben el nombre de estrellas de tipo T Tauri, debido a que la primera estrella que se observó de este tipo fue la estrella T de la constelación de Tauro. Se trata de estrellas muy jóvenes, recién formadas, que se encuentran frecuentemente en grupos, las llamadas asociaciones T, junto con grandes masas de gases y polvo interestelar. Tienen edades entre 105 y 107 años, y una masa similar a la solar.

La mayor parte de los astrofísicos están convencidos de que el Sol pasó por una fase T Tauri, si bien el estudio de los materiales que constituyen el Sistema Solar no permite demostrarlo de forma concluyente. Aun así, el estudio de estas estrellas puede arrojar alguna luz sobre el origen y evolución del Sistema Solar y la observación de estrellas T Tauri en diferentes fases de su evolución puede proporcionarnos información sobre los procesos que ocurrieron en el Sistema Solar durante su más antigua historia. Aunque no todas, buena parte de las estrellas T Tauri muestran evidencia de tener un disco de gas y polvo alrededor. En algunos casos, se han encontrado algo más que indicios. Las imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble en la región de Orión muestran claramente tales discos alrededor de estas estrellas. Estos discos se ven como siluetas oscuras frente al fondo de brillante emisión de luz por parte del gas caliente de la nebulosa, e incluso algunos tienen el tamaño aproximado del Sistema Solar.

Imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble en la región de Orión mostrando discos de polvo alrededor de estrellas. (Cortesía NASA.)

La interpretación de ciertas características de las estrellas T Tauri aún resulta difícil. Por ejemplo, no es trivial explicar la evolución simultánea de la estrella y el disco. Hay estrellas jóvenes que no parecen tener disco, mientras que otras más viejas sí lo tienen. Algunos otros aspectos pueden ser importantes para entender las fases tempranas del Sistema Solar. Por ejemplo, estas estrellas sufren variaciones bruscas de brillo durante las que la luminosidad puede aumentar incluso 2 órdenes de magnitud. Estos episodios de aumento de brillo se han explicado como la vaporización violenta de material del disco que cae sobre el astro. No es descabellado pensar que el Sol y la nebulosa solar sufrieran tales episodios también. Otro fenómeno observado en estas estrellas y que resulta relevante para la fase joven de nuestro Sistema Solar es que algunos discos parecen tener espacios vacíos. Este rasgo podría explicarse por la influencia de un planeta gigante (cómo Júpiter, por ejemplo) que ha barrido de material esa zona del disco por perturbación gravitatoria. ¿Estamos viendo la huella de otros planetas? Todo parece indicar que sí, que estamos observando otros sistemas planetarios en formación, instantáneas de nuestro pasado más lejano.

Cuaderno de bitácora

Las peculiares características de nuestro Sistema Solar resultaron para los astrónomos el punto de partida para la aventura intelectual que ha supuesto descubrir el origen de nuestro barrio en la Galaxia. La antigua teoría de Kant y Laplace del colapso de una nebulosa original, aunque con modificaciones, se ha visto confirmada por la ciencia actual: por efecto de la fuerza centrífuga de su giro, se formó un disco de materia alrededor de la estrella central, disco donde se generaron primero pequeños planetesimales que, atraídos entre sí por la gravitación, acabarían formando los planetas. Los modelos actuales de formación planetaria incluso han conseguido explicar el origen de las atmósferas planetarias. Además, como validación final, hemos encontrado indicios directos de otros sistemas planetarios en formación dentro de nuestra Galaxia. Todo apunta a que el Sistema Solar es un sistema planetario de lo más común: un punto a favor de las posibilidades de vida en otros lugares del universo.

Apuntes tecnológicos:

El telescopio espacial Hubble

A pesar de que el sentido de la vista es fundamental en la vida cotidiana, a menudo resulta difícil identificar los defectos de visión en los niños porque el mundo desdibujado que perciben es el único que han conocido. Unas simples gafas pueden transformar completamente el entorno en el que se ha vivido y pueden requerir reaprender a interpretar la información que llega al cerebro. Del mismo modo, el telescopio espacial Hubble ha corregido las cataratas congénitas que nos produce la atmósfera y nos ha permitido observar un universo más nítido y más complejo.

El Hubble, cuyo nombre hace honor al astrónomo estadounidense que, como narramos en el capítulo 1, descubrió el corrimiento al rojo de las galaxias, representó un reto para la ingeniería espacial del momento. El Hubble es, comparado con los ejemplares terrestres, un pequeño telescopio de tan solo 2.4 m de espejo primario y 30 cm de espejo secundario. Con unas dimensiones de 13.2 m, un diámetro de 4.2 m y alrededor de 11 000 kg de peso se parece más a un autobús escolar que a un telescopio astronómico, aunque el espejo primario no deje lugar a dudas. La vida útil de un instrumento en el espacio depende directamente de su autonomía energética. Para su mantenimiento, el Hubble requiere una potencia de 2800 vatios (menor que la media de consumo de un hogar del primer mundo), que extrae del Sol mediante dos paneles solares de unos 7.5 m.

La lanzadera Discovery lo llevó a su órbita a 590 km de altura el 24 de abril de 1990 y el 20 de mayo se recibían en la Tierra las primeras imágenes de sus observaciones: el cúmulo NGC 3532. La decepción de los astrónomos fue mayúscula. El pulido del espejo primario no era perfecto e introducía una pequeña aberración esférica de una cincuentava parte del diámetro de un cabello humano. Eso hizo que los científicos se mesaran los suyos, se produjeran críticas en aluvión hacia la NASA, y se hablara de dispendio.

Las expectativas de los hallazgos que iba a realizar el Hubble eran enormes. Una vez se verificó que el resto de los sistemas e instrumentos esenciales funcionaban correctamente, se decidió reparar el error óptico e instalar un elemento corrector de la aberración esférica del primario, llamado COSTAR. El momento adecuado para la reparación no se produjo hasta tres años y medio después, a principios de diciembre de 1993, en una misión memorable que requirió 35 horas y 28 minutos de paseos espaciales a lo largo de nueve días. También se aprovechó para sustituir algunos instrumentos por otros de mayor precisión, tras lo cual se pudo empezar a disfrutar de un universo lejano que no habíamos visto hasta el momento. Con posterioridad se han realizado otras misiones de servicio que probablemente alarguen su vida útil hasta el 2014.

El espejo primario del Hubble enfoca la luz hacia el secundario y éste la dirige a una cámara oscura situada detrás del primario, donde se encuentran los aparatos de registro y medida. Las cámaras son los ojos con los cuales observamos y, por tanto, han sido diseñados con gran mimo. Con el tiempo incluso se han sustituido por instrumentos mejorados en las distintas misiones de servicio. Aquí mencionaremos algunos de los más recientes: WFPC2, ACS y NICMOS.

La cámara planetaria y de campo amplio número 2, más conocida por las siglas WFPC2, abarca un campo amplio con alta sensibilidad y posee 48 filtros que permiten registrar imágenes en distintas longitudes de onda, entre el infrarrojo cercano y el ultravioleta, mediante cuatro chips CCD de 640 000 pixeles cada uno. Cada píxel se codifica con un número que se transmite a la Tierra, donde se recibe una ristra de números que se decodifican para recuperar la imagen.

Telescopio Espacial Hubble. (Cortesía NASA.)

El instrumento ACS (cámara avanzada para exploraciones) consta de un trío de cámaras especializadas por función. Cubren aproximadamente el mismo rango de frecuencias, aunque con menor cobertura en el infrarrojo y mayor visión en ultravioleta. La primera posee un gran angular con el doble de ancho de visión de la WFPC2 pero menor resolución. La segunda posee una cámara de alta resolución para objetivos muy lejanos y concretos. La tercera permite bloquear la luz solar durante la observación en el ultravioleta para obtener mayor precisión. Los objetivos del trío son cartografiar la distribución de materia oscura, detectar objetos lejanos del universo, buscar planetas masivos y estudiar los cúmulos de galaxias.

La especialista en infrarrojo cercano y espectrómetro multiobjeto es la cámara NICMOS. Puede penetrar en el gas y el polvo interestelar para cumplir su objetivo de registrar y medir la intensidad de la luz que proviene de objetos a miles de millones años-luz. En particular, su cometido es obtener imágenes del nacimiento de estrellas, sistemas solares y galaxias, así como objetos que muestren corrimiento al rojo por el efecto Doppler. Su elemento distintivo es la baja temperatura de operación, 77 K, mantenida mediante nitrógeno líquido. Una disfunción que provocó pérdidas del líquido refrigerante hizo temer por ella, aunque finalmente una reparación de urgencia en marzo del 2002 consiguió estabilizarla para seguir operando hasta el fin de la misión.

Poner una cámara en órbita y tomar buenas imágenes del universo no es tan simple. Uno de los problemas fundamentales que hay que salvar para que las observaciones sean de calidad es eliminar vibraciones y movimiento durante el periodo de captación de un objeto, especialmente en exposiciones largas. Para hacer eso posible se diseñaron los sensores de guiado preciso. Son tres sensores que ayudan a maniobrar el telescopio y a tomar medidas astronómicas. Dos de ellos trabajan conjuntamente manteniendo el objeto en el campo de visión de un instrumento, mientras el tercero opera independientemente. Para ello, seleccionan dos objetos astronómicos de referencia y miden la posición relativa del telescopio respecto al blanco con una precisión de 0.01 segundos de arco. La precisión que consiguen al registrar posiciones de objetos celestes es diez veces superior a la de los observatorios terrestres. Eso permite, entre otras cosas, registrar los «temblores» de estrellas que hemos aprendido que delatan planetas orbitando a su alrededor, descubrir sistemas de estrellas dobles, medir los diámetros angulares de estrellas, refinar las posiciones y la escala de magnitudes de brillo de las estrellas conocidas, y contribuir a determinar la escala real de distancias del universo. La minimización de las vibraciones es tan importante que, ya durante la primera misión de servicio de 1993, se sustituyeron los paneles solares por otros nuevos dotados de escudos térmicos especialmente diseñados para reducir la vibración con los cambios de temperatura noche / día que se producen cada hora cuando la Tierra arroja su sombra sobre el Hubble.

El telescopio espacial Hubble ha revolucionado por completo nuestra visión del universo. Sólo otro telescopio, el de Galileo, supuso semejante cambio en nuestro conocimiento, y con toda justicia se reconocerá en el futuro que hubo un antes y un después del Hubble. Su trabajo es tan insustituible que han sido ya varias las misiones de servicio enviadas al espacio para prolongar su vida útil. No obstante, desde que se lanzó se sabía que su vida sería limitada, aunque, como hemos dicho, se espera que se prolongue hasta 2014. Para reemplazarlo se está trabajando en su sucesor, el James Webb, en honor al director de NASA que fue líder de las misiones Apollo. En el proyecto colaboran junto a la NASA, la ESA y la Agencia Espacial Canadiense, CSA. En julio de 2003, el proyecto pasó de la fase A de estudios preliminares a la fase B, donde se definirá formalmente el alcance del proyecto y los instrumentos que incluirá, con sus requerimientos técnicos y diseños preliminares. Aún quedarán las fases C y D, de implementación y pruebas. Si todo va bien iniciará sus operaciones en el 2013.

Una vez madura la tecnología que permitió mandar un telescopio al espacio, se han planteado objetivos ambiciosos para este nuevo laboratorio y especificaciones bien distintas en su diseño básico. En primer lugar, los instrumentos serán mejores que los del Hubble. El espejo tendrá unas dimensiones mucho mayores, 6 metros de diámetro, y una visión más aguda tanto en el visible, donde mejorará cien veces la visión del Hubble, como en el infrarrojo donde el factor de mejora será de 400. En segundo lugar, su diseño requiere apostar por soluciones ingeniosas para realizar con éxito un posicionamiento que no admitirá error alguno. Será llevado por un cohete desechable a una distancia de 1 512 783 km en dirección contraria al Sol, mucho más allá de la órbita geoestacionaria. Concretamente en el punto L2 de Lagrange, donde la atracción gravitatoria de la Tierra y del Sol se compensan y el satélite podrá mantenerse estable con poca energía. De esta forma, también permanecerá a salvo de la contaminación lumínica que el Sol, la Tierra o la Luna puedan producir (cosa que no ocurre hoy día con el Hubble). Por si fuera poco, está previsto que su coste sea mucho menor que el del Hubble, 277 millones de dólares frente a los 1500 del actual satélite. Esperemos que sea un digno sucesor y que siga manteniendo abierta esa ventana privilegiada al cosmos.

Capítulo 7

La Tierra joven

La formación del Sistema Solar marca el inicio de la historia de nuestro planeta, nuestro planeta, la casa de la única vida que conocemos. Comprender el origen y la historia de la Tierra es fundamental para entender esta singularidad. Y más aun, cuando desde hace unos años los modelos planetarios y el registro geológico antiguo convergen en mostrarnos que la Tierra y la vida pueden haber tenido un origen casi simultáneo.

Imágenes de la Tierra y la Luna por la sonda Galileo en 1992 camino de Júpiter. Las fotografías fueron realizadas (NASA)

7.1 La Tierra y la vida: un origen y evolución común

De todos los planetas que conocemos, de momento el único en que sabemos con certeza que se ha desarrollado la vida es el nuestro: la Tierra. ¿Podemos aprender algo sobre las  condiciones de formación y evolución de la vida estudiando la historia de nuestra Tierra? Para intentar responder a esta pregunta vamos a ver qué sabemos sobre cómo se formó y cómo evolucionó nuestro habitado planeta. Esta historia mostrará que la Tierra no es una mera nave espacial que transporta al conjunto de los seres vivos, la biosfera, en un carrusel alrededor del Sol; sino que Tierra y biosfera forman un tándem que no se puede separar si se quiere entender cualquiera de las dos. Como veremos, las interacciones entre ellas son complejas e íntimas. Así, los procesos geológicos han condicionado en muchas ocasiones la evolución de la biosfera, creando, destruyendo o modificando ecosistemas mediante movimientos de continentes, formaciones de nuevos océanos o cambios en los gases atmosféricos. Pero también, la vida en la Tierra no sólo ha determinado de manera brutal la actual composición de la atmósfera terrestre, sino que algunos autores han llegado a plantear que ha podido influir incluso en su dinámica interna. Además, y como veremos, es muy probable que el marco geológico inicial de la Tierra haya sido decisivo en el origen de la vida o, al menos, en que ésta tenga las características que conocemos. Dicho de otro modo, no podemos separar el estudio del origen y evolución de la vida, tal como la conocemos, del apasionante estudio del origen y evolución de nuestro planeta.

7.2 Los violentos principios

La Tierra, al igual que el resto de los planetas del Sistema Solar, se originó hace unos 4550 millones de años por la acreción de los planetesimales que se habían formado en la nebulosa solar. Conocemos con tanta precisión esta fecha de formación de los planetas del Sistema Solar por las dataciones radiométricas de los meteoritos, los fragmentos de material interplanetario que caen a la Tierra y que, en su mayor parte, representan el material que se formó al inicio del Sistema Solar, pero que no llegó a formar parte de ningún planeta. Todos los meteoritos sistemáticamente presentan una edad de 4550 millones de años, con sólo 20 millones de años de margen. Esto parece confirmar la ya comentada rapidez del proceso de formación de los planetas.

Las composiciones de los planetesimales que formaron la Tierra, así como el mecanismo preciso de acreción, como apuntamos en el capítulo anterior, aún no son bien conocidos, pero es evidente que debieron condicionar, en gran medida, las características físico-químicas iniciales de nuestro planeta y, por tanto, toda su evolución posterior. La distancia al Sol de la Tierra dentro de la Nebulosa determinó las composiciones de los planetesimales que la formaron, por lo que la Tierra está compuesta sobre todo de metales y silicatos. Estos materiales no se disponen de forma aleatoria, sino que el interior terrestre se encuentra diferenciado, con un núcleo interno metálico rodeado de un manto silicatado. Los modelos de formación planetaria más aceptados actualmente proponen que la Tierra se fue formando por la acreción de partículas metálicas y silicatadas, mientras que simultáneamente se iba diferenciado por densidades, con la caída de los materiales metálicos más pesados hacia el interior.

La energía combinada de los procesos de acreción planetaria con la segregación gravitatoria del núcleo probablemente fuera suficiente para fundir la Tierra por completo durante su formación, lo que se ha llamado el «océano de magma primordial». Este proceso de segregación del núcleo debió acabar hacer unos 4500 millones de años, momento en el cual a esta candente Tierra inicial le sucedió un acontecimiento que estuvo a punto de desgajarla cuando aún estaba «naciendo»: la formación de la Luna por el impacto de un planetesimal del tamaño de Marte hace unos 4500 millones de años.

Representación artística de la formación de la Luna a partir del impacto de un enorme planetesimal del tamaño de Marte contra la Tierra primitiva hace unos 4500 millones de años. (Cortesía NASA).

La explicación de la formación de la Luna fue uno de los grandes retos de la planetología en sus orígenes, y una de las justificaciones científicas del programa Apollo de exploración lunar. La Luna es un satélite excepcional dentro del Sistema Solar debido a su gran tamaño respecto a su planeta: la relación Luna-Tierra es de 1 a 81, altísima comparada, por ejemplo, con los 1 a 13 000 de Ganímedes (el mayor satélite del Sistema Solar) con respecto a Júpiter. Además, la Luna tiene mucho menos hierro y volátiles que la Tierra, lo cual sería muy difícil de justificar si se hubieran formado juntas en la nebulosa inicial. En los años 70 se propuso la que hoy en día es la teoría más aceptada sobre el origen lunar: la teoría de la fisión inducida o del «gran impacto». Según sus autores, en los momentos finales de la acreción planetaria, un «planetesimal» de gran tamaño, similar a Marte, habría chocado con la Tierra a gran velocidad. Esta enorme colisión habría vaporizado los materiales de la corteza y manto de la zona de impacto, que habrían entrado en órbita alrededor de la Tierra y acabado aglutinándose para formar la Luna. La vaporización en el impacto explicaría la ausencia de materiales volátiles en los fragmentos que darían lugar a nuestro satélite y el hecho de que procedieran del manto terrestre justificaría el menor contenido de hierro que, para esa época, ya estaría mayoritariamente en el núcleo terrestre. El resto del planeta habría quedado fundido por la energía del choque. Este gran impacto se habría producido hace unos 4500-4450 millones de años, ya que en todas las dataciones radiométricas realizadas en rocas lunares traídas por las misiones Apollo no aparecen edades más antiguas.

Violentos inicios, pues, los de nuestro planeta, fundido primero por el calor de los procesos de formación y vuelto a fundir, y casi partido, por el impacto del que nació su hija, la Luna. Sin embargo, aunque la formación de la Luna estuvo a punto de provocar que nuestro planeta se destruyera casi en sus principios, la existencia de un satélite tan grande supone una anomalía planetaria que ha podido tener un papel decisivo en la posterior evolución de la vida en la Tierra. La Luna «ancla» gravitatoriamente la Tierra, de manera que el ángulo de su eje de rotación sólo puede sufrir oscilaciones de unos pocos grados. Sin la Luna, la Tierra estaría sujeta a posibles oscilaciones caóticas y bruscas de su eje de rotación, que habrían provocado abruptos cambios climáticos: por ejemplo, un eje de rotación inclinado 90º respecto al plano de translación orbital (y no de 24º como el actual) provocaría que las zonas polares fueran las que recibieran la máxima insolación.

7.3 Un planeta dinámico

Nuestra Tierra primitiva tenía en sus inicios un buen montón de calor en su interior que soltar hacia el exterior. Esto, dicho en términos geológicos, significa que se va a poner a «fabricar» rocas de manera febril. El modo más directo de generar rocas nuevas es el vulcanismo. Cualquiera que haya visto por televisión una erupción volcánica tiene una idea clara de la cantidad de calor y energía internos que la Tierra expulsa en forma de magma por los volcanes. Cuando ese magma se solidifica, al enfriarse en la superficie, forma rocas: rocas volcánicas. La forma y composición de las rocas volcánicas es suficientemente característica como para que un geólogo pueda identificarlas sin mucho problema aunque sean muy antiguas. Lo que deberíamos esperar, según este razonamiento, es que en la superficie terrestre exista una enorme cantidad de rocas volcánicas muy antiguas, producidas por el gran calor interno que tenía la Tierra hace cuatro mil y pico millones de años. Un vistazo a un mapa geológico terrestre muestra una historia completamente diferente. Como los océanos ocupan las tres cuartas partes de la superficie terrestre, la mayor parte de las rocas de nuestro planeta son las que forman los fondos oceánicos y son volcánicas, es verdad, pero su edad es de sólo unas decenas de millones de años: no hay fondo oceánico más antiguo de 180 millones de años. En los continentes, las rocas con más de 2500 millones de años son muy escasas. ¿Qué pasa? ¿Es sólo que al continuar la actividad de la Tierra las rocas volcánicas más jóvenes cubren las más antiguas? No, la respuesta es más compleja. Es cierto que la Tierra «recicla» su superficie constantemente, pero no sólo mediante erupciones volcánicas. Vivimos en un planeta dinámico, que constantemente destruye los restos antiguos de superficie. Esto hace que, desgraciadamente, los restos de rocas de la Tierra inicial sean muy escasos y estén muy modificados, lo que como veremos dificulta enormemente su estudio. Pero antes, debemos dedicar nuestra atención a los mecanismos por los que la Tierra se renueva, para luego entender cómo han influido éstos en su evolución y en la de la biosfera.

7.4 Tectónica de placas o el baile de los continentes

La Tierra no es un planeta internamente homogéneo, sino que las rocas que aparecen en su interior tienen una composición muy diferente a las que vemos en la superficie. Los materiales en profundidad se disponen principalmente en función de su densidad, concentrándose los metales más densos en el centro (núcleo), y los silicatos (lo que habitualmente llamamos «rocas») envolviéndolos (manto y corteza).

Esquema de la estructura interna de la Tierra donde se aprecia su estratificación por densidades (corteza, manto y núcleo), lo que, junto con el aumento de la temperatura en profundidad, genera también una estratificación por comportamiento (litosfera, astenosfera, núcleo externo y núcleo interno) (cortesía: Servicio Parques Nacionales de Estados Unidos).

La corteza junto con la parte superior del manto forman la litosfera, que se caracteriza porque se comporta de manera frágil. Es decir, ante los esfuerzos a los que está sometida, se rompe. Por ello, la litosfera terrestre está dividida en una serie de piezas, placas litosféricas que se mueven unas respecto a otras: dinámica que se conoce como tectónica de placas. Al observar un mapa de las placas terrestres, vemos que los límites de las placas no coinciden con el borde de los continentes, sino que cada placa puede tener parte continental y parte oceánica (las hay que son oceánicas en su totalidad). En algunos lugares, las placas litosféricas se separan unas de otras, permitiendo el ascenso de material del manto más profundo: son los límites constructivos de placa (las dorsales oceánicas), donde se construye nueva litosfera desde el manto para ocupar el hueco dejado en la separación de las placas. Pero esta creación de nueva litosfera en algunas zonas hace que, en otras regiones, se deba destruir litosfera, ya que la superficie de la Tierra no crece: son los límites destructivos de placa, donde litosfera antigua se hunde en el manto, se «subduce» dicen los geólogos, bajo otra placa litosférica. Por último, en otras zonas las placas litosféricas simplemente se desplazan lateralmente una respecto a otra: son los límites pasivos de placa o zonas de fractura trasformante.

Las placas tectónicas de la Tierra actual. La superficie terrestre está dividida en 7 grandes fragmentos (placas) y un número mayor de pequeñas «microplacas», todas las cuales están interaccionando constantemente entre sí debido a sus movimientos. (cortesía: Servicio Geológico de Estados Unidos.)

¿Por qué se mueven estas placas litosféricas? La respuesta no está del todo clara. Aunque hace poco se pensaba que respondían a células de convección en el manto terrestre, los resultados del estudio del manto en los últimos años han mostrado que las pautas de convección de éste son complejas y no se corresponden con los límites de placas. Con una excepción: las zonas de subducción. Las placas de litosfera oceánica fría entrando en el manto son fácilmente observables en las «imágenes» que tenemos de éste, gracias al estudio de las ondas de los terremotos (la tomografía sísmica). Actualmente se piensa que es el «tirón» que ejerce la placa en subducción lo que provoca el movimiento de la misma, además de afectar profundamente a la composición y dinámica del manto, ya que las placas de litosfera oceánica, al subducir, sueltan al manto el agua que llevan en su interior, cambiando la composición del mismo. Pero además, estas placas rígidas y frías llegan hasta el mismo límite del núcleo terrestre, donde provocan el ascenso de material caliente desde ese manto profundo: son los llamados penachos mantélicos. Cuando estas columnas de material caliente llegan a la superficie provocan una importante actividad volcánica, como en las islas Hawaii.

Debido a la existencia de las placas litosféricas, y a la dinámica del interior de la Tierra, la actividad geológica terrestre (por ejemplo, los volcanes o las cadenas de montañas) no aparece distribuida al azar por la superficie, sino que se concentra en los límites de las placas. En las dorsales (límites constructivos), la separación de las placas hace que disminuya la presión del manto que hay debajo, por lo que éste funde y genera vulcanismo. Éstas son las zonas volcánicamente más activas de la Tierra y, de hecho, en ellas se genera toda la corteza oceánica terrestre, la cual está formada por rocas volcánicas. Es decir, son las zonas donde se está creando constantemente litosfera oceánica y donde, al hacerlo las placas, se mueven, se separan entre sí. Si estas placas contienen litosfera continental, lo que veremos son dos masas continentales que se separan, como sucede ahora entre África y Sudamérica por acción de la dorsal del centro del Atlántico.

El movimiento de los continentes puede reconstruirse en el registro geológico utilizando diversas técnicas, que se hacen cada vez más difíciles de usar cuanto más antiguas son las rocas y el movimiento continental que queremos estudiar. Una de las herramientas más poderosas es el paleomagnetismo, es decir, el estudio del magnetismo que adquirieron las rocas al formarse. Cuando un magma caliente es emitido a la superficie comienza a enfriarse en presencia del campo magnético terrestre. Esto hace que los minerales que se forman en ese enfriamiento se imanten de acuerdo con ese campo; se conviertan en brújulas naturales que apuntan hacia donde estaba el norte magnético cuando «nacieron». Los procesos geológicos posteriores, como los movimientos de los continentes, pueden situar esas rocas magmáticas en lugares de la Tierra muy distintos de donde se formaron, pero sus «brújulas» seguirán señalando persistentemente a «su» Norte, mostrando diferencias con el norte actual. Esto nos permitirá reconstruir su antigua posición y, por tanto, el camino que han seguido. Ésta es la técnica más utilizada a la hora de reconstruir la historia de los continentes, sobre todo cuando éstos son muy antiguos.

Subducción

La litosfera oceánica que se crea en las dorsales es destruida en las zonas de subducción (límites destructivos). En ellas, una placa de litosfera oceánica se hunde bajo otra placa (que en esa zona puede ser también oceánica o continental) hacia el manto. Al hacerlo suelta el agua que lleva dentro debido al aumento de presión y temperatura que sufre en su descenso. Esta agua llega al manto que tiene por encima y modifica su composición, lo que provoca su fusión y, por tanto, vulcanismo. Éste es el origen de todos los volcanes del llamado Cinturón de Fuego del Pacífico. Estos magmas que se forman en las zonas de subducción provocan el crecimiento de la corteza continental, bien porque directamente se unen a esta corteza en las zonas de subducción continentales, bien porque formen arcos de islas (cuando subduce una placa oceánica bajo otra oceánica), que luego pueden unirse al continente si chocan con él. Y es que, en las zonas de subducción, pueden chocar dos continentes entre sí (o un continente con un arco de islas), cuando la placa oceánica que está subduciendo bajo el borde del continente trae «en sus lomos» otro fragmento continental. Cuando esta litosfera continental llegue a la zona de subducción, no podrá hundirse hacia el manto como la oceánica, ya que es mucho menos densa. Lo que se producirá entonces es un choque entre las dos masas continentales, formándose un orógeno o cadena de montañas.

Zona de subducción de litosfera oceánica bajo litosfera continental.

Un buen ejemplo actual de este proceso son los Himalayas, creados por el choque de la placa de la India contra el Sur de Asia. Pero todas las demás grandes cadenas montañosas del interior de los continentes (como los Alpes o los Pirineos) se han formado también de esta manera. Se pueden reconocer estos orógenos, no sólo por la altitud que alcanzan sus montañas debido al engrosamiento de la corteza, sino también a las importantes deformaciones y metamorfismo (cambio en los minerales de una roca por efecto del aumento de la temperatura y la presión) que muestran las rocas de estas zonas debido a las fuerzas opuestas de las dos placas al chocar. Esto hace que podamos reconocer antiguos orógenos en zonas que ya están completamente erosionadas.

Así, entre separaciones y choques, los continentes han estado moviéndose incesantemente por la superficie terrestre durante su historia, dando lugar constantemente a nuevos y cambiantes continentes y océanos. En ocasiones, como veremos, todos los continentes de la Tierra llegan a chocar simultáneamente formando un gran supercontinente o Pangea. Pero los continentes se separan de nuevo, por acción de las fuerzas de extensión y del vulcanismo. Así, los momentos de separación de los continentes suelen aparecer en el registro geológico marcados por la rápida emisión de grandes cantidades de rocas volcánicas. En esas zonas, la corteza continental se estira y debilita tanto que llega finalmente a romperse, formando una Dorsal de la cual nace un nuevo océano que, al irse abriendo, separa lo que antes era un único continente.

En todo este juego de movimiento de piezas, la corteza oceánica es regenerada continuamente ya que, aunque está siendo siempre creada en las dorsales, desaparece continuamente en las zonas de subducción. Sin embargo, la corteza continental, al no poder subducir por su menor densidad, no se destruye, por lo que ha ido creciendo a lo largo de la historia de la Tierra. Una historia de crecimiento que podemos estudiar en sus muchas cicatrices de antiguos choques y rupturas. Este registro que la Tierra escribe en sí misma, en forma de rocas y estructuras diversas, es el que nos permite conocer su historia.

Todo este incesante movimiento de los continentes sobre la superficie terrestre tiene consecuencias fundamentales en la evolución de la biosfera. Por ejemplo, al afectar profundamente no sólo al clima de las masas continentales individuales cuando éstas se mueven por diferentes regiones de la Tierra, sino también, como veremos, al conjunto de las condiciones climáticas del planeta.

7.5 El Arcaico: la historia de las primeras rocas (y minerales)

Leyendo el registro geológico, los geólogos han dividido la historia de la Tierra en tres grandes periodos: el Arcaico (desde las primeras rocas hasta hace unos 2500 millones de años), el Proterozoico (entre 2500 y 550 millones de años) y el Fanerozoico (desde hace 550 millones de años hasta la actualidad). A ellos habría que añadir, según algunos autores, el Hádico, el periodo de formación de la Tierra, y que abarcaría desde la acreción hace unos 4500 millones de años, hasta que la Tierra tuviera una superficie estable, lo cual, como veremos, sucedió probablemente hace unos 4000 millones de años. Por definición, no tenemos casi registro del Hádico, ya que la aparición de las primeras rocas marca el inicio del Arcaico. Pero hay un «casi», como vamos a ver.

Los 3 periodos principales de la historia de la Tierra, representados a escala.

Al observar un mapa geológico terrestre se hace evidente que los procesos de renovación de la corteza terrestre de los que acabamos de hablar han actuado de un modo muy eficiente, ya que los afloramientos de rocas de edad arcaica son muy escasos. Además, y como es lógico en esta dinámica Tierra, los terrenos de esa edad han sufrido diversas etapas de deformación durante su historia, lo que ha transformado notablemente las rocas al modificar sus condiciones iniciales de presión y temperatura (metamorfismo). A grandes rasgos, dentro de los terrenos Arcaicos podemos distinguir dos grandes grupos: terrenos de metamorfismo intenso (gneises granulíticos) y terrenos de metamorfismo ligero (cinturones de rocas verdes). Aunque no está del todo demostrado, se ha propuesto que ambos tienen génesis similares, pero los primeros han sufrido una deformación y metamorfismo mucho mayores.

Mapa de las zonas con rocas de edad arcaica en la Tierra.

Tanto los terrenos de gneises granulíticos, como los cinturones de rocas verdes, aportan pistas para entender cómo era la dinámica interna de la Tierra joven. La pregunta clave es: ¿esta Tierra joven disipaba también su enorme calor interno a través de una tectónica de placas, o ésta comenzó después? Las pruebas disponibles indican que nuestro planeta ha desarrollado un sistema de pérdida de su calor interno a través del movimiento y reciclado de su «costra» litosférica prácticamente desde el principio de su historia, con sólo pequeñas variaciones debidas al espesor y rigidez de esa litosfera.

Tectónica de microplacas en el Arcaico

Intentar utilizar las pruebas «clásicas» de la tectónica de placas en las rocas arcaicas es especialmente difícil por dos motivos: no quedan fondos oceánicos de esa antigüedad y es muy difícil reconstruir la historia de los fragmentos continentales. Las rocas de origen interno (por ejemplo, las volcánicas) ofrecen algunas pistas sobre cómo era el interior terrestre en el Arcaico. La más importante es la abundancia en el Arcaico (y la escasez posterior) de un tipo especial de roca volcánica, las «komatiitas» (otra vez los geólogos y sus nombres raros), cuya composición y textura indican que se emitieron a la superficie a unos 1700 ºC, mientras que los magmas basálticos actuales lo hacen a unos 1250 ºC. Esto parece implicar un manto superior arcaico mucho más caliente que el de la Tierra actual. Como el espesor de la litosfera depende de la temperatura del manto, debemos suponer que, en el Arcaico, la litosfera terrestre era mucho más delgada y caliente que la actual. Se ha sugerido que esto podría provocar que no se pudiera producir subducción en el Arcaico, ya que la litosfera no sería lo suficientemente rígida y densa para hundirse hacia el interior del manto. Además, el análisis del tipo de deformaciones que presentan las zonas arcaicas parece hablar de importantes compresiones como las que aparecen en las cadenas de montañas actuales, pero no localizadas en zonas lineales, sino afectando a todo el conjunto. Esta fuerte compresión horizontal debe implicar algún tipo de choque entre masas litosféricas que se deforman al colisionar. Además, los datos paleomagnéticos demuestran desplazamientos de miles de kilómetros de las rocas en el Arcaico. Estos datos, junto con la alta temperatura a la que debía estar la litosfera arcaica, llevan a que, para esta época, se proponga una tectónica de microplacas, en la que éstas se deformarían en su conjunto al chocar entre sí, y no sólo en sus bordes como las placas actuales. Este proceso parece implicar una subducción que vaya haciendo desaparecer la litosfera oceánica según se aproximan las microplacas entre sí. De hecho, en algunas zonas arcaicas aparece un conjunto de rocas volcánicas submarinas y diques que han sido interpretados como fragmentos de corteza oceánica «pinzados» en el choque.

Las muestras más antiguas de rocas que conocemos están en los gneises de Acasta en el noroeste de Canadá y tienen una edad de 4030 millones de años. Es decir, que las rocas más antiguas que conocemos son posteriores en unos 400 millones de años al posible evento de cristalización del supuesto océano de magma primordial y, además, por su composición química podemos estar razonablemente seguros que no proceden de ese evento. Sin embargo en la Luna sí se han encontrado muestras que parecen demostrar que las rocas de las tierras altas proceden de la cristalización de un antiguo océano de magma lunar.

El único material terrestre más antiguo que esos gneises de Acasta, y por tanto nuestra única posible muestra del Hádico, son unos minerales, circones, que aparecen en rocas posteriores del oeste de Australia. El circón es un mineral muy duro que resiste muy bien la erosión y el transporte, así como los procesos de fusión. Por esta razón, es común encontrar circones más antiguos que la roca que los contiene, tanto en medios sedimentarios como ígneos. En el caso de Australia se han llegado a datar, de manera muy precisa, circones de hasta 4404 millones de años: es decir, probablemente restos de la primera corteza terrestre formada tras el enfriamiento y cristalización del océano de magma primordial. ¿Pueden estos simples granos minerales englobados en una roca posterior contarnos algo de cómo era esa primera corteza? Los métodos analíticos y los modelos geoquímicos modernos se han perfeccionado tanto que, en este momento, creemos que sí es posible inferir características importantes de la corteza inicial a partir de estos minerales. En primer lugar, la geoquímica de estos circones parece indicar que proceden de un magma granítico. En la Tierra actual, los magmas graníticos se forman principalmente en zonas de subducción y, sobre todo, son magmas que no provienen directamente del manto y que siempre se forman con presencia de agua en la roca en el momento de su fusión. Por tanto, el hallazgo de magmas graníticos en la Tierra joven sugiere la presencia de agua líquida en la corteza en esa época. Pero además, esos circones antiguos poseen unos valores isotópicos de oxígeno que parecen implicar que sólo pueden provenir de la fusión de una roca que hubiera sido alterada previamente por agua líquida a bajas temperaturas y cerca de la superficie. Es decir, que si estamos leyendo correctamente la historia que llevan «escrita» en su química, estos circones nos están hablando de una corteza hace más de 4400 millones de años, donde unas rocas fueron alteradas por la acción de agua líquida a baja temperatura cerca de la superficie, y después fundidas (probablemente porque fueron «metidas» de nuevo a profundidad) para dar lugar a unos magmas graníticos en los que cristalizaron los circones. Éstos fueron luego erosionados y transportados hasta las rocas más modernas, donde los hemos hallado para «leer» su historia: la de una Tierra con agua líquida en su superficie desde hace 4400 millones de años y con temperaturas superficiales no muy diferentes a las actuales.

¿Es posible que la Tierra evolucionara en tan pocos millones de años para dar lugar a su superficie sólida y, sobre todo, a sus océanos y su atmósfera a partir de esa «bola de fuego» inicial? El gran impacto que formó la Luna no sólo produjo un océano de magma global, sino que probablemente expulsó todos los volátiles del planeta. Pero la cristalización del océano de magma debió ser un proceso muy rápido, que pudo completarse en tan sólo unos 10 millones de años. En cuanto se solidificara la superficie, aunque en el interior debieron mantenerse temperaturas muy altas, se produciría un efecto de aislamiento por esa superficie sólida. La intensa actividad volcánica de la Tierra inicial debió aportar rápidamente una gran cantidad de gases, los cuales formaron la atmósfera terrestre, junto con el aporte de los impactos cometarios contra la superficie.

Por tanto, parece posible que las condiciones «favorables» para la vida existieran en nuestro planeta casi desde sus inicios hace 4400 millones de años, como insinúa el estudio de los circones antiguos. Sin embargo, hay muy pocas rocas de edades tan antiguas que puedan confirmar esta historia. Además, la mayoría de las rocas de los complejos de gneises granulíticos provienen de rocas magmáticas, que hablan de una Tierra con un interior muy dinámico que se refleja en numerosos eventos ígneos, pero que dicen muy poco más sobre el ambiente de la superficie. Las rocas sedimentarias que son las que, por su origen, más información podrían aportar a este respecto, aparecen sobre todo en los cinturones de rocas verdes. El más interesante de todos estos cinturones para estudiar el medio ambiente de la Tierra primitiva es el de Isua, en Groenlandia.

7.6 Isua: los primeros sedimentos

En la costa Sur de Groenlandia aflora en condiciones excepcionales una sucesión de rocas que proporcionan información fascinante sobre los primeros tiempos de nuestro planeta y quizá de nuestra biosfera. Aunque la serie está muy afectada por rocas magmáticas posteriores y, además, fuertemente deformada y metamorfizada, hay sectores de la roca que se han preservado tan bien que aún hacen posible identificar sin duda su origen. Así, podemos saber que entre las rocas del Cinturón de Isua, la mayoría derivan de antiguas rocas volcánicas submarinas, con cantidades menores de rocas sedimentarias también marinas. Hay varios tipos de rocas de origen sedimentario, unos esquistos aparentemente depositados en fondos marinos profundos, y un conjunto de conglomerados, sílex, carbonatos y formaciones de hierro bandeado (conocidas habitualmente como BIF por sus siglas en inglés) que podrían haberse depositado en zonas marinas someras, aunque la génesis y significado de alguna de éstas (por ejemplo, carbonatos y BIF) son aún discutidos. Pero el origen sedimentario marino de la mayoría de las rocas es innegable, por lo que Isua constituye el conjunto de roca sedimentarias más antiguo que conocemos en la Tierra, ya que se han obtenido edades para ellas de entre 3850 y 3760 millones de años. Son la primera prueba directa de que, hace unos 3800 millones de años, la Tierra ya tenía claramente una hidrosfera líquida, unos océanos en cuyo fondo se producía una sedimentación provocada por la erosión de antiguos continentes.

Pero lo más sorprendente de las rocas de Isua es que es posible que también sean los primeros testigos de nuestra biosfera. Los esquistos marinos profundos de Isua con 3700 millones de años muestran una firma química de actividad biológica: una anomalía isotópica en el carbono. Hablaremos más adelante en detalle de cómo los isótopos de carbono de una roca pueden significar actividad biológica (los llamados «quimio-fósiles»), y del debate concreto existente sobre las rocas de Isua. Pero los isótopos de carbono de las rocas sedimentarias de Isua pueden estar diciéndonos que la vida se originó en nuestro planeta muy al principio de su historia, sólo unos cientos de millones de años después de que la Tierra fuera una bola de magma incandescente. Además, esta biosfera de 3700-3800 millones de años podría estar muy desarrollada ya que, como veremos, los procesos metabólicos requeridos para generar anomalías de carbono son relativamente complejos. Y además: ¿no sería demasiada casualidad que los primeros sedimentos que encontramos contengan huella de una biosfera si ésta no estuviera ya extendida? Pero este escenario de una Tierra, con una hidrosfera líquida hace más de 3800 millones de años (y según los circones desde hace más de 4400 millones de años), en la que ya había aparecido la vida, no está completa sin una de las historias que aprendimos en las misiones Apollo a la Luna: la de gran bombardeo meteorítico terminal.

7.7 El gran bombardeo meteorítico terminal

Cuando se estudiaron las muestras traídas a la Tierra por los astronautas de las misiones Apollo, se descubrió en ellas una gran cantidad de minerales que habían sido fundidos por impactos, y que mostraban que la superficie de nuestro satélite debió sufrir altas tasas de grandes impactos meteoríticos hasta hace unos 3900-3800 millones de años. Para explicar estos datos, se propusieron dos hipótesis: bien que el flujo de cuerpos impactantes se mantuvo muy alto desde el origen hasta los 3900 millones de años, o bien que hubo un «pico» en la tasa de impactos hace 3900 millones de años, el llamado bombardeo meteorítico terminal. La falta de fundidos de impacto con edades superiores a 3920 millones de años parece sostener el concepto de un periodo corto, pero intenso, de bombardeo meteorítico hace unos 3900 millones de años, lo que podría implicar que entre 4450 y 4000 millones de años las cosas fueron relativamente tranquilas, para ponerse feas después.

El por qué de este episodio de fuerte bombardeo meteorítico en ese momento no está ni mucho menos claro. Pero sea cual sea la explicación correcta, es evidente que la cercanía de la Luna a nuestro planeta exige que nuestra superficie

Cronología de los principales acontecimientos de la Tierra Joven. Los minerales más antiguos que conocemos se formaron unos 200 millones de años después de la formación de la Tierra e indican ya la presencia de agua líquida en la superficie del planeta. Agua que debía estar bajo una capa global de hielo. Esos océanos (¿helados?) antiguos podrían haber llegado a hervir 500 millones de años después, durante el gran bombardeo meteorítico terminal.

sufriera necesariamente el mismo sino que la lunar. Entenderemos las enormes implicaciones que esto tiene para la historia del origen y evolución inicial de la vida, al explicar lo que llamamos «grandes impactos». A partir del tamaño de los enormes cráteres que estos objetos produjeron en la superficie lunar (y que cualquiera puede observar a simple vista: desde la Tierra, como manchas que los astrónomos llaman mares lunares), se ha estimado que los cuerpos impactantes podrían tener cientos de kilómetros de diámetro. Un objeto de 200 km impactando contra la Tierra a la velocidad de estos cuerpos podría descargar tal cantidad de energía que haría hervir la zona fótica, los 200 metros más superficiales, de todos los océanos terrestres. Uno de 500 km ¡pondría en ebullición los océanos completos!, además de generar una «atmósfera» de vapor de agua y roca vaporizada a 1700ºC que podría persistir durante miles de años. ¡Feo panorama sin duda para la incipiente vida terrestre de la que parecen hablar las rocas de Isua!

Pero el registro geológico (circones australianos de 4400 millones de años) dice que, entre el momento de cristalización del océano de magma (hace unos 4450 millones de años), y este episodio de bombardeo terminal (hace unos 3900-3800 millones de años), el agua líquida fue estable en la superficie terrestre. ¿Podemos saber algo más del ambiente de la Tierra en esa época clave, entre los 4400 y 3900 millones de años? Y, sobre todo, ¿podemos aclarar si las condiciones pudieron ser favorables para la vida entonces? Los modelos de evolución estelar indican que el Sol, en esa época, debía de tener una luminosidad un 30% menor que en la actualidad (recordemos lo aprendido de las estrellas T Tauri en el capítulo anterior). Esto significa que, para imaginar una Tierra con océanos líquidos en presencia de ese joven Sol débil, es necesario que la atmósfera terrestre hubiera desarrollado un potente efecto invernadero que mantuviera la temperatura superficial por encima de 0ºC. Si la atmósfera de esa época estuviera formada principalmente por gases de origen volcánico, el conocido efecto invernadero del CO2 podría haber resuelto el problema. Sin embargo, una densa atmósfera de CO2 implica unos océanos ricos en CO2 disuelto en el agua, donde se habrían producido reacciones con las rocas volcánicas que implicarían la formación de potentes depósitos de carbonatos, lo que habría retirado el CO2 de la atmósfera. Por tanto, parece que el CO2 no podría haber estado presente en la atmósfera de hace unos 4000 millones de años en cantidades suficientes como para generar el efecto invernadero requerido. Otros gases de efecto invernadero, como el metano y el amoniaco, parece que tampoco se podrían haber acumulado en cantidades suficientes en la atmósfera, ya que son muy inestables frente a la radiación solar ultravioleta, que debía ser aun mayor que la actual en esa época (según los modelos y según las observaciones de estrellas muy jóvenes). Como consecuencia, parece que la Tierra podría haber sido un planeta helado en sus inicios, con unos océanos globalmente cubiertos por una capa de hielo, debido a las bajas temperaturas que producía el débil Sol inicial. Este océano helado habría conservado agua líquida bajo la capa superficial de hielo, debido al calor de origen interno. Por tanto, aun con una Tierra helada en su superficie, la importante actividad volcánica de esa época debió provocar abundantes chimeneas hidrotermales en los fondos marinos. Además, los impactos meteoríticos debían fundir parcialmente este océano de forma puntual y esporádica.

Chimeneas hidrotermales

Cuando el magma se acerca a la superficie terrestre en los océanos, provoca el calentamiento del agua que está en las grietas de las rocas del fondo marino. Este agua caliente, por su menor densidad, asciende hacia el fondo marino y es reemplazada por agua fría que desciende a través de las grietas de las rocas. En este ascenso, el agua caliente reacciona con las rocas volcánicas de la corteza oceánica por lo que se carga de metales. Cuando emerge al fondo oceánico y se enfría bruscamente, estos metales se precipitan. Esta circulación de agua marina por las rocas de la corteza oceánica debido al calor del magma puede formar sistemas hidrotermales de varios kilómetros de profundidad que expulsan al fondo marino agua a temperaturas de hasta 400ºC. Son las llamadas chimeneas hidrotermales o humeros negros (black smokers). Uno de los aspectos más interesantes de estas chimeneas hidrotermales submarinas es que el agua caliente que expulsan está más reducida que el agua marina, con lo que se genera un fuerte desequilibrio químico de oxidación-reducción entre ambas aguas, en el que participan abundantes elementos de interés biológico: compuestos de carbono, metales y azufre.

Los sistemas hidrotermales pueden producirse también en la superficie de los continentes por acción del agua del subsuelo, lo que origina fuentes y charcas termales de agua caliente, ácida y cargada de metales, como las que pueden verse en Yellowstone o Islandia. Como veremos, estos sistemas se han mostrado clave en los estudios del origen de la vida.

Sistema hidrotermal submarino, donde el agua fría marina que se infiltra por las grietas del fondo se calienta por acción del magma y sale de nuevo al océano cargada de metales (elaboración propia).

Si las rocas de Isua tienen más de 3800 millones de años, entonces deben ser contemporáneas al gran bombardeo meteorítico terminal. Las rocas sedimentarias marinas preservadas allí no parecen mostrar los efectos esperados en eventos de esta magnitud sino que, al contrario, parecen haberse depositado de manera tranquila en un fondo marino que no sufrió ningún «sobresalto». Sin embargo, la química de esas rocas, en concreto sus contenidos isotópicos de tungsteno, han sido interpretados como indicadores de que los sedimentos tenían un aporte significativo de material meteorítico, lo que apoyaría la existencia del episodio de gran bombardeo terminal también en la Tierra. Esta contribución meteorítica a los sedimentos de Isua supone un serio problema en la interpretación biológica de la anomalía isotópica de carbono, ya que plantea la posibilidad de una contribución extraterrestre apreciable de carbono en los sedimentos.

Parece evidente que intentar reconstruir los primeros pasos de nuestro planeta y su biosfera a partir de unos cuantos granos minerales o de unas rocas deformadas en un remoto rincón de Groenlandia es una difícil tarea. La escasez y complejidad del registro geológico de la Tierra inicial requiere que, antes de plantearnos si podemos rastrear las huellas de la vida hasta su origen, tengamos muy claro cuáles son esas huellas. Dicho de otro modo: ¿cómo hay que buscar vida antigua? Es más: ¿cómo pudo ser eso que llamamos vida antigua? Ése será el tema de nuestros próximos capítulos.

Cuaderno de bitácora

Las investigaciones recientes sobre las rocas y minerales más antiguos de la Tierra parecen mostrarnos una historia geológica compleja para los primeros tiempos de nuestro planeta. Un registro que se escribe con sólo unos pocos minerales y rocas, ya que la intensa actividad geológica de nuestro planeta va borrando sus propias huellas. Una historia con un inicio hace unos 4500 millones de años, como una bola de magma incandescente, casi partida por el impacto del que nació la Luna, con una fase gélida posterior de unos 300 millones de años de duración, con una Tierra congelada en superficie e importante actividad volcánica en el fondo marino, seguida de un episodio de grandes impactos meteoríticos, hace unos 3900-3800 millones de años, que debió provocar la ebullición de los océanos terrestres y, justo entonces, las primeras rocas en las que existen posibles huellas biológicas. Una historia interesante y no exenta de polémica por la dificultad de su reconstrucción.

Apuntes tecnológicos:

Métodos de datación

A pesar de que en los últimos dos siglos, en lo que llamamos el primer mundo, la esperanza de vida casi se ha duplicado, nuestra duración como individuos es insignificante comparada con la mayor parte de nuestro entorno. ¿Cuánto tiempo llevan ahí esas montañas, desde cuándo bajan de ellas las aguas de este río y cuán viejo será el inmenso mar donde finalmente se derraman? ¿Cuál es la edad de nuestro viejo mundo? ¿Desde cuándo alberga vida? ¿Desde hace cien mil años, un millón, mil millones...? Más allá de los mitos cosmogónicos, la ciencia no ha conseguido respuestas con un grado razonable de certeza hasta hace bien poco. Y su conclusión nos resulta inaprensible a los sentidos: nuestra Tierra existe desde hace 4550 millones de años.

En 1650, al arzobispo irlandés James Ussher le pareció razonable que, si Dios había creado el mundo y esa historia se narraba en la Biblia, el estudio del libro santo debía proporcionar la clave para determinar la edad de la Tierra. Sumando edades de personajes bíblicos concluyó que el mundo había sido creado el 23 de octubre del 4004 antes de Cristo. Al mediodía. Hoy, la ingenua precisión y el desacierto rotundo del arzobispo nos hacen sonreír, pero hay que reconocer su valentía en el intento prematuro de datación. A lo largo de los siglos siguientes, otros hombres ilustres de la ciencia emitieron opiniones sobre esta controvertida cuestión: Edmond Halley, Georges-Louis Leclerk, Buffon, Darwin o lord Kelvin. La Tierra envejecía o rejuvenecía según el científico que la miraba.

La cuestión no era sólo importante en sí misma. La reciente teoría de la evolución por selección natural de la especies de Darwin requería tiempos geológicos mucho más vastos que los que proporcionaban las teorías de datación en boga. Si la Tierra había sido, en sus inicios, una esfera incandescente, su temperatura actual estaría ligada a su velocidad de enfriamiento y podría deducirse su edad. Kelvin estaba convencido por sus cálculos de la imposibilidad de que la Tierra tuviera una edad del orden de millones de años, como exigía la evolución de las especies. Pero a finales del siglo XIX, nadie conocía la existencia de una fuente energética natural que desbarataría sus cálculos: la radiactividad, descubierta a principios del siglo XX. Curiosamente, este nuevo fenómeno, al añadirse como nueva fuente de calor a los cálculos de Kelvin, arrojaba para la edad de la Tierra unos órdenes de magnitud en completo acuerdo con la teoría de la evolución, pero además permitirían datar con precisión nuestro entorno geológico y biológico.

Las investigaciones del físico neozelandés Ernest Rutherford, junto con su colega de Cambridge Frederick Soddy, en los primeros años del siglo XX, llevaron a descubrir que los elementos radiactivos con el transcurrir del tiempo se desintegran en elementos distintos de forma espontánea y predecible, con emisión de radiación alfa, beta o gamma. Así, si observamos una muestra de material radiactivo y contamos el tiempo necesario para que el 50% de la cantidad inicial se haya desintegrado obtendremos siempre el mismo valor, llamado vida media, y podremos usarlo como patrón de medida. Contando los átomos que contiene un fragmento de material en el presente y conociendo la velocidad a la que se desintegran podemos determinar su edad. Por ejemplo, el isótopo de uranio con un núcleo de 238 nucleones (238U) decae en una serie de elementos intermedios hasta convertirse finalmente en plomo (206Pb). Otros isótopos del plomo son el resultado de otras transmutaciones, por ejemplo, el 207Pb proviene de la fisión del 235U y el 208Pb del torio (232Th). En las primeras medidas realizadas en 1904 con pechblenda, la principal mena de uranio, Rutherford obtuvo la increíble edad de 700 millones de años para los minerales, mucho más de lo que la mayoría de sus conciudadanos le reconocían a la Tierra. Así se hizo madura la geocronología, la ciencia que se ocupa de la datación de rocas, fósiles y sedimentos. Hasta el descubrimiento de la radiactividad podíamos datar de forma relativa al reconstruir una cronología anual fijada a un momento temporal o relativa a una referencia medible. Con la radiactividad surgieron los métodos de datación absolutos que utilizan el decaimiento de isótopos radiactivos como patrón de medida, como si fueran relojes.

A pesar de que la tecnología estaba a punto, hubo que esperar a que el paciente y riguroso Clair Patterson publicara el resultado de sus trabajos de datación de meteoritos del cañón del Diablo (EEUU), en 1956, para conocer con bastante exactitud la edad de la Tierra: 4550 millones de años. Para sus medidas, Patterson dispuso de un moderno espectrógrafo de masas, un aparato que era capaz de detectar y medir cantidades minúsculas de uranio y plomo. El método que siguió fue el de ionizar la muestra tratada, y dirigir los iones mediante un campo electromagnético hasta un analizador de masas. Allí, por efecto del campo, era posible separar los distintos tipos de isótopos de la muestra y hacerlos impactar en un detector, registrando su abundancia relativa y obteniendo la información básica para realizar los cálculos.

Los instrumentos y las técnicas de datación han evolucionado mucho desde entonces, hasta el punto de que, actualmente, podemos datar muestras del orden de la billonésima parte de un gramo. Las técnicas se han especializado tanto que se eligen en función del elemento. Para materiales como las rocas muy antiguas, uno de los métodos más fiables es el uranio-plomo. Normalmente es posible comparar en una única muestra los resultados para el decaimiento desde 238U a 206Pb con vida media de 700 millones de años con la obtenida del 235U al 207Pb con vida media de 4500 millones de años. El error cometido para una muestra de 3000 millones de años está acotado en tan sólo 2 millones de años. Para datar las primeras rocas de nuestro planeta, se recurre al potasio (40K) que decae en argón (40Ar), y es un elemento común en micas y feldespatos, con una vida media de 1300 millones de años.

Aunque no es el único método, la datación de restos orgánicos o arqueológicos más popular se realiza con el isótopo del carbono que contiene 14 neutrones en el núcleo (14C). La prueba del carbono-14 se ha hecho popular por su aparición en polémicas de gran repercusión mediática como la datación de la sábana santa de Turín, que finalmente se mostró más sábana que santa. El inventor de esa técnica fue el profesor estadounidense de la Universidad de Chicago, Willard Libby, que recibió por ello el premio Nobel en 1960. Libby sabía que el 14C tiene una vida media de «sólo» 5730 años y, puesto que está presente en nuestro entorno, requiere un mecanismo continuo de creación. Los rayos cósmicos al impactar con el nitrógeno en la alta atmósfera lo producen y al recombinarse con el oxígeno forman CO2 al igual que el isótopo estable del carbono. Las plantas lo absorben al realizar la fotosíntesis y los animales lo incorporan al alimentarse de plantas o de otros animales. Al morir el ser vivo, el 14C empieza a desintegrarse y eso nos permite datarlo. Este método es fiable para restos de hasta 40 000 años, aunque adolece de problemas de precisión porque las muestras se contaminan con facilidad con carbono de otra procedencia. Igualmente, se suele suponer que la proporción de 14C ha sido constante a lo largo de la historia, pero sabemos que ha variado con la tasa de rechazo de rayos cósmicos al variar el magnetismo terrestre o incluso a cuestiones más triviales como las variaciones en la dieta de los organismos.

Para contrarrestar los errores que pudieran producirse por métodos estandar, se utilizan métodos alternativos como la datación por termoluminiscencia, que permite datar cerámica y otros materiales que hayan requerido de gran calentamiento en su fabricación y, por tanto, indica exactamente la edad de muestras de actividad humana con una antigüedad máxima de 500 000 años. Al calentar un material de manera continua y uniforme se produce una emisión de luz, cuya intensidad y duración es directamente proporcional al tiempo transcurrido desde que se formaron los cristales del material en un calentamiento anterior. Esa radiación se produce por la desintegración de elementos radiactivos como el uranio, el torio y el potasio, aunque suelen estar presentes en las rocas sólo en trazas. El cálculo de la edad es el cociente entre la dosis de radiación recibida desde el último gran calentamiento y la dosis de radiación anual normal. El primer valor se calcula por medición directa de la luz emitida y el segundo se calcula midiendo los contenidos en elementos radiactivos en la muestra, comúnmente mediante espectrometría de radiación gamma.

La datación de materiales de gran antigüedad sigue siendo el mayor reto para la comunidad científica. El SHRIMP —microsonda iónica sensible de alta resolución— es una de las tecnologías más recientes para medir la edad de los circones, como comentamos en el capítulo, el mineral más antiguo y resistente. Diseñado y construido en la Universidad Nacional de Australia, ha datado rocas de 4300 millones de años. En él, las micromuestras, del orden de 30 micrómetros de tamaño, son bombardeadas con un haz de oxígeno para formar subcompuestos y registrar con gran precisión las cantidades de plomo y uranio presentes.

Un SHRIMP II (Sensitive High Resolution Ion MicoroProbe) en el Departamento de Ciencias de la Tierra de la Universidad de Hiroshima, Japón.

Además de los métodos radiogénicos mencionados, existen multitud de métodos relativos que provienen del conocimiento de la química de la atmósfera, del paleomagnetismo o los procesos biológicos, por citar algunos. La combinación de métodos y la comparación de datos convierten a la datación en una ciencia realmente interdisciplinar. ¿Qué pensaría el arzobispo Ussher si pudiera conocerla?

Capítulo 8

La vida

La vida en nuestro planeta está basada en la organización de un conjunto de moléculas con propiedades extraordinarias. Actualmente podemos especular con base científica sobre su origen, pero el salto de la química inorgánica a la bioquímica sigue siendo escurridizo y controvertido. ¿Cómo surgieron esas moléculas tan especiales, a partir de los que evolucionó toda la compleja vida que hoy abunda en la Tierra.

Chimenea hidrotermal submarina, un completo reactor físico-químico y biológico: ambiente local muy reductor, alta concentración de minerales y calor. Quizás el entorno donde surgió por primera vez la vida en la Tierra (fuente: NASA).

8.1 La vida

En la Tierra hay vida. ¿Cómo y dónde apareció? ¿Lo hizo una sola vez, o muchas? ¿Fue un proceso fortuito, o las condiciones de nuestro mundo hicieron que su aparición fuera inexorable? ¿Habrá vida en otros lugares? ¿Es la vida en el universo una contingencia o un imperativo? Una sola afirmación y muchas preguntas... A lo largo de la historia de la ciencia, las respuestas se han enriquecido y complicado, pero ninguna de ellas es, ni de lejos, definitiva.

Todos reconocemos la vida al verla. Sin embargo, nos resulta imposible definirla con precisión. ¿Qué es la vida o qué caracteriza lo viviente? La ciencia la define con atributos básicamente operativos (lo vivo nace, crece, se reproduce y muere), con propiedades químicas (lo vivo está compuesto de moléculas orgánicas formadas básicamente por carbono, hidrógeno, oxígeno, nitrógeno...) o con procesos de autoorganización, transferencia de energía, autoregulación (homeóstasis), autoreplicación, evolución y transmisión de información. Pero ninguna de estas características es un rasgo exclusivo de la vida. Frente a los atributos operativos, nos encontramos con que, bajo ciertas condiciones, el fuego puede surgir espontáneamente, los caudales de agua crecen en función de las precipitaciones, los cristales se reproducen manteniendo su estructura y los volcanes, en cierto modo, podemos decir que mueren cuando dejan de estar activos. Y aunque la vida esté relacionada con la química del carbono, no podemos decir tampoco que éste sea su rasgo definitivo. No todos los compuestos orgánicos participan en la vida. De hecho, un grupo muy importante de estos compuestos orgánicos, los plásticos, representan para muchos la imagen antitética de lo vivo. Por último, por lo que respecta a la autoorganización, autoreplicación y autoregulación, o a la transferencia de energía y de información, tampoco son procesos exclusivos de la vida aunque, desde luego, han ayudado a entenderla y explorarla de una nueva manera.

Como vemos, no es fácil definir ninguna propiedad exclusiva de la vida, pero sí podemos hablar de algunas propiedades extraordinarias de las entidades vivas: la capacidad metabólico-catalítica y la transferencia de información-replicación. La aparición de estas características marca el tránsito desde la química inorgánica a la bioquímica, de lo inerte a lo vivo.

La química del carbono

El átomo de carbono presenta una importante capacidad de combinación, gracias a su configuración electrónica. Su número atómico es Z = 6, de manera que su configuración electrónica en el estado fundamental o no excitado es 1s2 2s2 2p2. Es un átomo tetravalente. La existencia de cuatro electrones en la última capa le confiere la posibilidad de perderlos, o bien de ganar cuatro electrones más.

La mayor parte de las veces, el átomo de carbono no gana ni pierde, sino que comparte estos cuatro electrones de valencia formando enlaces covalentes. Estos enlaces covalentes se orientan en el espacio en torno al núcleo central como nubes de electrones formando un tetraedro. Como forman enlaces muy estables con el hidrógeno y con otros átomos de carbono, poseen una enorme cantidad de posibilidades en la formación de moléculas de las más diversas geometrías, en forma de cadenas lineales, cíclicas o incluso redes. Ésta es la razón de la diversidad y el elevado número de compuestos orgánicos, así como de muchas de las propiedades específicas que presentan.

El silicio muestra propiedades químico-combinatorias semejantes al carbono; de hecho, tiene el mismo número de electrones de valencia. Por ese motivo, se ha sugerido como posible sustituto en posibles bioquímicas extraterrestre. Sin embargo, las estructuras que forma son extremadamente frágiles y no presentan una variedad tan abundante como en el caso del carbono.

8.2 El origen de la vida

La cuestión del origen de la vida arrastra, sin duda, una fuerte carga emocional. Durante siglos las únicas respuestas fueron de carácter más o menos religioso o idealista: la vida se había originado en la mente de un dios o dioses, era el resultado de un proceso sobrenatural. Para que la materia inerte adquiriera vida era necesario «el aliento divino».

Si observamos a nuestro alrededor, la vida surge continuamente. Plantas, animales y humanos nos reproducimos. Pero, al mismo tiempo, en restos de alimentos y bebidas, sobre piedras, en aguas estancadas o incluso en fuentes termales aparecen formas vivas. Esta observación de la proliferación de la vida, aparentemente de la nada, fue el pilar de la antigua teoría de la generación espontánea. Esta teoría, no sólo ofrecía una explicación de lo que no se veía, sino que además incluía en sí misma un cierto hálito sobrenatural, que le permitía ser aceptada por cualquier sistema religioso. Como consecuencia de su adaptabilidad, fue la explicación oficial al origen de la vida hasta el siglo XVII.

Con el desarrollo de tecnologías como el microscopio óptico, se abrió la puerta al universo de los microorganismos, y esta teoría empezó a recibir las primeras críticas y rechazos. Aunque no fue hasta bien entrado el siglo XIX, en 1862, cuando gracias a Pasteur se diseñaron los experimentos que permitirían acabar para siempre con esta creencia. Pasteur demostró, primero, la existencia de microorganismos en el aire y, después, que el calor era capaz de eliminarlos. Con estas premisas, ideó un experimento en el que tomó unos matraces de cuello de cisne y colocó en ellos una sustancia nutritiva que permitiría el crecimiento de microorganismos, si estuvieran presentes. Calentó dos matraces y los esterilizó. Después dejó uno de los matraces con el cuello intacto, de manera que los microorganismos procedentes del exterior no pudieran llegar al medio de cultivo, y rompió el cuello del segundo para que ocurriera lo contrario. El primero siguió estéril, mientras que en el segundo crecieron microorganismos en el medio nutritivo. La conclusión fue que «lo vivo debe proceder de algo vivo». La desaparición de una «explicación» por generación espontánea abrió la posibilidad de otra de tipo científico-experimental, pero también favoreció otras ideas preexistentes —que persistían modestamente desde la antigüedad—. Por ejemplo: si lo vivo surgía siempre de algo vivo preexistente, de algún sitio tenía que venir el primer germen de vida que habría dado lugar al resto. Y ese sitio podía ser el espacio exterior. Era la denominada teoría de la panspermia.

El término panspermia significa en griego «sembrar en todas direcciones». Su postulado central dice que la vida llegó a nuestro planeta desde el espacio exterior, gracias a los meteoritos u otros objetos que colisionaron con la Tierra en la época arcaica. Estos objetos portarían organismos simples que, tras ser depositados sobre la superficie de nuestro planeta, se revitalizarían cuando las condiciones ambientales fueran las adecuadas, para desarrollarse y evolucionar a lo largo de millones de años y hasta las formas de vida actuales.

Los cometas son uno de los vehículos que parecen transportar moléculas orgánicas. Imagen tomadas por la sonda Giotto del cometa Halley (ESA).

Hoy sabemos que las bacterias son organismos muy resistentes. Pueden encapsularse y resistir condiciones de lo más adversas. Permanecen así en un estadio latente hasta que las condiciones del entorno se hacen adecuadas. ¿Podrían formas de vida primitiva haber sobrevivido al duro espacio exterior, con su alta energía de radiación, sus temperaturas de congelación y el vacío? Los detractores de la teoría opinan sencillamente que no. Y añaden la dureza de las condiciones terrestres que seguirían al impacto, como una adversidad más que tendrían que superar estos primeros organismos. Sin embargo, las investigaciones de los últimos años sobre la vida en ambientes extremos han hecho que nuestra visión del margen de viabilidad para la vida cambie considerablemente: vuelve a hablarse de panspermia.

Pero no es sólo por la viabilidad de microorganismos en ambientes extremos por lo que resurge esta hipótesis sobre el origen de la vida. Ha habido, al menos tres motivos más. El primero fue el descubrimiento por parte de los astrónomos Fred Hoyle y Chandra Wickramasinghe de moléculas orgánicas en el espacio interestelar como comentamos hace un par de capítulos. En 1970, Hoyle y su compañero de la universidad de Chardiff, Wickramashinge, analizaban con sus telescopios las nubes de materia que separan las estrellas desde el infrarrojo hasta el ultravioleta. Según ellos, los resultados permitían identificar una variedad de compuestos orgánicos extremadamente complejos, en las nubes interestelares.

Llegaron a afirmar incluso que habían identificado sistemas vivos. Según estos polémicos autores, los rastros en los granos interestelares correspondían a los obtenidos en un laboratorio con una mezcla de diferentes microorganismos y virus. Propusieron, entonces, que eran los cometas quienes transportaban las bacterias por el espacio y los protegían de los efectos letales de la radiación hasta sembrar la Tierra de vida.

El segundo apoyo a la revivida panspermia también tuvo fecha. En 1969, en Murchison, Australia, cayó un meteorito que pudo ser recogido rápidamente, lo que evitó su contaminación. En su análisis fueron descubiertos restos orgánicos y de aminoácidos. Los resultados se han confirmado en otros meteoritos o partículas de polvo interplanetario, y en especial en las condritas carbonáceas que poseen un alto contenido en compuestos orgánicos. Así, no la vida, pero sí los compuestos básicos de la vida, se encontrarían más allá de la Tierra. De manera que podrían haber sido transportados hasta aquí y evolucionado gradualmente a través de acontecimientos químicos naturales.

Por último, y más recientemente, un tercer hecho que reforzó aún más a los partidarios de la teoría de la panspermia fue el anuncio, por parte de NASA, en 1996 de indicios de vida en los restos de un meteorito marciano: el ALH84001. Este meteorito contenía glóbulos de carbonato con minerales cristalizados de tipo magnetita que, en principio, se consideraban exclusivamente de origen biogénico. Se especuló incluso con ciertas estructuras que recuerdan a bacterias fosilizadas. Si el meteorito marciano había contenido vida en su seno y ahora se encontraba en la Tierra, tal vez los meteoritos podían haber actuado como vehículos de transmisión e intercambio de vida en nuestro Sistema Solar.

Aunque los investigadores que presentaron este descubrimiento siguen firmes en su opinión de que es una prueba de vida antigua en Marte, la polémica parece hoy decantada a favor de la abiogénesis. Muchos científicos puntualizan que, mientras ciertos rasgos del meteorito pueden parecer producidos por procesos biológicos, estos mismos rasgos pueden tener un origen no biológico. En cualquier caso, la conclusión sería que la teoría de la panspermia podría explicar como mucho la proliferación de vida en el universo, e incluso un posible escenario en la Tierra, pero no el origen mismo de la vida. La panspermia proporciona mucho espacio y tiempo al salto malabar de la química a la bioquímica, pero no lo explica: sólo transfiere el problema de un lugar a otro del cosmos. La pregunta sigue siendo: ¿cómo se formaron esas primeras moléculas «vivas»?

ALH84001

En 1996, NASA anunció el hallazgo de indicios de posible vida fósil en un meteorito marciano. El meteorito, una roca de casi 2 kg de peso recogida en la Antártida en 1984, fue confirmado como marciano después de un análisis de los gases que encerraba, que coincidían en composición con los de la atmósfera marciana determinada en los años 70 por las naves Viking.

El ALH84001 destacó en seguida ya que presentaba características en su composición que lo diferenciaban de los meteoritos encontrados hasta entonces. En primer lugar, su composición mostraba no sólo su origen volcánico, si no también su antigüedad: 4500 millones de años. Esto lo convierte en candidato a ser un fragmento de las viejas tierras altas marcianas. Además, contiene vetas de carbonatos como la calcita (CaCO3) que lo atraviesan y que han precipitado en su interior por infiltración de agua. La vida en la Tierra se asocia al agua, por lo que ALH84001 fue considerado un candidato a la presencia de indicios biológicos.

¿Y qué se encontró? Varios y diferentes indicadores de vida. Por un lado la existencia en los carbonatos de varios depósitos en capas sucesivas similares a los que en la Tierra están asociados a actividad biológica: granos minerales de magnetita de posible origen bacteriano, moléculas orgánicas que podrían proceder de procesos de descomposición y, sobre todo, unos cuerpos con formas bacilares, como el que aparece en la imagen, que podrían identificarse con bacterias marcianas fosilizadas.

Sin embargo, no ha sido posible atribuir de manera categórica estas «peculiaridades» del meteorito a la actividad biológica. Puesto que existen explicaciones alternativas de carácter no biológico para cada uno de los hallazgos, parece que finalmente el anuncio fue prematuro.

8.3 Una explicación científica para la vida

Para responder la pregunta anterior, debemos determinar de qué moléculas estamos hablando. Parece lógico que antes de conocer qué procesos desencadenan la aparición de la vida, haya que saber qué recursos utiliza. Desde un punto de vista químico, si observamos la materia viva podemos hablar de tres tipos de biomoléculas sobre las cuales los organismos se estructuran física y metabólicamente: las proteínas, los fosfolípidos y los ácidos nucleicos, que surgen a partir de moléculas orgánicas básicas: los azúcares, los lípidos, los aminoácidos y las bases nitrogenadas. Éstos son los ladrillos de la vida. Por otro lado, hay que entender que la vida consume energía en procesos químicos, energía que procede o bien del Sol —organismos autótrofos—, o bien del metabolismo químico de moléculas preexistentes —los organismos heterótrofos—, moléculas que pueden ser tanto orgánicas como inorgánicas.

Los ladrillos de la vida

Aminoácidos y proteínas: Los aminoácidos son moléculas orgánicas cuya estructura es un átomo de carbono central, unido a un átomo de hidrógeno, un grupo amino (NH2), un grupo carboxilo (COOH) y un radical variable. Existen 20 aminoácidos que tienen características fisicoquímicas propias como consecuencia de la naturaleza química de su radical. Estos aminoácidos pueden unirse para generar proteínas, cuyo esqueleto es una cadena de átomos de carbono unidos a través de un enlace peptídico entre el grupo carboxilo del primero y el grupo amino del siguiente. Cada proteína tiene una función específica determinada por su secuencia de aminoácidos y sus características químicas, que fuerzan un plegamiento o configuración espacial concreta. Es la estructura de plegamiento la que define su función.

Nucleótidos y ácidos nucleicos. Los nucleótidos son otro tipo de moléculas fundamentales para la vida. Al igual que los aminoácidos en relación con las proteínas, los nucleótidos son las unidades de otras macromoléculas, llamadas ácidos nucleicos. Cada nucleótido esta formado por una molécula de azúcar, que se une a un fosfato y a un compuesto que contiene nitrógeno, y que se conoce como base. Hay cinco tipos distintos de bases nitrogenadas: adenina (A), citosina (C), guanina (G), timina (T) y uracilo (U), que se unen por complementariedad a través de un triple enlace G-C y un doble enlace A-T (ADN) y A-U (ARN). La estructura de los ácidos nucleicos es bastante más compleja que la de las proteínas. La molécula de ADN esta formada por la unión de dos cadenas de nucleótidos antiparalelas enrolladas en una hélice. El ARN es una cadena sencilla, que gracias a esta complementariedad de bases forma loops (lazos, plegamientos) que permiten un gran polimorfismo estructural muy importante en el proceso evolutivo. El orden de las bases determina la secuencia de aminoácidos de las proteínas.

Un tipo especial de nucleótido es el ATP (adenosín-tri-fosfato, o trifosfato de adenosina), constituido por adenina como base nitrogenada, un azúcar y tres moléculas de fosfato. La importancia de esta molécula radica en que es la utilizada universalmente para la transferencia de energía. Esta energía se almacena en el enlace entre los fosfatos, de manera que la reacción ATP “ ADP + Pi libera la energía y la inversa ADP + Pi “ ATP, la almacena, según las necesidades metabólicas de las células.

Azúcares o carbohidratos. Los azúcares, carbohidratos o glúcidos (antes llamados también hidratos de carbono), son importantes como moléculas que forman parte de otras, fundamentalmente de los nucleótidos. Pero también lo son desde el punto de vista metabólico. Son las moléculas de almacenamiento de energía de los seres vivos. Se trata de biomoléculas formadas por carbono (C), hidrógeno (H) y oxígeno (O) del tipo (CH2O)n.

Lípidos y moléculas grasas. Los lípidos son biomoléculas orgánicas formadas básicamente por carbono, hidrógeno y oxígeno. Este último elemento en porcentajes mucho más bajos. Además pueden contener también, fósforo (fosfolípidos), nitrógeno y azufre, y pueden unirse covalentemente a carbohidratos, formando los glicolípidos, o a proteínas formando las glicoproteínas. Es un grupo muy heterogéneo de sustancias, que sólo tienen en común ser insolubles en agua, esta característica es de gran importancia, ya que es la responsable de que los lípidos se asocien formando «barreras» en medio acuoso. Forman estructuras denominadas micelas, muy similares a las que luego encontraremos en las membranas celulares.

El origen y evolución de la vida en la Tierra se describe en la actualidad como un proceso en varias etapas, gracias a las cuales se produce el tránsito desde procesos químicos inorgánicos a procesos bioquímicos catalizados por enzimas, y que podríamos denominar ya metabólicos. Es el mundo de la evolución química prebiótica o mundo del pre-ARN, como se suele denominar. La evolución química sugiere hipótesis sobre cómo la vida pudo surgir a partir de elementos químicos sencillos, que van generando bloques moleculares cada vez más complejos. Así, la materia evolucionaría desde las formas inorgánicas inertes hasta la materia orgánica viva.

El bioquímico soviético Alexánder Oparin fue el primero que postuló, a principios de los años 20 del pasado siglo, una teoría de claro carácter científico: las moléculas orgánicas habían surgido en la superficie de la Tierra a partir de los compuestos inorgánicos y habían evolucionado hacia las formas más primitivas de vida. Este planteamiento suponía un novedoso argumento apoyado en El origen de las especies de Darwin. La evolución darwiniana nos muestra cómo la variabilidad y la selección actúan como motores del cambio en la naturaleza. La teoría de la evolución biológica de Darwin produjo un cambio paradigmático en la manera de ver los procesos naturales, que fue aplicado por Oparin al contexto del origen de la vida, hablando de una evolución química en la formación de las macromoléculas y una evolución prebiótica en el proceso de autoorganización de estas moléculas para dar lugar a la protocélula.

De cuán lento haya sido este proceso, no estamos seguros, ya que no hay registro fósil que nos dé una aproximación. Se han encontrado indicios de restos celulares fosilizados, datados radioactivamente, en torno a los 3500 millones de años. Asumiendo que la Tierra se formo hace 4600 millones de años, y que la datación más antigua de rocas está en torno a los 4000 millones de años, nos encontramos con 500 millones de años desde la existencia de una superficie sólida donde desarrollar la vida hasta la aparición de las primeras células. Nos situamos así en los eones Hádico y Arcaico. Y como vimos en el capítulo anterior, no parecen precisamente tiempos propicios para el desarrollo de la vida.

La consideración de unas condiciones ambientales muy diferentes a las actuales por parte de Oparin fue otro de los aspectos innovadores de su teoría —aun asumiendo, en la actualidad, que las condiciones reales no fueran estrictamente ésas—. La hipótesis de Oparin se planteaba en los siguientes términos: existía una atmósfera primitiva de fuerte carácter reductor. En química, una reducción es un proceso por el que un átomo o ion gana electrones. El resultado contrario, la pérdida de electrones, se llama oxidación. A diferencia de nuestra atmósfera actual, rica en oxígeno y nitrógeno, de carácter oxidante, la atmósfera primitiva según Oparin tendría una ausencia prácticamente total de oxígeno, y contaba con gases reductores como metano (CH4), amoniaco (NH3) e hidrógeno molecular (H2), acompañados de vapor de agua. Había también una gran cantidad de «energía libre en el ambiente» debido a la alta actividad volcánica y las fuertes tormentas eléctricas. Además, como consecuencia de la ausencia de la capa de ozono, los niveles de radiación ultravioleta eran muy superiores a los actuales. En este ambiente, y siempre según su teoría, se favorecieron las reacciones de los gases atmosféricos la formación de moléculas orgánicas, que se acumularon en los océanos primitivos formando la llamada «sopa primordial». Estas sustancias orgánicas, formadas abióticamente, se agruparían y organizarían para formar las primeras protocélulas y, a la vez, servirían de fuente de alimentación y de energía para estas primeras células, que serían así heterótrofas.

¿En qué se basó Oparin para decidirse por un ambiente fuertemente reductor? En primer lugar, en aquel momento se creía que el H2 era la materia gaseosa que, de forma mayoritaria, había constituido el Sistema Solar y, por lo tanto, no parecía descabellado creer que las sustancias como el CO2 o el N2 habrían reaccionado rápidamente con él. El oxígeno es un elemento que reacciona rápidamente con la materia orgánica e inorgánica. Para Oparin, la formación de moléculas orgánicas habría requerido de tiempo prolongado en condiciones ambientales de estabilidad para evolucionar a la protocélula. Dicho de otra manera, era necesario que la vida media de las moléculas fuera larga y, para ello, lo mejor era que no abundara el oxígeno.

Como veremos más adelante, no todos los autores han estado, ni están de acuerdo con este punto de partida. Más allá de lo acertado de las teorías de Oparin, su audacia permitió por primera vez desarrollar experimentos científicamente serios relacionados con el origen de la vida. Si aceptamos el planteamiento de Oparin, y dada la universalidad de las leyes químicas, entonces sus hipótesis podían corroborarse o descartarse en el laboratorio. Y esto fue lo que sucedió en los años cincuenta gracias a los trabajos de Harold Urey y Stanley Miller.

8.4 Simulaciones del origen de la vida

En su ya más que famoso experimento, Miller simuló las condiciones de la Tierra primitiva en el laboratorio, tanto de la atmósfera como de los océanos. Para ello ideó un sistema de tubos donde se encontraban los gases reductores que emulaban la atmósfera: amoniaco (NH3), metano (CH4), hidrógeno molecular (H2) y vapor de agua (H2O). El final del sistema tubular se abría en una vesícula que contenía agua a modo de océano. Todo el sistema estaba herméticamente cerrado para que los gases no se escaparan y pudieran simularse, de forma repetitiva, secuencias de evaporación-condensación.

Agua: H2O

El agua es, sin duda, la sustancia fundamental de la vida, la mayor condición para su desarrollo y, por ello, la búsqueda de agua en otros planetas empieza a ser sinónimo de búsqueda de vida. Pero, ¿qué tiene el agua? Lo que diferencia esta molécula inorgánica y la hace tan especial son dos propiedades distintas: su elevado calor específico, que le permite estar en estado líquido en un intervalo muy amplio de temperaturas, desde 0 a 100 ºC y, en segundo lugar, el que sea una molécula polar, que la convierte en la sustancia disolvente de la mayor parte de las moléculas inorgánicas y de muchas orgánicas, con la única excepción de los lípidos. Si a esto le unimos su ubicuidad en estado líquido, nos encontramos con que el agua se convierte en un medio en cuyo seno las moléculas se disuelven, reaccionan y pueden ser transportadas.

Las moléculas grasas o no polares también pueden ser transportadas en el agua, aunque no se disuelvan en ella. Además, ciertas de estas formas grasas no polares, las llamadas moléculas anfipáticas —que tienen una parte polar y otra no polar— tienden a estructurarse en forma de micelas y/o liposomas en contacto con el agua. Las micelas y los liposomas son considerados como el paso preliminar en la formación de las membranas que individualizarán y aislarán las células.

Esquema del experimento de Miller y Urey para representar la tierra primitiva (Wikipedia).

Para simular estas secuencias se calentaba la vesícula. Se evaporaba el agua que circulaba por el sistema y entraba en contacto con los gases reductores. Y para finalizar un ciclo, se dejaba enfriar para que condensara, como si «lloviera». En ausencia de energía, esta lluvia estaba limpia. Era necesario aplicar alguna forma de energía que favoreciera la ruptura de los enlaces de las moléculas gaseosas y, de esta manera, convertir los choques al azar de las moléculas en reacciones químicas efectivas, que originan moléculas distintas y más complejas. Un elemento crítico del experimento es, por tanto, la cantidad y el tipo de energía que se utilice. En el experimento de Miller, se empleaban electrodos que generaban descargas eléctricas. Con un poco de imaginación, podemos comparar las chispas de estas descargas con los rayos que se producen en una tormenta.

Después de aplicar energía en el sistema durante varias semanas, alternando las fases de evaporación y condensación, Miller encontró sedimentos en el fondo de su «océano». Los análisis químicos mostraron que ese sedimento estaba formado por moléculas mucho más complejas que las iniciales. Y lo que es más importante, que eran precursoras de la vida. El resultado no consistía en una mezcla indiscriminada, sino que portaba gran cantidad de un pequeño número de sustancias de la mayor importancia biológica: aminoácidos (como glicina, alanina a y b, y ácido aspártico), hidroxiácidos y urea. El final de estas moléculas formadas en la atmósfera habría sido caer al océano primitivo por efecto de la gravedad o de la lluvia, como si de maná se tratara.

Desde entonces, el experimento ha sido repetido hasta la saciedad, modificando precursores y fuentes de energía, y se ha obtenido una gran variedad de sustancias que incluye no sólo aminoácidos, sino también hidrocarburos de cadena larga, otros ácidos orgánicos como el fórmico y el acético, azúcares y precursores de nucleótidos. Con respecto a estos últimos, la síntesis prebiótica de nucleótidos a partir de elementos moleculares sencillos en un experimento de Miller nunca ha tenido éxito.

Más tarde se descubrió que, en realidad, la mayoría de las sustancias que se formaban no lo hacían directamente, sino a través del paso intermedio de la formación de ácido cianhídrico (CHN). Esta sustancia es clave —como mostró Joan Oró— en la síntesis de adenina, base nitrogenada componente de los ácidos nucleicos, y también del ATP, nucleótido trifosfato que es utilizado como moneda de cambio energético por todos los organismos vivos. Además, se ha sugerido que el CNH actúa estimulando la formación de polímeros de péptidos y nucleótidos, precursores de proteínas y ácidos nucleicos, y uno de los procesos que marca la inflexión en la aparición de una bioquímica.

Formación de polímeros

Si uno de los requerimientos básicos de la vida es el agua, el otro es, sin duda, la formación de polímeros orgánicos: las proteínas y los ácidos nucleicos, que desempeñan las funciones biológicas centrales de la catálisis y la replicación. La polimerización es el proceso por el que moléculas sencillas —aminoácidos o nucleótidos— se unen para dar macromoléculas gracias a reacciones de condensación o deshidratación. En la deshidratación, dos moléculas se unen con un enlace covalente, y mediante la eliminación de una molécula de agua. Es un tipo de reacción desfavorecida termodinámicamente, es decir, requiere un gran aporte de calor o la intervención de catalizadores. Una de las maneras de favorecer el proceso es la eliminación del agua del entorno. Esto pudo haber sucedido en la Tierra primitiva debido a las altas temperaturas ambientales que suponemos existían. El calor pudo evaporar el agua en charcas, lagos o calas someras, o incluso variar los niveles oceánicos con el descenso del nivel de la costa. También las mareas pudieron proporcionar ciclos de hidratación-deshidratación. Parece que, también, el frío favorece la eliminación de agua. Las moléculas de agua se congelan y las otras moléculas se concentran, con más posibilidad de interacciones entre ellas. De nuevo, ciclos de congelación-descongelación podrían haber favorecido la generación de moléculas más largas.

También se ha propuesto que algunas sustancias podrían actuar como catalizadores. Éste sería el caso del cianógeno, sustancia que bien podría haberse formado en esas condiciones y que actuaría como un catalizador químico. O el caso de las arcillas, puramente abióticas, que actuarían como soporte favorecedor de estas reacciones. Como veremos más adelante, este último caso forma parte de un conjunto de hipótesis que defienden la importancia de los procesos metabólicos en el origen de la vida.

Las proteínas son el resultado del plegamiento de polímeros de aminoácidos (Wikipedia).

El modelo experimental de Miller fue repetido por multitud de investigadores, que introdujeron sus propias modificaciones en la mezcla de gases, la fuente de energía y el tiempo. Se descubrió que la fuente de energía podía variar: la luz ultravioleta o los rayos cósmicos podían producir el mismo efecto. Pero en cambio, si se modificaba el carácter reductor de la atmósfera con el nitrógeno en forma de NH3 y el carbono como CO2 en lugar de CH4, el rendimiento de moléculas orgánicas era mucho menor. Por otro lado, el escenario muy reductor, con NH3 y CH4 se enfrenta al problema de la inestabilidad de estas dos sustancias que sufren fotodisociación por la acción de la luz ultravioleta, con lo que se pierde parte del hidrógeno y se produce una oxidación de esa atmósfera reductora.

Como conclusión, podemos decir que a partir de los experimentos de Miller y Urey se obtuvieron amplias colecciones de compuestos orgánicos celulares en el laboratorio. Sin embargo, como vamos a ver, existen restricciones geológicas para la aceptación sin reparos de este modelo.

8.5 La atmósfera y los océanos primigenios: restricciones geológicas de la Tierra primitiva al modelo del origen de la vida

El registro geológico de la Tierra a nuestra disposición se remonta a hace más de 4000 millones de años. Como dijimos, existen minerales terrestres (circones) con edades de más de 4400 millones de años y las rocas más antiguas que se han encontrado en la Tierra tienen unos 4030 millones de años. Debido a los procesos de reciclaje que han sufrido en su formación, no es posible encontrar huellas de actividad biológica en estos minerales y rocas. Los primeros posibles (y muy discutidos) indicios de actividad biológica en el registro geológico aparecen en rocas sedimentarias de unos 3800 millones de años. Si los aceptamos, significaría que la vida en la Tierra se originó en algún momento de los primeros 600 millones de años después de la formación de nuestro planeta. Nuestro registro geológico de esa época es casi inexistente: ¿podemos entonces tener alguna esperanza de reconstruir cuál fue el escenario y los procesos que dieron lugar al origen de la vida en la Tierra? Vamos a intentarlo combinando este escaso registro geológico con algunas de las cosas que hemos aprendido sobre la vida y sobre nuestro planeta.

La visión «clásica» del origen de la vida en la Tierra por evolución desde la química orgánica prebiótica tiene su máxima expresión en el experimento de Miller. La formación de moléculas orgánicas complejas según este experimento requiere de una atmósfera fuertemente reductora, con amoniaco y metano. En este ambiente, se generarían gran cantidad de moléculas orgánicas complejas que se acumularían en los océanos primordiales, lo que se ha bautizado como la «sopa primordial». En ella, se irían produciendo los sucesivos pasos de síntesis de moléculas prebióticas cada vez más complejas, que culminarían en la aparición de las primeras células vivas, a partir de la cuales evolucionaría el resto de la biosfera. Si existió esta sopa primordial debió ser en algún momento entre los 4450 millones de años (fusión de la Tierra por formación de la Luna) y 3800 millones de años.

Pero, ¿es este escenario posible en la Tierra primordial, teniendo en cuenta lo que conocemos de la evolución temprana de nuestro planeta? El primer inconveniente proviene del carácter fuertemente reductor que propuso Oparin para esta atmósfera primordial. Hay dos trabas principales en la idea de una atmósfera inicial reductora de amoniaco y metano. La primera es la inestabilidad de una atmósfera reductora frente a las altas dosis de radiación ultravioleta que debía desprender nuestro joven Sol, que haría que, por ejemplo, cualquier cantidad de amoniaco atmosférico fuera destruido inmediatamente. Además, es probable que esta radiación provocara una pérdida sustancial de hidrógeno atmosférico por fotodisociación del agua, lo que introduciría importantes cantidades de oxígeno residual en la atmósfera. Se ha propuesto que, si hubiera metano en esa atmósfera primitiva, se podría haber producido una especie de «niebla» orgánica en altura que habría absorbido la radiación ultravioleta, lo que permitiría la existencia de amoniaco debajo. Sin embargo, parece improbable mantener por mucho tiempo una atmósfera de metano debido a su reacción con el oxígeno generado por la descomposición del agua.

Por tanto, mantener una atmósfera primordial rica en amoniaco y metano, dados los procesos fotoquímicos atmosféricos que se producirían, es bastante improbable. Pero además, hay otro gran obstáculo para el modelo de atmósfera reductora: a composición de la atmósfera terrestre en sus inicios debió estar formada, principalmente, por los gases internos emitidos por nuestro planeta. En las erupciones volcánicas actuales se observa que los volátiles más comunes son H2O, CO2 y SO2. El que los gases emitidos por los magmas sean éstos y no otros más reductores, como por ejemplo CO, CH4 o H2S, depende del estado de oxidación del manto terrestre. Es decir, de cuánto oxígeno se ha combinado en el manto con el silicio para formar los minerales silicatados. Esto se puede conocer para épocas antiguas porque la oxidación del manto, no sólo se refleja en la naturaleza de los gases emitidos, sino también en la química de las rocas y minerales volcánicos. Así, estudiando las características de las rocas volcánicas antiguas (por ejemplo, sus contenidos en cromo o vanadio) se puede saber cuál era el estado de oxidación del manto del que procede ese magma y, por tanto, los volátiles que se debieron emitir en esas erupciones. Como las rocas volcánicas más antiguas que conocemos tienen 3900 millones de años, sólo podemos conocer el estado del manto desde ese momento hasta hoy, pero no antes. En cualquier caso, las características de esas rocas volcánicas arcaicas indican que el manto entonces tenía un estado de oxidación similar al actual, por lo cual los volátiles que se han emitido a la atmósfera desde ese momento son principalmente H2O, CO2 y SO2. Por tanto, si la atmósfera terrestre ha tenido un carácter reductor en cualquier momento desde entonces, los gases volcánicos no han sido los responsables. Siempre podremos argumentar que el manto tenía una composición diferente hace más de 3900 millones de años, cuando se formó la vida. Sólo que, actualmente, no tenemos pruebas geológicas para apoyarlo, ni para rebatirlo.

Los gases emitidos por los volcanes fueron determinantes en la composición atmosférica en los inicios de la Tierra. (Fuente de la fotografía: Cascades Volcano Observatory.)

El segundo problema para la teoría de Oparin sobre la sopa primordial viene de la naturaleza y química de los océanos primigenios. Para mantener una hidrosfera líquida estable con la baja radiación del Sol inicial, la atmósfera debió ser capaz de proporcionar un importante efecto invernadero. Para ello, hay dos alternativas: la atmósfera reductora ya comentada (con sus problemas), o una densa (con una presión entre 10 y 100 bares) atmósfera de CO2. Pero esa densa atmósfera de CO2 implicaría unos océanos ricos en CO2, lo que podría provocar la precipitación de carbonatos. Si la tasa de formación de estos carbonatos fuera mayor que la de desgasificación de CO2 por los volcanes (probablemente en su mayoría submarinos), entonces se podría producir un descenso en el contenido de CO2 atmosférico, con la consiguiente bajada de la temperatura. Esto podría haber provocado una importante glaciación global en los primeros tiempos de la historia terrestre. Mal panorama para la sopa primordial.

Pero además están los grandes impactos. Como comentamos en los capítulos anteriores, disponemos de pruebas incontestables de un periodo de grandes impactos meteoríticos en el sistema Tierra-Luna hace unos 3900-3800 millones de años: la época del gran bombardeo meteorítico. El tamaño de los objetos impactantes es tan grande que la totalidad de los océanos terrestres podrían haber entrado en ebullición tras cada uno de esos grandes impactos. Esto, sin duda, habría hecho hervir la sopa primordial. Pero incluso impactos menos severos afectarían de manera profunda al océano, ya que introducirían gran cantidad de fragmentos de roca caliente que reaccionarían químicamente con el agua. La gran cuestión es si estos enormes choques sólo se produjeron en un episodio singular hace unos 3900 millones de años como parecen indicar los datos lunares, o si se produjeron impactos similares en épocas anteriores, ya que cada uno de estos impactos «destruiría» totalmente ese océano primordial rico en compuestos orgánicos. Es más, los grandes impactos son potencialmente más dañinos para la química prebiótica que para una hipotética biosfera primitiva, ya que cada uno de ellos habría destruido por completo todas las moléculas orgánicas que hubiera en la sopa primordial, lo que habría requerido que todo el proceso prebiótico comenzara otra vez desde el principio.

De nuevo, nos queda un sólo argumento: no tenemos registro geológico de la época clave, entre los 4450 millones de años de la formación lunar y los 3900 millones de años, por lo que quizá las cosas sólo se pusieran feas para esa «sopa primordial» en el momento del gran bombardeo y, para entonces, la vida ya estaba formada a partir del «caldo» y pudo sobrevivir a ese momento de cataclismos que acabó para siempre con la Tierra «pre-biótica», fuera ésta como fuera.

8.6 Otros mundos posibles

Visto lo visto, a pesar de los esperanzadores resultados de Miller y Urey, sus condiciones experimentales no encajan con los escenarios que parecen presentes en la Tierra primigenia. ¿Existirá alguna otra forma de obtener los compuestos orgánicos, que creemos indispensables para la vida, que se ajuste más a esas condiciones primitivas? En respuesta, ha empezado a gestarse un cambio en la visión de cómo se produce la transición entre los compuestos abióticos y las moléculas orgánicas con funciones bioquímicas que puedan evolucionar. Y este cambio afecta, tanto a la forma del escenario biogeoquímico, como de manera más profunda al fondo, en el sentido de qué fue antes, si los procesos catalíticos o la replicación.

La teoría de Oparin nos habla de la formación de moléculas de forma aleatoria y sin control, que se agrupan y se aíslan, y adquieren capacidades enzimáticas que les permiten tener un metabolismo básico. Sólo en un nivel más evolucionado aparecería la capacidad replicativa, estableciéndose el lenguaje genético de los seres vivos. Este planteamiento de Oparin fue aceptado por los biólogos durante más de cuarenta años, hasta que se presentó una alternativa que invertía el orden: el mundo del ARN, donde primero gobernaba la replicación y después el metabolismo. De este enfoque, por su trascendencia científica, nos ocuparemos en el capítulo que viene. Sea como fuere, en todas estas nuevas teorías, la polimerización es un paso determinante: es necesaria la formación de moléculas de entre 20 y 100 monómeros para que haya una primitiva catálisis y replicación. Sin embargo, en principio, la polimerización, la creación de estas moléculas gigantes, es termodinámicamente desfavorable. Para solventar esta dificultad muchos autores apuestan por las superficies minerales como soporte catalítico para favorecer este proceso indispensable para el origen de la vida.

Así lo hacen las nuevas teorías que siguen apostando por la primacía de los procesos catalíticos. Pueden agruparse bajo la denominación común de teorías metabólicas y, en conjunto, son escenarios donde el peso lo lleva el medio abiótico y la transferencia de energía se produce a través de las reacciones químicas inorgánicas que tienen lugar en este medio, y que culminan con la aparición de moléculas prebióticas. Así, hablan de una primitiva vida metabólica caracterizada por reacciones de auto-mantenimiento de sustancias orgánicas monoméricas formadas por constituyentes sencillos como CO, CO2, NO, etc., en el entorno de sistemas minerales. Todas ellas se caracterizan porque presentan una vida inicial sin requerimientos de moléculas portadoras de información, que surgirían después.

Dejando de lado todas las cuestiones puramente funcionales de las moléculas mencionadas con anterioridad, las nuevas teorías remarcan la vital importancia de imaginar modelos que se adapten mejor a las restricciones geológicas. Las que gozan de más consideración entre la comunidad científica son: el mundo de las arcillas de Cairns-Smith, el mundo de la pirita de Wächtärhäuse y el mundo del tio-éster de Christian de Duve. En todas ellas, sin excepción las sustancias inorgánicas sirven de «andamio» en la aparición de las funciones bioquímicas esenciales. Veámoslo muy sucintamente.

Para Cairns-Smith, la vida podría haber surgido como consecuencia de un proceso de replicación de moléculas inorgánicas tipo cristales de arcillas. Este mecanismo habría servido de puente para la construcción de las moléculas autorreplicantes actuales. Los «organismos primitivos» no habrían necesitado nucleótidos o lípidos, sino que habrían evolucionado para producirlos. La hipótesis parte de la idea de que muchos de los mecanismos que se generaron en el inicio podrían haber sido abandonados con posterioridad. En la teoría de Cairns-Smith, la vida habría comenzado en un cristal de arcilla que dirigiría la síntesis de enzimas en su superficie, que después se aislarían y llevarían a cabo funciones primitivas de transferencia de información, hasta la aparición de otra molécula más eficaz que la arcilla: el ARN, el ácido ribonucleico.

Arcillas

Las arcillas son capaces de reproducir, en su crecimiento, capa a capa las irregularidades de su estructura. Se han observado experimentalmente la formación y polimerización de aminoácidos en arcillas. Sus microcristales están constituidos por una red de silicatos, con una distribución regular de cargas aniónicas, que están ocupadas irregularmente por cationes como magnesio o aluminio. Esto transforma la arcilla en una lámina con dos superficies planas expuestas al entorno; los iones forman dibujos irregulares, que puedan absorber moléculas y catalizar reacciones según su disposición. Así, los iones se pueden considerar portadores de información y llevan a cabo una función similar a la del ARN en relación a los aminoácidos y proteínas. Además, cuando la arcilla crece, tiende a copiar el dibujo de cargas iónicas que tiene debajo, como un molde de replicación y su capacidad de absorción de distintas biomoléculas permite aumentar su concentración. Algunos autores hablan incluso de una acción catalítica por parte de las arcillas. Un ejemplo de esto es la montmorillonita: un tipo de arcilla que puede actuar como un sustrato que promueve la polimerización de nucleótidos de adenina, uracilo y sus derivados.

La caolinita es uno de los ejemplos de cristal de arcilla propuesto por Cairns-Smith. (Nasa.)

El mundo de la pirita de Wächtärhäuse es también una teoría basada en la evolución mineral como precursora de la vida. En este caso es la pirita –sulfuro de hierro– la que sirve de precursor a un incipiente metabolismo. La reacción fuertemente reductora de formación de la pirita (FeS + H2S “ FeS2 + H2), en situación de anaerobiosis, genera H2 y puede reducir el CO2 a aminoácidos, purinas, pirimidinas y otros compuestos orgánicos. Además, en su superficie existen cargas positivas en las que se pueden «enganchar» moléculas orgánicas, a modo de un reactor de flujo en dos dimensiones. Esta teoría apuesta por una organización autotrófica donde la pirita (FeS2) sería la base del metabolismo y, al mismo tiempo, la superficie donde se constituirían las moléculas orgánicas.

Por último, el mundo del tio-éster de Christian de Duve nos habla de un metabolismo primitivo iniciado gracias a catálisis enzimáticas llevadas a cabo por unidades similares a proteínas basadas en los tio-ésteres. Éstos, que habrían surgido de la condensación de ácidos carboxílicos (-COOH) con tioles (-SH), podrían haber facilitado la formación de polímeros. De Duve argumenta, a favor de su apuesta, que los tio-ésteres son, en la actualidad, para los seres vivos, intermediarios en todos los procesos que implican transferencia de grupos o de electrones.

Todas estas alternativas originales y nuevas para el mundo prebiótico se han visto favorecidas por el descubrimiento, hace unos años de las chimeneas hidrotermales submarinas y los ecosistemas que las rodean. Estos sistemas hidrotermales parecen contener todos los elementos necesarios para hacer reales los teóricos mundos primitivos: un ambiente local muy reductor, una alta concentración de minerales y calor, y la evidencia de que son verdaderos reactores físico-químicos y biológicos. Las chimeneas hidrotermales, como comentamos ya en el capítulo anterior, se sitúan principalmente cerca de las dorsales submarinas, donde se produce la surgencia hacia el mar de agua caliente (hasta 450 ºC) muy cargada de metales. Se trata de agua de mar que se ha filtrado en el fondo marino y ha sido calentada en el subsuelo por las cámaras magmáticas y que, en su ascenso, interacciona con las rocas volcánicas y se carga así de metales, junto con gases de origen volcánico como el CO2. Lo más interesante de estas zonas, para las hipótesis del origen de la vida, es que esta salida de agua caliente provoca un fuerte desequilibrio químico, debido a la mezcla de aguas (el fluido hidrotermal y el agua marina) con importantes diferencias en contenido de metales, acidez, temperatura y oxígeno. Esta mezcla provoca la precipitación de minerales metálicos, base de la energía química que utilizan muchos de los microorganismos quimiolitótrofos que viven hoy en día en estos ambientes. Pero además, también encontramos aquí la síntesis de compuestos orgánicos similares a los del experimento de Miller, a partir de CO2 y H2, y de manera termodinámica muy parecida a la de aquel experimento, ya que están relacionadas con descargas de energía en una mezcla inestable de compuestos. Algunos experimentos y modelos realizados en los últimos años muestran que se produce una conversión casi completa de todo el carbono inorgánico emitido (principalmente CO2) en compuestos orgánicos, que son más estables en este medio hidrotermal que las mezclas de CO2 y H2. Una de las grandes ventajas de estos ambientes como hipotéticos lugares para el origen de la vida es que, con los procesos físico-químicos que se proponen, no dependen de las condiciones externas (composición o temperatura atmosférica) para la síntesis de los compuestos orgánicos complejos. Además, se producen una gran cantidad de minerales (como las piritas o arcillas) dónde se pudieron catalizar las reacciones prebióticas.

Por todo lo expuesto: desde la posibilidad de catálisis a la polimerización por mecanismos abióticos y el descubrimientos de nuevos hábitats como las chimeneas hidrotermales, estas nuevas teorías de corte metabólico se han hecho cada vez más populares y han llevado a algunos investigadores a cuestionarse la validez de la sopa prebiótica. Sin embargo, ambas posibilidades no tienen por qué ser excluyentes: las teorías metabólicas y de la sopa primitiva pueden apoyarse mutuamente. Una visión sincrética podría hablarnos de cómo la materia orgánica se sintetizó en ambientes reductores locales —más que globales—, cerca de depósitos minerales, en un medio acuoso donde se concentrarían por procesos de evaporación-condensación y donde sufrirían reacciones que aumentarían su complejidad y permitirían la formación de polímeros. Esta polimerización permitiría un aumento de la complejidad de las moléculas, que adquirirían un número creciente de funciones, hasta la aparición de los procesos de autoreplicación.

8.7 El final de la quimiosíntesis

Todas estas teorías de la evolución química son, en realidad, bastante especulativas, carecen de pruebas concluyentes. No sabemos con certeza absoluta cómo era la Tierra primitiva y, por ende, no podemos reproducir esas condiciones en laboratorio. Deberían denominarse más bien hipótesis antes que teorías. Sin embargo, con las pruebas existentes, la hipótesis del desarrollo de la vida como consecuencia natural de la evolución de la materia, con las condiciones físico-químicas adecuadas, es la explicación científica más plausible. Con el conocimiento moderno, el paso de átomos a moléculas y de éstas a vida parece un proceso que encaja de modo natural, aunque estemos lejos de entender los detalles.

En cualquier caso, al final de las etapas de la quimiosíntesis, se dispondría de un nutrido conjunto aleatorio de moléculas complejas. En este punto, empezarían a actuar otras leyes: las de la evolución prebiótica, de las que hablaremos posteriormente, y que concluirán con la fijación de un lenguaje para la transmisión de la información y la aparición de las células. Estos organismos autosuficientes marcarán el inicio de la vida tal como la conocemos hoy en día.

Cuaderno de bitácora

Hemos repasado diferentes intentos para explicar cómo, desde un mundo inorgánico y biológicamente «afuncional», surgieron las primeras moléculas con capacidades replicativas y catalíticas, que después se agruparían para formar las primeras unidades precelulares. No podemos presentar más que hipótesis debido a la falta de información sobre aspectos esenciales, como las condiciones reales en las que estos procesos tuvieron lugar. Sólo podemos asegurar que, a partir de compuestos inorgánicos, aparecieron procesos de replicación asociados a grandes polímeros, que terminaron estableciendo una relación con procesos «funcionales energéticamente». Ahora bien, ¿cómo adquirieron estos polímeros su capacidad para la transmisión de información? ¿Cómo se estableció la fuerte relación que hoy en día une a ácidos nucleicos y proteínas, a la información y la función? Pongamos rumbo al mundo del ARN.

Apuntes tecnológicos:

El mundo microscópico

Cuando el telescopio nos mostró el universo que existía más allá de nuestro planeta, se reveló una realidad desconocida. Las estrellas formaban parte de nuestro imaginario colectivo. Desde la remota antigüedad, los hombres habían vuelto sus ojos hacia ellas en las noches sin Luna y habían imaginado la existencia de fuerzas poderosas que controlaban sus vidas. En cambio, el descubrimiento del mundo microscópico fue verdaderamente asombroso por cuanto revelaba una convivencia antigua e ignorada con seres que no podíamos ver, oler, oír o palpar. Tan sorprendente como si hoy descubriéramos gnomos. Los instrumentos que nos han ayudado a realizar ese viaje a las profundidades de nuestro entorno han dado nombre a ese mundo y, por ello, el microscopio clásico es un icono de la ciencia.

A diferencia de Galileo, que enseguida supo que el telescopio iba a ser su puerta de entrada al universo, los hermanos Jansen, Hans y Zacharias, nacidos en la ciudad holandesa de Middleburg, inventaron el primer microscopio compuesto hacia finales del siglo XVI sin ninguna aspiración más que la curiosidad. Con gran ingenio, usaron una lente convexa para concentrar la luz y otra cóncava para dispersarla, y las montaron en un simple tubo de cartón. Con el nuevo instrumento conseguían aumentar decenas de veces el objeto de su escrutinio, pero no podían ver imágenes nítidas debido a las impurezas del vidrio y la deficiencia de su pulido. Además, al no saber calcular la posición correcta que debían tener las lentes era imposible enfocar. Aún así, era tan extraordinario ese mundo diminuto que el dibujante flamenco Joris Hoefnagel publicó como una primicia en 1592 los primeros 50 grabados de insectos vistos a través de aumento, aunque no podemos decir si fue un «best-seller» de la época.

Fue el comerciante holandés de paños, Anthony van Leeuwenhoek (1632-1723) quien consiguió mejorar la tecnología del pulido de lentes lo suficiente como para ver microorganismos y dibujarlos con precisión. Logró aumentar un objeto nítidamente hasta 270 veces su tamaño con lentes hechas de cristal de roca o incluso de diamante. Observó con atención, dibujó sus hallazgos más preciados, entre los que se cuentan protozoos, bacterias, espermatozoides, piojos y capilares sanguíneos, y los remitió en más de 300 cartas a la Royal Society de Londres. Los dibujos eran tan espectaculares que el propio Leibniz, uno de los padres del análisis matemático, lo visitó para comprobar con sus propios ojos aquellos testimonios perturbadores.

Durante los años siguientes, con el desarrollo de la óptica, mejoró la calidad de los instrumentos y se consiguieron mayores aumentos. En paralelo al conocimiento, creció la habilidad manual para la construcción de lentes y se pudieron reducir defectos como la aberración cromática, que hace difusos los bordes de los objetos por la superposición de imágenes ligeramente desplazadas creadas por las distintas frecuencias o colores; o la aberración esférica, que muestra los bordes regulares de un cuadrado curvados. Ambos efectos nos son familiares hoy en día a los usuarios de ordenadores.

De entre todos los nombres asociados a la microscopia destaca uno particularmente relevante, el alemán Carl Zeiss. Reconocido junto con su colega Ernst Abbe por sus trabajos de microscopia por inmersión en aceite, Carl funda la fábrica Zeiss en 1846 y una fábrica de vidrios ópticos en 1884. En las décadas siguientes, la compañía se convierte en el mayor consorcio de fabricación de aparatos ópticos del mundo y lidera la vanguardia tecnológica en esta área. El microscopio empieza a ser un elemento imprescindible en el ámbito médico y cataliza los nuevos descubrimientos en el campo de la biología: bacterias y virus, células y neuronas. En 1903, la invención del ultramicroscopio en los laboratorios de la compañía abre la puerta a resoluciones de una micra, un hito para la óptica. Recordemos que, en 1906, Camillo Golgi y nuestro ilustre Santiago Ramón y Cajal comparten Nobel por haber teñido muestras orgánicas con compuestos de plata, y haber desvelado que el tejido cerebral está formado por células individuales, neuronas, conectados entre sí.

Microscopio electrónico CM10 en la Universidad Central de Michigan, EEUU.

Como hemos visto en los capítulos anteriores, la llegada del rupturista siglo XX trasforma la física conocida y con ella el mundo de los microscopios. En una progresión feroz aparecen nuevos instrumentos basados en los principios físicos recién descubiertos. El microscopio electrónico (1931) es el fundador de una saga que sustituye las lentes por haces de electrones, pasando en pocos años del vértigo de los 2000 aumentos que ofrecía la óptica, a 7000. El principio de acción consistía en bombardear una muestra con un haz de electrones que incidían en una placa fotográfica y generaban una imagen. Como curiosamente sucede a veces, el físico alemán Max Knoll nunca fue reconocido con el Nobel por ello. Su estudiante Ernst Ruska, codescubridor del instrumento que puso las bases para los grandes avances experimentados por la biología durante la segunda mitad del siglo pasado, tuvo que esperar hasta los 80 años para recibirlo. Finalmente, en 1986 lo compartió con los descubridores del microscopio de efecto túnel, Gerd Binning y Heinrich Rohrer que, por edad, podrían haber sido sus hijos.

Al microscopio electrónico le siguió el microscopio de contraste de fases (1936), el microscopio electrónico de retículos (1942), el microscopio de emisión electrónica por campo (1950), el microscopio de interferencia (1959) y el microscopio electrónico de barrido (1965). Cada nuevo prototipo conseguía mayor aumento, hasta rebasar el ámbito del compuesto para llegar a la molécula y, de ahí, al átomo. Así, además de conseguir mayores aumentos se obtuvieron imágenes de mayor definición, mostrando al ojo los virus, la cadena de ADN o el núcleo atómico (1970).

Aún hoy podemos constatar la vigencia de la asociación que se establece entre medicina y microscopio. Sin embargo, en realidad, el siglo XX ha transmutado una herramienta de observación de compuestos orgánicos en una de manipulación atómica, alrededor de la cual se ha desarrollado una nueva ingeniería conocida como nanotecnología. Con la aparición del microscopio de efecto túnel en 1981, surge esa tercera generación de instrumentos que aspira a crear brazos robóticos de dimensiones diminutas. Funciona tomando una punta conductora finísima, monoatómica, con la que se realiza un barrido por encima de una muestra eléctricamente conductora. Aplicando un ligero voltaje y manteniendo la distancia inferior a un nanómetro, los electrones saltan entre la punta y la muestra «como a través de un túnel». Moviendo imperceptiblemente la aguja de forma que la corriente eléctrica inducida se mantenga constante podemos rastrear la superficie de la muestra y dibujar la imagen en un ordenador. Llegados a este punto, los científicos no han tardado en experimentar con la intensidad del voltaje aplicado, dándose cuenta de que podían conseguir atraer un átomo de la muestra a la punta y cambiarlo de posición. En 1989, científicos de IBM del centro de Almadén en San José, California, lograron escribir con las letras más pequeñas del mundo, de alrededor de 3 nm, las siglas de su compañía usando 35 átomos de xenón.

Con el microscopio de fuerza atómica inventado en 1985 se pueden manipular moléculas orgánicas, normalmente menos conductoras. Uno de estos equipos, baratito, costaría alrededor de medio millón de dólares y, si queremos algo más sofisticado, podría subir hasta un millón y medio. No cuestan tanto como los aceleradores; pero no es, desde luego, calderilla.

No hay duda que las perspectivas que abren estas nuevas capacidades crearan un impacto en nuestras vidas y entorno con tintes de nueva revolución técnica. La era de los microscopios aún no ha muerto, parece que, más bien, al contrario: de su mano caminarán la manipulación genética, los nuevos materiales o los nanoprocesadores, por apuntar sólo algunos futuros cercanos.

Capítulo 9

El mundo del ARN

La vida que conocemos está basada en el ADN como molécula principal que almacena y transmite la información por autoreplicación, y en las proteínas como moléculas funcionales que ejecutan esta información. El «dogma central de la Biología» nos dice que, a partir de un gen de ADN, obtendremos una proteína funcional. Hay, sin embargo, suficientes razones para pensar que esta realidad estuvo precedida de una forma más sencilla de vida basada en el ARN. Es el «mundo del ARN», donde tanto la información genética como la acción catalítica residían en esta única molécula. Sin embargo, el ARN es demasiado complejo para haber surgido directamente de la sopa prebiótica. ¿Hubo otras moléculas implicadas?

Imagen sintética de una ribozima, una molécula de ARN con capacidad catalítica.

9.1 Moléculas que evolucionan

Al final de los procesos de evolución química, nos encontramos con un mundo de mayor variedad molecular (azúcares, alcoholes, ácidos grasos, aminoácidos, nucleótidos…) y de creciente complejidad gracias a los procesos de polimerización de los aminoácidos y de los nucleótidos de purina y pirimidina, tanto en disolución (recordemos la sopa primordial) como en un medio sólido abiótico arcilloso, que actuaría como soporte que favorecería las reacciones. Estas moléculas participarán a partir de entonces en varios fenómenos diferentes y complementarios: la aparición de una delimitación física, membrana o similar, es decir procesos estructurales, y la aparición de significaciones biológicas complejas como el control de la reproducción, actividades internas relacionadas con procesos energético-metabólicos y, en especial, la transmisión de la información.

Los seres vivos almacenan y transmiten información sobre su estructura y función de generación en generación. Las moléculas candidatas a iniciar este proceso de transmisión de la información debían ser capaces de copiarse a sí mismas: de autorreproducirse. A esto se le denomina capacidad de molde. Hoy en día sabemos que el ADN es la principal molécula capaz de almacenar la información y de autoreplicarse. Pero, ¿qué es eso de la información?

El ADN

En 1953, J. Watson y F. Crick describieron la estructura del ADN usando cristalografía de rayos X. La supervivencia de los organismos vivos depende en gran medida de los ácidos nucleicos. De ellos, el ADN o ácido desoxirribonucleico es la molécula de mayor tamaño. Como su nombre indica, está formada por el azúcar desoxirribosa, una pentosa sobre la que enlazan las bases nitrogenadas que, en este caso, incluyen la timina. Esto, junto con el fosfato, forma el nucleótido que se polimeriza en largas cadenas. En el ARN o ácido ribonucleico, encontramos ribosa y uracilo. La secuencia de bases nitrogenadas es la que contiene la información genética, y los azúcares y los fosfatos tienen una función estructural: conforman el esqueleto del polinucleótido.

El ADN está formado en realidad por dos de estas largas cadenas de polinucleótidos, unidas entre sí por puentes de hidrógeno específicos entre las bases, según estas parejas: adenina (A) con timina (T) y guanina (G) con citosina (C). Por su parte, las dos cadenas se encuentran enrolladas en una estructura helicoidal alrededor de un eje común por lo que recibe el nombre de doble hélice. Las bases se sitúan hacia el eje de la doble hélice, mientras que el azúcar y los fosfatos se encuentran orientados hacia el exterior de la molécula.

Con independencia de la especie, la hélice tiene unas dimensiones de 20 ángstroms de diámetro y 34 de paso de rosca —la distancia entre 10 nucleótidos, que se corresponde con una vuelta—. El tamaño de la molécula de ADN de doble hélice se expresa en miles de bases o kilobases (kb). La longitud de 1 kb es entonces 0.34 micrómetros. Una molécula de ADN de un milímetro de longitud estará formada por 3000 kb, es decir, tres millones de bases. La longitud depende del número de kb, el cual a su vez depende de la especie. El rango de tamaño va desde 2 micrómetros (5 kb) en el virus SV40, hasta casi un metro (3x106 kb) en cromosomas humanos. Por lo que respecta a la forma, algunos genomas bacterianos como el de E. coli, forman un círculo sin extremos libres, con una longitud de 1.4 mm (4000 kb). Sin embargo, lo habitual es que su estructura sea abierta y lineal como el genoma de los animales superiores. Este filamento lineal de ADN se enrolla y forma los cromosomas, estructuras más compactas.

Desde que en 1995 The Institute for Genomic Research (TIGR) publicó el primer genoma completamente secuenciado de Haemophilus influenzae, decenas de genomas microbianos han sido secuenciados y publicados. Pero no sólo de microorganismos, sino también de organismos superiores, hasta llegar a la secuenciación del genoma humano.

Watson y Crick presentado una reconstrucción mecánica del modelo de la doble hélice.

La información está codificada en la propia secuencia de los monómeros moleculares unidos entre sí a través de enlaces covalentes que dan estabilidad. Así, cada ordenamiento de la secuencia se corresponde a un estado concreto, que tendrá más o menos información según la longitud de la secuencia. Por tanto, un sistema posee tanta más información cuanto mayor sea la secuencia y el número potencial de estados que pueda alcanzar. Pero, junto a esto, es necesario que esos estados sean lo más estables posibles, que perduren el tiempo necesario para transmitir o expresar esa información. Dentro de las moléculas que se formaban en condiciones prebióticas, los polímeros cumplen estas dos características.

Recordemos que teníamos dos tipos de polímeros que se formaban espontáneamente en condiciones prebióticas: los polipéptidos, constituidos por 20 aminoácidos distintos que formarán las proteínas, y los polinucleótidos, combinación de las cuatro bases purínicas o pirimidínicas. Ambos tienen una alta variabilidad, por lo tanto, ambos son un buen soporte material para la información. Ahora bien, ni toda la información que estos polímeros pueden contener tiene por qué ser interesante desde el punto de vista biológico, ni la forma de transmitirla tiene por qué ser la más adecuada. En el caso de los péptidos, los aminoácidos podrían clasificarse en función de las propiedades físico-químicas de sus cadenas laterales. Ésta es su principal característica, y ésta es principalmente la información que transmiten: acidez, basicidad, hidrofobicidad... Veremos más adelante la gran importancia que tienen, a pesar de su ineficacia en la transmisión de información. Normalmente, los radicales ácidos se «replican», condensando aminoácidos básicos a su alrededor o, en el caso de los hidrofóbicos, condensando otros hidrofóbicos. Realmente esto no es una replicación: la fiabilidad es baja por la baja efectividad de las interacciones.

Frente a esto, los polinucleótidos tienen una alta capacidad de molde en sí mismos, por razones tanto energéticas como estéricas. Las bases nucleótidas son complementarias de forma específica dos a dos, y esto significa una gran especificidad en la formación de nuevas secuencias. A partir de una secuencia obtendremos otra específicamente complementaria y, por tanto, con la misma información.

Replicación del ADN y transcripción a ARN

La replicación del ADN es el proceso de la copia de la molécula completa de ADN (las dos hebras en su totalidad y tanto de las secuencias codificantes, como de las no codificantes), y tiene lugar cada vez que una célula quiere dividirse. Es un proceso rápido y exacto, destinado a trasmitir la información de generación en generación y, por ello, conservado evolutivamente.

La posibilidad de realizar este proceso está basada en la capacidad de la doble hélice de ADN de abrirse y separarse. Cada una de las dos hebras abiertas actúa entonces como un molde. El resultado es la obtención de dos nuevas hebras unidas a cada una de las hebras iniciales. El comienzo, por tanto, es la separación de la doble hélice en varios puntos a todo lo largo de la cadena. A partir de ahí consistirá en ir introduciendo las bases nitrogenadas complementarias a las que constituyen la secuencia. Este proceso requiere de una compleja maquinaria proteica, que comienza con la formación de una pequeña secuencia de ARN llamada primer o cebador, gracias a una ARN-polimerasa, a partir de la cual podrá «engancharse» la ADN-polimerasa para formar la secuencia de ADN complementaria. Esto podría entenderse como una prueba del origen secundario del ADN como polímero de almacenamiento de la información genética. Las polimerasas, como su nombre indica, son las enzimas que polimerizan, es decir que van introduciendo los nucleótidos o bases nucleótidas que complementan la secuencia molde. A medida que las nuevas secuencias se van formando, se enlazan con la hebra molde y forman una nueva doble hélice, en la que una hebra pertenece a la molécula copiada, y la otra es una hebra nueva y complementaria. Es un proceso semiconservativo.

Por su parte, la transcripción del ADN al ARN es el proceso por el que una zona con información codificada para un gen, es decir, que sirve para sintetizar una proteína que realizará una función celular, es copiada en forma de ARN. Esto significa que la secuencia se copiará exactamente y de forma complementaría pero, donde aparezca adenina, en vez de entrar timina, entrará uracilo.

En la transcripción, la ARN-polimerasa se une a un punto de ADN previamente abierto y comienza a copiar. En este caso, la hebra de ARN que se está sintetizando no queda enlazada al ADN, sino que va despegándose de ella a medida que el ADN, una vez copiado, vuelve a formar la doble hélice. La cadena de ARN así sintetizada debe pasar un proceso de maduración hasta llegar al ARN mensajero, que es la molécula capaz de traducirse a una proteína. La necesidad de utilizar una molécula de ARN como intermediario y mensajero de la información necesaria para la síntesis proteica, sugiere también la idea de que el ARN ocupó en la bioquímica un lugar previo al ADN y a las proteínas.

Pero al mismo tiempo que estas moléculas se reproducen y transmiten sus propiedades, para que el sistema evolucione deben ir variando. Estas variaciones surgen como errores en la autoreplicación: son las mutaciones. De hecho, esta especificidad complementaria no es tan restrictiva como para que no puedan realizarse uniones entre bases no complementarias. Este punto es fundamental ya que, si no, la variabilidad sería muy baja y no habría opción a evolución.

Recopilemos: tenemos que los polímeros, tanto polipéptidos como polinucleótidos, portan información en sus secuencias, son suficientemente estables y pueden transmitirla. Sin embargo, sólo los polinucleótidos lo hacen con la suficiente especificidad como para tener una alta fiabilidad y, al mismo tiempo, tienen la suficiente capacidad de introducir errores como para dar la variabilidad necesaria en el proceso evolutivo. Así, los polinucleótidos aparecen como las moléculas más aptas para la transmisión de la información. Pero, ¿cuál de los dos tipos de polinucleótido, ADN o ARN, es el que nos encontramos en el mundo prebiótico realizando esta función? Para responder tenemos que encontrar alguna característica que nos permita diferenciar entre ambas moléculas. Esta característica es la variabilidad estructural. La importancia del polimorfismo radica en que una mayor variabilidad estructural nos da un mayor número de comportamientos, es decir hay una mayor diversidad funcional.

Si atendemos a este carácter, nos encontramos con que es el ARN el que presenta un mayor grado de polimorfismo estructural, con estructuras terciarias muy complicadas —como consecuencia de tener sólo una cadena, frente a las dos cadenas del ADN—. De esta manera, se ha encontrado que los ARNs pueden tener otras funciones además de la de soporte de información genética. Poseen capacidad catalítica, actuando en reacciones bioquímicas esenciales. A estos ARN con actividad catalítica, y semejantes a las enzimas proteicas, se les conoce como ribozimas. Todo ello hace que el ARN aparezca como el posible sujeto de un proceso selectivo y evolutivo en condiciones prebióticas.

Las proteínas tienen una capacidad catalítica mayor que la de los ácidos nucleicos, y es posible que en el origen se formaran pequeños polipéptidos con capacidad catalítica inespecífica, pero con tiempos de permanencia muy cortos como consecuencia de su poca capacidad autoreplicativa. De este modo, aunque apareciera un polipéptido con buena capacidad catalítica para replicar un ARN, sería eliminado en poco tiempo sin poder replicarse. Es decir, su información no se mantendría ni tampoco podría evolucionar asegurando las ventajas selectivas ya adquiridas. De ahí la importancia de encontrar un polinucleótido, capaz de mantener la información que, al mismo tiempo, tuviera también capacidad catalítica: el ARN.

9.2 El mundo del ARN

El ARN aparece, por tanto, como el mejor candidato para un proceso selectivo y evolutivo, en el que están presentes tanto la capacidad de autoreplicación como la de catálisis. A este modelo de escenario prebiótico se le denomina el mundo del ARN.

Esta idea del ARN como molécula capaz de generar todo un mundo en el que tienen lugar procesos evolutivos, y donde al mismo tiempo se desarrollan funciones biológicas, se ve reforzada si consideramos que, hoy en día, el ARN tiene un importante papel en procesos biológicos celulares fundamentales y muy conservados. Por ejemplo: el ARN participa de diferentes maneras en el mantenimiento y la transmisión de la información. No sólo es una molécula de ARN específica, el ARN mensajero, el que hace de intermediario en la traducción de la información del ADN a proteínas, sino que la copia de cada una de las cadenas del ADN cuando se esta replicando necesita, obligatoriamente, de una pequeña secuencia de ARN, el cebador, para comenzar. Además, los ribosomas, ARN ribosómico, son la maquinaria física donde se sintetizan las proteínas. Parece, por tanto, posible pensar que el ARN pudiera sostener una vida basada en polímeros de nucleótidos que se copiaban y mantenían a través de su función catalítica.

Pero, ¿cómo tienen lugar estos procesos evolutivos? Imaginemos el escenario: tenemos una mezcla de multitud de sustancias, y entre ellas secuencias de ARN, algunas de las cuales tienen capacidad catalítica y pueden autoreplicarse. Esto significa que los polímeros van copiándose base a base y que, cuando el número de copias nuevas supere al de las copias degradadas, el polímero comenzará a persistir en el tiempo. Pero recordemos que estamos en el mundo del ARN y, por tanto, las secuencias que están sufriendo todo este tipo de procesos evolutivos, son secuencias que relacionan su mayor valor selectivo con su estructura —plegamiento— que le confiere determinadas funciones, entre ellas la catalítica. Esto complica enormemente el problema.

A priori, no podemos determinar cuál es la secuencia con mayor valor selectivo, ya que depende de su estructura terciaria, que puede verse modificada drásticamente con pequeños cambios en la secuencia. Pero además, resulta que la actividad catalítica, que esta molécula puede tener, incide directamente en el proceso de replicación de otras moléculas. Nos encontramos con una «red» de colaboraciones: algunas secuencias se encuentran interconectadas funcionalmente a través de la capacidad catalítica, generando procesos cíclicos de distintas unidades autoreplicactivas. Es lo que denominamos hiperciclos. En las «redes catalíticas» se dan, en realidad, dos tipos de procesos contrapuestos, por un lado hay un proceso competitivo entre las secuencias que se están replicando, de manera que tiende a eliminar todos los elementos menos uno. Por otro lado, existe un proceso de cooperación como consecuencia de la acción catalítica de unas unidades sobre las otras, que se están autoreplicando. Las relaciones funcionales son las que dan sentido a la red, induciendo la coexistencia de distintas secuencias, cuya relación no es exclusivamente la de la mutación, y amortiguando la competencia. El hiperciclo se presenta así como un principio autoorganizativo con redes de replicación cooperativas, como el primer mecanismo de procesamiento e integración de la información genética. La inclusión de estos hiperciclos dentro de vesículas proporciona estabilidad dinámica y lleva a los polímeros (no utilizaríamos el término genoma, que implica no sólo transmisión de información, sino un tipo de organización que no se da aún) a integrarse de manera física, de forma que pueden después evolucionar hacia sistemas biológicos más complejos.

Las moléculas de ARN adsorbidas en arcillas —como la montmorillonita— pueden catalizar la formación de polímeros de ARN, además de favorecer la encapsulación. Ésta podría ser una buena posibilidad de explicar cómo la maquinaria necesaria para la autoreplicación del ARN puede haberse compartimentalizado en una protocélula. Por otro lado, en el tiempo en el que esta vida basada en el ARN pudo existir, el aporte de compuestos sencillos a partir de las fuentes abióticas debió disminuir. Además, por el cambio de las condiciones ambientales y, por otro, por el consumo para la formación de polímeros. Así que los ladrillos empezaron a agotarse. Quizás a partir de ahí, algo parecido a un metabolismo básico empezase a desarrollarse para suplir estas necesidades. Serían procesos autotróficos no enzimáticos, que producirían fijación de CO2, CH4 o moléculas orgánicas simples como ácido fórmico ó ácido acético, para formar moléculas orgánicas más complejas.

Todo esto parece plausible pero, en realidad, existen importantes limitaciones a la hipótesis del mundo del ARN. Una es la inestabilidad del ARN, que quizá pudo superarse con la invención del ADN, molécula mucho más estable, que por ello pasó a ser la molécula de almacenamiento de la información genética. Pero el verdadero problema radica en que el ARN es, simplemente, una molécula imposible desde el punto de vista químico en el mundo prebiótico.

9.3 Entre la sopa primitiva y el ARN

Las condiciones en las que los polímeros se desarrollan hoy en día, incluidos los experimentos de laboratorio, implican la existencia de polímeros puros. Las condiciones químicas del medio del origen de la vida no son, ni mucho menos, adecuadas para la obtención de estos polímeros puros. Son, en realidad, unas condiciones adversas que hacen difícil la síntesis de los ladrillos de la vida. Y de todos ellos, la más difícil de explicar es la síntesis de la pirimidina, a partir de la cual se desarrollan la citosina y el uracilo, y también la timina del ADN.

Pero incluso aceptando que, de alguna manera, se formasen ribosa, fosfatos, purinas y pirimidinas, es aún mucho más difícil de explicar cómo la formación de nucleótidos entre las bases nitrogenadas y la ribosa nos dan exactamente los ribonucleótidos en su forma precisa. Dado el número de combinaciones posibles entre azúcares, bases nitrogenadas y fosfatos, las posibilidades de que al azar y espontáneamente apareciera el ARN y tuviera, además, capacidad catalítica y de autoreplicación es poco probable. Por ejemplo, los nucleótidos y sus análogos pueden combinarse a través de uno o más enlaces fosfodiéster en múltiples posiciones «incorrectas». O pueden sintetizarse otros azúcares (tetrosas, hexosas u otras pentosas) que además pueden presentar quiralidades diferentes, etcétera.

Quiralidad

La mayor parte de las moléculas pueden encontrarse en dos formas estructurales distintas, imágenes especulares la una de la otra. Ambas tienen la misma composición química, pero distinta disposición espacial, de manera que si hacemos pasar luz polarizada, ésta se desviará hacia la derecha (forma dextrógira, D) en un caso y hacia la izquierda (levógira, L) en el otro. 

Esto es así en las moléculas inorgánicas, donde encontramos lo que llamamos mezclas racémicas, con moléculas de uno u otro tipo en cantidades aproximadamente equilibradas. Sin embargo, no sucede igual con las moléculas orgánicas que forman la materia viva: los aminoácidos son todos de la forma L, mientras que los azúcares son todos de la forma D.

Pero en la síntesis en laboratorio de estos compuestos, aparecen formas racémicas. Entonces, ¿qué es lo que hace que una de las orientaciones de estas moléculas predomine sobre la otra? No lo sabemos, pero la intuición científica nos empuja a creer que se trata de una característica relacionada con los orígenes de la vida en nuestro planeta. Si los primeros organismos estaban compuestos por moléculas de un tipo y si aceptamos que la vida ha comenzado sólo una vez —aspecto muy controvertido, del que hablaremos más tarde— todos sus descendientes mantendrían esa asimetría. 

Se han propuesto explicaciones a priori, antes de que se conformaran los primeros seres que podamos llamar vivos, como la rotación terrestre o la asimetría de la fuerza electrodébil. Sin embargo, si no encontramos motivos a favor o en contra de una u otra disposición inicial en las moléculas antes de que formaran parte de los seres vivos, lo más probable es que existieran formas esteroquímicamente heterogéneas en el origen de la vida. Algunas explicaciones propuestas a posteriori se basan en posibles ventajas adaptativas de una de las formas enantiomórficas. En todo caso, la respuesta se desconoce.

Cómo desde este caos químico surgen los polímeros de ribonucleótidos es aún objeto de especulación. Algunos autores sugieren que hay una cierta preferencia a la hora de la síntesis de algunos de los nucleótidos, mientras que otros plantean la hipótesis de que antes del ARN hubo otro sistema basado en precursores del ARN, tipos de autoreplicantes sencillos que, al igual que el ARN, pudieron estar presentes. Se admite que las primeras moléculas con capacidad de replicación debían también almacenar la información, aunque su esqueleto de nucleótidos no fuera el mismo de los actuales ARN y ADN.

Las investigaciones sobre los precursores del ARN se han basado en el estudio de la viabilidad de los análogos de los nucleótidos de los que antes hablábamos. Y en especial en los azúcares, el elemento constituyente del esqueleto de la cadena. Entre otras razones porque la ribosa es un azúcar poco estable y, por ello, improbable en el medio prebiótico. Un posible candidato análogo a los ácidos nucleicos es el ácido péptido-nucleico (PNA), cuyo esqueleto está formado por derivados de aminoácidos del tipo N-(2-aminoacil)-glicina o AEG, donde las bases nucleicas se unen a través del enlace del ácido acético y el grupo amino de la glicina y el ácido treoso-nucleico (TNA), cuyo esqueleto está formado por la unión de L-treosa a través de un enlace fofosdiéster.

El TNA tiene la capacidad de formar enlaces entre las bases nitrogenadas, como las cadenas actuales de nucleótidos, tanto consigo mismo como con ARN. Químicamente, sin embargo, es más sencillo que el ARN. La treosa es uno de los dos posibles azúcares de cuatro carbonos, por lo que sólo tiene dos posiciones para el enlace, lo que reduce enormemente las posibilidades de polimerización, y es fácil de sintetizar a partir de gliceraldehídos o de formaldehídos (sustancias sencillas que se forman por reducción de CO2 en el ambiente primigenio, como apuntamos en el capítulo 8).

Por su parte, el ácido péptido-nucleico o PNA, el otro de los candidatos a predecesor del ARN, está formado por un esqueleto de AEG, que vía aminación puede originar los nucleótidos (tanto purinas como pirimidinas), pero que experimentalmente es también fuente de aminoácidos, y puede polimerizar espontáneamente a 100ºC. Además, todos sus componentes pueden generarse directamente en el laboratorio simulando las condiciones prebióticas con amonio, metano, vapor de agua y descargas eléctricas. Al igual que el TNA puede formar estructuras dobles enlazando consigo mismo o con ARN.

La posibilidad de un PNA prebiótico implicaría que, tanto los nucleótidos de ambos tipos —purinas y/o pirimidinas—, como los aminoácidos, pudieron coincidir y coevolucionar en el mundo primitivo. También nos permite imaginar una primera relación entre unos y otros a modo de un primitivo código genético. Además los monómeros de PNA pueden sufrir reacciones que recuerdan los mecanismos convencionales de la polimerización. Un mundo prometedor.

Hay, por último, otras dos posibilidades: análogos de ácidos nucléicos derivados del glicerol y el piranosil-ARN, que contiene uniones entre unidades de ribopiranosil. Sin embargo, no han sido todavía suficientemente desarrollados a nivel experimental. También es posible que la vida anterior al ARN se haya desarrollado implicando polímeros que, en nada, se parezcan a los actuales, incluyendo los polipéptidos y los polímeros inorgánicos de arcilla.

En cualquier caso, la transición hacia el ARN habría sido más gradual si el precursor hubiera tenido capacidad de emparejarse con él, como sucede con el TNA y el PNA. De esta manera, además, la información que pudieran contener los predecesores se habría, de alguna manera, transmitido y, al mismo tiempo, aportaría la ventaja selectiva de conocer ya la función de la transcripción de las moléculas. Quizá, también, cuando el ARN comenzara a autoreplicarse adquiriera una ventaja selectiva, y fuera capaz de sustituir al o a los pre-ARN. Por otro lado, la capacidad catalítica de estos pre-ARN, incluyendo el TNA y el PNA, está poco estudiada.

El periodo de tiempo del mundo del ARN puede que transcurriera entre los 4.2 y los 3.6 millones de años, y en este periodo los pre-ARN sólo se encontrarían entre 4.2 y 4 millones de años, un tiempo corto, pero importante, ya que quizá sirvieron para superar la etapa de caos de la síntesis prebiótica. Además, los conocimientos sobre el origen y los procesos del mundo del ARN son también meras hipótesis, basadas en los conocimientos de las propiedades bioquímicas del ARN actual, que ya no es el del mundo del ARN, sino el del ADN y las proteínas.

9.4 El código genético: el puente entre los mundos del ARN y de ADN-proteínas

La información molecular sólo adquiere su verdadera dimensión cuando es leída, cuando se hace funcional. En todas las especies presentes en la actualidad en la Tierra, la información genética se almacena y transmite gracias a los ácidos nucleicos, tanto de ADN como ARN. Pero además, esta información puede leerse y expresarse en forma de moléculas funcionales: las proteínas. Este proceso de traducción del mensaje, de la información presente en las cadenas de polinucleótidos, sólo pudo tener lugar una vez que se desarrolló el «código» para ello.

Ahora bien, ¿cómo pasamos de un mundo donde el ARN desempleñaba un doble papel como transmisor de la información genómica y como molécula funcional en la expresión de la información, a un mundo donde las funciones se separan en dos moléculas, ADN y proteínas, diferentes? Tanto el ADN como las proteínas son macromoléculas con funciones especializadas esenciales a nivel biológico. Ambas son polímeros repetitivos de unidades básicas —ladrillos de la vida—, los nucleótidos y los aminoácidos. La información está codificada en la secuencia de nucleótidos de los ácidos nucleicos (adenina, guanina, citosina y timina para ADN, y adenina, guanina, citosina y uracilo para ARN), que se unen específicamente (C-G, A-T, A-U). Esto permite la replicación, haciendo que una secuencia actúe de molde en la generación de otra que mantiene el orden de la secuencia gracias a la complementariedad. De esta manera se transmite la información genética.

Por su parte, las proteínas tienen, fundamentalmente, acción catalítica y son responsables de la funcionalidad de la célula, mantienen el metabolismo celular. Están formadas por la combinación de los 20 aminoácidos esenciales. Nos encontramos entonces con que es necesaria la conversión de la secuencia de nucleótidos con cuatro posibles letras, en una secuencia proteica de 20 posibles letras. Éste es el paso crucial en la expresión de la información genética.

El mecanismo molecular de esta conversión es la traslación, en la que una secuencia de nucleótidos es traducida en una secuencia de aminoácidos. Pero esta conversión de la información del ADN en información proteica no es directa. El proceso tiene lugar en dos etapas: la transcripción de ADN a ARN y la traducción del ARN a proteína. El «dogma central de la biología molecular», enunciado por Crick en 1958, establece que la información para la síntesis de las proteínas se almacena en el ADN, y que el ARN sirve como transmisor en un paso intermedio. Este flujo de información es unidireccional.

Síntesis de proteínas

La síntesis de proteínas tiene lugar bajo la dirección de un mARN (ARN mensajero). Durante este proceso, la secuencia de nucleótidos se traduce en una secuencia de aminoácidos que formará una proteína. Todo ello requiere también una maquinaria compleja. Si lo comparamos con la transferencia de información entre los ácidos nucleicos, donde el proceso se produce por una copia directa de la complementariedad de las bases, la traducción es un proceso que implica un número elevado de reacciones químicas y la participación de proteínas y también de ácidos nucleicos.

Uno de los componentes, los ribosomas —molécula de rARN (ARN ribosómico)— es el lugar físico donde tiene lugar la traducción. Tiene un papel fundamental ya que cataliza el proceso de enlace de los aminoácidos transportados por los tARN (ARN de transferencia) para formar la proteína, según la secuencia específica del mARN.

Todos los procesos de traducción de una secuencia de nucleótidos en otra de aminoácidos comienzan por el reconocimiento del codón de iniciación, AUG, que se corresponde con la meteonina. Así, todas las proteínas comenzarán por este aminoácido. De esta manera, se asegura una correcta lectura de la secuencia de nucleótidos de tres en tres. El proceso termina cuando llegamos a un codón de finalización.

Si el mundo del ARN existió, el dogma central debió evolucionar en el sentido de encontrar en el ADN una molécula de mayor estabilidad para el registro de la información y mayor fidelidad de la copia, así como en una mayor variedad y especificidad de las funciones catalíticas a favor de las proteínas, remplazando el doble papel del ARN. Y, ¿cómo tuvo lugar esto? El comienzo del declive del mundo del ARN fue la invención de la síntesis de proteínas. Hoy en día se acepta que fue el propio ARN quien dirigió y catalizó este proceso, como conclusión de toda la capacidad catalítica que había ido desarrollando. La presencia de los ARN mensajeros (mARN), ribosomal (rARN) y de transferencia (tARN), que hoy en día encontramos en todos los organismos, participando del proceso de síntesis de las proteínas, dan fe de ello. Pero también lo dan los experimentos in vitro con ribozimas capaces de sintetizar los aminoacil-tARN y de catalizar la formación del enlace peptídico entre los aminoácidos que van constituyendo la cadena peptídica.

También parece aceptado de forma mayoritaria que primero se produjo la síntesis de las proteínas y luego la invención de los genomas de ADN. La ventaja del ADN radica, como ya hemos comentado, en la mayor estabilidad química de esta molécula que, entre otras cosas, favorece el aumento en la longitud de la secuencia y, por ello, un aumento de la cantidad de información almacenada. Pero además, podemos presentar también algunos rasgos químicos que empujan a aceptar que las proteínas fueron anteriores al ADN. Por ejemplo, que las ribozimas pueden funcionar como una ADN-polimerasa, pero son incapaces de transformar la ribosa en desoxiribosa, proceso que sí ejecuta una proteína llamada reductasa.

Pero, ¿cómo se produce la traducción? La relación que se establece consiste en que tres nucleótidos se corresponden con un aminoácido; cada uno de esos tripletes de nucleótidos se le denomina codón. La tabla de traslación de los 64 posibles codones en los 20 aminoácidos existentes se denomina código genético.

Tabla que presenta la relación entre los codones de nucleótidos y los aminoácidos que codifican el código genético.

El código genético se presenta como universal y degenerado (aunque no ambiguo). Esto significa que más de un codón puede corresponder a un mismo aminoácido, pero nunca más de un aminoácido se corresponderá con un mismo codón. Si esto no fuera así, se producirían grandes imprecisiones en la transmisión de la información. Existen varias hipótesis sobre la aparición y establecimiento del código genético. Una de ellas es la hipótesis esteroquímica, que plantea que la relación entre cada triplete y su asignación de aminoácido concreto está asociada a cierta especificidad estructural entre ellos. Pero la realidad es que las interacciones que se establecen experimentalmente son muy débiles y es necesaria una molécula adaptadora (similar al tARN) específica, que se uniría tanto al ARN como al aminoácido.

Otra hipótesis más reciente es la del modelo casual. Según la misma, fue la casualidad, el azar, lo que estableció un vínculo entre los tripletes de nucleótidos y sus aminoácidos. Un vínculo que quedaría fijado de manera permanente si proporcionaba una ventaja relacionada quizás con la maquinaria de traducción. El problema que plantea esta hipótesis es el del establecimiento de una asignación no ambigua ya que, si es al azar, no hay ninguna razón para que no pudiera ser redundante, con un codón que tuviera vinculados varios aminoácidos distintos. Para que se diese la vinculación degenerada pero no ambigua que se observa —partiendo de probabilidades uniformes— tenemos que suponer un código inicial muy sencillo, de entre dos y cuatro aminoácidos vinculados a codones específicos. Estos aminoácidos podrían haber sido: glicina, alanina, aspártico y valina, que eran los más abundantes en el medio prebiótico.

Por lo que respecta a los codones, podemos pensar que los nucleótidos seleccionados para formar parte de estos tripletes de codificación iniciales, estarían relacionados, no tanto con su abundancia en la secuencia, sino con el hecho de que diesen una mayor estabilidad a la estructura de la cadena. En ese sentido, se apuesta por la presencia de G y C, que establecen entre sí tres puentes de hidrógeno. La realidad apoya este planteamiento, ya que cuatro de los codones ricos en G y C del código genético universal codifican, precisamente, glicina y alanina, dos de los aminoácidos más abundantes en el medio prebiótico. Pero lo cierto es que el surgimiento del código genético sigue suponiendo uno de los grandes misterios sobre el origen de la vida, y uno de los más importantes, ya que sin código no hay diccionario que permita traducir genes a proteínas. Conocer los orígenes de este diccionario es una pieza más todavía no colocada del mundo prebiótico y de la aparición de la vida.

Cuaderno de bitácora

Hemos conocido el dogma central de la biología: la información genética fluye desde el ADN hasta las proteínas con la mediación del ARN. Y con ello, hemos presentado también la importancia del ARN como molécula que regula los principales procesos de transmisión y expresión de la información genética. Las evidencias disponibles nos ayudan a imaginar un mundo prebiótico donde todas estas moléculas comenzaron a formarse y a especializarse en funciones, que se mantendrán y transmitirán después de generación en generación, y de manera universal entre todas las especies. Llegar desde el mundo del ARN, hasta el dogma central de la Biología, implica una variable crucial: el aislamiento espacial necesario para la diferenciación de un individuo, y la acción de las leyes de la evolución.

Apuntes tecnológicos:

La revolución genética

En 1866, el modesto monje agustino Gregor Mendel alternaba una vida de meditación con la afición a cultivar el huerto del convento de Brno (Checoslovaquia). Cuidadosamente iba cruzando distintas especies de guisantes para obtener como resultado una planta que presentara unas ciertas características y anulara otras. Con el detalle y rigor propio de un científico experimental, fue anotando los resultados en su cuadernillo y, cuando creyó que había encontrado una explicación a la forma en que se transmite la herencia en las especies vivas, decidió enviar sus conclusiones a una publicación local. Por esa contribución rescatada lo recordamos. Lo que Mendel no habría podido imaginar es que si hubiera nacido cien años después otro gallo le habría cantado...

Si de verdad existe un campo de la ciencia que ha sufrido una verdadera revolución por efecto de la aplicación de la tecnología, sin duda es la biología. Las fascinantes consecuencias de esos cambios están transformando el perfil clásico del biólogo para poder sacar partido de los nuevos entornos de trabajo, construidos con potente hardware y un software cada vez más sofisticado. Unas calificaciones casi imposibles para una única persona. De modo que, a pesar de que en los últimos cincuenta años han surgido importantes nombres propios, el modelo de cooperación multidisciplinar es actualmente una realidad que a veces convierte el laboratorio en un pequeño Babel.

Francis Crick y James Watson publicaron en 1953 en la revista Nature la estructura del ADN. El codiciado modelo desvelado por los ingleses reconstruía las propiedades físicas y químicas del ADN, y apuntaba un alfabeto de cuatro bases nitrogenadas que formaban la conocida cadena de estructura helicoidal. La dificultad estriba en que la palabra resultante es un poco larga. Para los humanos, es de alrededor de 3000 millones de letras, para el gallo de 1200 millones, para la mosca de la fruta consta de 140 millones... El ADN de un simple moho tiene «tan sólo» 54 millones de bases. Cuando el famoso número de Nature vio la luz, el problema ya no era simplemente descifrar el código sino, simplemente, almacenarlo.

Hacia finales de la década de los setenta, se habían realizado secuenciaciones parciales de numerosos organismos pero la información, aunque pública, empezaba a ser abundante y estaba dispersa. Para concentrarla en un único repositorio, se creó a principios de los años 80 del siglo XX la base de datos GenBank a iniciativa del Departamento de Energía de EEUU. En aquellos años, las secuencias de cuatro letras se tecleaban a mano a partir de la publicación en revistas especializadas —podemos imaginar pocos trabajos más aburridos—. Sin embargo, a medida que los ordenadores se iban popularizando en los despachos de los científicos y se conectaban entre ellos a través de redes de datos, empezaron a tener acceso para descargar por sí mismos las secuencias fruto de sus investigaciones. La llegada de internet hizo el resto, hasta conseguir que el GenBank y sus réplicas en el EMBL (Europa) y en DDBJ (Japón) se convirtieran en la herramienta de referencia para intercambio de información para todo especialista mundial en el área.

Sin embargo, el gran impulso al uso de la computación en biología llegó de la mano del Proyecto Genoma Humano (PGH), cuyo objetivo era secuenciar la totalidad del ADN humano: un gran proyecto internacional de quince años de duración y tres mil millones de dólares de coste. Una generación de más de mil cien científicos de los cinco continentes dedicados a un único fin. A lo largo del periodo de ejecución, desde 1990 hasta su completa finalización en octubre de 2003, los grandes equipos informáticos y las bases de datos tuvieron un papel central, y permitieron aumentar la velocidad de secuenciación, a medida que crecía su potencia y su capacidad de almacenamiento hasta los niveles actuales. En cuanto a bancos de datos, GenBank jugó el papel de repositorio central a través del cual todos los equipos de investigación compartían los hallazgos. Las redes telemáticas, de las cuales internet es el máximo exponente, permitieron el acceso remoto a grandes ordenadores y equipamientos, e hicieron posible el intercambio de datos entre individuos geográficamente dispersos.

Un laboratorio de secuenciación a gran escala en el NHGRI (Nacional Human Genome Research Institute) (Cortesía The Cancer Genome Atlas).

El científico y empresario Craig Venter fue el promotor más conocido del uso de estas herramientas para aumentar el ritmo de secuenciación, y propuso distintos métodos de secuenciación automática. Le correspondió un papel inesperado y protagonista en el desenlace del proyecto más grande que se ha desarrollado hasta la fecha en biología. Ya en 1986, Venter fue pionero en el uso de secuenciadores de ADN para el PGH, que permitían secuenciar cientos de genes al mismo tiempo en lugar de tratarlos de uno en uno. En 1991, Venter y Adams concibieron un nuevo método de secuenciar, el EST (Expressed Sequence Tag), que incrementaba aún más la productividad del proceso y que abrió paso a la primera polémica sobre la posibilidad de patentar fragmentos génicos sin función conocida. En 1992, tras dejar el PGH, Venter pasó a dirigir una fundación privada sin ánimo de lucro, el Institute for Genomic Research (TIGR) dotado de una importante infraestructura de computación y de almacenamiento destinado a generar secuencias, es decir información, que posteriormente comercializó a través de un spin-off o empresa asociada a la institución, con la cual cambió el popular paradigma del científico sin ánimo de lucro y dedicado por completo al mundo del conocimiento.

Pero la historia no había hecho más que empezar. En 1998, Venter anunció la fundación de la empresa Celera Genomics, y lanzó un órdago al consorcio público del PGH. Su objetivo era secuenciar el genoma humano en tan sólo tres años con un coste estimado de 300 millones de dólares. Para conseguir sus objetivos, Celera usaba un nuevo método de secuenciación: shotgun, cuya potencia residía en el uso de supercomputadores. El equipo de científicos partía el ADN en trozos. Cada fragmento era secuenciado en un robot de alto rendimiento y se obtenía la secuencia de bases procesando cada fragmento en paralelo, sin preocuparse del orden en que se hacía. Finalmente, mediante sofisticados algoritmos de cálculo combinatorio para encontrar los puntos de encaje entre trozos, se reordenaban para obtener la secuencia completa. Como quien completa un puzzle.

Si bien el método usado por la investigación pública pretendía ser muy riguroso con el orden de análisis de las secuencias, y el shotgun seguía un orden aleatorio y tenía mayor probabilidad de error, el método de Venter era mucho más rápido en completar el análisis, y usaba la información de GenBank para verificar sus propios resultados y rellenar las lagunas. Después de dos años de competición feroz, el anuncio hecho en marzo de 2000 por el presidente estadounidense Clinton de que el genoma humano no podría ser patentado y que la información debería ser libre para investigación, hizo caer en picado a las compañías de biotecnología del Nasdaq, que perdieron 50 millones de dólares en capitalización bursátil en tan solo 2 días.

A pesar de la rivalidad entre los equipos, el 90% del volumen secuenciado del genoma humano, 5550 teraoctetos de datos, se hizo público en 2001 simultáneamente en las revistas Nature y Science. En abril de 2003, superados todos los controles de calidad, se aceptó que el genoma secuenciado tenía un error inferior a 1 por cada 10 mil bases.

Una vez finalizado el PGH, los resultados se almacenaron en GenBank, que se actualiza bimensualmente con nuevas secuencias y datos. Este repositorio forma parte de una red colaborativa que intercambia datos diariamente con el Banco de Datos de ADN de Japón y el Laboratorio Europeo de Biología Molecular (EMBL). Los datos residen físicamente en el Centro de Supercomputación de Pittsburg. Allí, los bioinformáticos trabajan con unas máquinas tan especiales que tienen nombre propio (Lemieux, Rachel, Jonas y Ben) y se apoyan en otras máquinas anónimas, más modestas.

Siguiendo la estela del GenBank, han surgido otras bases de datos públicas y privadas que contienen información sobre la expresión génica, es decir, dónde y cuándo se activan los genes, el polimorfismo de nucleótidos individuales (SNP), que expresan la pequeña diferencia genética entre individuos de la misma especie, las estructuras de las proteínas y los mapas de cómo se interrelacionan. La aparición de nuevos repositorios requiere de herramientas que permitan relacionar la información de distintas fuentes. Eso que llamamos interoperabilidad se ha solventado parcialmente usando anotaciones, es decir, poniendo etiquetas a los datos con nombres que tengan referencias cruzadas entre las fuentes donde se hallan. El problema estriba en mantener el sincronismo cuando se producen cambios en una de ellas, y no se pueden actualizar en sus elementos relacionados.

Por otra parte, la secuenciación del genoma humano no es el final del camino, sino tan sólo el inicio. Empezamos a conocer los nodos de esas enormes redes que son los genomas, pero queda mucho trabajo para conocer los enlaces de regulación mutua entre ellos. Sigue habiendo mucho terreno para los informáticos en biología. Las bases de datos y los ordenadores nos van a acompañar durante el resto del camino, algo que Gregor Mendel no habría podido imaginar.

Capítulo 10

El árbol de la vida

¿Cómo consiguieron las primeras protocélulas aislarse del medio donde se formaron? ¿Qué aspectos energéticos y metabólicos fueron esenciales para su subsistencia? ¿Qué características geoquímicas pudieron favorecerlas? ¿Qué impacto tuvo la expansión de la vida a nivel planetario? En este capítulo responderemos a estas preguntas, y hablaremos de la teoría de la evolución, que explica la diversidad de organismos y los clasifica en tres grandes dominios: archaea, bacteria y eukaryota en el árbol de la vida.

Imponente baobab, el árbol de la vida, en Namibia. (Foto: B. Luque y J. M. Cifuentes.)

10.1 Individualización: la separación del medio original

Uno de los momentos cruciales en la historia de la ciencia fue la determinación de que la célula constituye la unidad funcional y estructural de los organismos. Este concepto fue el resultado de los trabajos del botánico Matthias Schleiden en 1838, y del zoólogo Theodor Schwann en 1839. Desde entonces, la célula ha pasado a ser, no sólo la unidad mínima de los organismos superiores, sino también la forma orgánica más sencilla que se define como vida. Gracias a su membrana, la célula se presenta claramente como un ente individual aislado de su medio. Las membranas aíslan y separan el medio interno celular del medio externo. Gracias a ellas, se produce una delimitación física entre ambos medios que tienen características químicas diferentes. Al mismo tiempo, a través de la membrana se produce el intercambio de sustancias, nutrientes o desechos, que la célula necesita tomar o eliminar.

Membrana celular

La membrana es la estructura que permite el control del medio celular y que, al mismo tiempo, pone a la célula en contacto con su entorno. Todo ello puede hacerlo gracias a su estructura: una bicapa lipídica formada por moléculas anfipáticas que sitúan su cabeza polar hacia los medios internos y externos acuosos, y las colas apolares hacia el interior de la bicapa formando un ambiente hidrófobo. La consecuencia de todo ello es la diferenciación en un medio acuoso. Por otra parte, a través de esta estructura sólo penetrarían moléculas pequeñas y lipofílicas; por ello la bicapa lipídica se encuentra interrumpida por proteínas que permiten la formación de canales o poros por los que pueden penetrar o salir moléculas de mayor tamaño y carga.

Esta bicapa lipídica está formada en las membranas célulares por fosfolípidos, sustancias anfipáticas en las que el grupo hidrofóbico es un fosfato. Por ejemplo, la fosfatidilcolina, con 12 carbonos y un grupo fosfato, produce membranas bicapa, que tienen permeabilidad para iones, aunque relativa comparada con los fosfolípidos de 16 y 18 carbonos que forman las membranas biológicas. Las membranas no pueden funcionar si están en estado de gel. De hecho, el estado de las membranas funcionales es un estado fluido (al modelo de la membrana biológica se le llama modelo del mosaico fluido). Esta característica está determinada por la longitud de las cadenas carbonadas, su saturación o insaturación (presencia de dobles enlaces) y en las membranas de algunas células procariotas por las cadenas laterales.

En los ambientes primigenios, mientras se formaban los polímeros, probablemente eran normales las reacciones de deshidratación-rehidratación. Quizá se deba a estas reacciones que se dieran los primeros fenómenos de aislamiento de las sustancias orgánicas prebióticas disueltas, formando los primeros sistemas individualizados gracias a membranas primitivas. Las primeras teorías al respecto apostaban básicamente por dos posibilidades: estructuras que se forman espontáneamente cuando calentamos disoluciones con concentraciones altas de aminoácidos (microesferas) o estructuras esféricas formadas por el calentamiento de polímeros orgánicos (coacervados).

En el primer caso, el de las microesferas proteicas, nos encontramos con estructuras esféricas que presentan gran similitud morfológica e incluso dinámica con las células. Cuando se obtienen experimentalmente puede observarse que muestran comportamientos osmóticos, intercambios moleculares con el medio a través de su membrana semipermeable. Algo semejante ocurre con el segundo candidato, el coacervado, que fue propuesto por Oparin como modelo de evolución prebiótica. Muestra también un número importante de características similares a las de una célula: intercambio de materia con el medio y aumento de tamaño, crecimiento. Incluso exhibe replicación rudimentaria: cuando su tamaño se hace inestable se rompen en coacervados más pequeños. Estos modelos, aceptados más por sus similitudes morfológicas que por indicios estructurales o de composición, han quedado obsoletos.

Sin embargo, el concepto celular que comparten ambas estructuras sigue siéndonos útil: unidades separadas del medio por una membrana que permite el intercambio de materia y energía, y que gracias a esta compartimentalización aísla los polímeros, y favorece la selección evolutiva y la aceleración de las reacciones químicas en su interior. Estas funciones las realizan en la actualidad las membranas biológicas. Pero, ¿las membranas primitivas eran como las actuales?

10.2 La membrana primitiva

Las membranas lipídicas son, hoy en día, las estructuras que delimitan los «espacios biológicos». No sólo el límite existencial de interior-exterior, sino también los límites de estructuras internas, de los orgánulos celulares. Si aceptamos que ésta es la estructura que se formó para diferenciar las primeras células, entonces estamos interesados en buscar qué moléculas similares a los lípidos pueden ensamblarse y qué mecanismo de autoorganización consigue formar una bicapa lipídica capaz de existir en un ambiente primitivo.

En principio, pensaremos en moléculas que compartan la característica principal de los lípidos de membrana actuales: moléculas anfipáticas, esto es, que tienen un grupo hidrofílico (afín al agua), y otro hidrofóbico (que rehúye el agua), en la misma molécula. Los ácidos grasos son las formas más simples de estas moléculas. Esta característica, ser anfipática, es la que en última instancia dirige la formación de las membranas cerradas, ya que los grupos hidrofóbicos tienden a huir del agua y quedar recluidos en un espacio interior aislado.

Aunque la mayor parte de los estudios de síntesis endógena se han centrado en la producción de compuestos como aminoácidos, azúcares y bases nitrogenadas, el bioquímico español Joan Oró mostró que era posible la formación de precursores de ácidos grasos —sustancias anfipáticas, precursoras de los actuales fosfolípidos de membrana— gracias a la condensación y reducción de CO, por la llamada reacción de Fischer-Tropsch. Este proceso químico está catalizado por metales o superficies minerales, y sus condiciones globales son muy semejantes a las que imaginamos como primitivas. Pero también hay quien defiende un origen exógeno de estos lípidos. David W. Deamer, por ejemplo, encontró moléculas anfipáticas, que incluían largas cadenas de ácidos grasos y alcoholes, en el meteorito de Murchison. Y parece ser que, según estudios de la radiación del material interestelar, también podemos encontrar moléculas anfipáticas similares en el espacio.

Ahora que ya tenemos las moléculas –endógenas o exógenas– la cuestión es cómo se ensamblan. Si el proceso se produce en un medio líquido es sencillo, puesto que estas moléculas tienden a unirse para resguardar su parte hidrófoba en el interior de una estructura que expone los grupos polares hacia el medio polar, el agua. A estas estructuras se las llama micelas. Sin embargo, la micela simple no nos sirve, ya que en la célula se precisa que haya también un medio acuoso en el interior donde las sustancias, los polímeros, estén disueltos. Por ello, es necesaria la formación de una bicapa lipídica. El modelo que intenta explicarlo nos habla de la formación de unas vesículas llamadas liposomas con una doble membrana lipídica que tiene, no sólo la capacidad de mantener encapsulado un volumen, sino que también actúa como una barrera semipermeable. Estos liposomas son vesículas artificiales, formadas con fosfolípidos y estabilizadas con colesterol, como las actuales membranas. No parece, por tanto inverosímil que estas estructuras se formaran en el pasado remoto. Pero, ¿significa eso que tenían, o que adquirieron rápidamente, la misma funcionalidad que tienen hoy?

El carácter estructural de la membrana de separación no es más que parte de su importante papel para la célula. La membrana, al generar un medio interno, encapsula grupos específicos de macromoléculas, facilita su interacción y también la posibilidad de sufrir un proceso selectivo y evolutivo. Y más importante todavía si cabe, actúan como barreras semipermeables que controlan el paso de iones. El movimiento de iones, en una u otra dirección de la membrana, lleva asociadas consecuencias esenciales en la biología celular: la generación de un gradiente electroquímico que controla el metabolismo energético, y la entrada o la salida del agua de la célula.

El gradiente electroquímico se considera, en la actualidad, debido a la existencia de proteínas de membrana cuya función es la de movilizar iones en contra de su gradiente de concentración. Esto se hace gracias a la energía almacenada en forma de ATP y cuyo origen puede ser fotoeléctrico o químico. En cualquier caso, genera un potencial que, con el regreso de los iones a favor del gradiente de concentración, es capaz de mantener procesos metabólicos. El gradiente del potencial eléctrico es el motor de los procesos metabólicos. En las membranas actuales, la proteína esencial que realiza este proceso es la ATPasa de Na+/K+. Esta proteína es ubicua en todas las membranas de todas las células. Fuerza la salida de tres iones de sodio y la entrada de dos iones de potasio en contra de gradiente de concentración en ambos casos, gracias al consumo de ATP. Las células consumen un tercio del ATP que sintetizan metabólicamente en el funcionamiento continuo de esta proteína. ¿Por qué? Un aumento elevado de sodio dentro de la célula permitiría una entrada continua de agua por ósmosis hasta reventarla. La ATPasa de Na+/K+, no sólo genera potencial eléctrico, sino que controla el equilibrio hidrostático de la célula. Por tanto, ¿estarían estas ATPasas en las células primitivas? Algunos autores, basándose en estudios filogenéticos, nos hablan de una ATPasa protónica, es decir que utilizaría los protones (H+) y no el sodio, como un rasgo primitivo.

La energía de la vida

Los organismos necesitan energía para llevar a cabo sus procesos químicos más básicos. Esta energía que almacenan en forma de ATP. Ahora bien, ¿de dónde surge la energía anteriormente mencionada? La energía puede provenir de las reacciones químicas que conforman el metabolismo o del Sol pero, en ambos casos, lo que tenemos es un proceso de transferencia de electrones.

Las reacciones químicas llamadas redox, o reacciones de oxidación-reducción, requieren un donante y un receptor de electrones. Existe una amplísima variedad de sustancias que pueden actuar como donante: H2, CO, Fe, Mn, CH4, S, NO2, H2S o NH3, así como la mayoría de las moléculas orgánicas. Y también otras muchas que pueden actuar como receptores: O2, CO2, CO, S, NO2, Mn o Fe. Como podemos observar en las listas anteriores, hay átomos o moléculas que pueden actuar tanto como donantes como receptores, ya que esto depende de su potencial de oxidación-reducción relativo a otras sustancias. Esta capacidad y flexibilidad es la razón que hace que haya tantos y tan diferentes sistemas químicos que puedan sustentar energéticamente vida.

Los organismos capaces de captar la energía solar, los fotosintéticos, que gracias a los pigmentos captan la energía del Sol y la invierten en la ruptura de los enlaces del agua, generan H+, la cual es la fuente de energía en la síntesis de ATP. En realidad, estos H+ actúan reduciendo el CO2 a formas menos oxidadas como, por ejemplo, son los diferentes carbohidratos. Posteriormente, tales carbohidratos mencionados con anterioridad se oxidan y liberan la energía al producir ATP.

10.3 Consideraciones energéticas

Con independencia de los detalles, el aspecto energético es, desde el punto de vista evolutivo, crucial. Cualquier protocélula imaginable necesita alguna fuente de energía. Ninguna forma de materia organizada puede mantenerse o evolucionar a estados de mayor complejidad sin absorber energía de algún tipo. A veces, la energía queda almacenada en el enlace de una nueva molécula más compleja. Cuando estas moléculas complejas se rompen, la energía acumulada en sus enlaces se libera. La energía utilizada en los organismos vivos proviene de las reacciones de oxidación-reducción, también llamadas redox. La reducción se define como la ganancia de un electrón, mientras que la oxidación conlleva una pérdida.

La transferencia de energía como motor de la vida ya fue comentada cuando valorábamos cuáles serían las mejores fuentes de energía (volcanes, tormentas, radiación...) que podrían desencadenar los procesos químicos de formación de moléculas en la sopa prebiótica. En cierta manera, la sopa orgánica del océano primordial era un enorme almacén energético. En las protocélulas, la membrana puede capturar y concentrar macromoléculas, dar entrada a solutos disueltos que pueden actuar de nutrientes, en concreto aminoácidos y nucleótidos. Rompiendo las uniones de estos ácidos y bases, la protocélula podía extraer energía. ¿Por qué las protocéulas optarían por obtener la energía de su entorno de esta manera, y no continuar usando las formas de energía externa más «directa», como la solar o la volcánica? La respuesta es que la energía que les ayudó a formar los polímeros en un principio, es decir, la energía que les ayudó a formarse, es demasiado fuerte para mantenerlas. Las moléculas a medida que se hacen más complejas también se vuelven más inestables, más frágiles; de manera que la energía que requieren las protocélulas para su subsistencia es también más débil. Y justamente, los ácidos y bases capaces de traspasar la membrana transportan la cantidad adecuada de energía.

Aunque los científicos no tienen indicios directos del ensamblaje de los precursores de las formas vivas, los estudios de laboratorio apoyan la idea de que el proceso debió ocurrir en dos pasos: primero con una fuerte dosis de energía para formar el precursor, y después con una energía media para mantenerlo. Más adelante, a medida que algunas de las sustancias del medio se fueron agotando, tuvo que surgir la manera de sintetizarlas por vías metabólicas nuevas, que a su vez comenzaron a enriquecer el medio con nuevas sustancias.

10.4 Metabolismos primitivos

La evolución de estas estructuras culminó en lo que podemos llamar ya la primera célula. Sin embargo, este paso crucial aún no ha sido demostrado ni a través del registro fósil, ni en el laboratorio. Según esta teoría, las primeras células debían encontrarse flotando en el océano de la sopa primordial, de donde absorbían las moléculas del medio a través de su membrana semipermeable. Así, incrementaban su tamaño hasta hacerse inestables, induciendo la división que generaba otras dos estructuras similares a la original. Para ello, es lógico pensar que utilizaban la energía que habían almacenada en moléculas. Sin duda, esto sí podemos decir ya que es vida.

A partir de aquí, vamos a centrarnos en las formas en las que estos primeros organismos vivos pudieron captar la energía del medio. Vamos a hablar de la evolución del metabolismo y de algo que es fundamental: de los residuos, los desechos resultantes de alguno de estos procesos, ya que su vertido al medio cambió completamente las condiciones ambientales. Estamos hablando, por supuesto, de la aparición del oxígeno atmosférico. Pero vayamos por partes.

Esquema para diferenciar autótrofos de heterótrofos (Wikipedia).

Ya hemos dicho que lo que se propone es que las primeras células tomaban su «alimento» del medio; es decir, no tenían capacidad de sintetizar sus propios nutrientes orgánicos, sino que adquirían lo que estaba ya sintetizado. A este tipo de organismos se les llama heterótrofos. Estas sustancias en el interior de la célula eran utilizadas para obtener energía mediante la ruptura de sus enlaces químicos. Esto pudo haber tenido lugar a través de un proceso similar al de la fermentación que hoy llevan a cabo algunas bacterias. La fermentación es un proceso de consumo de la materia orgánica, que tiene lugar en condiciones anaerobias (sin oxígeno), lo cual concuerda con las supuestas condiciones ambientales de estas primeras células. Aunque éste es un proceso que tiene un rendimiento energético muy bajo, la situación quizás habría podido seguir así indefinidamente, de no ser porque no es un buen negocio depender exclusivamente de lo que «otros te dan». Los heterótrofos se alimentaban de lo que estaba en el medio, pero el medio iba cambiando: la Tierra se enfriaba, había menos radiación ultravioleta, etc. En resumen, había cada vez menos energía para seguir sintetizando los compuestos orgánicos como hasta ese momento. Como además hemos de suponer que las poblaciones de estas células primitivas iban a más, el consumo era mayor que la reposición y la sopa orgánica se fue acabando. Puede que ésta haya sido la primera gran crisis ecológica y, como en todas las crisis, no quedaba más que una opción: o cambiar/evolucionar, o desaparecer. En este escenario, el cambio consistió en ser capaz de sintetizar las moléculas generadoras de energía, los carbohidratos o azúcares. Algunos organismos se convirtieron en autótrofos.

La célula es una entidad dinámica que se encuentra en continuo cambio con multitud de reacciones químicas que se generan en su interior, y que la relacionan con el exterior. Recursos del MEC.

Este proceso, como veremos más adelante, tiene variantes, pero lo podemos resumir en la utilización de un sustrato, orgánico o inorgánico, como donante de electrones, es decir como donante de energía. Recordemos que la transferencia de energía consiste simplemente en el paso de electrones desde donantes a aceptores en reacciones redox. Además, utilizan dióxido de carbono, sustancia cuya concentración se había visto elevada al ser residuo de los procesos de fermentación, como nutriente para fijarlo en forma de carbohidrato gracias al aporte energético. Una primera posibilidad de aporte energético en los autótrofos la encontramos en los compuestos químicos inorgánicos. Las sustancias inorgánicas que pueden usarse como donantes de electrones pueden ser muy variadas. En general, a los organismos que utilizan esta vía se les denomina quimiolitótrofos. No es probable que los mecanismos de estos metabolismos fueran muy complejos o con muchos pasos, más bien la energía debía producirse con reacciones muy sencillas. Una posibilidad podría ser:

FeCO3 + 2H2S g FeS2 + H2 + H2O + CO2

FeS + H2S g FeS2 + H2

en donde el hierro ferroso pasa a férrico, en un proceso exotérmico que produce energía suficiente para la síntesis de carbohidratos. A veces, un compuesto orgánico es el donante de electrones: hablamos entonces de quimioorganótrofos, que pueden ser metanógenos (producen metano CH4), o acetógenos (que producen acetato CH3COOH).

Los organismos primitivos pueden haber utilizado una ruta metabólica u otra pero siempre en anaerobiosis. Estos organismos no sólo no convivían con el oxígeno, sino que el poco que hubiera podido existir como producto de sus propias reacciones metabólicas, sin duda, era un fuerte veneno para ellos, como lo sigue siendo hoy en día para los organismos que son anaerobios. ¿Por qué resulta tan tóxico el oxígeno? La razón es su alta reactividad con los compuestos orgánicos, incluidos los ácidos grasos que forman la membrana, así como los dobles y triples enlaces, que dan estabilidad a las cadenas de ácidos nucleicos que llevan la información genética. Si los organismos no hubieran encontrado cómo neutralizar este efecto, el oxígeno los habría «devorado». Por esta razón, aparecieron muchos tipos distintos de sustancias cuya función era la protección frente al riesgo que suponía el oxígeno; entre ellas podemos hablar de las luciferinas, la superóxido dismutasa, y los derivados de isoprenoides y porfirinas. Aunque todas ellas son importantes por distintas razones, nos vamos a centrar en la importancia de la aparición de los derivados de isoprenoides y porfirinas. De estos, los primeros fueron precursores de los esteroides que están presentes en las membranas de todas las células eucarióticas, mientras que en los procariotas sólo está presente en ciertas bacterias aerobias y en cianobacterias. La ciclación que produce la estructura de los esteroides sólo se da en presencia de oxígeno atmosférico. Como veremos más adelante, esto lo convierte en un magnífico marcador biológico.

Por lo que respecta a la porfirina, esta molécula es un tetrapirrol que coordina covalentemente a un átomo metálico. La variación del tipo de átomo metálico que enlaza, nos da tres grupos funcionalmente diferentes: 1) con hierro (Fe, grupo hemo), los citocromos y otras cadenas de transporte de electrones relacionados con la respiración anaerobea; 2) con cobre o niquel, estructuras de transporte de electrones de metanógenas y acetógenas; y aquí es a donde queríamos llegar: 3) con magnesio, la clorofila y la bacterioclorofila. Estos pigmentos son capaces de absorber la luz visible y su aparición permitirá el desarrollo de la fotosíntesis. Es paradójico que una molécula cuyo fin inicial parece que fue la protección frente a la toxicidad del oxígeno fuera, en última instancia, la que evolucionara para permitir un proceso químico que liberaría a la atmósfera toneladas de este mismo compuesto.

10.5 La fotosíntesis y las transformaciones aéreas

La fotosíntesis es la capacidad de sintetizar compuestos orgánicos reducidos a partir del CO2 y la energía de la luz. El proceso consta de dos etapas y ambas son fundamentales en la evolución de la vida en la Tierra. La primera fase es la llamada luminosa, en la que se captan los fotones y se transforman en energía química en forma de adenosín trifosfato (ATP) —la molécula portadora de energía por excelencia—. En la segunda fase, llamada oscura, esta energía química se usa para reducir el CO2 a compuestos orgánicos. Pero el aspecto fundamental de esta segunda fase es que la molécula donante de electrones que reducen el CO2 es el agua y, por ello, el producto residual que queda es el oxígeno (O2):

CO2 + 2H2O + Luz g (HCHO)n + O2 + H2O

El resultado de la aparición de oxígeno como residuo fue profundo y persistente y, como veremos, ha quedado reflejado permanentemente en el planeta, tanto en su evolución geológica como en la biológica. Una de las alteraciones más drásticas fue la modificación de la composición de la atmósfera. El oxígeno molecular (diatómico, O2) de la atmósfera sufre su ruptura por la acción de la radiación solar, y genera dos átomos de oxígeno excitados y muy reactivos, que reaccionan con otras moléculas de oxígeno para formar el ozono, molécula triatómica de oxígeno:

O2 + luz g 2 O*

O* + O2 g O3

El ozono es, en la actualidad, una de las moléculas esenciales para la vida, ya que protege los organismos vivos de la radiación ultravioleta, fundamentalmente de la UV-A y UV-B, que son las más energéticas y las que más daño pueden producir a nivel molecular. La razón de su efecto protector es que absorbe esta radiación ultravioleta de la luz en las capas altas de la atmósfera antes de que lleguen al suelo. Al mismo tiempo, esta energía que es absorbida por el ozono, es responsable de su disociación en una molécula de O2 y un átomo de O* (excitado). De esta manera cerramos el ciclo, recuperando los elementos que de nuevo pueden volver a formar el ozono. Además, como esta reacción de disociación es más lenta que la reacción de formación, con el tiempo se va produciendo una acumulación de ozono en la atmósfera a una altura de unos 25 km, que es la llamada capa de ozono que nos protege. Hasta que la capa de ozono maduró, la capacidad de supervivencia dependía de la posibilidad de protección frente a la radiación, eligiendo hábitats como el agua, o protegidos por rocas u otros elementos que hicieran de barrera.

Por otro lado, el oxígeno permitió una nueva y más efectiva forma de obtener energía a los organismos vivos no fotosintéticos. Recordemos que, en el proceso de nutrición propuesto hasta ahora, los organismos heterótrofos, que realizaban fermentación anaerobea de sustancias orgánicas con bajo rendimiento energético, dejan paso a organismos autótrofos que realizan síntesis quimiotótrofa utilizando fuentes de energía inorgánicas u orgánicas, y fuentes de carbono inorgánicas (CO2). Hasta que surgen los fotosintéticos que utilizan como fuente de energía la luz y como fuente de carbono el CO2. A partir de aquí, aparece una nueva forma de «alimentación», los organismos utilizarán la materia orgánica sintetizada por los fotosintéticos como fuente de carbono, y obtendrán la energía de su combustión por el oxígeno en una reacción inversa a la fotosíntesis:

(CHOH)n + O2 g CO2 + H2O + Energía (ATP)

Al final, los organismos fotosintetizadotes, los que utilizan luz y sustancias inorgánicas, se convirtieron en los precursores tróficos del planeta, como estas cianobacterias (NASA)

De esta manera, los fotosintetizadores se convierten en los precursores tróficos del planeta. A este proceso se le denomina respiración aerobia. En aquellos organismos que viven en condiciones anaerobias, el proceso se hace gracias al aporte de electrones por parte de compuestos inorgánicos oxidados como: NO3-, Fe3+, SO4=, CO3-... en un proceso llamado respiración anaerobia, que libera menos energía que la aerobia. Hoy en día, estos dos procesos, fotosíntesis y respiración, dirigen la mayor parte del flujo de energía y de materia en el mundo vivo. La energía fluye en una única dirección, absorbida por la fotosíntesis, transformada en energía química que es liberada en la respiración y posteriormente consumida en los procesos vivos. Por lo que respecta a la materia, tanto el CO2, como el H2O y el O2, sufren procesos cíclicos, no sólo entre los organismos vivos, sino también formando parte de los ciclos geoquímicos. La aparición de los organismos fotosintéticos hace más de 3000 millones de años generó una gran presión de selección que posiblemente hizo que desaparecieran todos aquellos organismos que no fueron capaces de adaptarse de forma adecuada.

10.6 El cambio de Darwin: la evolución biológica

Mientras la teoría quimiosintética que hemos expuesto pretende explicar el origen y desarrollo de la vida en sí misma, la teoría de la evolución biológica aborda el origen de las diversas formas de vida en la Tierra, la diversidad de las especies. Hay millones de organismos diferentes viviendo sobre la superficie del planeta, en el aire, el agua o el suelo. La teoría de la evolución nos dice que todas estas formas distintas de vida han evolucionado a lo largo de miles de millones de años a partir de un ancestro común, al que denominamos LUCA (acrónimo de «Last Universal Common Ancestor», el último ancestro común universal).

Aunque cuando hablamos de evolución, todos pensamos inmediatamente en Charles Darwin (1809-1882) y Alfred Russell Wallace (1823-1913) como los autores que desarrollaron la teoría, el evolucionismo tenía serios precedentes. Para la mayoría de los contemporáneos de Darwin, la diversidad de especies era el resultado de una creación divina de una vez por todas: el creacionismo era la corriente ortodoxa. Sin embargo, los naturalistas del siglo XVIII, entre ellos el propio abuelo de Darwin, Erasmo Darwin, gracias a un trabajo meticuloso de clasificación de las especies, a laboriosos estudios biogeográficos y al registro fósil, empezaron a vislumbrar que la naturaleza no era tan inmutable. Fue Lamarck (Chevalier de la Marck, 1744-1829) quién propuso que los organismos tienden a hacerse más complejos al adaptarse a los cambios ambientales. Según el lamarckismo, cuando cambia el ambiente, la conducta y la morfología de los animales cambian para adaptarse, y esos cambios pueden transmitirse a las siguientes generaciones. Aunque erróneo, el lamarckismo supuso el primer intento teórico capaz de arraigar en la mente de los estudiosos la idea del cambio bajo presión ambiental.

Los pinzones endémicos de las Islas Galápagos, estudiados por Darwin, fueron esenciales para el establecimiento de la teoría de la evolución (Wikipedia).

El darwinismo combinaba tres ideas básicas: la variabilidad de las especies, la selección natural y la herencia. Los naturalistas eran conscientes hacía ya tiempo de la variabilidad morfológica entre individuos de una misma especie. Darwin y Wallace entendieron cómo los individuos en las poblaciones bajo presiones ambientales, como por ejemplo la escasez de alimentos, cambios en la temperatura o la composición del aire, o la aparición de barreras geológicas, podían ser seleccionados por sus características morfológicas especiales. Aquellos individuos de la población que pudieran adaptarse mejor al nuevo medio podrían sobrevivir con más garantías y dejar descendencia con mayor probabilidad. Esta progenie trasmite sus rasgos a las siguientes generaciones, hasta que los individuos que poseen esas características dominan la población. La acumulación, a lo largo de generaciones, de ligeros cambios acabaría generando una especie, nueva. La selección natural, por tanto, moldea las formas vivas. Sin embargo, es un proceso que no es fácil de observar, ya que la mayoría de las veces actúa acumulando cambios a lo largo de mucho tiempo. De hecho, una de las críticas más serias a la teoría evolucionista era la cantidad de tiempo necesario, el número de generaciones, para que algo así ocurriera. Las dataciones al uso de nuestro planeta, como vimos en capítulos anteriores, no proporcionaban tiempo suficiente para algo semejante. Los avances en geología y física permitieron finalmente datar de forma fiable la Tierra y los resultados estaban en consonancia con las necesidades temporales de la evolución biológica.

Equilibrio puntuado

La idea de la evolución como proceso gradual de acumulación de variaciones en el tiempo se enfrenta con la realidad de la falta de registro fósil que la confirme. En realidad, los paleontólogos nos dicen que el registro fósil muestra una evolución que opera de una forma brusca, rápida y a veces errática. Una explicación propuesta sería que el registro fósil no está completo. Pero la realidad es que casi nunca aparecen formas más o menos similares que nos hagan suponer la existencia de estadios intermedios aún no encontrados, sino que lo que tenemos son muestras de cambios bruscos, de fracturas evolutivas en un periodo de tiempo corto. Muy pocos fósiles muestran transiciones suaves.

Un intento de explicación condujo a la idea del equilibrio puntuado, según la cual, la evolución se produce en momentos de máxima tensión. Esta tensión va acumulándose progresivamente en el tiempo, hasta generar un equilibrio inestable, punto en el que se producen rápidas alteraciones puntuales. Esta teoría del equilibrio puntuado es una variación del darwinismo que no altera sus mecanismos básicos de selección natural, sino que sólo enfatiza el hecho de que ésta no es gradual sino que, en los periodos de cambios ambientales drásticos, se acelera y se hace más patente. Sin embargo, sigue siendo polémica para los ortodoxos de la teoría sintética de la evolución y motivo de agrias disputas.

El darwinismo proporcionó cimientos sólidos a la idea de evolución biológica, la vida en la Tierra dejó de verse como algo estático. Los organismos vivos han cambiando a lo largo del tiempo, a veces unas especies desaparecen, otras veces cambian drásticamente y, en otros casos, es la acumulación lenta pero continua en el tiempo lo que las separa hasta hacerlas sólo distantemente relacionadas. Por otro lado, la acumulación de las modificaciones adaptativas, en las líneas descendentes, se correspondía con las clasificaciones meticulosas de las especies que los naturalistas habían arrancado a la naturaleza. Ambas posibilidades fueron representadas de forma conjunta por Darwin mediante un esquema en forma de árbol del que emergen diferentes ramas, algunas de las cuales desaparecen, y otras se mantienen dando a su vez diferentes ramas que evolucionan paralelamente, con distinto ritmo y distinto fin: el árbol de la vida.

10.7 Una nueva evolución molecular: los genes

Cuando Darwin nos hablaba de evolución, pensaba en la aparición de modificaciones aleatorias y heredables, que se extendían en una población lentamente sustituyendo al fenotipo: las características físicas predominantes del individuo. Para Darwin, las poblaciones estaban constituidas por tipos frecuentes y algunas variaciones poco frecuentes. Pero no fue capaz de explicar cómo estas variaciones se transmitían a las siguientes generaciones. La pregunta ahora es: ¿qué es lo que realmente cambia y se transmite? La respuesta es: los genes.

En la actualidad sabemos que, cuando hablamos de cambio en una población, estamos realmente pensando en grupos de genes que caracterizan a esa población. Es en los genes, unidades discretas de transmisión de la herencia, donde realmente difieren las especies y donde surge la diversidad.

Mendel y los guisantes

Tal como dijimos en capítulos anteriores, hace más de un siglo, un monje austriaco llamado Gregor Mendel realizó unos experimentos con guisantes que desvelaron los mecanismos de la herencia genética. La unidad hereditaria, después llamada gen, determina una característica particular, un rasgo de un organismo.

Las leyes mendelianas de la herencia establecen que los genes son heredables más o menos independientemente en el flujo vertical de información (de una célula a sus descendientes), y que el conjunto de genes que se heredan (genotipo), no tiene por qué ser necesariamente el que se observa (fenotipo) como resultado de la expresión de información en el organismo.

Debemos recordar que los ácidos nucleicos (en este caso el ADN) tenían una secuencia que podía ser leída gracias a los ribosomas, que la traducían ateniéndose al código genético en una secuencia de aminoácidos que formaban una proteína con una función específica. El fragmento de ADN que codifica una proteína concreta es un gen, y el dogma central de la biología nos dice que a un gen le corresponde una proteína. Aunque ahora sabemos que esto no es estrictamente así (p. ej., un gen puede codificar para más de una proteína). Los procesos básicos de la vida, y los órganos del cuerpo de todos y cada uno de los individuos que habitan o han habitado en la Tierra, se expresan y se forman siguiendo este principio.

Gregor Mendel (1822-1884) y Darwin eran coetáneos, sin embargo, y a pesar de la facilidad con la que los conceptos de la genética mendeliana explicaban la selección natural, tuvo que aparecer un citólogo, August Weissman (1834-1914), para relacionar los procesos de división celular con la genética y la evolución. La integración de ambas campos no fue ni mucho menos inmediata, hubo que esperar hasta 1930 para que apareciera La teoría genética de la selección natural de Ronald Fisher (1890-1962), que los vincularía matemáticamente de forma sólida.

El descubrimiento de la molécula de ADN como la molécula que porta la información genética, así como sus características de replicación y transcripción, han supuesto una verdadera revolución: la revolución genética. (Wikipedia.)

A partir de aquí entramos en una segunda revolución, la de la biología molecular. El estudio de la molécula de ADN, y de los cambios que puede sufrir, permitió establecer, por un lado, la relación entre genotipo (dotación genética) y fenotipo (caracteres aparentes) y, por otro, una nueva herramienta de carácter, molecular, para el estudio de la evolución de la vida. Cuando en una molécula de ADN se produce un error, las razones para ello son múltiples y variadas, las consecuencias pueden ser importantes. Ya vimos que la relación entre la información de la secuencia de nucleótidos y la secuencia de proteínas es de un aminoácido por cada tres bases nucleotídicas (un codón) de forma degenerada o específica. Por ello, al modificar una sola base cambiamos de codón, cambiando así de aminoácido. El resultado final es siempre el mismo: la proteína se modifica. Si además esta modificación se produce en la replicación de las secuencias de ADN de las células que originarán la descendencia, entonces el error se perpetúa en las generaciones siguientes. El error en la herencia, la mutación, es básicamente el factor más importante de evolución de los sistemas vivos. Pero además, estos cambios son una especie de registro evolutivo. La comparación de las secuencias de aminoácidos o proteínas homólogas de diferentes individuos, son la base de la filogenia molecular.

10.8 El árbol de la vida

¿Hay un orden en esta amplia diversidad de vida pasada y presente sobre la Tierra? La clasificación fue un primer paso en el intento de descubrir la causa subyacente de la abundancia y diversidad de la vida en nuestro planeta. Las primeras formas de clasificación de los organismos vivos estaban basadas, lógicamente, en aquello que los primeros estudiosos podían valorar, lo que observaban, los rasgos morfológicos. Así, incluso después de la aparición del microscopio, se aceptaba una clasificación simple que dividía a los seres vivos en animales y plantas. La clasificación biológica moderna se debe a Carl von Linneo (1707-1778) que, en su obra Systema Naturae (1735), clasificó a los organismos en distintas categorías llamadas especies, que se agrupan en géneros, éstos en familias y éstas, a su vez, en órdenes hasta llegar a las clases y, finalmente, a los reinos de animales y plantas. No fue hasta mitad del siglo XIX que se propuso un tercer reino, el de los protistas, que incluía a todos los organismos unicelulares. Por último, se diferenció a los monera dentro de los protistas, que se caracterizaban por no tener núcleo celular.

Es en esta época, cuando Mendel descubre los rasgos de transmisión genética, marcando el inicio de la genética y también de la biología molecular. Como ya hemos visto, estos estudios cambian el tratamiento de la diversidad de la vida. La comparación de las secuencias de aminoácidos y de ácidos nucleicos de las distintas especies ha demostrado que la distancia evolutiva entre dos especies se puede medir por las diferencias entre las secuencias homólogas de las dos especies. Secuencias homólogas son aquellas que se corresponden a un mismo gen o a una misma proteína en dos especies distintas. Esto es posible si partimos de la idea de que hay un ancestro común, LUCA, a partir del cual, y como consecuencia de la aparición de mutaciones, surgen el resto de las especies.

Relojes moleculares

Los relojes moleculares nos marcan el tiempo evolutivo. E. Zuckerkandl y L. Pauling fueron lo primeros en proponer este concepto que se ha convertido en un elemento clave de la investigación de los fenómenos evolutivos. Se basa en que el número de sustituciones de aminoácidos o nucleótidos en una secuencia de proteína o de ácido nucleico de dos especies diferentes es proporcional al tiempo de divergencia entre ambos. Hay una relación entre el cambio molecular y el tiempo evolutivo.

El razonamiento se basa en que, en la mayoría de los casos, las modificaciones puntuales de las secuencias moleculares son neutras, es decir, no producen cambios observables. Así, a medida que pasa el tiempo, la secuencia va acumulando estas variaciones, sin sufrir modificación en la función proteica. Entonces, si dos especies provienen de un ancestro común compartirán las variaciones hasta el momento de la divergencia y, a partir de su separación, cada una llevará sus propias variaciones.

Gracias a esto se pueden establecer filogenias o «árboles» de familias, en los que las ramificaciones establecen las distancias evolutivas entre las especies, y van convergiendo hacia un único tronco de origen común. Las filogenias son, por tanto, sumarios de la información evolutiva. Así, el «árbol de la vida» es la representación de la información que estamos aprendiendo a extraer de las moléculas que, desde el principio, han sido moldeadas por la evolución, tanto química como biológica: los ácidos nucleicos y las proteínas. Para hacer posible todo esto ha sido necesaria la implementación de herramientas informáticas y el desarrollo de complicados algoritmos para procesar toda la información que aportan las secuencias, lo cual ha llevado al desarrollo de una nueva disciplina biológica: la bioinformática.

En la década de los 70, Carl Woese empezó a estudiar las secuencias de los ARN ribosómicos convencido de que podrían ser buenos marcadores de relaciones filogenéticas antiguas. La razón es que forman parte de la maquinaria de transcripción de la información del gen en proteína. Los resultados filogenéticos mostraban que la vida celular en la Tierra ha evolucionado en tres linajes principales, de los cuales dos son de organismos microbianos, unicelulares procariotas (sin núcleo), y sólo el tercero constituye la línea eucariota, que comprende a todos los seres pluricelulares, además de los unicelulares con núcleo. Estos tres dominios o taxones biológicos superiores son, en la terminología científica, bacteria, archaea y eukaryota. En el lenguaje común: bacterias, arqueas y eucariontes.

El árbol de la vida, que se establece a partir de la filogenia de ARN ribosómico, permite visualizar las relaciones evolutivas relativas de los grupos. La raíz del árbol es el punto del ancestro del que derivan todos los demás, en un principio diferenciándose bacteria, y otra rama de la cual rápidamente se separó el linaje archaea del grupo que luego formaría eukaryota. Es decir: las arqueas y los eucariontes pertenecen a ramas filogenéticamente mucho más cercanas entre sí que a la de las bacterias, aunque tanto arqueas como bacterias son procariotas (células sin núcleo) frente a los eucariontes, que son organismos de células con núcleo.

Árbol filogenético basado en el análisis de rRNA de Carl Woese. (Fuente: Wikipedia. Fuente originaria: NASA.)

10.9 El núcleo y otros orgánulos eucariotas

Aunque lo que diferencia y sirve para definir las células eucariotas es su núcleo, lo cierto es que, de manera global, tienen una mayor complejidad estructural. Por lo que respecta a la aparición del núcleo, parece que se ha producido por diferenciación interna, para asegurar la replicación y el ordenamiento del ADN cuando el material genético aumentó hasta el punto de que una sola molécula era ya inmanejable. Las teorías clásicas nos dicen que esta masa de material genético debía entrar en contacto con la membrana interna de la célula que terminó rodeándola y aislándola del medio citoplasmático.

Esta teoría de la formación del núcleo sirvió, además, durante mucho tiempo para explicar la presencia de otros orgánulos diferenciados de las células eucariotas. Pero, frente a esta visión clásica, surgió una nueva propuesta: la teoría de la endosimbiosis defendida por Lynn Margulis. La endosimbiosis trata de explicar la presencia de las mitocondrias y los cloroplastos vegetales, orgánulos diferenciados por estar rodeados de una membrana celular, y por contener material genético propio. Para Margulis, la razón de la presencia de estos orgánulos es que eran procariontes aerobios que vivían en la proximidad de los eucariontes primitivos y que fueron fagocitados, pero no digeridos, por éstos. Con el tiempo, se convirtieron en simbiontes, organismos que cooperaban. Estos procariontes podían ser quimioorganotróficos, que acabarían como mitocondrias, o fototróficos que devendrían en cloroplastos. De hecho, estos orgánulos siguen manteniendo estos «metabolismos», y las mitocondrias son organótrofas aerobias, mientras los cloroplastos realizan la función fotosintética. La teoría de Margulis está fuertemente apoyada por el análisis de los ácidos nucleicos y los ribosomas de estos orgánulos, que son de tipo procariota. Incluso se puede inhibir su función mediante el uso de antibióticos que alteran el funcionamiento del ribosoma del dominio bacteria. Además, se observa que su material genético está formado por una molécula de ADN circular, típica también de los procariontes. Sin las cosas sucedieron así, la aparición de estos orgánulos-simbiontes en la célula se convirtió, sin duda, en una ventaja adaptativa, que explicaría la explosión en la diversidad biológica de los eucariontes hace unos 1500 millones de años.

10.10 Procariontes de ayer y de hoy

En términos geológicos el tiempo de «predominio» de los eucariontes superiores es de, aproximadamente, sólo un sexto de la edad de la Tierra. Antes, el mundo era de la microbiota y dentro de ésta, mayoritariamente, de arqueas y bacterias. Las bacterias están formadas por 12 ramas, de las cuales, la que emerge más cerca de la raíz del árbol de la vida, es el grupo Aquifex; un quimiolitótrofo hipertermófilo, que oxida H2 a una temperatura de 95ºC, y que es el antepasado universal de todas las bacterias. Le sigue Thermotoga, también hipertermófilo pero en este caso un organótrofo fermentativo aerobio. A partir de aquí, nos encontramos con que la termofilia va disminuyendo hasta desaparecer. Por lo que respecta a las arqueas, forman en la actualidad el grupo de organismos más primitivos y, por ello, son consideradas como los organismos más próximos a LUCA. A favor de esta consideración, está el hecho de que muchos de los organismos de este dominio viven en ambientes de condiciones extremas, como altas temperaturas, pH bajo o alta salinidad. Así, está el grupo de las Crenarqueotas, con miembros termófilos como Thermococcus y Pyrodictium, el grupo Euriarqueotas formado por metanógenas —Methanococus, Methanobacterium, Methanosarcina— por halófitos extremos como Halobacterium y Halococcus, o también organismos como Thermoplasma termófilo y acidófilo, o Methanopyrus también termófilo pero metanógeno. Estos últimos, ejemplos típicos de los organismos que suponemos pudiéramos haber encontrado en la Tierra primitiva. Por último, el grupo más primitivo de las arqueas es el de los Korarqueotas, identificados como hipertermófilos sólo a partir de sus secuencias de ARN en muestras naturales, porque no ha sido posible cultivarlos.

Un estudio reciente ha desarrollado un proceso automático que permite comparar los tres dominios principales del árbol. Sí todos los organismos descienden de un mismo ancestro, deben presentar ciertos genes comunes. Se han identificado 31 genes que tienen una clara relación en 191 organismos, desde bacterias a humanos, y se han reconstruido sus relaciones. Los organismos heredan la mayoría de los genes de sus padres pero, a lo largo de la evolución, unos pocos se han obtenido por intercambio de genes con sus vecinos en un proceso llamado transferencia horizontal de genes. Este tipo de genes no nos dice nada del ancestro común. Al eliminar estos genes se reduce enormemente «el ruido» en los datos, y hace posible la identificación, de nuevos aspectos, de la evolución inicial. Por ejemplo, ha permitido identificar a las bacterias Gram positivas como, probablemente, las primeras bacterias existentes y, además, que vivían en ambientes de altas temperaturas. Esto último refuerza la idea ya existente de que la vida comenzó en un ambiente caliente y que LUCA era, por tanto, un hipertermófilo.

De esta manera, si hacemos caso a lo que muestra el árbol de la vida, muchos de los organismos primitivos son fundamentalmente termófilos. Por ello, se ha propuesto que los hábitats de altas temperaturas son candidatos a ser considerados un reflejo de las condiciones en las que se inició la vida. Podemos considerar las arqueas como reliquias del mundo primitivo. Son extremófilos, habitantes de mundos extremos, que nos permitirán unificar las evidencias geológicas y las realidades biológicas, descubiertas sólo en la última década, en la búsqueda de explicación de los ecosistemas antiguos, y de los que hablaremos con detalle en el último capítulo.

Cuaderno de bitácora

Hemos visto cómo la membrana protocelular tuvo un papel clave para la vida, no sólo como mecanismo de individualización y aislamiento del medio, sino como mecanismo dinámico de intercambio energético. Lamentablemente seguimos sin la información que explique la evolución de estas estructuras primitivas, de estas protocélulas, hasta la primera célula en sentido estricto. A partir de ahí, hemos visto cómo la vida desarrolló nuevos metabolismos capaces de automantenerla, entre ellos la fotosíntesis, que tuvo un impacto a nivel planetario cambiando la composición de nuestra atmósfera al enriquecerla con oxígeno.

Finalmente, hemos visto cómo la teoría de la evolución darwiniana da cuenta de la enorme diversidad biológica en nuestro mundo y cómo las nuevas técnicas surgidas de la biología molecular han sido capaces de reconstruir el árbol de la vida partiendo del último ancestro común de todos los organismos existentes: LUCA.

Apuntes tecnológicos:

Biotecnología

Desde finales del siglo XX, vemos cómo el término biología, que es la ciencia que estudia la vida, se identifica con distintos conceptos con los que tradicionalmente ha tenido poco que ver. A nuestro alrededor han empezado a hacerse familiares términos como biotecnología, bioingeniería, biochips, biomasa, bioinformática, biorreactores, biodegradable, biosensores y muchos otros. Está claro que, en estos días, la vida vende. Vende hasta el punto de crear productos de gran consumo para que podamos tomarla, a sorbos o a cucharadas, a todas horas. Y es que, como no podía ser de otra manera, el marketing captura y pone de manifiesto cuánto ha cambiado para nosotros el significado del término vida. En buena medida, se ha separado de una idea de creación inmutable de la cual sólo los dioses conocen los mecanismos que la rigen. Entendiendo los procesos subyacentes que la hacen tal como la conocemos, y generando la tecnología adecuada, podemos manipularla y alterarla. Para algunos significa estar más cerca de Dios. Para otros es, simplemente, un sacrilegio.

La influencia de la computación y de la teoría de la información ha sido determinante para la biología molecular. Su huella se deja sentir en la misma noción de código genético, que nos permite conocer la relación que se establece entre los nucleótidos, que son los ladrillos que forman el ADN, y los aminoácidos, que forman las proteínas. Así, podemos relacionar la información básica almacenada en el ADN con un conjunto de moléculas que ejecutan funciones biológicas básicas. Pero esa influencia va más allá. Ha sido necesario contar con la tecnología más puntera, con los recursos más potentes de cada momento, para descifrar el enigma de la replicación de la información en organismos complejos.

Hay dos mecanismos adicionales imprescindibles para poder manipular la información genética: la modificación de la información y su copia. Para el primero, son fundamentales las enzimas de restricción, que fueron descritas por primera vez en 1968, proteínas que permiten «cortar» un fragmento de interés del ADN para ser copiado. Los fragmentos que conforman la secuencia deseada se unen gracias a las enzimas ligasas y, para la copia, contamos con la inestimable contribución del ARN mensajero. Con este equipamiento de serie, usado adecuadamente, podemos actuar sobre nuestra naturaleza.

Para realizar estos procesos de forma desatendida y a gran escala, los institutos de investigación cuentan con secuenciadores automáticos de ADN. Aunque relativamente recientes, el primero de la saga fue fabricado en 1987 por Applied Biosystems Inc., actualmente son imprescindibles en cualquier laboratorio que se precie. Estos robots acogen las reacciones químicas necesarias para la detección de cada nucleótido de la cadena a descifrar creando una multiplicidad de copias de distintos tamaños donde el nucleótido de terminación está marcado por medio de una fluorescencia característica. La electroforesis, uno de los métodos usados habitualmente, permite separar las cadenas de moléculas según sus diferencias de movilidad al ser sometidas a un campo eléctrico. La excitación, por medio de un láser, de las moléculas marcadas previamente con nucleótidos fluorescentes sirve habitualmente para detectar los componentes a través de su marca mostrando un máximo, cuando se produce la identificación del componente.

Un método más evolucionado para identificar secuencias de ADN, aprovechando el conocimiento que ya tenemos son los microarrays o chips de ADN. Para fabricarlos se usan técnicas fotolitográficas parecidas a las tecnologías de elaboración de chips integrados en microelectrónica. Permiten identificar la secuencia de una cadena simple de ADN por medio del encaje con su complementaria de forma visual. Para ello, se trata químicamente un substrato de vidrio para permitir la fijación de la cadena de referencia. Luego se aplica una película fotodegradable y, sobre ella, se sitúa una plantilla opaca de celdas regulares, una máscara. Cuando se somete la placa a un haz de luz, la zona expuesta queda libre del compuesto dejando una matriz de celdillas donde se pueden fijar los nucleótidos. Mediante un brazo robótico, o sintetizando la cadena directamente sobre la placa, se fija un elemento distinto en cada espacio. La hibridación de la cadena a reconocer con su complementaria nos dirá cuál es su secuencia. De nuevo, para reconocer a simple vista el grado de complementariedad, marcamos los nucleótidos con fluorescencia y los excitamos con un láser para reconocer un patrón de colores. Eso nos sirve, por ejemplo, para comprobar si un individuo presenta una cierta modificación genética, que pueda dar lugar a una enfermedad. Las expectativas que ha creado esta tecnología permiten pensar que, en poco tiempo, puede convertirse en un método efectivo y generalizado de diagnóstico.

El Área de Bioinformática y Salud pública del Instituto de Salud Carlos III cuenta desde el año 2000 con un laboratorio plenamente equipado para la realización de experimentos con tecnologías basadas en biochips o microarrays. En la imagen, robot de impresión Affymetrix-417.

Tras la identificación de los genes, la mayor parte de preguntas apuntan a saber más sobre la función de las proteínas codificadas por ellos. La estrategia más habitual consiste en intentar hallar similitudes a nivel de secuencia con otras proteínas analizadas previamente, y almacenadas en bases de datos cuya función conocemos. GeneQuiz, el primer sistema bioinformático desarrollado en el Laboratorio Europeo de Biología Molecular (EMBL) a principios de los años noventa para analizar genomas, utilizaba esta metodología. Sin embargo, contra la lógica aparente, secuencias parecidas no garantizan funciones similares. En el caso de las proteínas, además, sus características tridimensionales aportan gran información sobre la misión que cumplen y, por ello, se han creado herramientas para simularlas mediante modelos en 3D. Aunando los conocimientos que se derivan de la secuencia y de la estructura espacial, podemos establecer similitudes con estructuras de función conocida para casi un 60% de los casos. Aun así, para un 40% de las secuencias no conocemos su función. Por ello, en la actualidad, ni siquiera los métodos bioinformáticos basados en homologías para simular el plegamiento 3D son suficientes por sí mismos. Se debe recurrir a técnicas de difracción de rayos X y de medición de distancias entre partículas subatómicas por medio de resonancia molecular en modelos inmovilizados en vivo, para conocer las estructuras reales de un subconjunto de elementos mayor, que sirva de referencia a nuevos análisis. Sencillamente, se trata de ampliar el número de modelos conocidos contra los cuales comparar. El proyecto SPINE de la Unión Europea trata de asignar estructura a un conjunto de secuencias representativas de diversas familias, que permita deducir la estructura del resto por comparación. Algunas estimaciones apuntan a que podrían ser necesarias más de 10 000 estructuras para luego generar modelos para el 90% de las proteínas y más de 100 000 para cubrir el 10% restante. Por tanto, parece que va a haber mucho trabajo para los bioinformáticos durante los próximos años.

Todas estas técnicas y los conocimientos que aportan se transfieren rápidamente a la industria, que se ve sometida a una transformación vertiginosa para que el intervalo temporal entre las publicaciones científicas y sus aplicaciones concretas sea cada vez menor. La competencia en las industrias farmacéutica y alimentaria, espoleadas ambas por espléndidos beneficios, es feroz y garantiza que la intromisión en nuestras vidas de las conclusiones que hoy se debaten en los laboratorios va a llegar muy pronto a nuestros hogares en forma de productos diversos. La expectativa de mejorar la calidad de vida y garantizar el tratamiento de enfermedades incurables justifica, para muchos, la inversión de capitales. Deberíamos administrar con acierto las ventajas de los nuevos recursos y vigilar con atención los posibles desatinos que puedan generarse.

Capítulo 11

La evolución de la vida en la Tierra

¿De cuándo es el primer registro geológico de actividad biológica en nuestro planeta? La historia de la vida en la Tierra está escrita en un diario de piedra, en las rocas que forman su superficie. Aprender a leer esa historia, ilustrada primero por pinceladas de quimiofósiles y escurridizos biomarcadores, y más adelante por fósiles, es fundamental para comprender cómo evolucionó la vida en nuestro mundo. En este capítulo hablaremos, entre otras cosas, de los primeros ecosistemas en el Arcaico, de la fauna de Ediacara y la explosión del Cámbrico. Para acabar con la extinción de los dinosaurios, que en la última instancia nos permitió a nosotros escribir este libro y a usted, querido lector, leerlo.

Estromatolitos creciendo en la reserva natural marina Hamelin Pool, Bahía Tiburón en el Oeste de Australia. Los estromatolitos son «bioconstrucciones», rocas carbonatadas formadas por multitud de pequeñas láminas apiladas. La formación de la estructura geológica laminada se produce por la deposición de sedimentos finos sobre la superficie de tapetes bacterianos. Estos tapetes están formados generalmente por cianobacterias en su parte alta, donde realizan la fotosíntesis, y otras bacterias de metabolismo anóxico debajo. Las bacterias fotosintéticas migran hacia arriba a través de los sedimentos para poder seguir alcanzando la luz solar. La repetición cíclica de ese proceso de crecimiento de la colonia va generando la estructura laminada. (Foto cortesía de Paul Harrison.)

11.1 La huella de la vida: los fósiles

En los capítulos previos, hemos estado viendo qué sabemos de la vida a partir de estudios biológicos, químicos y físicos. Así, por ejemplo, la genómica ha permitido reconstruir un «árbol de la vida», que muestra las relaciones evolutivas entre los diferentes organismos: cuáles son los más antiguos, o de qué organismos han evolucionado otros. A continuación, vamos a abordar un enfoque complementario: estudiar qué nos dice el registro geológico sobre la actividad y evolución biológica a lo largo de la historia de la Tierra.

La historia de los procesos terrestres puede estudiarse a partir del registro geológico, es decir, las rocas. Así, por ejemplo, estudiando sus estructuras y minerales, los geólogos pueden deducir a partir de una arenisca, si ésta se ha depositado en un entorno marino o continental, si las condiciones eran anóxicas o había oxígeno, si el medio de transporte era viento o agua, de dónde vinieron los granos que formaron esa roca, etc. De la misma manera, es posible saber si en esa zona había actividad biológica, y de qué tipo, utilizando las huellas que esa actividad biológica deja en las rocas: los fósiles.

Cuando hablamos de fósiles, las primeras imágenes mentales que surgen suelen ser los grandes huesos de dinosaurios o los cráneos de homínidos antiguos que vemos en los museos. Sin embargo, hay muchos tipos de fósiles que nos pueden dar información muy variada. Para empezar, los «huesos» de dinosaurio de los museos no son realmente huesos antiguos, sino reemplazamientos minerales de los tejidos de esos huesos, que han sucedido cuando el hueso fue enterrado en el sedimento, y éste se fue volviendo roca a través de una serie de procesos químicos y físicos (por ejemplo, compactación por la presión de los otros sedimentos que lo van enterrando). Por eso, normalmente se fosilizan sólo las partes duras de los organismos; es decir, los huesos, dientes o caparazones, ya que las partes blandas se pudren o son comidas por otros animales, mientras que estas partes duras resisten, y son posteriormente mineralizadas. Así, podemos encontrar huesos o conchas de carbonato (los más comunes), pero también de pirita (sulfuro de hierro) por ejemplo, dependiendo de los procesos químicos que le sucedan al sedimento tras su enterramiento.

Otro tipo de marcador geológico de actividad biológica son algunos minerales y rocas que tienen un inequívoco origen biogénico. Un ejemplo son las magnetitas producidas por un tipo de bacterias (las magnetotácticas) que, para orientarse, usan el campo magnético terrestre. Aunque hay varios procesos geológicos que pueden generar magnetitas, las características químicas y mineralógicas de las magnetitas producidas por estas bacterias son únicas e inconfundibles. Es decir, que si encontramos en el registro geológico magnetitas con esas características, podemos estar seguros de la presencia de bacterias magnetotácticas en ese medio en el momento de formación de la roca.

Otro ejemplo notable de «bioconstrucción» son los estromatolitos, unas rocas carbonatadas, formadas por multitud de pequeñas láminas apiladas. Estos estromatolitos se forman por la acción de tapetes microbianos formados por bacterias fotosintéticas (generalmente cianobacterias) en su parte alta, con otras bacterias de metabolismo anóxico bajo ellas. La formación de la estructura geológica laminada se produce por la deposición de sedimentos finos sobre la superficie del tapete, lo que hace que los organismos deban migrar hacia arriba a través de este sedimento para poder seguir alcanzando la luz solar y realizar la fotosíntesis. La repetición cíclica de ese proceso de crecimiento de la colonia va generando la estructura laminada.

Muestra de un estromatolito fósil (cortesía NASA)

Los estromatolitos fósiles son especialmente abundantes en el Arcaico y Proterozoico, aunque también existen algunos ejemplos vivos actuales de este tipo de tapetes microbianos que han permitido estudiar su formación. En la actualidad, los estromatolitos sólo aparecen en ambientes extremos, como aguas muy salinas, ácidas o calientes. Sólo aquí, la ausencia de organismos predadores hace que estos tapetes puedan crecer. Esto explica también su distribución en el registro geológico: no es que hubiera más ambientes extremos en el Pre-Cámbrico (Arcaico y Proterozoico), sino que, como veremos, la escasez de predadores en la biosfera hasta el Cámbrico hacía que su existencia fuera más fácil. Sólo más tarde, se han visto arrinconados a esos ambientes extremos donde los encontramos en todo el Fanerozoico hasta la actualidad.

11.2 Buscando microorganismos antiguos: quimiofósiles y biomarcadores

Como vamos a ver en este capítulo, durante la mayor parte de la historia de la Tierra no han existido sobre su superficie animales con esqueletos duros (internos o externos), sino que la Tierra estaba habitada únicamente por microorganismos. La posibilidad de que estos pequeños microorganismos sin partes duras fosilicen es mucho más remota pero, afortunadamente, la actividad biológica deja en el registro geológico otros tipos de huellas que pueden servir para su estudio.

La vida necesita de desequilibrios químicos para funcionar y, a veces, podemos encontrar en el registro los productos de esas reacciones químicas: los llamados quimiofósiles. Una de estas huellas químico-biológicas más usadas la dejan los procesos metabólicos. Todos los seres vivos necesitan una fuente de carbono (sea orgánico o inorgánico), pero no todo el carbono de la naturaleza es igual, sino que este elemento tiene dos isótopos estables: el 13C y el 12C (además del famoso e inestable 14C usado en arqueología y geología para datar restos biológicos antiguos). Aunque ambos isótopos pueden participar en los mismos compuestos y reacciones, los seres vivos prefieren usar el más ligero de los dos (así necesitan menos energía). Esto quiere decir que los organismos y sus productos tienen altas relaciones 12C/13C; dicho de otro modo, quedan enriquecidos en 12C.

Esta huella isotópica se ha estudiado exhaustivamente en organismos y compuestos orgánicos de origen biológico (recientes y antiguos) y, actualmente, es uno de los biomarcadores (es decir, marcas de actividad biológica) más usados y fiables. Dicho de otro modo, cuando encontremos restos antiguos de compuestos carbonosos, analizando su relación 12C/13C podemos saber, en principio, si esos restos son de origen biológico o no. De la misma manera, las bacterias que utilizan compuestos de azufre en su metabolismo (por ejemplo, las sulfatoreductoras) dejan una anomalía isotópica de 34S que permite detectar su presencia estudiando el azufre de minerales antiguos.

Hay otros tipos de biomarcadores no isotópicos que podemos utilizar al estudiar restos orgánicos antiguos. Y es que hay algunos compuestos orgánicos que sólo se producen por actividad biológica (los más usados son lípidos), e incluso algunos sólo por la actividad de determinados tipos de organismos, o sólo bajo determinadas condiciones ambientales. Un buen ejemplo son los esteranos, un tipo de compuesto orgánico que sólo aparece en la membrana de los eucariontes, y que requiere oxígeno en el medio para formarse. Como veremos más adelante, el descubrimiento de esteranos en sedimentos antiguos está permitiendo fechar la aparición de los eucariontes en la Tierra.

Así pues, vamos a utilizar todos estos biomarcadores (en sentido amplio) para estudiar cómo ha sido la evolución biológica en la Tierra, y cómo vida y Gea se han influido mutuamente en estos aproximadamente 4000 millones de años de historia conjunta.

11.3 El registro de la primera biosfera

La primera pregunta es obvia: ¿cuándo tenemos el primer registro geológico de actividad biológica en la Tierra? Pero su respuesta no es sencilla, ni exenta de un enconado debate científico. Las rocas sedimentarias (y por ello con posibilidad de tener huellas de actividad biológica) más antiguas son las de Isua y Akilia, en el sur de Groenlandia. Estas rocas son también candidatas a tener las huellas más antiguas de vida en la Tierra, ya que diversos autores han presentado datos de desequilibrio isotópico de carbono en estas rocas. Hay dos propuestas diferentes. La primera, y más controvertida, es del año 1996 y se basa en el análisis de las relaciones isotópicas de carbono de materia orgánica que está incluida dentro de unos minerales fosfatados (apatitos), que aparecen en unas cuarcitas y en una supuesta formación de hierro bandeado (BIF) de esta serie. El equipo que obtuvo estos datos isotópicos de carbono anunció que las relaciones 12C/13C eran claramente biológicas y que, por tanto, habían encontrado pruebas de vida en la Tierra hace unos 3850 millones de años (el récord, de momento). La aparición de restos de carbono de origen biológico dentro de unos minerales fosfatados es común en sedimentos modernos, debido a que en el medio marino los organismos tienen que concentrar el fósforo que necesitan y, en ese proceso, se generan apatitos. Pero las críticas a esta propuesta arreciaron enseguida desde varios frentes, con un argumento común: las extremas deformaciones y alteraciones sufridas por estas rocas en su larga historia. La primera crítica fue hacia el origen e historia de los apatitos donde están las inclusiones carbonosas. Los críticos basaban sus argumentos en edades radiométricas más modernas (alrededor de 1500 millones de años) obtenidas en apatitos de esas rocas. Esto implicaba que, o bien los apatitos se habían formado posteriormente a la roca por reacciones metamórficas, o bien, aunque tenían la misma edad que la roca, habían sufrido un «recalentón» metamórfico tan importante hace 1500 millones de años que habría afectado profundamente a su química, invalidando los datos isotópicos de las inclusiones carbonosas.

El grupo defensor de la idea biológica contraatacó afirmando que la química de la roca (una cuarcita) hacía virtualmente imposible que los apatitos se hubieran formado en ella por reacciones metamórficas hace 1500 millones de años, sino que debían ser contemporáneos a la sedimentación de la roca (hace 3850 millones de años). Y aunque reconocen el importante evento térmico sufrido por esas rocas hace 1500 millones de años, dicen que éste no pudo afectar a las relaciones isótopicas de las inclusiones carbonosas. Posteriormente, en 2002, otro grupo de investigadores mostró que, al menos en una de las rocas donde aparecen los apatitos con inclusiones carbonosas, éstas aparecen también en otros minerales, como carbonatos de hierro, que son claramente más modernos y formados por fluidos a muy alta temperatura.

También en el año 2002 se ha abierto un nuevo frente, al ser atacado el origen sedimentario mismo de la roca. Se ha afirmado que no se trata de una formación de hierro bandeado, sino que el bandeado de la roca es de origen tectónico, es decir, que la intensa deformación sufrida por la roca es la que ha generado su estructura en bandas actual y que, por tanto, es imposible que conserve minerales «intactos» de la época de su formación. Pero los defensores de la propuesta biológica siguen reafirmándose en el origen sedimentario de las rocas donde han encontrado los apatitos con inclusiones carbonosas. Un estudio geoquímico en 2004 parece darles la razón al sugerir que el hierro de estas rocas tiene unas relaciones isotópicas que sugieren un origen en chimeneas hidrotermales submarinas y una precipitación posterior, como en los BIFs más modernos. Enconado debate, por tanto, el que existe actualmente sobre las posibles «huellas más antiguas» biológicas en los supuestos hierros bandeados de Isua.

La segunda propuesta biogénica (también en cuanto a antigüedad: más de 3700 millones de años) de Isua se hizo en el año 1999, y se trata de otra anomalía isotópica de carbono distinta. Esta vez la anomalía se ha detectado en los abundantes granos de grafito (un mineral de carbono reducido) presentes en unas antiguas areniscas y arcillas marinas. Las estructuras de estas rocas indican un origen marino profundo, por debajo del nivel del oleaje, probablemente relacionadas con deslizamientos submarinos y sedimentación en el fondo oceánico («turbiditas» en el argot geológico). Comparando la geología y «biología» de estas rocas con análogos oceánicos actuales, la anomalía isotópica de carbono parece indicar que el grafito representa los restos biogénicos de organismos que vivían «flotando» en el mar, de manera similar al plancton actual. Además, la magnitud de la anomalía isotópica es muy similar a la que se produce en procesos fotosintéticos, por lo que quizá estos organismos fueran fototróficos. Sin embargo, en el año 2002, se ha encontrado que estos sedimentos muestran huellas químicas de una importante contribución de material meteorítico, lo cual no es sorprendente si recordamos que, en esa época, hace unos 3800 millones de años, la Tierra debía estar sufriendo los efectos del gran bombardeo meteorítico terminal. El problema para la propuesta biológica viene de que las condritas carbonáceas (un tipo primitivo de meteoritos) poseen unas relaciones isotópicas de carbono de 18 por mil, casi idénticas a las detectadas en estas rocas (19 por mil), por lo que será necesario discernir de algún modo en el futuro si todo el carbono de estas rocas es de origen «extraterrestre», o también hay restos de carbono «biológico».

El siguiente hito en esta carrera por encontrar la evidencia biológica más antigua lo encontramos en Pilbara, Australia occidental (otro de los lugares clásicos para el estudio del Arcaico), y esta vez no se trata sólo de anomalías de carbono, sino de microfósiles en rocas de 3500 millones de años de antigüedad. Las primeras evidencias provienen del descubrimiento de estromatolitos (recordemos: rocas carbonatadas laminadas que se han interpretado como bioestructuras generadas por la acción de cianobacterias). Aunque hay mucho trabajo de investigación sobre estromatolitos arcaicos en el mundo, el origen biológico de las estructuras de más de 3200 millones de años es muy discutido, y se han propuesto varias alternativas «no-biológicas» para explicar la laminación de estas estructuras, como precipitación química o deformación de sedimentos blandos. El descubrimiento en 1999 de varias estructuras estromatolíticas muy bien preservadas en rocas carbonatadas de alrededor de 3500 millones de años en Pilbara hace que algunos geólogos aún defiendan el origen biológico de estas rocas, por lo que el debate continúa.

A principios de los años 90, en rocas similares a los sílex cercanas a los estromatolitos citados, y con edades de 3500 millones de años, fueron encontradas una serie de estructuras microscópicas que muestran una enorme similitud morfológica con bacterias. Las morfologías encontradas, unidas a una anomalía isotópica de carbono en la roca, han hecho que se proponga un origen biológico para estas microestructuras. Estaríamos así ante los restos fósiles más antiguos que se han encontrado en la Tierra. En concreto, se ha propuesto que estos restos pertenecen principalmente a cianobacterias, es decir, bacterias fotosintéticas que emiten oxígeno. Pero ante estructuras tan pequeñas en rocas tan antiguas y alteradas, el criterio morfológico es muy discutible, y muchas veces es muy difícil decir cuál es la diferencia entre un fósil de bacteria y una burbuja o impureza de la roca. Por eso, el grupo que descubrió estas estructuras ha realizado análisis microscópicos de detalle de la composición de estas formas y han llegado a la conclusión de que están hechas de carbono de origen orgánico.

Pero, paradojas de la ciencia, en el mismo número (marzo de 2002) de la prestigiosa revista científica donde se anunciaban estos resultados, otro grupo de investigadores mostraba sus análisis de las mismas rocas, con unas conclusiones totalmente opuestas: la roca donde aparecen los supuestos microfósiles no es sedimentaria, sino que se formó por la acción de aguas termales a una temperatura de más de 250ºC, y los supuestos restos fósiles de bacterias no serían más que artefactos formados por grafito amorfo. Esto implicaría que los propuestos microfósiles de cianobacterias con 3500 millones de años, los supuestos restos de vida más antiguos encontrados hasta ahora, no son más que granos de carbono formados por actividad hidrotermal en una chimenea submarina. Posteriormente, el descubridor de los restos ha reconocido que se equivocó en el contexto geológico, y que las estructuras microscópicas no pueden corresponder a cianobacterias, pero sigue defendiendo su origen biológico relacionándolas con bacterias asociadas a esas chimeneas hidrotermales: el debate está servido.

Cuando la forma no es suficiente, o la importancia del contexto

El debate sobre los posibles restos de bacterias en las rocas de 3500 millones de años de antigüedad en Pilbara ha abierto una discusión aun más amplia sobre la validez de los criterios morfológicos para reconocer restos biológicos en rocas muy antiguas. Esta discusión es de enorme importancia, no sólo en el debate sobre los restos biológicos más antiguos de la Tierra, sino sobre todo en la futura búsqueda de restos de vida antigua en rocas de otros planetas, como por ejemplo Marte. Recordando la polémica en torno a los supuestos restos biológicos del meteorito marciano ALH84001: si no somos capaces de ponernos de acuerdo en la identificación de restos de microorganismos en rocas de la Tierra, ¿qué posibilidades tenemos de identificar posibles restos de microorganismos en muestras traídas desde Marte?

Una aportación importante a esta polémica la realizó en el año 2003 un grupo de investigadores españoles y australianos, que fueron capaces de reproducir en el laboratorio filamentos microscópicos de carbonatos con morfologías idénticas a las de las rocas de Pilbara. En el experimento se mezclaban en un ambiente básico (pH entre 8.5 y 11) soluciones con sales y sílice que, según los autores, podrían reproducir las existentes en el Arcaico en lagunas someras próximas a zonas volcánicas. Además, al calentar la solución a unos 100°C, se condensaban sobre los filamentos compuestos orgánicos de origen abiótico con características químicas similares a las detectadas en las rocas de Pilbara. La conclusión del trabajo es simple: debemos replantearnos los criterios para la detección de vida antigua; la morfología y la química no son suficientes.

El debate sobre la forma de detectar vida antigua está actualmente en un punto que podría resumirse como «la forma no es suficiente, o la importancia del contexto». Como hemos visto en el ejemplo de ALH84001, en las rocas de Pilbara o incluso en las de Isua, el contexto geológico de la roca es fundamental para que los indicios «biológicos» morfológicos e isotópicos puedan sostenerse. Por muchas técnicas sofisticadas de análisis microscópico o isotópico que se usen, cuando el contexto de la roca indique un ambiente de formación, o unas condiciones de preservación posteriores «incompatibles» con la hipótesis biológica, ésta no pasará nunca el análisis de la comunidad científica. Esta lección será fundamental cuando queramos ir a Marte a estudiar in situ o traer muestras a la Tierra para buscar restos extraterrestres de vida antigua.

11.4 Ecosistemas del Arcaico

Como estamos viendo, el estudio del registro geológico de la vida antigua es una disciplina muy reciente, y no exenta de dificultades y debates. Aun así, diversos estudios en los últimos años nos están permitiendo pintar el cuadro de la biosfera arcaica, a veces con grandes sorpresas. Quizá el hecho más destacable es que, a lo largo de esta época, la vida se las arregla para explorar la gran mayoría de los nichos ecológicos y las rutas metabólicas de esa Tierra Joven. Vamos a ver algunos de las indicios más notables.

A las anomalías isotópicas de carbono de hace 3800 millones de años y los restos de 3500 millones de años ya descritos, se les une hace 3470 millones de años una anomalía isotópica de azufre en sulfatos y sulfuros sedimentarios del noroeste de Australia, que parece indicar la acción de bacterias sulfatorreductoras. Esta reducción biológica de sulfatos se produjo en unas charcas evaporíticas costeras comunicadas intermitentemente con el mar. Ésta es la primera evidencia inequívoca de una actividad metabólica concreta en el registro geológico, ya que, aunque las anomalías de carbono mencionadas antes podrían indicar la acción de microorganismos autróficos que fijaban CO2, las rutas metabólicas y el tipo de organismo implicados no están claros.

A partir de esta edad, aparecen varias propuestas de restos de actividad biológica asociados a diferentes ambientes geológicos y tipos de organismos. Así, en sedimentos con 3400 millones de años de antigüedad de Sudáfrica, aparecen unas finas laminaciones con restos de carbono, que han sido interpretadas como los restos de antiguos biofilms fotosintéticos, posiblemente anoxigénicos, que vivían en aguas someras. Y en depósitos de sulfuros marinos profundos de 3200 millones de años de Australia y Sudáfrica, aparecen indicios de bacterias viviendo en chimeneas hidrotermales; las primeras como microfósiles y las segundas como anomalías isotópicas de carbono en compuestos orgánicos de origen biológico. En este segundo caso, se han encontrado también evidencias isotópicas de bacterias fotosintéticas en sedimentos marinos profundos cercanos (una interpretación similar a la de la anomalía de Isua de más de 3700 millones de años).

Así, para mediados del Arcaico (hace unos 3000 millones de años), ya tendríamos pruebas geológicas de ecosistemas desarrollados al menos en: 1) sistemas hidrotermales oceánicos (quimioautótrofos termófilos), 2) en aguas someras, probablemente como tapetes microbianos (estromatolitos y bacterias sulfatorreductoras), y 3) en aguas marinas abiertas formados por organismos fotosintéticos planctónicos. Algunos de estos lugares podrían ser ya testigos de la actuación de ecosistemas con cierto grado de complejidad, donde diferentes tipos de organismos vivieran como colonias, utilizando unos para su metabolismo los productos de la actuación de otros: por ejemplo, tapetes microbianos con interacción de microorganismos metanógenos, sulfatoreductores y fotosintéticos.

Un aspecto controvertido de la ecología, tanto de estos posibles tapetes microbianos antiguos como del Arcaico en general, es el desarrollo de un ciclo biológico del azufre. Ya hemos mencionado que se ha propuesto una evidencia isotópica de existencia de bacterias sulfatorreductoras al inicio del Arcaico, lo que estaría en consonancia con los datos de filogenia molecular que indican que el ciclo del azufre es de gran antigüedad. Sin embargo, muchos datos isotópicos de azufre de rocas de más de 2800 millones de años parecen indicar que el fraccionamiento microbiano de azufre durante el Arcaico fue muy limitado. Es posible que la maquinaria biológica del ciclo del azufre estuviera presente desde muy temprano, y que existieran algunos organismos que la utilizaban, pero que el uso de este metabolismo sólo se hiciera abundante al final del Arcaico.

Algo parecido sucede con nuestro conocimiento del ciclo Arcaico del nitrógeno. Los depósitos sedimentarios Arcaicos antiguos (3500-3400 millones de años) muestran unos valores isotópicos de nitrógeno diferentes a los del Proterozoico (2000 millones de años), lo cual se ha interpretado como el reflejo de microorganismos usando formas reducidas de nitrógeno en condiciones anóxicas. Pero también se ha propuesto que la fijación de nitrógeno en el Arcaico se realizaba principalmente de forma abiótica, por descargas en una atmósfera rica en CO2 y N2. En este caso, el mecanismo biológico de fijación de nitrógeno se habría desarrollado al final del Arcaico por un descenso del contenido de CO2 atmosférico, que proponen algunos modelos climáticos, y que habría provocado una escasez de NO, la forma «útil» del nitrógeno para los seres vivos. Esto, de nuevo, choca con la filogenia molecular que indica que la fijación biológica del nitrógeno es una ruta metabólica antigua.

Otros posibles microorganismos muy controvertidos, entre otros motivos por su posible relación con la evolución atmosférica y climática, son las bacterias metanógenas. Su baja posición en el árbol de la vida hace que se sospeche su presencia en los ecosistemas Arcaicos. Sin embargo, las pruebas no son claras. En principio, la actividad metabólica de las metanógenas debería quedar reflejada en el registro biogeoquímico. El valor de la anomalía de carbono en células fotosintéticas es similar al de las células metanógenas, por lo que los isótopos de carbono de restos orgánicos no permitirían diferenciar entre estos dos grupos. Pero el metano liberado por las metanógenas llevará una anomalía isotópica muy fuerte, mucho mayor que el de cualquier otra sustancia producida biológicamente. Si hubiera en la zona organismos que utilizaran este metano biogénico (marcado isotópicamente), sus restos carbonosos tendrían valores isotópicos extremos, que los haría identificables frente a restos de bacterias fotosintéticas. De este modo, podríamos identificar cuándo la anomalía isotópica de carbono que obtenemos está relacionada con la acción de metanógenas. Éste es el mecanismo que se ha propuesto para explicar una anomalía isotópica de carbono excepcional que aparece en el registro de manera global hace unos 2800 millones de años. Sin embargo, esta interpretación y, en general, el posible papel del metano atmosférico producido biológicamente en el Arcaico, son motivo de intenso debate debido a las implicaciones paleoclimáticas y paleoatmosféricas que tienen. Por ejemplo, además de la importancia del metano como gas de efecto invernadero, para que se produzca esta anomalía extrema de carbono hace falta que exista oxígeno libre en el medio, ya que los organismos consumidores de metano son aerobios.

Hasta ahora, nos hemos internado en la biosfera arcaica a través de microfósiles, a veces muy polémicos, y anomalías isotópicas diversas, a veces con interpretaciones variadas. Pero hace sólo unos años, en 1999, se encontraron en rocas marinas profundas de 2700 millones de años de Australia Occidental, los biomarcadores más antiguos que se conocen hasta ahora. Y la principal sorpresa fue que, además de abundantes restos de biomarcadores de cianobacterias, cuya presencia se sospecha desde varios cientos de millones de años antes, aparecieron esteranos: biomarcadores inequívocos de la presencia de células eucariotas (con núcleo). Más recientemente, en las mismas rocas se han encontrado biomarcadores de metanógenas, pero en cantidades muy pequeñas, lo que parece indicar que hace 2700 millones de años estos microorganismos no eran parte dominante del ecosistema marino. Estos resultados proporcionan la prueba de la presencia en la Tierra de eucariontes casi 1000 millones de años antes de los que se pensaba hasta hace poco tiempo, y más de 1500 millones de años antes de que éstos tomaran notoriedad taxonómica y ecológica (hace unos 1200-1100 millones de años). Pero además, estos biomarcadores son importantes «marcadores atmosféricos». Por un lado, abundancia de cianobacterias implica que, en ese momento, ya se está emitiendo oxígeno biogénico a la atmósfera. Por otro, la síntesis de los esteroles (los lípidos de los que proceden los esteranos) de la membrana de los eucariotas requiere oxígeno molecular en el medio.

En esta misma época, 2700-2600 millones de años, es cuando aparecen las primeras evidencias de microorganismos viviendo en tierra firme, fuera del océano. En concreto, son unos tapetes microbianos encontrados en Sudáfrica y que, además de estar en antiguos suelos continentales, muestran relaciones isotópicas de carbono típicas de actividad fotosintética. En este caso concreto, además, es posible descartar que ésta podría ser anoxigénica producida por bacterias «del azufre», debido al carácter continental y a la ausencia de anomalía de azufre asociada. Lo que parece más probable es que se tratara de tapetes microbianos terrestres con cianobacterias, lo que implica producción biológica de oxígeno pero, además, la presencia de una capa de ozono que proteja a los organismos de estos tapetes de los rayos ultravioleta. Y una capa de ozono implica oxígeno atmosférico.

Estamos viendo pues, que la historia de los ecosistemas Arcaicos, no sólo nos está enseñando cómo comienza la evolución de la biosfera terrestre, sino también cómo la atmósfera arcaica va cambiando, aumentando su contenido en oxígeno, con esta evolución. Vamos a intentar describir con más detalle cómo pudo ser esa evolución ambiental del Arcaico.

11.5 La historia del oxígeno: lo que cuenta el hierro

La historia de la aparición y evolución del oxígeno atmosférico es uno de los debates más intensos en geobiología en los últimos años. Todo el mundo está de acuerdo en que la atmósfera que respiramos actualmente, con su 21% de O2, es producto de la actividad biológica en la Tierra, y muy diferente a cómo debió ser la atmósfera de la Tierra antigua. Los que no están nada claros son los detalles de cómo ha sido la historia del oxígeno atmosférico. Para reconstruir esta historia, vamos a utilizar principalmente el registro geológico, con sus huellas biológicas, el cual debe ser el juez final de todos nuestros modelos; aunque, como ya hemos visto, a veces el registro tiene interpretaciones variadas. Lo que vamos a buscar no son sólo rocas y minerales que nos den alguna indicación del grado de oxidación del medio en que se formaron, sino también biomarcadores de metabolismos relacionados con el oxígeno.

Así, si aceptamos la interpretación de que los supuestos microfósiles de las rocas australianas de 3500 millones de años corresponden a cianobacterias, esto indicaría que ya, desde ese momento, había organismos que estaban liberando O2 a la atmósfera en sus procesos metabólicos fotosintéticos. Pero, ¿tenemos pruebas en el registro geológico de un aumento del O2 ya desde esa época? Aquí es donde empieza la polémica, ya que la mayoría de los investigadores consideran que las evidencias geológicas apuntan a que no se produjo un aumento apreciable del O2 atmosférico hasta hace unos 2500 millones de años. ¿Qué pasó? ¿Realmente se emitía O2 biológicamente desde tan pronto? Si es así, ¿por qué el registro geológico no lo muestra? ¿O es que estamos interpretando mal ese registro? Quizás, sí se emitía pero no fue a la atmósfera; pero, ¿adónde fue entonces? Muchas incógnitas: vamos a intentar resolverlas.

Uno de los mejores indicadores del contenido de oxígeno en el medio ambiente nos lo proporciona el hierro, que además de ser muy abundante, se puede presentar en dos estados de oxidación distintos (Fe2+ y Fe3+), que tienen propiedades totalmente diferentes en cuanto a su solubilidad en el agua o los minerales que forman. Eso hace que los minerales de hierro sean un excelente indicador de la oxigenación del medio en el que se generan. Uno de los lugares donde aparecen minerales de hierro que nos pueden dar información sobre el estado de oxidación de la atmósfera son los paleosuelos (suelos antiguos). Los paleosuelos parece que no empiezan a presentar minerales oxidados de hierro hasta hace unos 2300 millones de años, lo que indicaría que la atmósfera no debía contener mucho oxígeno libre antes de esa fecha. De la misma manera, los sedimentos continentales fluviales anteriores a 2500 millones de años muestran restos de pirita, un sulfuro de hierro reducido inestable en presencia de oxígeno libre atmosférico, lo que confirmaría su ausencia antes de esa fecha. Aunque algunos autores han criticado esta evidencia, ya que la pirita podría haberse formado posteriormente por alteración hidrotermal, sedimentos fluviales de 3250-2750 millones de años de Pilbara muestran abundancia de siderita, un carbonato de hierro, lo que de nuevo indica que los niveles de oxígeno atmosférico debían ser muy bajos antes de 2700 millones de años.

Uno de los indicadores geológicos «férricos» más citados en el estudio del medio Arcaico son las formaciones de hierro bandeado (BIF). Estas rocas sedimentarias marinas están formadas por la alternancia de capas milimétricas de óxidos de hierro y sílex, y son especialmente abundantes en el Arcaico y Proterozoico inicial, siendo notoriamente escasas posteriormente. Su utilidad como indicador paleoambiental se debe a que el hierro sólo es soluble en agua como Fe2+, por lo que, si hay oxígeno en el agua, el hierro se oxida y precipita. Hay diversos argumentos geoquímicos y geológicos que indican que el origen del hierro de los BIF es hidrotermal, producido en chimeneas submarinas, y transportado posteriormente hasta su lugar de depósito en zonas marinas someras. Esto se ha utilizado clásicamente como un indicador de que el agua del océano antes de 2300 millones de años no debía contener oxígeno disuelto ya que, si no, el hierro se habría oxidado y no habría podido ser transportado. Este modelo clásico propone que el hierro se precipita en zonas marinas someras porque es allí donde las cianobacterias están actuando liberando oxígeno al agua, el cual se combina con el hierro (el bandeado podría estar relacionado con variaciones estacionales en las corrientes marinas que aportan el hierro, o en la actividad de las cianobacterias, aunque no está ni mucho menos claro).

Muestra de una formación de hierro bandeado del Proteozoico (cortesía: NASA).

Y aquí está una de las soluciones al problema que nos planteábamos al principio. Las BIF son depósitos enormes, de cientos de kilómetros de extensión y que, por tanto, acumulan enormes cantidades de hierro oxidado. Estos óxidos de hierro podrían ser la trampa en la que estaría secuestrado el oxígeno que liberaban las cianobacterias en el Arcaico e inicios del Proterozoico. Es decir, no observamos acumulación en la atmósfera Arcaica del oxígeno producido por las cianobacterias porque no llegaba a la atmósfera: se consumía en oxidar hierro del agua oceánica y formar las gigantescas BIF. Sin embargo, existen BIF con edades de 1800 millones de años, e incluso más jóvenes, formadas cuando ya hay claras evidencias de la importante presencia de oxígeno atmosférico. Esto ha llevado a algunos investigadores a proponer que los BIF se pueden formar en presencia de oxígeno y que, en realidad, nuestro problema no existe, ya que había oxígeno atmosférico en cantidades apreciables desde hace unos 3500 millones de años. Este modelo, muy minoritario en seguidores, se apoya también en interpretaciones distintas y muy discutidas de los datos de los paleosuelos Arcaicos, ligando su mineralogía a la abundancia de CO2 atmosférico. La mayoría de los investigadores está en desacuerdo con estas propuestas, y piensa que los BIF recientes se han formado en contextos anómalos de aguas con poco oxígeno, lo que explica su escasez en el registro más moderno.

11.6 La historia del oxígeno: otros actores

Pero no todos los indicadores paleoatmosféricos arcaicos están basados en el hierro. Ya hemos hablado de la controvertida historia del ciclo del azufre arcaico, y de algunos posibles fraccionamientos isotópicos de origen biológico detectados. No obstante, existen otros procesos de fraccionamiento isotópico de azufre no biológico, que proporcionan información muy interesante sobre la atmósfera arcaica. En concreto, un tipo de fraccionamiento está provocado por los rayos ultravioletas, los cuales habrían alcanzado la superficie de la Tierra en el Arcaico, si no existiera oxígeno atmosférico que crease una protectora capa de ozono. Y este tipo de fraccionamiento aparece, efectivamente, en el registro geológico en los minerales de azufre de las rocas sedimentarias de hasta 2470 millones de años de edad, mientras que ya no se aprecia en rocas con 2320 millones de años, de Sudáfrica. Esto parece una buena prueba de que, por lo menos, hasta hace unos 2450-2300 millones de años, el nivel de oxígeno en la atmósfera debía de ser realmente muy bajo. Hay algunos autores que afirman que lo anterior entra en contradicción con la evidencia de actuación de bacterias sulfatoreductoras en sedimentos de 3470 millones de años, lo que indicaría la existencia de sulfatos en el agua marina y, por tanto, la presencia de oxígeno atmosférico oxidando los compuestos de azufre. De nuevo, esta opinión parece minoritaria, ya que la mayoría no está convencida de que la aparición puntual de sulfato en el agua de algunas zonas implique necesaria y taxativamente oxígeno atmosférico.

Otro compuesto interesante, ya mencionado, es el metano. Aunque, como hemos visto, hay pocas pruebas directas de la presencia de bacterias metanógenas a lo largo del Arcaico, su posición en las «ramas bajas» del árbol filogenético ha llevado a muchos investigadores a proponer que éstas debieron tener una gran importancia ecológica en la época. En ese sentido, se ha propuesto que muchas de las anomalías de carbono del Arcaico podrían estar reflejando el metabolismo de organismos metanógenos, y no fotosintéticos, y que el metano biogénico en la atmósfera podría haber sido abundante en el Arcaico y contribuir eficazmente al efecto invernadero. El aumento del oxígeno atmosférico al final del Arcaico habría descompuesto el metano, provocando una caída del efecto invernadero, y precipitando así una gran glaciación al principio del Proterozoico. Las glaciaciones son los momentos de la historia de la Tierra en los que existen casquetes de hielo permanentes bien desarrollados y que llegan hasta nivel del mar: en este sentido la Tierra está pasando ahora por una glaciación, aunque dentro de éstas hay momentos de avance y retroceso de los hielos, como el que estamos viviendo actualmente. Su existencia en el pasado se reconoce por la presencia de un tipo de roca sedimentaria especial: las tillitas, que se forman por el efecto erosivo y de transporte del hielo. Hacia el inicio del Proterozoico (2300-2200 millones de años; glaciación Huroniense) aparecen las primeras tillitas en el registro sedimentario (en Canadá, Sudáfrica y Australia), con la peculiaridad de que, si estamos interpretando bien los datos paleomagnéticos, éstas se habrían formado a bajas latitudes, es decir, estarían hablando de grandes glaciares en zonas tropicales. La primera gran crisis climática de la Tierra podría haber tenido una causa biológica.

Sin embargo, la situación no está nada clara. La glaciación del principio del Proterozoico no se produce hasta hace unos 2300 millones de años, pero ya hemos visto que hace 2700 millones de años tenemos claros biomarcadores de cianobacterias abundantes, así como de oxígeno libre en el agua (síntesis de esteranos por eucariontes), y la evidencia de oxígeno atmosférico (tapetes microbianos fotosintéticos terrestres). Quizá en uno de estos indicios podría radicar una de las claves del enigma, y es que estamos «aventurando» que hay cianobacterias realizando fotosíntesis oxigénica desde muy pronto (3500 millones de años), cuando se está viendo que las evidencias son muy discutibles. Ya hemos hablado de la polémica sobre el origen, edad y características de los supuestos microfósiles de 3500 millones de años de Australia Occidental, o del posible carácter abiogénico de los estromatolitos antiguos. Pero es que, también, debemos tener en cuenta que hay varios procesos metabólicos, además de la fotosíntesis oxigénica, que pueden dejar las anomalías isótopicas de carbono que observamos en el Arcaico (fotosíntesis anoxigénica, metanogénesis, quimioautotrofía), por lo que, con los datos actuales, es muy aventurado decir cuándo se inició la emisión biológica de oxígeno a la atmósfera.

Por tanto, aunque el cuadro global de la historia del oxígeno en el Arcaico parece claro, con contenidos muy bajos en sus inicios que aumentan notoriamente hacia el tránsito con el Proterozoico, los detalles temporales aún siguen confusos y, en algunos casos, parecen incluso contradictorios. Quizá la línea comenzada hace pocos años con el estudio de biomarcadores Arcaicos sea la más prometedora para intentar desenmarañar el momento de aparición en la Biosfera de «actores» tan importantes como los microorganismos metanógenos, o las cianobacterias. La integración de esos resultados biológicos con el estudio del registro geológico arcaico es la vía que nos puede aclarar en el futuro los detalles de la historia de la biosfera antigua.

11.7 Los organismos pluricelulares

Para finales del Arcaico, hace unos 2500 millones de años, la vida en la Tierra había evolucionado hasta tal punto, que había colonizado la mayoría de los hábitats existentes, desarrollando para ello una gran variedad de estrategias metabólicas distintas que le permitían utilizar una enorme diversidad de fuentes de energía. Sin embargo, esa variedad biológica de la Tierra antigua no se parece en nada a la que observamos en la Tierra actual. Hoy en día, podemos ver multitud de plantas y animales, que han desarrollado una enorme cantidad de morfologías distintas. La variedad del Arcaico era metabólica, pero no morfológica. Era una biosfera habitada únicamente por organismos unicelulares, aunque en algunos casos se aliaran entre ellos, como en los tapetes microbianos. Vamos a ver cómo la biosfera comenzó a poblarse de organismos capaces de evolucionar a través de esta variedad de morfologías: los seres pluricelulares.

El desarrollo de los organismos multicelulares no está nada claro, y ni siquiera tiene un modelo teórico dominante, entre otras cosas, por la falta de registro fósil. Hace unos 1200 millones de años se encuentran los primeros restos fósiles de algas multicelulares, las cuales parece que se expanden hace unos 1000 millones de años. El momento de aparición de los organismos con cavidad interna y tejidos diferenciados, animales, está menos claro. Los estudios moleculares parecen indicar que los animales existen desde hace unos 1200 millones de años, frente a los 600 que mostraba el registro fósil hasta hace poco tiempo. Esto se puede ver ratificado por el hallazgo de impresiones en rocas australianas de 1200 millones de años y surcos en rocas de 1100 millones de años del centro de la India. Las primeras han sido interpretadas como las huellas producidas por organismos móviles similares a gusanos, mientras que los surcos son similares a los que forman las lombrices actuales por las contracciones rítmicas de los músculos. Desde ahí, hasta la enigmática fauna de Ediacara, hace unos 600 millones de años, de la que hablaremos más adelante, hay un extraño vacío animal en el registro fósil.

La multicelularidad ha evolucionado en los tres dominios (Arqueas, Bacterias y Eucariontes), aunque son los eucariontes (animales y plantas), los que identificamos claramente como pluricelulares. Dentro del dominio de las bacterias aparecen los actinomicetos, y en las arqueas, las metonosarcinas. La vida multicelular se caracteriza por una mayor organización y especialización. Los organismos unicelulares necesitan desarrollar todas y cada una de las funciones vitales en los confines de su única célula; los multicelulares pueden tener estas funciones distribuidas en grupos de células especializados, de manera que cada uno de los tipos celulares realice su función concreta y no tenga que preocuparse de lo que no es su trabajo: así la especialización hace al individuo más eficiente.

Una pista de cómo podría haberse iniciado la multicelularidad la sugieren organismos tipo Pandonna y Eudoria. Ambos son formas coloniales de agua dulce. El primero forma colonias de unas 8 células, mientras que Eudoria, por su parte, es una colonia algo mayor, formada por 16, 32, 64 o 128 células. En ambos tipos, los dos flagelos de cada célula se sitúan hacia fuera de un «balón» y sirven para propulsar la colonia a través del agua. La colonia, al moverse, gira, lo que permite a cada célula de la estructura recibir luz solar. Las colonias de ambos tipos están recubiertas de una «cápsula» de material mucilaginoso que las ayuda a permanecer unidas. Además, el centro de la estructura conforma una cavidad vacía.

Aunque no hay ningún estudio profundo sobre el tema, no podemos dejar de hacer una reflexión sobre la similitud de esta estructura esférica de células alrededor de una cavidad interna, con el desarrollo inicial del óvulo fecundado hasta la estructura de blástula formada por una capa de células en un número de 2n (por lo menos hasta el n igual a 12) rodeando una cavidad o blastocele, a partir de la cual se produce la diferenciación celular en tejidos y órganos.

Sin embargo, no todas las colonias son esféricas, sino que, en muchos casos, fundamentalmente en algas, éstas se unen en largos filamentos mediante el proceso de no separarse al dividirse, lo cual favorece también la aparición de ramificaciones. Así, muchos de esos largos filamentos verdes que encontramos en los ríos formando marañas, y que creemos que son un organismo pluricelular, son en realidad una colonia de organismos unicelulares. Volvox es otro de los organismos típicos del estudio de formación de colonias que, en este caso, llegan a tener más de 500 individuos, hasta el punto de que, a veces, puede llegar a ser visible; pero a pesar de su tamaño, repiten el patrón de las colonias menores situando los flagelos hacia el exterior. Como peculiaridad de Volvox, en el interior de la colonia se van desarrollando pequeñas colonias hijas que son expulsadas al exterior. Sin embargo, y a pesar de su tamaño, estas colonias no son aún verdaderos organismos pluricelulares ya que, aunque sus células puedan tener funciones específicas, aún no se han diferenciado en tejidos. Éstos son grupos de células que tienen un mismo trabajo específico, y morfología similar; muchas veces esta función o trabajo determina una morfología específica.

Por último, existe una teoría que propone que el origen de los metazoos —organismos multicelulares— está en un grupo específico de protistas, los Choanoflagelados. Estos organismos tienen un collar de cilios y un largo flagelo en el centro; pasan gran parte de su tiempo pegados a las rocas o superficies, formando colonias. Los collares de cilios y los flagelos de estos individuos se mueven generando una corriente que permite atrapar pequeñas presas unicelulares. Pues bien, éste es también el mecanismo utilizado por las esponjas o Poriferos, que son considerados los animales más simples aunque, en realidad, no lo sean, ya que no tienen organización a nivel de tejido. Además, son también simétricos, sin una forma que permita determinar dónde está la boca o frente y dónde el final: en realidad no tienen una dirección en particular a la hora de interrelacionarse con el ambiente.

11.8 La fauna de Ediacara

El siguiente paso en la evolución de los organismos pluricelulares es la aparición de la simetría radial, proceso que tiene ya registro fósil al final del Proterozoico. La primera evidencia fósil que tenemos de organismos multicelulares complejos, es decir, con tejidos diferenciados, aparece hace unos 600 millones de años en el Proterozoico Superior, al final de uno de los episodios más impactantes de la historia de nuestro planeta: la conocida como la «Tierra Blanca», una glaciación global.

La Tierra Blanca

Los paleoclimatólogos conocen como la Tierra Blanca a la glaciación ocurrida hace unos 850-600 millones de años al final del Proterozoico (o Glaciación Véndica), porque la aparición de tillitas es universal: el registro parece indicar que los continentes enteros estaban cubiertos de hielos (hay tillitas en África, América del Norte y del Sur, Groenlandia, Europa, Asia, Australia y la Antártida). Y, aunque una de las incógnitas de la Tierra Blanca es si esta glaciación «desbocada» llegó a cubrir de hielo por completo los océanos, o quedaron algunas zonas marinas sin helarse, hay pruebas de enormes masas de hielo en los mismos. Además, el centenar largo de datos paleomagnéticos de las tillitas indican que todos esos continentes estaban situados a bajas latitudes (siempre menores de 60), lo que está hablando de grandes glaciares continentales en latitudes tropicales. Y lo que es quizás aun más sorprendente, intercaladas con estos sedimentos de origen glaciar aparecen calizas, que son rocas sedimentarias que se forman en ambientes cálidos. Por tanto, hay que explicar, no sólo cómo la Tierra puede quedar cubierta por hielos casi por completo, sino cómo pueden alternar en poco tiempo estos periodos extremadamente fríos con otros cálidos.

Hay dos teorías principales que compiten por explicar este extraño periodo climático. La primera, y minoritaria actualmente, propone que el eje de rotación terrestre puede haber sufrido inclinaciones bruscas desde sus 23º actuales, hasta más de 60º. En esos momentos de alta oblicuidad del eje, las latitudes bajas reciben mucha menos radiación solar, lo que podría explicar la localización tropical de los glaciares en el final del Proterozoico. Aunque la mayoría de los investigadores admiten que los movimientos de los planetas (como el cabeceo de sus ejes de giro) pueden ser caóticos, en el caso de la Tierra parece que la presencia de un satélite de gran tamaño como es la Luna «ancla» y estabiliza el planeta.

La segunda hipótesis se basa en la posición de los continentes. La situación de las masas continentales en esa época en latitudes ecuatoriales podría desencadenar varios procesos geológicos que desembocaron en una gran glaciación. El principal sería un aumento de la alteración química de las rocas de la superficie debido a las altas temperaturas de las zonas tropicales en las que se encontraban los continentes. Esta alteración química consume mucho CO2 atmosférico que, para esa época, debía de ser uno de los principales gases de efecto invernadero de la atmósfera. Este rápido «secuestro» del CO2 atmosférico por las rocas provocaría un descenso de las temperaturas, formándose los primeros glaciares en los continentes ecuatoriales, lo cual dispararía la glaciación, ya que el hielo refleja prácticamente toda la radiación solar. De esta forma, se produciría una retroalimentación del proceso, desencadenándose la glaciación. También se ha propuesto que, a este secuestro masivo de CO2 atmosférico, podría haber ayudado la existencia de varios mares someros ecuatoriales entre las masas continentales, donde se podría provocar un aumento explosivo de organismos fotosintéticos, y el consiguiente enterramiento de gran cantidad de materia orgánica, lo que reduciría también el CO2 atmosférico. La explicación propuesta para las etapas cálidas «culpa» a la actividad volcánica terrestre, en concreto al CO2 que ésta emite. Como la mayoría de los ciclos biogeoquímicos que consumen CO2 habrían quedado interrumpidos por el hielo, el CO2 emitido por los volcanes se acumularía en la atmósfera, produciendo un rápido aumento del efecto invernadero, y por tanto de las temperaturas. Con altas temperaturas, y continentes en posición ecuatorial, se desencadenaría de nuevo una gran alteración química en los continentes, que reduciría el CO2 atmosférico, etc. Aunque esta rápida alternancia de periodos extremadamente fríos y otros de gran aumento de las temperaturas, puede sonar improbable, el registro geológico nos dice que puede haberse producido hasta cuatro veces entre 750 y 580 millones de años; hasta que la tectónica de placas alejó las masas continentales del ecuador.

Esta época de grandes «fríos y calores» alternantes debió de ser un momento especialmente difícil para la biosfera. Pero paradójicamente esta época de «estrés» pudo ser uno de los causantes de uno de los capítulos más intrigantes de la historia de la vida: la brusca aparición de los animales.

Los restos de los primeros animales son conocidos como la «fauna de Ediacara», por la localidad de Australia donde fue descubierta en 1947, aunque, posteriormente, se han encontrado restos de ella en todo el mundo. Está formada por huellas y moldes de partes blandas de una gran variedad de organismos, que llegan a medir más de un metro en varios casos. Lo más sorprendente de esta «primera fauna» es su gran diferencia con la mayoría de las morfologías animales posteriores: abundan las formas planas con simetrías radiales o espirales de tres o cinco radios, mientras que los organismos con simetría bilateral (la norma posteriormente) son minoría. Esto ha llevado a proponer que Ediacara fue un «experimento evolutivo fallido»; un momento en el que aparecieron gran cantidad de novedades evolutivas (sobre todo morfológicas) que no funcionaron, ya que es muy difícil encontrar continuidad de las características de Ediacara en los organismos posteriores.

Reconstrucción artística de la fauna de Edicara (cortesía: Joshua Sherurcij).

Pero esta afirmación de «fallido» esconde realmente nuestra ignorancia. La fauna de Ediacara nos resulta desconocida, incluso en sus aspectos más básicos, como por ejemplo: ¿cómo era el metabolismo de estos organismos? Una propuesta, estimulante pero controvertida, sobre esta fauna, propone que estos organismos no eran animales (organismos eucariotas pluricelulares con tejidos diferenciados) sino procariotas multicelulares, sin cavidades internas ni tejidos diferenciados. Además, en los últimos años se están acumulando evidencias sobre una importante perturbación global del ciclo del carbono al final del Proterozoico, es decir, coincidiendo con la brusca desaparición de la fauna de Ediacara. La fuerte y breve anomalía de carbono que aparece en el registro en ese momento no tiene aún una causa clara, aunque es muy similar a las anomalías que aparecen asociadas a las grandes extinciones en masa del Fanerozoico que veremos más adelante. Así, el final de la enigmática fauna de Ediacara pudo haber estado relacionado con un fenómeno breve y catastrófico, que hizo desaparecer la gran mayoría de estos organismos complejos y abrió el camino a la gran revolución biológica que marca el inicio del Fanerozoico: la llamada «explosión del Cámbrico».

11.9 La explosión del Cámbrico

El final del Proterozoico parece marcado por una anomalía geoquímica que se encuentra en rocas de unos 545 millones de años. En las zonas del mundo donde tenemos una secuencia continua de rocas de esta edad, por ejemplo, en Siberia, se puede observar que en las rocas que hay justo por debajo de este punto, los fósiles son muy escasos y simples. Solo 120 metros por encima, las rocas que tienen 530 millones de años poseen una enorme abundancia y variedad de fósiles de partes duras de organismos complejos. En menos de diez millones de años (sólo cinco millones según algunas dataciones recientes), aparecen fósiles de representantes de todos los grupos existentes del reino animal: gusanos, artrópodos, equinodermos, celentéreos, esponjas, moluscos, y cordados (los antecesores de los vertebrados). Una verdadera «explosión» evolutiva que transforma radicalmente la biosfera: a partir de aquí, nada volverá a ser lo mismo en los ecosistemas terrestres. Por ejemplo, los estromatolitos, tan abundantes durante el Proterozoico, declinan bruscamente tras el Cámbrico, quedando relegados a ambientes extremos. La causa es el invento de la depredación a gran escala. Gran parte de estos organismos complejos que aparecen en el Cámbrico pueden mantener sus complejos metabolismos gracias a la ingestión de proteínas procedentes de otros organismos: en otras palabras, los tapetes microbianos donde cianobacterias y algas se dedicaban a hacer la fotosíntesis en paz, se ven de pronto amenazados por estos organismos que necesitan un aporte extra de proteínas. El Cámbrico representa el momento en que los animales asumen el papel ecológico predominante en la Tierra, que ya no van a abandonar hasta nuestros días.

Fósil de Trilobite del Cámbrico (cortesía Wikipedia).

Esta aparición de los animales en el registro geológico viene ayudada por el hecho de que estos organismos desarrollan partes duras: caparazones, esqueletos externos, etc. que permiten la fosilización de sus restos. A partir de aquí, los fósiles de los animales van a ser una de las mejores herramientas de que dispondremos para estudiar la historia de la Tierra y la vida. La brusquedad de esta irrupción de los animales en el registro geológico ha sido un misterio clásico en la evolución, ya desde la formulación por Darwin de su teoría. Si los organismos van evolucionando a partir de otros en relación con los cambios en el ambiente, y su capacidad de adaptación y supervivencia a estos: ¿qué representa la súbita aparición de tantas especies diferentes en este momento? La respuesta clásica era que la apariencia de explosión era ilusoria, y estaba provocada por la naturaleza fragmentaria del registro geológico, que mostraba, en pocos metros de rocas, muchos millones de años, motivando esa falsa apariencia de rápida evolución. Sin embargo, los estudios y dataciones de detalle realizados en los últimos años han descartado esta explicación, y han mostrado la realidad de la brusquedad de la explosión evolutiva del Cámbrico. Teniendo en cuenta que el registro Fanerozoico nos muestra que la vida media de una especie es de unos 10 millones de años, la aparición de tantos filum nuevos en sólo 5 millones de años es realmente explosiva. Antes de analizar las posibles causas de esta explosión, es importante hacer una última reflexión: tras la revolución creativa del Cámbrico, la biosfera no vuelve a sufrir un episodio de innovación como éste. A partir de aquí, no se inventa nada nuevo en los 500 millones de años posteriores, sino que sólo se desarrolla una evolución morfológica a partir de los diseños que aparecen en este fascinante momento de la evolución.

11.10 Las causas de la revolución del fin del Proterozoico

Independientemente de la posible relación entre las faunas de Ediacara y del Cámbrico, lo cierto es que, en unas pocas decenas de millones de años, en el tránsito Proterozoico-Fanerozoico, se produce una de las mayores revoluciones de la biosfera: la súbita diversificación de los organismos complejos multicelulares con tejidos diferenciados. El estudio del registro geológico en los últimos años está permitiendo descubrir que no se aprecia un conjunto de cambios graduales en el Proterozoico desde las colonias multicelulares de algas hasta los animales, sino que asistimos a un cambio cualitativo brusco. Las preguntas se suceden: ¿qué tiene de especial esta época? ¿Por qué justo aquí se produce esta explosión? ¿Está relacionada con algún factor ambiental especial de la época, o con algún paso evolutivo concreto? Aún no tenemos respuestas claras a todas estas preguntas, pero algunas interpretaciones del registro geológico están mostrando una historia fascinante, y aun controvertida.

Lo primero que debemos recordar es que, en esta época, no se produce el origen de los animales, sino su radiación; es decir, el potencial morfogenético ya estaba desarrollado en algunos organismos antes de este momento. Por ello, muchos autores se inclinan a pensar que fue un factor ambiental el detonante de esta súbita radiación evolutiva. Los factores ambientales pueden provocar episodios bruscos e importantes de radiación evolutiva. Cuando estos factores ambientales provocan episodios de grandes extinciones en masa en la biosfera, se producen «cuellos de botella» evolutivos, que son seguidos de rápidos episodios de radiación y expansión de organismos que estaban esperando su oportunidad, y la aprovechan ocupando los nichos ecológicos que quedan vacíos por las extinciones. Y en el Proterozoico Terminal es uno de los momentos de la historia de la Tierra en que las condiciones ambientales fueron más duras: la Tierra Blanca.

Los depósitos de carbonatos que se encuentran inmediatamente después de los sedimentos glaciares del fin del Proterozoico presentan unas relaciones isotópicas de carbono características del manto terrestre; es decir, los procesos biológicos de fotosíntesis oceánica habían sido prácticamente eliminados en cada episodio de Tierra Blanca. Esto, junto con las condiciones anóxicas que se dieron en los océanos cubiertos de hielo, indica que los sucesivos momentos de Tierra Blanca debieron ser importantes cuellos de botella evolutivos. Cada una de las bruscas anomalías negativas de carbono glaciares es seguida por una anomalía positiva que indica altas tasas de enterramiento de materia orgánica en las subsiguientes fases de invernadero de elevada temperatura. Esto retiraría bruscamente cantidades importantes de carbono del medio marino somero, lo que podría haber disparado los niveles de oxígeno atmosférico, algo que está apoyado por los datos isotópicos de azufre.

Y así, en una época de importantes cuellos de botella evolutivos por las extremas condiciones ambientales, aparece un importante sospechoso para la súbita radiación de los animales: el oxígeno. Para desarrollar el intenso metabolismo que necesitan los animales es crucial la disponibilidad de abundante oxígeno. Por tanto, la situación al final del Proterozoico parece ser la de una Tierra con una biosfera castigada por los episodios alternantes de glaciaciones e invernaderos, altas y bajas temperaturas, globales, en la que se produce un importante aumento de un factor ambiental (el oxígeno atmosférico) que beneficia la expresión de un factor genético que estaba presente pero no desarrollado en los organismos de esa época. Este factor genético permite sacar ventaja a los organismos que lo desarrollan, que aprovechan así los nichos ecológicos que estaban vacíos en ese momento, debido a las extinciones que habían provocado las condiciones ambientales (ya se había producido otra gran glaciación al inicio del Proterozoico, pero entonces, aún no existían los animales y, por tanto, no pudieron aprovechar el hueco). El primer intento de aprovechamiento de esta situación podría ser la fauna de Ediacara, la cual pudo ser a su vez vapuleada por un cambio ambiental aún no bien comprendido, dejando el camino libre a la brusca expansión de los animales en el Cámbrico.

Si ésta es la historia de lo que ocurrió al final del Proterozoico, quizá la reflexión final que podemos extraer es lo azaroso que es el camino de la evolución. Hizo falta la casualidad de que la deriva continental llevara los continentes a una posición tal que se desencadenó una glaciación global, la cual produjo unas condiciones ambientales tan extremas que produjeron un cuello de botella evolutivo y un montón de nichos ecológicos vacíos, junto con el incremento de un factor ambiental que permitió el desarrollo de unos organismos que, hasta ese momento, habían jugado un papel secundario en los ecosistemas terrestres. ¿Cómo habría sido la historia de la biosfera, cómo serían los organismos actuales, si no se hubiera producido la Tierra Blanca y ésta hubiera provocado la explosión del Cámbrico? ¿Somos como somos sólo por la posición que tomaron los continentes en un momento concreto de la historia de la Tierra?

11.11 El Fanerozoico: fósiles, geología y evolución

Sean cuales sean los motivos de la explosión del Cámbrico, aquí comienza la última etapa en la historia de la Tierra: el Fanerozoico. La reconstrucción de la evolución geológica y biológica, y sus relaciones es considerablemente más fácil para este periodo que para los anteriores. Por un lado, y como es lógico, cuanto más modernas son las rocas que estudiamos, menos transformaciones geológicas habrán sufrido, por lo que será más fácil reconstruir su origen. Pero además, la aparición en el Cámbrico de los animales con partes duras que se fosilizan bien, va a hacer que el registro fósil se convierta, a partir de ese momento, en una de las mejores herramientas de los geólogos para las reconstrucciones paleogeográficas y paleoclimáticas.

Este amplio registro fósil del Fanerozoico, con su precisa interpretación temporal y espacial, permite también estudiar en detalle cómo ha sido la evolución de la biosfera en estos 500 millones de años. Así, cuando tenemos sucesiones completas de sedimentos que abarcan una ventana temporal amplia, podemos ir viendo cómo es la evolución de especies concretas. Esto es lo que ha permitido, no sólo reconstruir las grandes líneas de evolución en el Fanerozoico, sino también estudiar los mecanismos concretos de la evolución, y su relación con las variaciones en los factores ambientales: por ejemplo, glaciaciones y otros cambios climáticos.

Por ello, hay que recordar que la teoría del equilibrio puntuado en evolución se ha formulado a partir del análisis detallado de las pautas evolutivas de muchas especies. Éstas muestran que la evolución tiene un comportamiento «espasmódico»: largos periodos de tiempo donde las especies casi no cambian, seguidos de momentos «puntuales» donde se producen grandes cambios evolutivos. Aunque se ha propuesto que la propia dinámica de interacciones de los ecosistemas puede llevar implícita una dinámica de este tipo, vamos a ver que algunos de esos momentos de cambio «brusco» están asociados a factores ambientales.

El Fanerozoico presenta tres grandes divisiones: el Paleozoico, el Mesozoico y el Cenozoico. Esta división está basada en los fósiles que encontramos en cada uno de estos periodos, que están separados entre sí por episodios de importantes cambios biológicos: las extinciones en masa, de las que hablaremos en detalle más adelante. Es decir, que los fósiles que encontramos en las rocas de cada una de estas épocas son muy diferentes. A grandes rasgos, vamos a ver que el Paleozoico («vida antigua») es la era de la conquista de la superficie por los anfibios, el Mesozoico («vida media») es el momento de esplendor de los reptiles, y el Cenozoico el del auge de los mamíferos.

La explosión del Cámbrico tiene lugar en una Tierra que está asistiendo a la ruptura del último gran supercontinente Proterozoico, con mares someros que separan un gran continente (Gondwana: que comprendía África, América del Sur, Australia, la Antártida, la India y parte de Asia) de sus fragmentos desgajados (América del Norte, Europa y partes de Asia). La historia del Paleozoico es la del nuevo acercamiento y posterior choque de todas estas masas continentales para formar un nuevo supercontinente (Pangea) en el Pérmico, al final del periodo. Los choques de las sucesivas masas continentales van formando diversas cadenas de montañas, lo que provoca que esta Pangea Pérmica correspondiera a una de las épocas de la historia de la Tierra donde había más superficie emergida reunida en un único continente, con un amplio interior desértico debido al efecto de «sombra de lluvia» de todas estas montañas. En los lagos interiores de estas masas continentales paleozoicas, la evolución va a realizar las primeras «pruebas» de ocupación de los continentes. Allí aparecen las primeras plantas terrestres, y también los primeros peces adaptados a las aguas dulces, pero sobre todo los primeros anfibios. ¿Por qué algunos organismos se aventurarían a la superficie? Probablemente por el motor primordial de la evolución: la exploración de todos los recursos disponibles. En este caso las recompensas eran nuevas fuentes de alimento (insectos, plantas), y un acceso más fácil al oxígeno. También había sus «peros»: el principal es que el organismo tiene que soportar su propio peso: para lo que los anfibios tuvieron que modificar su esqueleto y musculatura: principalmente transformaron sus aletas en patas. La ocupación del nuevo hábitat por los anfibios permitió a éstos un rápido desarrollo, y así a finales del Paleozoico, algunos anfibios llegaban a tener hasta 6 metros de longitud. Pero en esta época aparece una mejora evolutiva importante en la conquista terrestre: los reptiles, que ponen sus huevos en tierra, lo que les permite independizarse del agua. Esto les dio una ventaja decisiva sobre los anfibios, de tal manera que, para el fin del Paleozoico, los reptiles se habían desarrollado y diversificado de manera importante, tomando el papel predominante en los ecosistemas terrestres. La conquista del aire se inicia también al final del Paleozoico, con una importante radiación de los insectos.

El Paleozoico finaliza, pues, con los continentes reunidos en una única masa, plenamente colonizados por la biosfera: plantas, insectos, anfibios, reptiles. En este momento sucede uno de los principales hitos en la historia de la biosfera fanerozoica: la extinción del final del Pérmico (de la que hablaremos en mayor detalle más adelante). Ésta sacude bruscamente toda la biosfera, y prepara el camino para el despegue definitivo de los reptiles, los dominadores del periodo que comienza: el Mesozoico.

El inicio del Mezozoico (Triásico y Jurásico) es el momento en que Pangea se rompe por última vez (hasta ahora), y los continentes vuelven a separarse, se reabre el Atlántico, se desgaja la Antártida, y la India viaja hacia el norte... la superficie de la Tierra comienza a tomar la configuración que nos es familiar. Aunque si miráramos en detalle, los animales y plantas que veríamos poblando estos continentes a la deriva sólo nos serían familiares a los que hemos visto en el cine Jurassic Park. El Mesozoico es la era de los dinosaurios, los grandes reptiles que dominaron la tierra (y el aire) durante decenas de millones de años, hasta que acabó con ellos la más famosa de las extinciones en masa: la del límite Cretácico-Terciario (conocida como límite K-T entre los geólogos).

La desaparición de los grandes reptiles al final del Mesozoico va a suponer la gran oportunidad evolutiva para un grupo de pequeños animales que, aunque ya poblaban la Tierra desde hacía millones de años, estaban arrinconados ecológicamente: los mamíferos. Así, el nuevo periodo (el Cenozoico) va a ser la época de auge de los mamíferos, junto con otro invento del final del Mesozoico: las plantas con flores. Este Cenozoico se va a caracterizar, además, por ser una época de formación de grandes cadenas montañosas: todo el cinturón Alpino-Himalayo se forma en esta etapa por el cierre definitivo del mar ecuatorial de Tethys, abierto al disgregarse Pangea. Durante todo este periodo (y probablemente en relación con la reconfiguración continental y oceánica), el clima va a ir enfriándose, hasta acabar en la glaciación del final del Terciario, que aún continúa (aunque ahora estemos en un «receso» interglacial). La rápida evolución de los mamíferos, junto con estos bruscos cambios climáticos, es la que «culmina» con nuestra aparición sobre el planeta. Pero para que nosotros estemos aquí, es muy posible que sea necesario que otros muchos hayan caído catastrófica e inesperadamente por el camino.

11.12 Extinciones en masa: la historia del fin de los dinosaurios

Uno de los grandes enigmas de la paleontología clásica eran las extinciones en masa, como las del final del Pérmico y del Cretácico. Si la evolución era un fenómeno gradual en el que iban triunfando los más adaptados, ¿qué significaban estos bruscos episodios de extinción masiva? ¿Era, quizá, que los factores ambientales cambiaban tan deprisa que la mayoría de los organismos eran incapaces de adaptarse? ¿O se trataba de la lenta acumulación de muchos cambios pequeños que estallaban en un momento concreto, como la gota que colma el vaso? ¿O podría tratarse de que estos episodios no fueran tan bruscos, y sólo nos lo parecieran por falta de un registro geológico continuo? Esta última explicación encajaba perfectamente con el espíritu gradualista de la geología clásica. Con este enfoque de fondo, surge a principios de los años 80, el trabajo de un (entonces) joven geólogo, Walter Álvarez, que acabó constituyendo una de las mayores polémicas y revoluciones sufridas en las ciencias de la Tierra.

Álvarez decidió estudiar en detalle una sección de rocas en Italia donde los estratos del final del Cretácico e inicios del Terciario están excepcionalmente bien expuestos. Aquí, el famoso límite K-T está marcado por una fina capa de arcillas, bajo la cual las calizas marinas del Cretácico bullen de microfósiles y, por encima de la cual, los pocos microfósiles marinos del principio del Terciario son completamente distintos. Su objetivo era bien sencillo: determinar cuánto tiempo representa esa fina capa de arcilla. Como no es posible determinar radiométricamente la edad, ni de las calizas ni de la arcilla, decide utilizar un método indirecto. Las calizas de esa zona se habían depositado tranquilamente en un fondo marino, por lo que pueden haber ido recogiendo los restos de polvo cósmico y micrometeoritos que caen continuamente a la Tierra, a un ritmo supuestamente constante. Si medimos la concentración de algún parámetro químico que refleje este aporte extraterrestre en las calizas, y observamos una concentración constante, midiendo ese mismo parámetro en la arcilla podemos calcular cuánto tiempo ha tardado ésta en depositarse. El parámetro elegido fue el iridio, elemento químico del grupo de los metales nobles (como el platino), muy abundante en los meteoritos, y enormemente escaso en la superficie terrestre. Efectivamente, las cantidades encontradas de iridio en las calizas de la zona fueron bajísimos, por lo que la gran sorpresa saltó al medir el iridio de la arcilla: la cantidad de iridio era ¡diez veces mayor! que en las calizas adyacentes. El intervalo de tiempo que representaría esa cantidad de iridio, suponiendo que se había acumulado a ritmo constante por micrometeoritos, era tan grande que resultaba totalmente incompatible con las edades aproximadas que se conocían por otras secciones, donde había rocas cercanas al límite que se podían datar, por ejemplo: volcánicas. La única explicación lógica era que la arcilla del límite K-T recogía el efecto del impacto de un enorme asteroide, entre 10 y 20 km de diámetro, sobre la Tierra coincidiendo con la extinción del fin del Cretácico.

Arcilla oscura del límite entre el Cretácico (rocas blancas de la parte inferior derecha) y el Terciario en Gubbio (Italia) (elaboración propia)

El impacto de esta idea en la comunidad científica fue, en cierto modo, comparable al impacto del asteroide en la biosfera cretácica. La dura polémica entre partidarios y detractores de la hipótesis del «Gran Impacto» para explicar la extinción del K-T ha durado varios años aunque, en este momento, la gran mayoría de la comunidad científica está entre los primeros. Los campos de batalla han sido principalmente tres: 1) las evidencias de un gran impacto justo en el límite; 2) la brusquedad de la extinción coincidiendo con este límite; y 3) la búsqueda del cráter que debió dejar ese gran impacto («la pistola humeante»). Y los impactistas parecen haber triunfado en los tres. Durante estos veinte años, se han estudiado cuidadosamente varias secciones continuas del límite K-T (tanto marinas como continentales) en diversos lugares de la Tierra. En todas ellas han aparecido (y únicamente en la arcilla) diversos indicadores geoquímicos y mineralógicos que, como se ha mostrado en varios estudios, sólo aparecen por los efectos de un gran impacto asteroidal: anomalía de iridio, cuarzos con rasgos de «shock», microtectitas, espinelas de origen extraterrestre, etc. La «arcilla mágica», como se la ha denominado, ha mostrado en cualquier lugar del mundo donde se la ha estudiado tener un origen inequívocamente asociado a un gran impacto.

La segunda cuestión ha sido más dura de resolver. Hubo un gran impacto, pero: ¿cómo podemos estar seguros de que el impacto causó la extinción? O en otras palabras: ¿realmente la extinción es instantánea como debería ser si su causa fue tan catastrófica e inesperada? La batalla aquí se ha dado con los microfósiles marinos, principalmente con los foraminíferos, ya que éstos son muy abundantes en sedimentos marinos profundos, que son aquellos que, potencialmente, mejor van a recoger un registro sedimentario continuo. Después de muchas polémicas sobre la distribución de especies de foraminíferos que aparecían en cada estrato de varias secciones en todo el mundo, se decidió intentar zanjar la polémica realizando en 1994 una prueba «a ciegas». Para ello se enviaron muestras a investigadores de todo el mundo, que debían decir qué especies de foraminíferos encontraban en ellas sin saber cuán cerca estaba esa muestra de la famosa arcilla. El «test ciego» mostró que todas las especies de foraminíferos llegaban justo hasta el límite, donde al menos la mitad de ellas desaparecía bruscamente. La mayoría de los que interpretaron el test ciego coincidió en que estos resultados indicaban que la extinción había sido abrupta y catastrófica. Aunque en este campo es aún donde menos unanimidad se encuentra, éste y otros trabajos posteriores han convencido a la mayoría de que la extinción fue catastrófica y, por tanto, muy probablemente relacionada con el impacto.

El rastreo de la «pistola humeante», la prueba definitiva del gran impacto, es la búsqueda del cráter. Un impacto, que deja una huella global como la arcilla del límite K-T, tiene que ser causado por un objeto de unos 10-20 km de diámetro, el cual dejará un cráter de unos 200 Km de diámetro. En los años 80, no se conocía en la superficie terrestre un impacto de esas dimensiones que coincidiera en edad con el límite K-T (unos 65 millones de años). Pero algo tan grande no debe ser fácil de ocultar: ¿por qué no se había encontrado antes? En realidad, no había ninguna garantía de éxito en una búsqueda así, ya que las mayores probabilidades eran que la erosión hubiera borrado el cráter, o que el impacto se hubiera producido en un fondo oceánico que hubiera subduccido posteriormente. Sin embargo, el cráter fue hallado, en una extraordinaria labor detectivesca no exenta de suerte, ya que no está en la superficie, sino oculto por cientos de metros de sedimentos en el Golfo de México. Toda esta sedimentación ha tapado cualquier expresión superficial del cráter (excepto algunas alineaciones aún no bien comprendidas de cenotes, las cavidades sagradas de los Mayas), pero no ha podido ocultar sus huellas gravimétricas. Las rocas donde se produjo el impacto fueron tan trituradas y fracturadas que tienen una densidad menor que las rocas similares de los alrededores, por lo que, midiendo la magnitud del valor de la gravedad, se pudo descubrir en la zona una anomalía (una zona de menor densidad) de forma circular. Estas mediciones precisas de la gravedad no se hicieron en el Golfo de México buscando el cráter, sino que las habían realizado compañías petrolíferas, por el obvio interés económico de la zona. Pero los geólogos que buscaban el cráter ya sospechaban hace tiempo que éste debía estar por la zona, por el gran espesor de las arcillas del límite junto con la presencia de importantes depósitos de grandes tsunamis en los afloramientos de los alrededores (EEUU, México, Haití). Así que estudiaron los mapas gravimétricos de las compañías petrolíferas, y vieron la gran estructura circular. Pero claro, sólo con una anomalía gravimétrica circular no se puede afirmar que tuvieran la prueba de haber encontrado un cráter de impacto, y menos que éste fuera el del impacto del K-T. Y aquí entró en juego la suerte, ya que, en un olvidado almacén de la compañía petrolífera, aparecieron unos restos, de sondeos profundos realizados años atrás para buscar petróleo, y que habían abandonado al llegar a una extraña roca (que inicialmente interpretaron como volcánica) en la zona de la anomalía circular. La roca resultó ser una «brecha de impacto», producida por la fractura de las rocas por la onda de choque en la zona del cráter, y su edad radiométrica resultó ser idéntica a la del límite K-T: ¡habían dado con la prueba del impacto!

Mapa de anomalía de gravedad del norte de la península del Yucatán, México (la línea blanca representa la costa) donde se observan la gran anomalía circular que marca el cráter enterrado (cortesía Servicio Geológico de Estados Unidos).

11.13 Extinciones en masa: si en el K-T hubo un impacto, ¿qué pasó en el Pérmico?

La principal conclusión filosófica que nos deja toda esta historia es que uno de los principales hitos en la evolución de la biosfera está producido por un acontecimiento tan imprevisible como el impacto de un asteroide contra la Tierra. La historia entera de la evolución cambia por un hecho casual. El papel del azar en la evolución pasa a primer plano. Imaginemos, por un momento, que este gran impacto hubiera tenido lugar sólo unas decenas de millones de años antes, cuando los mamíferos aún no habían evolucionado y, por tanto, no habrían podido tomar el timón tras la extinción: ¿somos capaces de imaginar cómo sería entonces la biosfera actual? Pero, por otra parte: ¿todo esto quiere decir que todas las extinciones masivas están asociadas a fenómenos catastróficos como éste, o el K-T es una excepción? Ésta ha sido quizá la gran cuestión en evolución en los últimos años, y la extinción del final del Pérmico el punto principal de atención.

La extinción del Pérmico tiene unos tintes espectaculares incluso comparándola con su análogo del fin de los dinosaurios. Los datos paleontológicos indican que, en torno al 90% de las especies que habitaban la Tierra, se extinguen en el episodio del final del Pérmico. La primera pregunta es: ¿esta enorme extinción es también brusca? Las dataciones obtenidas en los últimos años en secciones del límite Pérmico-Triásico, sobre todo de Siberia, indican que (en contra a lo que se creía hasta hace poco tiempo) la extinción tuvo lugar en un periodo tan breve como entre 8 000 y 100 000 años. Esto parece indicar un evento catastrófico y, claro, la experiencia apunta a un gran impacto. Lo primero que se buscó en las rocas del límite Pérmico-Triásico ha sido una anomalía de iridio como la del K-T, pero ésta no ha aparecido. Sin embargo, se han propuesto otras posibles huellas de un impacto, algunas de ellas realmente inesperadas: fulerenos extraterrestres.

Los fulerenos son moléculas complejas de carbono con forma de pelota, que pueden albergar átomos o moléculas grandes en su interior. Encontrar fulerenos no es sinónimo de impacto, ni mucho menos, aunque éstos han aparecido también en la «arcilla mágica» del límite K-T. Lo importante de los fulerenos del Pérmico-Triásico es que en su interior se han encontrado restos de gases nobles (helio y argón), con relaciones isotópicas mucho más similares a las que presentan estos gases en los meteoritos que en la Tierra. Esto apuntaba a un origen extraterrestre de estos fulerenos, lo que revivió la hipótesis del impacto. Sin embargo algunos grupos dicen haber encontrado problemas para reproducir los resultados de gases nobles extraterrestres en fulerenos del límite. También se ha citado la presencia de granos de cuarzo con rasgos de metamorfismo de impacto e incluso posibles fragmentos de meteorito en la capa del fin del Pérmico. Incluso en el año 2004, un grupo de investigadores aduce haber encontrado el cráter que podría haber provocado el impacto del fin del Pérmico, cerca de la costa noroeste de Australia y, como el del K-T, tapado por sedimentos posteriores. Pero este trabajo ya ha sido rebatido por otros investigadores que dicen no encontrar huellas mineralógicas y geoquímicas claras de un impacto en las muestras de brechas del supuesto cráter.

Qué pasó en el límite Pérmico-Triásico queda aún lejos de estar claro, ya que la polémica continúa, entre otros motivos porque hay otros sospechosos importantes, como las grandes mesetas volcánicas de esa edad en Siberia. Sin embargo, si se confirma lo abrupto de la extinción del Pérmico, la hipótesis volcánica necesariamente perderá fuerza a favor del alternativas más catastrofistas como el impacto, aunque en este caso las evidencias mineralógicas y geoquímicas sean más débiles que en el K-T. En cualquier caso, si se llegara a confirmar que la mayor extinción del Fanerozoico está también ligada a un impacto, se reafirmaría la sensación de la importancia del azar en la evolución de la biosfera. De nuevo surge la pregunta: ¿cómo sería la biosfera actual si este suceso casual no hubiera ocurrido? ¿Somos como somos por culpa del impacto de unos asteroides en unos momentos concretos de la historia de la Tierra?

Cuaderno de bitácora

El registro geológico nos permite reconstruir cómo ha sido la evolución de la vida en la Tierra, desde los primeros y polémicos restos que nos van mostrando la ocupación de los diversos nichos ecológicos de la Tierra antigua por los primeros organismos unicelulares procariotas, hasta los complejos ecosistemas actuales con sus plantas y animales. Esa evolución biológica ha estado íntimamente ligada a la evolución de las condiciones geológicas y climáticas de nuestro planeta, así como a factores externos como los impactos de grandes meteoritos contra la Tierra.

Apuntes tecnológicos

Teledetección

Uno de los mitos más antiguos y perturbadores de nuestro imaginario colectivo es el del «Gran Hermano». En la ficción, en la literatura y en los cuentos, ya encarne a las fuerzas del bien o a las del lado oscuro, genera sentimientos contrapuestos de protección y de esclavitud insoportable. En las grandes religiones monoteístas, los dioses omnipotentes y omniscientes nos observan prestos a juzgar nuestras acciones, nuestras palabras y hasta nuestros más ocultos pensamientos. La idea nos resulta tan familiar, que no debería preocuparnos que el desarrollo de las tecnologías espaciales y de comunicaciones de las últimas tres décadas haya multiplicado «los ojos en el cielo» dedicados a estudiarnos. Para bien y para mal.

Parece razonable empezar delimitando qué entendemos por teledetección. En sentido amplio, es la recogida de información sobre objetos físicos o fenómenos mediante instrumentos que se encuentran alejados de ellos. Los elementos de registro suelen ser sensores capaces de detectar y medir radiación, campos o partículas que se transformarán posteriormente en datos que podremos tratar. Las imágenes del satélite Meteosat que ilustran la previsión del tiempo en televisión, la ecografía de un feto de pocas semanas o el seguimiento por radar de un avión hecho desde el centro de control del aeropuerto son ejemplos de teledetección.

Los inicios de la teledetección pueden remontarse a la invención de la fotografía por parte de los pioneros Niepce y Daguerre, en la década de 1830. Pero fue Honoré Daumier quien inauguró en 1858, en París, la práctica de la fotografía lejana tomando una imagen terrestre desde lo alto de un globo aerostático que, lamentablemente, no se ha conservado. Como curiosidad digna de mención figura el mérito de la primera fotografía desde un cohete, lograda por Alfred Nobel en 1897. En los apasionantes primeros años del siglo XX se instalaron cámaras en sitios insospechados. Tenemos imágenes de la destrucción de San Francisco tras el brutal terremoto de 1906 tomadas desde cometas. Y más insólito si cabe, en aquellos años, en Baviera, se creó una flota de palomas mensajeras y fotógrafas que operaba en Europa Central. Sin embargo, a nadie se le escapa —y a los militares tampoco— la utilidad estratégica de la imagen aérea, y ello justifica que, ya en la Primera Guerra Mundial, se convirtiera en una herramienta del interés de todos los ejércitos.

La mayoría de edad de la teledetección se alcanzó en los años 70 del pasado siglo, de la mano de la tecnología espacial, con el florecimiento de la revolución electrónica, impulsada por la fabricación de transistores y posteriormente de microprocesadores. Cómo olvidar que, en 1958, al año siguiente del lanzamiento del Sputnik 1, se produjo el primer descubrimiento derivado de la puesta de sensores en órbita, a cargo del equipo del Dr. James Van Allen quien, contando con el Explorer 1 y el Pioneer 3, nos descubrió la existencia de los cinturones de Van Allen. Después vendrían los Vanguard, los TIROS y los Nimbus, los Kosmos y muchos otros de distintas nacionalidades hasta que, en los 80, se permitió su uso comercial. De entre todos ellos, queremos destacar los satélites Landsat por la importancia de los datos que han aportado desde 1972. La serie compuesta por ocho satélites ha tenido y sigue teniendo la misión de observar la Tierra, sus recursos naturales y la acción del hombre, y ha producido miles de imágenes con fecundos resultados para la investigación científica.

Para adquirir la información, recurrimos a distintos tipos de sensores. Los sensores pasivos actúan como receptores puros y miden la energía que emite una fuente externa, como el Sol, por ejemplo. Los activos emiten energía, iluminando el objeto de estudio, para medir la fracción que retorna al sensor. La materia y los objetos se comportan de forma característica al recibirla, reflejando o emitiendo parte de ella en distintas longitudes de onda y con distinta intensidad en función de sus condiciones. Ese DNI particular se llama firma espectral y permite identificar el objeto. Nosotros mismos podemos reconocer y distinguir aquello que nos rodea utilizando los mismos principios a través de nuestros sensores más privilegiados: los ojos, a pesar de que muchas bandas de frecuencias escapan a su registro. Algunos sistemas de teledetección usan de forma similar las ondas acústicas o las variaciones de campo gravitatorio o magnético. Obviamente, cuanta más información recabemos de un objeto o fenómeno, mejor será la caracterización que podamos hacer de él.

La jerga especializada usa y abusa de términos que nos pueden confundir. Aquí van algunos usuales: llamamos radiómetro a cualquier sensor que mida energía electromagnética. En el caso particular de la luz, hablamos de fotómetro. Cuando el sensor dispone internamente de un prisma o elemento para separar la luz en distintas longitudes de onda, lo llamamos espectrómetro. Un ejemplo familiar de sensor radiométrico es el radar, por su uso en la navegación aérea y marítima y, últimamente, por su impacto en la economía familiar (para los que tienen coche). Es un sensor activo que permite posicionar un blanco con precisión y medir su velocidad. Las aplicaciones del láser —LIDAR, altímetros—, en banda visible, son habituales en ciencia y para uso industrial. Los gravitómetros —sensores que miden variaciones en el campo gravitatorio— permiten medir desde los satélites las variaciones de masa de la Tierra y su impacto en geología e hidrología. Los sensores acústicos pasivos son la base de los sismógrafos y, aunque no permiten prever un terremoto, indican su localización e intensidad. El sonar, en cambio, cuenta con sensores acústicos activos y es fundamental en navegación submarina, como bien saben los delfines. A menudo, la información geográfica relativa a los datos es importante y se recurre al posicionamiento por satélite a través de la red de satélites que forman el sistema GPS americano o el Galileo europeo, usando receptores que incluyen sensores que leen los datos transmitidos por los satélites.

La calidad de los datos obtenidos mediante teledetección depende de cuatro variables principales: resolución espacial, espectral, radiométrica y temporal. La primera tiene que ver con el tamaño del píxel, la mínima unidad de discriminación. Actualmente, el satélite comercial con mejor resolución espacial es Quickbird, con un píxel de 60-70 cm de lado. La segunda tiene que ver con el número de bandas frecuenciales registradas. Los sensores que recogen y aúnan la radiación que proviene de distintas bandas estrechas en un rango de longitudes de onda se llaman multiespectrales. Landsat y Modis, ambos estadounidenses, resuelven 7 y 31 bandas distintas respectivamente. La tercera mide la sensibilidad en el registro de intensidad de radiación. El rango de medida habitual va de 8 a 14 bits que corresponden respectivamente a 256 y 16 384 niveles entre el máximo y el mínimo. Finalmente, la cuarta es importante cuando tomamos series de datos y será tanto mejor cuanto mayor sea la abundancia temporal de su registro. En el caso de los satélites, corresponde a la frecuencia de paso por un punto dado, sabiendo que no siempre disponemos de imágenes de buena calidad debido a las condiciones metereológicas, como nubes o nieve. Desgraciadamente, no tenemos un único satélite campeón en todas las variables, de modo que normalmente hay que combinar los datos de varios de ellos para intentar completar la información. No obstante, en los últimos años, los sensores hiperespectrales están revolucionando la teledetección al utilizar espectrómetros que ofrecen gran discriminación en cientos de bandas estrechas a lo largo de un rango extenso entre el visible y el infrarrojo cercano, para cada píxel.

Cartel oficial del lanzamiento del Spainsat, desde la base francesa de Kourou, en la Guayana. Obsérvese la profunda, rica y adecuada simbología. «Spain is different» y hay cosas que parece que no cambian.

Aunque aquí hemos hablado esencialmente de las aplicaciones civiles, sabemos que la tecnología militar suele llevar ventaja y mantener los detalles con discreción. Y aunque tenemos asumido que, tanto americanos como rusos nos observan desde lo alto, cada vez hay más miembros en este selecto club. Como cabe esperar de nuestra ascendente posición en las listas de éxitos de las distintas variables macroeconómicas, España no se queda atrás. El 11 de marzo de 2006, fue lanzado desde la base francesa de Kourou, en la Guayana, el Spainsat. Su misión es garantizar las comunicaciones militares y gubernamentales, y servir de apoyo a las operaciones militares y a los servicios de seguridad e inteligencia. Desde la órbita geoestacionaria, nuesro «Gran Hermano» nos observará durante los próximos quince años. Bienvenido a la familia.

Capítulo 12

En busca de mundos habitables

A partir del último tercio del siglo xx, hemos pasado de ver los planetas del Sistema Solar como poco más que puntos de luz en un telescopio, a tener imágenes y datos tan detallados de esos mundos que han permitido que nazca una nueva ciencia: la planetología.

La Tierra presenta dos singularidades: vida y agua líquida estable. Por eso, el primer paso que se ha planteado en la búsqueda de vida en otros lugares fuera de la Tierra ha sido «seguir la pista del agua», buscar evidencias en otros planetas de si existe actualmente, o pudo haber existido en el pasado agua líquida en la superficie o cerca de ella.

Torrenteras marcianas al borde de un cráter. (Nasa.)

12.1 Un viaje en el tiempo y el espacio en búsqueda de agua en el Sistema Solar

Desde la Antigüedad, los astrónomos saben que en el cielo nocturno hay unos objetos que se mueven sobre el fondo de estrellas: son los «planetas», los errantes. Siglos de astronomía nos han mostrado que la Tierra no es más que un planeta, que junto a Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, comparte un destino común: girar alrededor del Sol en órbitas elípticas, todos en idéntica dirección, casi en el mismo plano. Hay dos tipos principales de planetas en nuestro Sistema Solar: en la zona interna están los pequeños planetas «terrestres» (Mercurio, Venus, la Tierra, Marte), mientras que hacia el exterior aparecen los gaseosos planetas «gigantes» (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno). Las misiones de exploración espacial de las últimas décadas nos van a permitir hacer el «tour» por el Sistema Solar que compone este capítulo. Observaremos las maravillas geológicas de nuestros vecinos, pero sin olvidar nunca el motivo de nuestro viaje: ¿hay o ha habido vida ahí fuera? O dicho de otro modo: ¿hay, al menos, agua ahí fuera?, entendiendo que su existencia es una condición necesaria para la vida.

Tanto la composición como el medio ambiente de los distintos planetas del Sistema Solar está condicionada por la presencia central de la enorme masa caliente del Sol. Como vimos, en el momento de formación de los planetas esta masa caliente condicionó la composición de los materiales que se condensaban en cada zona de la nebulosa inicial, y que por acreción iban a formar finalmente los planetas. Por eso, los cuerpos más cercanos al Sol (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) son pequeños planetas «rocosos», es decir, formados por un núcleo metálico rodeado de una extensa capa de silicatos.

El calor interno que acumularon estos planetas en el momento de su acreción va ser el principal motor de su actividad geológica posterior. Por ello, los planetas internos más grandes, como Venus y la Tierra, van a tener una actividad geológica que se alarga como veremos hasta la actualidad, ya que han acumulado más calor que los cuerpos pequeños como Mercurio o Marte, a cuyos motores parece habérseles acabado la mayor parte de la energía hace tiempo. Uno de los principales mecanismos que tienen los cuerpos planetarios para «desfogar» su energía es el vulcanismo, emitiendo a la superficie materiales calientes fundidos (lo que conocemos como magma) desde el interior.

Pero además, el vulcanismo desempeña un papel fundamental en nuestra historia: los planetas han construido sus atmósferas con los gases expulsados volcánicamente desde sus interiores. De estos planetas internos, o «terrestres», tres tienen una atmósfera apreciable: Venus, la Tierra y Marte. Las variadas composiciones y cantidades de estas atmósferas van a depender, en gran medida, de las diversas evoluciones de cada planeta.

El medio ambiente de la superficie de cada uno de estos planetas depende principalmente de su distancia al Sol, pero también del efecto de su atmósfera. La existencia de las condiciones de presión y temperatura necesarias para la estabilidad del agua líquida estará en función por tanto de estos dos factores, y de su evolución en el tiempo. Lógicamente, cuanto más cerca esté un planeta del Sol, mayor cantidad de energía va a recibir su superficie, la cual será la causa principal de su temperatura. Pero los gases de las atmósferas van a interaccionar también con esa energía que llega del Sol, a la que corresponde un papel fundamental en la regulación de la temperatura de cada superficie. Las moléculas de los gases atmosféricos pueden rechazar parte de la energía que llega del Sol, o absorberla y calentarse. Pero el efecto más importante que tienen las atmósferas en el medio ambiente de los planetas terrestres es lo que se conoce como «efecto invernadero». Cuando la superficie del planeta recibe la energía del Sol, ésta se calienta, con lo que, a su vez, se convierte en un emisor de energía. Pero como su temperatura es mucho más baja que la del Sol, emitirá su energía en una longitud de onda diferente. Y aquí es dónde intervienen ciertos gases atmosféricos como el agua o el dióxido de carbono, que no dejan pasar la energía en esas longitudes de onda, por lo que no permiten que esa energía radiada desde la superficie escape al espacio, sino que la absorben y devuelven a la superficie recalentándola. Por esta razón, las superficies de los planetas internos con atmósfera tienen temperaturas mayores de las que «deberían tener» sólo por la acción del Sol. Este efecto varía lógicamente según la composición y cantidad de los gases presentes en cada atmósfera, pudiendo llegar a ser espectacular, como veremos más adelante con el ejemplo de Venus. Pero esta energía del Sol no es ni mucho menos constante, sino que ha ido variando a lo largo de la historia del Sistema Solar. Los modelos de evolución estelar de que disponemos nos dicen que la luminosidad del Sol era al inicio de la historia geológica de los planetas (hace unos 4400 millones de años) un 30% menor que la actual, aumentado progresivamente desde entonces. La existencia de este «joven Sol débil» que predicen los astrónomos tiene profundas implicaciones en la evolución paleoclimática de los planetas terrestres, ya que la energía que llegaba a sus superficies era mucho menor al inicio de sus historias geológicas.

Si continuamos nuestro viaje hacia el exterior del Sistema Solar, encontramos que más allá de Marte acaban los planetas «rocosos» y comienza el reino de los planetas gigantes gaseosos: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Estos planetas gigantes crecieron por colapso gravitatorio de los elementos presentes en la parte más externa y fría de la nebulosa solar. Se trata, esencialmente, de enormes bolas de gases cubriendo posiblemente un núcleo interno rocoso, pero que queda a tal profundidad dentro de esa masa gaseosa que no tiene sentido hablar en estos cuerpos de una superficie planetaria similar a la de los planetas internos. Sin embargo, estas enormes acumulaciones locales de material han reproducido en pequeña escala algunos procesos como los de la nebulosa solar, propiciando la creación alrededor de ellos de una legión de satélites formados por distintas proporciones de roca y hielos diversos. Y es en algunos de estos satélites donde volvemos a encontrar el objeto de nuestro viaje: el agua. Los espectros electromagnéticos de algunos satélites de Júpiter indican que su composición está dominada por el agua. Pero a las enormes distancias que nos encontramos del Sol, la temperatura es tan baja que esta agua debe estar necesariamente en forma de hielo: son auténticas lunas heladas. Sin embargo, la fase sólida del agua, el hielo, es menos densa que la fase líquida, por lo que flota en ella. De esta manera, si las temperaturas bajan y el agua líquida comienza a congelarse, lo hará de arriba abajo, quedando una zona de agua líquida bajo la capa superficial de hielo, que «protege» así el agua del interior. Como veremos, esta característica puede ser clave para la posible existencia de vida en otros cuerpos de nuestro Sistema Solar. Pero existe la posibilidad de que, bajo esa superficie helada, persista el agua líquida; o dicho de otro modo: ¿habrá océanos bajo el hielo de los satélites de Júpiter?

Diagrama de fases del agua y condiciones ambientales de los tres planetas terrestres con atmósfera (elaboración propia).

El hielo de agua debe ser también uno de los componentes principales de los satélites de Saturno, Urano y Neptuno, a juzgar por sus densidades. Sin embargo, varias evidencias (como sus albedos más bajos) indican que otros hielos más «exóticos» como los de metano o amoniaco están mezclados con el hielo de agua en el interior de estos satélites debido al lugar de la nebulosa solar donde se formaron. Por ejemplo, a la distancia del Sol a la que está Saturno, las temperaturas en la nebulosa solar debieron rondar los 150 K, por lo que el amoniaco se debió incorporar dentro de los cristales de hielo de agua. Una vez incorporado en el satélite helado en formación, estos hidratos de amonio descienden el punto de congelación de las soluciones acuosas casi 100 K. De este modo, aunque el pequeño tamaño de la mayoría de estos cuerpos y su gran distancia al Sol hacen que la posibilidad de que existan océanos de agua líquida en el interior de estos cuerpos sea, de por sí, realmente remota, sí es probable la existencia de capas líquidas mixtas de amoniaco y agua a muy bajas temperaturas. Esta puede ser la explicación de que algunos de estos satélites de los planetas exteriores (por ejemplo Encélado, satélite de Saturno), a pesar de su pequeño tamaño, presenten actividad geológica reciente que «limpia» sus superficies de cráteres de impacto: probablemente se trata de «vulcanismo»: de «hidratos amoniacazos» líquidos del interior que salen a la superficie. El posible interés astrobiológico de estos océanos subterráneos amoniacados es mucho menor que el de los supuestos océanos de los satélites galileanos de Júpiter, debido a las bajísimas temperaturas a las que se debe encontrar ese líquido, lo que dificultaría enormemente las posibles reacciones metabólicas.

Pero nuestro viaje en busca del agua en el Sistema Solar, no debe acabar en los satélites de estos planetas, sino que hay otros pequeños cuerpos que pueden contar muchas e interesantes cosas sobre la historia del agua de nuestro Sistema: los cometas. Estos mensajeros celestes de la antigüedad son, en realidad, auténticas «bolas de hielo sucio» que se adentran en el Sistema Solar desde sus confines con órbitas muy elípticas que las acercan tanto al Sol que la energía de éste sublima el hielo y arrastra el polvo que forma así sus características «colas». El impacto de estos cuerpos «hidratados» contra las superficies de los planetas terrestres puede haberles aportado nuevos volátiles. De hecho, el análisis de las relaciones isotópicas de los gases nobles pesados de las atmósferas de la Tierra y Marte sugiere que una parte importante de los volátiles de estos planetas puede haber sido traída por los cometas. Dicho de otro modo: si al menos un 10% de los cuerpos impactantes durante el Gran Bombardeo Meteorítico de los primeros tiempos del Sistema Solar hubiesen sido cometas, podríamos considerar la totalidad de los océanos terrestres como un «regalo del cielo».

Este breve paseo planetario nos ha enseñado cómo el agua (aunque sólida) está presente en varias regiones de nuestro Sistema Solar. A continuación, vamos a recorrer con más detalle estas zonas para ver cuál ha sido la historia de esa agua, y las posibilidades de que alguna vez (o en algún escondido lugar) estuviera líquida y la vida fuera factible.

12.2 El seco infierno venusiano

La primera región que debemos explorar en detalle en nuestro afán por entender la historia del agua en el Sistema Solar son los planetas terrestres, con sus atmósferas protectoras. La gran cantidad de agua de la Tierra parece prueba suficiente de que en esta zona de la nebulosa solar se debieron condensar abundantes volátiles, por lo que nuestros planetas vecinos debieron tener su correspondiente ración de agua en la formación. De hecho, si dos planetas deben tener composiciones y estructuras similares éstos son Venus y nuestra Tierra: sus densidades (5.25 g/cm3 de Venus frente a 5.52 g/cm3 de la Tierra) y tamaños (Venus con un diámetro 95% del terrestre) son prácticamente idénticos. Por su composición, Venus tiene todas las papeletas para ser un auténtico gemelo de la Tierra. Sin embargo, también debe ser difícil encontrar dos gemelos que externamente sean tan diferentes. Frente a nuestra azul y acuática Tierra, la superficie de Venus es el «infierno»: presiones atmosféricas similares a las del fondo marino, temperaturas de más de 470°C (capaces de fundir el plomo) y, para completar el cuadro, nubes de ácido sulfúrico y una ausencia total de vapor de agua atmosférico (a la altura de la atmósfera venusiana, donde la menor presión y temperatura hacen que el agua pudiera ser estable, lo que aparece es una densa capa de nubes de ácido sulfúrico). ¿Por qué dos planetas que parecen haberse formado por materiales tan parecidos han seguido historias climáticas tan diferentes? La respuesta está en sus respectivas distancias al Sol y el efecto invernadero de sus atmósferas.

Ya hemos comentado cómo estos dos factores controlan la temperatura superficial de un planeta. Venus se encuentra a una distancia del Sol de 0.7 veces la terrestre, lo que significa que a la distancia de su órbita llega aproximadamente el doble de radiación solar que a la terrestre. Como Venus está cubierto de nubes que elevan su albedo (es más brillante) rechazando la radiación solar, su temperatura efectiva en superficie (sin tener en cuenta el efecto invernadero) es de sólo unos -40°C. Por lo tanto, en el caso venusiano, el efecto invernadero de su densa atmósfera hace ascender la temperatura en superficie ¡más de 500°C! Este brutal aumento térmico está debido a que Venus posee una densa atmósfera (con una presión superficial unas 100 veces mayor que la terrestre) compuesta principalmente por CO2, un potente gas de efecto invernadero que absorbe gran cantidad de energía en la porción del infrarrojo del espectro. Estas enormes temperaturas hacen que Venus haya perdido todo el vapor de agua atmosférico que pudiera haber tenido. Por tanto, la pregunta clave para entender las profundas diferencias climáticas entre Venus y la Tierra parece ser: ¿por qué Venus tiene tanto CO2 en su atmósfera?

12.3 Historia de dos planetas

Si analizamos la atmósfera terrestre, vemos que la cantidad de CO2 presente es mínima comparada con el caso venusiano, con una presión parcial de CO2 de menos de 0.2 milibares, es decir, unos 7.6 x 1014 kg de CO2 atmosférico, frente a los 87 000 milibares y 4.55 x 1020 kg de CO2 presentes en la atmósfera de Venus: ¡más de 1 millón de veces más! Como ya hemos comentado que las atmósferas de los planetas terrestres se forman por desgasificación de su interior mediante vulcanismo, ¿quiere esto decir que Venus desgasificó de su interior 1 millón de veces más CO2 que la Tierra? ¿Cómo es posible, si sus composiciones internas deben ser similares? La respuesta es que Venus no tiene más CO2 que la Tierra, sino que lo tiene todo en la atmósfera, mientras que en nuestro planeta lo hemos ido «reciclando».

La inmensa mayoría del CO2 de la Tierra está atrapado en la superficie, o por debajo de ella, en forma de rocas: las calizas. Estas rocas están compuestas por carbonato cálcico y magnésico, y tienen en su gran mayoría un origen relacionado con la actividad biológica en medio acuoso: los caparazones microscópicos de los organismos marinos. La formación a lo largo de la historia geológica de las ingentes cantidades de calizas que podemos observar en la Tierra ha «secuestrado» el CO2 atmosférico. Si todo el CO2 presente como carbonato en estas rocas fuera «liberado» de nuevo a la atmósfera, la presión atmosférica subiría hasta unos 90-100 bares de CO2: ¡similar a la de Venus! Es decir, el agua líquida y la vida (depositando carbonatos) han hecho que la Tierra no sufra un efecto invernadero descontrolado como el venusiano.

¿Por qué Venus ha seguido un camino tan diferente al de la Tierra? La respuesta sencilla a primera vista es que, como en Venus la energía que llega del Sol es mucho mayor, esto hizo que su agua se evaporara en grandes cantidades, aumentado la temperatura por el efecto invernadero (el vapor de agua también es un potente gas «invernadero») hasta que toda el agua pasó a vapor y no quedó medio de depositar carbonatos, y así eliminar el CO2 de la atmósfera. Con la temperatura aumentando por este efecto, el vapor de agua se perdería paulatinamente, quedando como resultado final la seca atmósfera de CO2 venusiana actual.

Pero hay que recordar que la luminosidad solar era mucho menor al inicio de la historia geológica de los planetas. Los diferentes autores no se acaban de poner de acuerdo sobre si la energía solar en la órbita de Venus en esa época sería suficientemente alta para provocar este efecto de invernadero «desbocado» desde el inicio de la historia del planeta, o si el por el contrario la menor energía solar permitió una época inicial de clima benigno en Venus con agua líquida en su superficie, y el efecto invernadero se «disparó» después, según iba aumentando la luminosidad solar.

12.4 Las máquinas térmicas planetarias

En cualquier caso, la diferente historia climática que siguieron ambos planetas «gemelos», desde muy pronto, es posible que haya influido fuertemente también sobre sus diferentes evoluciones geológicas. Las imágenes de radar de la misión Magellan han podido atravesar la densa cubierta de nubes venusiana y nos han permitido estudiar en detalle su geología. Nos hemos encontrado un planeta con una importante actividad volcánica y tectónica reciente, que parecen haber renovado toda su superficie en los últimos cientos de millones de años. Pero el «estilo» de esta actividad geológica de origen interno es muy diferente a la que observamos en la Tierra. En nuestro planeta la actividad geodinámica interna (producida por la pérdida del calor interno del planeta) está controlada por las interacciones tectónicas de sus placas litosféricas. Éstas son los grandes fragmentos en los que se rompe la capa superficial (los 100 km más someros aproximadamente) de la Tierra, y que se mueven sobre el interior plástico, separándose y chocando continuamente y así produciendo la actividad volcánica y tectónica terrestre.

Sin embargo, la distribución de volcanes y fallas en la superficie de Venus es muy diferente a la que produce una actividad de este tipo, por tanto la dinámica geológica de origen interno en Venus debe funcionar de manera diferente a la terrestre. ¿Por qué dos planetas de tamaño y composición tan similares (o dicho de otro modo, con cantidades de calor interno tan similares) tienen geodinámicas tan distintas (pierden calor de manera tan distinta)? La respuesta no está clara, ni mucho menos, pero se ha aventurado que la clave puede estar en la temperatura superficial y en el agua. La primera es tan elevada en Venus que influye fuertemente en cómo se deforma la litosfera, ya que la deformación de las rocas es función de la presión y la temperatura. Por tanto, la litosfera de Venus va a ser más plástica y delgada que la terrestre, lo que quizás impide el fenómeno de subducción, uno de los procesos clave en la tectónica de placas. Sin subducción y sin agua superficial que vuelva al manto en esta subducción, el manto superior de Venus también debe tener características diferentes a las terrestres, ya que el agua presente en los minerales de las rocas hace que éstas se fundan a menor temperatura que sus equivalentes «secos».

Por tanto, aunque persisten dudas acerca de si Venus pudo albergar agua líquida en su superficie al inicio de su historia geológica, en la misma época en que en la Tierra se iniciaba la vida, sus condiciones debieron cambiar muy pronto hacia el desierto seco y ardiente que es en la actualidad: la vida venusiana, si es que alguna vez tuvo agua para florecer, sin duda se marchitó y secó.

12.5 El blues del planeta Rojo

En 1996, Marte es noticia en todos los medios de comunicación por motivos biológicos: el meteorito marciano ALH84001 muestra (según los científicos anunciantes) signos verosímiles de supuestos microfósiles marcianos. La noticia es una auténtica bomba para la investigación astrobiológica y sobre Marte. Más de diez años después, tras un duro debate, la comunidad científica parece reacia a una hipótesis «biológica» para ALH84001. El último campo de batalla son las magnetitas (mineral de óxido de hierro) que algunos científicos defienden que son indistinguibles de las magnetitas biológicas terrestres y muy diferentes a las producidas en la Tierra por procesos inorgánicos. Pero, disputas sobre el meteorito aparte, ¿es verosímil plantear que pudieron existir alguna vez microorganismos en Marte? ¿Existen datos que apoyen esta idea? ¿Por qué Marte?

Marte, el planeta rojo, ha estimulado la imaginación humana desde la Antigüedad. ¿Por qué hemos fantaseado siempre con marcianos, y no con venusianos o neptunianos? Al principio quizás haya sido el color rojo de Marte en el cielo nocturno, con sus evocaciones de sangre y fuego (Marte es el dios de la guerra en la mitología antigua). Pero a partir del inicio de la astronomía moderna la causa es sin duda que hemos descubierto que Marte es el planeta con el «medio ambiente» más similar al terrestre. Un día de 24 horas, estaciones como las terrestres, una tenue atmósfera con blancas nubes y tormentas de polvo, y dos casquetes polares que crecen en invierno, son todas características marcianas observables con un telescopio y que hacen de Marte un mundo muy «cercano» al nuestro. De hecho, hasta la década de 1950 se pensaba que los cambios estacionales de color que se observan en la superficie marciana eran debidos a su vegetación.

Las misiones espaciales Mariner a Marte de los años 60 y 70 cambiaron radicalmente nuestra visión del clima actual de Marte, mostrándonos un planeta desierto provisto de una tenue atmósfera de CO2 con unas presiones y temperaturas tan bajas que hacen imposible la existencia de agua líquida en la superficie. Fue lo que Sagan llamó «el blues por el planeta rojo». Pero a cambio, estas misiones mostraron las pistas de uno de los problemas científicos más fascinantes de la planetología actual: el rompecabezas de la evolución climática de Marte.

Las imágenes enviadas por las misiones Mariner 9 y Viking 1 y 2, junto con las más recientes de las Mars Global Surveyor, Mars 2001 Odyssey y Mars Express, nos han mostrado que la geología marciana es una de las más completas del Sistema Solar. Por una parte, Marte aún posee amplias regiones de su superficie que datan de los inicios del Sistema Solar, la época del Gran Bombardeo Meteorítico (antes de los 3900 millones de años), cuando las abundantes «sobras» de la formación de los planetas golpeaban aún con fuerza las superficies planetarias. Reconocemos las superficies que datan de esta época porque han alcanzado la saturación de cráteres: éstos son tan abundantes en su superficie que cualquier nuevo impacto generará un cráter que afectará necesariamente a otro anterior. Pero, junto a estos terrenos antiguos, podemos encontrar también algunas de las formas más espectaculares de actividad geológica que hayamos observado: los volcanes más grandes o los cañones tectónicos más profundos de todo el Sistema Solar. Además, uno de los aspectos más llamativos e intrigantes de la geología marciana es que los terrenos antiguos y modernos no aparecen mezclados aleatoriamente por todo el planeta, sino separados por un límite neto en la topografía y la geografía. Así, los terrenos antiguos marcianos aparecen mayoritariamente en el hemisferio sur, mientras que las zonas más modernas ocupan el hemisferio norte, separadas por el denominado límite 1/3-2/3 (un tercio del planeta son terrenos modernos al norte, dos tercios terrenos antiguos al sur). Esta diferencia geológica regional también se refleja en la topografía, ya que la parte norte está formada por llanuras situadas unos cinco mil metros más bajas que las tierras altas del sur. Marte está, pues, partido en dos, geológica y topográficamente: las tierras altas antiguas del sur y las llanuras más jóvenes del norte. El origen de esta división y del límite 1/3-2/3 es uno de los mayores misterios de la geología marciana, ya que ninguna de las hipótesis propuestas (un gran impacto, procesos internos catastróficos, tectónica de placas marciana) parece convencer a una mayoría de científicos. La historia geológica de Marte ha sido pues variada e intensa, con importante actividad que, sin embargo, ha permitido conservar algunas zonas de terrenos muy antiguos.

En la superficie de Marte, los únicos almacenes importante de agua son los grandes casquetes de hielo permanente de los polos norte y sur. Las imágenes mostraron, además, que bajo los dos casquetes permanentes aparece un tipo de terreno único en Marte: los depósitos estratificados polares. Se trata de una sucesión de unos 3000 metros de espesor de centenares de capas horizontales, con sólo unos metros de grosor cada una, pero de cientos de kilómetros de extensión lateral. Las imágenes de estos depósitos no muestran apenas cráteres de impacto en su superficie, lo que indica que deben ser muy recientes, con una edad de sólo unos pocos millones de años. Por sus características y localización bajo los casquetes helados, junto con la estrecha relación de éstos con las grandes tormentas de polvo marcianas, el distinto color de las capas se atribuyó a diferentes proporciones de hielo y polvo en su composición. Por ello, desde su descubrimiento, se interpretó que el origen de estos depósitos estratificados polares debía estar relacionado con variaciones en los casquetes polares en los últimos miles de años, similares a los periodos glaciares de la Tierra, ya que las mismas variaciones en la inclinación del eje de rotación planetario, que en la Tierra parecen haber provocado los avances y retrocesos de los hielos polares, han debido ocurrir también en Marte.

Los depósitos de hielo de agua del polo Norte de Marte (cortesía NASA).

Pero de entre todos los rasgos geológicos vistos en la superficie marciana, fue la existencia de claras marcas de la acción del agua en superficie la que más sorprendió a los planetólogos: si en Marte el agua líquida no es estable ¿de dónde salen esos enormes cauces secos? En concreto, algunas de las formas geológicas eran muy similares a las redes de ríos terrestres con sus afluentes. La respuesta más inmediata es que se debieron formar cuando el clima era distinto y permitía agua líquida en la superficie. Las implicaciones de esta afirmación son evidentes: ¿hay en Marte pruebas de la presencia de agua líquida estable en su superficie en el pasado? Si es así, las preguntas con implicaciones, esta vez, biológicas se agolpan inmediatamente: ¿en qué época del pasado?, ¿durante cuánto tiempo? Quizá incluso habíamos entonado el «blues de Marte» demasiado pronto: ¿el planeta podría no estar muerto, sino sólo invernando esperando nuevos veranos para despertar? Pero, ¿el cambio climático es la única opción?

Para intentar abordar este problema primero hay que estudiar e intentar colocar en su sitio y su época todas las piezas del rompecabezas paleoclimático de Marte. Existen diversas posibles evidencias geológicas de cambio climático en el registro marciano. La interpretación de todas ellas es discutida, y en algunos casos muy polémica. Vamos a ir analizando esas evidencias, y sus posibles implicaciones para intentar reconstruir una historia del clima marciano.

12.6 Ríos antiguos en Marte

En los terrenos antiguos craterizados de Marte aparecen las evidencias geológicas probablemente más fuertes que hemos encontrado sobre agua en Marte y un posible clima distinto en el pasado marciano. Se trata de formas geológicas que recuerdan a las redes de drenaje terrestres formadas por la acción erosiva de los ríos, con sus sistemas de afluentes, meandros y desembocaduras. Todo esto indicaría que estas redes de valles se formaron por la circulación de agua líquida sobre la superficie de manera continua, erosionándola. Ello implica un clima distinto con una atmósfera más densa que permitiría la estabilidad del agua en la superficie marciana. Como la gran mayoría de estos valles aparecen en los terrenos craterizados antiguos, la conclusión más lógica es pensar que los propios valles son muy antiguos y que, por tanto, la época de clima «benigno» que evidencian tuvo lugar al inicio de la historia del planeta.

Pero este clima templado en el inicio de la historia marciana parece chocar con la existencia de un joven sol débil que aportaría aún menos energía (un 70% aproximadamente de la actual) a la órbita marciana. La solución lógica de esta paradoja está en suponer que la atmósfera marciana en la época del Gran Bombardeo Meteorítico era más densa que la actual, lo que provocaría un mayor efecto invernadero que subiría la temperatura (se ha calculado que sería necesaria una atmósfera que proporcionara unos 77 K de calentamiento por efecto invernadero). Pero los cálculos que se han realizado para ver cuánto CO2 sería necesario en esa atmósfera marciana inicial, para permitir la existencia de agua líquida superficial, muestran que cuando la cantidad de CO2 en la atmósfera sube por encima de unos 2.5 bares éste comienza a condensarse, por lo cual, no es posible generar densas atmósferas en Marte sólo con CO2. Esta atmósfera, con la luminosidad solar calculada para la época, provocaría una temperatura superficial de sólo 220 K, muy por debajo de la zona de estabilidad del agua líquida. Por tanto, las evidencias geológicas parecen hablar de un Marte inicial con un clima más templado que permitiera la existencia de agua líquida, mientras que los modelos atmosféricos nos muestran que no es posible alcanzar esas temperaturas en presencia del joven Sol débil. La solución a este problema es uno de los grandes debates actuales en la paleoclimatología de Marte. Se han propuesto diversas soluciones, como añadir otros gases como SO2 o metano, contar con el papel regulador de las nubes, o que el joven Sol no fuera tan débil como pensamos. Pero actualmente, está lejos de alcanzarse el acuerdo entre los investigadores sobre este problema.

Valles secos en Marte con la misma forma que las redes de valles fluviales terrestres (cortesía NASA).

Las misiones Mars Global Surveyor (MGS) y Mars 2001 Odyssey han permitido una observación más atenta de las características de las redes de valles. Algunas diferencias de las redes de valles marcianos con respecto a las típicas redes de drenaje terrestres (por ejemplo, la densidad de afluentes en los valles marcianos es mucho menor que en las redes terrestres) han llevado a proponer que estos valles se han formado sobre todo por la salida de aguas subterráneas a la superficie socavándola. Los ejemplos terrestres conocidos de este tipo de erosión parecen encajar mejor con las características de los canales marcianos. Pero lo más importante es que este modo de erosión no requiere un clima sustancialmente diferente, ya que la circulación del agua se desarrolla en el acuífero (la roca saturada de agua) y no en el exterior. La actividad térmica de los volcanes marcianos podría haber ayudado a esta circulación de agua en sistemas hidrotermales. Pero la altimetría de precisión, que proporcionó el altímetro MOLA de la misión MGS, ha permitido hacer mapas topográficos detallados de las zonas dónde aparecen las redes de valles, lo que ha hecho posible comprobar que las redes están mucho más desarrolladas de lo que indicaban las imágenes Viking, y muestran una clara relación con la topografía local: un fuerte argumento de la existencia de agua corriendo por la superficie y erosionando los valles.

Otro instrumento fundamental de la misión MGS ha sido la cámara MOC, capaz de obtener imágenes de alta resolución (se pueden ver objetos de sólo unos pocos metros de tamaño). Uno de los lugares lógicos dónde se centró inicialmente la cámara MOC fueron las redes de valles. Sin embargo, las imágenes de alta resolución poco pudieron aportar inicialmente al debate sobre el origen de los valles, ya que el fondo se encontraba casi siempre cubierto de depósitos dejados por el viento, que no permitían observar marcas por agua en su lecho. Uno de los principales problemas de las imágenes MOC es que cada una de ellas abarca una superficie muy pequeña. De modo que se necesitaron siete años de misión para conseguir evidencias inequívocas de acción continuada de agua líquida en la superficie de Marte. Estas imágenes muestran los depósitos existentes en el fondo de un cráter del hemisferio Sur en el que desembocan varios valles. Y en ellas, se pueden apreciar formas como meandros cortados y canales que se cruzan, que prueban que se trata de depósitos dejados en el delta de un río, donde el agua de los valles desembocaba en un lago, descargando allí sus sedimentos. Esos canales se observan ahora como relieves positivos ya que la erosión se ha llevado los sedimentos finos de sus márgenes, dejando los cantos gruesos que el agua transporta en el cauce, como en los ríos terrestres. Así que estas imágenes ofrecen tres conclusiones importantes: 1) que en algunos valles circularon flujos de agua persistentes durante periodos de tiempo considerables; 2) que al menos algunas rocas de Marte se depositaron en un ambiente acuático; y 3) que algunos cráteres tuvieron lagos en su interior. Estas imágenes parecen pues zanjar definitivamente la cuestión de si hubo alguna vez agua líquida estable en la superficie marciana, tanto circulando por sus valles como estancada en sus cráteres. Pero también es cierto que MOC ha enviado cientos de imágenes de series de capas sedimentarias y de zonas donde antiguos valles desembocan en cráteres, y ninguna mostraba formas como éstas. Así que la pregunta que está ahora en el aire es: ¿por qué?

Comparación entre los supuestos meandros de los ríos marcianos (izquierda) y un ejemplo actual de una imagen de satélite del río Paraná (Argentina) a la misma escala (cortesía: NASA y elaboración propia).

12.7 Los lagos de Marte

Ya en la década de los 90, se había propuesto que numerosos cráteres del hemisferio sur han podido albergar en su interior lagos helados, ya que en ocasiones hay valles y canales que terminan en grandes cráteres, en cuyo fondo se observan depósitos de apariencia sedimentaria, junto con deltas, terrazas, y otras indicaciones de flujo y estancamiento de agua con sedimentos. De estas series de depósitos descubiertos, los más sorprendentes son los que aparecen en zonas cercanas al límite entre los terrenos antiguos y modernos, donde el espectrómetro de infrarrojos de la MGS ha detectado una cantidad importante (10-15%) de un tipo de óxido de hierro, el hematites, que aparentemente sólo se forma en presencia de agua líquida. En la zona de la principal anomalía de hematites (Terra Meridiani, en el ecuador), las imágenes muestran una serie de capas de más de 600 metros de espesor, lo que podría confirmar el origen sedimentario del hierro. Pero este conjunto de capas sedimentarias no ha sido dejado por agua corriendo por los valles, ya que es claramente más joven que los terrenos erosionados por valles en la zona.

Las evidencias geológicas y mineralógicas de la presencia pasada de agua líquida hicieron que los sitios escogidos para el aterrizaje en 2004 de los dos robots de la misión Mars Exploration Rover de NASA (llamados Spirit y Opportunity) fueran el lecho de un supuesto antiguo lago, el cráter Gusev donde desemboca el gran valle Maadim, y la zona de la anomalía de hematites en Terra Meridiani.

Primera imagen del robot Opportunity de sedimentos en Marte (cortesía NASA).

En Terra Meridiani, las cámaras de Opportunity mostraron una superficie cubierta de un fino material oscuro entre la cual afloraban varios macizos de rocas finamente estratificadas. Éste es el primer afloramiento de rocas marcianas in situ que se ha podido observar y, además, se trata de rocas claramente estratificadas, es decir, de rocas sedimentarias. Al examinar el suelo marciano con su cámara, Opportunity descubrió una serie de pequeñas esférulas de unos milímetros de diámetro, de origen desconocido, pero de color diferente al resto del suelo. Al acercarse el robot a las rocas estratificadas se pudo observar que estas esférulas son las que están formadas de hematites, y que están dentro de las rocas estratificadas, y que es la erosión de esa roca la que las deja sueltas por el suelo. Pero al analizar las rocas estratificadas Opportunity confirmó que por las rocas estratificadas de su zona de aterrizaje había circulado el agua. Y la principal evidencia era mineralógica. El espectrómetro Mössbauer (el primero de este tipo que se ha enviado a Marte) confirmó la presencia en la roca de jarosita, un mineral de azufre y hierro que en la Tierra sólo se forma por la acción de agua líquida. Pero el extraño contexto geológico de las capas, y las limitaciones de los medios de los rovers, hacen que queden muchas preguntas por responder: ¿cuándo fluyó esta agua? ¿La zona era un río, un lago, o incluso, un océano?

12.8 ¿Océanos marcianos?

La evidencia más espectacular de la existencia de agua líquida sobre la superficie de Marte no son los valles o las series sedimentarias, sino que proviene de los llamados «canales de desbordamiento». Éstos son grandes estructuras con claras evidencias de flujo que tienen decenas de kilómetros de ancho y cientos de kilómetros de largo, que comienzan de forma abrupta y no presentan afluentes. Estos abruptos comienzos que parecen relacionados con formas de colapso del terreno, junto con sus enormes dimensiones y las estructuras de flujo que presentan apuntan a un origen relacionado con flujos catastróficos e instantáneos de agua almacenada en el subsuelo (en el acuífero) y que sale a la superficie de forma brusca.

Formas de erosión en el fondo de un valle marciano creadas por una gran inundación: el agua fluyó de la parte superior de la imagen hacia la inferior (cortesía NASA).

Por tanto, aunque estos canales de desbordamiento parecen prueba de la existencia en el subsuelo de Marte de grandes cantidades de agua que puede salir esporádicamente a la superficie, su origen catastrófico hace que no sean necesariamente indicadores de un clima distinto al actual. Se ha calculado que la gran cantidad de agua que fluye de forma catastrófica en estos canales hace que estos flujos puedan darse bajo las condiciones climáticas actuales, probablemente con el agua circulando bajo una película superficial de hielo. Así pues, la formación de estas enormes estructuras no parece implicar ningún cambio climático en la historia marciana.

Pero a principios de los años 90, un grupo de investigadores llamó la atención sobre cómo podría afectar al clima de Marte la salida catastrófica a la superficie de Marte de las enormes cantidades de agua que transportaban los canales de desbordamiento. Gran parte de toda esta agua puesta en la superficie pasaría a la atmósfera por evaporación, lo que podría provocar un aumento importante de la presión atmosférica y la temperatura por el efecto invernadero del vapor de agua. El aumento de la temperatura provocaría, a su vez, la liberación del agua y CO2 helados que existen en el suelo marciano, los cuales subirían aún más la temperatura, disparando un cambio climático global. Los cálculos predecían que si varios de los canales de desbordamiento hubieran funcionado a la vez, la cantidad de agua que se habría puesto repentinamente en la superficie y atmósfera no sólo haría cambiar radicalmente el clima del planeta, sino que provocaría la formación de un océano en las tierras bajas del hemisferio norte, junto con extensos casquetes polares. La existencia de un océano junto con una atmósfera de CO2, provocaría la precipitación de carbonatos en el fondo oceánico, lo que, a su vez, llevaría a un descenso de la presión atmosférica y del efecto invernadero, bajando las temperaturas. Estas temperaturas descenderían tanto que el océano se congelaría y acabaría perdiéndose (de manera poco clara, quizá por infiltración en el subsuelo). Es decir, que la formación de océanos acabaría llevando implícita su propia desaparición por la deposición de carbonatos en su fondo. Este proceso podría haberse repetido varias veces en la historia marciana.

Primer mapa del supuesto océano marciano de las tierras bajas del norte.

Como los canales de desbordamiento poseen edades diversas, pero siempre más jóvenes que las de los terrenos craterizados antiguos, este modelo propone un comportamiento «espasmódico» del clima marciano posterior al fin del Gran Bombardeo Meteorítico: largas etapas de un clima frío y desértico como el actual, puntuadas por bruscos episodios de clima más cálido con existencia de grandes masas de agua en el hemisferio norte.

Diversos investigadores han aportado posibles evidencias geológicas sobre la existencia de estos océanos transitorios en el hemisferio norte, junto con extensos casquetes polares. Estas evidencias son muy polémicas, ya que casi todas ellas se prestan a otras interpretaciones diferentes, lo que ha generado un importante debate en la comunidad científica sobre la existencia de este «Oceanus Borealis» marciano. Hay dos grupos principales de evidencias acerca de la posible existencia de un océano marciano: las geológicas y las topográficas. Topográficamente, Marte posee dos hemisferios muy contrastados, con un sur craterizado y alto, y un norte más joven y bajo. Los canales de desbordamiento desembocan todos en estas llanuras bajas del norte, donde se ha propuesto que pudieron formar el océano. Los datos de topografía de precisión que ha enviado el altímetro MOLA de la misión MGS han mostrado dos características muy importantes de este hemisferio norte: que la superficie es extremadamente plana, y que el límite con las tierras altas es una superficie equipotencial horizontal como podría esperarse de una línea de costa. En esta supuesta línea de costa marciana algunos investigadores han creído encontrar en las imágenes formas geológicas producidas en esas antiguas costas marcianas, aunque otro grupo de investigadores no está de acuerdo con esa interpretación y dice que, en las nuevas imágenes de alta resolución, no se observa nada parecido a formas costeras. El mismo desacuerdo aparece a la hora de interpretar posibles formas de terreno producidas por los supuestos casquetes glaciares más extensos. El debate sobre el antiguo océano marciano de las llanuras del norte sigue abierto, aunque el argumento topográfico del límite horizontal ha convencido a gran parte de la comunidad científica.

12.9 ¿Dónde está el agua marciana?

El agua líquida parece haber circulado de manera abundante varias veces a lo largo del pasado marciano. Las redes de valles y los depósitos de sus desembocaduras, o los canales de desbordamiento son buena prueba de ello. Pero, ¿dónde está esa agua actualmente? Las masas de hielo de los dos casquetes polares no son suficientes para explicar la cantidad de agua que parecen indicar las evidencias geológicas.

Las imágenes tomadas desde órbita han mostrado que el hielo puede ser abundante en el subsuelo marciano. Una de las mejores evidencias de posible hielo subterráneo marciano está en la peculiar morfología que muestran los depósitos expulsados («eyecciones») desde muchos cráteres de impacto marcianos durante su formación, que aparecían como aureolas continuas de material que hubieran fluido por la superficie, incluso rodeando obstáculos.

Además, las imágenes MOC han motivado el descubrimiento, gracias a su alta resolución, de un tipo de terreno superficial que muestra unas formas que indican que se trata de polvo que ha sido «cementado» y endurecido al depositarse en la superficie y que, en ocasiones, es parcialmente erosionado con posterioridad. Este terreno muestra un claro control geográfico, ya que sólo muestra signos de erosión en dos cinturones entre 30° y 45° en los hemisferios norte y sur, con el terreno intacto apareciendo únicamente en latitudes más altas. Este terreno es extremadamente joven (menor de unos 150 000 años), ya que no presenta ninguna huella de impacto, por lo que su erosión debe ser prácticamente actual. Debido a que cuando este terreno aparece sobre laderas muestra claros signos de flujo, parece lógico pensar que el agente cementante sea hielo. En resumen, que a lo largo de las latitudes altas de Marte existe un depósito superficial muy joven formado por polvo cementado por hielo, el cual se está erosionando en su zona más cercana al ecuador. Todo esto parece implicar la existencia de cambios climáticos muy recientes en el planeta que, primero, provocan el depósito de hielo y polvo en latitudes medias, y posteriormente cambian, volviendo inestable (erosionando) ese depósito.

Cráter de impacto en Marte con depósitos de eyección en forma de flujo superficial (Flechas blancas) (cortesía NASA).

Por otra parte, los datos del espectrómetro de rayos gamma de la misión Odyssey 2001 han mostrado grandes cantidades de hidrógeno en el subsuelo somero de latitudes altas, y algunas zonas de latitudes medias del planeta. La interpretación de estos datos indica que en esas zonas el suelo marciano puede ser muy rico en hielo a menos de un metro de profundidad. En algunas regiones de latitudes altas podría haber más de un 50% de hielo, es decir, que se trataría más de masas de hielo con muchas rocas, que de una roca que tenga hielo en sus poros. El área rica en hielo situada en latitudes altas coincide con la zona donde las imágenes MOC muestran los terrenos superficiales cementados sin erosionar, pero también aparecen cantidades importantes de hielo (un 10%) en el subsuelo somero de zonas ecuatoriales, donde no existen los depósitos cementados superficiales recientes y los modelos predecían que el subsuelo debiera estar completamente seco por las condiciones actuales de presión y temperatura atmosféricas.

La posible explicación a todas estas evidencias de cambio climático reciente es que Marte estaría pasando actualmente por un periodo «interglaciar» debido a una época de bajas oblicuidades de su eje de rotación, que habría comenzado hace unos 300 000 años. En este interglaciar actual, se estarían erosionando los depósitos ricos en hielo que se depositaron en latitudes bajas en el anterior periodo glaciar, cuando la oblicuidad era mayor. Estas «edades de hielo» marcianas de las épocas de alta oblicuidad se caracterizarían por temperaturas estivales más altas en las zonas polares, lo cual aumentaría la sublimación del vapor de agua de los casquetes y su transporte hacia zonas ecuatoriales, donde se depositaría («nevaría») junto a partículas de polvo atmosférico (los depósitos cementados por hielo descubiertos por MGS). Es decir, que al contrario que en la Tierra, las glaciaciones marcianas se producirían en momentos de alta oblicuidad y se caracterizarían por un retroceso en el tamaño de los casquetes polares permanentes, al tiempo que una capa de «nieve» cubriría al resto del planeta.

Torrenteras en la pared de un cráter marciano (cortesía NASA).

Las imágenes de alta resolución de la sonda MGS trajeron, además, un descubrimiento inesperado: formas erosivas muy recientes en las paredes de cráteres y cañones aparentemente formadas por torrentes de agua. La morfología de estas torrenteras (imposibles de ver por su tamaño en las imágenes anteriores de las sondas Viking) parece indicativa de la acción de agua líquida, y su «frescura», indican que son formas muy recientes. Casi todas ellas parecen formarse por la acción erosiva de agua desde unos niveles rocosos situados a unas pocas decenas de metros bajo la superficie, en las paredes de estos cráteres y cañones. Sin embargo, el agua líquida es inestable en el Marte actual y más en la zona donde han aparecido estas torrenteras, principalmente entre 30° y 60° S. En esta área, las presiones y temperaturas atmosféricas reinantes todo el año predicen que el agua debe estar congelada en el subsuelo hasta varios kilómetros de profundidad.

Hay dos hipótesis principales que luchan por explicar estas torrenteras: que se produjeran por el deshielo de nieve que se acumula en invierno en las laderas, o que se deban a la surgencia de agua subterránea en los niveles rocosos de las paredes. Es decir, que las torrenteras pueden estar indicando que parte del agua marciana está en el subsuelo en forma líquida actualmente. Lo único que parece claro es que nadie se esperaba este descubrimiento, y no hay acuerdo de momento para darle una explicación satisfactoria ni aclarar su posible significado climático.

Pero si realmente las torrenteras se han formado por agua líquida surgiendo de algún nivel en el subsuelo, las posibles implicaciones astrobiológicas son enormes, ya que nos están hablando de acuíferos con agua líquida bajo una enorme extensión de la superficie marciana. Esta agua líquida entre las rocas podría ser perfectamente un «nicho ecológico viable» para determinados organismos, como los que se encuentran en zonas profundas del subsuelo de la Tierra.

12.10 ¿Vida en Marte?

Las evidencias de que Marte ha tenido agua líquida en su superficie en el pasado son cada vez más fuertes. También parece que el planeta ha podido conservar la mayor parte de esa agua en su subsuelo. Pero los detalles de la historia del agua y el clima marcianos siguen siendo muy polémicos. Por ejemplo, el debate sobre las características concretas del clima del Marte «joven» continua. Las implicaciones astrobiológicas de este debate son enormes, ya que, en esta época inicial, es cuando en la Tierra aparece la vida, también iluminada por un débil Sol y con una atmósfera más densa que la actual y con abundante CO2. Las evidencias geológicas pueden estar mostrándonos un Marte antiguo con agua líquida en sistemas hidrotermales, similares a los propuestos en la Tierra como hábitat de nuestro ancestro común. Así que surge la pregunta: si la vida se originó en la Tierra, ¿por qué no lo iba a hacer al mismo tiempo en un sitio tan parecido como el Marte antiguo? Esta situación ha llevado a varios investigadores a sugerir que, para entender el origen de la vida en la Tierra, tendremos que viajar a las zonas antiguas de Marte.

Pero además, las últimas misiones espaciales están mostrando que la actividad geológica del planeta ha sido muy intensa y reciente. Los recuentos de cráteres que se han podido hacer en las imágenes de alta resolución de MOC han permitido calcular que las grandes inundaciones que han formado los cauces del sur de Elysium ocurrieron hace menos de 10 millones de años. Pero además, la actividad volcánica en ésta y otras zonas (como Arsia Mons) tiene edades igual de recientes. Estamos descubriendo un Marte vivo, no sólo climática, sino también internamente. Un planeta con calor suficiente para alimentar sus volcanes quizás hasta la actualidad. Un Marte de «hielo y fuego» que podría albergar aún actualmente diversos nichos subterráneos con condiciones adecuadas para la existencia de microorganismos que utilizaran esa agua y esa energía, como sucede en ambientes volcánicos terrestres.

La historia del clima y el agua en Marte sigue presentando más preguntas que respuestas. Cada nueva misión espacial, con sus perfeccionados aparatos (cámaras, altímetros, espectrómetros...), responde a algunos de nuestros viejos interrogantes, pero también nos sorprende siempre con datos nuevos que no esperábamos. Seguro que Marte nos prepara un buen número de nuevas sorpresas para los próximos años.

12.11 El sistema de Júpiter: océanos helados y volcanes

Júpiter, con su corte de satélites, se asemeja a un sistema planetario en miniatura. Sus miembros principales son los llamados satélites galileanos: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Su tamaño (entre 1500 y 2500 km de radio) es el de auténticos «planetas», que llega a superar a Mercurio. Las condiciones que se debieron dar en la proto-nebulosa joviana en el momento de su formación se reflejan en la distribución de composiciones de estos satélites. Las densidades de estos cuerpos (Ío y Europa alrededor de 3 g/cm3; Ganímedes y Calisto menos de 2 g/cm3), y los espectros de sus superficies, indican composiciones que varían desde totalmente silicatada en Ío a más de un 50% en masa de hielo de agua en Ganímedes y Calisto.

Junto al agua, lo que hace interesantes desde un punto de vista biológico a estos cuatro satélites es la posibilidad de que exista un importante aporte de calor interno debido a fuerzas de marea. Esto se debe a que los satélites galileanos se encuentran en resonancia. Ío gira alrededor de Júpiter cuatro veces por cada dos giros de Europa y uno de Ganímedes. Esta congruencia numérica entre los periodos orbitales hace que las fuerzas de marea que Júpiter ejerce sobre sus lunas les confiera una forma oblonga variable: son más intensas en ciertos puntos orbitales que en otros.

Erupción volcánica en Ío (cortesía NASA).

En consecuencia, los satélites están sometidos a un calentamiento mareal que resulta especialmente llamativo en el caso de Ío, donde genera el vulcanismo más intenso de todo el Sistema Solar. Toda la superficie de Ío se encuentra cubierta de material volcánico reciente, y hemos observado erupciones volcánicas activas en su superficie, tanto desde telescopios terrestres, como desde las cámaras de las misiones Voyager y Galileo: columnas de cientos de kilómetros de altura de polvo y gases volcánicos azufrados. Este abundante azufre volcánico es el que confiere a Ío sus coloridos tonos rojos y amarillos. Sin embargo, no hay rastro de agua en Ío, ni en su superficie, ni en su tenue atmósfera. Posiblemente, Ío ya tenía menos agua en el momento de su formación que sus compañeros galileanos debido a su cercanía a Júpiter. Pero incluso si Ío tuvo algo de agua en su inicio, no ha podido retenerla mucho tiempo debido a las altas temperaturas causadas por su frenética actividad volcánica.

Las cosas en Europa son diferentes. El calentamiento mareal es mucho menor que en Ío, aunque su resonancia con Ganímedes también deforma y calienta su interior. Europa tiene una densidad de 3.01 g/cm3, por lo que, si su interior está formado por materiales silicatados típicos, esta densidad requiere que entre el 10 y 15% de la masa de Europa esté formada por hielo. A la distancia del Sol que se encuentra Europa, la temperatura es suficientemente alta para que el hielo de agua sea el único que esté presente, ya que otros hielos se sublimarían rápidamente al espacio. La superficie de Europa tiene un albedo alto y las longitudes de onda de la luz que se refleja en su superficie sugieren que ésta está compuesta esencialmente de hielo de agua casi puro. Los modelos geofísicos apuntan a que esa capa de agua puede tener hasta 100 km de espesor. Pero la gran pregunta en Europa es: ¿puede existir agua líquida bajo ese hielo que cubre la superficie? La respuesta depende esencialmente de la cantidad de calor interno que genere Europa. Los modelos térmicos dicen que toda esa capa estaría helada, si la única fuente de calor interna fuera la descomposición de elementos radiactivos de su parte silicatada. Pero el aporte de calor mareal puede ser suficientemente importante para haber evitado la congelación de la parte baja de ese océano. Las incertidumbres que existen actualmente sobre diversos aspectos de los modelos térmicos hacen que no podamos estar seguros de la existencia de esa zona de agua bajo el hielo, ese océano subterráneo. Pero hay muchas evidencias geológicas sobre su existencia. Quizá las más llamativas son las zonas de terreno «caótico», formado por multitud de bloques que han sido separados unos de otros como gigantescos icebergs a la deriva. Esta «deriva» requiere la presencia en profundidad de una capa plástica, probablemente agua líquida. Además, muchas de las fracturas que se observan en la superficie de Europa presentan evidencias de haber sido rellenadas desde abajo por algún material plástico, agua o hielo dúctil. El bajísimo número de cráteres de impacto de la superficie helada indica una edad muy joven (unos 10 millones de años), lo que implica que la actividad geológica es reciente. Como no vemos materiales volcánicos silicatados en superficie sino hielo, el mecanismo más probable para regenerar la superficie y borrar los cráteres es el ascenso a la superficie de agua líquida o hielo dúctil. Pero la prueba más convincente de este posible océano actual bajo el hielo no es geológica, sino que proviene de las mediciones del campo magnético local, que realizó la sonda Galileo. Ésta encontró un campo dipolar con las características de estar formado por la circulación de materiales con sales disueltas en profundidad: un océano en movimiento bajo el hielo. Por lo tanto, hay diversas líneas de indicios independientes que son explicadas de manera más sencilla si existe un océano bajo la superficie helada de Europa, pero ninguna prueba concluyentemente de su existencia. Pero, ¿a qué profundidad bajo el hielo se encontraría ese hipotético océano? Las discusiones entre los planetólogos en este punto son encarnizadas, utilizando cada grupo criterios muy diversos para su cálculo (modelos geofísicos, deformaciones de cráteres, pautas de fracturas), por lo que los espesores de la capa de hielo propuestos varían entre 20 y unos pocos kilómetros.

Terrenos caóticos en Europa (satélite de Júpiter) (cortesía NASA).

El siguiente satélite galileano, Ganímedes, con sus 2600 km de radio es el mayor del Sistema Solar. Más del 50% de esta gran masa es de hielo, como confirman los datos superficiales de infrarrojo de la misión Galileo. El 40% de esta superficie helada está formada por un terreno oscuro y craterizado, mientras que el resto son zonas brillantes con muchas fallas y muy pocos cráteres de impacto: es decir, Ganímedes ha tenido energía interna en algún momento de su historia para regenerar más de la mitad de su superficie. Recientemente, se ha propuesto que este terreno brillante, no sólo está rejuvenecido por fallas, sino que el vulcanismo ha tenido un papel muy importante en su formación, ¡pero «vulcanismo» de lavas de agua! Esto parece una evidencia clara de la existencia en algún momento de la historia de Ganímedes de zonas de hielo fundido en su interior: es decir, como en Europa, un océano bajo el hielo. Lo que no sabemos en el caso de Ganímedes es si este océano persiste actualmente, o las «lavas» de agua son una reliquia del pasado: Ganímedes no se encuentra actualmente en resonancia con sus compañeros galileanos, aunque podría haberlo estado en el pasado. La evidencia más fuerte de la existencia del océano subterráneo en Europa, su campo magnético, también aparece en Ganímedes. Pero las características de este último hacen que no esté claro si este campo puede estar generado por el movimiento de la masa de agua salina como en Europa.

El último satélite galileano, Calisto, tiene una enorme semajanza en cuanto a tamaño y densidad con Ganímedes y, sin embargo, sus evoluciones geológicas han sido completamente diferentes. Calisto es un mundo totalmente craterizado con escasísimas evidencias de actividad geológica posterior a su formación. La explicación clásica se basa en que Calisto nunca pudo generar calor mareal como sus compañeros, ya que no tiene ningún satélite en su parte «externa» que tire de él y deforme su órbita. Esto ha hecho que siempre se pensara en Calisto como un mundo helado sin demasiado interés astrobiológico: ni agua ni energía. Sin embargo, la misión Galileo mostró que Calisto posee un campo magnético muy similar al de Europa, lo que implicaría un océano interior. ¿Cómo puede tener Calisto un nivel fundido en su interior, si no ha tenido aporte de energía mareal? Parecía imposible de acuerdo a los modelos. La explicación parece residir, como muchas otras veces, en que nuestros modelos estaban mal: cálculos recientes de la evolución térmica de Calisto muestran que éste puede haber conservado en su interior una zona fundida desde su formación, es decir, no se ha helado completamente a pesar de sus 4500 millones de años de enfriamiento. El problema «astrobiológico» de este océano de Calisto es determinar de dónde sacarían la energía los supuestos organismos bajo el hielo para vivir en un mundo que no conoce actividad geológica interna desde hace miles de millones de años.

12.12 El Sistema de Saturno: la sopa prebiótica de Titán

Con un diámetro de tamaño «planetario» de 5150 km (similar a Mercurio), Titán es el mayor de los satélites de Saturno. Es el único satélite con una atmósfera notable que, con una densidad 1.6 veces mayor que la terrestre, la hace la segunda más importante del Sistema Solar tras la de Venus. Está formada principalmente de nitrógeno (85%) como en la Tierra, pero con argón y metano (3%) de acompañantes principales en vez de oxígeno. Entre 150 y 200 km de altura hay una espesa niebla que oculta la superficie. Este metano atmosférico se fotodisocia por la acción de la energía ultravioleta del Sol, lo que produce etano y compuestos orgánicos complejos que caen posteriormente a la superficie. Estas moléculas orgánicas complejas fueron detectadas en la atmósfera de Titán por las sondas Voyager. Además, la superficie está a -180°C y el punto triple del metano está a -174°C, de modo que éste se puede mantener líquido en la superficie, con lo que se pensó en la posible existencia de un océano de metano líquido.

Comparación a la misma escala entre un posible lago en Titán (izquierda) y el Lago Superior de Norteamérica (cortesía NASA).

Durante mucho tiempo, la superficie de este mundo ha sido un verdadero misterio, pues la espesa atmósfera del satélite, notablemente opaca, a duras penas permite observar qué hay debajo. Pero en 2005, la sonda Huygens de la Agencia Espacial Europea, lanzada desde la nave Cassini, atravesó la capa de nubes, posándose con éxito en su superficie. Sus cámaras mostraron un mundo curiosamente parecido a la Tierra, con cauces de ríos, montañas y superficies rocosas. No había océanos, pero cuando la Huygens se posó, hizo un leve «chof». La superficie del satélite estaba impregnada de moléculas orgánicas complejas en estado líquido como tierra empapada de petróleo. Desde la sonda Cassini, se han visto también algunos detalles en su superficie que asemejan lagos líquidos de hidrocarburos. En ellos, pueden haber ocurrido reacciones químicas que hayan dado lugar a polímeros orgánicos e incluso aminoácidos. Tal vez, en el exótico Titán, se encuentren algunas de las claves sobre la formación de las moléculas orgánicas complejas que dieron lugar a la vida en la Tierra.

Cuaderno de bitácora

El agua, la molécula asociada a la vida, resulta ser omnipresente en nuestro Sistema Solar y, con toda seguridad, en el resto de sistemas estelares. Si bien en su mayor parte este agua se halla en forma de hielo, al menos en un mundo, el nuestro, sabemos que abunda en forma líquida y tenemos buenos indicios de que puede estar presente bajo los hielos del satélite joviano Europa, o en el subsuelo de Marte. La vida tiene, así, más de un sitio en el Sistema Solar donde arraigar. En el próximo capítulo acabaremos nuestro viaje juntos, veremos cuáles son los límites de la vida, descubriremos nuevos mundos en nuestra Galaxia, y cuál es el significado de esta nueva disciplina, la astrobiología, la ciencia sobre la vida en el universo.

Apuntes tecnológicos

Robótica espacial

La llegada del hombre a la Luna en 1969 fue, parafraseando a Armstrong, un gran paso para la humanidad. Tan increíble que aún hay quienes dudan que haya ocurrido. Pero llegar a nuestro satélite, el lugar más cercano de nuestro alrededor espacial, nos costó tanto que no lo hemos vuelto a intentar. En su lugar, si queremos darnos un garbeo más allá de nuestro planeta, sólo hay dos alternativas: la Estación Espacial Internacional (ISS), el satélite artificial más cercano con capacidad para albergar una cama, o un paseo virtual registrado por un robot o una sonda.

Desde que vivimos en comunidad, hemos deseado librarnos del trabajo duro. En épocas de moral flaca, el tema se resolvía con esclavos y, alternativamente, con servidumbre. La tecnología encontró otra vía en el siglo XX con los primeros robots. Fue Karel Capek, checo de nacimiento, quien en 1920 dio ese nombre, de la palabra robota en su lengua, a unas máquinas que trabajaban para los humanos en su novela «R.U.R.» (Robots Universales de Rossum). Un traductor perezoso de su novela al inglés decidió no romperse mucho los cascos y mantener la palabra original que, a partir de ahí, pasó al acerbo cultural. La popularidad del nombre se acabó imponiendo con Isaac Asimov, mundialmente conocido por sus novelas de ciencia ficción y libros de divulgación, quien lo utilizó en 1942 en su novela Runaround y, posteriormente, en sus relatos cortos conocidos como Yo, Robot.

En la década de 1950, la ficción comienza a hacerse realidad. Aparecen los primeros manipuladores mecánicos por control remoto, usados para trabajar con material radiactivo bajo supervisión humana. Y al inicio de los 60, se instalan los primeros robots industriales. A partir de los 70, se generalizan en Europa, sobre todo en el sector automovilístico. La llegada de los microprocesadores traerá una nueva generación de robots más ligeros, adaptables e inteligentes. A finales del 2004, operaban en Japón 356 500 robots y en EEUU, el segundo mercado mundial, 122 000 unidades, la mayor parte de ellos en cadenas industriales de montaje. Un mercado en fuerte ascenso.

Hoy definimos un robot como una máquina controlada por ordenador y programada para moverse, manipular objetos y realizar trabajos, a la vez que interacciona con su entorno. Es autónomo cuando el sistema de navegación que reside en la propia máquina la hace capaz de operar sin conexiones físicas a equipos externos. Y es inteligente cuando es capaz de tomar decisiones por sí misma a partir de la lectura, selección, fusión e integración de los datos tomados por sus sensores. Nos comunicamos con ellos por medio del lenguaje... de programación. Los lenguajes son directos cuando se basan en el aprendizaje memorístico de una serie de movimientos elementales sucesivos, y son indirectos cuando disponemos de un lenguaje informático que independiza la acción de cada robot concreto, y permite que su conducta sea más compleja. Esa complejidad dependerá del equipamiento de cada robot. Con el brazo manipulador dotado de elementos, articulaciones y su terminador podrán realizar movimientos a menudo imposibles para los humanos, usualmente con seis grados de libertad. En nuestro caso, las articulaciones se activan con impulsos eléctricos dirigidos a los músculos que extraen energía de las moléculas de ATP para moverse. En el suyo, los actuadores obtienen energía de un compresor o de un motor. Los controladores les permiten regular los movimientos a realizar, calculando y procesando la información necesaria para verificar que han cumplido con el mandato recibido. Finalmente, los sensores les permiten adquirir información externa de posición, velocidad, aceleración, temperatura... y hacerlos interactivos.

Los robots han sido clasificados por generaciones, según nivel de inteligencia, nivel de control y lenguaje de programación. Los robots play-back son, digamos, «tontos» y repiten, una y otra vez, una secuencia de instrucciones pregrabadas. Por ejemplo, recubrir con spray un objeto, o hacer una soldadura por arco. Los robots controlados por sensores suelen tener un control en bucle cerrado de sus movimientos y toman decisiones basadas en los datos obtenidos por sus sensores. En la tercera generación, los robots muestran un grado más de evolución, ya que pueden manipular un objeto usando la información captada desde un sistema de visión. Actualmente, ya tenemos modelos de este nivel operando en la industria. En la cuarta, los robots disponen de control adaptativo y pueden reprogramar sus acciones autónomamente en función de los datos obtenidos por los sensores. Esta generación concentra hoy los esfuerzos de laboratorio. Finalmente, la más evolucionada, la que nos hace soñar o tener pesadillas, es aquélla en que pseudo-humanos dotados de inteligencia artificial toman sus propias decisiones y resuelven problemas. Asimov les dedicó sus famosas tres leyes.

En el espacio, las condiciones son abrumadoramente hostiles para los humanos. Los robots toleran mejor el rigor de las temperaturas extremas, de la atmósfera adversa o nula, de la peligrosa climatología de nuestros planetas vecinos, de los viajes interminables, y de la insoportable probabilidad de no regresar a casa sanos y a salvo. Por ello, se han convertido en las estrellas de la incipiente exploración espacial. El 8 de julio de 1997, la página en internet del JPL (Jet Propulsion Laboratory) recibía 80 millones de visitas de una masa ansiosa por seguir en directo la impresión de la primera huella del Sojourner sobre Marte. No se había producido una movilización semejante desde que Armstrong y Aldrin pisaron la Luna. Su versatilidad les permite cumplir misiones diversas. Las sondas son exploradoras espaciales no tripuladas, que reportan con puntualidad sus descubrimientos. Aterrizan en planetas para enviarnos, desde su posición inmóvil, imágenes o muestras de la superficie. De ellas, se desprenden vehículos robotizados capaces de desplazarse por la superficie, tomar muestras y realizar análisis del suelo o de la atmósfera en un radio lo más amplio posible. Sondas y vehículos robotizados ocupan la primera línea de acción. En la retaguardia encontramos brazos robóticos encargados de realizar reparaciones, limitando con su presencia el riesgo de que los astronautas salgan al espacio, y robots de apoyo para tareas rutinarias o peligrosas.

La aventura de la exploración espacial de otros mundos por medio de robots empezó el 31 de enero de 1966 con el aterrizaje suave de la sonda soviética Luna 9 en el océano de las Tempestades de nuestro satélite natural. En años posteriores, visitaron el suelo lunar toda una serie de aparatos robotizados soviéticos y estadounidenses de las series Lunar Surveyor y Luna, que realizaron múltiples experimentos, obtuvieron miles de fotografías y análisis del suelo, y llegaron incluso a enviar a la Tierra muestras del terreno lunar de manera totalmente automática. Los primeros vehículos todoterreno robotizados que exploraron otro mundo fueron los dos Lunajod que la Unión Soviética colocó en la superficie lunar en 1970 y 1973. Entre 1969 y 1973, la exploración de la Luna mediante robots se superpuso con la exploración humana realizada por los astronautas estadounidenses en las misiones Apollo. El 19 de noviembre de 1969, los tripulantes del Apollo 12 Charles Conrad y Alan Bean visitaron y rindieron homenaje al robot explorador Surveyor 3 en el Océano de las Tempestades, donde había aterrizado dos años antes.

Imagen artística del vehículo robótico Spirit (cortesía del JPL).

Marte siempre fue esquivo. Sólo 15 de las 38 misiones entre 1960 y 2003 cumplieron su objetivo. Aunque las Viking 1 y 2 fueron en su tiempo (1975) una proeza de muchísima popularidad, la más reciente Mars Pathfinder y el todo terreno que portaba, Sojourner, fueron, sin duda, las más mediáticas. La Sojourner —apodada familiarmente «Rocky»— con aspecto de haber sido hecha con un Lego y que habría cabido en una caja de zapatos, representaba el paradigma de las nuevas misiones de la NASA, rápidas, baratas y de prestaciones limitadas. Esta misión y las posteriores despertaron gran expectación ante la posible existencia de agua en el pasado marciano. Tuvimos que esperar a 2004, a la llegada de dos robots móviles gemelos, equipados con laboratorios robóticos y tecnología puntera, para desvelar el misterio. Ambos aterrizaron en la superficie, en distintas ubicaciones, en el cráter Gusev, el Spirit; y en Meridiani Planum, el Opportunity. Iban equipados con cámaras CCD estereoscópicas de alta resolución que habilitaban un evolucionado sistema de movilidad por odometría visual. Llevaban analizadores microscópicos de muestras geológicas, espectrómetros para hallar patrones térmicos, medir rayos X y partículas alfa, espectrómetros Mössbauer para estudiar los minerales de hierro y una herramienta de abrasión para garantizar la toma de muestras frescas, no alteradas por la atmósfera, en el interior de las rocas. Tal inversión en tecnología requería que las comunicaciones no fallaran bajo ningún concepto. Así, ambos gemelos mantenían un enlace directo con la Tierra en banda X, y con las sondas orbitales Mars Global Surveyor y Mars Odyssey en UHF que, a su vez, se comunicaban en banda X con el centro de control de las misiones en la Tierra. Existía además un enlace de emergencia en UHF con la europea Mars Express. Aunque la misión no decepcionó y se confimaron las sospechas, hoy tenemos nuevas preguntas que buscan respuesta.

También hemos empezado a ver nuevas misiones con originales estrategias. Por ejemplo, a finales de 2005, los japoneses lanzaron la misión Hayabusa (Muses-C) al asterioide 25 143 Itokawa. Tras descender al asteroide, Hayabusa disparó un pequeño proyectil de tan sólo 5g a 300 m/s y capturó los fragmentos del impacto con un embudo-colector. Tras menos de un segundo en la superficie, encendió sus motores de nuevo y partió. Lamentablemente, ésta era sólo la mitad de su misión. El robot Minerva, destinado a analizar la superficie, se perdió. La misión Rosetta, de la Agencia Espacial Europea, también tiene un planteamiento innovador. El 27 de febrero de 2004, Rosetta despegó en busca del cometa Churyumov-Geramisenko, al cual dará alcance en 2014. La sonda contiene un módulo robótico que debe posarse en el núcleo, desde donde realizará diversos análisis que pueden darnos pistas sobre su contenido de moléculas orgánicas complejas.

En un papel menos espectacular, pero también fundamental para avance del conocimiento en el espacio, debemos mencionar los brazos robóticos de la Estación Espacial Internacional (ISS), que trabajan en un emplazamiento mucho más accesible que Marte o la Luna. Desde 2003, y tras los recortes presupuestarios de la administración Bush, no ha habido normalmente en la ISS más de dos tripulantes a la vez, que ocupan gran parte de su tiempo en tareas de mantenimiento. Los Canadarm 1 y 2 ayudan en ello. Telecomandados por los astronautas desde el interior de la Estación, pueden montar y desmontar partes de satélites para su reparación. Otro ejemplo es la AERCam Sprint, un robot-balón capaz de hacer vuelos de reconocimiento exterior por control remoto que se ha revelado de gran utilidad desde 1997.

Los robots no sirven a la ciencia únicamente desde la exploración espacial. Hay robots que nos ayudan a mejorar nuestros conocimientos en biología, imitando a insectos u otros animales en su comportamiento y aspecto. Otros nos ayudan en la exploración de las profundidades del océano, en el interior de volcanes, o en el subsuelo. Sus posibilidades son cada vez mayores: evolucionan con los sistemas de computación hacia la nanodimensión y nos imitan cada vez mejor. Sin embargo, la ficción nos sigue llevando una apreciable delantera, tanto en la imaginación de un futuro posible, como en la consideración de potenciales conflictos morales que están por llegar, y que nos entretienen en las largas tardes de los domingos lluviosos.

Capítulo 13

Astrobiología: una nueva ciencia

La Astrobiología, heredera de la Exobiología y la Bioastronomía, surge por interés político-académico en el seno de NASA como apoyo a los programas de exploración espacial. Conquistada la Luna y tras las «decepciones» científicas en Marte, la NASA necesitaba nuevos bríos para activar sus programas de exploración espacial. El anuncio de posibles fósiles marcianos en el meteorito ALH80001 fue la noticia científica que aportó el espaldarazo necesario. Esta noticia, unida al descubrimiento de planetas extrasolares, al conocimiento de nuevas formas de vida en la Tierra en condiciones extremas, inimaginables hace 50 años, y a los avances en biología teórica, vida artificial y ciencias de la complejidad, han hecho posible que científicos de disciplinas muy distintas hayan decidido unir sus esfuerzos para contestar a una pregunta clave: ¿es la vida un hecho singular o, por el contrario, un imperativo producto de la evolución de nuestro universo?

Patrones producidos por algas termófilas en el Parque nacional de Yellowstone, EEUU.

13.1 La biología de los ambientes extremos

A lo largo de las últimas décadas, hemos descubierto que en la Tierra existen ambientes que albergan vida a pesar de sus condiciones extremas. No es que los organismos que se encuentran en ellos sobrevivan, sino que estos ambientes extremos son su hábitat natural, al que están perfectamente adaptados. Se han denominado, por ello, extremófilos. Y su descubrimiento ha desbordado la imaginación de los astrobiólogos, al hacer plausible la posibilidad de vida extraterrestre en ambientes antes impensables.

Pero, ¿qué es realmente un extremófilo? Una primera consideración, que puede tener reminiscencias filosóficas, es definir qué es un ambiente extremo. En general, cada organismo tiene unas funciones que debe mantener para sobrevivir, y la mayoría de ellas están basadas en el intercambio de materia y energía con el medio, de manera que el medio debe permitirle realizar estas funciones. Cuando las condiciones del medio son tales que el individuo se encuentra en situación de estrés, estamos hablando de un ambiente extremo. La mayoría de los organismos están adaptados a las condiciones físicas y químicas medias de la superficie de la Tierra, y las condiciones que generan estrés corresponden a variaciones de estas condiciones estándar. Los extremos incluyen extremos físicos como temperatura, radiación o presión, y extremos geoquímicos como desecación, salinidad, pH, concentración de oxígeno o potenciales redox. Incluso podemos incluir ambientes biológicamente extremos como déficit nutricional, densidad de población, parásitos o predadores.

Ante esta situación, y para no morir, los organismos pueden seguir distintas estrategias, una de ellas es por ejemplo aislarse del medio. Así Cyanidium caldarium y Dunaliella acidophila, que se encuentran en ambientes con un pH de 5, tienen un citoplasma neutro aunque, eso sí, sus proteínas son tolerantes al ácido. En general, todos los extromófilos han desarrollado una respuesta evolutiva modificando su fisiología o sofisticando su capacidad de reparación frente al daño continuo que les inflige el medio. Se tiene conocimiento incluso de organismos poliextremófilos, capaces de vivir en ambientes con más de una característica extrema. Un ejemplo es Sulfolobus acidocalcarius, una arquea que vive en un medio de 80°C y con un pH de 3.

Aunque los extremófilos aparecen en todos los reinos, con eucariontes acidófilos, basófilos, halófitos y hasta pluricelulares y vertebrados psicrófilos, la extremofilia nos hace pensar en procariontes, ya que los termófilos, que son fundamentalmente bacterias y arqueas, son los organismos ancestrales desde el punto de vista filogenético. Así, en lo que respecta a la evolución, los primeros ambientes de la vida, lo «normal» en los ecosistemas antiguos, eran estas condiciones extremas. Vamos a conocer cuáles son estos ambientes y qué organismos viven en ellos en función de la o las características extremas:

• Temperatura: La temperatura afecta a los tres tipos fundamentales de moléculas biológicas —lípidos, proteínas y ácidos nucleicos—, produciendo cambios estructurales que desembocan, entre otros, en la desnaturalización de estas biomoléculas. También hay una correlación entre la solubilidad de los gases en el agua, de manera que a altas temperaturas puede haber escasez de oxígeno y/o de CO2. Cuando se llega cerca de los 100°C, la fluidificación de la membrana puede ser letal, y mucho antes —a 75°C— la clorofila se degrada y pierde su capacidad fotosintética.

Sin embargo, el rango natural de los hipertermófilos está por encima de los 80°C. El mayor hipertermófilo es la arquea Pyrolobus fumarii, un quimiolitótrofo nitratoreductor capaz de crecer a una temperatura superior a los 113°C. Hay termófilos entre las bacterias fototróficas (cianobacterias, bacterias púrpuras y verdes), eubacterias (Bacillus, Clostridium, Thiobacillus, Desulfotomaculum, Thermus, bacteria ácido-láctica, actinomicetos, espiroquetas y otros muchos géneros), así como en las arqueas (Pyrococcus, Thermococcus, Thermoplasma, Sulfolobus y las metanógenas). En contraste, el límite superior de los eucariontes está en 60°C para algunos protozoos, algas y hongos, en torno a los 48°C para las plantas vasculares, y de 40°C para los peces, posiblemente por la disminución de la solubilidad del oxígeno a mayor temperatura.

Por lo que respecta a la vida a bajas temperaturas, el nivel más bajo de actividad biológica de un microorganismo está en -18°C. La principal razón de este bajo margen, en comparación con los límites superiores, es que el agua se congela y, por un lado ,deja de ser el medio para reacciones metabólicas, pero además los cristales rompen la membrana. La excepción es el nemátodo Panagrolaimus davidi, que puede resistir con toda el agua de su cuerpo congelada.

• Radiación: La radiación es energía en tránsito, bien como partículas (protones, neutrones...) o como ondas electromagnéticas (rayos gamma, rayos-X, ultravioleta...). No es habitual que en la superficie de la Tierra haya niveles extremos de radiación, pero sí han sido estudiados los efectos de una radiación intensa tanto de ultravioleta, como de radiación ionizante por su importancia en medicina, producción de energía o viajes espaciales. Los daños que puede producir el exceso de radiación van desde una disminución de la movilidad o inhibición de la fotosíntesis, hasta daños en los ácidos nucleicos, que puede ser directo o indirecto a través de la formación de productos de oxígeno reactivo que reaccionan, tanto con las bases, como atacando los dobles y triples enlaces. La bacteria Deinococcus radiodurans es famosa por su capacidad de resistir la radiación ionizante, la radiación gamma y ultravioleta. Consigue esta extraordinaria resistencia a través de un proceso de desecación extrema. Otros organismos que pueden soportar altos niveles de radiación son dos especies de Rubrobacter y el alga verde Dunaliella bardawil.

• Presión: Los homínidos han evolucionado en una presión de 1 atmósfera (101 kPa). La presión hidrostática se incrementa en 10.5 kPa por metro, comparado con los 22.6 kPa por metro de la presión litosférica. La presión disminuye con la altitud de manera que, a 10 km sobre el nivel del mar, la presión es casi un cuarto menos que a nivel del mar. El punto de ebullición del agua se incrementa con la presión, así, el agua del mar en el fondo oceánico se mantiene liquida a 400°C, de esta manera, puede incrementarse la temperatura óptima del crecimiento microbiano. Entre otras acciones, la presión produce un cambio de volumen del organismo; además comprime el empaquetamiento de los lípidos de manera que hace menos fluida la membrana. El aumento de la presión puede también inhibir reacciones químicas. Aunque muchos individuos pueden adaptarse a una presión muy alta, los cambios repentinos pueden ser letales. En la fosa de las Marianas, una depresión marina con 10 898 m de profundidad, encontramos organismos que pueden crecer a temperatura y presión estándar junto con otros que son especies piezofílicas obligatorias a 70-80 MPa, y que no pueden sobrevivir por debajo de los 50 MPa.

• Desecación: El agua posee muchas propiedades que la convierten en el disolvente esencial de la vida. Pero tiene limitaciones extremas, evaporándose a más de 100°C y congelándose a 0°C a la presión de 1 atmósfera. Los organismos que pueden tolerar la desecación extrema entran en anhidrobiosis, un estado que se caracteriza por una cantidad de agua intracelular pequeña y carencia de actividad metabólica. Este estado puede ser alcanzado por una gran variedad de organismos, incluyendo bacterias, levaduras, hongos, plantas, insectos, los tardígrados («osos de agua»), nemátodos micófagos y el molusco Artemia salina. Los mecanismos de desecación que producen la muerte incluyen cambios irreversibles como la desnaturalización y ruptura de las estructuras de lípidos, proteínas y ácidos nucleicos, así como la acumulación de especies oxigenadas reactivas durante la deshidratación, especialmente bajo la radiación solar.

• Salinidad: Los organismos pueden vivir en un rango de salinidad que va desde el agua destilada hasta soluciones saturadas de sal. La osmofilia se refiere a los aspectos osmóticos de la vida en altas concentraciones de sal, especialmente la presión de la tensión hídrica, la deshidratación celular y la desecación. Los halófilos hacen referencia a los requerimientos iónicos para la vida en altas concentraciones de sal. Aunque estos fenómenos son distintos fisiológicamente, están relacionados ambientalmente. Así, un halófilo puede sufrir estrés osmótico. Los halófilos incluyen un rango de microbios, muchos son arqueas, cianobacterias y el alga verde Dunaliella salina que puede sobrevivir en soluciones saturadas de cloruro de sodio.

• Acidez: El pH mide la acidez de un medio. Los procesos biológicos tienden a ocurrir en un rango medio del espectro de pH, y el pH tanto intracelular como ambiental suele encontrarse en este rango. Sin embargo, el pH puede ser muy alto (alcalino, o básico), como sucede en los lagos salinos o zonas de desecación, o muy bajo (ácido) llegando hasta 0. A este pH excepcionalmente bajo, las proteínas se desanaturalizan. Existen organismos que viven con pH bajo, son los acidófilos. En contraste, los peces y las cianobacterias no pueden encontrase en pH más bajo de 4, las plantas e insectos entre 2-3 y los eucariontes unicelulares pueden vivir por debajo de 1. La mejor caracterizada es el alga roja Cyanidium caldarium, que ha sido descrita en la naturaleza a un pH de 0.5, aunque su óptimo de crecimiento en cultivo es de 2-3. El alga verde Dunaliella acidophila puede también sobrevivir a 0 de pH con un máximo de crecimiento a 1. Tres hongos, Acontium cylatium, Cephalosporium sp y Trichosporon cerebriae crecen a pH = 0. Las arqueas también han sido encontradas en estos ambientes de extrema acidez, los heterótrofos aerobeos Picrophilus oshimae y Picrophilus torridus tienen un crecimiento óptimo a pH 0.7 y 60°C. Ferroplasma acidarmanus se ha descrito en las aguas ácidas de una mina de hierro en una mezcla de ácido sulfúrico y altos niveles de cobre, arsénico, cadmio y zinc, con membrana únicamente, sin pared celular. Los alcalófilos prefieren pH alto, con una diferencia de 2 o más unidades de pH entre el medio interno y externo de la célula. Los protones son escasos, creándose saltos de energía para los procariotas aerobios que tienen una ATP sintetasa unida a la membrana. Representantes de todos los dominios, incluido el eucariota, son capaces de tolerar pH elevado, de hasta 11.

Por último, hay que hacer referencia a un aspecto que no debemos olvidar: aunque hoy en día el ambiente es mayoritariamente aerobio, es decir, con oxígeno, este compuesto es, en realidad, una sustancia tóxica a la que nos hemos adaptado, en ese sentido todos los organismos aerobios seríamos extremófilos.

13.2 Ambientes extremos actuales

Hemos hablado de cuáles son las propiedades físico-químicas que definen ambientes extremos, y que nos podemos imaginar perfectamente como habituales en los principios de la vida en la Tierra. Pero todo esto, es obvio, lo hemos estudiado hoy en día, en ambientes que existen en la actualidad en nuestro planeta. ¿Cuáles son y dónde están?

Uno de los más conocidos son las fuentes termales y los géiseres, ya que se encuentran con una cierta facilidad en la superficie terrestre, y están caracterizados por agua caliente y vapor, muchas veces junto con bajos pH y elementos nocivos como el mercurio y otros metales pesados. Pero estas mismas características las encontramos también en las fuentes hidrotermales submarinas. En ellas, la temperatura puede alcanzar los 400°C, pero el agua se mantiene líquida como consecuencia de la alta presión hidrostática; además tienen un rango de pH entre 3 y 8, y una química inusual, con formas de vida que van desde microbios a invertebrados. Estas chimeneas hidrotermales son posiblemente críticas para la evolución, ya que, como hemos visto, sus soluciones químicas son compatibles con la química prebiótica, además de que sus habitantes son los ya famosos hipertermófilos, que tanto biológica como filogenéticamente parecen cercanos al último ancestro común.

Otros de los ambientes bien estudiados son los hipersalinos, que incluyen llanuras salinas, charcas de evaporación y cuencas hipersalinas del fondo del mar. Estas comunidades están dominadas por arqueas halófilas, pero también, en medios con concentraciones salinas entre el 25-33%, se han encontrado bacterias —Ectothiordospira halochloris— cianobacterias —Aphanothece halophytica, Phormidium sp, y Schizothrix arenaria—, algas verdes —Duanilella salina y Asteromonas gracilis—, diatomeas –Amphora coffeaeformis, Navicula sp y Nitzchia sp- y protozoos —Blepharisma halophila y especies de Bodo, Phyllomitus y Tetramites—, así como levaduras halófilas y hongos. Son, por lo tanto, ambientes fructíferos a pesar del estrés osmótico que pueden sufrir los organismos. En los depósitos de evaporitas, consistentes en halitas (NaCl), yeso (CaSO4 . 2H20) o anidrita (CaSO4), se han encontrado bacterias y algas ampliamente distribuidas geográficamente y en el registro fósil, y que muestran algunas de las posibilidades de supervivencia en este ambiente. Se sabe que microorganismos atrapados en inclusiones fluidas en cristales de cloruro sódico tienen movilidad durante tres semanas y pueden ser viables durante seis meses; también se sabe de organismos que viven en sales de yesos y que fijan carbono y nitrógeno, viviendo dentro de los cristales más de un año. La encapsulación es la estrategia ante la falta de agua, en los desiertos fríos y calientes, desde Atacama (uno de los más secos y calientes desiertos de la Tierra) hasta el mas frío y seco de los valles de la Antártida.

En el suelo helado —permafrost— los microorganismos se encapsulan dentro de la red cristalina, o quedan aislados en «lágrimas» líquidas. Parece ser que, en este hábitat de agua helada, los organismos se agrupan en comunidades interdependientes para sobrevivir. Encontramos algas, fundamentalmente diatomeas, protozoos, bacterias y algunas arqueas. Por último, en los glaciares, a gran altura, se pueden ver manchas pigmentadas de rosa, que se corresponden con algas verdes que tienen un pigmento secundario —carotenoide— fotoprotector. Los principales habitantes tanto de los desiertos fríos como de los calientes, son las cianobacterias, algas y hongos que viven algunos milímetros por debajo de la superficie.

Los ambientes con microorganismos quimiolitrótofos —como el Río Tinto en Huelva— parecen ser también un buen modelo de la química que pudieron haber tenido los primeros organismos terrestres (NASA).

Pero no tenemos que irnos tan lejos para buscar paisajes extremos desde el punto de vista ambiental, ya que podemos encontrar extremófilos mucho más cerca de nosotros. Un ejemplo de ello es Río Tinto en Huelva. Este río es extremo como consecuencia de su alta concentración de metales pesados, y la extrema acidez que presenta. Aún está en debate si este ambiente es consecuencia de la contaminación por la explotación de la mina o si, por el contrario, es un ambiente natural cuyas características surgen de los propios procesos metabólicos de los microorganismos. Sin embargo, es cierto que, en estas condiciones, con pH en torno a 2 y concentraciones de hierro de entre 3 y 20 g por litro, se encuentra una amplia y rica biota que incluye organismos de los tres reinos. Se encuentran, fundamentalmente, quimiolitótrofos que crecen a expensas de sulfuros metálicos, oxidando y reduciendo hierro. Dentro de los eucariontes encontramos protistas, tanto heterótrofos como fotosintéticos, que llegan a constituir el 65% de la biomasa del sistema.

En todo caso, lo que han demostrado los extremófilos a los interesados en la posibilidad de vida extraterrestre es que las condiciones para su viabilidad son mucho más flexibles de lo que pensaban los científicos más optimistas. La horquilla de las condiciones que posibilitan la vida se ha abierto enormemente. Y por eso, el descubrimiento de planetas extrasolares, algo que los astrónomos ansiaban desde los tiempos de Giordano Bruno, se ha convertido en una cuestión científica doblemente emocionante.

13.3 Planetas extrasolares: la estrella de Barnard y el púlsar Van Biesbroeck 8

La era precursora de la búsqueda de planetas extrasolares comenzó en 1915 y terminó a mediados de los 80. Las búsquedas astrométricas se hicieron principalmente en el Observatorio Naval de EEUU y en el Observatorio Sproul en Pensilvania. Podría pensarse que para detectar un planeta basta con «verlo». Efectivamente, esto es técnicamente viable y se denomina imagen directa. Puesto que el planeta refleja la luz de la estrella, en principio es posible, pero nos limita a planetas muy grandes. El principal problema en este caso es que el brillo estelar puede ocultar el reflejo planetario. Debido a la pequeña abertura del telescopio en Sproul, era preferible que las observaciones se limitaran a estrellas muy cercanas y a las perturbaciones que podrían sufrir causadas por un objeto de masa planetaria, más que en la observación directa. Una estrella que se estudió concienzudamente fue Barnard. Esta estrella tiene una masa de 1/7 MSol y el movimiento propio más grande conocido hasta entonces.

El movimiento propio se define como el movimiento angular aparente por año sobre la esfera celeste. Es decir, en una dirección perpendicular a la línea de visión del observador. Podemos determinar el movimiento propio de una estrella usando otras como puntos de referencia. Si un cuerpo orbita alrededor de una estrella, entonces éste afectará el movimiento de la misma. Como uno mide el movimiento lineal de la estrella, encontrará que éste no ocurre en una línea recta, sino en una línea con pequeñas ondulaciones. La situación es similar a la de observar una persona que gira alrededor de sí misma con un peso en uno de los brazos. Pensemos en un lanzador de peso en atletismo, por ejemplo. El lanzador presenta un movimiento ondulado superpuesto al eje de su cuerpo, debido a la masa que porta en una de las manos. La persona representa la estrella, y esa masa en su mano representa el planeta. Adicionalmente, el atleta se puede mover entre dos puntos y, a ese movimiento de traslación lineal, hay que superponer el de rotación. Si la persona no gira, entonces no veremos movimiento ondulado alguno, solo el lineal. De igual forma, si no hay masa en su mano, nuestro atleta, sencillamente, se estará moviendo entre dos puntos y no observaremos movimiento ondulado.

Debido a la gran distancia que nos separa de las estrellas, el movimiento aparente de éstas en el cielo es sólo una consecuencia de la rotación de la Tierra en torno a su eje. Han de transcurrir miles de años para que veamos un desplazamiento de las estrellas sobre el cielo. Por ejemplo, la Osa Mayor no era como ahora la vemos. Hace 2000 años, sus estrellas ocupaban diferentes posiciones en la esfera celeste. Los astrónomos sintieron un gran interés por estudiar la estrella de Barnard más en detalle y descubrieron que se trataba de una enana roja situada a 5.95 años-luz de la Tierra. Extremadamente cercana. También se descubrió que se estaba acercando a nosotros de tal forma que en el año 11 800 podría estar a tan solo 3.8 años-luz. Por su gran movimiento propio y por tratarse de una enana roja, esta estrella se presentaba como un candidato prometedor para tener planetas orbitando a su alrededor.

Después de examinar miles de placas fotográficas durante décadas, Peter van de Kamp concluyó que era evidente la existencia de uno o más planetas de masa similar a la de Júpiter orbitando alrededor de la estrella de Barnard con periodos de 12 a 22 años. Posteriores observaciones (1973), primero por Robert Harrington en el Observatorio Naval de EEUU y después por George Gatewood en el Observatorio Allegheny en Pittsburg, revelaron que las observaciones y conclusiones de Van de Kamp no podían ser correctas. No pudieron corroborar tales movimientos propios de la estrella. Todas las estrellas de las placas fotográficas conteniendo la estrella Barnard estaban afectadas del mismo movimiento propio. Es más, este movimiento propio era diferente para diferentes observaciones y las discrepancias coincidían con las fechas en que las lentes del telescopio habían sido reajustadas. Es decir, las observaciones estaban afectadas de un error sistemático que indujo a una falsa detección de sistemas planetarios.

Otro caso similar a este fue la detección de un acompañante del pulsar VB 8 (Van Biesbroeck 8) en la Nebulosa del Cangrejo. Los pulsos presentaban cierta estructura periódica que parecían indicar la existencia de un acompañante. Observaciones posteriores no pudieron reproducir la periodicidad de los pulsos y se concluyó que las primeras observaciones habían estado afectadas de algunos errores que introdujeron una falsa periodicidad. Al fin y al cabo, a pesar de las continuas decepciones, estos experimentos fueron útiles: demostraron que se estaba llegando al límite instrumental de la época para detectar inequívocamente planetas alrededor de estrellas. Eso cambiaría.

13.4 Búsqueda actual de planetas extrasolares

Los métodos actuales son más sensibles. La búsqueda de planetas extrasolares se efectúa siguiendo, a grandes rasgos, dos técnicas. La técnica directa busca los fotones que son, o bien esparcidos en el óptico, o bien emitidos en el infrarrojo por el objeto que acompaña a una estrella. Y la técnica indirecta se concentra en detectar los efectos que este compañero ejerce sobre la estrella. Por ejemplo la atenuación de la luz estelar debido al tránsito del planeta, o el movimiento reflejo de la estrella debido al efecto gravitatorio del planeta.

La detección directa proporciona resultados en un plazo de tiempo menor que la detección indirecta. Es una búsqueda más adecuada para astrónomos poco pacientes. Dependiendo de la longitud de onda en la que se hace la observación, puede proporcionar información sobre la temperatura del planeta, si es en el infrarrojo, o quizá incluso sobre la composición del mismo. La técnica indirecta requiere más tiempo para proporcionar una detección clara del planeta. Se han de hacer observaciones durante una fracción igual o superior a la mitad del periodo orbital del planeta. Pero proporciona más información sobre las características dinámicas del sistema estrella-planeta.

La mayor parte de los descubrimientos hasta la fecha se han hecho mediante técnicas indirectas, principalmente por observaciones astrométricas. Entre ellas ya hemos visto la medida del movimiento propio de un objeto en función del tiempo. Se pueden medir también las perturbaciones sinuosidales de este movimiento, que pueden reflejar el efecto gravitatorio de uno o varios planetas. O utilizar medidas espectroscópicas de velocidad radial. Atendamos a este último caso. La velocidad radial mide el desplazamiento Doppler en las líneas espectrales de la estrella. Éste es causado por el movimiento radial de la estrella alejándose o acercándose al observador. Si se aleja, la línea estará desplazada al rojo y la velocidad será positiva. Mientras que, si la estrella se acerca a nosotros, el desplazamiento es hacia el azul y la velocidad es negativa. ¿Cómo se relacionan estos desplazamientos Doppler con la existencia de un planeta alrededor de la estrella? Un planeta orbitando una estrella afectará la velocidad radial de la misma de forma periódica. Las líneas espectrales presentarán desplazamientos periódicos hacia el azul y hacia el rojo según la estrella se acerque o se aleje de nosotros. Estos desplazamientos Doppler son extremadamente pequeños y se necesitan espectrógrafos de muy alta sensibilidad. Mientras mayor sea la masa de un planeta orbitando alrededor de una estrella, mayor será el efecto en la velocidad radial. Es por ello que todos los planetas detectados con este método tienen todos una gran masa. Algunos ejemplos de detección de planetas extrasolares por esta técnica son el caso de HD114762, donde la masa del compañero sólo se puede estimar como 10.9 veces la masa dividido por el seno de la inclinación de la órbita de Júpiter (MJ). Puesto que estamos proyectando tres dimensiones en el plano celeste, este método no permite deducir cuán inclinado está el plano orbital con respecto a nuestra línea de visión. A pesar de esta limitación, hay que decir que si la orientación del plano orbital es aleatoria en el espacio, el límite inferior de masa (proporcionado por estas medidas) no debería ser muy diferente del valor real. Se estima que como mucho, el planeta tendrá una masa doble que la deducible por las observaciones y, probablemente, un porcentaje muy pequeño de planetas extrasolares pueden llegar a multiplicar por 10 la masa «observada». El planeta en torno a HD114762 tendría un periodo orbital de 84 días en una órbita relativamente elíptica. Otro ejemplo es la estrella 51 Pegasi. En este caso, el objeto compañero de la estrella tiene una masa M inferior, su órbita es prácticamente circular y su movimiento de translación alrededor de la estrella se completa en tan sólo 4.33 días.

Otro método fructífero se basa en la fotometría de ocultaciones. Esta técnica se usa para detectar un cambio en la luz de la estrella. Esto ocurre cuando el planeta oculta parcialmente la estrella mientras en su movimiento de traslación pasa por delante de la misma (tránsito). Dentro de los planetas extrasolares detectados por este método, el más estudiado ha sido HD209458. Las variaciones de luminosidad en la estrella son tan sólo de un 1% y están causadas por un supuesto planeta de masa mayor o igual que 0.63 MJ (de nuevo con una incertidumbre de un factor inverso del seno de la inclinación orbital, que eclipsa la estrella periódicamente. El planeta parece orbitar casi circularmente alrededor de la estrella central en 3.52 días. Ha sido también en este sistema, al menos binario, donde se ha podido detectar por primera vez la atmósfera de un planeta extrasolar y la presencia de un elemento químico en la misma. En este caso: sodio.

Por último hay que destacar una novedosa técnica que está produciendo sorprendentes resultados. Consiste en utilizar estrellas en primer plano como microlentes gravitatorias para amplificar la luz de los astros situados en segundo plano. Esta técnica tiene una sensibilidad elevadísima y ya se han detectado varios planetas usando microlentes. Uno de ellos ¡un planeta rocoso de tan sólo cuatro masas terrestres! Es el record por abajo en exoplanetas, y la primera detección confirmada de un planeta tipo Tierra alrededor de otra estrella.

13.5 Planetas extrasolares descubiertos hasta hoy

La lista de planetas extrasolares descubiertos crece a un ritmo sorprendente, y de forma paralela la variedad de límites inferiores de masa y excentricidades de sus órbitas. Hasta la fecha de marzo de 2009, el número de detectados y confirmados era 342.

Las diferentes detecciones de compañeros estelares se han hecho tanto con sencillos instrumentos como con otros altamente sensibles, capaces de medir velocidades radiales de 3 m/s. Esto último hace que la cautela a la hora de proclamar la existencia de un planeta extrasolar siempre esté presente. La cautela debe extremarse, entonces, a la hora de derivar conclusiones estadísticas.

El procedimiento habitual en ciencia, cuando se descubre una nueva familia de objetos es observar qué pautas de comportamiento siguen. En el caso de compañeros extrasolares, los parámetros básicos que se pueden determinar, como hemos visto, son el periodo orbital, la excentricidad de la órbita y la masa mínima. La cantidad de objetos descubiertos mediante la técnica de velocidad radial con masa mínima inferior a 4 MJ representa casi la mayoría de objetos descubiertos. Sin embargo, esta representación puede inducir a error y, a simple vista, parece indicar una sobreabundancia de objetos de masa «pequeña», aun cuando son éstos los más difíciles de detectar. El verdadero significado de ese resultado es que los límites de detección de velocidad radial igual a 3 m/s es el que existe por ahora en los grandes telescopios dedicados a la búsqueda de estos compañeros sub-estelares.

Si prestamos atención a la excentricidad de la órbita en función del semieje mayor, vemos que planetas con semieje mayor pequeño (<0.03 au) orbitan circularmente a su estrella, mientras que aquellos con semieje mayor > 1 au pueden tener órbitas casi circulares y muy elípticas. Examinando el periodo y la excentricidad de la órbita también podemos obtener información interesante. Si la excentricidad se dibuja en función de la masa mínima del planeta, en concreto para masas menores que 15 MJ hay una tendencia clara: los objetos orbitan casi circularmente a la estrella, no importa la masa del planeta, si ésta es menor que 5 MJ. A medida que la masa aumenta, la órbita es más elíptica; aunque también existen planetas ligeros con órbitas muy excéntricas.

Posibles planetas alrededor de púlsares

Hasta ahora, sólo se ha hablado de compañeros de masa subestelar alrededor de estrellas de la secuencia principal o cercana a ella (sobre todo presecuencia principal). Sin embargo, alrededor de púlsares también se han descubierto.

¿Qué es un púlsar? Los púlsares, tal como comentamos en capítulos anteriores que evolucionan a partir de una supernova, como comentamos en capítulos anteriores, se consideran estrellas de neutrones que giran en torno a sí mismas emitiendo ondas de radio. En 1967 se identificó por primera vez uno de ellos mediante observaciones radiotelescópicas. Los pulsos que emiten se deben a que el campo magnético y el eje de giro del pulsar no están alineados. En el momento de escribir estas palabras, se conocen más de 650 estrellas pulsantes de este tipo dentro de nuestra Galaxia. Los pulsos de algunas de estas estrellas se repiten increíblemente rápido (< 0.01 segundos). Ocurre a veces que un púlsar forma parte de un sistema estelar binario. Es importante tener esta información en mente, ya que los compañeros de un púlsar pueden ser una estrella como parte de un sistema binario, o un planeta constituyendo un sistema terciario.

Hasta el momento, sólo hay dos casos de planetas confirmados alrededor de púlsares: PSR 1257+12 y PSR B1620-26. Sin embargo, hay más de dos teorías que intentan explicar la formación de planetas alrededor de púlsares. Una de ellas asume la existencia del planeta orbitando la estrella antes de que ésta explotara dando lugar a una supernova. El planeta persiste de alguna forma inexplicada al «cataclismo». La otra teoría, más plausible, se basa en que el planeta se formó después de la explosión supernova. Este escenario también implica que se formó algún tipo de disco de polvo antes de la formación del planeta. Otros autores aún consideran un modelo diferente: algunos de ellos sugieren que un púlsar se pudo formar a partir de la colisión de dos enanas blancas, y que los planetas se formaron a partir de los desechos resultantes de la colisión. Una última especulación se basa en que la formación de un planeta a partir de un sistema binario, dónde una de las estrellas es un púlsar, es la consecuencia del crecimiento de esta última hasta sobrepasar el límite de Roche. A partir de ese instante se fragmenta y desarrolla un disco de materia alrededor del púlsar que puede, al final, dar lugar al planeta.

A todos los casos de planetas alrededor de estrellas de la secuencia y presecuencia principal, alrededor de púlsares, hay que sumar más de una veintena de detecciones más que hasta hoy siguen calificadas como dudosas o no confirmadas. Estas detecciones contemplan, ya no sólo planetas de masa aproximada a la de Júpiter (entre 0.1 y 60 veces), sino que también hay objetos con masa similar a la terrestre.

13.7 Búsqueda de planetas extrasolares en el futuro

Indudablemente, detectar planetas de tamaño y condiciones semejantes a la terrestre es un objetivo prioritario de la astrobiología. Nuevas tecnologías de fotometría estelar, junto con el uso de telescopios de unos 4 m de abertura están aumentando la probabilidad de detectar planetas de tipo terrestre. Este tipo de planetas se detecta más fácilmente por la técnica de ocultación (tránsito) que por cualquier otro método.

Una cuestión de extrema importancia a la hora de determinar la existencia de planetas extrasolares, tanto desde el punto de vista económico como temporal, es dónde deberíamos enfocar nuestros esfuerzos. ¿Qué tipo de estrellas debemos examinar? Podríamos concentrar nuestras energías en cúmulos estelares viejos y abiertos. Los programas de búsqueda fotométrica de planetas extrasolares se basan en las observaciones periódicas de un número de estrellas próximas entre sí. Pueden detectarse variaciones de brillo de un gran número de estrellas de tipo solar en una misma observación, determinando la presencia de tránsitos planetarios.

Adicionalmente a los cúmulos estelares viejos y abiertos, también hemos de pensar en estrellas cercanas a nosotros, estrellas con gran movimiento propio, estrellas que tienen discos de polvo alrededor, estrellas similares al Sol, estrellas que ya tienen detectado un planeta, o cualquier combinación de los casos enumerados.

Aparte de dónde buscar, también nos preguntamos qué metodología y que instrumentación hemos de usar para hacer la búsqueda de planetas extrasolares más fructífera. Una posibilidad es extender los conjuntos de telescopios ópticos de forma tal que se pueda trabajar con ellos de forma interferométrica. Los telescopios deberían presentar una separación de unos 10 km para resolver un sistema estrella-planeta que estuviera a 5 pársecs (unos 15 años-luz) de nosotros. Con semejantes instrumentos, se podrían resolver planetas de tipo joviano, o incluso terrestre, si en vez de 10 km de distancia base tomamos 100 km. Otra posibilidad es tener acceso a un telescopio de gran abertura con gran precisión en estudios fotométricos. Por ejemplo, usando el telescopio de 5 m de Monte Palomar, se estima que se necesita estudiar de forma periódica unas 100 estrellas para encontrar uno o más planetas extrasolares. Siempre y cuando nuestra idea de formación de sistemas planetarios sea correcta.

Cuaderno de bitácora

¿Acabó nuestro viaje? En realidad, lector, no ha hecho más que empezar. Pero reconocerá que después de esta vuelta al universo en 13 capítulos, nuestros mapas ya tienen menos tierras incógnitas, y que ahora disponemos de barcos más sofisticados y retos más precisos. De modo que no dude que se seguirán cartografiando rincones desconocidos. Y que asistiremos a nuevos y sorprendentes descubrimientos.

Demos punto y final a esta obra con un homenaje a todos los pioneros y viajeros en forma de mensaje en una botella.

Apuntes tecnológicos

Simulación: vida artificial

En 1944 el físico E. Schrödinger publicó un pequeño libro con el título: ¿Qué es la vida? A pesar de que el ensayo no respondía la pregunta, tuvo el acierto de plantear cuestiones básicas y precisas que marcarían el trabajo de los biólogos moleculares en las décadas siguientes. Schrödinger se preguntó cómo podía almacenarse, leerse y ejecutarse molecularmente la información, el plan para la construcción de un ser vivo. Y cómo se podía replicar esta información, transmitiéndose de generación en generación. 

Pero Schrödinger fue todavía más sutil al arrinconar cuestiones, al no hacerse ciertas preguntas que, seguramente, creía difíciles de abordar con éxito en un futuro cercano. En concreto, no hizo mención al origen de la vida o al metabolismo. Desde la perspectiva que nos dan ahora 60 años de trabajo, la perspicacia de Schrödinger fue indiscutible. El gran ausente en su programa fue el metabolismo, la orquestación de miles de moléculas en la célula y su origen. ¿Por qué obvió semejante cuestión? Desnudando la vida del metabolismo, Schrödinger proponía centrarnos en el problema del almacenamiento, lectura, procesamiento y replicación de la información biológica. De esta manera, se simplificaba enormemente el complejo problema de la vida.

En 1948, el matemático Von Neumann, pionero de las ciencias de la computación, encaró el problema de la autorreplicación desde un punto de vista abstracto. Utilizó unas entidades matemáticas llamadas autómatas celulares para abordar la cuestión y demostró, por primera vez, la necesidad de distinguir entre software y hardware. En los años 50, algunas de las preguntas de Schrödinger encontraron respuestas: se desveló la estructura del ADN y el código genético, dos grandes hitos de la historia de la ciencia que Von Neumann, en cierto modo, había predicho. Hoy los biólogos, después de muchos años de trabajo en el laboratorio, saben que el hardware son las proteínas (los componentes básicos del metabolismo) y que el software está ligado a los ácidos nucleicos (los componentes básicos de la replicación). Pero existen excepciones: el ácido ribonucleico (ARN) actúa, como sabemos, tanto de software como de hardware. 

Estos nuevos enfoques teóricos en el seno de la biología, acompañados de la potencia de los ordenadores, han abierto en ciencia lo que muchos filósofos llaman ya la tercera vía de la investigación científica: la simulación. Que, en este caso concreto, han hecho posible recrear «vida artificial» en silicio. Una manera de estudiar y recrear otras formas de vida con la intención de estudiar qué es común a todas ellas.

Pero, ¿qué es una simulación? Es una forma de probar unas hipótesis de trabajo mediante la validación de un modelo. Dicho de otro modo, se trata de experimentar en el marco de una realidad virtual válida. Recurrimos al ordenador cuando experimentar en condiciones reales es caro, peligroso o prácticamente imposible, cuando queremos observar largos períodos de tiempo, cuando los objetos a observar son demasiado grandes o pequeños o cuando el entorno en el que observar no es fácilmente reproducible en condiciones reales. También, cada vez más, se simula como paso previo a la experimentación porque permite limitar los escenarios y las alternativas. Es por ello que muchos científicos creen firmemente que la simulación tiene un lugar propio en el método científico.

La simulación requiere una metodología rigurosa que permita garantizar que los resultados obtenidos serán correctos. En primer lugar, hay que definir con detalle el objeto o sistema que se quiere simular de forma que quede completamente determinado en sí mismo, y en las interacciones con su entorno. Con esa información se construye un modelo, estableciendo un conjunto de variables y de relaciones entre ellas y con el entorno, lógicas, físicas y matemáticas, y unas reglas o leyes para la evolución del sistema. A menudo, hay que fijar las condiciones iniciales, los datos que recrean la situación de partida, y validar el modelo para depurar los errores que hayamos podido cometer. Una vez realizados todos estos pasos, podemos ejecutar la simulación, registrar los resultados e interpretarlos.

El recurso computacional se usa para analizar y enfrentarse a cualquier tipo de problema: biológico, físico, tecnológico, económico o médico. Sin embargo, las simulaciones más ambiciosas emulan sistemas biológicos o físicos donde se recrean miles de variables en condiciones dinámicas.

Una de las simulaciones actuales más ambiciosas es Millennium, realizada en 2005 por un conjunto de científicos conocidos como el Consorcio Virgo, donde se recreó el Universo completo desde pocos instantes después del Big Bang hasta hoy, y permitió «observar» la creación de las grandes estructuras del Universo, galaxias y agujeros negros. Para ello, se definieron 10 mil millones de puntos con un superordenador de 812 microprocesadores y 2 terabytes de memoria y se ejecutó el modelo durante 28 días a razón de 4.2 billones de operaciones por segundo, evolucionando según las leyes conocidas de la física. El resultado produjo 25 Terabytes de información que debe ser contrastada con la realidad para validar las hipótesis establecidas.

La biología encontró el equivalente en la física al modelo de átomo de hidrógeno: el ARN. Manfred Eigen, en la década de los 70, se convirtió en el Niels Bohr de la replicación biológica. El programa de Schrödinger caló tan hondo en la biología moderna que, actualmente, el problema del origen de la vida suele confundirse con el problema de la replicación. Después de la secuenciación del genoma de muchos organismos, incluido el ser humano, ahora parece que entramos en la época postgenómica. En ella, probablemente, el esfuerzo se dirigirá a desvelar los secretos de las redes metabólicas y sus relaciones íntimas con el genoma en los próximos años. Así que, pasando de lo más grande a lo más pequeño, de la singularidad del Big Bang a la cotidianeidad del metabolismo humano, Kevin Sabonmatsu ha ejecutado en la Q-Machine la simulación más grande de la biología. Con su trabajo nos muestra los procesos que tienen lugar en los ribosomas, esas pequeñas partículas que se hallan en nuestras células y que son responsables de la síntesis de las proteínas. La simulación se ejecutó a nivel atómico, definiendo un conjunto de más de dos millones y medio de variables, permitiéndolas evolucionar para ver cómo interactúan para traducir el ARN mensajero. Para la ejecución, ni siquiera se utilizó el superodenador de Los Álamos en toda su potencia, requiriendo «sólo» 768 de los 8192 microprocesadores disponibles. Así que, para responder a las preguntas que Schrödinger ni siquiera se formuló, disponemos ya de amplia capacidad de cálculo para aumentar la magnitud de la simulación y la ambición de sus resultados.

En España, el supercomputador Mare Nostrum del Centro Nacional de Supercomputación en Barcelona nos sitúa en el noveno puesto de la élite mundial según datos de junio de 2007. Con 10 240 procesadores y la capacidad para realizar 95 billones de operaciones por segundo, su objetivo es contribuir al conocimiento sobre el genoma humano, la estructura de las proteínas y el modelado de moléculas. También trabaja en otros ámbitos como el estudio sobre modelos de la Tierra, en meteorología y climatología, o en problemas de arquitectura de computadores.

Entrañas del supercomputador Mare Nostrum (cortesía del Centro de Supercomputación de Barcelona: www.bsc.es).

La biología es el ámbito científico que ha logrado ampliar nuestros conocimientos de forma más radical en la segunda mitad del siglo XX, y lleva camino de convertirse en la reina de las ciencias en los inicios del siglo XXI. El trabajo de laboratorio entre placas y probetas se va complementando progresivamente con el uso del ordenador en complejas simulaciones, a medida que los biólogos aprenden a colaborar con físicos e ingenieros en la realización de modelos teóricos y en su programación, con vistas a experimentar en silicio aquello que difícilmente puede ser observado en condiciones reales. Esta vía ya nos ha proporcionado grandes avances y, en ella, debemos persistir para poder resolver los enigmas que aún se ciernen sobre la vida, tal como la conocemos y las variantes, fuera de nuestro pequeño mundo, que podamos conocer.

Capítulo 14

Epílogo: Mensaje en una botella

El 2 de marzo de 2002, la estación de seguimiento de la NASA en Robledo de Chavela, donde se encuentran emplazadas algunas de las radioantenas más sensibles del mundo, pudo detectar, débil pero nítida, una remota señal de radio. Su origen era un punto situado a una distancia de 12 000 millones de kilómetros, 80 veces la distancia de la Tierra al Sol, 2 veces la distancia del Sol a Plutón. Es decir, fuera del Sistema Solar. La señal de radio no estaba producida por ningún astro ni fenómeno natural conocido, sino que, más allá de cualquier duda, tenía un origen inequívocamente artificial.

¿Se trataba del ansiado contacto con alguna civilización extraterrestre? ¿Se había descubierto que definitivamente «hay alguien ahí fuera»? La respuesta a la primera pregunta, lamentablemente, es «no»; pero a la segunda debemos responder con un rotundo «sí». Hay alguien ahí fuera: nosotros. La señal provenía de la sonda Pioneer 10, por aquellas fechas lanzada hacía 30 años por la NASA que, después de tanto tiempo y frente a todo pronóstico, había vuelto a ponerse en contacto con la Tierra.

14.1 Pioneros

La Pioneer 10, junto con otras tres naves, la Pioneer 11 y las Voyager 1 y 2, forman un cuarteto de exploradores que estaban destinados a dejar atrás nuestro Sistema Solar. Embajadores de nuestra civilización, se adentrarán en lo más profundo del espacio interestelar. Las Pioneer fueron una serie de sondas espaciales concebidas y creadas en las décadas de los 60 y 70 para la exploración del Sistema Solar. Dirigidas por la NASA desde el Centro de Investigacion Ames, en Mountain View (California), el primer Pioneer fue lanzado en 1958 y estudió los cinturones de radiación que rodean a la Tierra, los cinturones de Van Allen. Las siguientes Pioneer fueron cada vez más lejos, estudiando el Sol y el viento solar. Con una separación de un año, el 3 de marzo de 1972 y el 6 de abril de 1973, fueron lanzadas desde Cabo Cañaveral las Pioneer 10 y 11, las últimas de la serie. Sus órbitas fueron elegidas para acercarlas a Júpiter, viaje que realizaron en un año, y en el caso de la Pioneer 11 también a Saturno.

Las Pioneer fueron realmente pioneras: sus altas velocidades (43 000 km/h para la Pioneer 10 y 39 000 km/h para la Pioneer 11), hicieron de ellas los primeros objetos creados por el hombre destinados a escapar para siempre del Sistema Solar. La 10 fue la primera nave que cruzó los peligros del cinturón de asteroides y fue también la primera en observar y obtener imágenes cercanas de Júpiter (3 de diciembre de 1973). Así mismo, fueron las primeras naves espaciales que aprovecharon la gravedad de un planeta, en una especie de juego de carambolas, para ganar velocidad.

La Pioneer 10 finalizó oficialmente su misión científica cinco años después de su lanzamiento, el 31 de marzo de 1997. Pero hoy día, tras treinta años, sigue en funcionamiento y alejándose de nuestro Sol. Debido a que estas naves estaban destinadas a navegar en lo más profundo del espacio, lejos del poder del Sol, no se podía confiar su suministro de energía a paneles solares. Obtienen potencia eléctrica de la desintegración del plutonio 238 en el interior de una pila atómica. A pesar de que la vida media del isótopo es de 92 años, los termopares que convierten energía en forma de calor en energía eléctrica se deterioran más rápidamente. Los operadores de la misión temen que no habrá suficiente producción de electricidad para el trasmisor de radio por mucho más tiempo. Tal vez este haya sido uno de los últimos mensajes de la Pioneer 10. Cuando su fuente de alimentación se agote, seguirá su viaje silenciosamente por el espacio exterior, hacia la estrella Aldebarán, en la constelación de Tauro, a la que tardará en llegar la friolera de dos millones de años. Éste fue el destino de la Pioneer 11, que agotó su energía el 30 de septiembre de 1995 y ahora vaga en silencio hacia una estrella de la constelación de Águila, a la que llegará dentro de cuatro millones de años.

14.2 Viajeros

Pero las viejas Pioneer no están solas en su viaje. Otras dos veteranas se atreven también a desafiar los fríos de la noche eterna del espacio interestelar. Se trata de las dos naves Voyager. La misión de las Voyager era ampliar nuestros conocimientos del Sistema Solar y podrían considerarse una continuación de las Pioneer 10 y 11. Su misión fue tan exitosa que podemos considerarlas (sobre todo a la Voyager 2) como la principal fuente de conocimientos sobre los objetos del Sistema Solar. Paradójicamente, la primera nave en salir fue la Voyager 2, que fue lanzada desde Cabo Cañaveral el 20 de agosto de 1977. La Voyager 1 fue lanzada dos semanas después, el 5 de septiembre, en una trayectoria más rápida y corta, por lo que pese a ser la segunda en salir, sería la primera en llegar a Júpiter, el 5 de marzo de 1979. Después de su exitoso trabajo en Júpiter, ambas naves viajaron a Saturno. De nuevo, como ocurrió con las Pioneer, la misión de las Voyager superó las expectativas. Diseñadas para una duración de cinco años, la misión debía haber concluido en Saturno. Sin embargo, cuando concluyeron su misión, todos los instrumentos seguían operativos. Por ello, tras su paso por Saturno, la Voyager 2 fue redirigida hacia Urano y después a Neptuno, aportándonos conocimientos decisivos y sorprendentes sobre estos planetas. Tras finalizar su epopeya por los gigantes del Sistema Solar, la Voyager 2, viajando a una velocidad de 56 000 km/h, tomó rumbo al espacio exterior. Desgraciadamente la Voyager 1, no pudo repetir la hazaña, pues su paso por Saturno la sacó del plano de la Eclíptica, donde se encuentran los planetas, y la envió rumbo al espacio exterior, en dirección al apex solar, a una velocidad de 63 000 km/h. Se convirtió así en el objeto más rápido fabricado por la humanidad. En febrero de 1998 alcanzó y rebasó a la Pioneer 10, y hoy día ostenta otro récord: es nuestra nave a mayor distancia de la Tierra. En la actualidad se halla a 13 000 millones de kilómetros.

14.3 Allende los planetas

Estos pioneros y viajeros ya cumplieron sobradamente las misiones para las que fueron diseñados. ¿Qué interés, aparte del meramente nostálgico, pueden tener en la actualidad? En primer lugar, pueden servir para detectar indirectamente cuerpos en el Sistema Solar ocultos a la observación. En efecto, la Pioneer 10 parece que detectó un objeto invisible que orbita más allá de la órbita de Neptuno, a 8400 millones de kilómetros del Sol (56 veces la distancia entre la Tierra y el Sol). El 8 de diciembre de 1992, la Pioneer 10 sufrió una inesperada alteración de su rumbo. Los astrónomos piensan que esto se debió a la atracción gravitacional de algún cuerpo celeste que desvió su ruta, probablemente un objeto del Cinturón de Kuiper.

A parte de la constatación de la existencia de objetos transneptunianos, la Pioner 10 sigue enviando otra información interesante que nos permitirá definir con exactitud cuánto mide nuestro parterre en el Universo, es decir, cuáles son los límites de la influencia del Sol. El viento solar y su campo magnético crean una burbuja, llamada heliosfera, que se expande desde su centro y que, poco a poco, se va atenuando con la distancia. Dentro de la heliosfera, el campo magnético atenúa los rayos cósmicos provenientes de fuera del Sistema Solar, y la densidad del viento solar excede la del medio interestelar. El límite de la heliosfera se denomina heliopausa y es la zona en que la presión del viento solar se equilibra con la del medio interestelar. Las naves Pioneer poseen un detector geiger y se espera que cuando la Pioneer 10 cruce el límite de la heliopausa, el flujo de rayos cósmicos registrado por el geiger se incremente repentinamente. Se estima que la nave Voyager 1 está actualmente tocando los límites de nuestro rincón en el Universo.

14.4 Mensaje en una botella

Una vez que se consuma por completo la potencia eléctrica de estas naves (como ya ha ocurrido con la Pioneer 11), no oiremos nunca más sus llamadas a la Tierra. Y sin embargo, no enmudecerán del todo: estas naves, como si fueran botellas lanzadas por un náufrago, llevan en su interior un mensaje destinado a aquellos seres que pudieran un día encontrarlas.

La idea original de incorporar un mensaje a bordo provino de un periodista científico llamado Eric Burgess, que asistió a los tests finales de la Pioneer 10 en la cámara de vacío. Mirándola a través de los cristales de la cámara, la imaginó como el primer emisario de la humanidad allende el Sistema Solar. Esa nave podría llevar un mensaje: «una vez existió un planeta llamado Tierra en el cual evolucionó una especie inteligente que pudo pensar más allá de su tiempo y más allá de su Sistema Solar».

Burgess contó su idea al profesor Carl Sagan, entonces director del Laboratorio de Estudios Planetarios de la Universidad de Cornell. A Sagan le entusiasmó la propuesta y se puso inmediatamente en contacto con la oficina de proyectos de la Pioneer 10. Afortunadamente, la sugerencia fue acogida por el equipo de la Pioneer con igual entusiasmo y dieron luz verde a la iniciativa. Sagan junto con el profesor Frank Drake, también de Cornell, y su esposa Linda Salzman Sagan, diseñaron una placa de 15x23 cm que iría sujeta al soporte de la antena de la nave, y cuyo diseño daría la vuelta al mundo.

El diseño mostraba una pareja humana junto a un dibujo de la antena de la Pioneer (para dar una idea de su tamaño), una representación esquemática del Sistema Solar con la Pioneer saliendo de la Tierra, una transición electrónica del átomo de hidrógeno, y un diagrama de la posición y ritmos de varios púlsares, en relación con la Tierra, para ayudar a su localización en la Galaxia. Una placa idéntica se instaló en la Pioneer 11.

Cuando las naves Voyager se proyectaron, y tomando en cuenta el precedente de las Pioneer, la NASA planeó incorporar también en estas naves un mensaje a los posibles seres extraterrestres que las pudieran encontrar. El mensaje fue esta vez más ambicioso, rico y complejo, una especie de cápsula de tiempo que contara la historia de nuestro mundo. Nuevamente se hizo cargo del trabajo un comité dirigido por el profesor Carl Sagan. Esta vez, en lugar de en una placa, el mensaje se grabó en un disco fonográfico de oro.

El disco contenía, codificadas, una enorme variedad de sonidos, incluyendo música de diferentes culturas, saludos en muchas lenguas humanas y 115 imágenes de la Tierra. Pretendía representar la diversidad de vida y culturas del planeta. Para protegerlo, el disco se encapsuló bajo una cubierta con instrucciones grabadas para su funcionamiento, así como el mismo diagrama de púlsares que iba en la placa de las Pioneer.

Las Voyager y las Pioneer, como emisarios del hombre, llevan consigo los mensajes de la Humanidad a las estrellas. Nunca sabremos si estos mensajes llegarán alguna vez a ser leídos. Probablemente, dado lo enorme y vacío que está el espacio interestelar, nunca consigan ser interceptados. Y si alguna vez lo son, es muy posible que nuestra especie haya ya desaparecido millones de años atrás. Aun así, hay algo profundamente humano en el intento, en el mero hecho de intentar esta comunicación, en dejar esa huella nuestra imperecedera para la posteridad. Hasta cierto punto colman nuestras ansias de perdurar. Hemos escrito con letra pequeña en el gran lavabo de la Galaxia: «La Humanidad estuvo aquí». Y quién sabe, es posible incluso que seamos nosotros mismos los que, un día en un futuro lejano, leamos estos mensajes de cuando nuestra civilización era joven y todavía no conocía los viajes interestelares.

Apéndice I

La métrica euclídea y la métrica de Minkowski

Una métrica sirve para indicarnos cómo debemos medir una distancia en un espacio que tenga una cierta geometría, es decir, describe la geometría de ese espacio. Para entender mejor el concepto de métrica, vamos a calcularla en un espacio euclídeo bidimensional, un espacio de dos dimensiones que no presenta deformaciones ni curvaturas, como puede ser por ejemplo, una hoja de papel plana sobre una mesa. Trazamos sobre la hoja el siguiente dibujo:

Acabamos de definir un sistema de coordenadas anchura y altura a las que hemos llamado x e y. Hemos marcado dos puntos A y B, y los hemos unido con un segmento que tiene una longitud ds. Esa longitud ds es la distancia que hay entre A y B. ¿Cómo podemos calcularla? Dadas (x1,y1) las coordenadas del punto A y (x2,y2) las del punto B, tenemos que las distancias en horizontal y en vertical entre A y B son, respectivamente, dx = x2 – x1 y dy = y2 – y1. Por el teorema de Pitágoras, tendremos que

ds2 = dx2 + dy2.

Esta representación del elemento de distancia ds en función de las coordenadas de los puntos, es lo que se llama la métrica euclídea bidimensional. De manera análoga, la métrica euclídea en el espacio tridimensional se representa por:

ds2 = dx2 + dy2 + dz2.

Como podemos ver, en el espacio tridimensional ordinario o euclídeo, las tres coordenadas intervienen de la misma forma. Por ello, decimos que el espacio euclídeo no tiene curvatura. Si introducimos el tiempo como una dimensión más, la cuarta, obtenemos la métrica de Minkowski. Sin embargo, para que todas las coordenadas tengan dimensiones de longitud, el tiempo se suele multiplicar por c, la velocidad de la luz. Así que podemos interpretar ct como una cuarta dimensión. No obstante, el tiempo no se comporta exactamente igual que el espacio, sino que es «algo especial», como podemos ver en la forma de la métrica de Minkowski:

ds2 = dx2 + dy2 + dz2 – c2dt2.

La Métrica de Robertson-Walter (RW)

Para calcular la métrica del universo, hay que incluir en las ecuaciones de gravitación las características propias del universo real. Estas características, por lo que sabemos, son que el universo es homogéneo e isótropo. Estas condiciones, que parecen representar con fidelidad la realidad, permiten resolver las ecuaciones de gravitación. Como resultado obtenemos una métrica que parece describir el universo, la métrica RW:

La función R(t) se denomina factor de escala del universo y es una función del tiempo que, en principio, puede ser cualquiera. Observemos que la parte espacial de la métrica depende también del tiempo a través del factor de escala R(t). Es decir, la medida de la separación entre dos puntos cambiará con el tiempo.

La variable r es la distancia respecto al observador a la que se realiza la medición, y k es una constante que puede valer -1, 0 ó 1 y que nos indica el tipo de curvatura del universo. Respectivamente, sus valores representan: curvatura negativa, sin curvatura (plano) y curvatura positiva.

Por supuesto, es un abuso de lenguaje decir la métrica RW, porque estamos hablando de infinitas posibles métricas. Por ejemplo, para k = 0, desaparece la dependencia de la métrica con r y se asemeja más a una métrica plana de Minkowski. De hecho, el caso en que k = 0 y R(t) = 1 nos da como resultado la métrica de Minkowski.

Una predicción de la métrica RW es que el tamaño del universo puede variar con el tiempo, según la forma que tenga la función factor de escala. Sin embargo, la métrica de RW no da ninguna indicación acerca de su forma funcional. En principio puede ser cualquiera. Incluso como caso particular puede tener un valor constante, como consideró el propio Einstein, antes de que se conocieran los resultados experimentales de Edwin Hubble. Con ello, se obtenía un universo estático e inmutable, acorde a lo que se pensaba el famoso físico alemán.

Existe toda una familia de soluciones, dependiendo de qué función R(t) tomemos o de qué k de las tres posibles elijamos. Intentemos proporcionar una idea más clara de las geometrías correspondientes a estos tres tipos posibles de universo. Supongamos una circunferencia enorme de radio r que nos rodea y en cuyo centro nos hallamos. En un universo RW plano (con k = 0), conforme aumenta el radio, el perímetro de la circunferencia aumenta en la misma proporción que el radio (según 2pr). Es decir, al hacer el radio el doble de grande, el perímetro de la circunferencia se hace el doble de grande, tal como ocurre en un espacio plano euclídeo. Si representamos en una gráfica, como la mostrada a continuación, el perímetro frente al radio obtendremos una línea recta. Este universo tiene un tamaño infinito. En un universo RW con curvatura negativa (k = -1), el perímetro de la circunferencia que nos rodea aumenta en una proporción mayor a como aumenta el radio. Al hacer el radio el doble de grande, el perímetro de esa circunferencia no se hace el doble de grande, sino más. Es el caso ilustrado en la gráfica como abierto. Este universo también es infinito. Por último, en un universo RW con curvatura positiva (k = 1), el perímetro de la circunferencia aumenta en una proporción menor a como aumenta el radio. Este caso está etiquetado como cerrado en la gráfica.

Gráfica mostrando cómo aumenta el perímetro de un círculo según aumentamos su radio, en función del tipo de universo en el que nos encontremos.

Pero más aun, en este último caso, el perímetro de la circunferencia alcanza un valor máximo y si aumentamos el radio: ¡el perímetro comienza a disminuir! Este fenómeno es similar a lo que ocurre en la superficie de una esfera. Supongamos que estamos situados en el polo norte de la esfera que vemos en la siguiente imagen. Conforme tomamos en la superficie de la esfera círculos alrededor nuestro de radio R cada vez más grande, el perímetro de las circunferencias aumenta de tamaño. Pero observemos que, al tomar otro radio el doble de grande, el círculo que obtenemos no es el doble de grande sino algo más pequeño. Además llega un momento en que alcanzamos un valor máximo, el ecuador de la esfera. A partir de ese punto, el tamaño de los círculos empieza a disminuir hasta hacerse finalmente cero. Hemos llegado a las antípodas.

Tanto en el caso plano como hiperbólico los radios pueden aumentar sin fin, los universos que describen son infinitos. Observemos, sin embargo, que para el caso cerrado se alcanza un posible radio máximo insuperable, el universo es por tanto finito.

Una última cuestión: k en la métrica es una constante. Si determinamos la curvatura del universo para algún momento de su historia, la teoría nos dice que su curvatura fue y será siempre la misma.

La densidad crítica de materia del universo

Aunque, como ya hemos dicho, en teoría R(t) puede ser cualquier función del tiempo, el universo real nos impone una serie de restricciones que, por suerte, nos permiten concretar su forma general:

1) Sabemos que el universo real tiene materia. Posee, por tanto, una densidad de materia, que llamaremos r, mayor que cero.

2) A enormes distancias podemos suponer que la presión que ejerce la materia del universo entre sí, por estar muy lejos unas galaxias de otras, es casi nula.

3) Sabemos por observación que el universo se está expandiendo, por lo cual el factor de escala R(t) está creciendo.

Estas tres condiciones restringen mucho la forma que puede tomar la función R(t) dentro de la métrica RW. De hecho, la convierten en la llamada métrica Fridman-Robertson-Walker (FRW), que tan sólo permite tres posibles formas generales a R(t). Dependerán de si estamos en un universo abierto (k = -1), cerrado (k = 1) o plano (k = 0). En la siguiente gráfica puede verse una representación de la función R(t) en los tres modelos posibles de universo:

Representación del factor de escala del universo R(t) en función del tiempo t para los tres tipos posibles de universo, con las limitaciones impuestas por la observación.

Como puede apreciarse, en los tres modelos, el valor inicial del factor de escala del universo, R(t), es cero. Es decir, al principio no había distancias. Todas las partes del universo se encontraban entre sí a distancia nula. A partir de esta singularidad, el universo empezó a crecer. En ese instante aparecen el espacio y el tiempo. A partir de ahí, «el espacio se hace cada vez más grande». Sin embargo, la posterior evolución del universo según los modelos será bien distinta en función del tipo de universo en que nos encontremos:

(a) Universo abierto: se expandirá por siempre (k = -1).

(b) Universo plano: se ralentizará poco a poco hasta que su velocidad tienda a cero pero sin llegar nunca a serlo (k = 0).

(c) Universo cerrado: llegará hasta un tamaño máximo y luego volverá a caer sobre sí mismo hasta alcanzar de nuevo un tamaño nulo, una singularidad (k = 1).

Con las condiciones que se han impuesto al modelo, en la realidad, la constante k no es un parámetro libre. Depende de la cantidad de materia que hay en el universo o lo que es lo mismo, de la densidad de materia del universo. Como puede observarse en la gráfica anterior, la velocidad de crecimiento del universo va disminuyendo, se va frenando [las funciones derivadas de las tres gráficas de R(t) son decrecientes]. El motivo de este decrecimiento de la velocidad de expansión es la atracción gravitatoria entre la materia del universo. La evolución del universo depende, por tanto, de la masa total que contenga. Existe un valor crítico de la densidad, el que correspondería a un universo plano. Si la densidad de masa real del universo es mayor que la densidad crítica, la atracción gravitatoria será más fuerte que la velocidad de expansión y el universo volverá a caer sobre sí mismo. Si la densidad de materia es inferior a la crítica, será insuficiente para frenar la expansión.

En el caso del universo plano, que actúa como caso frontera entre los otros dos, se obtiene sin dificultad una relación que liga la densidad de materia, r, con la constante de Hubble:

A este valor de la densidad de materia, que separa los modelos abierto y cerrado, se la llama densidad crítica, rc. Si la densidad de materia real del universo es mayor que ese promedio, entonces el universo real será cerrado. Si es menor, el universo real será abierto. Por comodidad se suele definir una magnitud, llamada W, que es el cociente entre la densidad real del universo y la densidad crítica:

Con esta nomenclatura, se dice si W = 1 el universo es plano, si W < 1 el universo es abierto y si W > 1 el universo es cerrado.

Deduciendo la densidad crítica

La densidad crítica del universo, la que separa los casos abierto y cerrado, aunque es un resultado que se obtiene a partir de las métricas de FRW, da la maravillosa coincidencia de que también se puede deducir a partir de la mecánica de Newton, con un sencillo cálculo al estilo clásico.

Para ello, vamos a suponer un volumen esférico del universo de radio r tan grande como queramos, en cuyo centro está la Tierra. Si suponemos que r es la densidad promedio del universo, tendremos que la masa total encerrada en esa esfera (masa = densidad x volumen) es tan sólo:

Utilizando la teoría clásica de Newton, una partícula de masa m minúscula que esté situada en el borde de la esfera, sentirá una energía potencial gravitatoria debido a toda esta masa M encerrada dentro de la esfera igual a:

Dado que el universo está en expansión, ¿a qué velocidad se aleja de nosotros esa partícula? Sencillamente, aplicando la ley de Hubble, a una velocidad v = H·r. Por tanto, la expansión del universo le está suministrando a la partícula una energía cinética igual a:

A partir de la comparación de ambas magnitudes, podemos obtener la condición de universo abierto, cerrado o plano. Si la suma de ambas energías es un número negativo, entonces la energía potencial del campo gravitatorio puede más que la energía cinética de la expansión del universo, y el universo colapsará sobre sí mismo. Tendremos el caso de un universo cerrado. Si la suma es positiva, entonces la energía cinética de la expansión puede más y no hay bastante masa para frenarla, con lo que estaremos en el caso de un universo abierto. Justo cuando las dos magnitudes se equilibren y la suma dé cero, estaremos en el caso del universo plano. Por tanto, la condición para universo plano será:

es decir:

Despejando la densidad obtenemos:

que es justo la densidad crítica en función de la constante de Hubble (nota: por lo general se eligen un sistema de unidades tal que el valor de G sea 1, por lo que no suele aparecer en la fórmula, a pesar de que en realidad lo esté, de forma implícita).

Deduciendo la ley de Hubble

Recordemos otra vez la ley de Hubble: v = H d, donde H, la constante de Hubble nos indica la tasa de velocidad a la que el universo se expande. La métrica de RW mide distancias espaciotemporales. Si lo que queremos es medir tan sólo distancias espaciales, por ejemplo la distancia que hay entre dos galaxias, hay que trabajar tan sólo con la parte espacial de la métrica. La distancia que hay entre dos galaxias, que llamaremos d, se puede escribir entonces en función de la parte espacial de la métrica de RW como:

La velocidad nos indica cómo varía la posición con el tiempo. Esta variación de la distancia en relación al tiempo, en términos matemáticos, se expresa mediante la derivada. La velocidad es la derivada del espacio respecto del tiempo. Por tanto, la velocidad relativa entre dos galaxias será igual a la derivada respecto del tiempo de la distancia que las separa. Escribiremos derivada respecto del tiempo mediante una prima ( ‘ ). Observemos que ni el paréntesis en el denominador ni la raíz dependen del tiempo. Al derivar no se ven afectados. Tan sólo el factor de escala R(t), que sí depende del tiempo, quedará modificado por la derivada. Así, a partir de la ecuación anterior, tendremos que:

Si dividimos esta ecuación con la anterior, todos los términos se van entre sí, por ser iguales, salvo R y R’. Despejando la velocidad, obtendremos:

¡Que no es otra cosa que la ley de Hubble! Si comparamos esta expresión con la ley de Hubble obtenida experimentalmente, v = H d, comprobamos que la constante de Hubble guarda una estrecha relación con el factor de escala:

Estimando la edad del universo

Si volvemos a la gráfica anterior que nos mostraba cómo varía el factor de escala R(t) con el tiempo, vemos que para los tres tipos de universo, las posibles formas que se obtienen para R(t) tienen la característica común de que son funciones cóncavas, «hacen hueco viéndolas desde abajo».

Estudiemos ahora la siguiente gráfica, que es una ampliación de la anterior. Nos hemos centrado en la parte inicial de la gráfica de R(t) anterior, que coincide con nuestra época actual. Como podemos ver, en este instante todavía no se han diferenciado bien los tres tipos de universo y es difícil decidir cuál es el nuestro.

Ampliación de la parte inicial de la gráfica de R(t).

Llamemos th al instante actual en que vivimos: Hoy. Si trazamos en el momento actual una recta tangente a la curva, el punto donde esta recta «toca suelo» nos da una estimación aproximada del momento en que nació el universo. Entonces, la distancia entre ese punto y Hoy será una estimación de la edad que tiene el universo, te. Como vemos en la gráfica, ésta será una estimación al alza. Es decir, la edad real del universo, el tiempo que ha pasado desde el Big Bang hasta la actualidad será algo menor. La estimación te será mayor que la edad real del universo. Eso se debe a que la función R(t) como hemos dicho es cóncava. Si hubiera sido convexa, la estimación habría sido a la baja.

Dado que la pendiente de la tangente a una función en un punto es igual al valor de la derivada de la función en ese punto, tenemos que la pendiente de la tangente es R’(th). Nuestra estimación (al alza) será el tiempo entre el corte de la recta con el eje horizontal y el instante actual. A este intervalo de tiempo lo hemos llamado te. La pendiente de la recta la podemos calcular como la altura R(th) dividida por el tiempo te:

Despejando te tenemos

Pero como hemos visto antes, la constante de Hubble era igual a

de lo cual podemos concluir que:

Es decir: el valor del inverso de la constante de Hubble es una estimación al alza de la edad del universo. Como vimos, los valores experimentales de H están acotados entre los 50 y los 100 km/s por Mpc, siendo la mejor estimación actual de 70 km/s por Mpc. Para calcular te en años, cambiaremos las unidades de km/s a Mpc/año. Tenemos que 1 km/s = 10-12 Mpc/año, con lo que hemos de multiplicar por 10-12 el valor de la constante de Hubble antes de invertirla. Haciendo unas sencillas operaciones, obtenemos:

Cota inferior:

H = 50x10-12 Mpc/año por Mpc

te = 1/H = 1/(50x10-12)

20 000 millones de años

Cota superior:

H = 100x10-12 Mpc/año por Mpc

te = 1/H = 1/(100x10-12)

10 000 millones de años

Mejor estimación:

H = 70x10-12 Mpc/año por Mpc

te = 1/H = 1/(70x10-12)

14 300 millones de años

Apéndice II

Los campos de Higgs

Los campos cuánticos de la naturaleza tienen, por lo general, su mínimo de energía en el estado vacío. Cuando no hay partículas del campo, el campo tiene un valor cero y su energía es mínima. Para obtener partículas a partir del vacío (y que el vacío deje de serlo) es necesario suministrar energía. Por tanto, la energía en un campo f de partículas típico tiene la forma aproximada de la siguiente gráfica:

Campo con el mínimo de energía en cero. La energía mínima corresponde a la ausencia de partículas. El caso real es en 3 dimensiones y debe imaginarse como un cuenco.

El campo bosónico propuesto por Higgs, por el contrario, tiene su máximo justo en la situación correspondiente al vacío. La situación con presencia de partículas tiene menos energía y está por tanto favorecida energéticamente. En un campo con partículas de Higgs es necesario suministrar energía para hacerlas desaparecer. La forma aproximada de la función de energía del campo de Higgs queda representada por la siguiente gráfica:

Campo de Higgs con los mínimos de energía lejos del cero. El caso real es en 3 dimensiones y debe imaginarse como un sombrero mexicano.

Debido a que energéticamente el no-vacío está favorecido, es necesaria una gran cantidad de energía ambiente para conservar el vacío. En cuanto la energía ambiente (es decir, la temperatura) disminuyó debido a la expansión inicial del universo, el vacío se convirtió en un máximo inestable. El campo cae de manera espontánea a uno de sus posibles mínimos y deja de estar en una situación simétrica, como se ve en la gráfica siguiente. La diferencia de energía DE entre máximo y mínimo (que es enorme) se manifiesta como la creación de bosones de Higgs en increíbles cantidades que saturan el vacío e hinchan el espacio.

Izquierda: disminución de la temperatura. El máximo se vuelve inestable. Tras una fluctuación, el campo de Higgs cae a uno de sus mínimos.

Derecha: la diferencia de energía entre el máximo y el mínimo (DE) se libera en forma de materia, lo que crea grandes cantidades de bosones de Higgs que saturan el espacio vacío.

La expansión inflacionaria

El modelo inflacionario prevé que, durante la etapa de la inflación, la densidad de bosones de Higgs r era igual a la densidad crítica, es decir, era igual a:

El universo inflacionario está saturado de bosones de Higgs. Es decir, la densidad r era constante en ese periodo. Si despejamos de la ecuación anterior la constante de Hubble, H, correspondiente al universo durante esa etapa inicial, tenemos:

Como todos los factores a la derecha de la ecuación son constantes, obtenemos que la constante de Hubble durante la fase de inflación era realmente constante con el tiempo. En el universo actual, aunque la llamamos constante, es en realidad una función del tiempo.

La constante de Hubble viene dada en función de R(t), el factor de escala, mediante esta sencilla relación:

o lo que es lo mismo: R´(t) = H · R(t)

Si tenemos que H es una constante, como ocurría durante la fase inflacionaria, la anterior relación se convierte en una ecuación diferencial muy sencilla de resolver, cuya solución es la función exponencial:

R(t) = AeHt.

Es decir, el factor de escala durante el periodo de inflación creció a un ritmo exponencial. Además, debido a la altísima densidad de partículas en el universo primitivo, el valor de H dado por la fórmula anterior era muy grande, del orden de 1054. Un valor tan alto en el exponente de la función exponencial provoca que en muy poco tiempo el factor de escala del universo aumente de forma desorbitada.

La intensidad de las distintas fuerzas converge a un mismo valor conforme la energía de los aceleradores de partículas aumenta.

La unificación de las fuerzas

La mayor prueba a favor de que existe una unidad esencial en las cuatro fuerzas, la proporcionan los aceleradores de partículas. La intensidad con la que actúan las diferentes interacciones es muy distinta entre ellas. La interacción fuerte es la más intensa de todas. Le siguen la interacción débil y luego la electromagnética. Por último, la gravedad es la más débil de todas. La intensidad de las fuerzas se suele medir mediante una magnitud llamada constante de acoplamiento, g. Sin embargo, los experimentos en aceleradores de partículas nos muestran que las constantes de acoplamiento no son constantes, sino que su valor cambia con la energía a la que se trabaja.

Pero más sorprendente que el hecho de que la intensidad de las distintas fuerzas varíe es el cómo varían. La siguiente gráfica nos muestra el valor de la constante de acoplamiento para las distintas fuerzas (salvo la gravedad), en función de la energía. Como se ve, los valores de las constantes de acoplamiento tienden a parecerse conforme la energía del sistema aumenta. Más allá de cierto punto no disponemos aún de datos. Los actuales aceleradores no funcionan por encima de las energías necesarias. Pero extrapolando, encontramos que las tres interacciones convergen hacia una energía de 1015 GeV. Esto sustenta la hipótesis de la unidad de las fuerzas en el origen del universo, cuando la energía involucrada era increíblemente alta.

Apéndice III

Ejercicio: creando materia de la nada

Resolveremos aquí el ejercicio propuesto en el apartado «¿Por qué materia?» con un ejemplo. Supongamos que creamos de la nada, por ejemplo, 1000 pares electrón-positrón (así, tendremos 1000 electrones y 1000 positrones) y 2000 pares quark-antiquark (con lo que, claro está, tendremos 2000 de cada). De los 1000 electrones, transmutaremos por ejemplo 250 a antiquarks, mientras que, siguiendo las reglas de juego, transmutaremos un poquito más de positrones a quarks, por ejemplo 253. Por su parte, en el sentido contrario, de los 2000 quarks, transmutaremos 300 a positrones, mientras que de antiquarks a electrones, por ser un poquito más frecuentes, transmutamos un poco más, 308.

Nos ha quedado por tanto, tras estas transmutaciones 1000 – 250 + 308 = 1058 electrones, 1000 – 253 + 300 = 1047 positrones, 2000 – 300 + 253 = 1953 quarks y 2000 – 308 + 250 = 1942 antiquarks.

En la siguiente fase, aniquilamos materia con antimateria. Así, aniquilamos 1058 electrones con 1047 positrones, con lo que nos quedarán 1058 – 1047 = 11 electrones y, en lo referente a los quarks, aniquilamos 1953 quarks con 1942 antiquarks, lo que da 1053 – 1942 = 11 quarks. Es decir, han quedado, en este ejemplo, 11 electrones y 11 quarks, todo partículas de materia y nada de antimateria. Si no hubiera habido reacciones de transmutación, o si hubieran sido igualmente probables para materia y antimateria, al final se habría aniquilado todo y no quedaría materia.

Y por si alguien se cree que esto ha sido una simple casualidad, aquí está el mismo cálculo sin especificar cifras, para el que le guste trabajar con variables:

Etapa de creación de pares materia y antimateria: Creamos X electrones y X positrones, y creamos Y quarks e Y antiquarks.

Etapa de transmutaciones: de esos X transmutamos x electrones en antiquarks, y x + e positrones en quarks, donde e es un número pequeño positivo que indica un exceso, debido a que esta segunda reacción es más probable. Transmutamos y quarks en positrones, y y + h antiquarks en electrones, siendo h un número pequeño positivo que de nuevo indica un exceso, por ser esta segunda reacción más probable. Quedan por tanto X – x + (y + h) electrones, X – (x + e) + y positrones, Y – y + (x + e) quarks, y Y – (y + h) + x antiquarks.

Etapa de aniquilación materia-antimateria: Aniquilamos electrones con positrones, con lo que quedan X – x + (y + h) – [X – (x + e) + y] = h + e electrones. Dado que ambos números son positivos, quedará un exceso de electrones (y ningún positrón). Asimismo, al aniquilar quarks con antiquarks, nos quedará Y – y + (x + e) – [Y – (y + h) + x] = h + e quarks (es decir, la misma cantidad que han quedado de electrones) y ningún antiquark. Tan sólo queda materia.

Estabilidad nuclear

Los núcleos atómicos están formados por protones y neutrones (los nucleones). Cada núcleo atómico tiene una energía propia característica que depende del efecto conjunto de:

Por un lado, las fuerzas de atracción entre nucleones, que son debidas a la interacción fuerte (los nucleones están compuestos por quarks que sienten la interacción fuerte).

Y por otro, las fuerzas de repulsión entre protones, que son debidas a la fuerza electromagnética: los protones tienen carga positiva, y las cargas eléctricas iguales se repelen entre sí. Dado que los neutrones no tienen carga, no sienten la interacción electromagnética y, por tanto, los neutrones no intervienen en estas fuerzas de repulsión.

Según sea el efecto combinado de estas dos fuerzas, existen núcleos atómicos más estables que otros o, lo que es lo mismo, que tienen, por cada partícula componente, una energía más baja que otros. La siguiente gráfica muestra las diferencias de energía por nucleón entre los núcleos de los distintos elementos atómicos debidas a estas fuerzas. En la gráfica se ha tomado como origen de energías el núcleo de hidrógeno, es decir, el protón en solitario, sin ningún otro nucleón (el núcleo del átomo de hidrógeno está formado sólo por un protón):

Como podemos ver, esta gráfica forma una especie de valle, cuyo punto más bajo, el núcleo con menor energía, es el núcleo de hierro 56 (56Fe). El número que se coloca a la izquierda del símbolo atómico identifica a los diferentes isótopos de cada elemento, y expresa el número de nucleones total que tiene ese núcleo. En este caso, el 56 quiere decir que éste es el isótopo de hierro que contiene 56 nucleones, entre protones y neutrones. Éste es el núcleo atómico más estable que existe. Cualquier otro tiene, por cada nucleón que lo componga, una energía mayor que él.

Esta peculiaridad de los núcleos atómicos proporciona un mecanismo eficaz para conseguir energía: si conseguimos convertir un núcleo atómico en otro distinto que tenga una energía de enlace más baja que el primero, esta diferencia de energía se liberará. Se puede hacer de dos maneras: la primera es rompiendo los núcleos más pesados, como por ejemplo el de uranio, para obtener otros más ligeros. Se trata del proceso de fisión nuclear que opera en nuestros reactores nucleares. Alternativamente, se puede proceder a unir núcleos muy ligeros para crear otros más pesados. Se trata del proceso de fusión nuclear que opera en el interior del Sol. En cualquiera de los dos casos, se libera energía. Y como resultado de esta energía liberada, los núcleos resultantes pesan menos que los originales.

Estabilidad nuclear de los diferentes átomos.

Apéndice IV

La planitud del universo

Para comprender la distribución estadística del fondo de microondas, se emplea una herramienta matemática denominada contribuciones multipolares. Veamos en síntesis su significado. Vamos a definir una variable llamada momento multipolar y representada por la letra L que enumera las diferentes contribuciones de las manchas del fondo. Si en el fondo cósmico existe una contribución con un cierto valor L, eso significará que existe una clara variación entre valores del fondo de regiones que se hallen separados por un ángulo de 180º/L. Por ejemplo: cuando en el fondo cósmico exista una contribución para L = 1, encontraremos que hay una clara variación entre los valores de regiones que están separadas por un ángulo de 180º, es decir, que se hallan en direcciones opuestas. Para este ángulo particular, sólo pueden existir dos regiones opuestas, las correspondientes a los dos polos, así que una será fría y la otra caliente. En este caso decimos que tenemos un dipolo. Imagine una naranja partida por la mitad con una mitad rojiza y la otra azulada y tendrá una imagen clara de un dipolo perfecto.

Cuando exista una contribución para L = 2, tendremos un cuadrupolo. Imagine ahora la naranja cortada en cuatro trozos idénticos: rojo-azul-rojo-azul: un cuadrupolo perfecto si los rojos y los azules son de la misma intensidad, separados por 180º/2 = 90º. Si el promedio de rojo-azul de dos de los trozos es más azulado que el promedio rojo-azul de los otros dos trozos, tendremos una contribución dipolar añadida a la cuadrupolar. El caso L = 0 puro, la contribución monopolar tiene también un sencillo sentido: una única intensidad. Como hemos visto, ésta es, de hecho, la contribución que predomina en el ruido de fondo debido a su gran homogeneidad e isotropía.

En resumen, podemos considerar al momento multipolar L como una forma de medir el tamaño angular de las anisotropías. En el fondo cósmico real se dan todas estas contribuciones al mismo tiempo, sumadas y superpuestas. La resolución angular del COBE, de 7º, permitía observar todas estas contribuciones hasta el valor L = 25.

Pero una contribución en especial, el llamado pico sónico, será predominante sobre las demás. Este pico sónico se debe a que en el universo durante la época del desacoplo existía una longitud de onda, un sonido, que sonaba con especial intensidad. La relación matemática entre el momento multipolar Lpico de esas fluctuaciones de densidad más probables, causadas por la longitud de onda predominante, y el parámetro de densidad del universo (véase capítulo 1), que determina, entre otras cosas, la velocidad del sonido, viene dada por la sencilla ecuación:

donde W es la fracción entre la densidad real del universo y la densidad crítica, es decir W=r/rc. Su valor es 1 para un universo plano, menor que 1 para un universo abierto, y mayor que 1 para un universo cerrado. Para valores de W cercanos al valor correspondiente a un universo plano, esto es, entre 4 y 0.25, era necesario detectar contribuciones multipolares L entre 100 y 400 (que se corresponde a tamaños angulares entre 0.45º y 1.8º), completamente fuera del alcance de la misión COBE.

La posterior misión Boomerang pretendía llegar a ver estas contribuciones multipolares que eran inaccesibles para COBE, y realizó un estudio de las contribuciones multipolares del fondo de microondas hasta valores de L = 600. Obtuvo este resultado:

Resultados de la misión Boomerang. Puntos rojos: datos experimentales. Línea: ajuste de los mismos al modelo teórico.

Claramente se aprecia un pico para el valor Lpico = 200. Es decir, las anisotropías con un momento multipolar de 200 son más probables que las otras. Si volvemos a la ecuación:

sustituyendo por el valor experimental de Lpico, 200, y despejando W obtenemos:

Es decir, el universo es plano.

Apéndice V

Agujeros negros

Como vimos en el capítulo 1, la velocidad de escape es la velocidad mínima necesaria para que un cuerpo logre escapar de la atracción gravitatoria de un astro. Cuanta más atracción gravitatoria tenga el astro, mayor será la velocidad de escape. Para el caso de la Tierra, la velocidad de escape es de 40 320 km/h. Cualquier cuerpo que adquiera esa velocidad, o una mayor, escapará para siempre de la atracción gravitatoria de la Tierra. Cualquier velocidad menor que el 71% de la velocidad de escape, volverá a caer sobre la Tierra. Las velocidades intermedias producirán una órbita estable alrededor del planeta. Por supuesto, esa velocidad depende de la atracción gravitatoria en la superficie del astro y, por tanto, cuanto más masa tenga el astro, mayor será su atracción.

Pero la velocidad de escape no depende sólo de la masa. Es fácil deducir la fórmula para ella. Simplemente hay que imponer que la energía cinética del cuerpo sea igual o mayor que la energía potencial del campo gravitatorio que tiene que contrarrestar. Es decir:

siendo m la masa del cuerpo, y M y R la masa y el radio del astro. La condición crítica, que nos dará el valor de la velocidad de escape, se cumple cuando ambas energías son iguales. Despejando, se obtiene que:

Vemos que la velocidad de escape depende, por tanto, también del radio del cuerpo. Así, si el radio de la Tierra fuera menor, aunque su masa fuera la misma, la velocidad de escape sería mayor. Un agujero negro es un astro con un campo gravitatorio tan intenso que su velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, mayor que 299 792 458 m/s o, lo que es lo mismo, mayor que 1000 millones de km/h. Dado que esa velocidad de escape es mayor que la de la luz, la propia luz no puede escapar de la atracción gravitatoria del agujero negro y vuelve a caer sobre él. Ninguna luz escapa del astro, de ahí el nombre de agujero negro. Y como la velocidad de la luz es la máxima velocidad posible en el universo, nada puede escapar del agujero negro. Cualquier cuerpo que caiga sobre él desaparecerá para siempre. Es casi como si se saliera del universo.

En esas circunstancias de intensísima gravitación, el espacio-tiempo alrededor del astro está tan curvado y distorsionado que, desde el punto de vista de un observador externo, el tiempo se congela para aquellos cuerpos que caen dentro del agujero. En teoría, los objetos que caen a un agujero negro nunca terminan de hacerlo ya que, vistos desde fuera, su tiempo cada vez va más y más despacio, conforme se acercan al borde del agujero negro. Si comprimiéramos la Tierra lo suficiente, podríamos convertirla en un agujero negro. Podemos calcular a partir de la fórmula anterior, que deberíamos comprimirla hasta que tuviera un radio de un centímetro. Toda la masa del planeta concentrada en una canica negra.

Fusión nuclear: cadena protón-protón y ciclo CNO

Cuando la temperatura del núcleo de una estrella alcanza los 10 millones de grados, la energía cinética de los protones es lo bastante elevada para que se produzca la fusión del hidrógeno para dar helio y energía: dos protones vencen su mutua repulsión merced a su elevada energía cinética, y quedan unidos por la fuerza nuclear fuerte. Pero esta situación es inestable energéticamente: demasiada repulsión eléctrica en un sitio tan pequeño. La inestabilidad se resuelve con la desintegración de uno de los protones en un neutrón, proceso que requiere también expulsar un neutrino electrónico y un positrón. El neutrino y el positrón escapan, y lo que queda es un núcleo de deuterio. Este núcleo de deuterio puede colisionar con otro protón y se formará un núcleo de tritio, 3He, que sí es estable. Como tiene menos masa que el protón y el deuterio juntos, emite esta diferencia de masa como energía en forma de un fotón. Por último, la colisión de dos núcleos de 3He permite la formación de un núcleo de helio (4He), con la liberación de dos protones. En resumen, a partir de cuatro protones hemos sintetizado un núcleo de helio y hemos conseguido energía a cambio. Esta serie de reacciones se conoce como cadena protón-protón.

Reacciones de la cadena protón-protón.

Cuando en el núcleo de la estrella hay núcleos de carbono, la fusión nuclear del hidrógeno en helio se puede dar por esta otra ruta alternativa: el núcleo de carbono absorbe un protón y se convierte en un núcleo de nitrógeno-13, a la vez que se emite un fotón de rayos gamma. Este núcleo es inestable, por lo que un protón del núcleo se desintegra en un neutrón y se emite un neutrino y un positrón, de donde resulta un núcleo de carbono-13. De nuevo, el carbono-13 absorbe un protón y emite un fotón de rayos gamma, y se convierte en un núcleo de nitrógeno-14 estable. El nitrógeno vuelve a absorber un protón del entorno, emite un fotón gamma, y se convierte en oxígeno-15, que de nuevo es inestable. Debido a ello, un protón se desintegra en un neutrón, se emite otra vez un neutrino y un positrón, y el núcleo pasa a convertirse en uno de nitrógeno-15. Finalmente, el nitrógeno-15 vuelve a absorber otro protón. La inestabilidad en este caso es tan alta que el núcleo se desintegra en un núcleo de helio completo, y otro de carbono-12, como al principio. Al final del proceso, el resultado neto es que cuatro protones se han convertido en un núcleo de helio, como ocurría con la cadena protón-protón.

Reacciones del ciclo CNO.

Fusión del helio: el proceso triple-alfa

El proceso triple-alfa consiste en la fusión de tres núcleos de helio (llamados también en física nuclear partículas alfa) para dar uno de carbono-12. El proceso ocurre en dos pasos: dos núcleos de helio se fusionan para crear uno de berilio-8 extraordinariamente inestable, con emisión de energía. Luego, un tercer núcleo de helio debe conseguir colisionar con el berilio antes de que se desintegre, para producir carbono-12 junto con más energía. Esta nueva reacción nuclear vuelve a estabilizar el núcleo de la estrella y evita su colapso.

Reacciones de la cadena triple alfa.

Apéndice VI

Colapso protoestelar y evolución de la nebulosa solar

¿Todas las nubes moleculares se colapsan en sistemas planetarios? El tamaño R de la estructura auto-gravitante, en nuestro caso de la nube molecular, se puede estimar fijando la energía potencial gravitatoria: GM2/R, igual a la energía térmica Mcs2. Siendo cs la velocidad del sonido en la nube, G la constante universal de gravitación y M la masa de la nube molecular. Combinando estas expresiones con M = r R3, donde r representa la densidad, obtenemos que:

R ~ (cs2/G r)0.5,

es decir, el tamaño de la estructura autogravitante R es del mismo orden que la longitud crítica l = (cs2/G r)0.5 que puede inducir el colapso de la nube. Así pues, vemos que la energía térmica —proporcional a cs2— ayuda a resistir frente al colapso (haciendo l mayor, es decir la nube es estable hasta distancias mayores), mientras que las densidades altas favorecen tal colapso.

¿En cuánto tiempo ocurre el colapso? La escala temporal de colapso se obtiene de:

R/cs ~ GM/cs3,

Por ejemplo, para un núcleo de nube con una masa solar, a una temperatura típica de 10 K y R = 0.1 pársec (3X1018 cm), el tiempo de colapso es 106 años. Si la nube también está afectada por movimientos turbulentos, mayor masa se puede albergar en un mismo radio R y el tiempo de acumulación o de colapso será correspondientemente más corto (mayor r implica menor R y menor l).

¿Por qué el colapso conduce a la formación de un disco y no de una estructura esférica? Partiendo de una estructura con determinado momento angular que se encuentre en fase de colapso, a medida que r (distancia desde el eje de rotación) decrece, la fuerza centrífuga por unidad de masa (L2/r3) aumenta más rápidamente que la fuerza gravitatoria (Gm/r2, siendo aquí m la masa total dentro del elemento de radio r, la cual permanece constante durante el proceso de colapso). Ambas fuerzas se equilibran a una distancia:

r ~ L2/Gm.

El gas en la frontera de la región de colapso tiene un momento angular L proporcional a R2w, es decir, del orden de 1021 cm2/s (siendo R~1 pársec, o 3X1018 cm y w ~ 10-14 s-1) lo que, para una masa solar m = 1 (y los valores de R y w ya mencionados), resulta en aproximadamente r = 50 unidades astronómicas. Este radio es mucho mayor que el se obtendría en el caso de que el gas cayera en ausencia de rotación, lo que significa que la mayor parte del material se mantendrá en un disco sostenido por la fuerza centrífuga, antes de que haya tenido la oportunidad de colapsarse hasta dimensiones estelares.

Como las estrellas parecen formarse típicamente en regiones donde hay una mayor densidad de gas (la eficiencia en la formación de estrellas es baja), la causa del fin del colapso no parece ser el agotamiento natural en la reserva de gas. De hecho, la teoría del colapso no indica cuándo termina el proceso, solamente impone la condición implícita de que el material con suficiente momento angular no puede colapsarse en primer lugar. Por otra parte, se sabe que estrellas suficientemente jóvenes, aún inmersas en el material del que proceden, han producido ya un viento estelar fuerte: un flujo de gas hacia afuera que, aunque aparentemente muy colimado alrededor del eje de rotación, tiene el suficiente impulso para reaccionar contra el colapso. Aunque la comprensión del origen y de la física de estos vientos es todavía muy incompleta, es muy probable que su acción impida que la totalidad del material de la nube molecular se colapse para formar la estrella.

El gas colapsado en forma de disco se mueve en órbitas casi circulares. Su movimiento guarda un balance entre la fuerza gravitatoria, la centrífuga, la de presión, la viscosa y la fuerza magnética. El problema es realmente complejo, pero en primera aproximación, las dos primeras fuerzas citadas, gravitacional y centrífuga, son las que predominan. La fuerza gravitatoria depende de la distribución de materia en el disco, pero se puede describir mediante un potencial F tal que la fuerza radial es: -∂F/∂r. La condición de balance entre la fuerza centrífuga y la fuerza radial es:

L2/r3 = -∂F/∂r,

y la energía (por unidad de masa) de un elemento de gas será:

E = L2/2r3 + F.

Ahora consideremos dos elementos, que etiquetaremos como 1 y 2, de gas (con la misma masa para hacer el problema más simple) que interaccionan entre sí de alguna forma tal que no perturbe mucho el movimiento circular del sistema, pero que intercambien momento angular. La energía se disipa (en forma de calor y radiación), pero el momento angular se conserva. Esta interacción puede deberse a fricción viscosa entre elementos adyacentes, o una pequeña asimetría en el campo gravitatorio o magnético que actúa a gran escala. En cualquier caso, el cambio en la energía total debido a esta interacción entre los elementos 1 y 2 es dE = dL1(w1-w2), siendo w la velocidad angular. La variación de la energía dE debe ser negativa, ya que esta se disipa, por lo tanto dL1(w1-w2) ha de ser del signo opuesto (positivo). Esto es, el elemento con menor velocidad angular gana momento angular y, por lo tanto, debe moverse hacia fuera a expensas de aquél con mayor velocidad angular, que se mueve hacia dentro. En el caso habitual, w decrece con r, así pues, la disipación da lugar a que las partes externas del disco se expandan mientras que las internas se mueven hacia el interior. Es de esta forma como se cree que el Sol retuvo la mayor parte de la masa de la primitiva nebulosa solar.

La conservación del momento angular hace que la mayor parte del material que se colapsa para dar lugar al Sistema Solar primero forma un disco nebular. El disco se mantiene gracias a un balance de fuerza centrífuga y gravitación. Dentro del disco, procesos que transfieren momento angular como fricción turbulenta o propagación de ondas permiten que el material interno del disco transfiera su momento angular al material de las partes externas, de tal forma que el primero se mueve hacia dentro para formal el Sol, mientras que el último se mueve hacia fuera, y arrastra consigo el momento angular que ahora ostentan los «planetas».

Crecimiento continuado de planetesimales

Una vez que hay una concentración elevada de material sólido en plano de la nebulosa, las condiciones en esta región son muy diferentes a las existentes en el resto de la misma. En esta capa poblada sobre todo de cuerpos sólidos, la densidad de masa puede ser mayor que la del resto de la nebulosa (principalmente gas). Si la dispersión de velocidad de las partículas s es pequeña y ocurre que:

sWKp G Spolvo << 1,

(siendo WK la velocidad angular kepleriana y Spolvo la densidad lineal de polvo), entonces las inestabilidades gravitatorias producirán aglutinaciones de planetesimales y el subsiguiente crecimiento de los cuerpos sólidos hasta tamaños superiores a varios kilómetros. Esta condición se verifica para s inferior a 10 cm/s. Pero las partículas en este medio tan denso no cumplirán la condición anterior y ya no pueden tratarse como cuerpos aislados que interaccionan únicamente por colisiones binarias, sino que todas ellas actúan de forma colectiva modificando los movimientos del gas, así como su propia dinámica. En particular, tienden a tener mayor velocidad orbital que la del gas, su arrastre colectivo sobre el gas produce una frontera de turbulencia en la que la dispersión de velocidad es superior al valor que permitiría la inestabilidad gravitatoria, y esto da lugar a un crecimiento continuado de los cuerpos sólidos, tanto por colisiones, como por procesos de cohesión.