Demos por tanto un salto fuera de nuestro sistema planetario. Y sigamos teniendo en mente las inmensas posibilidades que nos ofrecen los extremófilos. El trabajo de la búsqueda pasa por encontrar planetas en sistemas estelares distintos al de nuestro Sol. Y los hemos encontrado, muchos, pero desgraciadamente en los que conocemos no tenemos claro que pudieran desarrollar una vida como la de la Tierra… a no ser que fuera alguno de los amantes de lo muy raro. Todo podría ser posible a lo largo de una investigación maratoniana que aún se encuentra muy en sus inicios. Y el escenario es abrumadoramente extenso: el Universo, al menos el que queda dentro de nuestro campo de visión, una estupenda esfera de 46 mil millones de años luz de radio –un año luz es poco más o menos 9,5 x 10¹² kilómetros-.

Representación artística de la órbita del exoplaneta 55 Cancri-f dentro de la zona de habitabilidad -cinturón verde- de su estrella 55 Cancri (Wikimedia, NASA, dominio público)

Nos podemos preguntar cómo es posible, ya que si la edad del Big Bang es de 13.720 millones de años y la información viaja como mucho a la velocidad de la luz, ¿cómo nuestro horizonte de observación, donde se encuentran los más remotos confines desde los que pudo venir la luz más primitiva, está a un radio de 46 mil millones de años luz? La explicación es bien sencilla cuando se sabe: no sólo se mueve la información, sino también el escenario. Sabemos que el tejido espacio-tiempo, el escenario donde todo discurre, ha estado en continua expansión. Por así decirlo la trama de hilos donde se apoya la luz en su recorrido se ha expandido, se ha hecho más abierta, produciendo la ilusión sorprendente de que la última luz del primer día ha viajado hasta nosotros casi un 65% más deprisa de lo que se postula como su velocidad máxima.

Ya he comentado en la entrada 58 que ahí dentro de este inmenso globo cósmico creemos que arden 7 x 10²² estrellitas, y posiblemente la mayoría de ellas con planetas: hay donde buscar. La teoría más elemental de esta búsqueda se apoya en algo que se conoce como “Zona Goldilocks”, zona de habitabilidad o la zona Ricitos de Oro. La guasa viene del cuento del mismo nombre, en el que la niña protagonista no encontraba la perfección en la solitaria casa de los ositos: la sopa de papá oso era demasiado fría, la de mamá oso demasiado caliente, la cama de uno muy dura y la de la otra muy blanda… y así iba fijando en todo su zona Goldilocks, que así es como se llamaba tan exquisita niña. La zona perfecta, ni un poco más allá ni un poco más aquí. Como parece ser el capricho de la Vida: solamente medra en aquellas zonas del espacio que cumplen sus estrictas especificaciones.

La condición es que en esta zona privilegiada pueda mantenerse el agua en estado líquido. Se trata de un lugar del sistema planetario que no está ni muy cerca de la estrella, situación que favorece la evaporación del agua y su posterior barrido al espacio exterior, ni muy lejos, donde se congelaría y no serviría como diluyente universal para fabricar una “sopa primordial”. En el Sistema Solar ese rango de distancias se localiza entre 0,99 unidades astronómicas (UA)^[1] del Sol y 1,7 unidades astronómicas. Esto comprende las órbitas de la Tierra, a una distancia del Sol de 1,0 UA, y la de Marte, que se encuentra a un poco más de 1,5 UA del Sol. Con otro tipo de estrella, más joven o más vieja, más caliente o más fría, más grande o más pequeña, todo varía. Además, aunque encontremos en el universo astros que lucen bien bajo el prisma de la habitabilidad, hay que tener en cuenta que la zona Goldilocks no es inmutable. En principio la anchura de la franja habitable y su variable posición a lo largo del tiempo están condicionadas por la forma en como vaya evolucionando su sol siguiendo el normal camino de envejecimiento. Por lo tanto, la permanencia en la zona para un planeta puede tener fecha de caducidad, quizás antes de que la Vida haya tenido tiempo para formar sus procesos sobre él.

Evidentemente el ancho y posición de esta franja habrá que matizarlo además con el tipo de atmósfera del planeta y su tamaño, que impone la intensidad de la gravedad, y a partir de ambas la presión atmosférica, el posible efecto invernadero y el albedo superficial.^[2] Puede que no se trate de un planeta rocoso o que su periodo orbital coincida con su día, es decir, dando siempre la misma cara, tórrida, hacia la estrella. Además, deberá encontrarse en una zona alejada del punto central de su galaxia o de regiones de intensa formación estelar, lugares ambos de alta emisión de radiación. Por suerte, nuestro Sol queda suficientemente alejado del centro de la Vía Láctea.

Posición del Sol en la Vía Láctea (a partir de imagen NASA, fair use)

Y aún se nos pueden ocurrir otros condicionantes. Por ejemplo, que el planeta, a través de su tectónica^[3] o proceso similar, permita un ciclo del carbono que mantenga el equilibrio de la concentración de CO₂ atmosférico -fijación en los fondos marinos versus emisión por los volcanes- en un punto en el que el efecto invernadero no sea un problema catastrófico. O imaginar una tal abundancia de elementos radioactivos en el manto que fuera suficiente como para incrementar la temperatura interior del cuerpo celeste y, en consecuencia, su habitabilidad en zonas frías fuera de la Goldilocks.^[4] Incluso se puede pensar que aunque un planeta no sea viable en general, quizás alguna zona privilegiada suya sí lo sea. Como la inmutable zona de tránsito entre la noche y el día en un planeta que siempre muestre el mismo hemisferio hacia su estrella por efecto de un acoplamiento de marea.^[5] Y por aportar también algún aspecto negativo, podemos pensar en una atmósfera tan densa que la alta presión resultante impida la formación de agua líquida en la superficie del planeta “goldiloquiano”.^[6] La casuística es tan amplia como la imaginación.

Por todo ello resulta más fácil intentar cuantificar teóricamente los límites más allá de los cuales no puede desarrollarse la vida que decir dónde sí la hay. En este sentido hay una gran variedad de estudios al respecto que intentan acotar las condiciones de habitabilidad. Uno muy interesante, cuyas premisas son la viabilidad de un ciclo del carbono y la existencia de agua líquida sobre la superficie, realizado sobre modelos de planetas con una composición parecida a la de la Tierra y en un intervalo de masas de entre 1 y 10 veces la de nuestro planeta, concluye que sólo sería viable la habitabilidad en aquellos con radio máximo 1,7 veces el de la Tierra para pequeñas masas, y de 2,2 masas para los más pesados.^[7] Otro estudio analiza el tamaño máximo que deberá tener un planeta situado en órbita alrededor de una estrella del tipo G, como el Sol, a 1 Unidad Astronómica, de forma que su gravedad no sea lo suficientemente grande como para mantener a lo largo del tiempo la densa atmósfera inicial de hidrógeno, cosa que haría la vida imposible. Concluye que, aunque en los primeros años de la vida de los planetas se formara dicha atmósfera, por debajo de masas equivalentes a 1,5 la de la Tierra el hidrógeno será barrido por los vientos solares.^[8] Un tercer ejemplo lo encontramos en un estudio que determina que si una exoluna orbita a menos de diez veces el radio de su planeta no puede albergar vida.^[9]

Con todo lo anterior quedan introducidas las condiciones más básicas para que un exoplaneta sea habitable. Ahora vamos a buscarlos. Pero ¿cómo?

La tecnología llega en nuestra ayuda. Tecnología que nos permite observar un punto luminoso en el espacio a grandísima distancia, tecnología que nos permite analizar la luz de este punto, tecnología con la que sabemos el movimiento de este punto luminoso hasta percibir cualquier anomalía en su deambular. Básicamente hay dos procedimientos de estudiar una estrella lejana con el objeto de saber si le ronda algún planeta. Uno, el método de la velocidad radial, que se basa en la interacción gravitatoria entre dos astros, particularizando en estrella y planeta, que altera su movimiento teórico por el espacio. Cada uno da tirones al otro de forma no uniforme en el tiempo, de tal manera que cualquier anomalía en sus velocidades es un claro indicador de que hay vecinos. Otra técnica es analizar los cambios en la luminosidad de la estrella lo que indicará que un objeto opaco y brillante -algún planeta- deambula entre ella y nosotros, que la vemos desde la Tierra: lo que llamamos el método del tránsito. Recientemente se está aplicando también otra metodología basada en el efecto de lente gravitacional que una estrella realiza sobre alguna galaxia de fondo. Este efecto sufrirá ligeras variaciones según sea la posición del planeta con relación al de su estrella.^[10]

Aunque la búsqueda de exoplanetas es relativamente reciente -ya que en 1988 se descubrió el primero, Gamma Cephei Ab-, hoy en día disponemos de una potente herramienta dedicada a ello. El 7 de marzo de 2009 se lanzó al espacio el telescopio Kepler. Está diseñado para captar y estudiar imágenes de planetas “similares” a la Tierra con el objeto de determinar si es posible la vida en ellos. Mide continuamente el brillo de 156.453 estrellas y, aplicando el método del tránsito, determina si en alguna de estas estrellas puede haber un planeta. Si se considera que el dato es suficientemente interesante, desde tierra otros observatorios, aplicando el método de la velocidad radial, acaban de afinar los resultados.

A partir de los resultados contrastados de Kepler, en noviembre de 2013 se publicó un estudio,^[11] basado en un análisis estadísticos de los datos, que concluía que un 20% de las estrellas del tipo semejante al Sol pueden tener planetas del tamaño de la Tierra. Dado que aproximadamente el 20% de las estrellas son de tipo solar, podemos concluir que tan sólo en la Vía Láctea podrían encontrase unos 4 mil millones de planetas parecidos al nuestro. Otra cosa es en qué posición “goldilock” se encuentran y cuáles son sus otras condiciones de habitabilidad. Y aún pudiendo ser favorables estas circunstancias, ello no quiere decir que necesariamente haya vida en ellos. La nómina de candidatos se verá realmente potenciada cuando seamos capaces de observar las exolunas que orbiten los exoplanetas gigantes, de los que ya conocemos un abundante número situados en la zona habitable de sus estrellas.

En febrero de 2014 la NASA proporcionó información de Kepler: En esta fecha el número de exoplanetas descubiertos y confirmados como tales era de 1.783. Kepler sigue trabajando, descubriendo y añadiendo nuevos exoplanetas a la nómina anterior. La NASA va actualizando casi diariamente su información,^[12] de forma que a día 18 de noviembre de 2021 reportaba la existencia de 4.575 planetas confirmados.

Diagrama resumen del número de planetas encontrados por Kepler, agrupados según su tamaño (Imagen: NASA, fair use)

Un 40% son gigantes gaseosos del tipo Júpiter que podrían acarrear una exoluna habitable, pero lo más importante es que una tercera parte son del tipo terrestre con un radio inferior al del doble del de la Tierra. Y de estos últimos, más de un 8% con tamaños muy similares (R<1,25 R_T).

En la siguiente imagen podemos ver una selección de objetos planetarios individuales a partir de datos de enero de 2015. Se obtiene al aplicar a la lista total del telescopio Kepler el siguiente criterio conservador de selección, definido en el Catálogo de Exoplanetas Habitables de la Universidad de Puerto Rico, en Arecibo: “Un exoplaneta potencialmente habitable es un planeta extrasolar con una masa entre 0,1 y 10,0 veces la de la Tierra y un radio desde 0,5 a 2,0 el de la Tierra, orbitando además en la zona habitable de su estrella”.^[13]

Nómina de los exoplanetas conocidos que cumplen la definición conservadora para ser habitables. Es muy probable que su composición sea rocosa y con la temperatura correcta para contener agua líquida. Esta figura, por la fecha en que se realizó, no recoge a Kepler 452-b, el que puede ser hermano gemelo de la Tierra y del que hablamos más al final de esta entrada (Crédito: NASA, Ames/W Stenzel, fair use)

El catálogo de la Universidad de Arecibo,^[14] con datos de febrero de 2017, es ligeramente distinto al propuesto por la NASA y habla de hasta 23 planetas habitables de características “terráqueas”.

Vamos ha extendernos un poco más acerca del pionero entre los anteriores. Nos estamos refiriendo al exoplaneta Kepler 186-f. En el mes de abril de 2014 el SETI y la NASA dieron a conocer^[15] la existencia de lo que parecía ser el primer planeta de tamaño terrestre situado en la zona habitable de su estrella Kepler 186.

El sistema planetario de esta enana roja es casi tan antiguo como el Sistema Solar (más de 4 mil millones de años) y se encuentra en la constelación del Cisne a unos 492,3 años luz de nosotros. Su tamaño como estrella es aproximadamente la mitad del tamaño del Sol. Las enanas rojas son las estrellas más abundantes del Universo puesto que su conjunto agrupa aproximadamente las tres cuartas partes de todas las que existen.

La amabilidad con que este tipo de estrellas pueda recibir a la Vida es objeto de múltiples controversias y podéis obtener más información al respecto en este interesante artículo de Wikipedia.^[16] Con objeto de agilizar la lectura al lector menos exigente, incluyo el primer párrafo del artículo mencionado, traducido libremente por mí mismo para facilitar su comprensión.

“La habitabilidad en los sistemas de las enanas rojas viene determinada por un considerable número de factores y causas diversas. Algunos son negativos, como pueden ser el bajo flujo energético estelar, la alta probabilidad de que se produzca acoplamiento de mareas, los pequeños tamaños de sus zonas habitables circumestelares y las variadas fluctuaciones de brillo que experimenta la estrella. El gran número de ellas en el universo y su longevidad pueden ser factores positivos para la habitabilidad de sus planetas. El estudiar cómo afectan estas circunstancias unas a otras en el ámbito de la habitabilidad va a ayudar a determinar la frecuencia de vida extraterrestre y de la inteligencia en estos sistemas“.

Volvamos ahora a Kepler 186-f. Y demos unas pinceladas sobre lo que sabemos de este exoplaneta. Pocas cosas en concreto.

Su tamaño es un poco superior al de la Tierra ya que su radio es de 1,13 veces el de nuestro planeta. Se cree que, dado su pequeño tamaño, pueda ser un planeta rocoso o incluso cubierto en su totalidad por un océano. De su atmósfera se conoce muy poco.

Su movimiento orbital anual dura 130 días terrestres y lo hace a unos 0,4 UA de su estrella, el 40% de como lo hace la Tierra alrededor del Sol. También, dada la distancia a su estrella, se cree que las mareas gravitacionales le afectan poco. Precisamente por estas dos razones se supone que rota sobre su eje y con una velocidad más lenta que la de la Tierra, pudiendo durar el giro “diario” hasta semanas.

El hecho de que se encuentre más cerca de su estrella que la Tierra del Sol no quiere decir que su temperatura sea muy caliente. A pesar de que su estrella es fría (superficie a unos 3.700 K) comparada con el Sol (superficie a unos 6.000 K), recibe de ella una energía equivalente al 32% de la que recibe la Tierra del Sol. Por comparar, Marte recibe el 43%.

Kepler 186-f fue el pionero. Pero por ahora el diploma de “hermano gemelo” más parecido a la Tierra lo posee Kepler 452-b que se encuentra a unos 1.400 años luz. La NASA reportó en julio de 2015 el resultado de los análisis realizados sobre este planeta y su estrella.^[17] De forma muy resumida se trata de un planeta rocoso muy posiblemente con actividad volcánica, de un tamaño 60% superior al de la Tierra, un periodo orbital muy semejante -385 días- así como su radio -1,05 UA- que lo sitúa en plena zona habitable de su estrella. Y aquí está lo más interesante, esta última es muy semejante a nuestro Sol aunque unos mil millones de años más vieja.

En la siguiente imagen se hace una comparación entre las zonas habitables del Sol, de Kepler 186 y de Kepler 452. Como se podía esperar por el relativamente bajo flujo de energía que le llega de sus estrella, el planeta Kepler 186-f orbita muy próximo a la zona exterior de la franja habitable en su sistema, pero aún dentro del campo de posible existencia de agua en estado líquido. Y no puedo dudar que me resulta realmente excitante el ver el parecido del sistema planeta-estrella de Kepler 452-b con el de la Tierra-Sol.

Dicho esto, la imaginación es libre.

Comparación entre los sistemas Solar y los de Kepler 186 y Kepler 452 mostrando sus respectivas zonas de habitabilidad y los planetas que en ellas orbitan (Imagen: NASA, dominio público)

Un “último notición” al respecto^[18] lo ha dado la European Southern Observatory -ESO-.^[19] Se ha descubierto a 39 años luz de nosotros ¡en el vecindario! una sistema planetario de una estrella enana roja fría -TRAPPIST-1- alrededor de la cual orbitan, posiblemente, hasta siete planetas, la mayoría del tamaño de la Tierra. Tres de ellos están el zona Goldilocks. El descubrimiento es extremadamente importante ya que, al estar tan “cerca” de la Tierra, es la primera vez que tenemos planetas con las condiciones apropiadas para estudiar sus atmósferas, si es que la tienen. Con un valor añadido al ánalisis de posibles biomarcadores: Es un sistema planetario accesible, con el que podremos avanzar en el conocimiento de la evolución de estos sistemas. Hasta ahora sólo teníamos al solar para echar una ojeada.

Bien. Hay que concluir que existen planetas en zonas con potencial para la Vida. Pero los indicios de vida son aún tan pobres que nos debemos preguntar de qué forma podemos afianzar esta etérea información. Deberíamos ser capaces de poder observar si realmente en estos astros hay indicios de biomarcadores de los que disertábamos en la entrada anterior. Pero… ¡vamos a ver! Si casi no tenemos la suficiente tecnología para determinar si hay un exoplaneta y lo deducimos por procedimientos indirectos, ¿cómo voy a poder analizar el espectro de la luz que me llega del planeta? Porque su luz, llegar, llega, pero absolutamente enmascarada en la de su estrella.

¡Qué no se nos apodere la desesperanza! Con suma lentitud se está avanzando en el proyecto de nuevos telescopios con potencia suficiente como para observar exoplanetas, aunque lógicamente con ciertas limitaciones de resolución, y analizar el espectro de su luz. Uno de estos proyectos lo constituye el European Extremely Large Telescope (E-ELT). Se trata de un telescopio terrestre con un diámetro de 39 metros. Estará geográficamente situado en el desierto de Atacama, Chile. Otro gran proyecto en fase de desarrollo es el del James Webb Space Telescope (JWST), un observatorio espacial que estudiará el cielo en frecuencia infrarroja. Tendrá una gran resolución y su situación, más allá de la atmósfera de la Tierra, le permitirá observar longitudes de onda infrarrojas vedadas para los instrumentos terrestres, por lo que será un buen complemento del E-ELT.

Un futuro esperanzador dentro de la amenaza de las penurias económicas que frenan a estos ilusionantes y necesarios proyectos.

Y hasta aquí lo que sabemos hacer en este campo. Sigue la búsqueda sin desfallecer, a la espera de nuevas ayudas tecnológicas que nos amplíen el campo de visión: toda la Vía Láctea, otras galaxias de nuestro cúmulo vecinal e incluso más allá, sabiendo que muchas de las estrellas que vemos posiblemente se apagaron hace mucho. Las posibles conclusiones pueden cambiar el sentir de la humanidad. Alguno de nuestros hijos podrá disfrutar de la certeza de que hay vida física más allá de la nuestra.

Y aquí, en este punto, se acaba nuestro viaje. Ahora sí.

Solamente habrá una entrada más de recopilación y despedida, con una bibliografía que espero os sea útil. Tanto como lo ha sido para mí.

Así pues, las lágrimas y los abrazos para dentro de unos días. Hasta entonces.

1. La unidad astronómica es una unidad de longitud igual por definición a 149.597.870.700 metros, que equivale aproximadamente a la distancia media entre el planeta Tierra y el Sol.
2. El albedo es el porcentaje de radiación que cualquier superficie refleja respecto a la radiación que incide sobre la misma. Las superficies claras tienen valores de albedo superiores a las oscuras, y las brillantes más que las mates. El albedo medio de la Tierra es del 37-39% de la radiación que proviene del Sol.
3. La tectónica es la especialidad de la geología que estudia las estructuras geológicas producidas por deformación de la corteza terrestre, las que las rocas adquieren después de haberse formado así como los procesos que las originan.
4. En éste enlace encontraréis un artículo que estudia la influencia de los materiales radiactivos en la zona de habitabilidad de su estrella.
5. El acoplamiento de marea es la causa de que la cara de un objeto astronómico esté fijada apuntando a otro, tal como la cara visible de la Luna está siempre apuntando a la Tierra. Un objeto acoplado de esta forma toma para la rotación sobre su eje el mismo tiempo que para efectuar la traslación alrededor del compañero. Esta rotación síncrona hace que un hemisferio apunte de forma continua hacia el objeto compañero.
6. Un estudio de este fenómeno lo encontramos en el enlace de la nota 7.
7. En éste enlace podemos encontrar el anterior mencionado estudio.
8. Aquí podéis enlazar con este último estudio.
9. Aquí podéis enlazar con el tercer estudio.
10. Hay además otros métodos de análisis de la existencia de exoplanetas pero que a fecha de agosto de 2020 habían aportado un poco menos del 5% de los descubrimientos. De largo el método del tránsito es el más fructífero, con un 75% en su haber.
11. Publicado por la revista PNAS de noviembre de 2013 que podéis encontrar aquí.
12. En esta página de la NASA se anuncian las nóminas de planetas posibles y confirmados.
13. Todo este tipo de información la podéis encontrar en la web del Planetary Habitability Laboratory que enlazaréis aquí.
14. Podéis verlo aquí.
15. Reportado en ésta publicación de la revista Science de abril de 2014.
16. Éste artículo de Wikipedia lo podéis leer aquí.
17. Aquí encontraréis el mencionado informe de la NASA.
18. Lo estoy escribiendo en febrero de 2017. Desde luego siempre habrá nuevos “últimos noticiones” a los que no podré abarcar. Espero que el curioso lector pueda ponerse al día utilizando los variados enlaces que aporto en esta entrada.
19. Con éste comunicado a partir de un informe del equipo descubridor, que podéis enlazar aquí.

Está claro que no disponemos de una tecnología desarrollada como para poder llevar a cabo una observación directa de estos hipotéticos extremófilos. Por lo que nos deberemos concentrar en la búsqueda de las pistas colaterales que nos llegan con la luz que recibimos del exterior. En su espectro viene la información necesaria. Analizando la distribución de sus bandas podemos saber qué tipo de átomos las emitieron o se interpusieron en su camino. La explicación es muy sencilla. Cada átomo -elemento químico- tiene una configuración particular de sus capas electrónicas. Cada una a un nivel de energía determinada y específica del elemento. Si uno de sus electrones se muda de una a otra es porque ha recibido o ha emitido un fotón, cuya energía -frecuencia- captamos y podemos ver reflejada en su espectro.

Espectro de frecuencias de un rayo de luz. En este caso se trata de la emitida por átomos de hierro en el intervalo visible electromagnético (Wikimedia, dominio público)

¿Por qué es importante saber que átomos hay ahí? Porque la actividad biológica deja pistas químicas en sus subproductos, lo que se conoce como biomarcadores, moléculas resultantes de la actividad metabólica de los organismos vivos. Si queremos saber si en un exoplaneta o en una exoluna hay algo semejante a lo que hay en la Tierra, lo lógico es intentar seguir la pista a estos biomarcadores. Puede haber de muchos tipos en la atmósfera de un planeta habitable, pero la mayoría resultan invisibles si los observamos a varios años luz de distancia. Por este motivo nos tenemos que centrar sobre aquellos elementos que son realmente los mejores indicios de vida: oxígeno, ozono y metano. Además, podemos buscar la presencia de dióxido de carbono como producto secundario de la respiración y de agua como disolvente universal necesario para que la vida sea una realidad. Aunque no son biomarcadores, ambos juegan un papel fundamental en la biosfera terrestre.

Ya sabemos que el oxígeno en la Tierra ha sido en su mayoría consecuencia de la actividad biológica de las cianobacterias y de los seguidores de su invento, la fotosíntesis. Sin embargo, eso fue en la Tierra ¿Pudiera ser que en otros lugares la Vida no hubiera seguido exactamente el camino que tomó en nuestro planeta? Bien podría existir un planeta repleto de organismos que no utilizan el oxígeno en su metabolismo, como pasó en los inicios de nuestro planeta, cuando todo proceso biológico era anaeróbico. Lo cual nos llevaría a una atmósfera en la que este gas no estuviera significativamente presente aunque hubiera vida. Pero también tenemos que pensar que aunque haya una fuerte correlación entre la existencia de oxígeno y la de la vida, también se puede producir por procesos abióticos: el oxígeno no sólo es un subproducto del metabolismo orgánico, sino que también lo es de la fotodisociación de la molécula de agua por acción de los rayos ultravioletas, tanto en la atmósfera como en las superficies de masas de agua o hielo. Así que bien pudiera ser que el oxígeno que detectemos en un exoplaneta no tenga nada que ver con organismos vivos. Como vemos, lo relacionado con este elemento puede ser un tremendo lío.

Biomarcadores en el espectro de la atmósfera de la Tierra visto por la Mars Express (Imagen: ESA, fair use)

El ozono es más fácil de detectar que el oxígeno y en su mayoría proviene de la asociación de tres átomos de oxígeno por acción de las radiaciones ultravioleta: señala la existencia de oxígeno y además favorece el desarrollo de la Vida en cuanto a que es un protector frente a estas radiaciones ultravioleta. Por desgracia, también puede formarse mediante mecanismos abióticos, aunque en estos casos se produce en concentraciones muy bajas.

Aunque en la Tierra el metano primigenio apareció en los arrastres de las erupciones volcánicas, podemos decir que en casi su totalidad se generó y se genera como resultado de la descomposición anaeróbica de la materia orgánica. Al igual que el oxígeno, es un gas inestable que necesita ser repuesto continuamente, por lo que su presencia mantenida sólo puede explicarse por la existencia de las dos causas que hemos mencionado, biológicas o geológicas. La detección simultánea de oxígeno y metano en una exoplaneta sería un indicio a favor de la presencia de formas de Vida.

Ahora que sabemos lo que conviene buscar, hagámoslo para empezar en las cercanías. Puede que haya vida, o la haya habido, en nuestro sistema solar: Marte, los satélite saturninos Titán y Encélado, el joviano Europa, o incluso el más alejado Tritón, satélite de Neptuno… Andamos tras la pista del agua, la madre de la Vida, aunque después de lo dicho en la entrada anterior, cuando hablamos de los organismos extremófilos, eso casi puede parecer irrelevante.

En la actualidad es bien conocido que Marte es un planeta “seco”. Tan solo se ha podido encontrar agua en estado sólido -en los casquetes polares constituidos por grandes masas de hielos perpetuos o en paredes de cráteres o valles profundos donde no incide nunca la luz solar- y se especula que en el subsuelo puedan darse las condiciones ambientales para que el agua se mantenga en estado líquido. Se han detectado grandes glaciares enterrados con extensiones de decenas de kilómetros y profundidades del orden de un kilómetro. Es evidente que hace millones de años por su superficie corría el agua líquida y que está claro que el hemisferio norte del planeta fue un gran océano. Eran otras las condiciones de su atmósfera y la presión que ejercía sobre la superficie.

La existencia de agua en Marte se ha podido corroborar gracias a la infinidad de fotografías de gran calidad obtenidas por las sofisticadas naves de la NASA y la ESA. En la imagen siguiente, por ejemplo, podemos ver al volcán marciano Ceraunius Tholus. Tiene 130 kilómetros de diámetro y su cima se eleva a 5,5 kilómetros sobre las llanuras adyacentes. Se observan claramente las antiguas torrenteras que peinan sus laderas e incluso lo que parece un cráter convertido en cuenca endorreica. Hablando de escorrentías es preciso comentar lo que parece ser la huella de flujos, estacionalmente activos, de disoluciones de sal muera que han sido anunciados en septiembre de 2015 por la NASA.^[1] El hecho de que sean de sal muera es significativo ya que eso es lo que permite al agua mantenerse en estado líquido en el ambiente de baja presión y temperatura de la superficie de Marte.

El volcán marciano Ceraunius Tholus. A su lado el más pequeño (Wikimedia: NASA, dominio público)

Hay por tanto muchas y muy claras evidencias de agua en Marte. Se especula también con las trazas de gas metano que fueron detectadas^[2] en la atmósfera de Marte en 2003, lo cual es considerado un misterio, ya que, bajo las condiciones atmosféricas del planeta y la radiación solar, el metano es inestable y tiende a desaparecer con el paso de los años, lo que permitiría hacer la hipótesis de que en Marte debe existir una fuente productora de metano que mantiene su concentración en la atmósfera y que produce un mínimo de 150 toneladas cada año… ¿se trata de bacterias metanógenas? Un año más tarde también la nave Mars Express de la ESA confirmó la existencia del metano atmosférico marciano (concentraciones de 10 ppb).^[3] Sin embargo los datos obtenidos por el rover Curiosity de la NASA que está analizando en directo la superficie marciana sólo ha logrado confirmar una presencia residual de este gas, una sexta parte de los datos anteriores, lo que nos aleja la posibilidad de que represente la existencia de biometanógenos.^[4] La controversia sigue servida.

Unos pocos kilómetros más allá, tan sólo 550 millones, orbita el gran Júpiter gaseoso, con su cohorte de satélites. Nos fijaremos en Europa, que tanto sorprendió a Galileo cuando enfocó por primera vez su telescopio hacia esta luna. Lo hizo el 7 de enero de 1610 y fue una demostración contundente de que no todos los astros giraban alrededor de la Tierra: por lo menos cuatro circunvalaban Júpiter. Europa es semejante en tamaño a nuestra Luna. Pero sus composiciones distan mucho de ser parecidas. La superficie de Europa es un casquete helado, de agua. A gran escala es una suave bola blanca, sorprendentemente lisa, sin apenas cráteres, lo que indica que su superficie se recicla con rapidez. Pero realmente está cruzada por infinitud de grietas. Más o menos anchas, con una configuración de bandas de colores que hace pensar en que estas grietas se abren de vez en cuando emergiendo por su parte central nuevo material: más agua que se hiela en las condiciones de temperatura de la superficie. Algo así como las dorsales oceánicas de la Tierra en versión H₂O. El tamaño de Júpiter induce unas tremendas mareas gravitacionales sobre la masa de Europa. Y así como en la localidad costera francesa de Mont Saint-Michel el mar se eleva hasta unos catorce metros por acción de la fuerza gravitatoria del Sol y la Luna, la superficie del planeta jupiterino lo hace unos 30 metros ¡¡teniendo un radio tres veces menor que la Tierra!! Podemos imaginar la exorbitante energía de deformación liberada cada tres días y medio, que es lo que dura su periodo orbital. Todo indica que sobre el núcleo de hierro y sílice se encuentra un gran océano subterráneo de agua líquida de 100 kilómetros de espesor.

Imagen de la superficie de agua helada de Europa, luna de Júpiter (Wikimedia, NASA, dominio público)

Y toda esta digresión para llegar al agua líquida una vez más. El profesor Richard Greenberg de la Universidad de Arizona, en su libro “Unmasking Europa“, ha estimado que Europa la tiene en suficiente cantidad y con una elevada concentración de oxígeno, incluso mayor que en nuestros mares.^[5] Concentraciones semejantes serían suficientes para mantener no sólo microorganismos, sino también formas de vida más complejas. No parece un mundo raro para un extremófilo.

Titán es un caso extraño. Desconocido hasta que lo descubrió el astrónomo Christiaan Huygens  en 1656, es el mayor de los satélites de Saturno, con un tamaño casi el doble del de la Luna. La rareza estriba en que su atmósfera es densa, es la única luna del sistema solar que la posee. Un 94% de nitrógeno y el resto hidrocarburos entre los que reina el metano. Las condiciones de frío y temperatura a tanta distancia del Sol, 1.400 millones de kilómetros, hace que el metano pueda permanecer normalmente en estado líquido. Allí realiza la función que el agua realiza en la Tierra: tiene su ciclo de evaporación, lluvia, escorrentías con degradación del suelo y almacenamiento en mares y lagos, con unas riberas heladas.

Su superficie de hielo está muy fragmentada y erosionada con volcanes de impacto, pero también otros que se creen que emiten hielo y amoniaco. En algunas zonas el hielo de la superficie parece estar recubierto de materia orgánica.

No es una foto sepia de un amanecer en las islas noruegas de Spitsbergen, es Titán en persona (Imagen: NASA/JPL-Caltech/USGS, fair use)

Este satélite posee también una densidad que hace presuponer que su masa está en gran medida constituida por hielo de agua. A la vista de ello se supone también que en sus profundidades puede encontrarse un mar de agua líquida y amoniaco sobre un fondo de roca. El escenario hace volar la imaginación a los astrobiólogos. Titán, con una superficie exterior repleta de compuestos de carbono, algunos de ellos en el camino de los materiales orgánicos para la vida, un mar de agua interior sobre un fondo rocoso en donde se pudiera repetir condiciones semejantes a las fumarolas submarinas terrestres. ¿Por qué no pensar en la vida?

Esta idea de vida en la saturnina luna Titán se ve reforzada después de que en 2014 se haya reportado la existencia de microorganismos viviendo en los lagos de asfalto -un líquido viscoso compuesto de hidrocarburos- de la isla de Trinidad, en el Caribe.^[6]

Tenemos datos curiosos de esta luna obtenidos mediante la sonda Cassini, que la sobrevoló durante 2004, y de la sonda Huygens que aterrizó sobre su helada superficie en 2005. Se esperaba encontrar en las mediciones de su atmósfera un cierto porcentaje de hidrógeno, resultado de la disociación del acetileno y del metano provocada por los rayos ultravioleta en la atmósfera más exterior. Pero ni las concentraciones medidas de acetileno ni las del hidrógeno se correspondían a lo que debía ser un proceso químico independiente en un medio inerte, ni su difusión por la atmósfera se hacía de manera uniforme. Sorprendentemente, el H₂ disminuía a medida que se acerca a la superficie de Titán, como si allí se diera un proceso químico que lo consumiera. No obstante, el desequilibrio de estos elementos se podría explicar mediante algún proceso inorgánico todavía desconocido que provocara la fijación del hidrógeno en la superficie y retirara el acetileno de forma selectiva. Pero los datos son también compatibles con la presencia en Titán de algún tipo de organismo vivo que viviera en el metano líquido, se alimentara de acetileno y consumiera hidrógeno atmosférico: equivalente al agua, dióxido de carbono y oxígeno del esquema terrestre. De nuevo vuela la imaginación.

En la nómina de posibilidades se encuentra también Encélado, luna compañera de Titán. Al igual que en éste, el análisis de su gravedad^[7] parece sugerir que posee un núcleo central rocoso y una capa externa de hielo. Y entre ambos, en posiciones próximas al polo sur, un mar subterráneo proyectando géiseres de hielo por las grietas. Gracias a los datos aportados por la sonda Casini acerca de los materiales eyectados en estas emisiones, se cree que en el fondo del mar subterráneo podría estar produciéndose una actividad hidrotermal.^[8] Ya sabemos de la entrada 05 de esta serie, “La casa natal de la Vida“, la importancia de este tipo de procesos en la generación de vida en la Tierra. Completamos la imagen de Encélado diciendo que su atmósfera está compuesta prácticamente por agua.

Diagrama que ilustra la constitución interna de Encélado con un núcleo rocoso y su mar interior de donde proceden los géiseres de hielo situados en el polo sur (Imagen: NASA/JPL-Caltech/USGS, fair use)

Nos tenemos que ir ahora a 4.500 millones de kilómetros de la Tierra para encontrar a otro posible candidato a transportista sideral de vida: el satélite de Neptuno Tritón. La atmósfera es semejante a la de Titán, mucho nitrógeno aderezado con metano. Presenta una gran actividad geológica del tipo de criovulcanismo de nitrógeno líquido provocado por un diferente calentamiento zonal por parte del sol. Esta circunstancia, a pesar de que la temperatura en su superficie es congeladora, -235ºC, induce a pensar en un calentamiento interno, lo que nos permite imaginar de nuevo un mar subterráneo donde algún ser extremófilo lleve a cabo su actividad.

Vista parcial del hemisferio norte de Tritón (Imagen: NASA, fair use)

Con Tritón acabamos el breve repaso por los mejores candidatos de nuestro Sistema Solar a ser el soporte de desarrollo de algún tipo de vida. Como hemos podido ver, las mayores esperanzas las tenemos colocadas en el agua, tan imprescindible para la vida de la Tierra. Sí, el agua es una buena base de partida. Pero no tenemos mucho más. En algún caso algo que pudiera considerarse como biomarcador, el metano, pero muy, muy lejos de una evidencia seria o con posibilidad de ser contrastada. ¿Decepcionante? Yo no diría esto, aunque nuestra ávida curiosidad necesita realidades. Estamos comenzando y nuestra tecnología nos ha dado ya muchas alegrías. Pero hay que ir a estos mundos para comprobar “in situ” qué es lo que hay allí. ¿Será un sondeo en Marte? ¿Apostaremos todo a Europa y a que una sonda posada en su superficie conseguirá penetrar la capa de hielo hasta el océano subterráneo? Todo está abierto y nada cerrado.

La aventura en nuestro vecindario continúa. Quiero pensar, apoyado en todo lo que nos ha dicho la biografía de la Vida, que un extremófilo desconocido está allí esperándonos.

En la siguiente entrada daremos un paseo por otro tipo de esfuerzos del hombre. Los que estamos haciendo para prolongar nuestras conjeturas más allá de nuestro sistema solar. Prolongar nuestras conjeturas y encontrar evidencias. Y si por estos lares la cosa está a medio cocer, imaginad lo crudo que está lo que vamos a ver, a pesar de los fantásticos avances de los últimos veinte años. Hasta entonces, que nos veremos en el mundo exterior.

1. Podéis ver esta noticia de la NASA en este enlace.
2. Ver ésta publicación de la NASA de abril de 2004.
3. En éste enlace encontráis la reseña de la noticia publicado por la ESA en marzo de 2004.
4. Más información en éste artículo de National Geographyc de septiembre de 2013.
5. La reseña de la noticia proviene del periódico ABC, edición de octubre de 2009.
6. Una mayor información sobre los lagos de asfalto de Titán la encontraréis en ésta publicación de la revista Science de agosto de 2014.
7. Más información en la publicación de la revista Science de abril de 2014.
8. Noticia publicada en la revista Nature de marzo de 2015.

Hans Bethe. El padre de la nucleosíntesis

Según lo que vimos en el anterior artículo, a través de la espectroscopía de absorción habíamos conseguido darnos cuenta de la composición del Sol. Como casi todo en la ciencia, fue algo asombroso. El Sol se componía principalmente de Hidrógeno y otro gas simple muy raro en la Tierra, el Helio, en una proporción casi de 75:25. Aunque se notaban trazas de otros elementos muy comunes en la Tierra, éstas eran infinitesimales con respecto a la masa total del Sol, y eso planteaba muchos interrogantes.

Que en la Tierra se encuentren raramente estos gases (por ejemplo, el Hidrógeno principalmente conformando agua, y el Helio solamente como producto de procesos de decaimiento radiactivo) no debe parecer anormal. Si suponemos que en un principio la Tierra tenía todos los elementos, rápidamente estos empezarían reacciones químicas entre sí, formando moléculas grandes y más pesadas que los elementos solos. Sin embargo, aquellas moléculas estables y livianas (como la molécula de Hidrógeno y los átomos de Helio) permanecían en la atmósfera. Y como no tenían interacciones químicas con su alrededor, la única fuerza que podía ligarlos al planeta era la gravedad. Pero la Tierra no tiene un campo gravitatorio tan grande como para mantener moléculas tan livianas como el Hidrógeno y el Helio y éstas podrían, con el tiempo, salir libremente al espacio.^[1]

Era lógico, entonces, encontrar estos gases en cuerpos con la suficiente masa como para mantenerlas; ése es el caso de nuestro Sol y los planetas más grandes que son conformados, principalmente, por Hidrógeno.^[2]

De esta forma, la cantidad de reacciones nucleares que deberían llevarse a cabo en el Sol se restringieron a las que involucrasen Hidrógeno y posiblemente Helio. La gran cantidad de Hidrógeno y la poca presencia de otros elementos más pesados en el Sistema solar planteó entonces serios problemas: ¿por qué tanto Hidrógeno? La respuesta a ambos interrogantes había venido con el genial Hans Bethe (1906-2005). Él había conseguido explicar teóricamente el proceso de fusión nuclear (nucleosíntesis), en el cual, a partir de átomos simples como el Hidrógeno, podrían formarse elementos más pesados (como el Helio y los demás), produciendo, a su vez, una gran cantidad de energía. Sin embargo, estas reacciones no eran espontáneas, y para empezar a producirlas era necesario someter el Hidrógeno a presiones y temperaturas muy altas, tal y como se demostró que existían en el Sol. Bajo condiciones normales sería imposible pensar en este tipo de reacciones en la Tierra. Este trabajo teórico excepcional llevo a la producción de la bomba de Hidrógeno en 1952 y  le valió el premio Nobel de física a Bethe en 1967. Así, la comunidad científica se vio rápidamente seducida por la idea de que, en un principio, de alguna forma, el universo estaba constituido por Hidrógeno, y era dentro de las estrellas donde se formaban los elementos más pesados.

Pero… ¡un momento! Si en un principio el universo era Hidrógeno, la nube de la que se había originado el Sistema Solar debería también ser de Hidrógeno, así que, si de ella habían salido todos los planetas… ¿por qué la Tierra está compuesta por otros elementos? Debería estar compuesta de Hidrógeno principalmente, y eso no es lo que se ve. Por otro lado, haciendo las cuentas del proceso de Bethe, para que el Sol tenga la proporción de Helio/Hidrógeno que tiene, debería haber quemado combustible, por lo menos, desde hace unos 20 eones aunque a la Tierra se le atribuía una edad de apenas 4,5 eones. Ambas son cantidades bien diferentes, y sólo sugieren que la nube que dio origen al sistema solar debería haber tenido otros elementos además de Hidrógeno. Pero si suponemos que los elementos pesados se forman dentro de las estrellas, ¿cómo puede un elemento pesado escaparse de ella si ni siquiera puede hacerlo un elemento tan liviano como el Hidrógeno? A no ser que, por el contrario, existieran otros mecanismos fuera de las estrellas para producir elementos pesados. La tan anhelada fusión fría.  Tal vez muchos de los lectores de El Tamiz ya estén familiarizados con el proceso en “la vida privada de las estrellas” de Pedro en El Tamiz, pero déjenme contar la historia y los hombres detrás de estos descubrimientos.

Empecemos.

DIferencia de lineas espectrales con respecto a tipo espectral de las estrellas (indicado por letras). Mientras más caliente es una estrella, más simple es su espectro.

En el siglo XIX, las principales diferencias que se habían encontrado entre las estrellas eran su color y su distancia al sistema solar. Ya hemos hablado de las diferencias de distancia previamente. En cuanto al estudio de los colores de las estrellas, vendría con la aplicación de la espectroscopía de Krichhoff.  En 1867, el astrónomo italiano Pietro Angelo Secchi (1818-78) clasificó las estrellas de acuerdo a su color sugiriendo una división de las estrellas en 4 tipos diferentes. Vinieron observaciones detalladas hasta llegar a la clasificación actual, propuesta en 1900 por el astrónomo Edward Pickering (1846-1919), consistente en 7 letras. Claramente estas divisiones son arbitrarias, pues el color de las estrellas forma un continuo, aunque espero que quede claro: algunas estrellas son, relativamente, más rojas (como Antares), otras amarillas (Capella), otras blancas (Sirio), y otras Blancas-azules (Vega), y todo esto dependiendo de su temperatura superficial (cuanto más roja, más fría; cuanto más azul, más caliente).

Con respecto al espectro de absorción, como podemos ver en la imagen de la derecha, dependiendo de su temperatura superficial las estrellas pueden presentar líneas diferentes entre otras. Por ejemplo, a los 4000°C pueden formarse algunas moléculas, pero para otras estrellas más calientes prácticamente los átomos andan solos. De la misma forma, para temperaturas muy altas, algunos electrones pueden escaparse de sus átomos.^[3] Las longitudes de onda que absorbe un átomo son totalmente distintas si le faltan electrones, y podría pensarse que se trata de un elemento totalmente diferente. Cuando no se tenía bien conocido el mecanismo de ionización de átomos por la temperatura se pensaba que, posiblemente, por ejemplo el Sol podría albergar otro elemento que se llamó provisionalmente “Coronio“, debido a que se encontraban líneas de absorción adicionales en el espectro de la corona solar. Sin embargo, en 1941, el astrónomo sueco Bengt Edlen (1906-93) mostró que ese supuesto “Coronio” en realidad era una mezcla de átomos de Hierro y Níquel que perdieron casi una docena de electrones. También, por ejemplo se había sugerido el “Nebulio” en el espectro de algunas nebulosas. Pero el astrónomo estadounidense Ira Sprague Bowen (1898-1973) mostró que estas líneas eran en realidad una mezcla de Oxígeno y Nitrógeno, donde cada átomo había perdido entre dos y tres electrones  en condiciones que requerían densidades extremadamente pequeñas.

Entonces un problema surgió con las estrellas rojas. Si bien es cierto que, según lo esperado por la ley de Wien (ver artículo de Wien), éstas deben ser muy frías, y aunque la mayoría eran pequeñas (como la estrella de Barnard), algunas de ellas eran particularmente brillantes (como Betelgeuse en Orión y Antares en Escorpión, las estrellas más brillantes de sus respectivas constelaciones). Como no se mostraban particularmente cerca, la única manera para que brillaran de esa forma fue propuesta en 1905 por Ejnar Hertzsprung (1873-1967), y es que estas estrellas fueran gigantescas. Esta propuesta fue comprobada cuando se fue capaz de realizar una estimación del tamaño de Betelgeuse por métodos astronómicos en 1920, dando cuenta de unos 500 000 000 km, es decir, unas 350 veces más grande que el Sol.^[4] Antares es un poco más pequeña que Betelgeuse.  El récord de tamaño lo posee hasta ahora la supergigante roja NML Cygni^[5] con un diámetro de 2 310 000 000 km: si la colocáramos donde está el Sol, su atmósfera llegaría casi hasta la órbita de Saturno.

Si no eres muy bueno con los números, acá te comparto un vídeo para que te hagas una idea.  Aún no se ha actualizado y toma como la estrella más grande a VY canis mayoris, pero muy recientemente observaciones cuidadosas le han dado un menor tamaño:

Ahora bien, mientras Hertzsprung descubría las gigantes rojas, Henry N Rusell (1887-1957) realizaba un trabajo similar. En 1913, de manera independiente a Hetzsprung, realizó un gráfico en el que se relacionaba, en el eje horizontal el tipo espectral de cada estrella (o sea, su color predominante) con su magnitud absoluta^[6] en el eje vertical. Este diagrama es conocido actualmente como el “diagrama Hertzprung-Russell” o simplemente “diagrama H-R”. Es el que tenemos a la izquierda.

Diagrama HR (Universidad de Leicester)

En general, cuanto más caliente es una estrella, más brillante es. Casi todas las estrellas que se han clasificado (un 99%) ocupan, de acuerdo a esta hipótesis, una linea diagonal desde la parte superior izquierda hasta la inferior derecha. Esta linea es llamada “la secuencia principal“.  Excepciones a esta regla son, claramente, las gigantes rojas. Estas estrellas son rojas  (clase espectral M) y muy brillantes, y por lo tanto se sitúan arriba a la derecha en el diagrama H-R.

Cuando este diagrama fue construido poco se sabía sobre las reacciones nucleares que se llevaban a cabo en una estrella, y muchos tenían el pensamiento de Hemholtz y Laplace. De esta forma, el diagrama HR “mostraba” una imagen de la evolución estelar. En palabras del propio Russell:

“Una estrella comienza como una aglomeración muy voluminosa de gas frío, la cual lentamente se contrae. Se calienta mientras se contrae hasta que empieza a irradiar en el infrarrojo. De esta forma es una gigante infrarroja como Epsilon Aurigae. Luego continua contrayéndose y calentándose, hasta ser una brillante roja como Antares. Continua encogiéndose y calentándose hasta pasar a ser una gigante amarilla, luego una estrella normal hasta, finalmente, ser una estrella azul-blanca como Sirio. De esta forma, arrancando desde la parte superior derecha, la estrella baja hasta la secuencia principal y empieza a ascender hasta la región superior izquierda.”

Sin embargo, por alguna razón, al llegar a ser una estrella blanco-azul, ésta no se hace más caliente. Lo primero que se sugirió era que en ese punto el material estaba tan comprimido que ya no actuaba como gas, así que lentamente se iba enfriando y perdiendo su brillo, convirtiéndose en una enana amarilla como nuestro Sol, luego una enana roja como la estrella de Barnard, y finalmente, en una larga agonía con poca o casi ninguna radiación, se apagaba y se convertía en una “enana negra” que no podríamos detectar con telescopios comunes.

Esta teoría,  indudablemente, era muy atractiva, y parecía encajar cuando se midieron las masas de algunas estrellas. A pesar de ser enormes, las gigantes rojas no mostraban una diferencia de masa tan grande como esperaríamos al juzgar por su tamaño con respecto al Sol, por ejemplo.^[7] Así, la mayoría de estrellas (casi el 98%) tienen una masa de entre 0,2 y 5 veces la masa de nuestro Sol.

Sin embargo, la historia de la vida de las estrellas que hoy conocemos es muy diferente a la que les he contado. La hipótesis de más arriba solo duró medianamente vigente durante unos diez años. Ya vimos que el responsable del brillo de una estrella son las reacciones nucleares, y dada la gran cantidad de Hidrógeno en el Sol, una hipótesis que clasifique al Sol como una estrella vieja no es adecuada. Sin embargo, con los estudios de Eddington (como vimos en el anterior artículo), se vio que era necesaria una masa mayor de la estrella para producir una luminosidad más grande.

Como se dan cuenta, en la ciencia no siempre se tienen las mejores hipótesis con las primeras observaciones, así que para entender cómo nos dimos cuenta del actual ciclo de evolución estelar les emplazo para el próximo artículo. Hasta entonces.

1. Acá recuerdo un acertijo: Si estás explorando un asteroide y te das cuenta que está compuesto por Oro puro, ¿por qué no es conveniente brincar de la emoción? Sencillamente porque, si está compuesto enteramente de Oro, no es lo suficientemente pesado para mantener moléculas más livianas como por ejemplo el Carbono. Como tú eres principalmente Carbono, cuando brinques terminarás en el espacio exterior.
2. El calor es, también, un componente fundamental en el proceso. Los gases calientes se mueven más rápido y tienen más posibilidades de abandonar un planeta. Por ejemplo, podemos ver al planeta Mercurio prácticamente sin atmósfera, mientras que un satélite de tamaño parecido como Titán (que es más frío por encontrarse mucho más lejos del Sol) sí tiene una atmósfera apreciable.
3. Un átomo con menos electrones que los normales es llamado ión positivo o catión.
4. Estimaciones actuales realizadas con el telescopio espacial Hubble le dan un tamaño aún mayor de unos 900 000 000 km.
5. Antes era VY canis Majoris, pero observaciones más cuidadosas han mostrado que es más pequeña de lo que se pensaba.
6. Recordemos: el brillo que mostraría una estrella si estuviese situada a 10 parsecs de distancia.
7. Para Antares, tener una masa unas 15 veces mayor a nuestro Sol no está tan mal para ser unas 35 000 000 000 veces más grande…

Gustav Kirchhoff (1824-87) padre de la espectroscopía moderna. Tal vez también sea un viejo conocido para aquellos que trabajan con circuitos.

ADVERTENCIA: Esta serie trata de la historia de la astronomía así que NO todo lo que se relata en esta historia es lo aceptado actualmente. Si lo que sabes de astronomía es contradictorio con lo que decimos aquí, es normal. Algunas cosas se descubrieron después del tiempo en que se relata cada artículo y ya habrá espacio en la serie para hablar de ellas.

En el anterior artículo nos dimos cuenta de que la edad de la Tierra era, por lo menos, de unos mil millones de años, pero no podíamos decir lo mismo de los otros planetas o inclusive del propio Sol. De éste solamente sabíamos que generaba energía a costa de su masa pero, ¿quién podía decirnos cuál era su masa original? Si el Sol hubiese tenido, por ejemplo, el doble de su masa actual convirtiéndola contínuamente en energía, podría tener una edad de 1500 eones. Entonces, por lo tanto, podría seguir viviendo otros 1500 eones antes de desaparecer. Los mecanismos de conversión de masa en energía eran desconocidos para los científicos del naciente siglo XX, y más aún cuando no sabían qué elementos químicos hay en el Sol y las condiciones en las que existen. Claramente, fue una tarea formidable darnos cuenta de esas cosas.

Déjenme contarles la historia.

Pensemos un momento: ¿cómo podríamos determinar de qué está hecha una sustancia que se encuentra a casi 150.000.000 km?

Empezando el siglo XIX, soñar en una tarea como esa parecía ridículo. Incluso el reconocido filósofo francés Auguste Comte (1798-1857) clasificó a la composición de los cuerpos celestes como una de las cosas fuera de los límites del conocimiento humano. Pero el Sol no está completamente a 150 000 000 Km. Existe luz que sale de él, atraviesa el espacio y nos alcanza. A medida que avanzaba el siglo XIX, los científicos aprendieron a encontrar más y más información de la luz que venía del Sol. Déjenme regresar a la espectroscopía.

Técnica de registro del espectro de emisión de un gas. (Mc Graw Hill)

En 1859, el físico alemán Gustav Robert Kirchhoff (1824-87) y su colaborador, el químico alemán Robert Wilhelm Bunsen (1811-99) hicieron uno de los descubrimientos más importantes de la astronomía. Todo empezó cuando el señor Bunsen trabajaba en un mecanismo para calentar muestras de laboratorio, su conocido “mechero de Bunsen” (dispositivo que mezcla aire y gas para hacer una flama más caliente). En sus investigaciones, se dio cuenta de que al adicionar gases de diferentes materiales se obtenía una llama de diferente color, así que, en conjunto con Kirchhoff, empezaron un estudio cuidadoso de la luz que emiten los cuerpos al calentarse.

Newton había descubierto que la luz blanca podía separarse, utilizando un prisma, en luces de varios colores, y a este conjunto de colores lo llamó “espectro” (que significa “figura fantasmal”). Sin embargo las luces emitidas por gases calientes en su mayoría no eran blancas, así que estos hombres quisieron saber: ¿de qué colores estaban compuestas estas luces? ¿cómo sería su espectro?

Al hacer incidir la luz de los vapores calientes sobre prismas, se dieron cuenta de que producían un espectro consistente en una cantidad de lineas de colores bien diferenciadas sobre un fondo oscuro (como en la imagen de la derecha). Cada elemento, al calentarse, producía su propio patrón de lineas brillantes. El mismo patrón (o espectro de emisión, como es llamado actualmente), nunca era producido por dos elementos diferentes. De esta forma era posible usar los espectros de emisión como huellas dactilares y darse cuenta de la composición de un gas (o de cualquier material al que se haya vaporizado previamente) observando su espectro. Así nacía la técnica de la espectroscopía de emisión.

El año siquiente, estudiando el espectro de varios minerales,  detectaron líneas donde ningún otro elemento las había mostrado antes. Utilizando técnicas de análisis químico pudieron obtener muestras de dos nuevos elementos: el Cesio y el Rubidio, así llamados por las palabras latinas para “cielo azul” y “rojo” respectivamente, esto debido al color de las líneas que eran más apreciables en su espectro. Sin embargo, fueron más allá; trabajaron con la luz de un sólido incandescente (que produce luz blanca formando un espectro continuo) y pasaron su luz a través de muestras de vapor frío. Asombrosamente, ¡el vapor, frío, absorbía luz de la misma frecuencia que la que emitía cuando estaba caliente! Se obtenía entonces lo contrario: un espectro de todos los colores, pero con lineas negras que significaban una absorción de la luz de esa frecuencia por parte del gas. De esta forma, para detectar la composición de un vapor ya no era necesario calentarlo, sino simplemente hacer incidir sobre él luz blanca y observar qué frecuencias absorbía.

Al analizar el espectro producido por el Sol notaron que era un típico espectro de absorción. Así, pensaron que el centro del Sol podía comportarse como un sólido incandescente y que producía un espectro continuo, pero la luz de ciertas longitudes de onda, al atravesar la atmósfera solar (también caliente, pero no tanto como el centro) era absorbida por los elementos que la componían, por lo que lo que vemos en realidad son un montón de espectros de absorción superpuestos, todo dependía de los elementos que estuvieran presentes en el Sol.

Comparación del espectro de la luz solar con el espectro de absorción de los principales componentes solares. (autor)

Las lineas en un espectro de absorción son más intensas a medida que aumenta la cantidad del elemento en cuestion. Por lo tanto, no sólo era posible observar cuáles elementos están presentes en el Sol, sino también su cantidad. A diferencia de lo que pensaba Comte, sí era posible saber la composición de un objeto siempre que su luz fuera tan brillante como para poder determinar su espectro. Por ejemplo, en 1929 el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell (1877-1957), luego de estudiar muy cuidadosamente el especto solar, llegó a la conclusión de que el Sol era extremadamente rico en Hidrógeno (calculó unas 3/5 partes de Hidrógeno), algo impensable debido a la rareza de ese elemento en la Tierra.

Una de las líneas más prominentes en el espectro solar (llamada “D” por Fraunhoffer) se atribuyó en un principio al Sodio, pero el resto de las lineas de éste no se encontraron con la misma intensidad, así que aceptarlo unánimemente ocasionaba cierto sinsabor. Un nuevo estudio del espectro llevó al astrónomo inglés Joseph Norman Lockyer (1836-1920) a sugerir que ciertas líneas desconocidas en el espectro del Sol debían pertenecer a un elemento desconocido, al que provisionalmente llamó Helio (del nombre griego del Sol). No fue hasta 1895 cuando pudo localizarse Helio en la Tierra por el químico escocés William Ramsay (1852-1916):^[1] un análisis espectroscópico mostró que muchas de las líneas desconocidas del Sol correspondían, precisamente, a este nuevo elemento. Una de ellas hacía más intensa la línea D del Sodio.

Después del conocimiento de la composición del Sol (Hidrógeno principalmente, y un tanto de Helio, y los demás en cantidades infinitesimales), quedaban reducidas drásticamente el tipo de reacciones nucleares que podían ocurrir en el Sol para justificar su vasta producción de energía. La reacción debería involucrar Hidrógeno o tal vez Helio. Tal vez muchos de ustedes ya sepan la respuesta: la fusión nuclear que convierte Hidrógeno en Helio.^[2] En este proceso se convierte en energía aproximadamente el 0,73% de la masa involucrada. Por tanto, si necesitamos que 4 600 000 toneladas de materia se conviertan en energía cada segundo de tal forma que el Sol emita la cantidad que emite (como dijimos en el anterior artículo), necesitaríamos una conversión de 630 000 000 toneladas de Hidrógeno en Helio cada segundo.

Ahora bien, si seguimos haciendo cuentas, la masa del Sol actualmente es de 2×10^27 tons. Si suponemos que el Sol nació únicamente con Hidrógeno, podemos calcular cuánto tiempo debió pasar para que tenga la proporcion Helio/Hidrógeno que actualmente tiene. Obtenemos 20 000 000 000 años (20 eones). Además, tardaría otros 90 eones más en consumir la  cantidad restante de Hidrógeno. Ahora bien, producir una reacción de fusión no es nada fácil. Aunque la fisión espontánea es algo diario en nuestro planeta, la fusión no es en absoluto común, así que el Hidrógeno en el Sol debería encontrarse en condiciones muy diferentes a la que se encuentra el Hidrógeno en nuestro planeta. ¿Podemos medir su temperatura? ¿Podemos medir su presión? La respuesta, nuevamente, no es nada trivial. Regresemos a la radiación electromagnética.^[3]

Acero caliente. Vemos que el interior del recipiente es amarillo por ser mas caliente. A medida que el acero, fuera del recipiente, se va enfriando, se torna amarillo, naranja, rojo hasta volverse oscuro (En realidad emana radiación infrarroja que no podemos percibir con nuestros ojos desnudos).

Incluso un objeto tan frío como nuestro cuerpo está radiando energía (en forma de luz). El calor humano puede sentirse desde corta distancia. Sin embargo, la radiación que emanamos es de una longitud de onda muy larga y resulta invisible para nuestros ojos. En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien (1864-1928) descubrió que el calentamiento de cualquier cuerpo modificaba la frecuencia de la luz que emite mayormente. Por ejemplo, si calentamos un trozo de Hierro empezará a producir radiación con longitudes de onda cada vez más cortas a medida que lo calentamos, hasta que éstas se hacen visibles y lo vemos “incandescer”: al principio rojo tenue, luego más amarillo, blanco y cada vez más blanco cuanto más caliente esté. Usando el color de los objetos calientes podemos hacer una estimación de su temperatura. Este principio es especialmente útil para medir, por ejemplo, la temperatura de una estrella. Observando nuestro Sol y aplicando la regla de Wien podemos darnos cuenta de que su superficie se encuentra a unos 6 000 °C. Con otras estrellas se puede hacer lo mismo: Sirio está a 10 000 °C y Alpha Crucis a 28 000 ºC. En pocas palabras, el Sol y las demás estrellas están tan calientes que, en su superficie, se podrían vaporizar todas las sustancias conocidas.^[4] Sin embargo, para explicar la naturaleza de sus reacciones nucleares era necesario conocer su interior, tarea un poco más difícil.

Si la energía que produce el Sol se pierde en forma de radiación continuamente, es natural pensar que el interior es mucho más caliente y, por lo tanto, esperar que se comporte como un gas. Afortunadamente, las propiedades de los gases son las más simples, y rápidamente en la década de 1920-29 el problema de la estructura interior del Sol fue atacado por el astrónomo inglés Arthur Stanley Edddignton (1882-1944). Él imaginó que, debido a su gravedad, el Sol colapsaría como si fuese una simple bomba de gas. Ya habíamos visto que mientras un gas reduce su volumen se hace más caliente, pero cuanto más caliente está, más rápido se mueven sus moléculas, por lo que tienden a escapar más fácilmente. Finalmente esto se traduciría en un equilibrio (ni tan chico porque sería muy caliente, ni tan grande debido a las fuerzas gravitatorias). Así que, en 1926, calculó la temperatura a diferentes profundidades para llegar a un balance. La respuesta fue, como siempre, asombrosa: la temperatura del núcleo debería ser de 14 000 000 ºC (más de 2 000 veces la del exterior). Esta ingeniosa solución al problema daría razón de otro fenómeno que ya hemos conocido: la variabilidad de brillo de la estrella.

Supongan que una estrella empieza a contraerse por efectos gravitatorio. Llegará a un tamaño para el cual la fuerza de gravedad se compensa con los empujes “hacia afuera” debido a la temperatura. Sin embargo, por inercia seguirá contrayéndose, aunque cada vez más y más lento, y la temperatura será más y más grande hasta que llegará un momento en que el efecto es el contrario: la estrella empezará a expandirse por su temperatura, pasará por el equilibrio y entonces, por inercia, seguirá inflándose hasta que gane nuevamente la gravedad  y empiece a contraerse. Tomando en cuenta su tamaño y temperatura, el brillo de la estrella cambiará justo como se espera de las ya conocidas Cefeidas.

En definitiva, eran entonces extremas las condiciones en las que se encontraban los elementos en el Sol, por lo que la fusión del Hidrógeno debería ser posible sólo bajo ellas. El fenómeno de la fusión de Hidrógeno sería finalemente explicado por el genial físico estadounidense Hans Albrecht Bethe (1906-2005) haciendo posible la construcción de la bomba de Hidrógeno en 1951. Son tan extremas estas condiciones que aún hoy, cien años después, no se ha podido lograr en nuestro planeta, y los científicos creen que no se podrá en un futuro cercano, la producción de energía rentable por fusión de hidrógeno.

El conocimiento de la composición del Sol, sin embargo, tuvo un efecto colateral: hizo imposible la formación de planetas por la hipótesis del encuentro (que vimos en en el artículo anterior). En 1939, el astrónomo estadounidense Lyman Spitzer  (1914-1997) demostró elegantemente que la materia supercaliente de una estrella nunca podría condensarse en forma de planetas, sino que se dispersaría rápidamente hasta nuevamente ser reabsorbidas por alguna de las dos estrellas. Así que los astrónomos volvieron a imaginar la formación de planetas desde la nube de gas de Laplace. Sin embargo, ya se había aprendido sobre otros efectos, como los magnéticos y eléctricos, que podían sumarse al gravitatorio y dar cuenta de las perturbaciones necesarias para explicar la formación planetaria. De esta forma, en 1943, el astrónomo alemán Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007) sugirió que la nebulosa de Laplace no se movía como un todo, sino que poseía patrones de turbulencia que, a la larga, se convertirían en remolinos que harían chocar partículas entre sí, consiguiendo formar planetas. Los modelos fueron refinándose; en ellos trabajaron los astrónomos Fred Hoyle y Hannes Olof Gösta Alfvén, por ejemplo, hasta que aún hoy es un tema de gran investigación.

Ya se habían resuelto algunas dudas pero, como siempre, se generaban aún más. Según nuestra estimación rápida, teniendo en cuenta su actual proporción de Hidrógeno/Helio, el Sol tendría una edad de 20 eones mientras que la Tierra tiene una de 4,5 eones. Cifras indudablemente muy diferentes. ¿Dónde estaba el error? Si el Sol tuviera 4.5 eones tambien, entonces habría nacido con una apreciable cantidad de Helio. ¿De dónde venía? ¿O la razón era que el Sol consumió más Hidrógeno en el pasado? Espero responder cosas como ésas en el próximo artículo.

1. Ganador del premio Nobel precisamente por este descubrimiento y el de otros gases nobles. Pero esa historia te la cuenta Pedro.
2. Para una comprensión más profunda de este tipo de proceso, pueden ir a la estupenda serie de Pedro.
3. Para nosotros, radiación electromagnética es un sinónimo de luz, pero en un sentido más amplio que vá más allá del espectro visible.
4. A presiones normales.

Nuestra majestuosa estrella. ¿De dónde salía tanta energía que irradia generosamente? (NASA)

ADVERTENCIA: Esta serie trata de la historia de la astronomía, así que NO todo lo que se relata en esta historia es lo aceptado actualmente. Si lo que sabes de astronomía es contradictorio con lo que decimos aquí, es normal. Algunas cosas se descubrieron después del tiempo en que se relata cada artículo, y ya habrá espacio dentro de la serie para hablar de ellas.

En el anterior artículo, habíamos quedado en que, a finales del siglo XIX, la edad de la Tierra se había estimado por tres vías diferentes: los físicos sostenían un tiempo de vida corto (millones de años), mientras los biólogos y geólogos sostenían uno largo (miles de millones de años).

El principal problema que se tenía acerca de la edad del sistema solar era la fuente de energía del Sol. En algún momento se pensó que era de origen químico, como la combustión del carbón, pero ninguna reacción química era capaz de mantener esa velocidad de emisión de energía durante millones de años. Luego se pensó que el Sol podía calentarse debido a su propia contracción debida a su campo gravitatorio, pero las cuentas seguían sin cuadrar. ¿Cómo se resolvió el problema? ¿Había una fuente de energía tan maravillosa que le diera por tanto tiempo combustible al Sol, como los geólogos decían,  sin que, hasta ahora, muestre señales de acabarse?

Vamos a verlo.

El panorama cambió en la década de 1890-99, cuando la física entró en una revolución. En 1896 el físico francés Antonie Henri Becquerel (1852-1908) descubrió algunos compuestos de Uranio que servían como fuente de radiaciones de alta energía. Aparentemente, la energía por unidad de masa involucrada en este proceso era mucho mayor a la involucrada en cualquier reacción química o la debida a la contracción gravitacional. Pudo medir la intensidad de los rayos que emanaban de las sustancias radiactivas usando placas de fotografía, y el asombro para la comunidad científica fue enorme. Vendría entonces una hermosa historia. Si quieres profundizar, Pedro ya tiene escrito un artículo sobre eso.

La radiactividad permanecería sin explicación hasta que, en 1911, el britanico-neozelandés Ernest Rutherford (1871-1937)  se dio cuenta de que el átomo no era una simple esfera como se pensaba hasta entonces. Por el contrario, se componía de un núcleo central muy pequeño que tenía prácticamente toda la masa del átomo  y que los “electrones”, que daban cuenta de la carga negativa, eran livianas partículas girando en torno a él unidas por las fuerzas eléctricas. Las reacciones químicas, entonces,  involucran estas fuerzas y el re-acomodo de los electrones en torno a otros átomos. Este re-acomodo podía liberar o necesitar energía adicional, lo cual explica la energía obtenida, por ejemplo, al quemar el carbón.^[1]

Posteriormente, el físico británico James Chadwick (1891-1974) demostró en 1932 que el núcleo del átomo estaba compuesto por dos tipos de partículas: los protones (de carga positiva) y los neutrones (de carga neutra). Las fuerzas entre estos (hasta entonces de naturaleza desconocida) contrarrestan la repulsión debida a la fuerzas eléctricas. Las fuerzas nucleares, entonces, debían ser aún mayores que las que ligaban los electrones a los átomos o estos a las moléculas. Los procesos que involucran estas fuerzas son “reacciones nucleares” porque solamente se llevan a cabo en el núcleo (en El Cedazo ya hay un espacio para hablar de eso con más calma). Al involucrar fuerzas mucho más fuertes, las reacciones nucleares podrían ser una fuente aún mayor de energía, y la Radioactividad de Becquerel era una prueba de ello.

Escultura en Berlín que muestra la importancia de esta maravillosa ecuación para la sociedad humana. (Wikipedia)

Sin embargo, hablar de “Fuente de Energía” contradice explícitamente el principio de la conservación de la energía del que hablábamos en el anterior artículo.  Así que… ¿de dónde viene esa energía?

Nadie más que el reconocidísimo físico alemán Albert Einstein (1879-1955) demostró, en 1905, que la masa no era más que una forma muy concentrada de energía, es decir, revolucionariamente, nos mostró que son la misma cosa. (!!!) Es posible obtener una cantidad enorme de energía (E) a expensas de cierta cantidad (m) de masa a partir de la conocida ecuación: E=mc^2. (Recordemos que c es la velocidad de la luz y c^2 es 90.000.000.000.000.000 J/kg), de esta forma una pequeñísima cantidad de masa puede contener cantidades enormes de energía. Por ejemplo, un gramo de masa puede convertirse en 21.500.000.000 kilocalorías, la misma cantidad que obtendríamos por la quema de ¡670.000 galones de petróleo!^[2]

Esto llevaba a extender la conservación de la energía a una generalización más poderosa: la conservación de la masa-energía.^[3] La obtención de energía siempre se consigue a expensas de la desaparición de la masa y viceversa. Eso quiere decir que, por ejemplo, el re-acomodo de electrones en una reacción química, si libera energía, convierte al sistema en uno más liviano (o en uno más pesado si necesita de ésta). Sin embargo, la relación energía/masa en una reacción química es relativamente pequeña y los cambios de masa son despreciables en relación con la masa total involucrada. Las pérdidas de masa en una reacción nuclear son mucho más grandes que en una reacción química (desde cientos hasta miles de veces mayores), y de hecho la pérdida de masa ya es apreciable.

Considerando que toda la energía del Sol proviene de su masa, puede calcularse fácilmente cuánta masa debe convertir: 460.000.000 toneladas de masa por segundo. Nos parece un montón, pero la masa del sol es de 2×10^27 toneladas, así que esta pérdida de masa es infinitesimal. Serían necesarias decenas de miles de millones de años para que el Sol apenas pierda el 1%  de su masa total. De hecho, esto tampoco cambia la fuerza gravitatoria del Sol sobre la Tierra.

Ahora vemos que, gracias al descubrimiento de Einstein, tenemos forma de darle al Sol una vida no de decenas de millones de años, sino de decenas de miles de millones, y así ganaron los biólogos y geólogos: el sistema solar debería (y podía) ser más antiguo. A pesar de eso, ni siquiera la radiactividad de Becquerel convertía, en proporción, tanta masa en energía en tan poco tiempo como lo necesitábamos para el Sol, así que era necesario encontrar un mecanismo de reacciones nucleares que dieran cuenta de tanta energía. Comenzaron, pues, las investigaciones.

Cadena de desintegración del Uranio (U). Vemos que siguiendo una cadena se convierte, espontánea y gradualmente, en muchos elementos involucrando múltiples reacciones nucleares antes de llegar al estable plomo (Pb). Luego de transmutarse el Uranio a Thorio, la cadena de transmutación a Plomo se hace relativamente rápido (Wikipedia).

El descubrimiento de la radiación ayudaría a datar la edad de la Tierra de otra forma: como lo vemos en el artículo de El Cedazo, involucrando reacciones nucleares espontáneas,  átomos como el Uranio pueden cambiar su naturaleza y convertirse, espontáneamente, y luego de otros cambios sucesivos, en Plomo, el cual es estable y no cambia en el tiempo. Para que la mitad de una muestra de Uranio, sea cual sea, se convierta en Plomo, deberíamos esperar 4.500.000.000 años (a esa cantidad de tiempo la llamamos vida media). Luego de otros 4.500.000.000 años, habrá transmutado la mitad de la mitad restante (o sea una cuarta parte de la muestra inicial) y luego de otros 4.500.000.000 años, otra octava parte y así. Prácticamente nunca transmutará la totalidad del Uranio.^[4]

Ahora, supongamos una roca con compuestos de Uranio en el nacimiento del planeta. Dentro de ella el Uranio se está degradando constantemente, convirtiéndose en Plomo. Si la roca permanece sólida, este Plomo no puede salir, por lo cual la cantidad de Plomo que acompaña al Uranio en la roca depende únicamente de la cantidad de tiempo que ha pasado desde que ésta se formó.^[5] Con eso ya era posible datar la antigüedad de dicha roca y, si se formó en el nacimiento de la Tierra, ambas tendrían edades similares. Las primeras mediciones para datar la Tierra por este método fueron llevadas a cabo por el químico estadounidense Bertram Borden Boltwood (1870-1927); analizando rocas con Uranio, en pocos años se dio cuenta de que la edad de formación de tales rocas debió ser, por lo menos, de mil millones de años; unas cien veces la propuesta por Helmholtz. La edad de la Tierra que actualmente se acepta es de unos 4.540.000.000 años o 4,54 eones.^[6]

Hipótesis del encuentro de estrellas. Esta hipótesis explica por qué los planetas giran en el mismo sentido y la aparición de planetas más densos en el interior.

Paralelamente a esto, se encontraría un grave problema con la hipótesis nebular de Laplace: la conservación del momentum angular.^[7] En 1900 el geólogo estadounidense Thomas Chrowder Chamberlain (1843-1928) trabajó cuidadosamente en la dinámica de una nube girando. Mostró que, mientras la nube puede empezar a contraerse por efectos de gravedad, la mayoría de momentum angular permanecería en el centro de ella. En palabras cristianas: el centro empezaría a girar rápidamente mientras el exterior de la nube permanecería prácticamente quieto. De esta forma, si se formara un planeta, éste no giraría lo suficientemente rápido para mantener una órbita tan grande como, por ejemplo, la de Júpiter, y permanecería cerca a su estrella. El Sol, por el contrario, tomando la mayor parte del momento angular, terminaría girando extremadamente rápido.

Sin embargo, ¡esto no es lo que se ve! Con apenas un 0,2 % de la masa del Sol, Júpiter posee casi el 60% del momentum angular del sistema solar (contando también su rápida rotación, que es de 10 horas). La totalidad de cuerpos que giran en torno al Sol suman un nada despreciable 99,8% de momentum total, cuando debería ser al contrario.^[8] Chamberlain no tuvo más que admitir que los planetas no podían venir de la misma nube que posteriormente formaría al Sol o bien que estos debieron obtener su momentum angular de otro lado.

Trabajos conjuntos con el astrónomo estadounidense Forest Ray Moulton (1872-1952) propusieron que el Sol debió haberse formado sin planetas; luego, imaginaron a una estrella vecina acercándose al Sol: las fortísimas fuerzas gravitatorias entre ellos desataron mareas hasta que literalmente empezaron a escaparse materiales de cada una formando un camino, el cual, mientras pasaban las estrellas, era forzado a girar por fuerzas de gravedad ganando momento angular a expensas del movimiento de las estrellas. Luego, el camino se condensó en pequeños grumos de materia denominados planetesimales, que al condensarse llegaron a convertirse en los planetas.

Si aceptáramos la hipótesis de encuentro no sería posible pensar que esos mismos 4,5 eones fuera también la edad del Sol. ¿Cuánto tiempo permaneció el Sol sin familia antes de que la otra estrella le brindara compañía? ¿Sería el Sol mucho más viejo que la Tierra, entonces? En el próximo capítulo hablaremos de él  y lo que más interesa en esta serie: la historia que llevó a las principales ideas que tenemos sobre esas estrellas. ¡No se lo pierdan!

1. El proceso de contracción gravitatoria también involucraba un re-acomodo de materia brindando nueva energía (cinética) durante el proceso. Sin embargo, la tasa energía/materia necesaria para obtener cierta cantidad de energía es mucho menor para la gravedad que para las fuerzas eléctricas.
2. Más de 2 millones y medio de litros.
3. Parece que hubiéramos alargado el problema, porque si la masa-energía no se crea ni se destruye ¿de dónde salió? Es una gran pregunta cosmológica que viene estudiándose en el gran LHC, donde, por lo que sabemos, la masa proviene de la interacción de la materia con el campo de Higgs. No soy un experto en eso, así que no puedo hablarte mucho de ello.
4. Todo depende la la cantidad mínima de Uranio que podamos medir
5. Y de la cantidad de Plomo presente en el momento de la formación de la roca
6. El eón antiguamente se usaba para una cantidad indeterminadamente larga de tiempo, ahora es común usarlo como “miles de millones” de años.
7. A pesar de estar propuesto hace más de cien años, este problema aún no se ha resuelto completamente, así que ¿cómo no seguir con la lectura?
8. También existe ese problema, como lo estarás pensando, con el sistema Tierra-Luna, pues la Luna tiene cuatro veces más momentum angular que la Tierra rotando, aunque no así con los otros sistemas planeta-satélite del resto del sistema solar. Es por eso, entre otras cosas, por lo que no se cree que la Luna se formara simultáneamente con la Tierra.

Creación del hombre. Pintura de Miguel Ángel en la Capilla Sixtina, Vaticano.

Algo que pareció haber resultado evidente incluso en tiempos muy primitivos es que o bien el Universo es una creación muy reciente o bien los humanos sólo hemos existido durante una muy pequeña fracción en la historia del universo. Ello es lógico, pues la especie humana ha ido mejorando de forma tan rápida en conocimientos y tecnología que si la gente hubiera estado desde hace mucho tiempo, nuestra especie presentaría avances mucho mayores en ciencia y tecnología, o tal vez, hubiéramos desatado una destrucción impresionante del hábitat. De esta forma la historia de la humanidad debió tener un principio y la forma en que llegamos aquí ha sido, pues, un enigma que nos ha acompañado durante toda nuestra historia. Innumerables son las teorías que planteó el hombre desde sus inicios como cazador-recolector para responder a la pregunta; los mitos son muchísimos y, ¿para qué negarlo?, las teorías científicas también.

James Ussher, por Sir Peter Lelly

Por ejemplo, según el libro judío del Génesis, Dios hizo todo lo que existe en seis días para, finalmente, hacer un par de personas: Adán y Eva. Teniendo en cuenta las historias  que desde entonces son narradas en la Biblia hasta nuestros días, el obispo James Ussher (1581-1656), primado de Irlanda desde 1625 hasta 1656, situó el origen del Universo con una precisión extraordinaria: a las 9 de la mañana del 27 de octubre del 4004 AEC. Realmente un cálculo con una precisión bárbara, y precisamente esta precisión fue la que le dio verosimilitud a la hipótesis de Ussher dentro de la comunidad religiosa.

Pensándolo bien, seis mil años de historia humana no están nada mal, pero las investigaciones actuales dan al Universo una edad de trece mil setecientos millones (13.700.000.000) de años. Digamos, para no levantar asperezas, un poquito diferente a la propuesta por la Biblia según Ussher.  Seguramente la fecha dada por este dedicado obispo irlandés demandó un gran trabajo de investigación sobre las Escrituras, pero la cifra actualmente aceptada realmente necesitó de mucho, pero mucho, mucho más trabajo. Hoy vamos a hablar de ello.

La escuela de Aristóteles, en la Grecia Clásica enseñaba, que los cielos son invariables. Debido a su invariabilidad, como corolario, deberían ser eternos. Pero la aparición de las novas en el cielo hablaba de sistemas estelares en constante cambio, y tal posibilidad de variación no llevaba a más sino a pensar en que existió un principio. Hablar del principio del Universo hubiera sido una tarea imposible si no se abordaba el problema desde un punto más cercano: nuestro sistema solar.

Y giran, y giran, y giran... ¿Hasta cuando? ¡Pues para siempre!

Al hablar del Sistema Solar, indudablemente tampoco podemos hablar de invariabilidad. Es decir: todos los planetas están en movimiento, incluso el Sol (que rota sobre su eje), en los planetas se presentan grandes vientos atmosféricos, y hay también colisiones titánicas como la famosa colisión SL-9  de un cometa con Júpiter. Sin embargo, a grandes rasgos, los movimientos dentro del sistema planetario son periódicos, y al parecer podrían permanecer de esa forma indefinidamente tanto si miramos al pasado como si miramos al futuro. Interesante deducción que podemos encontrar en mecánica Celeste, obra maestra de cinco tomos que le debemos al ilustre Marqués de Laplace, de quien hablamos en el artículo anterior. Sin embargo, aunque para la mecánica celeste de Laplace nada impedía que el sistema Solar fuese eterno, el concepto de eternidad, es decir, un infinito en el tiempo, resulta embarazoso en el pensamiento humano.

Hermann Von Helmholtz (Algo friki, sinceramente)

Si bien las observaciones del movimiento de los planetas nos pueden llevar a pensar en la factibilidad de la eternidad en el Sistema Solar, otras observaciones nos llevan inevitablemente a suponer lo contrario. Deberían pasar algunos años tras la muerte de Laplace para darnos cuenta de un fenómeno que explica en gran manera nuestra naturaleza. Una teoría desarrollada en la década de 1840-49 habla de la más potente de las leyes que gobiernan al Universo: la conservación de la Energía. Teoría conseguida gracias al trabajo de muchos hombres, pero formalizada elegantemente en 1847 por el físico alemán Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz (1821-1894). La energía, en términos vulgares, puede interpretarse como lo que es necesario brindar a un cuerpo para hacerlo mover. El teorema de la conservación de la energía dice, pues, que ésta, en cualquier proceso, no se pierde ni se crea. Es decir, si queremos que un cuerpo se mueva, es necesaria una “fuente” de energía. Con fuente me quiero referir a “reservorio”. Es decir, un lugar del que se pueda extraer fácilmente energía aunque, por supuesto, ésta debe venir de algún lado. Venir, no crearse. Ahondaremos en este problema más adelante.

Al observar los cielos nos topamos con la “fuente” de energía más importante del Sistema Solar: el Sol. A diario es monstruosa la energía que desde él, a un ritmo descomunal, se transfiere al espacio en forma de luz. Energía de la cual llega una parte minúscula a la Tierra. A pesar de ser tan poca, es muchísimo mayor que la que necesitamos y, según lo que conocemos, con respecto a la energía total que sale del Sol, la que llega a la  Tierra es prácticamente despreciable. Si miramos al futuro, a no ser que supongamos una reserva infinita de energía, podemos pensar que en algún momento, tarde o temprano, nuestro Sol se quedará sin reservas y, en pocas palabras, se apagará. Y si miramos al pasado, no hay más que pensar que el Sol debió nacer con una reserva de energía mucho mayor a la que tiene en estos momentos.

La energía es algo de lo cual nuestra sociedad se ha preocupado enormemente. Actualmente utilizamos combustibles fósiles, muchos de nosotros sin darnos cuenta de que tal energía fue almacenada hace mucho tiempo por animales y plantas que la obtuvieron del Sol.^[1] La descomunal energía de los huracanes, capaz de levantar casas y árboles (y, por lo tanto, la energía del viento), asimismo proviene del calor suministrado por el Sol. De esta forma, la mayoría de la energía que utilizamos proviene de nuestro astro rey.

Aunque no lo creas, hubo gente que pensaba que el Sol estaba hecho de carbón incandescente. Por supuesto, no es así.

Helmholtz se dio cuenta de esta cuestión y se preguntó cuál sería la fuente de esa cantidad inmensa de energía que el Sol irradia de una forma pródiga. En la época de Helmholtz, la principal fuente de energía conocida era el carbón. En este caso, la energía obtenida se logra a expensas de la energía que, antes de la combustión, mantenía ligados a los átomos del carbón. De manera simplificada, los átomos libres poseen menor energía almacenada que los átomos ligados. El exceso  de energía que ya no se emplea en los enlaces es emitido, entonces, en forma de luz y calor. Helmholtz conocía la cantidad de energía que típicamente se obtenía al quemar cierta cantidad de carbón y, teniendo las mediciones de la masa solar, vio que si éste se componía, por ejemplo, de carbón, el fuego resultante mantendría la actividad solar únicamente por unos cuantos miles de años. Estaba claro que el Sol estaba lejos de interrumpir su actividad, y para justificar aunque sea la fecha de Ussher era necesario buscar la fuente de energía en otra parte.

No, no fue una bomba. No fue Superman. ¡Fue un cometa!

Otra fuente de energía diferente a los combustibles se había observado ya desde épocas inmemorables, no en el Sol sino también en la Tierra: el campo gravitatorio. Sabemos que un cuerpo que cae sobre la Tierra puede acumular una gran cantidad de energía, como por ejemplo ocurrió con el cometa caído en la región soviética de Tunguska en 1908, que al caer en la superficie tenía una energía estimada en la de varias bombas atómicas. Así puede verse la gran cantidad de energía que un campo gravitacional puede brindar.

Si tal es la energía de una roca cayendo a un cuerpo como la Tierra, debería ser sobremanera mayor la energía que proporcionaría la misma roca cayendo a un cuerpo con un millón de veces más fuerza, o sea, al Sol. Sin embargo, a pesar de que los meteoritos les caigan mal a muchos, no es justo proponerlos como víctimas para proveer al Sol de energía para poder broncearnos en Marbella.

Por otro lado, indudablemente el Sol no es víctima del bombardeo de meteoritos, pues son pocos los que vemos acercarse hacia él y la mayoría de los que lo hacen lo hacen debido a que describen una órbita excéntrica y no llegan a tocar siquiera la superficie del astro rey. Helmholtz conocía el gran potencial que tiene el campo gravitatorio, pero no creyó necesario hacer víctimas a los meteoritos. La teoría que proporcionaría una explicación que le pareció  suficiente fue mostrada por  Louis Joseph Gay-Lussac (1778-1850) referenciando trabajos de su compatriota  Jacques Charles (1746-1823). Básicamente estos trabajos muestran que todo gas, al contraerse, aumenta su temperatura. Si te interesa profundizar en esta ley, te recomiendo o bien Wikipedia o mejor aún, la serie de termodinámica de Pedro. ¡Pero te entretengas mucho con eso y me dejes tirado el artículo, que se pone bueno!

Sigamos. Tomando la hipótesis nebular de Laplace y la ley de Charles-Gay-Lussac, Helmholtz se dio cuenta de que la contracción de la nube de gas hasta una masa esférica como lo es el Sol, por efectos de la fuerza de gravedad, sería suficiente para hacerlo llegar a temperaturas de incandescencia. Siguiendo con sus cálculos, pudo demostrar que en los 6000 años de historia desde los que tenemos referencia de civilización, emitiendo la cantidad de energía que emite, el Sol se habría contraído apenas unos 900 kilómetros, lo que, con respecto a un diámetro de 1.390.000 km, pueden considerarse insignificantes. En los 250 años de historia de la astronomía con telescopio hasta los tiempos de Helmholtz equivaldría a sólo 37 kilómetros, cantidad imperceptible incluso para los mejores telescopios de la época. De esta forma Helmholtz parecía responder la pregunta de la fuente de energía del Sol elegantemente. Por si acaso andas devanándote los sesos preguntándote “¿de dónde sale esa energía?” es fácil decirlo: del campo gravitatorio del Sol, que es quien lo hace contraerse… es como pensar en meteoritos cayendo en su superficie, pero de una manera no tan catastrófica.

Teniendo la velocidad de contracción que necesita el Sol para emitir la energía que emite, podemos extrapolar las cuentas mirando hacia el pasado. De esta forma, la velocidad de contracción de la nebulosa, según los cálculos De Helmholtz, debió ser tan lenta que al retroceder en el tiempo, la nube debió ocupar un tamaño como la órbita de la Tierra (momento en que, según la teoría de Laplace, se habría separado un anillo que dio origen a nuestro planeta) hace unos dieciocho millones de años (!). De esta forma se dio la primera aproximación, por argumentos científicos, a la edad de nuestro planeta.

¡Mamá! Ese físico dice que estas erosiones se hicieron ayer

Esta primera edad seguro que en tiempos de Ussher hubiera pecado por excesiva, pero el siglo XVIII fue un siglo de revolución de la ciencia, y no solamente en la física, sino en casi todas las áreas de conocimiento. Por ejemplo, en 1785, el geólogo escocés James Hutton (1726-1797), en su obra titulada Theory of the Earth (Teoría de la Tierra), estudió los cambios lentos que experimentaba la superficie terrestre, entre ellos el depósito de sedimentos y la erosión de las rocas. Pensando en que estos fenómenos se producían en el pasado al mismo ritmo que en la actualidad, pudo concluir que para dar origen a los espesos sedimentos y a la erosión observada en nuestro planeta, eran necesarios periodos de no sólo de millones, sino de hasta de cientos de millones de años. De esta forma, desde la geología, Hutton le dio a la Tierra una cota inferior a su edad que era por lo menos unos cuantos cientos de millones de años, cifra extremadamente superior a la propuesta posteriormente por Helmholtz desde la física.

Los trabajos de Hutton, en primera instancia, no recibieron un apoyo considerable. Pero la comunidad geológica no tardó en darse cuenta de la validez de tales argumentos. Éstas y otras tantas ideas que reforzaron la cifra fueron expuestas entre 1830 y 1833, por otro geólogo escocés, Charles Lyell (1797-1875), en “Principles of Geology (Principios de Geología), donde se exponían además plegamientos y otros cambios graduales de la Tierra. Estos fenómenos también sugerían una edad similar a la propuesta por Hutton. Unos meros 18.000.000 años parecían insuficientes para que la Tierra fuera como lo es actualmente.

Las monas no producen humanos... por lo menos no en tan poquito tiempo

Por otro lado, los biólogos, en el siglo XIX, de la mano del naturalista inglés Charles Darwin (1809-1882) en su famosísimo “Origen de las Especies”, sostenía que la fisionomía actual de los seres vivos era producto de una evolución propiciada por lo que él llamó selección natural. De esta forma, eran necesarios cambios lentos en los seres vivos durante varios millones de años para llegar a la diversidad actual, así como para las miles de especies de las que daban cuenta los yacimientos de fósiles. Para los biólogos, la cifra de Helmholz, de la misma forma, resultó también insuficiente. Las teorías de la biología y la geología no chocaban para nada con la física y podían considerarse muy válidas. ¿Cómo pudo superarse este inconveniente? ¿Cómo descubrimos el combustible del Sol? ¿Cómo dimos una cifra de la edad del sistema solar? Aguarden, he dejado, como siempre, lo mejor para la segunda parte. ¡No se la pierdan!

Nos vemos en el próximo artículo.

1. Como reserva de energía, los combustibles fósiles son “fuentes” de ésta, en el sentido en el que hablamos en el artículo.