Viviendo en un planeta joven de un universo bebé

Esta fiesta acaba de empezar.

Impresión artística del aspecto que tendrá la Tierra dentro de unos cinco a siete mil millones de años, con el Sol ya convertido en una gigante roja.

Impresión artística del aspecto que tendrá la Tierra dentro de unos cinco a siete mil millones de años, con el Sol ya convertido en una gigante roja. En esos momentos, la vida terrestre que conocemos ya no será posible. Imagen: Wikimedia Commons.

Fósiles de microbios hallados en la formación Strelley Pool del cratón de Pilbara, Australia, con unos 3.400 millones de años de antigüedad.

Fósiles de microbios hallados en la formación Strelley Pool del cratón de Pilbara, Australia, con unos 3.400 millones de años de antigüedad. Imagen: D. Wacey, Universidad de Australia Occidental / AFP.

Como te apunté al final del post anterior y en algún otro, la vida presente en la Tierra es sobrecogedoramente antigua. Tanto que no sabemos todavía cuándo surgió, pero no pudo ser mucho después del Bombardeo Intenso Tardío. Con certeza, tenemos fósiles de microorganismos complejos –posiblemente eucariontes– de hace 2.000 millones de años y microbios con 3.400 millones (como los de la foto a la derecha.) Con casi total certeza, hubo cianobacterias empezando a liberar oxígeno mediante fotosíntesis hace 3.500 millones de años. Hay grafito de origen probablemente biológico en Groenlandia Occidental, generado hace 3.700 millones de años. Por ahí, por ahí estimamos que anda LUCA, o sea el último antepasado común a todo lo que ahora mismo alienta sobre la faz de este planeta.

Estudios más inciertos sugieren que pudo haber alguna clase de vida basada en el carbono antes del Bombardeo Intenso Tardío, ocurrido hace unos 3.900 millones de años: uno habla de 4.250 millones de años y otro apunta a los 4.400, conforme la Tierra terminaba de recolocarse la osamenta y enfriarse después del impacto que dio lugar a la Luna. Si esto fuese verdad, o la vida sobrevivió a una clase de meteoritos que dejan al que mató a los dinos como una mera anécdota de mínima importancia, o apareció más de una vez. En todo caso, cuanto más sabemos, más retroceden los orígenes de la vida, tanto la simple como la compleja. Tú y yo, por ir a lo seguro, nos quedaremos con las estimaciones actuales para LUCA: llevamos aquí al menos 3.700 o 3.800 millones de años.

Durante muchísimo tiempo, este fue un mundo de seres unicelulares o pluricelulares muy básicos, cuando no de mero ARN. Hubo que esperar bastante para que los primeros animales comenzáramos a ver la luz. Aunque seguramente hubo algunos protoanimales antes, a todos los efectos nacimos y conquistamos el mar entre el Ediacárico y la explosión del Cámbrico (635 – 542 millones de años.) Por entonces, las tierras emergidas eran un erial inhóspito y deshabitado, a menos que estos señores tengan razón. Pero hubo que esperar otro centenar de millones de años para que algunos milpiés comenzaran a aventurarse fuera del mar, envueltos en peligrosas concentraciones de oxígeno, lejos del cálido líquido que nos vio nacer, bajo el duro sol. Ahora nos parece tan normal, pero eso es porque la evolución nos ha adaptado a vivir así. Desde este punto de vista, todos los seres que vivimos fuera del agua somos una especie de extremófilos. Venga, en serio: ¿a quién se le ocurre salir del placentero mar que nos vio nacer y donde teníamos de todo para seguir existiendo, mudándonos a un inhóspito pedregal donde no hay apenas agua, con una atmósfera tan oxidante que hasta permite el fuego, expuestos a niveles cancerígenos y genotóxicos de radiación solar…? Bueno, pues lo hicimos. No sólo eso: perseveramos hasta que la evolución nos adaptó y cambió tanto que ahora no podemos regresar al mar sin medios técnicos. A excepción de las ballenas, delfines y demás, claro, que dijeron ahí os quedáis y se volvieron a los océanos como haría cualquier tipo sensato. Eso sí, después de haberse convertido en mamíferos con pulmones que aún hoy les obligan a seguir asomándose al aire para respirar.

Bien, y… ¿cuánto tiempo vamos a seguir aquí?

Nebulosa del Cangrejo

Nebulosas como esta del Cangrejo (NGC 1952) son los restos de una estrella que acabó estallando en forma de supernova; la luz de esta detonación en particular alcanzó la Tierra en el año 1054. Sin embargo, nuestro Sol no tiene masa suficiente para convertirse en una supernova; en vez de eso, «crecerá» hasta convertirse en una gigante roja que luego colapsará como enana blanca antes de irse enfriando muy, muy lentamente hasta terminar en forma de enana negra. Imagen: Wikimedia Commons.

Me supongo que ya sabrás eso de que un día el sol, en su evolución estelar, crecerá tanto que se tragará a la Tierra o al menos la dejará tan churruscada que cualquier cosa parecida a la vida presente será difícilmente posible. También sabrás que falta mucho para que esto suceda: unos 5.000 millones de años para que Sol abandone la secuencia principal y empiece a convertirse en una gigante roja y 7.600 para que alcance sus mayores dimensiones antes de contraerse hasta convertirse en una enana blanca. Luego irá enfriándose muy poquito a poco y finalmente se apagará como una enana negra dentro de mil billones de años o cosa así.  Si no ha aniquilado a la Tierra durante su fase de gigante roja, ésta continuará dando vueltas a su alrededor hasta estamparse contra tal enana negra por deterioro orbital dentro de cien mil veces más tiempo: un uno seguido de veinte ceros de años. O por ahí.

No obstante, las cosas desagradables empezarán a ocurrir mucho antes. Antes en términos cósmicos, quiero decir; no esperes ningún apocalipsis en tiempos humanos. Pero el futuro de la vida compleja terrestre se mide más en cientos que en miles de millones de años. Gran parte de ella se sustenta en la fotosíntesis, y particularmente en la fotosíntesis por la vía de los tres carbonos. Este tipo de fotosíntesis requiere una cierta cantidad de dióxido de carbono (CO2) en el ambiente. Pese a lo mucho que ahora estamos haciendo el chalado con el dióxido de carbono, conforme la luminosidad del sol vaya aumentando, el ciclo geoquímico del carbonato-silicato –parte del esencial ciclo del carbono– irá debilitándose mediante la meteorización de los silicatos. Eso irá fijando cada vez más y más carbono en el suelo, arrebatándoselo a la atmósfera y al mar. Tanto, que en unos 600 millones de años a partir de ahora la fotosíntesis por la vía de los tres carbonos quedará interrumpida por falta de CO2, y con ella buena parte de la vida que conocemos.

Tolypothrix sp.

Las cianobacterias (en la imagen, Tolypothrix sp.) obtienen su energía a partir de la fotosíntesis, absorbiendo dióxido de carbono y liberando oxígeno. Hace unos 2.300 millones de años, esto provocó la llamada «catástrofe del oxígeno», que llenó la atmósfera terrestre con este gas, dando lugar al aire que conocemos hoy en día. La actual vida compleja terrestre depende en su inmensa mayoría de que los organismos fotosintéticos sigan existiendo. Imagen: Wikimedia Commons.

La vida compleja dispone de otro cartucho en la recámara para ambientes extremos con muy poco dióxido de carbono: la fotosíntesis de los cuatro carbonos. Conforme el CO2 siga cayendo y cayendo, probablemente una parte significativa de los seres fotosintéticos evolucionará hacia esta vía de los cuatro carbonos, como de hecho ya lo hizo. Pero incluso esta «vía extrema» sólo proporcionará otros 200 millones de años de margen. Con un sol cada vez más brillante, incluso estas cantidades residuales de CO2 acabarán fijadas al suelo. Y sin CO2 no hay fotosíntesis, y sin fotosíntesis es difícil imaginar la supervivencia de la vida compleja terrestre, a menos que la evolución se saque de la manga alguna otra de sus cartas asombrosas. (Ve y cuéntale a una arquea primitiva que algún día uno de sus recontratatarasobrinos, o sobrinas, estaría aquí leyendo frente a la pantalla de un dispositivo digital…)

Pero frente a un sol que a cada era brilla más, incluso los inconcebibles cartuchos de la evolución irán agotándose. En unos mil y pico millones de años, la temperatura media del planeta alcanzará los 47ºC y entonces empezará a ocurrir algo muy chungo: mares, océanos y demás aguas comenzarán a esfumarse. Primero, mediante un efecto invernadero húmedo (moist greenhouse) debido a la acumulación de vapor de agua en la atmósfera; el vapor de agua es un poderoso gas de efecto invernadero. Así, el planeta azul se convertirá rápidamente en el planeta blanco, continuamente cubierto por una capa de niebla y nubes cada vez más densas. Pronto, toda el agua disponible en la Tierra se evaporará mediante un efecto invernadero desbocado, para no volver al estado líquido nunca jamás. A todos los efectos, estaremos comenzando a abandonar nuestra zona de habitabilidad estelar (o más bien, la zona de habitabilidad estelar nos estará abandonando…)

Zonas habitables de los sistemas solares

Las zonas habitables de los sistemas solares varían con las características de cada estrella y su estadio evolutivo. Conforme nuestro Sol «engorde», la zona habitable se irá desplazando hacia regiones más exteriores del sistema solar. Imagen: Wikimedia Commons.

A la totalidad del agua le costará mucho desaparecer, entre dos y tres mil millones de años, debido a que irá saliendo poco a poco la que se encuentra atrapada bajo la superficie. Durante una larga temporada, habrá lagos y humedales en las regiones polares. Pero la vida que conocemos, basada en grandes cantidades de agua líquida fácilmente disponible, irá dejando de existir. Por fotólisis, el agua evaporada se separará en forma de oxígeno e hidrógeno; el oxígeno perdurará, sobre todo fijándose a los suelos, pero el hidrógeno escapará al espacio exterior. No más agua en la Tierra. No más planeta azul, ni blanco, sino más bien marrón. Los últimos eucariontes dejaremos paso otra vez a un mundo de procariotas, como siempre fue, que irán extinguiéndose muy poco a poco hasta que finalmente este planeta pierda por completo la capacidad de soportar vida. En unos 1.500 millones de años, la zona de habitabilidad fetén andará ya por Marte. Puede que algo parecido a los extremófilos más extremos resistan aquí hacia la frontera de los 2.800 millones de años futuros, cuando la temperatura media terrestre supere los 147ºC, antes de perecer. Esta vida, aunque inconcebiblemente feraz, morirá así por fin.

En suma: que a la vida compleja terrestre le queda al menos tanto tiempo como lleva –llevamos– existiendo, eón arriba o abajo. Todavía pueden ocurrir muchísimas cosas, tantas como las sucedidas desde la explosión del Cámbrico hasta nuestros días. Y a la vida terrestre en general, mucho más. Salvo que ocurriese alguna clase de catástrofe cósmica como no ha ocurrido en los últimos 4.000 millones de años –casi una tercera parte de la edad del universo– la vida va a seguir por estos lares durante otra larguísima temporada, evolucionando y adaptándose sin parar hacia formas ahora inimaginables, como siempre hizo.

Parasol estelar

Arriba: concepto básico de una lente para dispersar la irradiación solar que alcanza al planeta Tierra (dibujo no a escala; en realidad se encontraría mucho más cerca, en el punto L1 Tierra-Sol, a aproximadamente 1,5 millones de kilómetros de nuestro planeta.) Este concepto básico es un tanto burdo y difícil de ejecutar; en su lugar, más recientemente se han propuesto nubes de lentes minúsculas orbitando en torno al mismo punto (centro y abajo.) Concebido al principio para combatir el calentamiento global, una civilización tecnológica futura podría utilizar este o cualquier otro concepto ahora inimaginable para retrasar significativamente el momento en que la evolución solar haga que nuestro planeta sea inhabitable. Imagen superior: Wikimedia Commons. Imágenes central e inferior: © BBC News.

Si en ese proceso la inteligencia se preserva, o incluso se desarrolla y extiende, pueden crearse las tecnologías necesarias para retrasar todavía más este fin del mundo. Nosotros mismos ya tenemos parte de la ciencia y la tecnología necesarias para hacerlo a pequeña escala, y de hecho se ha planteado como una medida de emergencia frente al calentamiento global presente: si no somos capaces de ponernos de acuerdo para contener las emisiones de gases de efecto invernadero, siempre podemos reducir un poquito la irradiación solar. Se llama la sombrilla espacial o parasol estelar, forma parte de un concepto más amplio denominado gestión de la irradiación solar y aunque suene a ciencia-ficción –y de hecho lo sea en estos momentos–, disponemos ya de gran parte del conocimiento necesario para reducirla en un 2% y mantenerla así durante unos cincuenta años a un coste de unos cinco billones (trillions anglosajones) de dólares. Eso es menos que el PIB mundial de un solo año, y existen otras aproximaciones más económicas. Civilizaciones futuras mucho más avanzadas podrían disponer de un montón de técnicas para paliar y ralentizar la destrucción de la vida compleja terrestre antes de que sea imprescindible dar el siguiente paso obvio: largarse de aquí.

¿Adónde? Puesss… a lo mejor, ni siquiera es preciso pirarse muy lejos, al menos durante una larga temporada. La evolución solar desplazará la zona de habitabilidad estelar hacia los planetas exteriores y sus lunas actualmente heladas, que dejarán de estarlo. Teniendo en cuenta los enormes plazos de tiempo implicados en este proceso de engorde solar –cientos y miles de millones de años–, no resulta inimaginable en absoluto una civilización tecnológica avanzada que vaya migrando y terraformando astros de aquí a Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno con arcas de Noé cósmicas antes de que el sol se desinfle velozmente hacia su etapa de enana blanca y sea totalmente necesario encontrar otro sistema solar más amable. Todo esto suponiendo que esa futura civilización no sea ya capaz de encontrar ese otro sistema solar amable y tirar para allá directamente. Suponiendo que no existan maneras de crear astros habitables a la medida. Y suponiendo también, claro, que esa civilización exista o pueda existir para entonces. Pero si la inteligencia no se extingue en la Tierra y continúa evolucionando, no veo ningún motivo obvio por el que la destrucción de este planeta implique necesariamente la desaparición de la vida que alienta en él. Simplemente seguiríamos haciendo lo que siempre hicimos: migrar en busca de un lugar mejor, sólo que esta vez a escala cósmica. Te contaba en la entrada anterior que me resulta inimaginable lo que sabremos y seremos capaces de hacer dentro de 300, 3.300 o 33.000 años; imagínate en medio millar de millones de años. O más.

…en un universo bebé.

Pero al final de la carrera, es una huida hacia ninguna parte. Este universo tiene fecha de caducidad. O más bien fechas, porque ahora mismo todavía andamos debatiendo cómo morirá exactamente. Lo que sí se sabe es que tardará mucho, pero que muchísimo más tiempo en hacerlo. Pues, como quien dice, acaba de nacer y salvo por alguna remotísima posibilidad cuántica, no hay nada que lo vaya a matar antes de hora.

Los Pilares de la Creación, Nebulosa del Águila

Los famosos «Pilares de la Creación», en la Nebulosa del Águila, un gigantesco criadero de estrellas (y mundos…) a unos 7.000 años-luz de aquí. Nos encontramos todavía al principio de la Era Estelífera, en la que la formación de estrellas es y seguirá siendo posible durante otros 100 billones de años más o menos. Nos encontramos casi, casi al principio de todo. Foto: Telescopio Espacial Hubble / NASA.

Por todo lo que sabemos, ahora mismo el universo tiene unos 13.700 millones de años. Puede que te resulte curioso denominar bebé a algo con 13.700 millones de años de edad, pero es una cuestión de escala. Vamos a quedarnos sólo con la Era Estelífera, en la que nos hallamos actualmente. La Era Estelífera es el periodo de la historia del universo en el que pueden seguir formándose estrellas y galaxias, como sucede en estos momentos. Arrancó unos 150 millones de años después del Big Bang, con la reionización, a la que podríamos llamar el final del parto. Las primeras estrellas, de la llamada Población III, comenzaron a encenderse entre 420 y 560 millones de años tras el Big Bang.

Dejarán de formarse estrellas unos 100 billones de años después del Big Bang, conforme se agote todo el hidrógeno disponible en el cosmos. O sea, unas 7.300 veces más. Si este periodo fuese una vida humana de 100 años, nuestro universo tendría ahora mismo cinco días de edad. Eso, en mi pueblo, es un bebé. Y chiquitín. O chiquitina.

Sin embargo, el universo no morirá con el final de la Era Estelífera. Tan solo cesará la aparición de estrellas nuevas y las más viejas irán pereciendo muy, muy, muy lentamente. Se volverá un sitio bastante aburrido y oscuro, como solemos serlo todos a partir de cierta edad, pero continuará estando ahí. Realmente no sabemos todavía cuánto durará y ni siquiera cómo morirá –como sabrás, hay varias hipótesis–, pero como mínimo iríamos a la muerte térmica dentro de al menos un uno seguido de mil ceros de años. Como muy mínimo. Equiparando esta cifra a nuestra vida humana de un siglo, eso es apenas un chispacito. Nuestro universo ni siquiera ha llegado a tomar aire para berrear por primera vez.

Los tres posibles finales del universo

Los tres posibles finales del universo tal y como lo entendemos ahora mismo, dependiendo del valor de la ecuación de estado de la energía oscura. Imagen original: Big Bang Central.

Nuestro universo acaba de nacer. Estamos al principio de todo, como quien dice. Si la inteligencia prevalece y sigue evolucionando –la nuestra o cualquier otra que venga detrás, o la que pueda haber surgido o surgir en cualquier otro lugar, con billones de años de plazo– seguirá habiendo muchos sitios adonde ir, durante muchísimos eones. Realmente, sólo tendremos que plantearnos el fin de los tiempos en una época casi inconcebiblemente futura. Si para entonces todavía existe algo evolucionado a partir de tú y yo, será tan distinto que ni siquiera lo podemos imaginar. Si sigue siendo un bicho curioso que se resiste a desaparecer, tiene cajas de munición enteras disponibles en su arsenal. Se ha sugerido muchas veces, con buenas razones, que la inteligencia puede ser una fuerza autodestructiva. Pero a mí me gustaría sugerirte hoy la idea opuesta: que la inteligencia, una vez lo bastante avanzada, puede marcar una diferencia cósmica radical, dando lugar a algo que se parece no poco a la inmortalidad. Al menos, hasta que empiecen a acumularse tantos miles de ceros a la derecha en la edad del universo que nos adentremos profundamente en la eternidad.

Bibliografía:

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En busca del vacío y la nada

Un viaje por el espacio interplanetario, el espacio interestelar, el espacio intergaláctico y más allá.

Las capas de la atmósfera, con algunos de sus objetos característicos, y la densidad del aire acorde a la altitud.

Las capas de la atmósfera, con algunos de sus objetos característicos, y la densidad del aire acorde a la altitud (en kilogramos por metro cúbico.) Puede observarse cómo la densidad del aire tiende a cero muy rápidamente conforme nos elevamos. Pero sólo «tiende a cero», no «cae a cero.» Datos: Densidad del aire según los modelos empíricos Atmósfera Estándar Internacional / NRMLSISE-00. Imágenes: Wikimedia Commons / La Pizarra de Yuri. (Clic para ampliar)

«Nada» y «vacío» son dos de esas palabras que solemos utilizar muy a la ligera. Abrimos un cajón, o más probablemente la cartera, decimos «aquí no hay nada» o «esto está vacío» y nos quedamos tan panchos. Supongo que no necesitaré explayarme sobre la enorme cantidad de cosas que hay incluso en una cartera a fin de mes: desde las omnipresentes bacterias hasta el aún más omnipresente polvo, pasando por ácaros, restos microscópicos de casi todo y el mismo aire. Y digo yo: ¿existe la verdadera nada, o el verdadero vacío, en este universo?

Para buscar la respuesta, recurriremos de nuevo a nuestra hipotética nave espacial Abbás ibn Firnás. No por nada, es por llegar antes de morirnos y eso. Por si no leíste esa entrada, te la resumiré diciendo que la Abbás ibn Firnás es una nave de ciencia-ficción que me saqué de la manga porque va muy bien para explicar unos cuantos conceptos relacionados con las distancias cósmicas. Se podría definir como un vehículo alto-sublumínico relativista con aceleración constante. Me la inventé así porque no viola ninguna ley de la Física (en particular, la Relatividad de Einstein) y por tanto nos permite mantenernos dentro de las cosas que son posibles. Naturalmente, que sean posibles no significa que puedan hacerse en el estado actual de la ciencia y la técnica. Por desgracia, la Abbás ibn Firnás ni existe ni puede existir en manos humanas hoy por hoy y durante una larga temporada. Es al menos tan imposible como lo era una nave Voyager o una conexión a Internet para Leonardo da Vinci. Que, dicho sea de paso, vivió hace menos de quinientos años.

Así pues, nos imaginaremos que estamos en el año 2514 y tenemos la Abbás ibn Firnás aparcada en zona azul de la órbita baja. Así que nos vamos a pillar la Soyuz de la línea 3 para ir a por ella (sí, los neo-sármatas siguen haciendo la condenada Soyuz en la Fábrica de Samara.) :-P ¡Allá vamos! Conforme nuestro cohete se eleva al lugar donde el cielo ya no es azul pero a cambio está lleno de estrellas, la presión y la densidad del aire que nos envuelve comienzan a reducirse. Por ejemplo, al superar los diez mil metros, la altitud típica de los reactores de pasajeros (y las aves que vuelan más alto), la densidad cae a la tercera parte y la presión, a la cuarta. (Hay que decir que la presión y la densidad exactas del aire dependen de un montón de factores, entre los que se cuentan la temperatura, la humedad y hasta la radiación solar; para simplificar, usaremos aquí la tabla orientativa de la Atmósfera Estándar Internacional que utilizan organismos como la OACI; y a partir de los 86 km de altitud, el modelo NRMLSISE-00 usado en astronáutica.)

Sigamos. A veinte mil metros, una altitud propia de aviones de combate de altas prestaciones, la presión ya es sólo 1/18 de la que disfrutamos en la superficie y la densidad, 1/14. A partir de ahí, el aire se va volviendo tan tenue que a los aviones (que dependen de los principios de la aerodinámica para mantener la sustentación) les va costando mucho volar. Una variante modificada del interceptor soviético MiG-31, llamada Ye-266M, batió el récord absoluto de altitud para un avión tripulado capaz de despegar y aterrizar por sus propios medios el 31 de agosto de 1977: 37.650 metros, lo que vienen siendo 123.520 pies o el nivel de vuelo 1235 para nosotros los aerotrastornados. ;-) Ahí arriba ya se ven las estrellas en pleno día, la presión atmosférica es apenas 1/260 de la superficial, la densidad no llega a 1/225 y las alas ya no pueden volar (de hecho, parte del camino fue balístico, con una trayectoria inicial casi vertical al triple de la velocidad del sonido… ¡tuvo que molar!) ;-)

El mundo visto desde lo alto de la línea Kármán a bordo de un cohete Soyuz.

El mundo visto desde lo alto de la línea Kármán a bordo de un cohete Soyuz, el 3 de abril de 2014. Parece que estemos ya en «el vacío», ¿eh? Bueno, pues en ese momento el aire, aunque muy tenue (densidad inferior a 5,6×10−7 kg/m3), aún sería capaz de dañar el cohete y la carga; la cofia aerodinámica que la protege no se separará hasta unos segundos después. Imagen: ESA / Arianespace / Roskosmos. (Clic para ampliar)

Los globos pueden llegar todavía más alto, elevándose igualmente por sus propios medios. El récord para uno tripulado está en 34.688 metros, tres kilómetros menos que el Ye-266M. Pero entre los que no van tripulados, como algunos de los que se usan en meteorología, no son raras altitudes mucho mayores. Un modelo experimental japonés de nombre BU60-1, fabricado en polietileno de 3,6 micras de espesor, batió su propio récord el 23 de mayo de 2002: 53 kilómetros. Ahí la presión atmosférica es tan solo una dosmilésima parte de la que nos encontraríamos en tierra, la densidad del aire es 1/1750 y, a primera vista, nos parecería que estamos ya en el vacío. Pero qué va. Cuando nuestro cohete Soyuz alcanza esas altitudes, poco más de dos minutos después del lanzamiento, va a unos 6.700 km/h y sigue necesitando la cofia aerodinámica; de lo contrario, a semejante velocidad, incluso ese aire tan tenue desestabilizaría el cohete y abrasaría la nave espacial hasta destruirnos.

Tradicionalmente decimos que el punto donde el cielo se convierte en espacio y los aviadores en astronautas es la línea Kármán, a 100 kilómetros de altitud. Cuando llegamos a la línea Kármán la densidad y la presión del aire son ya muy bajas: en torno a una tresmillonésima parte de las que tenemos en superficie. Al margen de los cohetes, sólo algunos vehículos experimentales como el X-15 o el SpaceShipOne estadounidenses la superaron, y por los pelos. Pero para los cohetes, como nuestro Soyuz, eso es tan solo el principio del viaje: vamos todavía con la segunda fase encendida a toda mecha y nos queda un buen tramito hasta la órbita. En ese momento, doscientos segundos después del lanzamiento, ascendemos ya a 8.400 km/h y la cofia va tornándose inútil; se desprende unos veinte o treinta segundos después, al superar los 10.000 km/h y los 120 km de altitud. El aire es ahora tan ligero que ni el rozamiento ni su presión sobre las estructuras de la nave representan ya ningún peligro. Podría decirse que acabamos de abandonar la atmósfera terrestre. ¿O no?

http://www.youtube.com/watch?v=JrTmoMIIR4A

Video con los 7 primeros minutos de vuelo de un cohete Soyuz-STB con una carga de satélites de telecomunicaciones desde Kourou, el 25 de junio de 2013. En él encontramos varios detalles interesantes: observa los datos de altitud (A) y velocidad (V) que aparecen a partir del momento  1:25, porque dan miedo. ;-) La altitud está expresada en kilómetros y la velocidad, en kilómetros por segundo (1 km/s = 3.600 km/h.) También puede verse cómo la cofia aerodinámica se separa a unos 120 km de altitud (4:30 del video, minuto 3:55 del lanzamiento.) Ese es el momento en que el aire es tan tenue que ya no puede desestabilizar al cohete ni dañar la carga, pese a que la velocidad ya supera los 10.000 km/h (2,8 km/s.) Video: Arianespace.

Atmósferas planetarias e interplanetarias.

En realidad, no, no hemos abandonado la atmósfera terrestre. Lo que hemos abandonado es la parte más densa de la sopa de nitrógeno y oxígeno que nos vio nacer. Más o menos, lo que viene siendo la troposfera (donde residimos habitualmente), la estratosfera (adonde a veces llegamos en avión), la mesosfera y un pelín de la termosfera. Pero las atmósferas planetarias siguen considerándose tales mientras haya moléculas fijadas por la gravedad del planeta (o luna) en cuestión; en el caso de la Tierra, eso se extiende hasta el final de la exosfera, a unos 10.000 kilómetros de la superficie.

Nosotros, en este primer tramo, vamos más cerca. Hemos dicho que dejamos la Abbás ibn Firnás aparcada en la zona azul de la órbita baja, y las órbitas bajas de la Tierra se extienden aproximadamente entre 160 y 2.000 km de altitud. La actual Estación Espacial Internacional, por ejemplo, se encuentra a unos 415 kilómetros, en plena termosfera. Por suerte, el gorrilla nos consiguió un buen hueco a poco más de 200. Nueve minutos después del lanzamiento, la tercera y última etapa del cohete inserta nuestra nave Soyuz en órbita a unos 25.000 km/h. Acto seguido, tras unas maniobras de aproximación, nos ensamblamos con la Abbás ibn Firnás. ¡Ya estamos listos para comenzar nuestra búsqueda del vacío y la nada!

Los 500 millones de años luz de universo a nuestro alrededor.

Los 500 millones de años luz de universo a nuestro alrededor (tú y yo estamos en el centro.) Puede observarse cómo las galaxias tienden a agruparse en supercúmulos («superclusters», indicados en azul claro) dejando «vacíos» en medio («voids», en rojo.) Sin embargo, estos vacíos tampoco están realmente vacíos del todo. Imagen: Powell, R. (atlasoftheuniverse.com) vía Wikimedia Commons. (Clic para ampliar)

Y… ¿dónde buscamos? Bueno, pues si los alrededores de los planetas están llenos de gases, polvos y demás basurillas, lo lógico sería alejarse. ¿Cuánto? Pues… mucho, ¿no? Todo lo que podamos. Así que nos preparamos un buen batido –nada de cubatas, que ahora los de la Dirección Global de Tráfico son muy capaces de mandarte a las colonias penales de Makemake si te pillan pilotando bebido– y nos sentamos a los mandos. Por elegir un rumbo, y ya que andamos detrás de la nada, apuntaremos al Vacío Gigante, que suena… como bastante vacío, ¿no? ;-) Mientras vamos poniendo en marcha la Abbás ibn Firnás, permíteme que te cuente eso de los vacíos gigantescos, porque tiene su aquél.

Las grandes murallas, los grandes filamentos y los grandes vacíos.

En la estructura a gran escala del universo, la materia no está esparcida por ahí sin orden ni concierto. Es por la gravedad, tan débil, pero tan persistente. La gravedad hace que la materia tienda a agruparse dando lugar a –vamos a decirlo así– formas. Las formas más colosales de toda la puñetera realidad.

Una de las más conocidas –y pequeñas, a la escala que estamos hablando– son las galaxias. En ellas, cientos de miles de millones de estrellas, sistemas solares y demás, separadas por notables distancias, alcanzan un cierto equilibrio gravitatorio que las mantiene orbitando en torno a uno o varios centros de masas, dando lugar a las diferentes morfologías galácticas: espirales con o sin barra (como nuestra Vía Láctea, una espiral barrada), elípticas, lenticulares, irregulares, peculiares, etcétera. Algunas pueden adoptar formas verdaderamente extraordinarias, como las Galaxias Antena o las anulares. Los humanos solemos clasificarlas en la Secuencia de Hubble (o fuera de ella) y sus variantes. La mayor parte de galaxias tienen entre unos cientos y algunos millones de años-luz de diámetro. La más pequeña (y densa) que conocemos es M60-UCD1 y la más grande, un monstruo llamado IC 1101 de Virgo, con sus 5,5 millones de años-luz de diámetro. Para que te hagas una idea, de aquí a la galaxia de Andrómeda «sólo» hay 2,5 millones de años-luz. Nuestra Vía Láctea, con unos 100.000, es de las normalitas.

Pero las galaxias tampoco flotan por ahí sin más. De nuevo, la gravedad las hace interactuar entre sí para dar lugar a otras formas cada vez mayores: grupos, cúmulos y supercúmulos. Por ejemplo, nuestra Vía Láctea forma parte del Grupo Local, con diez millones de años-luz, que a su vez se encuentra en el Supercúmulo de Virgo. (Si quieres saber más sobre estas cosas, léete Esta es tu dirección, en este mismo blog.) El Supercúmulo de Virgo es ya una cosita de un tamaño respetable: según como lo midas, tiene entre cien y doscientos millones de años-luz de diámetro. A este nivel, los tamaños comienzan a aturdir. Perdemos la perspectiva. Para orientarnos un poco, te diré que con las naves espaciales más veloces que hemos construido hasta ahora (70,22 kilómetros por segundo de velocidad pico), necesitaríamos entre treinta y sesenta veces la edad del universo presente para atravesarlo. Y eso yendo en línea recta, sin tener en cuenta órbitas y demás molestias viarias cósmicas. A su vez, el Supercúmulo de Virgo parece ser sólo un lóbulo de una cosa aún mayor llamada Laniakea, que orbita en torno al Gran Atractor. El Supercúmulo de Laniakea tiene unos 520 millones de años-luz de diámetro y, usando las mismas naves, necesitarías unas 150 veces la edad del universo para cruzarlo de punta a punta.

Telaraña cósmica.

Distribución filamentosa de la materia en un «corte» de universo con forma de cubo, que permite distinguir los vacíos que se forman por enmedio. A esto se le llama la «telaraña cósmica.» Imagen: NASA, ESA y E. Hallman (Universidad de Colorado en Boulder.) (Clic para ampliar.)

¿Te crees que esto es grande? Ná. Una miajita. La gravedad será la fuerza más débil de todas, por muchísimo, pero tiene un alcance infinito y continúa actuando mucho más allá de estos gigantescos supercúmulos. Así, sigue estableciendo formas o estructuras todavía mayores: los filamentos y las grandes murallas. Se trata de larguísimos hilos (los «filamentos») y cintas u hojas (las «murallas») compuestos por supercúmulos galácticos y unas nubes de gas absurdamente grandes que se llaman los goterones Lyman-alpha.

La estructura más monumental de todo el universo conocido es una de estas hojas: la Gran Muralla de Hércules-Corona Boreal, descubierta en 2013. Pasa de los 10.000 millones de años-luz de longitud (más del 10% del diámetro del universo observable) y tiene 7.200 millones de ancho… pero sólo 900 millones de espesor. Esto es curioso; en las inmensas escalas, empezando por las propias galaxias y terminando con estos filamentos casi inconcebibles, a la gravedad le gusta crear formas tirando a planas. Si pudiésemos visualizar la Gran Muralla de Hércules-Corona Boreal a escalas humanas, tendría las dimensiones del típico libro en formato DIN A4 con apenas un dedo de espesor. Hay muchas más. En realidad, con lo que sabemos en estos momentos, buena parte de la materia del universo se encuentra en estos filamentos y murallas, en lo que ha venido a llamarse la telaraña cósmica.

Lo que tiene un efecto secundario bastante obvio: si la mayoría de la materia se concentra en tales estructuras, eso significa que el espacio entre las mismas está esencialmente… hueco. Un poco como un queso Gruyere, o más bien como una espumilla. Así que, igual que existen estas grandes estructuras, existen los grandes vacíos: inmensas regiones del cosmos donde no hay casi nada. El más cercano es el Vacío Local, justo al lado de… bien, nuestro Grupo Local. Se le estiman unos 230 x 150 millones de años-luz. Pero estos vacíos no están totalmente huecos. Hay galaxias y tal, sólo que con una densidad muchísimo menor de la habitual. El más grande de todos los confirmados es el poco imaginativamente conocido como el Vacío Gigante. Situado en la constelación de los Perros Cazadores, junto a la Osa Mayor, se encuentra a unos 1.500 millones de años-luz de distancia y tiene en torno a 1.000 o 1.300 millones de años-luz de diámetro. Eso, lo convierte, por sí mismo, en otra de estas superestructuras cósmicas. Una superestructura de casi nada.

En busca de la nada.

Así que apuntamos el morro de la Abbás ibn Firnás en la dirección general del Vacío Gigante (o donde esperamos que esté dentro de 1.500 millones de años, o cualquier otro espacio en blanco que calculemos que vaya a sustituirlo después de todo ese tiempo.) Y le damos mecha a los motores. Un momento… ¿realmente pretendo llevarte a un viaje de 1.500 millones de años? ¿Se me va la olla o qué?

Bien, esa sería la gracia de una de estas hipotéticas naves alto-sublumínicas con aceleración constante. Para recorrer auténticos abismos cósmicos en un tiempo de viaje humano no es preciso violar el límite de la velocidad de la luz ni ninguna fantasía de esas. ;-) Es por el rollo este tan curioso de la dilatación temporal que se deriva de la Relatividad. Sólo necesitamos acelerar a 1 g, o sea el tirón gravitatorio típico de la Tierra –para ir cómodos y no sufrir problemas médicos– hasta mitad camino. Y luego, decelerar a otra ge hasta nuestro destino. Si sacamos las cuentas relativistas, alcanzaremos una velocidad muy próxima a la de la luz a 750 millones de años-luz de aquí, una de esas fracciones que se expresan como un cero coma seguido de una ristra de nueves. Pero sin tocarla, que es lo que prohíbe la Relatividad. Mientras no intentemos tocar la velocidad de la luz, nos mantenemos dentro de lo que permite este universo, por mucho que ahora mismo una tecnología así nos resulte tan imposible como… eso, una nave Soyuz para Leonardo da Vinci. :-P

"Tiempo de viaje a bordo" en una nave espacial alto-sublumínica de aceleración constante (en este caso, 1g), que acelera hasta la mitad del camino y decelera durante la otra mitad, debido a la dilatación temporal relativista.

«Tiempo de viaje a bordo» en una nave espacial alto-sublumínica de aceleración constante (en este caso, 1g), que acelera hasta la mitad del camino y decelera durante la otra mitad, debido a la dilatación temporal relativista. Obsérvese que la escala de distancia es logarítmica de base 10, mientras que la de tiempo son años vulgares y corrientes. ;-) Este tipo de naves está actualmente por completo fuera del alcance de nuestra tecnología, pero ninguna ley física fundamental prohíbe su existencia. Gráfica: La Pizarra de Yuri.

Al acercarnos tanto a la velocidad de la luz, el efecto de dilatación temporal es muy acusado. Por tanto, ese viaje de 1.500 millones de años-luz se salda en poco más de 41 años de tiempo de a bordo (para quienes quedaron atrás, por supuesto, pasarán los 1.500 millones de años completos, y pico.) Vale, es una temporadita, pero perfectamente realizable en el transcurso de una vida humana corriente. Otra cosa curiosa es que, debido a las potencias que plagan las ecuaciones matemáticas que rigen todo este tinglado, esta forma de viajar es más temporalmente eficiente (a bordo) cuanto más lejos vayamos. Si por ejemplo nos conformásemos con ir al Vacío Local, a unos 75 millones de años-luz (una veinteava parte de la distancia al Vacío Gigante), tardaríamos 35 años de tiempo de a bordo (apenas un 15% menos.) Pero si nos lanzásemos al mismísimo borde del universo observable presente (más o menos 46.000 millones de años-luz, una distancia treintaypico veces superior), el tiempo de a bordo apenas aumentaría a 47,5 años: escasamente un 16% más.

Conforme la Abbás ibn Firnás comienza a acelerar alejándose de la Tierra, observamos que los escudos exteriores comienzan a calentarse. Están rozando contra algo, algo invisible, pero que sigue ahí. En primer lugar lo hacen contra los últimos restos de la atmósfera terrestre, que como ya dijimos se extienden hasta los límites de la exosfera, a unos 10.000 km de la superficie. Pero incluso cuando ya la hemos abandonado totalmente, continuamos teniendo rozamiento. ¿Cómo es eso posible, si ya estamos en el espacio interplanetario, en el vacío del espacio exterior?

Bueno, pues es posible porque… este vacío no está vacío. :-P Aunque la densidad de materia sea muy baja, el medio interplanetario está lleno de polvo, rayos cósmicos, gases y plasma del viento solar. Vamos, que avanzamos a través de otra sopa, muy tenue pero perfectamente real, compuesta por protones, electrones, fotones, núcleos atómicos, átomos enteros, moléculas e incluso granos de polvo completos. Eso, suponiendo que no nos topemos con una piedra algo más gorda de las que abundan por el sistema solar. De hecho, uno de los problemas tecnológicos a resolver para poder construir una nave como la Abbás ibn Firnás es, precisamente, encontrar una manera de que las colisiones a muy alta velocidad contra estas partículas y demás no la aniquilen al instante. Si el mosquito que se estampa contra tu parabrisas lo hiciera ya no a velocidades próximas a las de la luz, sino tan solo a la décima parte (unos 2,5 miligramos a 30.000 km/s), el impacto sumaría aproximadamente 1,13 gigajulios de energía. Es decir, como un cuarto de tonelada de TNT. Imagínate el efecto.

Del mismo modo, un minúsculo grano de polvo cósmico (0,0000000001 gramos) al 95% de la velocidad de la luz lleva tanta energía como una bala pesada de ametralladora del calibre .50 BMG: 19.800 julios. Pero al 95% de la velocidad de la luz no hacemos nada, nuestra nave relativista es una caca que sólo gana un 70% de tiempo de a bordo. O sea que para ir a 100 míseros años-luz de aquí, pasan 30 a bordo. Un rollo. Si queremos hacer esta chulada de viajar a decenas de miles de millones de años-luz en una vida humana tenemos que ir muchísimo más deprisa, enormemente más cerca de la velocidad de la luz. Rozándola. Y a esas velocidades de cero coma seguido de muchos nueves de c, incluso el impacto de un átomo de hidrógeno puede tener la energía de la bala de ametralladora en cuestión. O, según el número de nueves después de la coma, la de una maldita bomba atómica. Teniendo en cuenta que el medio interplanetario puede contener fácilmente cinco millones de partículas o más por metro cúbico –a veces, mucho más–, y que una nave rozando la velocidad de la luz recorre poco menos de trescientos millones de metros por segundo, eso significa que nuestra Abbás ibn Firnás avanza sometida a una ráfaga constante y brutal de impactos que ríete tú del cañón del A-10.

Bien, pues larguémonos del medio interplanetario. ¿Y cómo se hace eso? Sencillo: alejándonos de los planetas, o sea del sistema solar. Es decir, debemos abandonar la heliosfera. Para eso tenemos que superar la heliopausa, la región donde el medio interestelar detiene al viento solar. Lo que pasa es que, claro, entonces nos encontramos con este medio interestelar. Y resulta que no es tan distinto del medio interplanetario: más gas, más polvo y más rayos cósmicos, sólo que con una densidad menor: cualquier cosa entre 400 y un billón de átomos por metro cúbico, según donde nos encontremos. A efectos prácticos, estamos en las mismas: ni nos encontramos en un vacío verdadero, ni mucho menos en algo que pueda llamarse la nada. Como mucho, podríamos afirmar que estamos técnicamente en el vacío, incluso en un vacío ultra-alto. Pero hablando en sentido estricto, ni por casualidad.

Distribución de gases ionizados en parte de nuestra galaxia, registrada por el Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM) Northern Sky Survey.

Distribución de gases ionizados en parte de nuestra galaxia, registrada por el Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM) Northern Sky Survey. Imagen: © Haffner, L. M. et al, (2003), Astrophysical Journal Supplement, 149, 405. El Wisconsin H-Alpha Mapper está financiado por la US National Science Foundation. (Clic para ampliar)

Nada, nada, sigamos adelante. Conforme nos alejamos de la Vía Láctea y sus estrellas, nubes de gas y demás, pasamos suavemente al medio intergaláctico y el medio intra-cúmulos. Aquí ya queda muy poquito polvo y cosas de esas, pero sigue habiendo átomos de hidrógeno a razón de uno por metro cúbico más o menos, junto a potentes campos electromagnéticos. Este hidrógeno puede llegar a estar muy caliente, a miles e incluso millones de grados (y por eso se encuentra en estado plasmático fuertemente ionizado), pero como es tan, tan tenue la temperatura efectiva que te encontrarías si abandonases la Abbas ibn Firnás sería únicamente la correspondiente a la radiación de fondo cósmico: 2,73 grados por encima del cero absoluto. Es decir, poco más de 270ºC bajo cero.

Eh… y entonces, ¿por qué ese gas tan tenue se mantiene tan caliente? Pues porque está en movimiento. Tiene que haberse movido y seguir moviéndose muy rápido para escapar de las galaxias, los supercúmulos y todos esos bicharracos gigantescos con sus monumentales tirones gravitatorios. Y dicho un poco a lo burdo, la temperatura termodinámica mide eso: cuánto se mueven las partículas que constituyen un medio. Como ahí en el casi-vacío no hay nada que las pare (y a veces ocurren fenómenos que las aceleran), pues decimos que se mantienen a alta temperatura. Eso sí, como tú te salgas de la nave, te vas a congelar de tal modo que el nitrógeno líquido te parecerá café calentito. Otra curiosidad del medio intergaláctico es que la mayoría de la materia bariónica de este universo –la «normal», la que nos forma a ti y a mí– está ahí. Ni en las estrellas, ni en los planetas, ni en las grandes nebulosas, ni nada: entre el 40% y el 50% de la materia bariónica existe en forma de este plasma de hidrógeno ultra-tenue que rula por el espacio intergaláctico, y el resto se reparte entre todo lo demás.

Y esto es lo que hay. Incluso en lo más profundo de esos grandes vacíos, siempre nos vamos a encontrar un poquito de algo; típicamente, este plasma de hidrógeno fuertemente ionizado. En cuanto a la nada, la palabra nada no se usa en ciencia. No equivale al número cero ni ninguna otra cosa por el estilo. De hecho, no tiene un significado científico riguroso: es más filosófica que otra cosa. Si me pusieras entre la espada y la pared, con la espada en la garganta, te la definiría con cierta sonoridad científica como un estado carente de espaciotiempo y temperatura, y por tanto de entropía. Por supuesto, tal estado ni existe ni es posible en este universo. Si me apretaras la espada un poco más, hasta el instante ese en que empieza a salir una gotita de sangre por la parte de la yugular, añadiría que la nada se podría describir como el no-universo, o el estado de la realidad si no se hubiera producido el Big Bang. Pero nada de esto es exactamente riguroso. La nada es… eso, nada, en el sentido de algo que no existe. :-P

¡Pues sí que estamos buenos! Resulta que queríamos hablar del vacío y la nada, y ni existe el vacío, ni existe la nada. No en sentido estricto, al menos. Incluso si hallásemos una región del espacio en estado fundamental, sin ninguna partícula de ninguna clase, lo que llamamos el vacío cuántico… seguiríamos encontrando, como mínimo, campos electromagnéticos que lo atraviesan, fluctuaciones cuánticas como consecuencia del principio de incertidumbre, o lo que quiera que origine la energía del vacío para dar lugar a fenómenos como el efecto Casimir. En fin: que la nada no es, el vacío es un tecnicismo y este es un universo maravilloso que cada día nos sorprende más.

Bibliografía:

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Brotes de rayos gamma

Las explosiones más energéticas del universo conocido ocurren a diario pero siguen siendo, en gran medida, un misterio.

Brote de rayos gamma GRB 080319B

El brote de rayos gamma GRB 080319B provocó el suceso más luminoso del universo conocido hasta la actualidad (en el espectro óptico) sobre las 06:12 UTC del 19 de marzo de 2008. Su «afterglow» (ver texto) pudo verse por la Constelación de Boötes con el ojo desnudo durante unos 30 segundos (magnitud aparente: 5,8) desde… 7.500 millones de años luz (z = 0,937). Con toda seguridad habrá habido otros muchos antes, pero fue la primera vez que supimos lo que estábamos viendo. Así, es también el suceso más remoto observado jamás por un ojo humano sin ayuda alguna, siendo consciente de tal hecho. Normalmente, el objeto más lejano que puede verse sin instrumentos es la Galaxia del Triángulo, a 2.900 millones de años-luz. Imágenes captadas por el Telescopio de Rayos X (izda.) y el Telescopio Óptico-Ultravioleta (dcha.) del Observatorio Espacial Swift (NASA/GSFC). (Clic para ampliar)

Imagínate una explosión. Una gorda. Gordísima. ¿Como la bomba Zar (~2,1 x 1017 J) o la erupción del Krakatoa (~8 x 1017 J)? No, no, qué va. Eso son petardillos. ¿Quizá como el impacto que se cargó a los dinosaurios (~5 x 1023 J)? Ni de lejos. Mucho más. Bueno, pues… ¿qué tal una supernova (~1 foe, o 1044 J)? ¡Ahora empezamos a entendernos! Por ahí empiezan a andar los brotes de rayos gamma (GRB), que vienen a ser como esto de los brotes verdes, pero aún más a lo bestia. Algunos, como GRB 080916C, detectado en la constelación de Carina el 16 de septiembre de 2008, llegan a los 8,8 x 1047 J; lo que los convierte en los fenómenos más energéticos del universo presente, en competencia directa (y seguramente vinculados con) algunas hipernovas.

El descubrimiento de los brotes de rayos gamma fue casual, derivado de los miedos de la Guerra Fría. Los Estados Unidos temieron que la Unión Soviética pudiera realizar pruebas atómicas en el espacio tras la firma del Tratado de prohibición parcial de ensayos nucleares de 1963, así que lanzaron unos satélites para saber si tal cosa sucedía. Estos fueron los satélites Vela (del español velador, término con el que se conoce popularmente en Nuevo México a los vigilantes nocturnos), con detectores para captar las potentes emisiones de rayos X, gamma y neutrones que caracterizan a las explosiones atómicas. Pero, un momento: ¿qué es esto de los rayos gamma?

De los espectros de la luz y sus colores.

Ya te conté en este blog lo que es la radiactividad. También hemos tocado alguna vez, aunque más por encima, lo del espectro electromagnético. Verás: hay un montón de fenómenos en este universo que son capaces de emitir fotones, en forma de ondas electromagnéticas, a frecuencias muy distintas. La forma más conocida de radiación electromagnética es la que pueden ver nuestros ojos: la luz. Otra que también conocemos todos es la radio. Y seguro que también te suenan los rayos X, que se usan para hacer radiografías.

El espectro electromagnético.

El espectro electromagnético.

Todos estos fenómenos son exactamente lo mismo: radiación electromagnética, a distintas frecuencias de onda. Por ejemplo, la radio funciona a frecuencias más bajas que la luz, mientras que los rayos X lo hacen a frecuencias más altas. Nuestros ojos no son más que receptores de esta radiación electromagnética, pero sólo pueden captarla en ese estrecho rango de frecuencias entre (más o menos) 390 y 700 nanómetros (nm) al que llamamos «luz.» Y los colores son las distintas frecuencias de este rango que podemos ver. Por ejemplo, si la luz que llega a nuestros ojos lo hace en la parte baja de estas frecuencias, en torno a los 700 nm, la vemos de color rojo. Si, por el contrario, está en la parte alta, vemos el color añil (420 – 450 nm) o incluso el violeta (380 – 420 nm). Entre medias están, por ejemplo, el amarillo (570 – 590 nm), el verde (495 – 570 nm) o el azul (450 – 495 nm). Así es como nuestros ojos ven el mundo que nos rodea, a todo color.

¿Y qué pasa cuando la frecuencia de esta radiación está por encima o por debajo de ese rango que podemos ver? Bueno, pues que… ya no podemos verla. :-P Nuestros ojos no dan para más. Pero eso no significa que no esté ahí, o que no podamos construir aparatos para captarla. Por ejemplo, un receptor de radio (o de televisión, o de telefonía móvil, o del Wi-Fi de Internet…) no es sino una especie de «ojo» que los humanos sabemos fabricar para «ver» esta «luz invisible» cuando su frecuencia es inferior a cien micrómetros, y podemos usarla para transmitir cosas como el Sálvame, las solicitudes de aterrizaje al controlador de tráfico aéreo o nuestros mensajes del WhatsApp. El radar también funciona en este rango de frecuencias inferiores a las de la luz visible. O los microondas.

Se da la circunstancia de que la frecuencia de estas ondas electromagnéticas está directamente relacionada con su energía. Cuanto más alta la energía, más alta la frecuencia, y viceversa. A frecuencias muy altas, por encima de la luz visible, los fotones vienen tan bravos que son capaces de ionizar la materia con la que se encuentran. Decimos entonces que esa radiación electromagnética se ha convertido en una forma de radiación ionizante, y esto son ya las cosas que hace la radiactividad. A energías y frecuencias muy altas, más allá de los rayos X, la llamamos radiación gamma, o rayos gamma. O sea, que los rayos gamma son como la luz, o las ondas de radio, sólo que a las energías y frecuencias más altas de todo el espectro electromagnético. En este caso, los aparatos adecuados para «verlos» son los contadores Geiger u otros dispositivos por el estilo.

La anomalía Vela.

Hay diversos fenómenos capaces de producir rayos gamma, tanto naturales como artificiales. Entre ellos se cuentan, por supuesto, la detonación de armas nucleares, que los generan en cantidades enormes. Por esta razón, esos satélites Vela de los amerikantsy que te contaba al principio llevaban dispositivos para detectarlos y así saber si alguien se había saltado el tratado con una prueba atómica en el espacio.

Y a las 14:19 UTC del 2 de julio de 1967, efectivamente, los satélites Vela 3 y Vela 4 detectaron una emisión masiva de rayos gamma. Sólo había un pequeño problema. Esta emisión no se parecía en nada a la de un arma nuclear, que suele consistir en uno o dos brevísimos pulsos con menos de una millonésima de segundo de duración y una milésima de separación. (En la práctica, con la tecnología de la época, incapaz de distinguir los dos rapidísimos pulsos de un arma termonuclear, un solo flash inicial seguido de un progresivo «fundido a negro.») Pero lo que detectaron Vela 3 y 4  era algo totalmente distinto: dos pulsos, el primero de un cuarto de segundo largo y el siguiente de dos o tres segundos, separados por un segundo completo entre sí. Esto:

GRB 670702

Emisión captada por el satélite Vela 4 el 2 de julio de 1967 a las 14:19 UTC, que después se convertiría en el primer brote de rayos gamma conocido, con el identificador GRB 670702. Obsérvese la larga duración del segundo pulso y la separación entre ambos, incompatible con ningún diseño posible de arma nuclear. Imagen: Klebesadel, Strong, Olson, ApJ (1973) vía Sandra Savaglio (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching) en First Gamma-Ray Bursts, Workshop CosmoFirstObjects, LAM, Marsella, mayo de 2011. (Clic para ampliar)

Y esto no se corresponde con ningún diseño conocido o teorizado de un arma nuclear (o termonuclear.) No es posible, simplemente no funcionan así. Esto era un fenómeno totalmente nuevo y distinto; lo que viene siendo un descubrimiento. Pero, lamentablemente, los satélites Vela 3 y 4 eran demasiado primitivos para determinar el origen de la emisión. Sus científicos al cargo intuyeron acertadamente que se trataba de alguna clase de enigma astrofísico… y, como no tenía relevancia militar y además el programa era secreto, lo archivaron. No se publicó hasta 1973. Ahora lo conocemos como el brote de rayos gamma GRB 670702 (GRB, por gamma ray burst y 67/07/02 por 2 de julio de 1967), y fue el primero que conoció la humanidad.

La (casi) inconcebible explosión.

Firma de 12 brotes de rayos gamma.

«Firma» de doce brotes de rayos gamma distintos, captada por el instrumento BATSE del Compton Gamma Ray Observatory (NASA). Como puede observarse, no hay dos iguales. Imagen: Wikimedia Commons. (Clic para ampliar)

Al principio, se pensó que estos brotes de rayos gamma eran fenómenos que ocurrían en nuestra propia galaxia, y por tanto no eran tan energéticos (o sea, creíamos que eran como una lámpara que brillaba más cerca, y por tanto no brillaba tan fuerte.) Sin embargo, el 8 de mayo de 1997, el satélite ítalo-holandés BeppoSAX detectó uno llamado GRB 970508, y pudieron determinar que había sucedido a seis mil millones de años-luz de la Tierra, es decir, una barbaridad: unos sesenta mil trillones de kilómetros. Eso es un seis seguido de veintidós ceros. Con la nave espacial más veloz que hemos construido hasta el momento, necesitarías unas ocho mil trescientas veces la edad del universo para llegar hasta allí. Yendo en línea recta y ligerito.

Desde entonces, se ha establecido que todos los brotes de rayos gamma detectados hasta la actualidad proceden de fuera de la Vía Láctea, y muy lejos. El más cercano de todos, GRB 980425, fue captado en una galaxia situada a 125 millones de años-luz. O sea, unas cincuenta veces más lejos que M31 Andrómeda, bien fuera de nuestro Supercúmulo Local (ver Esta es tu dirección, en este mismo blog.) Por el extremo contrario, el más distante –GRB 090429B– procede del universo primitivo, a 13.140 millones de años-luz (z = 9,4), lo que lo convierte en uno de los sucesos más remotos y antiguos que hemos observado. En principio nada impide que pueda formarse uno en nuestra propia galaxia, pero hasta ahora vienen todos de muy, muy lejos. Se ha postulado que un brote de rayos gamma próximo podría provocar una extinción masiva en la Tierra, pero eso probablemente no ha ocurrido en todo el tiempo que llevamos aquí (pese a que existen algunas dudas sobre el agente que disparó las extinciones masivas del Ordovícico-Silúrico, hace unos 440 millones de años.)

Resultó que son un fenómeno bastante común: estamos detectando uno cada día, de promedio, todos ellos a distancias inmensas. Como te digo, el más cercano de todos fue GRB 980425, a 125 millones de años-luz. Pero no presentan ninguna periodicidad específica y no hay dos iguales; cada brote de rayos gamma tiene una firma característica. Sin embargo, sí que los hay de dos tipos: los cortos y los largos. Los cortos duran menos de dos segundos y presentan un afterglow (postluminiscencia, a menudo visible en el espectro óptico) muy breve. Los largos son los que duran más de dos segundos, y algunos mucho más. Unos cuantos superan los 10.000 segundos, y se les llama ultralargos. Y luego hay otros –por ejemplo, GRB 110328A– que pueden durar dos días y seguir detectándose en la banda de rayos X durante meses, a los que se les llama en inglés tidal disruption events, lo que se podría traducir como sucesos de ruptura por marea.

Distribución típica de la duración de los brotes de rayos gamma (GRB)

Distribución de la duración de una muestra típica de brotes de rayos gamma. Imagen: NASA.

Durante mucho tiempo, los astrofísicos se dedicaron a buscar objetos que pudieran producir estos brotes de rayos gamma, sin encontrar ninguno en particular. Esto sugería que se originan en estrellas o galaxias muy lejanas, de las que el cielo está lleno. Satélites científicos como el soviético Granat, el estadounidense HETE-2, Swift, Fermi o el Compton Gamma Ray Observatory, junto a elementos de la red internacional ISON, entre otros, permitieron estudiarlos con mayor profundidad. Buscaban, fundamentalmente, a los progenitores; esto es, qué clase de fenómeno es capaz de producir semejantes salvajadas de energía en un tiempo tan breve.

Origen de los brotes de rayos gamma.

Origen de los brotes de rayos gamma proyectados sobre el mapa celeste. Puede observarse que tienen una distribución isotrópica, es decir, que proceden de todas las partes del universo (y no, por ejemplo, sólo del plano de nuestra galaxia.) Imagen: Instrumento BATSE / CGRO / NASA vía Wikimedia Commons.

A finales del siglo pasado y principios de este fue quedando generalmente aceptado que al menos algunos brotes largos se originan en ciertas hipernovas, una cosa parecida a las supernovas, pero todavía más a lo bruto. ¿Y qué son estas supernovas, o hipernovas?

De la muerte de las estrellas.

Todas las estrellas, como nuestro Sol, son básicamente grandes aglomeraciones de hidrógeno (el elemento más común del universo, con mucha diferencia, procedente de la nucleosíntesis primordial) que tienden a colapsar sobre sí mismas por la acción de la gravedad. Conforme «caen sobre sí mismas», hay un punto donde la presión, y con ella la temperatura, son tan altas que el hidrógeno comienza a fusionar en una reacción termonuclear que produce, mayormente, helio y grandes cantidades de energía. Entonces la estrella naciente se agita como en un parto un poco cabrón hasta encontrar un punto de equilibrio entre la gravedad que sigue haciéndola colapsar y toda esa energía que tiende a disgregarla. La mayoría acaban estabilizándose en algún punto de la secuencia principal. Así nace una estrella. Durante su vida, produce también el resto de elementos que conocemos, mediante el proceso de nucleosíntesis estelar. De la nucleosíntesis primordial y estelar salen todos los átomos que nos constituyen, todo lo que somos.

Al igual que tú y que yo, las estrellas no viven para siempre. Conforme van consumiendo su hidrógeno, comienzan a morir. Pero mueren de distintas maneras, dependiendo más que nada de su tamaño. Las más pequeñas, duraderas y corrientes (más del 76,5% de las que hay en el cielo) son enanas rojas (hasta un 40% de la masa de nuestro Sol.) Las enanas rojas van fusionando su hidrógeno muy lentamente, tanto que continúan todas ahí y seguirán durante muchísimo tiempo. Estimamos que muy poquito a poco irán transformándose en enanas azules, blancas y finalmente negras. O sea, que morirán apagándose pacíficamente. Para cuando se apaguen las últimas, este universo habrá dejado ya de producir estrellas nuevas, habrá abandonado la era estelerífera y se adentrará profundamente en la era degenerada, camino de la de los agujeros negros, la era oscura y la muerte térmica. O cualquiera otra de las formas curiosas como desapareceremos. Todas estas cantidades de tiempo se miden en potencias muy altas de diez; lo que comúnmente llamamos eternidad (aunque técnicamente no lo sea ;-) ).

UY Scuti comparada con el Sol

La hipergigante roja variable UY Scuti, a unos 9.500 años-luz, en comparación con nuestro sol. Aunque es la mayor estrella conocida por diámetro y volumen, no es la que tiene más masa; a día de hoy, este honor le corresponde a R136a1, en la Nebulosa de la Tarántula, Gran Nube de Magallanes, a aprox. 165.000 años-luz. Imagen: Wikimedia Commons. (Clic para ampliar)

Luego tenemos, por ejemplo, las enanas naranjas y las amarillas, como nuestro Sol. Estas son más bravitas y aunque viven mucho menos (unos 10.000 millones de años), se niegan a morir sin dar algo de guerra. Cuando una enana amarilla agota el hidrógeno de su núcleo, comienza a expandirse hasta convertirse en una gigante roja durante algún tiempo (este será el momento en que el Sol abrasará definitivamente la Tierra), hasta sufrir un primer estertor bastante violento llamado el flash del helio, porque es el momento en el que empieza a fusionar… eso, helio, mediante el proceso triple-alfa, produciendo carbono. Durante estos fenómenos, la estrella pierde buena parte de su masa original en forma de espectaculares nebulosas planetarias. Al final termina convertida también en una enana blanca, como les ocurría a las enanas rojas del párrafo anterior, y va apagándose poco a poco hasta quedar igualmente reducida a una enana negra por los siglos de los siglos.

Sin embargo, en este universo hay estrellas mucho mayores, como las supergigantes e hipergigantes. Por convención, las supergigantes tienen como mínimo ocho veces más masa que nuestro Sol y las hipergigantes pueden pasar de cien masas solares. Se suponía que hay un límite máximo de 120 a 150 masas solares por encima del cual las estrellas no pueden darse en este periodo de la historia del universo. Sin embargo, ahora sabemos que existen cosas como R136a1, una Wolf-Rayet a la que le estimamos unas 265 masas solares Así que en estos momentos no tenemos muy claro dónde está ese límite máximo, si es que lo hay; creen que esta clase de monstruos son el resultado de la unión de varias estrellas más pequeñas. Por cierto que, hablando de tamaño, estas estrellas con tanta masa no son necesariamente las más grandes en volumen, y de hecho no lo son. Las estrellas más voluminosas, «más grandes» que conocemos son otras distintas, como UY del Escudo o NML del Cisne, que «sólo» tienen unas decenas de masas solares, pero su radio es en torno a 1.700 veces mayor. Si nuestro Sol fuese así, llegaría hasta cerca de Saturno y tanto nosotros como Mercurio, Venus, Marte y Júpiter estaríamos dentro. O, mejor dicho, no estaríamos.

Estas gigantonas viven muy poquito tiempo, apenas unos millones de años, pero no les gusta morirse por las buenas. Tienen la molesta costumbre de irse con unas despedidas francamente violentas a las que llamamos supernovas y, cuando el petardazo es descomunal, hipernovas. Como te decía al principio, expresar la potencia de estas explosiones a escalas humanas es difícil: una supernova normalita es entre 500 y 1.000 cuatrillones de veces más energética que la bomba termonuclear más poderosa que hicimos jamás. Vamos a intentarlo. Imagínate todos los granos de arena de todas las playas de la Tierra. Supón que cada grano de arena es una bomba del Zar. Hazlas estallar todas a la vez. Y ahora multiplícalo por entre 500.000 y un millón. Esa es la energía de una sola supernova común. Cuando explotan, brillan más que toda la galaxia por unos instantes. Y si hablamos de una hipernova, vuélvelo a multiplicar por cien. Además, no se conforman con eso, las jodías. Después, se convierten en una estrella de neutrones o incluso un agujero negro (y no, Stephen Hawking no dijo que los agujeros negros no existan, al menos para los que nos gusta leer las frases completas antes de abrir la boca.)

Jet relativista de la galaxia M87.

El jet relativista que emite la galaxia M87 (el «manchurrón brillante» arriba a la izqda.) captado en luz visible por el telescopio espacial Hubble en julio del año 2000. Estos jets están compuestos por electrones y otras partículas viajando a velocidades próximas a las de la luz, y como puede verse en este caso, pueden ser mucho mayores que la propia galaxia. Este se origina en un agujero negro supermasivo situado en el centro de la galaxia, rodeado por un disco de gas súpercaliente que le entrega constantemente masa para «tragarse.» Los brotes de rayos gamma podrían ser un fenómeno de naturaleza análoga. Imagen: Hubble Heritage Team / NASA. (Clic para ampliar)

Los astrófísicos siguen estudiando los mecanismos exactos que causan estas explosiones fabulosas, pero en general, se sabe que hay al menos dos causas distintas: el embalamiento térmico por ignición rápida del carbono y el colapso gravitatorio del núcleo estelar. Y se ha podido establecer una correlación entre algunas de estas supernovas –o hipernovas– que estallan por colapso gravitatorio y algunos brotes de rayos gamma largos, como GRB 980425 o GRB 030329. Así, los brotes de rayos gamma podrían ser los jets relativistas que se originarían al formarse la estrella de neutrones o el agujero negro, cuando coincide que apuntan directos hacia la Tierra. Esto de los jets relativistas es otra barbaridad cósmica, monstruosas emisiones de materia en estado plasmático a casi la velocidad de la luz que pueden tener cientos de miles de años-luz de longitud. Ya hablaremos de ellos en otro momento.

Según la explicación convencional, que le tomo prestada a la Universidad de Stanford, un brote de rayos gamma funcionaría más o menos así: bien porque una estrella gigantesca agoniza en forma de hipernova, o por la unión de dos objetos muy densos y compactos (como dos estrellas de neutrones), surge un agujero negro. El primer caso produciría los brotes largos y el segundo, los cortos. Los gases que quedan alrededor constituyen un disco de acreción que, al interactuar con el agujero negro, generan por sus «polos» un par de estos jets relativistas de partículas elementales propulsadas a velocidades muy próximas a las de la luz, más rayos gamma de baja energía.

En estos jets ni la presión, ni la temperatura ni la densidad son uniformes, lo que genera ondas de choque internas cuando sus partes más rápidas chocan con las más lentas. Conforme el jet se aleja del agujero negro recién formado, hace también impacto contra el medio interestelar, creando unas nuevas ondas de choque: las «externas.» Estas ondas de choque aceleran las partículas aún más. Pero, al mismo tiempo, las partículas interactúan con los campos magnéticos circundantes, que durante un fenómeno así son muy potentes. Esto hace que pierdan parte de su energía emitiendo fotones mediante radiación sincrotrónica y efecto Compton inverso.

El saldo entre la energía ganada como consecuencia de las ondas de choque y la perdida mediante radiación sincrotrónica determina la energía máxima de los fotones emitidos. Los de más alta energía constituyen el brutal pico de rayos gamma que componen el brote. Los de menor energía darían lugar a la postluminiscencia («afterglow») que se observa después del brote. Es decir, como en este esquema:

Generación de un brote de rayos gamma.

Generación de un brote de rayos gamma. Imagen original: NASA Goddard Space Flight Center. (Clic para ampliar)

El resultado sería algo muy parecido a lo que se ve en este video producido por el Centro Goddard de la NASA:

Sin embargo, el 27 de abril de 2013, detectamos otro muy potente: GRB 130427A, por ahí por la constelación de Leo, a unos 3.600 millones de años-luz de distancia. Su larga duración y su brillo extremo permitieron que nuestros instrumentos más modernos lo registrasen con todo detalle. Y, como decía mi abuelo, se llevó por delante un buen porción de todas estas hipótesis. En esencia, las características de GRB 130427A son incompatibles con la idea de que la postluminiscencia («afterglow») tenga su origen en un fenómeno de radiación sincrotrónica. Con lo cual, al menos esa parte del modelo, y puede que el modelo entero, se nos va a tomar por donde tú ya sabes.

Eta Carinae

Eta Carinae tal como la vio el Telescopio Espacial Hubble, con sus inmensas nubes de materia proyectada que forman la Nebulosa del Homúnculo. En realidad es un sistema binario, pero la estrella que nos puede obsequiar con un brote de rayos gamma próximo es el punto brillante en el centro de la nebulosa. Situada en nuestra propia galaxia, a unos 7.500 años luz, y extremadamente masiva e inestable, podría explotar en forma de hipernova en cualquier momento. :-P Imagen: Nathan Smith (Universidad de California en Berkeley) / NASA. (Clic para ampliar)

¿Te cuento la verdad sencilla? La verdad sencilla es que todavía no lo tenemos claro. Incluso antes de que este GRB 130427A nos diese la sorpresa, no teníamos ningún modelo que explicase todos los brotes de rayos gamma observados. Hay indicios, pistas, correlaciones, opiniones, conjeturas, hipótesis bien fundadas, pero eso es todo. Y en cuanto a los sucesos de ruptura por marea (tidal disruption events), los llamamos así porque nos parece que ocurren cuando un agujero negro supermasivo desgarra y se traga una estrella. Pero sólo nos lo parece. Son fenómenos tan lejanos que nuestros instrumentos actuales todavía no pueden ver bien lo que ocurre antes y después, y mucho menos dentro. Es un poco como intentar deducir el diseño y funcionamiento de un rifle estudiando el sonido de unos disparos remotos.

En general, sabemos que los brotes de rayos gamma están ahí porque son tan energéticos que lo difícil sería no detectarlos. Sí, a mí también me da muchísima rabia no poder contarte cómo funcionan con todo detalle y certeza. ;-) Pero es que precisamente la ciencia, a diferencia del dogma, va de esto: cuando no sabemos algo, lo decimos y seguimos estudiando hasta descubrirlo. Pues, como dijo el matemático David Hilbert: «Debemos saber. Sabremos.»

***

PD1. Según nuestra comprensión actual, la candidata más próxima a obsequiarnos con un brote de rayos gamma (suponiendo que su haz relativista apunte hacia la Tierra) es la gigantesca Eta Carinae, a apenas 7.500 años-luz de aquí, en nuestra propia galaxia. Con más de cien masas solares, esta variable luminosa azul explotará en forma de supernova o hipernova en algún momento del próximo millón de años; el instante exacto es impredecible con nuestro conocimiento presente. De hecho, ya nos envió un recadito en 1841 bajo la forma de una falsa supernova, dando lugar a la Nebulosa del Homúnculo. Hasta sería posible, aunque no se cree probable, que haya estallado ya y el premio gordo venga de camino. :-P Pero hasta donde sabemos, algo así sólo habría ocurrido una vez en toda la historia de la vida, y aunque pudo formar parte de los procesos que dispararon una extinción masiva, no lo hizo por sí solo.

PD2. En cuanto a «supernovas normales» (quiero decir, sin un brote de rayos gamma asociado), la candidata más próxima es IK Pegasi B, a 150 años-luz de aquí, pero es chiquitaja y no se darán las condiciones necesarias para que explote hasta dentro de muchos millones de años. Una más gorda podría ser Betelgeuse, a seiscientos y pico años-luz, pero tampoco es probable que nos vaya a hacer mucho mal. De hecho, parece ser que en torno al año 1.200 (sí, en plena Edad Media) nos arreó una desde la misma distancia y ni nos enteramos. En el hielo antártico hay indicios de otros tres impactos supernóvicos durante los siglos X-XI. Y en los árboles japoneses, señales de un posible brote de rayos gamma corto y próximo que habría ocurrido en torno al año 775, coincidiendo con un cierto «crucifijo rojo» que apareció en los cielos británicos según la Crónica Anglosajona. Aquí seguimos, como si tal cosa. ;-)

PD3. No, por desgracia, lo de la galaxia M31 Andrómeda del pasado 27 de mayo a las 21:24 UTC no fue un brote de rayos gamma. Una pena; imagínate todo lo que habríamos podido aprender de un GRB tan próximo. :-P Pero bueno, a cambio te dejo un bonito video de la NASA, con una simulación por superordenador de cómo dos estrellas de neutrones se desintegran entre sí para formar un agujero negro, lo que es una de las posibles fuentes de brotes de rayos gamma cortos: ;-)

Bibliografía:

Ah, y si te apetece un poco de hardcore del güeno sobre fuentes cósmicas de rayos gamma y otras cosillas por el estilo, pásate por esta parte del blog de la mula Francis. ;-)

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El inquietante superbólido de Chelyábinsk

No hace falta un gran meteorito para matar a una montaña de gente.
Por ejemplo, en mi ciudad o en la tuya.

Una de las cosas importantes que han ocurrido durante este periodo de standby fue el impacto, o más bien la detonación aérea, del superbólido de Chelyábinsk. Seguro que te acuerdas, porque fue muy sonado y sobre todo grabado:

El superbólido de Chelyábinsk se desintegra en la atmósfera terrestre sobre las 09:20 local (03:20 UTC) del 15 de febrero de 2013, a unos 19,16 ± 0,15 km/s (aprox. 69.000 km/h) y 18,3 ± 0,2° de ángulo de incidencia. La desintegración se produjo entre los 83 y los 26 km de altitud, unos 35 km al Sur del centro urbano, liberando de 440 a 590 ± 50 kilotones de potencia explosiva (90 de ellos en forma de luz). La onda de choque fue captada por 17 detectores infrasónicos de la Organización del Tratado de Prohibición Completa de los Ensayos Nucleares, incluso desde la Antártida, y dio varias vueltas a la Tierra antes de disiparse por completo más de un día después.

Trayectoria del superbólido de Chelyabinsk y ubicación de los fragmentos encontrados.

Trayectoria del superbólido de Chelyabinsk y ubicación de los fragmentos encontrados. (Clic para ampliar)

Comenzaremos por algo muy parecido a una perogrullada: la capacidad de una gran explosión aérea para causar daños en tierra, en términos generales, aumenta con su potencia y se reduce con la distancia al blanco (tanto en el plano horizontal como en el vertical). Aunque cabe hacer algunos matices al respecto (como el «efecto escudo» de montañas y colinas o el «efecto espejo» de determinados fenómenos meteorológicos, entre otros), resulta obvio que una explosión muy potente que suceda muy lejos no nos hace nada, mientras que una explosión relativamente pequeña que detone justo al lado puede hacernos polvo. La manera precisa como esto sucede se estudió muy bien durante la Guerra Fría, para aumentar la eficacia destructiva de las armas nucleares; hoy en día tenemos incluso divertidas aplicaciones que lo calculan con bastante exactitud.

Detonación de 455 kt a 10.000 y 1.400 m sobre la ciudad de Valencia, España.

Arriba: Efectos de una detonación de 455 kilotones a 10.000 metros de altitud sobre la ciudad de Valencia. 1ª línea naranja – quemaduras de 2-3º, incendios dispersos (R = 6.160 m). Línea azul – onda de choque de 1 psi, con heridas por cristalería y fragmentos (R = 6.650 m). 2ª línea naranja- quemaduras de 1-2º (R = 12.400 m). Última línea naranja – zona segura (R = 17.600 m). | Abajo: Efectos de la misma detonación a 1.400 metros de altitud. Círculo verde/rojo – área de aniquilación con sobrepresión > 20 psi y radiación directa > 100 – 500 rem (R = 1.780 – 2.240 m). 1ª línea azul – Colapso generalizado de construcciones (5 psi, R = 5.400 m). 1ª línea naranja – Inflamación espontánea de combustibles (15 cal/cm^2, R = 7.570 m). 2ª línea naranja – Quemaduras de tercer grado con probabilidad = 100% (10,8 cal/cm^2, R = 8.840 m). 2ª línea azul – sobrepresión de 1,5 psi, con numerosas heridas graves por cristalería y fragmentos (R = 10.900 m). – 3ª línea naranja – Quemaduras extensas de 2º-3º (R = 11.700 m). – 3ª línea azul – sobrepresión de 1 psi, con heridas por cristalería (R = 12.900 m). 4ª línea naranja – Quemaduras de 1º-2º (R = 15.900 m). – Última línea naranja – zona segura (R = 20.200 m). En el primer caso habría unos centenares de muertos, quizá algún millar; en el segundo, más de 600.000. Fuente: Nukemap v2.4 de Alex Wellerstein. (Clic para ampliar)

Si yo, por ejemplo, hago estallar una bomba de esos mismos 450 kilotones aproximadamente a diez mil metros sobre tu cabeza, vas a tener un círculo de unos 12-13 kilómetros de diámetro con gente quemada (de segundo grado más que nada), heridas por cristalería e incendios dispersos. Te encontrarás quemados de primer grado hasta los 17,5 km, con algún que otro muerto porque le ha caído una pared vieja encima y cosas así. Seguramente se irá la luz, habrá reventones en las conducciones de agua y alcantarillado y tendrás algo de radiación residual en el ambiente (las explosiones nucleares aéreas son mucho más limpias que las de superficie porque no levantan y esparcen grandes cantidades de material contaminado). Todo ello sin duda suficiente para que te acuerdes de toda mi parentela hasta el último antepasado común por lo menos, pero según a la hora del día en que te la meta (y, por tanto, lo a cubierto que esté tu población), puede que ni siquiera mate mucho. Tu ciudad sobrevivirá bastante bien y probablemente en unas décadas estaremos haciendo negocios y celebrando el Día de la Memoria con lagrimitas de los embajadores respectivos y esas cosas. Lo de Hamburgo, Dresde, Tokio, Hiroshima o Nagasaki fue mucho peor y ya ves.

En cambio, si te enchufo el mismo petardo a 1.400 metros de altitud, los resultados van a ser un pelín distintos. Para empezar, los primeros dos kilómetros y medio alrededor de tu centro urbano van a resultar literalmente aniquilados y tendrás problemas para encontrar supervivientes en otros tantos más. Buena parte de los edificios se derrumbarán en cinco kilómetros a la redonda y los demás echarán a arder porque los combustibles del tipo de la gasolina o el gas se inflaman hasta los 7,5 km (aprox. 15 cal/cm2), ocasionando grandes incendios y quizá una tormenta de fuego. Vas a encontrarte muchos quemados graves de segundo y tercer grado a 10 km y personas descuartizadas por los cristales a más de 11 (un diámetro de 22 km). Nadie estará seguro hasta los 20 km de distancia del eje de la explosión, y luego empezaremos a hablar de la contaminación radiactiva. Pero de buen rollito, ¿eh?

Si tu ciudad es más o menos del tamaño de la mía, dependiendo de la fecha y la hora, con ese pepinazo de medio megatón voy a hacerte como unos 625.000 muertos y 350.000 heridos. Si se parece más bien a París, Nueva York, Moscú, México DF o Pekín, cuenta con un millón y medio de muertos y de dos a cuatro millones de heridos, ascendiendo a 2-3 millones de muertos y casi cinco millones de heridos en monstruos urbanos como Shanghái o Delhi. Por el extremo contrario, si se trata de una localidad mediana o pequeña, bueno, morirá menos gente, pero por la única razón de que una vez os he matado a todos ya no puedo cargarme a nadie más. Vamos, que resultaríais erradicados.

Hoy por hoy, ya no solemos desplegar bombas tan potentes. Estos son tiempos de supresión selectiva, exterminio quirúrgico y esas moderneces; para los genocidios, el machete sale más económico y siempre encuentras a justicieros con ansias de darle su merecido a unos cuantos millones de prójimos. Por lo demás, hoy en día montar cabezas nucleares muy potentes se considera un signo de atraso: no confías en la precisión de tus misiles, así que aseguras la destrucción del blanco por la vía del petajulio. Estás anticuado. O eso dicen.

Sin embargo, Mamá Naturaleza pasa monumentalmente de tales sutilezas. Y puedes jurar por tu dios favorito que los cuerpos menores del sistema solar, al igual que los terremotos, los volcanes, los tsunamis, la peste negra, la viruela o la toxina botulínica, son perfectamente naturales. En el caso de los cuerpos menores, que incluyen a los asteroides, los cometas, los meteoroides y otros objetos capaces de hacer que el cielo caiga sobre nuestras cabezas, no hay un límite bien definido para la cantidad de energía de esa tan natural con que pueden bendecirnos.

Sabemos que en este sistema solar no quedan cosas amenazadoras tan grandes como Tea. Las que hubo, ya hicieron lo suyo muchísimo tiempo atrás. En la actualidad, los objetos próximos a la Tierra más grandes que hemos detectado son los asteroides (1036) Ganymed y (433) Eros, ambos en la escala de los treinta kilómetros, mayores que el que mató a los dinosaurios. Sin embargo, ninguno de estos parece estar en ruta de colisión con nuestro planeta, por mucho. Entre los que sí podrían hacerlo alguna vez rondan por ahí tipos como el objeto doble (4179) Tutatis(4953) 1990 MU, en el rango de los 3-4 kilómetros, ambos más pequeños que el de los dinos. Sin embargo, sus probabilidades de impacto son muy, muy bajas y muy lejanas en el futuro.

El asteroide (4179) Tutatis fotografiado por la sonda espacial china Chang'e-2.

El asteroide (4179) Tutatis fotografiado por la sonda espacial china Chang’e-2 en diciembre de 2012. Tiene un tamaño de 4,5 × 2,4 × 1,9 km y ha estado pasando relativamente cerca de la Tierra cada 4 años (la próxima vez le toca en 2016, pero luego no volverá a hacerlo hasta 2069.) Por este motivo, su órbita ha sido cuidadosamente calculada y carece de la posibilidad de topar con la Tierra en muchos siglos. Imagen: Administración Nacional del Espacio de China.

Hasta hace poco se pensaba que el asteroide (29075) 1950 DA tenía una buena posibilidad de atizarnos allá por el año 2.880, cuando –si seguimos por aquí y progresando más o menos al mismo ritmo histórico que hasta ahora– probablemente seremos capaces de apartarlo con facilidad. En todo caso, parece que esta posibilidad ha quedado excluida mediante mediciones más recientes. Por otra parte, los distintos sistemas de alerta planetaria (LINEAR, NEAT, Spacewatch, LONEOS, Catalina, Pan-STARRS, NEOWISE, etc) creen haber detectado ya más del 90% de los objetos mayores de un kilómetro que pudieran caernos encima y ahora van a por los de 140 metros. Aunque siempre existe alguna incertidumbre, es difícil que se nos haya escapado algo verdaderamente grande. En estos momentos, no hay nada que llegue ni siquiera al nivel 1 ni en la escala de Turín ni en la escala técnica de Palermo. Vamos, que no parece que el apocalipsis improbable ese en el que creen algunos vaya a venir de los cielos.

Sin embargo, a mí los que me inquietan son precisamente los pequeños; pequeños como Tunguska o Chelyábinsk. Porque apocalipsis, lo que se dice apocalipsis, va a ser que no; pero para arrearnos un guantazo megaletal en alguna región densamente habitada no hace falta medir un kilómetro. Ni siquiera 140 metros. Puede que el de Tunguska no superara los 60 metros (aunque algunos sugieren un tamaño considerablemente mayor de 90 a 190 e incluso 1.000, si bien con una densidad muy baja) y liberó entre 3 y 20 megatones de una manera notoriamente destructiva. El bólido de Chelyábinsk nos ha confirmado que un objeto de unos 20 metros puede producir fácilmente 440 – 590 kilotones, en torno al medio megatón. Por fortuna lo hizo a tanta altitud y distancia de las áreas más pobladas que, pese a los innumerables cristales rotos y la gran cantidad de gente que sufrió cortes diversos, sólo dos personas resultaron heridas de gravedad.

En un área más poblada, con un objeto que estallase más cerca e incluso llegara al suelo, difícilmente discutiremos que un fenómeno de estas características causaría gran mortandad y devastación. Existe incluso un posible precedente histórico, en China. Con todas las precauciones que exigen siempre los documentos antiguos, hay al menos cuatro escritos del periodo Ming hablándonos de unas «piedras que cayeron del cielo como lluvia» en el área de Quinyang allá por marzo o abril del año 1490. Al parecer, mataron a más de 10.000 personas y los supervivientes evacuaron la ciudad. Más o menos por las mismas fechas, el impacto de Mahuika provocó un megatsunami que obligó a huir a las poblaciones costeras de lo que hoy en día son Australia y Nueva Zelanda, matando a quién sabe cuántas que no lo lograron. No son pocos quienes piensan que ambos sucesos están relacionados y de hecho podrían ser el mismo.

Y, amigo mío, amiga mía, esos objetos pequeños están en estos momentos fuera del alcance de ¿nuestra tecnología? No, no, qué va. De nuestras ganas de gastar pasta. Por supuesto que podríamos detectarlos si nos pusiésemos a ello, al menos con tiempo suficiente para cursar una alarma de defensa civil a las poblaciones en peligro, igual que se hace con los tsunamis. Pero no nos da la real gana. Hay otras prioridades.

El asteroide 2008 TC3 detona sobre el Desierto de Nubia, Sudán, en imagen tomada por el satélite Meteosat-8.

El asteroide 2008 TC3 detona sobre el Desierto de Nubia, Sudán, en imagen tomada desde el satélite Meteosat-8 después de que fuera descubierto por el Catalina Sky Survey. Con un diámetro de 4,1 metros, penetró en la atmósfera a las 02:46 UTC (05:46 local) del 7 de octubre de 2008, liberando entre 0,9 y 2,1 kilotones. Fue la primera vez en que se detectó un objeto en rumbo de colisión con la Tierra antes de que se produjese el impacto (19 horas antes.) Imagen: © EUMETSAT – Organización Europea para la Explotación de Satélites Meteorológicos. (Clic para ampliar)

El caso es que se nos cuelan constantemente. De los impactos en lo que llevamos de siglo XXI, sólo dos se detectaron con alguna antelación. El primero fue 2008 TC3, una rara ureilita de unos cuatro metros, que estalló a gran altitud sobre el desierto de Nubia, Sudán, en torno a las 05:46 AM del 7 de octubre de 2008, hora local (02:46 UTC); la explosión liberó entre uno y dos kilotones. Fue observada 19 horas antes de que llegase a la Tierra por Catalina de la Universidad de Arizona, Estados Unidos, y luego trazada por una diversidad de sistemas civiles y militares hasta su desintegración. Los científicos pudieron recuperar los restos en el área de impacto, proyectada con notable precisión.

El segundo es mucho más reciente: 2014 AA, con un tamaño similar al anterior. Se desintegró sobre una región remota del Atlántico Central a las 04:02 del 2 de enero de 2014. Lo descubrieron 21 horas antes del impacto en otro observatorio de Catalina (sí, los amerikantsy son los únicos que parecen tomarse todo esto verdaderamente en serio; a cada uno, lo que le toca.) Hubo explosión, captada (como muchas otras) por los detectores infrasónicos del Tratado de Prohibición de Ensayos Nucleares, pero tan lejana que no se pudo cuantificar la potencia. En todo caso, con 19 y 21 horas de antelación, habría dado tiempo de proteger, evacuar o al menos alertar a la gente si se hubieran dirigido a regiones habitadas. ¿Ves cómo sí que podemos?

Lamentablemente, son los únicos. No hay medios para escudriñar el suficiente cielo durante el suficiente tiempo. En 2002 se nos colaron los de Vitim (Rusia) y el Mediterráneo Oriental, este último con la potencia de la bomba de Nagasaki. En 2009 el de Sulawesi (Indonesia), que también liberó entre 10 y 50 kilotones. En 2012 el de Sutter’s Mill, sobre California (Estados Unidos) con 4 kilotones. En 2013, el de Chelyábinsk, con su potencia explosiva en la categoría de un misil balístico intercontinental, por fortuna dispersada a gran altitud. Alguno que no nos dio sólo lo detectamos cuando ya se iba, como 2002 MN, con 73 metros de diámetro. 73 metros bastan para generar varias decenas de megatones.

Por simple probabilidad, estos objetos tienden a hacer impacto en zonas despobladas porque la mayor parte de la Tierra está, básicamente, deshabitada. Mares y océanos cubren más del 70% de su superficie. Los desiertos fríos y cálidos suponen una tercera parte de las tierras emergidas. Hay regiones inmensas, como la Rusia Asiática, con muy pocos habitantes. Sin salir de España, en el donut situado entre las costas y Madrid no son raras las densidades de población por debajo de veinte e incluso de diez habitantes por kilómetro cuadrado. Los humanos tendemos a concentrarnos en unas áreas determinadas por una diversidad de razones socioeconómicas e históricas, así que la mayoría de cosas que ocurren en la Tierra no nos dan, o nos dan relativamente poco.

Fragmento del meteorito de Chelyábinsk recuperado en el lago Chebarkul.

Fragmento del meteorito de Chelyábinsk recuperado en el fondo del lago Chebarkul, a unos 70 km de la ciudad. Se trata de una condrita LL (baja en hierro y metales), menos común que las condritas H (altas en hierro) que he utilizado para ilustrar el impacto de este post. Imagen: © RT.

Pero por ese mismo motivo, existen algunas regiones donde la densidad de población es muy alta, a veces extremadamente alta. En el Sur de Asia viven 400 personas por kilómetro cuadrado. En Europa Occidental hay países que superan las 300 e incluso se acercan a 500, como Holanda. Lo mismo ocurre en algunos estados norteamericanos. Bangladesh roza los mil. El área metropolitana de Madrid los supera. La de Tokio anda por 9.000.

Y un día de estos, podemos encontrarnos con uno malo. Digamos una condrita, que son los más comunes, de entre 50 y 150 metros de diámetro, con una masa en el orden de los dos millones de toneladas. Que estalle a baja altitud sobre una región densamente habitada, o incluso llegue a entrar en contacto con la superficie, entera o a cachos. Como suele decirse, la cuestión no es si esto sucederá, sino cuándo: antes o después de que aprendamos a detectarlos y tomar medidas al respecto. Si es antes, lo vamos a lamentar. Entre otras razones, porque esa región densamente habitada puede ser la tuya, o la mía.

Internet está llena de aplicaciones de esas divertidas para romper cosas. Como antes ya vimos una para calcular explosiones atómicas, ahora vamos a suponer que nuestra condrita llega a golpear el suelo y utilizaremos esta otra de la Universidad Purdue y el Imperial College de Londres. Digamos que tiene cien metros de diámetro, con una densidad normal para las condritas de 3.300 kg/m3, y llega a la misma velocidad que el de Chelyábinsk: aproximadamente 19,2 kilómetros por segundo. Pero esta vez va a entrar con un ángulo más acusado: 45º. Para que no se me enfade nadie imaginaremos también que atiza justo aquí al lado de mi casa, en Valencia, cuyo suelo es esencialmente sedimentario.

Efectos del impacto de una condrita de 100 m de diámetro en la ciudad de Valencia.

Efectos del impacto de una condrita de 100 m de diámetro en la ciudad de Valencia, con indicaciones de sobrepresión. Círculo negro: cráter de impacto, 480 -> 360 metros de profundidad. Círculo sobre 20 psi (138 kPa): destrucción total, incluso de las estructuras reforzadas de hormigón armado; mortalidad del 100%. Círculo de 20 a 10 psi (69 kPa): destrucción generalizada de las estructuras residenciales, industriales y análogas; mortalidad superior al 90%. Círculo de 10 a 3 psi (>20 kPa): daños, lesiones y mortalidad entre el 5% y el 90% por derrumbamientos y proyectiles. Círculo de 3 a 1 psi: daños, lesiones y mortalidad dispersa (< 5%) por pequeños derrumbamientos y proyectiles. Mapa: © Google Maps. (Clic para ampliar)

Este objeto llega con una energía de unos 76 megatones. Sin embargo, al penetrar en la atmósfera terrestre, comienza a fragmentarse y ralentizarse. Se rompe a aproximadamente 53.000 metros de altitud y llega a tierra menos de cinco segundos después en pedazos que aún viajan a 8,9 km/s, o sea 32.000 kilómetros por hora, más de seis veces más rápidos que la bala más veloz. La energía efectiva de impacto son 16,2 megatones, por encima de Castle Bravo.

A menudo los meteoritos hacen impacto de buena mañana, o sea entre la medianoche y el mediodía. Este curioso hecho se debe a que el «lado matutino» de la Tierra coincide con el sentido de avance alrededor del Sol y los meteoritos no suelen «caer» realmente, sino que más bien los embestimos nosotros. Un objeto celeste tiene que traer una trayectoria un poco peculiar para darnos por detrás, en el «lado vespertino.» Sucede, pero menos. Así que supondremos que el impacto se produce en torno a las cinco o las seis de la mañana, cuando los niños aún duermen. Por piedad, y eso.

Se formaría un cráter momentáneo de 1.360 metros de diámetro y 480 de profundidad. En mi zona eso es un diámetro de unos veinte bloques de edificios, más buena parte del casco histórico. Ahí dormimos o nos estaríamos levantando unas 75.000 personas, que resultaríamos pulverizadas al instante junto con nuestras viviendas. Después los bordes del cráter colapsarían hasta alcanzar los 1.700 metros de diámetro, donde pueden residir fácilmente otras 25.000. Ya tenemos los primeros cien mil muertos.

Pero la catástrofe no ha hecho más que comenzar. En los impactos con una velocidad final inferior a 12 km/s no se produce esfera ígnea (fireball) ni efectos térmicos significativos (una diferencia notable con las armas nucleares o los impactos a mayor velocidad), así que vamos a evitarnos buena parte de los quemados. Por el contrario, la onda de choque es brutal, con una sobrepresión superior a las 20 psi (aprox. 138 kilopascales) en cinco kilómetros y pico a la redonda. Esta es la sobrepresión que se considera necesaria para derribar o dañar irrecuperablemente las construcciones sólidas de hormigón reforzado, matando a todo el mundo. Ese círculo de 10 km de diámetro cubre la ciudad de Valencia entera más media docena de localidades periféricas. Eso suma unos 900.000 muertos en los primeros quince segundos. Olvídate de la horchata de Alboraia. (En Madrid, por ejemplo, equivaldría al perímetro de la M-30; y en Barcelona, al círculo de Hospitalet de Llobregat a Sant Andreu, pasando por Horta-Guinardó).

Sin embargo, 10 psi (69 kPa) suelen ser suficientes para reventar los edificios corrientes y sacar a todos los que hay dentro a cachos por las ventanas. Con nuestro meteorito, este efecto se extendería hasta los 7,5 km, barriendo buena parte del área metropolitana de Valencia hasta más o menos el aeropuerto de Manises en unos veintitrés segundos. (En Madrid sería el círculo de la M-40 y en Barcelona, desde Cornellà hasta Santa Coloma) Por ahí comenzarías a encontrar a los primeros heridos, graves.

Impacto de cristal sobre pared de cemento a 2.200 metros de la detonación de Hiroshima (aprox. 3 psi.)

Esto es lo que le hizo un trozo de cristal a una pared de cemento situada a unos 2.200 metros de la detonación de Hiroshima (sobrepresión estimada en ese punto: 3 psi; velocidad del viento: 165 km/h). Imagínate lo que pasa si le da a una persona. Objeto: Museo Memorial de la Paz de Hiroshima.

La mortandad y los derrumbamientos generalizados se extenderían hasta los catorce kilómetros de distancia, cuando el pico de sobrepresión cae por debajo de las 3 psi (20,7 kPa). Zonas residenciales como las de Torrent o La Cañada, con sus chalés de no muy alta resistencia y sus bosquecillos listos para convertirse en proyectiles, se encuentran en esta zona. Más allá hallarías sobre todo heridos por cristalería y el colapso de construcciones viejas o de pobre calidad, como muros o cosas así, igual que en Chelyábinsk. Sin embargo, ese círculo mortífero de catorce kilómetros de radio cubre gran parte del área metropolitana de Valencia, donde vivimos aproximadamente 1.600.000 personas. Según los datos que estamos manejando, hablaríamos de como un millón de muertos y otros 300.000 heridos o así, suponiendo que no atice en plenas Fallas o algo por el estilo. Es decir, una matanza cuatro veces mayor que la del tsunami del Océano Índico de 2004, comparable a la del genocidio de Ruanda. En menos de un minuto.

He elegido Valencia no sólo para que no se me enfade nadie (o se me enfaden todos mis vecinos), sino también porque es una ciudad mediana bastante característica. No es el peor caso imaginable. En Valencia hay áreas de intensa urbanización mezcladas con otras menos densas e incluso zonas de –lo que va quedando de– huerta. Además, es un territorio llano, lo que facilitaba los cálculos. :-P Pero vamos, que no quería ponerme tremendista del todo y tal. Evidentemente, el caso peor sería un impacto de estas características en o sobre una gran conurbación densa y muy poblada, donde nos iríamos a los tres o cuatro millones de muertos.

No sólo eso. Si el efecto físico de las grandes explosiones en o sobre las áreas habitadas está muy bien estudiado a raíz de la Guerra Fría, su impacto socioeconómico sobre la economía regional y nacional es menos conocido. Por los bombardeos estratégicos de la Segunda Guerra Mundial y otras grandes catástrofes sabemos que se produce un intenso empobrecimiento de las comarcas circundantes y una caída más o menos proporcional del PIB nacional. En todo caso, una catástrofe de primera división.

Se puede aducir que la probabilidad de un impacto de estas características es baja. Es cierto: en toda la historia escrita, sólo parece haber ocurrido en ese caso chino que te contaba más arriba. Sin embargo, es una probabilidad real. No para dejar de dormir por las noches, pero tampoco para tomársela en broma, porque un posible millón de muertos no son ninguna broma. A mí, al menos, me resulta preocupante.

Y cabreante, porque los programas para detectar estos cuerpos celestes con tiempo para alertar o evacuar a la población no son realmente caros. El Catalina Sky Survey que he mencionado varias veces a lo largo de este post como uno de los mejores detectores de objetos peligrosos en la actualidad consume un presupuesto anual de poco más de un millón de dólares, por cuenta de la NASA. Sí, unos 750.000 euros, una miseria. El más ambicioso Pan-STARRS requiere unos diez millones de dólares al año. Para cualquier economía desarrollada, calderilla ínfima. Evitaré las comparaciones con los salvamentos de bancos, autopistas y demás por no hacerme mala sangre. El caso es que aquí estamos, abiertos de patas ante lo que el cosmos nos quiera mandar, porque así están las cosas y por lo visto nos parece bien.

Daños causados por el superbólido de Chelyábinsk en el Teatro Dramático de la ciudad.

Daños causados por el superbólido de Chelyábinsk en el Teatro Dramático de la ciudad. En total, 1.491 personas necesitaron asistencia médica por causa de los cristales, entre ellas 311 menores de 14 años; hubo que hospitalizar a 112. Una mujer de 52 años tuvo que ser trasladada a Moscú con lesiones espinales. Foto: Nikita Plekhanov vía Wikimedia Commons.

 

La profesora Yulia Karbysheva de Chelyábinsk.

La profesora Yulia Karbysheva (en la foto), al ver el potentísimo destello en el cielo, mandó a sus 44 alumnos de 4º de Primaria en la escuela nº 37 de Chelyábinsk «agacharse, cubrirse y mantenerse» bajo los pupitres (lo que en EEUU llaman «duck and cover», la maniobra estándar de protección básica de emergencia en caso de ataque nuclear). Cuando llegó la onda de choque ninguno de sus alumnos resultó herido pero ella, que se había quedado en pie, sufrió varios cortes que le afectaron a un tendón. Por fortuna, se recuperó de sus lesiones. Foto: © Agencia Dostup1, Rusia.

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La casi-máquina del tiempo del Dr. Krásnikov (con entrevista al Dr. Krásnikov)

Máquinas del espaciotiempo

Aspecto hipotético de un agujero de gusano conectado con otro universo o con otro punto de este universo, por el que una nave espacial podría transitar. Imagen: NASA. (Clic para ampliar)

Aspecto hipotético de un agujero de gusano conectado con otro universo o con otro punto de este universo, por el que una nave espacial podría transitar. Imagen: NASA. (Clic para ampliar)

¿Quién no ha soñado alguna vez con viajar en el tiempo o con atravesar un portal en dirección a mundos remotos? A los ojos de mucha gente, esto son sólo fantasías o argumentos para historias de ciencia-ficción. Y sin embargo existen algunas personas, en las fronteras más inhóspitas de la física teórica, que estudian estas cuestiones en serio. Así, se convierten en los pioneros de la humanidad futura. Cuando Pitágoras o algún primo suyo dedujo que la Tierra era redonda, o cuando Eratóstenes de Cirene calculó su circunferencia, tampoco parecía que estos conocimientos tuvieran muchas utilidades prácticas: imagina dónde estaríamos ahora sin tales descubrimientos. O si Euclides de Alejandría o Apolonio de Perga hubieran dejado de ser geómetras cuando les preguntaron para qué servían todos esos dibujitos. Y si Maxwell hubiera considerado que eso del electromagnetismo no servía para gran cosa, la electrónica y las telecomunicaciones no habrían surgido jamás. Así funcionan las cosas: primero surge la ciencia pura, después viene la aplicada y finalmente se desarrolla la tecnología. Superada la Edad Media, sin ciencia pura, no hay tecnología ni progreso digno de mención.

Todo lo que somos capaces de hacer ahora mismo se origina en las cosas que pensaron los teóricos de hace decenas, cientos e incluso miles de años. Todo lo que hagan las generaciones futuras se sustentará en las cosas que piensen los teóricos de hoy en día. Una sociedad, una especie que renunciase a la ciencia teórica y a la especulación científica quedaría estancada para siempre, incapaz de avanzar, de evolucionar. Esas personas que estudian las cosas que aparentemente no sirven para nada son, en cada momento de la historia, los pioneros de las gentes que vendrán. Caminamos sobre los hombros de gigantes, y todo eso.

Permíteme presentarte a uno de estos pioneros: Sergei Krásnikov. Sergei Krásnikov es doctor en Física y trabaja actualmente como investigador en el Observatorio Astronómico Central de Pulkovo. Es experto en relatividad general, teoría cuántica de campos en espaciotiempos curvos y astrofísica de partículas, ¡casi ná!

La cosa no acaba ahí. En 1995, causó un impacto notable sobre la comunidad científica al proponer el tubo o metro de Krásnikov, una especie de agujero de gusano cuyos extremos se encuentran desplazados en el espacio pero también en el tiempo. Este tubo es una distorsión espaciotemporal que podría crearse de manera intencionada para viajar en el tiempo y también por el espacio a velocidades (no-locales) superiores a la de la luz. Utilizando uno de estos tubos, tendrías que viajar a tu destino por medios convencionales, pero podrías regresar a casa poco después de tu partida. Por ejemplo: sales de la Tierra en el año 2100, llegas a otro sistema solar en el 2700, y sin embargo regresas a la Tierra siendo aún el 2120. Extraño, ¿eh? Además, el Dr. Krásnikov ha trabajado también en un modelo de agujeros de gusano que podrían sostenerse a sí mismos, obteniendo así algo muy parecido a las puertas estelares estables. Vamos, que don Sergei no pierde el tiempo, ese que estudia tan profundamente, con cosillas de tres al cuarto. ;-)

El doctor Sergei Krasnikov. Foto: Alexander Friedmann Laboratory for Theoretical Physics.

El doctor Sergei Krasnikov, investigador del Observatorio Central de Pulkovo, Rusia. Foto: Alexander Friedmann Laboratory for Theoretical Physics.

A pesar de todo ello, el doctor Krasnikov resulta ser una persona de lo más amable y accesible, que no ha puesto ningún inconveniente en contestar a algunas preguntas sobre su trabajo para la Pizarra de Yuri. Gracias a eso, puedo ofrecerte hoy la siguiente entrevista exclusiva con una de las personas que más saben del mundo en materia de viajes no convencionales por el espaciotiempo. Él nos lo va a contar mucho mejor de lo que jamás sabría hacerlo yo:

El metro espaciotemporal de Krásnikov.

Muchas gracias por su valioso tiempo. ¿Cómo es la vida cuando los extremos más exóticos del conocimiento y de la realidad constituyen su pan de cada día?

La respuesta corta: interesante. La respuesta larga daría para un libro: «De consolatione physicae».

Dr. Krásnikov… ¿qué es un tubo de Krásnikov? :-)

Toma el espaciotiempo de Minkowski y ponle un sistema de coordenadas (esto es necesario para dar sentido a las palabras «cerca» y «lejos»). A continuación, sustituye una región de este espaciotiempo plano por otra que sea curva. Esta región se llama tubo de Krásnikov si reúne las siguientes condiciones:

1. Se encuentra por completo en el futuro desde el origen de coordenadas O (o sea, se puede decir que aparece debido a algo que sucedió en O).

2. En el futuro de O hay un punto muy distante (desde O) al que llamaremos D, que se encuentra al mismo tiempo en el pasado de un punto P muy próximo a O (por tanto, lo que describo es una «casi-máquina del tiempo»).

Así pues, hay una curva de tipo tiempo (la línea de universo de una nave espacial) que comienza en O (por ejemplo, la Tierra en el año 2100), pasa por D (por ejemplo, Deneb en el 2700) y vuelve a casa en P (la Tierra en el 2120).

Representación en 2 dimensiones de un agujero de gusano (clic para ampliar).

Un agujero de gusano es una característica topológica hipotética del espaciotiempo permitida por la Relatividad General, que en esencia constituría un "atajo" a través del mismo (aunque también podría formar un "alargamiento" o un "callejón sin salida"). Se considera generalmente que los agujeros negros realmente atravesables requerirían materia exótica con densidad de energía negativa para estabilizarse. (Clic para ampliar).

¿Qué relación tiene con los agujeros de gusano?

Se podría hacer un truco similar –regresar de Deneb antes de llegar allí, según un reloj terrestre– utilizando un agujero de gusano. La diferencia crucial es que para construir un tubo de Krásnikov no necesitas cambiar la topología del espaciotiempo.

Entonces, usando un tubo de Krásnikov sería verdaderamente posible viajar en el tiempo además de por el espacio, ¿no?

Errrr… ¡depende de lo que entiendas por «viajar en el tiempo»!

¿Qué aspecto tendría un tubo de Krásnikov para un observador externo?

El tubo es un cilindro creciente. Uno de sus extremos estaría cerca de la Tierra y el otro seguiría a la nave espacial. El cilindro está vacío por dentro, pero sus paredes son MUY densas. Este cilindro es el pasadizo por donde el viajero regresa a casa.

Tengo entendido que hace falta viajar a velocidades próximas a las de la luz por dentro del tubo para que el efecto se produzca, ¿es así?

Simplemente, no tiene sentido utilizar este tubo para un viaje intergaláctico a menos que te muevas a velocidad relativista con respecto a la Tierra (en el ambiente del espacio de Minkowski). De lo contrario, el viaje requeriría una cantidad de tiempo prohibitivamente grande para el piloto.

¿Que se vería o se sentiría durante un viaje así? ¿Sería peligroso?

Tendrías que viajar a velocidad relativista a lo largo de un corredor MUY estrecho. Creo que es extremadamente peligroso.

Dr. Krásnikov, imagínese por un momento que fuera usted un escritor de ciencia-ficción. ¿Cómo describiría la ingeniería de un tubo de Krásnikov?

Me sentiría libre para escribir casi cualquier cosa. El tubo es sólo un ejemplo (tan simple como es posible) que ilustra el concepto de «viaje hiper-rápido» y su posibilidad. El método real para realizar viajes interestelares, si aparece algún día, seguramente será muy diferente.

Everett y Roman de la Universidad Tufts han dicho que dos tubos de Krásnikov dispuestos en sentidos opuestos crearían bucles temporales y violaciones de la causalidad. ¿Es esto correcto?

No mucho. Pasa lo mismo que con los agujeros de gusano. Si tienes dos tubos (o dos agujeros de gusano), puedes INTENTAR construir una máquina del tiempo con ellos. Tus posibilidades de tener éxito constituyen una pregunta abierta: habrá siempre un momento en que el universo «elija» entre dar lugar a una máquina del tiempo o a una «singularidad cuasi-regular». Hoy por hoy no podemos ni influir en esta «decisión», ni predecirla.

Leí en algún sitio que los tubos de Krásnikov podrían crear un Anillo Romano. ¿Qué es un Anillo Romano? ¿Qué implicaciones tiene para su metro espaciotemporal?

No, no veo ninguna relación obvia entre estos objetos. No sé a qué se referiría el autor. El Anillo Romano, según yo lo entiendo, es un sistema de agujeros negros que presumiblemente puede estabilizar el horizonte de Cauchy de una máquina del tiempo emergente.

El "portal" de la serie de ficción Stargate SG-1.

Los "portales" o "puertas estelares" habituales en la ficción (como este de la serie televisiva Stargate SG1) no están prohibidos por la Relatividad General y podrían ser realizables en la práctica. Pero, hoy en día, no sabemos cómo.

Las puertas estelares de Schwarzschild-Hawking.

Dr. Krásnikov, usted ha propuesto también algunas cosas muy interesantes sobre los agujeros de gusano en general. Se considera generalmente que para crear y estabilizar un agujero de gusano atravesable harían falta inmensas cantidades de materia-energía negativa. Sin embargo, según tengo entendido, usted ha sugerido que el propio fenómeno podría producir esta materia-energía negativa y por tanto se convertiría en un agujero de gusano atravesable autosostenido: algo muy parecido a una puerta estelar. ¿Es esto correcto? ¿Cómo sería posible?

La idea no es mía (según a mí me consta, es de Sergei Sushkov). Su esencia es muy simple: dado que el espaciotiempo en un agujero de gusano está curvado, el vacío siempre está «polarizado» ahí. En otras palabras: debido a los efectos cuánticos, un agujero de gusano nunca está vacío, sino lleno con alguna clase de «materia». Las propiedades de esta materia no están limitadas por las condiciones clásicas (como la exigencia de que la densidad de energía sea positiva), y están determinadas (entre otras cosas) por la forma del agujero de gusano.

Por tanto, todo lo que necesitarías (si supieses cómo crear un agujero de gusano, en primer lugar) es encontrar una forma tal que la materia producida por estos efectos cuánticos sea exactamente la misma que haría falta para mantener el agujero de gusano. Durante un tiempo pensé que había descubierto la forma necesaria para un agujero de gusano autosostenido estático. Después, sin embargo, encontré un error en mis cálculos. Así que abandoné la exigencia de que el agujero de gusano tuviera que ser estático y busqué una forma que se limitara a permitir que fuera atravesable.

Resultó que el agujero de gusano más simple (que es inicialmente la solución de Schwarzschild) posee ya esta propiedad. La famosa radiación de Hawking impide que colapse durante tiempo suficiente como para permitir que un viajero lo atraviese.

Pero seguiría haciendo falta una cantidad inicial de materia-energía negativa, ¿no?

No. Estoy hablando de agujeros de gusano «naturales» que presumiblemente aparecieron en el universo temprano. Su entorno no fue determinado por una «civilización avanzada» que hubiera podido alimentarlos con materia a su albedrío.

¿Qué aspecto tendría uno de esos «agujeros de gusano autosostenidos de Krásnikov»? ¿Cómo sería el viaje? ¿Correrían peligro los viajeros?

Son más bien «agujeros de gusano autosostenidos de Schwarzschild-Hawking». Tendrían el mismo aspecto que un agujero negro corriente salvo por el hecho de que un viajero, después de intersecar su «horizonte«, dispondría de algún tiempo para alcanzar el otro extremo y salir de él por su otra región asintóticamente plana. Por supuesto, este viaje sería peligroso: si el viajero no es lo bastante veloz, resultará aplastado por la singularidad.

Dr. Krásnikov… ¿qué es el tiempo?

¿Qué es la longitud? ¿Qué es la anchura?

¿Y el espacio?

De hecho, no hay nada tan misterioso en los conceptos de espacio y tiempo (al menos, mientras nos mantengamos dentro de la física clásica). Quizás sea difícil explicar rigurosamente estos conceptos a un niño de seis años, pero cualquier estudiante de segundo curso de carrera es capaz de comprenderlos. Describimos (con éxito) nuestro universo mediante ciertos objetos geométricos: es el espacio de Minkowski en la Relatividad Especial, o el espaciotiempo en la Relatividad General. En la física newtoniana es el producto de un espacio euclídeo tridimensional por una línea real. Y al aplicarlos a esos objetos, palabras como «espacio», «tiempo» y demás tienen un significado claro y riguroso.

¿Y el espaciotiempo? ;-)

Pienso que es una variedad Hausdorff paracompacta, suavemente conectada, de cuatro dimensiones, provista con una métrica de Lorentz suave orientada en el tiempo.

¿Cómo demonios se puede deformar el espaciotiempo? La gente no entiende esto…

¡Esa es una buena pregunta! Sorprendentemente, conocemos una parte de la respuesta. Y la respuesta, llamada Relatividad General, es que CUALQUIER espaciotiempo no vacío está curvado. En cada punto, su curvatura está relacionada con las propiedades de la materia en ese punto, y específicamente con su presión y densidad de energía, a través de las ecuaciones de Einstein.

 

Albert Einstein, que desarrolló la Teoría de la Relatividad.

S. V. Krásnikov: "Es muy sencillo: todas las cuestiones sobre el tiempo, el espacio, el origen del universo, etc. son pura Relatividad General" desarrollada por Albert Einstein (en la imagen).

Si una persona joven que esté leyéndonos quisiera dedicarse a esto en el futuro, ¿qué debería estudiar?

Es muy sencillo: todas las cuestiones sobre el tiempo, el espacio, el origen del universo, etc. son pura Relatividad General.

Una última pregunta, Dr. Krásnikov. Como seguramente sabrá, no pocas personas piensan que esto son cosas destarifadas, una especie de pérdida de tiempo muy sofisticada, sobre todo teniendo en cuenta que aquí en la Tierra hay tantos problemas graves por solucionar. ¿Qué le gustaría decirle a estas personas?

Esta era una de las preguntas favoritas de los escritores de ciencia-ficción en los años ’60. No puedo añadir nada a lo que ya dijeron Asimov o Lem, así que me limitaré a hacer dos comentarios:

1. Por supuesto que responder a la pregunta de si se puede vencer la barrera de la velocidad de la luz no es la más urgente. Pero lo mismo puede decirse de CUALQUIER otro problema. ¿Como se atreven esas personas a pintar su casa, o a curar el reumatismo, cuando los niños están LITERALMENTE muriendo de hambre en África? ¡A miles!

2. Estas personas, ¿conocen alguna manera de resolver los problemas realmente importantes sin usar ordenadores, o teléfonos, o la electricidad en general? Pues tuvo que venir Faraday a perder su tiempo en problemas aparentemente inútiles para que todos esos televisores y refrigeradores que usan a diario pudieran llegar a existir.

Por cierto, ¿hay algo importante que no le haya preguntado?

¡Puedes apostar a que sí! Pero habrá que dejar algo para futuras entrevistas, ¿no?

Pues muchísimas gracias de nuevo, Dr. Krásnikov. Si hay algo en lo que yo pueda ayudarle, simplemente dígamelo…

Si lo que vas a escribir incita a un par de estudiantes brillantes para que hagan algo en este campo, me daré por totalmente recompensado.

Y yo también.  ;-)

Bibliografía:

  • Introducción a la Relatividad General e Introducción matemática a la Relatividad General, en la Wikipedia (en castellano).
  • Introducción al espacio, el tiempo, la materia y el vacío, y a la gravitación y los agujeros negros, disponibles en la web de la Universidad de Chile (en castellano).
  • Einstein, Albert (ed. 2008), Sobre la teoría de la relatividad especial y general. Alianza Editorial, Madrid, ISBN 978-84-206-6841-3 (en castellano).
  • Misner, C. W.; Thorne, K. S.; Wheeler, J. A. (1973), Gravitation. W. H. Freeman, San Francisco, ISBN 978-0-7167-0344-0 (en inglés).
  • Wald, R. M. (1984), General relativity. The University of Chicago Press, Chicago, ISBN 0-226-87033-2 (en inglés).
  • Thorne, K. (1995), Agujeros negros y tiempo curvo: el escandaloso legado de Einstein. Ed. Crítica, Barcelona, 978-84-7423-697-2 (en castellano).
  • Krásnikov, S. V. (1995), Hyperfast interstellar travel in General Relativity, disponible en arXiv:gr-qc/9511068v6 (en inglés).
  • Krásnikov, S. V. (2006), Сверхсветовые движения в (полу)классической ото [Movimiento superlumínico en Relatividad (semi)clásica], disponible en arXiv:gr-qc/0603060v1 (en ruso).
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500 exoplanetas

Existen innumerables soles;
hay innumerables tierras que giran alrededor de estos soles,
de manera similar a la que nuestros siete planetas giran alrededor de nuestro sol. […]
Hay seres vivientes que habitan estos mundos.

Giordano Bruno, De l’infinito, universo e mondi, 1584.

Estatua a Giordano Bruno en Roma.

Estatua a Giordano Bruno en Campo de' Fiori, Roma, el lugar donde la Inquisición Católica lo quemó vivo y con la lengua acerrojada el 17 de febrero de 1600 por inmoralidad, enseñanzas erróneas, blasfemia, brujería y herejía. Entre estas "enseñanzas erróneas" se contaba el heliocentrismo, el principio de la pluralidad de los mundos y los orígenes más remotos de la Teoría de la Información Cuántica.

En el momento en que empiezo a escribir este post (lunes, 22/11/2010), el catálogo que mantiene Jean Schneider (CNRSLUTH, Observatorio de París) ya cuenta 502 candidatos a planetas extrasolares. Anteayer, PlanetQuest de la NASA actualizó a 500 también. El número de mundos detectados alrededor de otros soles crece sin parar. Hay planetas por todas partes: al menos el 10%, probablemente el 25% y hasta el 100% de las estrellas del tipo de nuestro Sol podrían tenerlos girando a su alrededor. Cada día es más cierta la segunda afirmación del cosmólogo napolitano quemado vivo hace cuatro siglos por la Inquisición Papal bajo acusación de inmoralidad, enseñanzas erróneas, blasfemia, brujería y herejía. Ni más ni menos.

De la pluralidad de los mundos.

Bruno no fue el primero de los humanos en defender la pluralidad de los mundos habitados. Que se recuerde, este honor recae en los atomistas griegos, esencialmente materialistas filosóficosLeucipo, Demócrito o Epicuro acariciaron el concepto. Sin embargo Platón y Aristóteles se oponían y afirmaban que la Tierra tenía que ser única, con la humanidad (y sobre todo unas ciertas clases de la humanidad) en la cúspide de la creación.

Por motivos obvios, a los cristianos les gustaban mucho más las ideas de Platón y Aristóteles que las de los ateos atomistas. Así que cuando la Cristiandad se impuso en Occidente, lo hizo bebiendo de una cosmología clásica geocéntrica y creacionista donde la Tierra constituía un caso único y nuclear en el cosmos: el lugar elegido por Dios para encarnarse en Jesús, el escenario esencial del plan de salvación divino. La idea de que este no fuera más que un mundo cualquiera con una vida cualquiera en un rincón perdido del cosmos era –y es– difícil de conciliar con una teología salvífica antropomórfica: el Hombre creado a imagen y semejanza de Dios, el Dios encarnado en Hombre, la verticalidad del poder y de la revelación y todo ese rollo. No resulta, pues, de extrañar que los cristianos en general y los católicos en particular se tomaran cada pensamiento discrepante como un ataque frontal a su fe y a su poder. Pese a ello, al menos Nicolás de Cusa planteó ya algunas discrepancias notables al respecto.

La pluralidad de los mundos habitados aparece, aunque de pasada, en la literatura islámica medieval. Algunos de los maravillosos Cuentos de las mil y una noches –que ahora algunos fundamentalistas islámicos también se quieren cargar– incluyen elementos que hoy en día llamaríamos de ciencia ficción; entre ellos, Las aventuras de Bulukiya relata un viaje por diversos planetas habitados.

Pero Bruno sí fue el primero que planteó el asunto en términos modernos, protocientíficos. Con su muerte y la inclusión de todas sus obras en el Índice de Libros Prohibidos, aún tuvo que transcurrir casi otro siglo antes de que la idea empezara a generalizarse en el pensamiento occidental. Ocurriría en 1686, con las Conversaciones sobre la pluralidad de los mundos de Fontenelle, y más decisivamente a partir del triunfo de la Ilustración en el siglo XVIII. Locke, Herschel y hasta los padres fundadores de los Estados Unidos Adams y Franklin exploraron provechosamente la cuestión. Para los cosmistas rusos, y especialmente para el padre de la cosmonáutica Konstantin Tsiolkovsky, la pluralidad de los mundos habitados fue asunto difícilmente discutible. Al llegar el siglo XX, ya sabíamos de sobras que las estrellas del cielo son soles como el nuestro, mayormente distribuidos en grandes galaxias, y sospechábamos con fuerza que debía haber muchos más mundos alrededor de esos otros soles. Pero no teníamos ninguna prueba fehaciente al respecto. Y ya sabes que en ciencia somos muy puñeteros con eso de las pruebas fehacientes.

Detectando planetas extrasolares.

El problema con los planetas –y lunas– situados en torno a otros sistemas solares es que no emiten luz propia y están muy lejos. Actualmente, las estrellas más próximas a nosotros son el sistema Alfa Centauri, a 4,4 años-luz de distancia: lo que vienen siendo 41 billones y pico de kilómetros. Y esas son las más cercanas. La tenue luz reflejada por un planeta o una luna resulta muy difícil de distinguir a semejantes distancias, y normalmente no se puede hacer con los instrumentos del presente. Si nosotros estuviéramos situados en Alfa Centauri, la Tierra nos resultaría invisible por completo; no digamos ya mundos más lejanos.

Detección de exoplanetas por velocidad radial o espectroscopia Doppler.

La presencia de planetas girando alrededor de una estrella obliga a todo el sistema a orbitar alrededor del centro de masas común. Esta "minórbita" descrita por la estrella puede ser detectada a inmensas distancias, delatando así la existencia de planetas extrasolares invisibles a los ojos y telescopios. En la actualidad, existen métodos para aplicar esta técnica con una precisión de un metro por segundo, a muchos años-luz de distancia. Los planetas muy grandes hacen que este efecto sea más perceptible.

Por ello, la duda sobre la existencia de estas innumerables tierras girando alrededor de otros innumerables soles perduró hasta casi el siglo XXI. Así, hubo que detectarlos por vías indirectas. La más básica es la medición de la velocidad radial o espectroscopia Doppler. El principio es relativamente sencillo: todos los astros de un sistema solar, incluyendo a la estrella (o estrellas), giran en torno al centro de masas del conjunto. Cuando hay planetas, sobre todo cuando hay planetas grandes, esto se traduce en una excentricidad o bamboleo de la estrella; y como la estrella emite enormes cantidades de luz y radiación, este comportamiento puede observarse a gran distancia.

De hecho, nuestros instrumentos son bastante buenos a la hora de detectar estas anomalías. El primero en proponer la existencia de planetas alrededor de otra estrella mediante esta técnica fue el capitán W. S. Jacob del Observatorio de Madrás, perteneciente a la Compañía Británica de las Indias Orientales, ya ¡en 1855! El objeto de su deseo –del capitán Jacob y de algunos otros que vinieron después– era 70 Ophiuchi, un sistema estelar binario relativamente próximo, a 16,64 años-luz de aquí. Este sistema presenta una órbita muy excéntrica, una anomalía que condujo a pensar que allí tenía que haber un compañero invisible con un décimo de la masa del Sol. Desafortunadamente, esta hipótesis no se ha podido confirmar. Por lo que sabemos ahora mismo, en 70 Ophiuchi no hay ningún planeta con las características descritas por Jacob y los demás. Sin embargo, naturalmente, esto podría cambiar en el futuro.

La primera detección confirmada de un planeta extrasolar, usando este método, fue realizada por un equipo canadiense en 1988. Aunque al principio fueron extremadamente cautos, dado que esta observación se encontraba en el límite de los instrumentos de su tiempo, el descubrimiento se confirmó en 2002. Está en torno a la estrella Alrai o Errai (del árabe Al-Rai, el pastor), conocida sistemáticamente como gamma Cephei, y por eso lo llamamos gamma Cephei Ab o Errai A1. Se trata de un planeta grande, un gigante gaseoso con la masa de un Júpiter y medio y un poco más, que orbita con cierta excentricidad a unos trescientos millones de kilómetros de la estrella. Su año –el tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor de su sol– equivale a unos 903 días terrestres.

Errai A1 no fue el primer planeta en ser confirmado. Este honor corresponde al sistema solar en torno al púlsar PSR B1257+12, que se encuentra en la constelación de Virgo a unos 980 años-luz de la Tierra. Los púlsares son estrellas de neutrones que emiten radiación con una frecuencia muy precisa, tanto que se consideran las radiobalizas galácticas, y por tanto la menor anomalía en el tictac de estos relojes cósmicos resulta relativamente fácil de reconocer. Esto nos conduce a otra manera de detectar exoplanetas: la temporización de púlsares.

La temporización de púlsares se parece mucho a la detección por velocidad radial; sólo que las minúsculas variaciones en las emisiones del púlsar provocadas por este mismo fenómeno multiplica su precisión por varios órdenes de magnitud. Así se han descubierto ya planetas del tamaño de la Tierra en torno a varios púlsares. Por desgracia, sólo funciona en los púlsares, y encima ninguna clase de vida ni remotamente parecida a la que conocemos puede surgir o sobrevivir en las cercanías de estrellas de neutrones como estas; sin embargo, la detección de estos planetas del tipo de la Tierra demuestra que son posibles en otros sistemas solares.

El exoplaneta Fomalhaut b observado por el telescopio espacial Hubble en 2004 y 2006.

El exoplaneta Fomalhaut b observado por el telescopio espacial Hubble en 2004 y 2006. Ver en ventana o pestaña nueva para ampliar. (NASA)

El primer planeta confirmado en torno a una estrella de la secuencia principal del tipo del Sol (G2) fue 51 Pegasi b, a 50,9 años-luz de aquí. Se detectó también por velocidad radial y es un Júpiter caliente, que orbita a apenas 8 millones de kilómetros de su sol. Los planetas más parecidos a la Tierra que se han hallado hasta el momento, utilizando el mismo método, se encuentran en torno a una enana roja de la constelación de Libra llamada Gliese 581, a 20,3 años-luz de distancia; aunque COROT-7b tampoco es de despreciar. COROT-7b es interesante también porque se detectó fotométricamente, que es otra técnica para localizar estos exoplanetas.

La técnica fotométrica más común es la observación del tránsito. Básicamente, cuando un planeta pasa por delante de su estrella (entre su estrella y nosotros, vaya), «tapa» (eclipsa) una parte de su luz y por tanto modifica las características de luminosidad que observamos desde aquí. Es lo más parecido a ver un planeta que podemos hacer normalmente, hoy por hoy. Por desgracia, este método produce un montón de falsos positivos; por fortuna, resulta relativamente fácil descartarlos aplicando a continuación la técnica de velocidad radial. El resto son ventajas: una vez confirmada la presencia del objeto, la fotometría permite estudiar su dimensión, su densidad, su atmósfera y sus emisiones de radiación, aportando una gran cantidad de datos sobre sus características.

Existen más técnicas indirectas para la detección de exoplanetas, entre las que se encuentran las microlentes gravitacionales, de tanta utilidad para hallar incontables cosas que no ven los ojos. Sin embargo, a estas alturas ya se ha conseguido confirmar al menos diez por observación directa. Viéndolo con un telescopio, vamos. Estos suelen ser planetas gaseosos muy grandes, muchas veces Júpiter, tanto que están a punto de encenderse como pequeñas enanas marrones y por tanto emiten su propia radiación.

El escenario actual va como sigue: las técnicas de detección que tenemos hoy en día son adecuadas para detectar grandes planetas, del tipo de los exteriores de nuestro sistema solar o más grandes aún. Los planetas pequeños y rocosos resultan más esquivos, y no digamos ya las posibles lunas de unos y otros, que de momento permanecen completamente invisibles a nuestros ojos e instrumentos. Esto quiere decir que en esos casi 400 sistemas solares que hemos detectado ya (¡y los que quedan por descubrir!) podría haber innumerables tierras esperando a que las veamos con un instrumento mejor. La constante mejora de estas técnicas está ocasionando un rápido incremento en el número de candidatos a exoplanetas, lo que sería indicativo de que existen muchísimos más:

Detección de exoplanetas entre 1989 y octubre de 2010, con detalle de la técnica empleada.

Detección de candidatos a exoplanetas entre 1989 y el 3 de octubre de 2010, con detalle de la técnica empleada. En estos momentos, estamos ya cerca de descubrir cien al año. (Clic para ampliar)

Ricitos de oro y los tres osos.

Ilustración del cuento infantil "Ricitos de oro y los tres osos". La moraleja: "ni demasiado caliente ni demasiado frío, ni demasiado grande ni demasiado pequeño..."

En busca de Ricitos de oro.

El sueño húmedo de todo investigador que se precie es, por supuesto, descubrir un planeta de características análogas a las de la Tierra. Más que nada porque, si bien se puede especular todo lo que se quiera sobre formas de vida extrañas, sabemos que en los planetas de estas características la vida es posible: nosotros estamos aquí. Estos planetas, que de momento serían hipotéticos si no fuera porque la Tierra existe y está bajo nuestros pies, se han venido a denominar –no sin cierta sorna– goldilocksricitos de oro«) por el cuento infantil Ricitos de Oro y los tres osos. Y quizá, también, por la cantidad de novios que les saldrían. ;-)

Un planeta (o luna) ricitos de oro es un astro que reúne las condiciones básicas para permitir la vida del tipo de la terrestre.Vamos a detenernos un momento en el concepto, porque a veces se interpreta fatal. El interés en los ricitos de oro no presupone que la vida en la Tierra sea el único tipo de vida posible; sino que la posibilidad (que no la probabilidad) de vida en los planetas del tipo de la Tierra es total (nosotros somos la prueba), mientras que en el resto no lo sabemos. Y, por tanto, parece sensato concentrar los siempre magros recursos destinados a la búsqueda de vida extraterrestre en este tipo de mundos, al menos en primera instancia.

El propósito de las búsquedas de planetas extrasolares no es, todavía, la localización de vida extrasolar. Ni siquiera la de un segundo hogar, donde el «principio ricitos de oro» tiene aún más sentido. Por el momento, esta investigación pertenece aún al ámbito de la ciencia pura, y estamos haciendo poco más que encontrarlos, contarlos y tratar de describir algunas de sus características. Hay que aprender a andar antes de correr. Pero se notan las ganas. :-D La menor sugerencia de que se ha detectado algún planeta telúrico o casi-telúrico provoca de inmediato gran revuelo tanto entre la comunidad científica como en la sociedad; ocurrió hace poco con el descartado (de momento) Gliese 581 g. Aunque esto de descartar candidatos es un suceso habitual en la búsqueda exoplanetaria, produjo claramente mucha más decepción que el descarte de un planeta pegasiano o uno chitónico, por decir algo.

Los "seres de luz" o de "energía pura", comunes a algunas expresiones de la espiritualidad y la literatura fantástica, serían virulentamente explosivos. :-P

Los "seres de luz" o de "energía pura", comunes a algunas expresiones de la espiritualidad y la literatura fantástica, serían virulentamente explosivos y deberían estar sometidos al Tratado de No Proliferación. :-P

Por supuesto, podríamos caer en un error terracéntrico si nos concentráramos sólo en estos mundos a la hora de buscar a otras gentes (aunque no si pretendiéramos encontrar ese segundo hogar…). No obstante, la aproximación ricitos de oro tiene bastante lógica. Veamos. Por un lado, resulta muy difícil imaginar tipos de vida desvinculados de la materia. En el ámbito de la religión y el esoterismo tienen gran querencia por los seres de luz y los entes de energía pura, pero un ser de luz (o sea, de fotones) sería extremadamente inestable y lo más parecido que se me ocurre a un ente de energía pura es una bomba de antimateria.

Ya he dicho alguna vez en este blog que no hay tal cosa como algo superior o inferior a otra en nuestro universo, y la idea de que la energía es de algún modo superior a la materia resulta absurda por completo. Si algo, sería al revés: la materia es una inmensa cantidad de energía exquisitamente estructurada, con un grado de estabilidad y sofisticación mucho mayor al de la energía pura (!), que es bastante primaria y básica. Es más: antes de poder dar lugar a cualquier forma de vida sensatamente imaginable, debe presentar un mínimo grado de organización. En la práctica: ser materia bariónica. El escalón de la materia y el escalón de la materia bariónica parecen dos pasos necesarios e imprescindibles en el surgimiento de algo tan diabólicamente complejo como la vida.

Y en este universo, la materia bariónica se halla sobre todo en el espacio interplanetario e intergaláctico –demasiado esparcida para dar lugar a vida por sí misma–, en las estrellas –demasiado calientes para permitir su surgimiento y estabilidad– y en los planetas y sus lunas. Estos últimos constituyen, pues, el escenario idóneo para el surgimiento de las formas de vida más probables. Por eso la vida que conocemos apareció en un planeta; como la Tierra, por ejemplo.

Zona de habitabilitad, según distintos tamaños de estrellas, comparada con nuestro sistema solar.

Zona habitable ("ricitos de oro"), según distintos tamaños de estrellas, comparada con nuestro sistema solar. (Clic para ampliar)

Hay cosas que evidentemente favorecen el nacimiento y desarrollo de al menos una forma de vida, y otras que lo desfavorecen. La presencia de un solvente líquido como el agua ayuda mucho, pues permite que átomos y moléculas de materia muy distinta entren en contacto fácilmente entre sí. Para eso, la temperatura no debe ser tan baja que esté todo congelado e inmóvil, ni tan alta que los solventes se conviertan en vapor o plasma. La región alrededor de un sol donde un solvente como el agua puede permanecer en estado líquido se denomina zona habitable. O también zona ricitos de oro. Los planetas ricitos de oro son aquellos que se encuentran dentro de la zona habitable de sus respectivas estrellas.

Existen más condicionantes que pueden alterar radicalmente la capacidad de un planeta para albergar vida. Por ejemplo, las gigantescas estrellas de tipo O probablemente barran todo el espacio circundante con un violentísimo viento solar, impidiendo la formación de planetas en su hipotética zona habitable.

En el extremo contrario, las enanas rojas –que constituyen la mayor parte de las estrellas de la galaxia– se habían descartado tradicionalmente pero en los últimos años han suscitado nuevo interés. Por la parte mala, emiten muy poca luz y calor, con lo que su zona habitable debe ser muy estrecha y cercana; cualquier planeta que se halle en esta región estará seguramente sometido a acoplamiento de marea (como la Tierra y la Luna), dando lugar a un hemisferio permanentemente expuesto al sol y otro en noche perpetua, lo que hace muy difícil la vida fuera de la estrecha zona de transición entre uno y otro; y encima son muy variables, lo que puede cargarse durante una fase de su historia todo lo logrado en la anterior. A su favor juega que son extremadamente abundantes y sobre todo longevas: durarán billones con «b» de años, permitiendo así incontables oportunidades para que se produzcan muchas tentativas; cualquiera de ellas puede dar en el clavo con una forma de vida capaz de medrar en estas circunstancias.

Radiotelescopio de Yevpatoriya (Ucrania), el más grande de Eurasia.

Desde el radiotelescopio de Yevpatoriya (Ucrania), el más grande de Eurasia, se han enviado ya al menos dos mensajes hacia 47 de Osa Mayor y otras estrellas prometedoras. 47 UMa es un sol muy parecido al nuestro, a 46 años-luz de distancia, donde ya se han detectado varios planetas.

No obstante, los soles más idóneos parecen ser los de tipo G y sobre todo K. Nosotros surgimos en torno a una estrella de tipo G, la enana amarilla llamada Sol, pero por su larga vida y comportamiento similar las de tipo K (enanas naranjas) podrían ser aún mejores. Las estrellas G y K suman al menos el 14% de los soles en nuestra galaxia y en muchas de ellas ya hemos detectado planetas. Entre las más próximas, tenemos ya candidatos a planetas en Epsilon Eridani (K2V, 10,5 años luz), 47 de Osa Mayor (G1V, 46 años luz, interesantísima) o AB Pictoris (K2V, 148 años-luz). Con toda probabilidad hay muchos más, esperando a que tengamos instrumentos más sensibles, como quisieron serlo el cancelado Darwin de la ESA o el postergado TPF de la NASA.

Lo seguro es que cada día hay más candidatos a convertirse en esas innumerables tierras de las que habló Giordano Bruno. De momento llevamos ya medio millar y, al ritmo actual, antes de cinco años habremos alcanzado los mil como mínimo, más todo los que no podemos prever aún. Si esta es la densidad planetaria típica en una galaxia, sólo en nuestra Vía Láctea debe haber entre cientos y miles de millones de planetas, más sus lunas, lo que podría elevar el número de estos astros al orden de la decena de millar de millones. Vale, los que estén más cerca de los núcleos galácticos no valen. Ni los de estrellas demasiado grandes o demasiado pequeñas. Aceptemos que tampoco los de sistemas múltiples. Sigue siendo un número asombroso: aunque apenas uno de cada diez millones de estos mundos fuera ricitos de oro, seguirían siendo mil sólo en esta galaxia.

Se considera que la zona de habitabilidad galáctica (ni demasiado cerca del centro para que la radiación no acabe con todo, ni tan lejos que dificulte la formación de elementos pesados) tiene unos seis mil años luz de ancho, empezando a una distancia de 25.000 desde el núcleo galáctico. El disco estelar de la Vía Láctea es esencialmente plano, con un grosor de apenas mil años-luz.  Si calculamos el volumen de este disco y luego le sacamos la raiz cúbica, nos sale que debería haber un ricitos de oro de media cada mil años-luz aproximadamente, lo que seguramente aporta algo de luz a la pregunta de ¿dónde está todo el mundo? En todo caso, observa que estamos utilizando las estimaciones más conservadoras posibles, suponiendo siempre formas de vida análogas a la terrestre y contando únicamente nuestra galaxia.

Así pues, a estas alturas ya podemos afirmar rotundamente con Giordano Burno: existen innumerables soles. Dependiendo del sentido, también podemos decir con él: hay innumerables tierras que giran alrededor de estos soles. Y, sin duda, podemos seguir preguntándonos legítimamente: ¿hay seres vivientes que habitan estos mundos? Bruno y quienes fueron como Bruno apostaron a que sí. Como poco, podemos contestar ya: existe una elevada probabilidad. Y es posible que la respuesta esté mucho más cerca de lo que podemos soñar hoy.

PD: Resulta difícil determinar cuál es el «exoplaneta número 500», puesto que los candidatos entran y salen de la lista constantemente. En estos momentos, PlanetQuest de la NASA cuenta en esta posición a HD 218566 b, situado a unos 97 años-luz de aquí: un astro algo más pequeño que Saturno orbitando en torno a una estrella de tipo K3V.

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Desde el Sol hasta los ojos

Cabalgamos sobre la luz desde que surge en el corazón del Sol
hasta que llega a tus ojos y contribuye a formar
tus pensamientos, tus emociones y tu visión del mundo.

Monumento a Alberto Einstein en Ulm

Don Alberto "el Pelanas" no aprobaría este post. O, al menos, nuestro traje y el visor de nuestro casco. (Monumento a Albert Einstein en su ciudad natal de Ulm, Alemania)

Embútete el casco a fondo y agárrate bien fuerte a mi barriga, que hoy vamos a hacer un viaje curioso a una velocidad más curiosa todavía. Va a ser una carrera breve: sólo dura 499 segundos. Pero no va a ser una carrera corta, porque nos vamos a montar en un fotón de luz a su paso por la fotosfera solar y lo cabalgaremos hasta que llegue a la Tierra y grabe algo en un cerebro humano; o sea, un poco menos de ciento cincuenta millones de kilómetros. Sí, a la velocidad de la luz, este tramito se recorre en ocho minutos y diecinueve segundos exactos. Comparado con nosotros, el Dani Pedrosa ese va a ser un pringao.

Para nuestro viaje, nos vamos a dotar de dos objetos mágicos; esto es, dos quimeras, fábulas o como quieras llamarlo que violan las leyes fundamentales de la física y muy especialmente la Teoría de la Relatividad Especial de don Alberto, el Pelanas. El primero es un traje de cuero de unicornio translumínico, con botas, capucha y guantes y todo, que nos va a proteger del calor, la aceleración y las radiaciones y nos permitirá agarrarnos al fotón para avanzar con él a la velocidad de la luz; esto último, poseyendo masa como poseemos, jamás podríamos hacerlo en la realidad (aunque sí acercarnos mucho). El segundo va a ser un visor de cristal de la Isla de San Borondón para nuestros cascos; enseguida verás por qué. Recuerda: estas son cosas enteramente mágicas que no existen ni pueden existir en nuestro universo. Además, la física cuántica introduciría algunas objeciones a eso de localizar y agarrarse a un foton en particular; vamos a ignorarlas también. Ah, sí, y la distancia indicada al Sol es la distancia media. Que luego me dirán que si soy poco riguroso y que si os meto en la cabeza fantasías que no son y tal. ;)

Preparados.

La luz del Sol –una estrella corriente, de tipo G2V, situada en el Brazo de Orión– se origina en su núcleo. Ahí ocurren las grandes reacciones termonucleares donde también se forma el polvo de estrellas que nos compuso junto al hidrógeno primordial. Estas reacciones termonucleares de fusión son resultado del incremento de presión y temperatura provocado por la gravedad que atrae entre sí a los átomos de los soles (en su mayor parte, hidrógeno); y es esta misma gravedad la que contiene normalmente toda esta energía en un único lugar, impidiendo que se disperse por ahí sin llegar a formar un solecito ni nada. El problema fundamental para el desarrollo en la Tierra de la energía nuclear de fusión radica, precisamente, en que aquí no tenemos (ni deseamos…) una enorme gravedad para garantizar la contención y nos tenemos que buscar otras maneras.

Esta energía de fusión se expresa esencialmente bajo la forma de fotones, que viajan a la velocidad de la luz y tienden a salir despedidos en todas direcciones. Sin embargo, como en el interior de las estrellas hay mucha masa a gran densidad, pronto chocan con algún átomo y son absorbidos y re-emitidos. Es decir: los fotones permanecen rebotando por dentro del Sol durante largo tiempo hasta que logran alcanzar su superficie. Tradicionalmente se dice que les cuesta millones de años, pero según la NASA esto no es cierto: sería más bien entre un mínimo de diez mil y un máximo de ciento setenta mil años.

También se podría discutir si se trata del mismo fotón. A fin de cuentas, un fotón absorbido se convierte en otras cosas, y el emitido poco después no tiene por qué ser el mismo. Por otra parte, como todos los miembros de cada tipo de partículas subatómicas son idénticos entre sí, podríamos decir que nos da lo mismo. En fin. El caso es que nuestro fotón o el linaje de nuestro fotón procede del núcleo solar, ha atravesado la zona radiante y la zona convectiva y ahora se está aproximando a la fotosfera, desde donde podrá emitirse por fin hacia el espacio exterior.

Estructura simplificada del sol

Estructura simplificada del Sol. 1.- Núcleo solar. 2.- Zona radiativa. 3.- Zona convectiva. 4.- Fotosfera. 5.- Cromosfera. 6.- Corona (se extiende a gran distancia). 7.- Manchas solares. 8.- Gránulos. 9.- Anillos coronales.

Cuasi-Alineación planetaria el 14 de abril de 2017

Disposición de los planetas interiores del sistema solar el 14 de abril de 2017 a las 00:00 UTC. Simulador del sistema solar, NASA. (Clic para ampliar)

Listos.

El día más idóneo de los próximos años para hacer nuestro viaje sería el 14 de abril (¡qué casualidad!) de 2017: Mercurio y Venus se hallarán estupendamente dispuestos a ambos lados y bastante cerca de la línea imaginaria que une el Sol y la Tierra, en lo que vendría a ser casi una alineación Sol-Mercurio-Venus-Tierra. Sin embargo, el 11 de febrero de 2014 tampoco está tan mal y cae más pronto. Otras fechas posibles para tener una vista razonablemente buena de los planetas interiores rocosos de nuestro Sistema Solar (hasta la Tierra) serían a finales de septiembre de 2016 o, ya un poco peor, a mediados de julio de 2012.

Una vez elegida la fecha, nos situamos en las cercanías del Sol con nuestro traje de unicornio translumínico y nuestro visor de cristal de la Isla de San Borondón para agarrarnos a un fotón. Digamos que nos hemos teletransportado hasta la fotosfera, que es el lugar donde se emite la luz de las estrellas; o, más rigurosamente, la región donde los fotones ya pueden escapar libremente al exterior. La fotosfera es una capa solar relativamente fresquita, a sólo un poquito más de 5.500 ºC (5.800 K), compuesta por gases muy tenues. Nuestro traje y nuestro visor mágicos empiezan a actuar, protegiéndonos del calor, de la radiación y de la intensísima luz que nos dejaría ciegos en un instante, por no mencionar el brutal tirón gravitatorio. Todo a nuestro alrededor tiene el aspecto de un plasma brillante, turbulento e indistinguible, una especie de bruma increíblemente luminosa. La bola que vemos de una estrella es su fotosfera, pues de ahí emerge su luz.

Eso significa que aquí hay trillones de fotones escapando hacia el espacio exterior. Podemos agarrarnos a cualquiera de ellos, pues como ya hemos dicho, todos son exactamente idénticos entre sí. ¿Cuál te gusta más? ¿Ese que viene por ahí? No, mejor ese otro, que es de onda más larga y se viaja más cómodo. Pues venga, tres, dos, uno…

¡Ya!

Factor de Lorentz en función de la velocidad

El factor de Lorentz (γ) indica la contracción de la longitud espacial y la dilatación temporal en función de la velocidad. Conforme la velocidad se aproxima a la de la luz, la dilatación temporal tiende a infinito. Especulativamente, en un objeto que viaje a la velocidad de la luz, la dilatación temporal es infinita y el tiempo no pasa en absoluto. Sólo las ondapartículas sin masa, como los fotones, son capaces de viajar a la velocidad de la luz; y nada que contenga materia o información (ni siquiera los fotones) puede superarla. Así pues, para "cabalgar un fotón" tendríamos que perder totalmente la masa y el tiempo no transcurriría para nosotros.

¡Móntalo! ¡Muy bien, ya estamos sobre el fotón, disparados a la velocidad de la luz hacia el espacio exterior! Eso son casi trescientos mil kilómetros por segundo, compi; ya tienes algo para vacilar por ahí, pero cuidado con no despeinarte. O soltarte. En el mundo real, ahora mismo el tiempo se detendría instantáneamente para nosotros por compresión temporal relativista. Quedaríamos algo así como como congelados y no podríamos hacer nada más a menos que algo nos descabalgara del fotón; entonces, pensaríamos que nuestro viaje ha sido instantáneo aunque hayamos acabado por la parte de A1689-zD1. De hecho, lo habría sido para nosotros: el tiempo de a bordo en un ente viajero a la velocidad de la luz sería siempre cero y su reloj nunca avanzaría ni una minúscula fracción de segundo. Sería como la vida eterna y la eterna juventud, sólo que en una parálisis total… si no fuera porque tal cosa no puede suceder en absoluto. No en este universo, no en esta realidad. Pero nuestro traje de cuero de unicornio translumínico nos mantiene en una… eh… bueno, eso, que es mágico, ¿no? Así pues, el tiempo sigue corriendo exclusivamente para nosotros con normalidad según el marco de referencia terrestre (¡sí, ya…!).

¿Que ahora tampoco ves nada, dices, como si la realidad hubiera desaparecido por completo? Bueno, es normal: al ignorar la Relatividad, nos acabamos de cargar como un centenar de leyes esenciales de la naturaleza, nuestro marco de referencia es absurdo y estamos en un no-lugar donde las matemáticas que rigen este universo dan no-resultados como divisiones por cero, infinitos sobre infinitos y límites asintóticos a mogollón. Una vez más: la realidad no tiene sentido ninguno si hay un objeto con masa desplazándose a la velocidad de la luz. Y nosotros somos dos. El no-lugar donde nos hemos no-metido al cabalgar el fotón no es ni siquiera la nada. O incluso la no-nada. Por tanto, activa tu visor mágico de cristal de la Isla de San Borondón para observar el mundo como si estuviéramos viajando a velocidades sublumínicas corrientes. ;)

¿Mejor así? Ya te dije yo que eso que le soplan al cristal los elfos de San Borondón es la caña. No, no te voy a contar en qué consiste: estamos viajando sobre un fotón a la velocidad de la luz en el vacío, así que este es un muy mal momento para que te pongas a vomitar con grandes arcadas.

¿Que sigue sin verse gran cosa? Un poco de paciencia: es que estamos aún muy cerca del Sol. En la primera centésima de segundo-Tierra hemos atravesado la cromosfera y la región de transición, dos delgadas capas gaseosas de la periferia solar compuestas por hidrógeno, helio y metales que brillan tenuemente. La temperatura ha subido desde los cinco mil y pico grados al millón de grados. ¿Te cuento una cosa intrigante? Nadie sabe realmente por qué. Lo llamamos el problema del calentamiento coronal y se cotillea por ahí que hay un premio Nobel calentito esperando a quien logre darle solución.

Merece la pena detenerse un instante en él, porque es un asunto sorprendente. Lo lógico sería que la temperatura descendiese conforme nos alejamos más y más del Sol, de la misma manera que el calor de una hoguera se percibe cada vez menos al apartarnos del fuego. Sin embargo, en las capas exteriores del sol la temperatura es cientos de veces más elevada que en la fotosfera –la bola de luz– y casi tanto como en las profundidades de la zona de convección por donde pasó nuestro fotón o su linaje antes de salir: entre uno y dos millones de grados.

Lazos en la corona solar.

Lazos o anillos coronales en el Sol, de naturaleza electromagnética. Imagen obtenida por el telescopio espacial TRACE de la NASA.

Hay varias hipótesis al respecto, y una de ellas está relacionada con los inmensos campos electromagnéticos de la corona, donde nos hallamos tras el primer segundo-Tierra de viaje sobre nuestro fotón. ¿Ves esos monumentales lazos brillantes que nos rodean? Son de naturaleza electromagnética, y en torno a ellos se forman las prominencias solares. Las grandes erupciones solares se generan también por aquí.

Estamos, pues, atravesando la corona: una extensa región, muy caliente, de gases en estado plasmático cada vez más tenues conforme nos adentramos en el espacio interplanetario. Tres segundos-Tierra después de que abandonáramos la fotosfera, nuestros alrededores ya tienen el aspecto cósmico corriente –cielo negro, estrellas y todo eso– aunque con una intensísima luz a nuestras espaldas y respetable calor. Hemos recorrido el primer millón de kilómetros.

Aprovechando que la temperatura está descendiendo muy rápidamente, vamos a relajarnos un poquito. Nos estamos dirigiendo hacia la órbita de Mercurio, que se encuentra más o menos a cincuenta y ocho millones de kilómetros del Sol. Cabalgando nuestro fotón a la velocidad de la luz, llegaremos en tres minutos-Tierra.

Esto del espacio interplanetario resulta sorprendente. No es espacio vacío, como mucha gente piensa, y menos tan cerca aún del Sol. Para encontrar algo que se parezca al espacio vacío verdadero –y aún así con muchos matices– habría que irse al espacio intergaláctico profundo, a lugares inconmensurablemente inhóspitos y misteriosos como el Supervacío de Eridanus; que, según cosmólogos como la física teórica Laura Mersini de la Universidad de Carolina del Norte, podría incluso ser la firma de otro universo dentro de este. Toma ya. Un garabatito de nada, quinientos millones de años-luz sin apenas materia o energía: como cinco mil veces nuestra galaxia entera.

Pero en los sistemas solares, el supuesto vacío interplanetario está lleno de cosas. Lo único que pasa es que su densidad es baja, no se reflejan en los sentidos humanos comunes y nos da la sensación de que no hay nada. A la velocidad a la que estamos viajando, podríamos sacar la mano y nuestro guante de cuero de unicornio translumínico recogería enseguida un montón de medio interplanetario: gas, polvo cósmico y un intenso viento solar compuesto por partículas cargadas que se extiende a lo largo de todo el sistema solar y mucho más allá. Esta corriente de partículas (en su mayor parte, protones de alta energía) constituyen una levísima atmósfera solar exterior de unos cuarenta mil millones de kilómetros de diámetro: la heliosfera. La presencia de todas estas cosas en el espacio supuestamente vacío ha permitido postular algunos proyectos especulativos para naves interplanetarias o interestelares futuras como el ramjet de Bussard (aunque presenta algunos problemas: en vez de propulsión, podría producirse un frenado); y también para velas solares ya existentes hoy en día del tipo de IKAROS.

Mercurio en falso color. Sonda MESSENGER, NASA/JPL.

Mercurio en falso color. Imagen tomada por la sonda MESSENGER. NASA/Jet Propulsion Laboratory.

Mercurio.

¡Mira, mira, Mercurio! Ahí está, el pobre, atrapado entre el fuego y el hielo y con la cara partida a golpe de meteoritos. Tan cerca del sol, la temperatura en su punto subsolar llega a 427 ºC por irradiación directa, mientras que en sus polos cae hasta –183 ºC. Sí, ciento ochenta y tres grados bajo cero, a sólo cincuenta y ocho millones de kilómetros del Sol (en realidad, tiene la órbita más excéntrica de todo el sistema solar: varía entre 46 y 70 millones de kilómetros). Es un planeta rocoso, de tipo terrestre, que no posee lunas.

Probablemente lo estudió por primera vez un desconocido astrónomo asirio, hace unos tres mil cien años; sus observaciones nos llegaron a través del MUL.APIN babilónico. ¿Cómo sabemos que fue hace ese tiempo, y no otro? Sencillo: para que las observaciones registradas en el MUL.APIN cuadren, Mercurio tenía que estar en su posición correspondiente al 1.130 aC, con un error máximo de ochenta años arriba o abajo. Es lo que tiene la astronomía: puedes saber dónde estuvo, está o estará cualquier cuerpo celeste con extrema precisión, incluso aunque la observación fuera tan primitiva. Para los griegos, era Apolo cuando se veía al amanecer y Hermes cuando aparecía al anochecer. Fueron los romanos quienes le pusieron su nombre moderno en la mayoría de idiomas, por el dios Mercurio, equivalente latino del Hermes de los helenos.

Mercurio es el planeta más pequeño del sistema solar, muy denso y con una atmósfera extremadamente tenue compuesta por oxígeno molecular, sodio, hidrógeno, helio y algunas otras cosas en poca cantidad. En el fondo de los cráteres polares, que nunca quedan expuestos al cercano Sol, parece haber una cierta cantidad de agua en forma de hielo según las observaciones radáricas. Posee un núcleo ferroso desproporcionadamente grande, fundido y denso, rodeado por un manto de silicatos y una corteza bastante gruesa. Se cree que el planeta está contrayéndose por enfriamiento de su núcleo. Tuvo actividad volcánica en el pasado.

Ninguna potencia espacial se ha planteado seriamente la exploración o colonización de Mercurio, que ocupa un lugar menor en la literatura. La tecnología necesaria sería muy parecida a la utilizada en la Luna; el geólogo especialista en Ciencias Planetarias Bruce C. Murray, que cofundara la Sociedad Planetaria junto a Carl Sagan y Louis Friedman, ha definido a este planeta como una Tierra vestida de Luna. Por desgracia, viajar hasta allí con los medios presentes de la Humanidad resulta francamente problemático: está tan metido en el pozo de potencial gravitatorio del Sol que –además de exigir un montón de delta-V– obligaría a permanecer seis años dando vueltas a su alrededor antes de poder aterrizar. Pero en él, podrían encontrarse cantidades significativas de helio-3 para las tecnologías de fusión nuclear y diversos minerales valiosos; además, se ha sugerido que debe ser un buen sitio para construir grandes velas solares, lo que a su vez sería útil en la terraformación de Venus. A donde, por cierto, estamos llegando ya: han pasado seis minutos desde que abandonamos la fotosfera solar, Mercurio ha quedado a nuestras espaldas y nos aproximamos al lucero del alba: Venus, Hesperus, Lucifer.

Venus en color real.

Venus en color real. NASA/Ricardo Nunes.

Venus.

¿Qué podemos decir de Venus que no hayamos dicho ya? Bueno, pues muchas cosas, la verdad. La hermana de la Tierra es otro planeta rocoso, como ya sabemos cubierto por una densa atmósfera muy rica en dióxido de carbono, lo que le hace mantener una temperatura superficial capaz de fundir el plomo; los estudios sobre la atmósfera venusiana, con la muy significativa participación de nuestro astrofísico favorito, fueron los primeros en hacernos entender que el incremento de dióxido de carbono de origen antropogénico representaban un peligro grave para el clima terrestre. Así comenzó a investigarse el calentamiento global.

Por su distancia al Sol, Venus debería ser un planeta tórrido pero perfectamente habitable. Sin embargo, esa catástrofe carbónica en su atmósfera lo convierte en un verdadero infierno al que sólo las naves Venera lograron vencer, en lo que fueron los primeros viajes interplanetarios de máquinas creadas por esta especie nuestra.

Las órbitas de los planetas son elípticas, pero la de Venus es circular casi por completo y se toma algo más de 224 días terrestres y medio para describir una vuelta completa alrededor del Sol. Además, su rotación resulta bastante extraña. Por un lado, es la más lenta entre los planetas grandes del sistema solar: un día venusiano equivale a 243 días terrestres, con lo que este día venusiano resulta más largo que el año venusiano. Por otro, gira sobre sí mismo en sentido contrario a la mayoría de planetas, incluída la Tierra. Se cree que estas anomalías obedecen a un complejo blocaje de marea con el Sol y a fenómenos relacionados con su densa atmósfera.

Pero como estamos viajando tan deprisa, Venus ya queda atrás y nos acercamos a la Tierra. Sí, es ese mundo azul de ahí delante. Me han dicho que hay en él algunas cosas curiosas. Llevamos ahora mismo unos ocho minutos de viaje.

Tierra en color real

Tierra en color real. Earth Observatory, NASA.

Tierra.

Tierra es un planeta rocoso, aunque la presencia de agua líquida, hielo y aire en su superficie le otorga ese aspecto peculiar como de canica azul. Si te fijas bien, sobre algunos puntos de sus continentes se distinguen zonas verduzcas. Eso es porque hay vida en ella, ¿te lo puedes creer? Vida terrestre vegetal, sustentada en la clorofila, lo que le otorga esa tonalidad. Algunas investigaciones aseguran que hay también animales, incluído uno que camina sobre dos patas y sabe encender luces en la oscuridad como si se creyera una especie de luciérnaga artificial. Qué bichejo más gracioso, ¿verdad? ¿Verlo desde aquí? No, por supuesto que a esta distancia resulta invisible. Además, no tiene mayor importancia, es un animalejo muy primitivo. Fíjate tú que se pasa la vida tirando líneas en el mapa a las que llama «fronteras» y luego las marca con orina, no, perdón, con trapos de colores, creo, ¡y hasta se mata por defenderlas! En un lugar tan pequeño, ¿no es cosa de risa? Nada, un bichejo irrelevante, ya te digo.

Tierra da una vuelta al Sol cada 365 días terrestres y un cuarto, aproximadamente. Quitando esas curiosidades de su superficie, es un planeta de lo más normalucho; sólo destaca por ser el más denso del sistema solar y por poseer una Luna bastante aburrida y muerta. Ah, sí, y porque tiene tectónica de placas: esos continentes que ves se mueven, muy lentamente, a lo largo de los eones.

Vamos directos a ella. Sujétate fuerte: existe un 25% de probabilidades de que choquemos con algún átomo o molécula durante nuestro recorrido hasta la superficie. En ese caso, contribuiríamos a formar parte del color del cielo terrestre mediante dos fenómenos llamados dispersión de Rayleigh y difusión de Mie. ¡Mira cómo se la pegan esos! Cuando la luz alcanza una molécula del aire, una parte de ella tiende a ser absorbida y después irradiada en una dirección distinta. La luz de onda corta (correspondiente a un color azulado, con aportación de verdes y violetas) resulta más absorbida e irradiada que la de onda larga (rojos, amarillos, naranjas). Es decir: la fría luz azul sufre mucha más dispersión de Rayleigh que la de los colores más cálidos. De hecho, le afecta tanto que se dispersa por toda la atmósfera y, mires adonde mires, te llega algo de ella. Este es el motivo de que el cielo sea normalmente azul.

Cuando miras hacia el horizonte, da la impresión de que el cielo tiene una tonalidad más pálida. Esto se debe a que la luz dispersada se dispersa y mezcla aún más, muchas veces, antes de alcanzar tus ojos (hay mucha más masa de aire si miras en horizontal que si miras hacia la vertical). Esta es también la razón de que parezca que el sol brilla menos cuando sale o cuando se pone. Y hace que los atardeceres y amaneceres tengan tonos rojizos: toda la luz de onda más corta resulta dispersada (azules, verdes) y sólo la de onda más larga (rojo, naranja) logra atravesar la atmósfera hasta tu retina. Este espectáculo de colores es el resultado de la dispersión de Rayleigh para los fotones de luz.

Puesta de sol desde la ISS

Puesta de sol a través de la atmósfera terrestre, tomada desde la Estación Espacial Internacional. Debido a una combinación curiosa de los fenómenos de dispersión y difusión mencionados en el texto, cada uno de los colores se corresponde a grandes rasgos con las distintas capas de la atmósfera (troposfera en amarillos y naranjas; estratosfera en blancos y grises; mesosfera, termosfera, ionosfera y exosfera en azules). La región negra inferior es la superficie terrestre y la superior, el espacio exterior. En esa estrecha franja de colores, que tratamos con tan enorme irresponsabilidad, alienta casi todo lo que amamos en este cosmos.

Sin embargo, si la luz se encuentra con partículas de mayor tamaño que los átomos y moléculas de la atmósfera (por ejemplo, las gotas de agua que forman las nubes), la dispersión de Rayleigh no puede producirse porque depende de la relación entre la amplitud de onda de la luz y el tamaño del objeto interpuesto. Cuando el tamaño de estas partículas alcanza un 10% aproximadamente de la longitud de onda de la luz incidente, el modelo de Rayleigh colapsa y deja paso a la difusión de Lorenz-Mie (no confundir con Lorentz). Siguiendo a Mie, la luz de todas las frecuencias (y no sólo la azul) resulta dispersada de manera muy parecida. Por tanto, no se produce una selección de un color específico (salvo debido a las propiedades físico-químicas de la materia donde esté incidiendo la luz). Y ese es el motivo de que las nubes sean blancas o grises.

En general, la luz de onda más larga (correspondiente a los colores cálidos) atraviesa la atmósfera y llega a la superficie sin muchos problemas. Como nosotros elegimos un fotón de onda larga, no hemos topado con nada, no hemos sufrido dispersión y por tanto estamos llegando ya al duro suelo. Ops, creo que vamos a dar contra esa mesa de ahí: esa a la que está sentado uno de esos bichejos de dos patas leyendo no sé qué en uno de sus ordenadores. Como hemos viajado a la velocidad de la luz (ejem…), hace 499 segundos que salimos del Sol, hemos recorrido unos ciento cincuenta millones de kilómetros y ahora vamos a…

Ojo.

…¡chocar! En realidad, lo que ocurre es que hemos caído dentro del radio de influencia de uno de los átomos que componen la mesa. Ahora pueden ocurrir dos cosas: que seamos absorbidos o que seamos rebotados. Los átomos que componen la mesa, por su naturaleza químico-física, tienden a absorber la luz en determinadas frecuencias y a reflejarla en otras. La luz reflejada puede entonces alcanzar los ojos e instrumentos que se encuentren alrededor, excitándolos; por lo que tales ojos e instrumentos (como el sensor de una cámara) verán la mesa (o cualquier otro objeto) gracias a la luz que ésta ha rechazado (reflejado). Es decir: vemos las cosas por la luz reflejada en las frecuencias (colores) que sus átomos no quieren y por tanto expulsan. Por esto decimos que las cosas son de todos los colores menos del color que las vemos.

Como viajábamos sobre un fotón de onda larga y luz cálida (rojos, naranjas, amarillos), y al menos algún elemento de la mesa tiene esa tonalidad, sus átomos nos han rechazado y hemos salido rebotados en dirección a… ¡bueno, pues parece que hacia el ojo del bichejo! Como le dé por parpadear ahora mismo, igual salimos reflejados otra vez (hacia cualquier otro lugar como, por ejemplo, una cámara que le estuviera haciendo una foto de la cara: entonces, contribuiríamos a formar la imagen del párpado cerrado).

Ojo humano

Ojo humano (sección)

Al penetrar en su córnea –la envoltura transparente delantera del ojo, compuesta por tres capas y dos membranas que las separan– vamos a sufrir un fenómeno llamado refracción. Es decir, un cambio brusco de dirección; tanto que la imagen se va a invertir por completo. Debido a la forma del ojo, la córnea actúa como una lente y concentra la mayor parte de los fotones de luz incidente hacia un punto en el interior; costó muchos cientos de millones de años de evolución biológica e incontables callejones sin salida llegar a algo así. Por fortuna, como hay tantos ojos en la naturaleza y han ido apareciendo a lo largo de tanto tiempo, la evolución del ojo es una de las mejor conocidas. Y sin embargo, el ojo humano tiene varias imperfecciones, una de ellas traducida en un punto ciego, que las sepias por ejemplo no sufren. En realidad, nuestro ojo dista de ser perfecto en comparación con el de otros animales.

Aún cabalgando nuestro fotón absorbido-reemitido por la mesa, atravesamos la cámara anterior –llena de humor acuoso– y pasamos por la pupila: la apertura circular en el centro del iris, esa membrana que cada persona tiene de un color distinto. El iris es básicamente un esfínter fotosensible, que se contrae o distiende según la cantidad de fotones incidentes para ajustar la iluminación total en el interior del ojo. Cuando hay poca luz se abre, permitiendo que entre toda la posible; y cuando hay mucha se cierra, evitando el deslumbramiento hasta cierto límite. Cruzamos así las puertas del iris y nos adentramos en el cristalino.

El cristalino es una lente autoajustable bajo el control del sistema nervioso que permite enfocar objetos a distintas distancias, fenómeno conocido como acomodación; esto provoca una segunda refracción (cambio de dirección de los fotones) que ajusta con más finura la causada por la córnea. Así, atravesamos ya el gel transparente que rellena la esfera del ojo –llamado humor vítreo– y nos precipitamos hacia el fondo de la retina.

Este es ya un tejido nervioso complejo, conectado directamente al cerebro mediante el nervio óptico, hasta tal punto que casi casi se podría denominar una proyección especializada del cerebro dentro del ojo. La retina está compuesta por grandes cantidades de neuronas interconectadas mediante sinapsis. Entre estas neuronas se encuentran unas muy especializadas en captar la luz. Son las células fotorreceptoras, típicamente conos y bastones.

La disposición de estas células y de las otras neuronas que las conectan al nervio óptico conduce a otro divertido debate con los partidarios del diseño inteligente (creacionismo bajo tapadera pseudocientífica). Resulta que en el ojo humano las células conectoras están dispuestas por delante de las células fotorreceptoras, con lo que muchos fotones quedan absorbidos en ellas sin efecto alguno, obstruyendo el paso de la luz y reduciendo así la agudeza visual; evidentemente, cabe preguntarse qué clase de diseñador hace pasar el cableado de una cámara por delante del sensor CCD. De nuevo, son las sepias quienes tienen dispuestas las células de la retina a la manera lógica; quizá ellas sean el pueblo elegido.

La retina según Santiago Ramón y Cajal

Estructura de la retina según la dibujó D. Santiago Ramón y Cajal (ca. 1900). En el Instituto Cajal del CSIC, Madrid.

Aquí acaba el recorrido de nuestro fotón, bien atrapado estúpidamente en una de estas células interconectoras o bien logrando actuar un fotorreceptor, tras su viaje de ocho minutos y diecinueve segundos desde el Sol. Si logra superar ese fallo de diseño de la retina, excitará uno de estos conos o bastones. Los bastones son extremadamente sensibles, capaces de detectar un solo fotón, permitiendo así la visión en condiciones de baja visibilidad (visión escotópica); a cambio, no pueden detectar colores. Son monocromáticos, con una sensibilidad óptima en torno a las frecuencias verdeazuladas. Por eso, cuando la iluminación desciende, seguimos siendo capaces de ver sombras pero perdemos la mayor parte de la visión en color.

Los conos, por el contrario, necesitan mucha más energía lumínica para excitarse. Sin embargo, en el ojo humano están presentes en tres sabores, cada uno de ellos más sensible a las frecuencias correspondientes a un color: verde, roja y azul. Así, nos proporcionan la visión fotópica tricromática: lo que llamamos ver en colores. La mayor parte de los mamíferos sólo son capaces de ver en dos colores, o carecen por completo de la capacidad para ver en color. Sin embargo, la mayor parte de las aves y algunos peces y anfibios poseen visión tetracromática: pueden ver un cuarto color, invisible para nosotros. ¿Y cuál es ese cuarto color? Pues a menudo la luz ultravioleta, que se difunde en una frecuencia indetectable por los fotorreceptores humanos (aunque no por sus instrumentos, claro). Parece ser que ciertas hembras humanas podrían tener una tenue visión tetracromática, pero esto no está demostrado todavía.

Algunas mariposas, lampreas y aves como las palomas son pentácromas. Esto es: poseen conos especializados en distinguir cinco colores básicos (e incluso más). Como resultado, pueden ver unos cien mil millones de colores distintos, mucho más allá de lo que constituye luz visible para la gente humana. Esa es una experiencia inimaginable. Aunque nosotros –por supuesto– seamos capaces de observar en todas esas frecuencias y muchas más a través de nuestros aparatos, la experiencia de ver realmente un mundo tan multicolor nos está vedada por completo: es como tratar de imaginarse la cuarta dimensión. No existen tales fotorreceptores en nuestros ojos y nuestro cerebro no ha podido evolucionar con ellos, por lo que estaríamos de todos modos incapacitados para interpretar sus señales. Dependemos de los datos instrumentales y las imágenes sintéticas en falso color para acceder a esa parte de la realidad; cualquier paloma la ve con un simple vistazo.

Los fotones incidentes excitan estas células fotorreceptoras estimulando algunas moléculas que se encuentran en su interior: la rodopsina y las yodopsinas, un conjunto de proteínas sensibles a la luz denominadas opsinas. Aquí se da otro fenómeno curioso. Todas estas células están activadas constantemente. Cuando resultan excitadas por la luz, entonces se inhiben y dejan de transmitir señales electroquímicas. Es esta desconexión la que activa las células transmisoras (las que están por delante) y entonces se emite una señal visual hacia el cerebro por el nervio óptico. Esto es, funciona al revés de como uno se podría imaginar en un principio: los fotorreceptores quedan inhibidos y eso es lo que dispara la señal visual hacia el cerebro en los transmisores.

O sea, que esto ya se asemeja a uno de esos bromazos a los que Mamá Naturaleza es tan aficionada: vemos las cosas de todos los colores menos de los colores que son (que admiten); las vemos boca abajo debido a la refracción en sus lentes (es nuestro cerebro quien se encarga de ponerlas boca arriba otra vez); y además las vemos porque detienen (en vez de activar) la acción de las células fotorreceptoras, lo que a su vez activa (en vez de detener) al sistema neurotransmisor. El mundo al revés, vaya. Para acabar de arreglarlo, aproximadamente la mitad de las fibras de cada nervio óptico se cruzan en el quiasma óptico y van a parar al lado opuesto del cerebro. Así las señales que viajan por ellas llegan finalmente a la corteza visual, que se encuentra (¡cómo no!) en la parte posterior de la cabeza, encima de la nuca. Es en esta corteza donde se construye el mapa de toda la información captada a través de los ojos, constituyendo así –literalmente– nuestra visión del mundo y contribuyendo decisivamente a formar nuestros pensamientos y emociones.

Y la energía que mueve todo esto procede también del Sol. Además de la radiación solar directa que mantiene viva la biosfera terrestre, los animales somos parásitos de las plantas a través de la cadena alimentaria; plantas que dependen a su vez de la fotosíntesis (propulsada por energía solar). Hijos e hijas del Sol y de la lluvia, polvo de estrellas, desde siempre y para siempre jamás.

Escrito sobre una idea original de Orlando Sánchez Maroto al que, por tanto, dedico este post. ¡Gracias, Orlando!

Premio Experientia Docet a la divulgación científica

Premio Experientia Docet a la excelencia en la divulgación científica.

Este post ha recibido el premio Experientia Docet a la excelencia en la divulgación científica.
Con mi agradecimiento. :-)

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¡Qué malo!Pschá.No está mal.Es bueno.¡¡¡Magnífico!!! (95 votos, media: 4,93 de 5)
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