100 preguntas basicas sobre ciencia

Si no hay nada más rápido que la luz, ¿qué son los taquiones, que al parecer se mueven más deprisa que ella?

La teoría especial de la relatividad de Einstein dice que es imposible hacer que ningún objeto de nuestro universo se mueva a una velocidad mayor que la de la luz en el vacío. Haría falta una cantidad infinita de energía para comunicarle una velocidad igual a la de luz, y la cantidad «plus quam infinita» necesaria para pasar de ese punto sería impensable.

Pero supongamos que un objeto estuviese moviéndose ya más deprisa que la luz.

La luz se propaga a 299.793 kilómetros por segundo. Pero, ¿qué ocurriría si un objeto de un kilogramo de peso y de un centímetro de longitud se estuviera moviendo a 423.971 kilómetros por segundo? Utilizando las ecuaciones de Einstein comprobamos que el objeto tendría entonces una masa de - kilogramos y una longitud de + centímetros.

O dicho con otras palabras: cualquier objeto que se mueva más deprisa que la luz tendría que tener una masa y una longitud expresadas en lo que los matemáticos llaman «números imaginarios» (véase pregunta 6). Y como no conocemos ninguna manera de visualizar masas ni longitudes expresadas en números imaginarios, lo inmediato es suponer que tales cosas, al ser impensables, no existen.

Pero en el año 1967, Gerald Feinberg, de la Universidad Columbia, se preguntó si era justo proceder así. (Feinberg no fue el primero que sugirió la partícula; el mérito es de O. M. Bilaniuk y E. C. G. Sudarshan. Pero fue Feinberg quien divulgó la idea.) Pudiera ser, se dijo, que una masa y una longitud «imaginarias» fuesen simplemente un modo de describir un objeto con gravedad negativa (pongamos por caso): un objeto que, dentro de nuestro universo, repele a la materia en lugar de atraerla gravitatoriamente.

Feinberg llamó «taquiones» a estas partículas más rápidas que la luz y de masa y longitud imaginarias; la palabra viene de otra que en griego significa «rápido». Si concedemos la existencia de estos taquiones, ¿podrán cumplir los requisitos de las ecuaciones de Einstein?

Aparentemente, sí. No hay inconveniente alguno en imaginar un universo entero de taquiones que se muevan más deprisa que la luz pero que sigan cumpliendo los requisitos de la relatividad. Sin embargo, en lo que toca a la energía y a la velocidad, la situación es opuesta a lo que estamos acostumbrados.

En nuestro universo, el «universo lento», un cuerpo inmóvil tiene energía nula; a medida que adquiere energía va moviéndose cada vez más deprisa, y cuando la energía se hace infinita el cuerpo va a la velocidad de la luz. En el «universo rápido», un taquión de energía nula se mueve a velocidad infinita, y cuanta más energía adquiere más despacio va; cuando la energía se hace infinita, la velocidad se reduce a la de la luz.

En nuestro universo lento ningún cuerpo puede moverse más deprisa que la luz bajo ninguna circunstancia. En el universo rápido, un taquión no puede moverse más despacio que la luz en ninguna circunstancia. La velocidad de la luz es la frontera entre ambos universos y no puede ser cruzada.

Pero los taquiones ¿realmente existen? Nada nos impide decidir que es posible que exista un universo rápido que no viole la teoría de Einstein, pero el que sea posible no quiere decir que sea.

Una posible manera de detectar el universo rápido se basa en la consideración de que un taquión, al atravesar un vacío con velocidad superior a la de la luz, tiene que dejar tras sí un rastro de luz potencialmente detectable. Naturalmente, la mayoría de los taquiones irían muy, muy deprisa, millones de veces más deprisa que la luz (igual que los objetos corrientes se mueven muy despacio, a una millonésima de la velocidad de la luz).

Los taquiones ordinarios y sus relámpagos de luz pasarían a nuestro lado mucho antes de que nos pudiésemos percatar de su presencia. Tan sólo aquellos pocos de energía muy alta pasarían con velocidades próximas a la de la luz. Y aún así, recorrerían un kilómetro en algo así como 1/300.000 de segundo, de modo que detectarlos exigiría una operación harto delicada.

100 preguntas basicas sobre ciencia

¿Qué es, en pocas palabras, la teoría de la relatividad de Einstein?

Según las leyes del movimiento establecidas por primera vez con detalle por Isaac Newton hacia 1680-89, dos o más movimientos se suman de acuerdo con las reglas de la aritmética elemental. Supongamos que un tren pasa a nuestro lado a 20 kilómetros por hora y que un niño tira desde el tren una pelota a 20 kilómetros por hora en la dirección del movimiento del tren. Para el niño, que se mueve junto con el tren, la pelota se mueve a 20 kilómetros por hora. Pero para nosotros, el movimiento del tren y el de la pelota se suman, de modo que la pelota se moverá a la velocidad de 40 kilómetros por hora.

Como veis, no se puede hablar de la velocidad de la pelota a secas. Lo que cuenta es su velocidad con respecto a un observador particular. Cualquier teoría del movimiento que intente explicar la manera en que las velocidades (y fenómenos afines) parecen variar de un observador a otro sería una «teoría de la relatividad».

La teoría de la relatividad de Einstein nació del siguiente hecho: lo que funciona para pelotas tiradas desde un tren no funciona para la luz. En principio podría hacerse que la luz se propagara, o bien a favor del movimiento terrestre, o bien en contra de él. En el primer caso parecería viajar más rápido que en el segundo (de la misma manera que un avión viaja más aprisa, en relación con el suelo, cuando lleva viento de cola que cuando lo lleva de cara). Sin embargo, medidas muy cuidadosas demostraron que la velocidad de la luz nunca variaba, fuese cual fuese la naturaleza del movimiento de la fuente que emitía la luz.

Einstein dijo entonces: supongamos que cuando se mide la velocidad de la luz en el vacío, siempre resulta el mismo valor (unos 299.793 kilómetros por segundo), en cualesquiera circunstancias. ¿Cómo podemos disponer las leyes del universo para explicar esto?

Einstein encontró que para explicar la constancia de la velocidad de la luz había que aceptar una serie de fenómenos inesperados.

Halló que los objetos tenían que acortarse en la dirección del movimiento, tanto más cuanto mayor fuese su velocidad, hasta llegar finalmente a una longitud nula en el límite de la velocidad de la luz; que la masa de los objetos en movimiento tenía que aumentar con la velocidad, hasta hacerse infinita en el límite de la velocidad de la luz; que el paso del tiempo en un objeto en movimiento era cada vez más lento a medida que aumentaba la velocidad, hasta llegar a pararse en dicho límite; que la masa era equivalente a una cierta cantidad de energía y viceversa.

Todo esto lo elaboró en 1905 en la forma de la «teoría especial de la relatividad», que se ocupaba de cuerpos con velocidad constante. En 1915 extrajo consecuencias aún más sutiles para objetos con velocidad variable, incluyendo una descripción del comportamiento de los efectos gravitatorios. Era la «teoría general de la relatividad».

Los cambios predichos por Einstein sólo son notables a grandes velocidades. Tales velocidades han sido observadas entre las partículas subatómicas, viéndose que los cambios predichos por Einstein se daban realmente, y con gran exactitud. Es más, sí la teoría de la relatividad de Einstein fuese incorrecta, los aceleradores de partículas no podrían funcionar, las bombas atómicas no explotarían y habría ciertas observaciones astronómicas imposibles de hacer.

Pero a las velocidades corrientes, los cambios predichos son tan pequeños que pueden ignorarse. En estas circunstancias rige la aritmética elemental de las leyes de Newton; y como estamos acostumbrados al funcionamiento de estas leyes, nos parecen ya de «sentido común», mientras que la ley de Einstein se nos antoja «extraña».

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¿Qué es la teoria del campo unificado?

A mediados del siglo xix se conocían cuatro fenómenos que eran capaces de hacerse notar a través del vacío. Eran: 1) gravitación, 2) luz, 3) atracción y repulsión eléctricas, y 4) atracción y repulsión magnéticas.

Al principio parecía que los cuatro fenómenos eran completamente independientes, que no tenían necesariamente ninguna conexión entre sí. Pero entre 1864 y 1873 el físico teórico escocés J. Clerk Maxwell analizó matemáticamente los fenómenos eléctricos y magnéticos, encontrando ciertas relaciones básicas (las «ecuaciones de Maxwell») que describían tanto los fenómenos eléctricos como los magnéticos y que demostraban que los unos dependían de los otros. No había ningún efecto eléctrico que no fuese acompañado de un determinado efecto magnético, y viceversa. En otras palabras, podía hablarse de un «campo electromagnético», que se extendía a través del vacío y que, por contacto, influía sobre los cuerpos de acuerdo con la intensidad del campo en ese punto del espacio.

Maxwell demostró también que haciendo oscilar de manera regular a este campo se originaba una radiación que se alejaba de la fuente de oscilación a la velocidad de la luz en todas direcciones. La luz propiamente dicha era una de esas «radiaciones electromagnéticas» y Maxwell predijo la existencia de formas de luz con longitudes de onda mucho más pequeñas y mucho más grandes que la de la luz ordinaria. Esas otras formas de luz fueron descubiertas a lo largo de los veinte años siguientes, y hoy día se habla de todo un «espectro electromagnético».

Así pues, de los cuatro fenómenos mencionados al principio, tres (electricidad, magnetismo y luz) quedaron fundidos en un único campo. Pero quedaba aún la gravedad por explicar. Estaban 1) el campo electromagnético y 2) el campo gravitatorio, que al parecer seguían siendo dos campos independientes.

Los físicos, sin embargo, pensaban que sería mucho más bonito que hubiese un solo campo (esa es la «teoría del campo unificado»); y así empezaron a buscar la manera de describir los efectos electromagnéticos y los gravitatorios de modo que la existencia de unos pudiera utilizarse para describir la naturaleza de la existencia de los otros.

Pero aunque se descubriesen unas ecuaciones que combinaran los efectos electromagnéticos y los gravitatorios, no lograrían del todo proporcionar —según los criterios actuales— un campo auténticamente unificado. Después de 1935 se descubrieron dos nuevos tipos de campo que sólo afectan a las partículas subatómicas y, además, sólo a distancias inferiores al diámetro de un núcleo atómico. Son la «interacción nuclear fuerte» y la «interacción nuclear débil».

Un auténtico campo unificado tendría que dar cuenta de los cuatro campos que hoy se conocen.

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¿Qué es la antigravedad? ¿Cómo puede estudiarse?

Hay dos tipos de campos —los electromagnéticos y los gravitatorios— cuya intensidad decrece con el cuadrado de la distancia. Esta disminución de intensidad es suficientemente lenta para permitir que un campo electromagnético o gravitatorio sea detectable a grandes distancias. La Tierra está firmemente sujeta por el campo gravitatorio solar, pese a que el Sol está a 150 millones de kilómetros.

Sin embargo, el campo gravitatorio es, con mucho, el más débil de los dos. El campo electromagnético creado por un electrón es algo así como cuatro septillones más intenso que su campo gravitatorio.

Claro está que, parecer, sí parecen intensos los campos gravitatorios. Cada vez que nos caemos experimentamos dolorosamente la intensidad del campo gravitatorio terrestre. Pero es sólo porque la Tierra tiene un tamaño inmenso. Cada fragmento diminuto contribuye a ese campo, y al final la suma es ingente.

Pero suponed que cogemos 100 millones de electrones (que, juntados en un punto, ni siquiera se verían al microscopio) y los dispersamos por un volumen del tamaño de la Tierra. El campo electromagnético resultante sería igual al campo gravitatorio de toda la Tierra.

¿Por qué no notamos más los campos electromagnéticos que los gravitatorios?

Aquí es donde surge otra diferencia. Hay dos clases de carga eléctrica, llamadas positiva y negativa, de modo que un campo electromagnético puede resultar en una atracción (entre una carga positiva y otra negativa) o en una repulsión (entre dos positivas o entre dos negativas). De hecho, si la Tierra no contuviera otra cosa que esos 100 millones de electrones, éstos se repelerían y se dispersarían en todas direcciones.

Las fuerzas de atracción y repulsión electromagnéticas sirven para mezclar a fondo las cargas positivas y negativas, de modo que el efecto de éstas se anula en definitiva. Aquí y allá es posible que surjan pequeñísimos excesos o defectos de electrones, y los campos electromagnéticos que nosotros estudiamos son precisamente los correspondientes a estos desplazamientos.

El campo gravitatorio, por el contrario, parece ser que sólo produce fuerzas de atracción. Cualquier objeto que posea masa atrae a cualquier otro que también la posea, y a medida que se acumula la masa aumenta también la intensidad del campo gravitatorio, sin cancelación alguna.

Si un objeto con masa repeliera a otro objeto (dotado también de masa) con la misma intensidad y de la misma manera que se atraen dichos objetos en las condiciones gravitatorias normales, lo que tendríamos sería «antigravedad» o «gravedad negativa».

Jamás se ha detectado una repulsión gravitatoria de este tipo, pero quizá sea porque todos los objetos que podemos estudiar con detalle están constituidos por partículas ordinarias.

Pero además de las partículas ordinarias están las «antipartículas», que son iguales que aquéllas, salvo que el campo electromagnético está invertido. Si una partícula dada tiene carga negativa, la correspondiente antipartícula la tiene positiva. Y puede ser que el campo gravitatorio de las antipartículas también esté invertido. Dos antipartículas se atraerían gravitatoriamente igual que dos partículas, pero una antipartícula y una partícula se repelerían.

Lo malo es que los campos gravitatorios son tan débiles, que en partículas o antipartículas sueltas es imposible detectarlos, como no sea en masas grandes. Masas grandes de partículas sí tenemos, pero en cambio nadie ha reunido una masa apreciable de antipartículas. Ni tampoco ha sugerido nadie un modo alternativo, y práctico, de detectar los efectos antigravitatorios.

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¿Qué quiere decir que el espacio está curvado?

Al leer, así, de pronto, que la teoría de la relatividad de Einstein habla del «espacio curvado», uno quizá tiene todo derecho a sentirse desconcertado. El espacio vacío ¿cómo puede, ser curvo? ¿Cómo se puede doblar el vacío?

Para verlo, imaginemos que alguien observa, desde una nave espacial, un planeta cercano. El planeta está cubierto todo él por un profundo océano, de modo que es una esfera de superficie tan pulida como la de una bola de billar. Y supongamos también que por este océano planetario navega un velero a lo largo del ecuador, rumbo este.

Imaginemos ahora algo más. El planeta es completamente invisible para el observador. Lo único que ve es el velero. Al estudiar su trayectoria comprueba con sorpresa que el barco sigue un camino circular. Al final, regresará al punto de partida, habiendo descrito entonces una circunferencia completa.

Si el barco cambia de rumbo, ya no será una circunferencia perfecta. Pero por mucho que cambie de rumbo, por mucho que vire y retroceda, la trayectoria se acoplará perfectamente a la superficie de una esfera.

De todo ello el observador deducirá que en el centro de la esfera hay una fuerza gravitatoria que mantiene al barco atado a una superficie esférica invisible. O también podría deducir que el barco está confinado a una sección particular del espacio y que esa sección está curvada en forma de esfera. O digámoslo así: la elección está entre una fuerza y una geometría espacial.

Diréis que la situación es imaginaria, pero en realidad no lo es. La Tierra describe una elipse alrededor del Sol, como si navegara por una superficie curvada e invisible, y para explicar la elipse suponemos que entre el Sol y la Tierra hay una fuerza gravitatoria que mantiene a nuestro planeta en su órbita.

Pero suponed que en lugar de ello consideramos una geometría espacial. Para definirla podríamos mirar, no el espacio en sí, que es invisible, sino la manera en que los objetos se mueven en él. Si el espacio fuese «plano», los objetos se moverían en líneas rectas; si fuese «curvo», en líneas curvas.

Un objeto de masa y velocidad dadas, que se mueva muy alejado de cualquier otra masa, sigue de hecho una trayectoria casi recta. Al acercarse a otra masa, la trayectoria se hace cada vez más curva. La masa, al parecer, curva el espacio; cuanto mayor y más próxima, más acentuada será la curvatura.

Quizá parezca mucho más conveniente y natural hablar de la gravitación corno una fuerza, que no como una geometría espacial... hasta que se considera la luz. La luz no tiene masa, y según las viejas teorías no debería verse afectada por la fuerza gravitatoria. Pero si la luz viaja por el espacio curvado, también debería curvarse su trayectoria. Conociendo la velocidad de la luz se puede calcular la deflexión de su trayectoria al pasar cerca de la ingente masa del Sol.

En 1919 se comprobó esta parte de la teoría de Einstein (anunciada tres años antes) durante un eclipse de Sol. Para ello se comparó la posición de las estrellas próximas al Sol con la posición registrada cuando el Sol no se hallaba en esa parte de los cielos. La teoría de Einstein quedó confirmada y desde entonces es más exacto hablar de la gravedad en función del espacio curvado, que no en función de una fuerza.

Sin embargo, justo es decir que ciertas medidas, muy delicadas, de la forma del Sol, realizadas en 1967, pusieron en duda la teoría de la gravitación de Einstein. Para ver lo que pasará ahora y en el futuro habrá que esperar.

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¿Cuál es la unidad de tiempo más pequeña posible?

Poco después de 1800 se sugirió que la materia consistía en pequeñas unidades llamadas «átomos». Poco después de 1900 se aceptó que la energía constaba de pequeñas unidades llamadas «cuantos». Pues bien, ¿hay alguna otra magnitud común que venga en pequeñas unidades fijas? ¿El tiempo, por ejemplo?

Hay dos maneras de encontrar una «unidad lo más pequeña posible». Está primero el método directo de dividir una cantidad conocida hasta que no se pueda seguir dividiendo: descomponer una masa conocida en cantidades cada vez más pequeñas hasta quedarnos con un solo átomo, o dividir energías conocidas hasta obtener un solo cuanto. El otro método, indirecto, consiste en observar algún fenómeno que no pueda explicarse a menos que supongamos la existencia de una unidad mínima.

En el caso de la materia, la necesidad de una teoría atómica vino a través de una serie muy nutrida de observaciones químicas, entre las cuales figuraban la «ley de las proporciones definidas» y la «ley de las proporciones múltiples». En el caso de la energía, fue el estudio de la radiación del cuerpo negro y la existencia del efecto fotoeléctrico lo que determinó la necesidad de la teoría cuántica.

En el caso del tiempo, el método indirecto falla... al menos hasta ahora. No se han observado fenómenos que hagan necesario suponer que existe una unidad de tiempo mínima.

¿Y por el método directo? ¿Podemos observar períodos de tiempo cada vez más cortos, hasta llegar a algo que sea lo más corto posible?

Los físicos empezaron a manejar intervalos de tiempo ultracortos a raíz del descubrimiento de la radiactividad. Algunos tipos de átomos tenían una vida media muy breve. El polonio 212, por ejemplo, tiene una vida media inferior a una millonésima (10^-6) de segundo. Se desintegra en el tiempo que tarda la Tierra en recorrer una pulgada en su giro alrededor del Sol a 29,8 kilómetros por segundo. Pero por mucho que los físicos estudiaron estos procesos con detalle, no había ningún signo, durante ese intervalo, de que el tiempo fluyese a pequeños saltos y no uniformemente.

Pero podemos ir un poco más lejos. Algunas partículas subatómicas se desintegran en intervalos de tiempo mucho más cortos. En la cámara de burbujas hay partículas que, viajando casi a la velocidad de la luz, logran formar, entre el momento de su nacimiento y el de su desintegración, una traza de unos tres centímetros, que corresponde a una vida de una diezmilmillonésima (10^-10) de segundo.

Más ahí tampoco acaba la cosa. Durante los años sesenta se descubrieron partículas de vida especialmente corta. Tan efímeras, que aun moviéndose casi a la velocidad de la luz no podían desplazarse lo bastante para dejar una traza medible. El tiempo que vivían había que medirlo por métodos indirectos y resultó que estas «resonancias» de vida ultracorta vivían sólo diezcuatrillonésimas (10^-23) de segundo.

Es casi imposible hacerse una idea de un tiempo tan fugaz. La vida de una resonancia es a una millonésima de segundo lo que una millonésima de segundo a tres mil años.

O mirémoslo de otra manera, La luz se mueve en el vacío a unos 300.000 kilómetros por segundo, que es la velocidad más grande que se conoce. Pues bien, la distancia que recorre la luz entre el nacimiento y la muerte de una resonancia es de 10^-13 centímetros. ¡Aproximadamente la anchura de un protón!

Pero tampoco hay que pensar que la vida de una resonancia es la unidad de tiempo más pequeña que puede haber. No hay signos de que exista un límite.

100 preguntas basicas sobre ciencia

¿Qué ocurre con las sondas planetarias después de pasar por un planeta? ¿A dónde van a parar?

La mayoría de los satélites lanzados por los Estados Unidos y la Unión Soviética entran en órbita alrededor de la Tierra.

La órbita de un satélite puede cortar la superficie de la Tierra, de modo que vuelve a nuestro planeta al cabo de una sola vuelta. Los dos primeros vuelos «suborbitales» de las cápsulas Mercurio fueron de este tipo. Hay veces que la órbita del satélite describe un bucle tan grande alrededor de la Tierra, que llega incluso más allá de la Luna, como hizo el Lunik III para tomar fotografías de la «otra cara» de la Luna.

Si se lanza un satélite con una velocidad mayor que 11 kilómetros por segundo, el campo gravitatorio terrestre no le podrá retener y el satélite entrará en una órbita independiente alrededor del Sol, cuyo campo gravitatorio, más intenso que el de la Tierra, le permite retener cuerpos de mayor velocidad. Una órbita alrededor del Sol puede cortar la superficie de algún cuerpo celeste, como fue el caso de los Rangers VII, VIII y IX, que se estrellaron contra la Luna (a propósito, claro está).

Pero también puede ser que un satélite en órbita alrededor del Sol no corte la superficie de ningún cuerpo celeste, y entonces seguirá describiendo su elipse alrededor del Sol indefinidamente. Las diversas «sondas lunares» y «sondas planetarias» son de esta clase.

Las trayectorias de las sondas colocadas en órbita alrededor del Sol pueden calcularse de modo que en su primera revolución se aproximen mucho a la Luna (Pioneer IV), a Venus (Mariner II) o a Marte (Mariner IV). En el transcurso de esta aproximación, la sonda envía información acerca del cuerpo estudiado y del espacio circundante. La sonda rebasará luego el cuerpo celeste y proseguirá su órbita alrededor del Sol.

Si las sondas no se vieran afectadas por el campo gravitatorio del planeta por el que pasan, volverían finalmente al punto del espacio desde el que fueron lanzadas (aunque la Tierra habría proseguido entretanto su órbita y no estaría ahí ya).

Lo cierto, sin embargo, es que la sonda planetaria se desplaza a una nueva órbita como consecuencia de la atracción del planeta por el que pasa. Es más: la órbita cambia un poco cada vez que pasa cerca de un cuerpo pesado, con lo cual es casi imposible predecir con exactitud la posición de una sonda al cabo de una o dos revoluciones alrededor del Sol. Las ecuaciones que representan sus movimientos son demasiado complicadas para que merezca la pena molestarse en resolverlas.

Si las sondas pudiesen radiar continuamente señales, habría la posibilidad de seguirlas, cualquiera que fuese su órbita, sobre todo cerca de la Tierra. Pero es que, una vez que se agotan las baterías, el satélite se pierde. No puede emitir señales y además es demasiado pequeño para divisarlo. Todas las sondas acaban por perderse, y con ello ya se cuenta.

No obstante, continúan describiendo órbitas alrededor del Sol y permanecen en las mismas regiones generales del espacio, sin emprender largos viajes a otros planetas. Como no recibimos ninguna información de ellas, no nos sirven de nada y lo mejor que se puede hacer es considerarlas como «basura interplanetaria». Girarán así para siempre en su órbita, a no ser que en alguna de sus revoluciones alrededor del Sol se estrellen contra la Tierra, la Luna, Marte o Venus.

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¿Qué es el efecto «invernadero»?

Cuando decimos que un objeto es «transparente» porque podemos ver a través de él, no queremos necesariamente decir que lo puedan atravesar todos los tipos de luz. A través de un cristal rojo, por ejemplo, se puede ver, siendo, por tanto, transparente. Pero, en cambio, la luz azul no lo atraviesa. El vidrio ordinario es transparente para todos los colores de la luz, pero muy poco para la radiación ultravioleta y la infrarroja.

Pensad ahora en una casa de cristal al aire libre y a pleno sol. La luz visible del Sol atraviesa sin más el vidrio y es absorbida por los objetos que se hallen dentro de la casa. Como resultado de ello, dichos objetos se calientan, igual que se calientan los que están fuera, expuestos a la luz directa del Sol.

Los objetos calentados por la luz solar ceden de nuevo ese calor en forma de radiación. Pero como no están a la temperatura del Sol, no emiten luz visible, sino radiación infrarroja, que es mucho menos energética. Al cabo de un tiempo, ceden igual cantidad de energía en forma de infrarrojos que la que absorben en forma de luz solar, por lo cual su temperatura permanece constante (aunque, naturalmente, están más calientes que si no estuviesen expuestos a la acción directa del Sol).

Los objetos al aire libre no tienen dificultad alguna para deshacerse de la radiación infrarroja, pero el caso es muy distinto para los objetos situados al sol dentro de la casa de cristal. Sólo una parte pequeña de la radiación infrarroja que emiten logra traspasar el cristal. El resto se refleja en las paredes y va acumulándose en el interior. La temperatura de los objetos interiores sube mucho más que la de los exteriores. Y la temperatura del interior de la casa va aumentando hasta que la radiación infrarroja que se filtra por el vidrio es suficiente para establecer el equilibrio.

Esa es la razón por la que se pueden cultivar plantas dentro de un invernadero, pese a que la temperatura exterior bastaría para helarlas. El calor adicional que se acumula dentro del invernadero —gracias a que el vidrio es bastante transparente a la luz visible pero muy poco a los infrarrojos— es lo que se denomina «efecto invernadero».

La atmósfera terrestre consiste casi por entero en oxígeno, nitrógeno y argón. Estos gases son bastante transparentes tanto para la luz visible como para la clase de radiación infrarroja que emite la superficie terrestre cuando está caliente. Pero la atmósfera contiene también un 0,03 por 100 de anhídrido carbónico, que es transparente para la luz visible pero no demasiado para los infrarrojos. El anhídrido carbónico de la atmósfera actúa como el vidrio del invernadero.

Como la cantidad de anhídrido carbónico que hay en nuestra atmósfera es muy pequeña, el efecto es relativamente secundario. Aun así, la Tierra es un poco más caliente que en ausencia de anhídrido carbónico. Es más, si el contenido en anhídrido carbónico de la atmósfera fuese el doble, el efecto invernadero, ahora mayor, calentaría la Tierra un par de grados más, lo suficiente para provocar la descongelación gradual de los casquetes polares.

Un ejemplo de efecto invernadero a lo grande lo tenemos en Venus, cuya densa atmósfera parece consistir casi toda ella en anhídrido carbónico. Dada su mayor proximidad al Sol, los astrónomos esperaban que Venus fuese más caliente que la Tierra. Pero, ignorantes de la composición exacta de su atmósfera, no habían contado con el calentamiento adicional del efecto invernadero. Su sorpresa fue grande cuando comprobaron que la temperatura superficial de Venus estaba muy por encima del punto de ebullición del agua, cientos de grados más de lo que se esperaban.

100 preguntas basicas sobre ciencia

¿De dónde vino el aire que respiramos?

La opinión de los astrónomos es que los planetas nacieron de torbellinos de gas y polvo, constituidos en general por los diversos elementos presentes, en proporciones correspondientes a su abundancia cósmica. Un 90 por 100 de los átomos eran hidrógeno y otro 9 por 100 helio. El resto incluía todos los demás elementos, principalmente neón, oxígeno, carbono, nitrógeno, carbón, azufre, silicio, magnesio, hierro y aluminio.

El globo sólido de la Tierra en sí nació de una mezcla rocosa de silicatos y sulfuros de magnesio, hierro y aluminio, cuyas moléculas se mantenían firmemente unidas por fuerzas químicas. El exceso de hierro fue hundiéndose lentamente a través de la roca y formó un núcleo metálico incandescente.

Durante este proceso de aglomeración, la materia sólida de la Tierra atrapó una serie de materiales gaseosos y los retuvo en los vanos que quedaban entre las partículas sólidas o bien mediante uniones químicas débiles Estos gases contendrían seguramente átomos de helio, neón y argón, que no se combinaron con nada; y átomos de hidrógeno, que o bien se combinaron entre sí por parejas para formar moléculas de hidrógeno (H₂), o bien se combinaron con otros átomos: con oxígeno para formar agua (H₂O), con nitrógeno para formar amoníaco (NH₃) o con carbono para formar metano (CH₄).

A medida que el material de este planeta en ciernes se fue apelotonando, el efecto opresor de la presión y el aún más violento de la acción volcánica fueron expulsando los gases. Las moléculas de hidrógeno y los átomos de helio y neón, al ser demasiado ligeros para ser retenidos, escaparon rápidamente.

La atmósfera de la Tierra quedó constituida por lo que quedaba: vapor de agua, amoníaco, metano y algo de argón. La mayor parte del vapor de agua, pero no todo, se condensó y formó un océano.

Tal es, en la actualidad, la clase de atmósfera que poseen algunos planetas como Júpiter y Saturno, los cuales, sin embargo, son bastante grandes para retener hidrógeno, helio y neón.

Por su parte, la atmósfera de los planetas interiores comenzó a evolucionar químicamente. Los rayos ultravioletas del cercano Sol rompieron las moléculas de vapor de agua en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno escapó, pero el oxígeno fue acumulándose y combinándose con amoníaco y metano. Con el primero formó nitrógeno y agua; con el segundo, anhídrido carbónico y agua. Poco a poco, la atmósfera de los planetas interiores pasó de ser una mezcla de amoníaco y metano a una mezcla de nitrógeno y anhídrido carbónico. Marte y Venus tienen hoy día atmósferas compuestas por nitrógeno y anhídrido carbónico, mientras que la Tierra debió de tener una parecida hace miles de millones de años, cuando empezó a surgir la vida.

Esa atmósfera es además estable. Una vez formada, la ulterior acción de los rayos ultravioletas sobre el vapor de agua hace que se vaya acumulando oxígeno libre (moléculas formadas por dos átomos de oxígeno, O₂). Una acción ultravioleta aún más intensa transforma ese oxígeno en ozono (con tres átomos de oxígeno por molécula, O₃). El ozono absorbe la radiación ultravioleta y actúa de barrera. La radiación ultravioleta que logra atravesar la capa de ozono en la alta atmósfera y romper las moléculas de agua más abajo es muy escasa, con lo cual se detiene la evolución química de la atmósfera..., al menos hasta que aparezca algo nuevo.

Pues bien, en la Tierra apareció de hecho algo nuevo. Fue el desarrollo de un grupo de formas de vida capaces de utilizar la luz visible para romper las moléculas de agua. Como la capa de ozono no intercepta la luz visible, ese proceso (la fotosíntesis) podía proseguir indefinidamente. A través de la fotosíntesis se consumía anhídrido carbónico y se liberaba oxígeno. Así, pues, hace 500 millones de años, la atmósfera empezó a convertirse en una mezcla de nitrógeno y oxígeno, que es la que existe hoy.

100 preguntas basicas sobre ciencia

¿Hay de verdad oro en el océano?

Sí, claro. ¿Por qué no lo va a haber?

El agua de lluvia corre y se filtra constantemente por las tierras resecas en su camino de vuelta hacia el océano, y al hacerlo disuelve un poco de todos los materiales que empapa y atraviesa. Al final es poca la cantidad disuelta y además hay sustancias que son menos solubles que otras. A lo cual hay que añadir que algunas, después de llegar al océano, se hunden hasta el fondo del mar.

Sin embargo, al cabo de los miles y miles de millones de años que lleva existiendo el océano es tanta la cantidad de materiales disueltos que se han vertido en el agua, que verdaderamente hay grandes cantidades de cada elemento en los compuestos mezclados con las moléculas de agua del mar.

Aproximadamente un 3,25 por 100 del mar es materia sólida disuelta; y en total, contando todo, hay 330.000.000 millas cúbicas (1,4  10¹⁸ metros cúbicos) de agua marina, que pesan aproximadamente 1,5 trillones de toneladas. Si separáramos del agua del mar todas las materias sólidas, obtendríamos un peso total de 50.000 billones (50.000.000.000.000.000) de toneladas. Claro está que más de las tres cuartas partes de la materia sólida es sal ordinaria, pero en el cuarto restante hay un poco de todo.

Por ejemplo, hay suficientes compuestos de magnesio para dar un total de 1.900.000.000.000.000 (1.900 billones) de toneladas de ese metal. Con esta reserva oceánica tendríamos para mucho tiempo, sobre todo porque lo que extrajésemos y usásemos iría a parar de nuevo, en último término, al océano.

Pero ocurre que el magnesio no está repartido de manera discontinua, con ricas bolsas aquí y allá (como sucede con los minerales terrestres). El hecho de que esté repartido uniformemente por todo el océano significa que, aun trabajando con un rendimiento perfecto, tendríamos que extraer magnesio de 950 litros de agua marina para obtener un kilo. Hoy día hay ya métodos para hacerlo económicamente, pudiendo obtenerse magnesio en cantidades cualesquiera de manera rentable.

Otro elemento que se halla presente en el agua marina en cantidades grandes es el bromo (un pariente del cloro, pero menos común). El mar contiene compuestos disueltos que arrojarían un total de 100 billones (100.000.000.000.000) de toneladas de bromo. Equivale aproximadamente a un veinteavo de la reserva de magnesio, con lo cual habría que despojar de su contenido a una cantidad de agua veinte veces mayor —unos 19.000 litros, con rendimiento perfecto— para obtener un kilo de bromo. También en este caso se puede trabajar con rentabilidad, y de hecho el mar es uno de los principales proveedores de bromo del mundo.

Un tercer pariente del cloro y del bromo es el yodo. A escala mundial escasea más que ellos, y en el océano se halla presente en cantidades mil veces menores que el bromo. El total asciende a 86.000 millones de toneladas, lo cual suena a mucho, pero equivale sólo a un kilo por cada 20 millones de litros de agua. Es demasiado poco para que su extracción directa resulte rentable, pero, por suerte, las algas marinas se encargan de extraer el yodo por nosotros y sus cenizas proporcionan cantidades importantes de este elemento.

Lo cual nos lleva al oro. La cantidad total de oro que hay en el agua del mar oscila entre los 6 y los 12 millones de toneladas. Si hubiese dado esta cifra al principio del artículo, habría sonado a muchísimo. ¡Por lo menos 6 millones de toneladas! ¡Qué barbaridad!

Pero a estas alturas veréis que no es mucho. Para extraer un solo kilo de oro habría que escudriñar de 130 a 270 mil millones de litros, lo cual costaría mucho más que un kilo de oro. Así que el oro se deja en el océano.

100 preguntas basicas sobre ciencia

Los océanos ¿se están haciendo más salados? ¿Se harán algún día tan salados que maten toda la vida?

En la Tierra existe un ciclo del agua. Cada año se evaporan unos 125.000 kilómetros cúbicos de agua del océano, que luego caen en forma de lluvia y vuelven, de un modo u otro, al océano.

El equilibrio entre las dos ramas del ciclo —evapo­ración y vuelta al océano— no es perfecto. De todo el contenido del océano, sólo se evapora el agua propiamente dicha, de modo que la lluvia es agua casi pura. Pero, al volver a la Tierra, parte de esa agua cae primero sobre tierra firme, se filtra en el suelo y recoge una serie de productos químicos solubles que transporta consigo hasta el océano. El agua de los ríos, por ejemplo, es sal en un 1/100 de 1 por 100: no lo suficiente para dejar de ser insípida, pero sí para ser importante.

Parece, pues, que el océano está recibiendo constantemente trazas de sales y otros productos químicos de la Tierra, sin perder ni un ápice de ellos durante la evaporación. Hay que pensar, por tanto, que el océano se hace cada vez más salino; muy despacio, claro está, pero al cabo de millones y millones de años de tiempo geológico la sal tendría que alcanzar concentraciones enormes. Hoy día, las aguas del océano contienen un 3,5 por 100 de materiales disueltos, que en su mayor parte son sal común.

El agua de los ríos vierte también sus sales en algunos lagos interiores que no están conectados con el mar, acumulándose allí los materiales disueltos igual que en el océano. Si el lago está situado en una región cálida y su velocidad media de evaporación es mayor que la del océano, los materiales disueltos se acumulan con mayor rapidez y el lago puede llegar a tener una salinidad mucho mayor que la del océano. El mar Muerto, en la raya entre Israel y Jordania, tiene un 25 por 100 de materiales disueltos. Es tan salado, que no hay nada capaz de vivir en sus aguas.

El océano ¿está abocado también a un fin tan lúgubre?

Podría ser, si no fuera porque hay procesos que tienden a reducir el contenido salino del océano. Las tormentas, por ejemplo, arrastran consigo tierra adentro la espuma de las olas y distribuyen sobre el continente las sales disueltas.

Pero hay un factor que opera a una escala mucho más importante, y es que ciertas combinaciones de sustancias disueltas, en concentraciones suficientes, se unen en compuestos insolubles que van a parar al fondo del mar. Y, por otro lado, hay sustancias que son absorbidas por las células de los organismos marinos.

El balance final es que el océano es mucho menos rico en sustancias disueltas de lo que debería ser si calculamos todo el material que han tenido que aportar los ríos a lo largo de los últimos miles de millones de años. Por otra parte, el fondo del océano es muy rico en sustancias que tienen que haber venido de la tierra. Por todo el suelo marino hay grandes cantidades de metales en forma de nódulos.

Andando el tiempo, puede también que una porción poco profunda del océano quede acorralada por tierras que suben de nivel. Estas porciones de océano se van evaporando poco a poco, dejando atrás grandes cantidades de materiales disueltos, que regresan así a la tierra. Las minas de sal, de las que se pueden extraer grandes cantidades de este compuesto y volúmenes menores de otras sustancias, son los restos de esas porciones de océano desecadas.

¿Cuál es entonces el resultado global? A la larga, ¿aumenta ligeramente la salinidad del océano? ¿0 en realidad se está haciendo menos salado? ¿Vira unas veces en una dirección y otras en la contraria, conservando por término medio un equilibrio? Los geólogos en realidad no lo saben.

100 preguntas basicas sobre ciencia

¿Cómo y cuándo se formaron los océanos?

A principios del siglo xx se pensaba que la Tierra y los demás planetas estaban formados de materia arrancada del Sol. Y circulaba la imagen de una Tierra en gradual proceso de enfriamiento, desde la incandescencia hasta el rojo vivo, para pasar luego a un calor moderado y finalmente al punto de ebullición del agua. Una vez enfriada lo bastante para que el agua se condensase, el vapor de agua de la atmósfera caliente de la Tierra pasó a estado líquido y empezó a llover, y llover, y llover. Al cabo de muchos años de esta increíble lluvia de agua hirviendo que saltaba y bramaba al golpear el suelo caliente, las cuencas de la accidentada superficie del planeta acabaron por enfriarse lo bastante como para retener el agua, llenarse y constituir así los océanos.

Muy espectacular..., pero absolutamente falso, podríamos casi asegurar.

Hoy día, los científicos están convencidos de que la Tierra y demás planetas no se formaron a partir del Sol, sino a partir de partículas que se conglomeraron hacia la misma época en que el Sol estaba gestándose. La Tierra nunca estuvo a la temperatura del Sol, pero adquirió bastante calor gracias a la energía de colisión de todas las partículas que la formaron. Tanto, que su masa, relativamente pequeña, no era capaz en un principio de retener una atmósfera ni el vapor de agua.

O lo que es lo mismo, el cuerpo sólido de esta Tierra recién formada no tenía ni atmósfera ni océanos. ¿De dónde vinieron entonces?

Desde luego había agua (y gases) combinada débilmente con las sustancias rocosas que constituían la porción sólida del globo. A medida que esa porción sólida se fue empaquetando de forma cada vez más compacta bajo el tirón de la gravedad, el interior se fue haciendo cada vez más caliente. Los gases y el vapor de agua se vieron expulsados de esa su anterior combinación con la roca y abandonaron la sustancia sólida.

Las pompas gaseosas, al formarse y agruparse, conmocionaron a la joven Tierra con enormes cataclismos, mientras que el calor liberado provocaba violentas erupciones volcánicas. Durante muchísimos años no cayó ni una gota de agua líquida del cielo; era más bien vapor de agua, que salía silbando de la corteza, para luego condensarse. Los océanos se formaron desde arriba, no desde abajo.

En lo que los geólogos no están de acuerdo hoy día es en la velocidad de formación de los océanos. ¿Salió todo el vapor de agua en cosa de mil millones de años, de suerte que el océano tiene el tamaño actual desde que comenzó la vida? ¿O se trata de un proceso lento en el que el océano ha ido creciendo a través de las eras geológicas y sigue creciendo aún?

Quienes mantienen que el océano se formó en los comienzos mismos del juego y que ha conservado un tamaño constante desde entonces, señalan que los continentes parecen ser un rasgo permanente de la Tierra. No parece que fuesen mucho más grandes en tiempos pasados, cuando era el océano supuestamente mucho más pequeño.

Por otra parte, quienes opinan que el océano ha venido creciendo constantemente, señalan que las erupciones volcánicas escupen aún hoy cantidades ingentes de vapor de agua al aire: vapor de agua de rocas profundas, no del océano. Además, en el Pacífico hay montañas submarinas cuyas cimas, planas, quizá estuviesen antes al nivel del mar, pero ahora quedan a cientos de pies por debajo de él.

Acaso sea posible llegar a un compromiso. Se ha sugerido que aunque el océano ha ido efectivamente creciendo continuamente, el peso del agua acumulada hizo que el fondo marino cediera. Es decir, los océanos han crecido constantemente en profundidad, no en anchura. Lo cual explicaría la presencia de esas mesetas marinas sumergidas y también la existencia de los continentes.

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Supongamos que hay vida en Marte. ¿Merece realmente la pena ir hasta allí sólo para verla?

Los científicos no dudarían ni un momento en contestar con un fortísimo «¡sí!».

Todas las formas de vida terrestre, sin excepción, están basadas en las grandes moléculas de proteínas y ácidos nucleicos. Todas utilizan la misma clase de reacciones químicas, mediadas por la misma especie de enzimas. Toda la vida terrestre consiste en variaciones sobre el mismo tema.

Si hay vida en Marte, por muy simple que sea, puede que exista como variaciones sobre un tema muy distinto. De golpe y porrazo doblaríamos el número de tipos de vida conocidos y quizá adquiriríamos inmediatamente una compresión más básica de la naturaleza de la vida.

Y aun si la vida en Marte resulta estar basada en el mismo tema que el de la Tierra, puede ser que haya interesantes diferencias de detalle. Por ejemplo, todas las moléculas de proteína de la Tierra están construidas de aminoácidos, los cuales (salvo uno) admiten, o bien una orientación derecha, o bien una orientación izquierda. En cualesquiera condiciones en que no esté involucrada la vida, los dos tipos son igual de estables y existen en cantidades iguales.

En las proteínas terrestres, sin embargo, todos los aminoácidos, con excepciones rarísimas e insignificantes, son de orientación izquierda. Esto permite la construcción de proteínas en pilas perfectas, lo cual sería imposible si unas fuesen derechas y otras izquierdas (aunque las pilas serían igual de perfectas si todas fuesen derechas).

Entonces, ¿por qué izquierda sí y derecha no? ¿Es cuestión de pura casualidad? ¿Será que el primer brote de vida en la Tierra resultó ser izquierdo? ¿O es que hay en la naturaleza alguna asimetría básica que hace inevitable la forma izquierda? La vida marciana podría contestar a esta pregunta y otras parecidas.

Aun si la vida marciana resultara estar basada en el mismo tema que la vida terrestre y fuese idéntica en todos los detalles, valdría la pena saberlo. Pues ese hecho podría ser una interesante prueba de que el tema de la vida, tal como existe en la Tierra, quizá sea el único posible en cualquier planeta, siquiera remotamente parecido a la Tierra.

Además, aunque la vida en Marte fuese un calco de la vida terrestre desde el punto de vista bioquímico, cabría aún la posibilidad de que aquélla estuviese constituida por sistemas moleculares más primitivos que los que se han desarrollado a lo largo de miles de millones de años en el ambiente mucho más prolífico y suave de la Tierra. Marte sería entonces un laboratorio en el que podríamos observar la protovida tal como (quizá) existió antes en la Tierra. Incluso podríamos experimentar con ella —cosa que sólo podríamos hacer aquí si tuviéramos una máquina del tiempo— y buscar ciertas verdades fundamentales que se hallan ocultas en las complejidades de la vida terrestre.

Y aunque no existiese vida alguna en Marte, podrían existir moléculas orgánicas que, sin ser materia viviente, estuvieran en camino hacia la vida, por así decirlo. De este modo podrían indicar la naturaleza del camino antaño seguido en la Tierra durante el período de «evolución química», previo al desarrollo del primer sistema lo bastante complejo para merecer el calificativo de viviente.

En resumen: aprendamos lo que aprendamos en Marte sobre la vida, es muy probable que nos ayude a comprender mejor la vida terrestre (igual que el estudio del latín y del francés nos ayuda a entender mejor el inglés). Y qué duda cabe que el ir a Marte para aprender algo sobre la Tierra que aquí no podemos aprender, es razón más que suficiente para hacerlo, si es que se puede.

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¿Hay vida en Marte?

En realidad, no lo sabemos todavía. Y quizá no lo sepamos hasta el día en que amarticen allí los científicos e investiguen.

Pero, a juzgar por lo que sabemos hoy día, parece probable que exista vida en Marte. Cierto es que la sonda Mariner IX, colocada en órbita a unas mil millas sobre la superficie de Marte, no observó ningún signo de vida, pese a que rastreó todo el planeta. Pero la Tierra, vista desde la misma distancia y con los mismos métodos, tampoco revelaría ningún signo de vida.

La atmósfera de Marte está muy enrarecida, es cien veces menos densa que la de la Tierra, y lo poco que hay es casi todo ello anhídrido carbónico. Por otra parte, Marte dista del Sol vez y media más que la Tierra, de modo que de noche la temperatura alcanza cifras antárticas y en las regiones polares hace suficiente frío para congelar el anhídrido carbónico.

El hombre no podría sobrevivir en ese medio sin una protección especial. Ni, para el caso, ningún animal terrestre. Los colonizadores de Marte (colonizadores terrestres, se entiende) tendrían que vivir en cúpulas o en cavernas subterráneas. Pero ¿quiere eso decir que en Marte no puedan existir formas complejas de vida, adaptadas a las condiciones de este planeta? Puede que las posibilidades sean escasas, pero tampoco podemos eliminarlas del todo.

¿Qué decir, por ejemplo, de formas de vida muy simples, plantas del tipo de los líquenes o microorganismos parecidos a las bacterias? Aquí las posibilidades son ya mejores, incluso bastante buenas, diríamos.

Admitimos de entrada que también había esperanzas de que en la Luna existiesen formas simples de vida y que todo ello quedó luego en nada. Pero es que Marte ofrece un medio ambiente mucho más favorable que la Luna. Marte está mucho más lejos del Sol y tiene una atmósfera que ofrece cierta protección, de modo que está mucho menos sometido a la radiación del Sol, que rompería las complejas moléculas necesarias para la vida.

Además, al ser Marte más frío y más grande que la Luna, es también capaz de retener las sustancias volátiles que sirven como puntos de arranque fundamentales para la vida. Marte es rico en anhídrido carbónico y, sin duda alguna, tiene agua. A partir de ahí puede formarse la vida. Si, como se ha comprobado, ciertas formas de vida terrestre sumamente simple son capaces de sobrevivir en condiciones marcianas simuladas, tanto más cierto será esto en el caso de formas de vida adaptadas desde el principio a las condiciones de ese planeta.

Las fotografías tomadas por el Mariner IX demuestran que las condiciones en Marte no tienen por qué ser tan rigurosas como las que imperan hoy día. Hay regiones volcánicas, así como un volcán gigante, el Nix Olympica, que es dos veces más ancho que cualquier volcán de la Tierra. Lo cual significa que Marte es un mundo geológicamente activo, capaz de experimentar cambios.

La faz de Marte muestra además marcas ondulantes que tienen todo el aspecto de cauces fluviales y cuyas características, según conjeturas de algunos astrónomos, demuestran que no hace mucho (geológicamente hablando) llevaban todavía agua. Es más, los casquetes polares de Marte parecen pasar por períodos alternados de crecimiento y recesión.

Es posible que Marte alterne entre una especie de largo invierno, durante el cual se hiela casi toda la atmósfera y el resto está muy rarificada (como ocurre en la actualidad), y una especie de largo verano, durante el cual casi toda la atmósfera se derrite y adquiere una densidad parecida a la de la Tierra.

Así, pues, es posible que en el suelo marciano yazgan latentes ciertas formas de vida y que, cuando llegue el verano y la atmósfera se espese y el, agua corra, la vida florezca en mayor medida de lo que cabría hoy esperar.

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Ahora que ya hemos aIunizado seis veces en nuestro satélite, ¿qué hemos averiguado acerca de él?

En cierto modo es injusto esperar demasiado de las exploraciones lunares, si tenemos en cuenta los límites de lo que se ha hecho. Al fin y al cabo, no se ha hecho otra cosa que recoger algún que otro material de la superficie en seis lugares muy separados y dentro de un área total equivalente a América del Norte y América del Sur juntas. Pudiera muy bien ser que en cualquiera de estos alunizajes los astronautas no hayan estado ni a cinco kilómetros de alguna clave para descifrar los enigmas lunares, sin que ellos lo supiesen.

Por otra parte, los astrónomos y los geólogos no han hecho sino comenzar su misión. El estudio de las rocas lunares proseguirá durante años. El proceso puede ser útil, porque algunas de las rocas tienen unos 4.000 millones de años y son, por tanto, reliquias de los primeros mil millones de años de existencia del sistema solar. jamás se ha encontrado en la Tierra nada que se remonte, inmutable, a un período tan remoto.

De entre las cosas que nos ha revelado la investigación de la constitución química de la superficie lunar, la más clara quizá sea que la distribución de elementos es muy diferente de la de la Tierra. Comparadas con la Tierra, en las rocas de la superficie lunar escasean aquellos elementos que tienden a formar compuestos de bajo punto de fusión: hidrógeno, carbono, sodio, plomo, etc. Los elementos que forman compuestos de alto punto de fusión (zirconio, titanio y las tierras raras) se encuentran en mayor porcentaje en la corteza lunar que en la terrestre.

Una explicación lógica sería suponer que la superficie lunar sufrió en otro tiempo un calentamiento lo bastante fuerte y continuado como para evaporar y echar a perder los compuestos de bajo punto de fusión, dejando atrás los de alto punto de fusión. Esta conclusión viene además apoyada por el hecho de que, al parecer, hay una proporción muy alta de materiales vítreos en la Luna, como si gran parte de la superficie se hubiese fundido y solidificado después.

Pero ¿qué es lo que originó ese calor? Pues, por ejemplo, el impacto de grandes meteoritos a lo largo de la historia remota de la Luna, o bien, gigantescas erupciones volcánicas. En ese caso, el efecto aparecería en ciertas zonas y no en otras. Sin embargo, hasta ahora las pruebas parecen indicar que dicho efecto se extiende a toda la Luna.

Acaso viniese ocasionado por un largo período de sobrecalentamiento del Sol. En ese caso, la Tierra también habría estado inmersa en un calor parecido. Aunque la Tierra está protegida por el aire y los océanos, mientras que la Luna no, podrían existir pruebas en nuestro planeta de ese cálido período. No se ha encontrado ninguna, pero quizá sea porque en la Tierra no hay rocas que hayan subsistido, sin modificación alguna, desde aquellos primeros mil millones de años del sistema solar.

Una tercera posibilidad es que la Luna estuviese en otro tiempo mucho más cerca del Sol. Quizá fuese en origen un planeta independiente, con una órbita alargada que, en uno de los extremos, la aproximara al Sol hasta una distancia parecida a la de Mercurio hoy día. En ese supuesto podemos estar seguros de que su superficie estaba completamente cocida por el Sol.

Puede que el otro extremo de la órbita llevara a la Luna bastante cerca de la órbita terrestre y que en un momento dado —quizá no más de mil millones de años atrás— la Tierra lograra capturarla, convirtiendo así en satélite lo que antes fuera planeta.

Sea cual fuere la causa, lo cierto es que esa agostada superficie lunar es descorazonadora en un aspecto, pues alimenta la posibilidad de que no haya agua en toda la superficie, lo cual significa que el trabajo de establecer una colonia en la Luna es mucho más difícil que en otras circunstancias.

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¿Qué son esas concentraciones de masa que se han descubierto en la Luna?

La ley de Newton de la gravitación universal admite una fórmula muy simple, siempre que se suponga que todos los objetos del universo tienen concentrada la masa en un solo punto. Si los objetos están muy alejados, podemos sentar esa hipótesis; pero cuanto más cerca estén unos de otros, tanto más habremos de tener en cuenta que su masa está, en realidad, distribuida por todo el cuerpo.

Con todo, el tratamiento sigue siendo muy sencillo, siempre que, primero, el objeto sea una esfera perfecta, y, segundo, su densidad sea radialmente simétrica.

Al decir que la densidad es «radialmente simétrica» debemos entender que si el objeto es muy denso en el centro y cada vez menos hacia la superficie, la manera en que la densidad decrece es exactamente la misma cualquiera que sea la dirección en que nos movamos a partir del centro. Da igual que haya cambios bruscos de densidad, siempre que esos cambios sean exactamente iguales en todas las direcciones a partir del centro.

Los objetos astronómicos más o menos grandes cumplen aproximadamente esos requisitos. Por lo general, son de forma casi esférica y su densidad exhibe una simetría casi radial. Claro está que cuando se trata de objetos muy próximos entre sí hay que contar con pequeñas desviaciones. Al estudiar los efectos gravitatorios entre la Luna y la Tierra hay que tener en cuenta que la Tierra no es una esfera perfecta, sino que presenta un abultamiento en el ecuador. El exceso de materia en el abultamiento produce un diminuto efecto gravitatorio que requiere especial atención.

Durante los años sesenta, los Estados Unidos pusieron en órbita alrededor de la Luna varios vehículos espaciales (los «Lunar Orbíters»). Conociendo como conocían el tamaño y la forma de la Luna con todo detalle, los expertos en cohetes estaban seguros de poder calcular con toda exactitud el tiempo que tardarían los vehículos en circundar el satélite. Pero cuál no sería su sorpresa cuando comprobaron que los vehículos se movían un poquitín demasiado aprisa en ciertas partes de la órbita.

Se observaron las órbitas con todo detalle y resultó que los vehículos se aceleraban ligeramente al pasar sobre los grandes mares lunares, que son regiones llanas con pocos cráteres. Esto sólo se podía deber a que la densidad de la Luna no tuviese una simetría perfectamente radial. En dichos mares tenía que haber una concentración adicional de masa que producía efectos gravitatorios no tenidos en cuenta. Los astrónomos empezaron a hablar de «concentraciones de masa» o, en forma abreviada, «mascones».

¿Qué son estas concentraciones de masa?

Dos son las teorías propuestas. Algunos astrónomos piensan que los mares lunares son cráteres supergigantes producidos por la colisión de meteoritos gigantescos con la Luna. Estos meteoritos puede que se enterraran bajo la superficie de los mares y que aún estén allí. Quizá estén compuestos de hierro en su mayor parte y sean, por tanto, mucho más densos que la superficie normal de la Luna. Constituirían, pues, una concentración de masa anormalmente alta.

Otra teoría es que, a lo largo de la historia de la Luna, los mares lunares fuesen realmente mares de agua. Antes de que el agua se evaporase al espacio, se habrían depositado densos sedimentos, explicando así ese exceso de masa.

Las futuras exploraciones de la superficie lunar deberían determinar cuál de esas teorías es la correcta (o si no lo es ninguna de las dos), lo cual podría a su vez revelarnos mucho más acerca de la historia de la Luna (y también de la Tierra).