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Antes de nosotros

Quien haya crecido con una televisión analógica conoce el sonido: el siseo entre canales y la nieve gris danzante que lo acompañaba. Casi toda esa nieve era banal, ruido eléctrico del propio aparato, del Sol, de la moto de un vecino. Pero una pequeña fracción, según algunas estimaciones alrededor de un parpadeo de cada cien, era otra cosa. Era radiación que llevaba viajando desde antes de que existiera estrella alguna, y que llegaba a un salón tras más de trece mil millones de años para que la ignorara alguien que buscaba el fútbol. Ese resplandor tenue y uniforme es la luz más antigua que puede observarse, y es la razón principal de que la cosmología sea una ciencia y no una rama de la especulación. Es la prueba de un universo que fue en otro tiempo caliente, denso y casi sin rasgos, sin nadie dentro. La pregunta de este capítulo es qué puede decirse de un lugar así, y qué no.

Empecemos por lo que nos cuenta el resplandor. En 1964 dos radioastrónomos de Nueva Jersey encontraron en su antena de bocina un siseo persistente que no desaparecía apuntaran adonde apuntaran, y, después de desalojar a las palomas, concluyeron que procedía del cielo, por igual en todas direcciones. Unos físicos de un poco más allá se estaban preparando para buscar exactamente eso. Si el universo se había expandido desde un estado caliente y denso, debía quedar un baño residual de radiación, enfriado por la expansión hasta unos pocos grados por encima del cero absoluto. Hoy se mide en 2,725 kelvin, con un espectro que se ajusta a una fuente térmica perfecta mejor que cualquier cosa fabricada en un laboratorio.

Esa radiación se liberó cuando el universo tenía unos 380 000 años. Antes era un plasma demasiado caliente para que los átomos se mantuvieran unidos, y la luz rebotaba en los electrones libres como el haz de una linterna se dispersa en la niebla. Cuando se enfrió lo suficiente para que los electrones se asentaran en los núcleos, la niebla se disipó, deprisa para los estándares cósmicos, y la luz partió a través de un espacio de pronto transparente. La vemos desde todas las direcciones porque procede de una cáscara que nos rodea: los lugares cuya luz ha tenido justo el tiempo necesario para llegar. Mira más lejos y estarías mirando antes, pero no hay nada que ver; la niebla se interpone.

La expansión se descubrió primero. En la década de 1920 los astrónomos advirtieron que la luz de las galaxias lejanas está estirada hacia el rojo, y que cuanto más lejos está la galaxia, mayor es el estiramiento. Pasa la película hacia atrás y todo converge. Medida con cuidado, a partir del resplandor, de las galaxias y de estrellas que estallan y sirven como marcadores de distancia, esa convergencia ocurrió hace unos 13 800 millones de años. El resplandor no es perfectamente liso. Los satélites han cartografiado en él ondulaciones de alrededor de una parte en cien mil, manchas algo más cálidas y algo más frías que son las semillas de todo lo que vino después: galaxias, estrellas, planetas, tú. El tamaño y el patrón de esas ondulaciones permiten a los cosmólogos pesar el universo, y la pesada revela que los átomos ordinarios constituyen alrededor del cinco por ciento. El resto son dos cosas a las que hemos puesto nombre pero que no entendemos: la materia oscura, que tira, y la energía oscura, que empuja.

Ese es el núcleo establecido, y conviene ser preciso con su forma. El Big Bang no es una explosión en un punto de un espacio preexistente; es el propio espacio estirándose, en todas partes a la vez, sin centro y sin un borde que nadie haya encontrado. Los 13 800 millones de años son la edad de la expansión, no un momento de creación medido. Si se remontan las ecuaciones lo bastante atrás, se rompen; esa ruptura se llama singularidad, y es señal de que la teoría se ha agotado, no la descripción de un acontecimiento.

Lo que esto hace es dar a los ingredientes de un cuerpo una cronología en lugar de un telón de fondo. El universo no es un escenario que siempre estuvo ahí con las luces encendidas. Tuvo una primera mañana, o al menos una primera mañana medible, y durante la mayor parte de su historia nada en él estuvo vivo. Comprime 13 800 millones de años en un solo año y el resplandor se libera en el primer cuarto de hora del 1 de enero; el Sol y la Tierra se forman a principios de septiembre; los primeros humanos aparecen en el último cuarto de hora del 31 de diciembre; todo lo que cuenta este libro desde la agricultura en adelante sucede en el último medio minuto. La materia ordinaria que llegará a ser una mano existe desde el principio, como protones y electrones en un plasma, y luego espera. Nada mira. No hay colores, porque no hay ojos. La historia fue real sin que nadie la presenciara. Es una idea extraña de sostener, y a la mayoría de las tradiciones humanas les ha resultado más fácil poner a alguien al principio para que hiciera de testigo. Las pruebas no lo necesitan. Tampoco lo refutan; guardan silencio al respecto, que es algo distinto.

Conviene señalar los límites honestos. La cosmología puede investigar el universo observable, la región cuya luz nos ha llegado, que hoy mide algunas decenas de miles de millones de años luz de diámetro porque el espacio se ha estirado mientras la luz viajaba. Más allá no puede ver, y no sabe si el conjunto es finito o infinito. No puede decir qué precedió, si es que algo lo hizo, al estado caliente y denso. «¿Por qué hay algo en lugar de nada?» es una buena pregunta, pero nadie ha propuesto una medición que pudiera responderla, y el físico que te dice que el universo surgió de la nada ha redefinido discretamente la nada como un vacío con leyes, lo cual es muchísimo algo. Lo mismo vale para el propósito: el resplandor no se lee como un mensaje. La explicación más aceptada de la primera fracción de segundo, un estallido de expansión extraordinariamente rápida llamado inflación, da cuenta con elegancia de la lisura y de las ondulaciones, pero sus predicciones distintivas son difíciles de comprobar y algunos cosmólogos la consideran un marcador de posición. Hay además una disputa viva dentro de las propias mediciones. La tasa de expansión que se deduce del resplandor temprano y la que se mide a partir de estrellas cercanas que estallan difieren en varios puntos porcentuales, más de lo que permiten sus errores declarados. O bien una medición está sutilmente equivocada, o al modelo le falta una pieza. Así es como debe sentirse un campo sano.

En el atlas de Human++, este capítulo es el escenario a oscuras antes de que aparezca la figura: el campo de partículas dentro de la silueta todavía apagado, el espacio a su alrededor tenuemente iluminado por un resplandor que está en todas partes y en ninguna. Es la primera y más amplia forma de dependencia. Un cuerpo depende de un universo que tuvo la historia adecuada, y nada de esa historia fue negociable ni elegido. El resto de esta parte llena de materia el escenario a oscuras. Para hacerlo, la primera pregunta es pequeña y física más que grandiosa: cuando el plasma se enfrió, ¿qué había exactamente en él, y por qué uno de esos ingredientes sigue siendo el átomo más numeroso de tu mano?

Pruebas: Establecido: el fondo cósmico de microondas a 2,725 K con un espectro térmico casi perfecto; su liberación hacia los 380 000 años; la expansión cósmica y una edad de unos 13 800 millones de años; ondulaciones de temperatura de alrededor de una parte en 100 000; un balance de materia y energía de aproximadamente un 5 % de materia ordinaria, un 27 % de materia oscura y un 68 % de energía oscura. Debatido o incierto: la inflación como explicación del primer instante; la «tensión de Hubble» entre las tasas de expansión del universo temprano y del tardío; la naturaleza de la materia oscura y de la energía oscura; la fracción de la nieve de la televisión analógica atribuible al fondo (se cita popularmente en torno al 1 %, no es una medición precisa). Fuera del alcance de las pruebas: qué precedió al estado caliente y denso, si el universo es finito y cualquier cuestión de propósito.

Los primeros ingredientes

Un niño suelta un globo de helio en una feria, y el globo sube, se encoge y desaparece, y en algún lugar un padre explica que el helio pesa menos que el aire. Es cierto, y es lo menos interesante que puede decirse de él. El gas del globo no se extrajo de la atmósfera, que casi no contiene; se bombeó del subsuelo, donde se acumula en bolsas de gas natural a medida que el uranio y el torio de las rocas se desintegran lentamente y escupen núcleos de helio. El helio original de la Tierra, el que traía de nacimiento, desapareció hace mucho. La gravedad del planeta es demasiado débil para retener algo tan ligero, que se fuga hacia arriba y se pierde. El helio del globo hará lo mismo. En pocos años estará en lo alto de la atmósfera, y después en el espacio, donde se reunirá con la inmensa mayoría de los de su especie: helio fabricado no en rocas ni en estrellas, sino en los primeros minutos del universo. De aquella época proceden dos elementos, el helio y el hidrógeno. Uno de ellos es el átomo más numeroso de tu cuerpo, y no tiene ninguna otra historia de origen.

La ventana fue breve. En el primer segundo el universo era una sopa de partículas lo bastante caliente como para que protones y neutrones se transformaran unos en otros sin cesar. Al enfriarse, esa conversión se frenó y se detuvo, y quedó más o menos un neutrón por cada seis protones. Un neutrón libre es inestable; si se le deja solo, se desintegra en unos quince minutos. Así que hubo una carrera. Para que se formaran núcleos, protones y neutrones tenían que unirse, y el primer paso, un protón y un neutrón formando deuterio, quedaba deshecho una y otra vez por el aluvión de luz de alta energía que aún llenaba el espacio. Solo cuando la temperatura bajó de unos mil millones de grados, a los pocos minutos, pudo el deuterio sobrevivir lo suficiente para dar el paso siguiente. Para entonces la desintegración había reducido los neutrones a aproximadamente uno de cada siete.

Una vez que el deuterio aguantó, el resto fue rápido. Deuterio más deuterio, o deuterio más un protón, condujeron enseguida al helio-3 y luego al helio-4, que es excepcionalmente estable y actuó como una trampa: casi todos los neutrones que quedaban acabaron dentro de uno. Haz la cuenta con un neutrón de cada siete y obtendrás que aproximadamente una cuarta parte de la masa de la materia ordinaria es helio y unas tres cuartas partes hidrógeno, con trazas de deuterio sobrante, helio-3 y litio-7. Es casi exactamente lo que miden los astrónomos en las nubes de gas más prístinas que logran encontrar.

Después el proceso se atascó, por dos razones. No existe ningún núcleo estable con cinco u ocho partículas, así que el helio no podía simplemente añadir un protón o fundirse con otro helio para subir la escalera. Salvar esos huecos exige que tres núcleos de helio se encuentren casi a la vez, lo que requiere densidades y temperaturas que solo se dan en el interior de las estrellas. Y el universo se expandía y se enfriaba demasiado deprisa para proporcionarlas. Al cabo de unos veinte minutos el horno se apagó. Durante algo así como cien millones de años, hasta las primeras estrellas, la tabla periódica entera consistió en hidrógeno, helio y una pizca de litio.

Fíjate en lo que esto significa para el hidrógeno. Las estrellas no lo fabrican; lo queman. Todo núcleo de hidrógeno que existe hoy, con excepciones despreciables, es un protón de aquel primer segundo. El hidrógeno del agua de tu mano, de sus proteínas, de la grasa bajo su piel, no se forjó en ninguna estrella. Estaba ahí antes que las estrellas, y lleva unos 13 800 millones de años esperando a formar parte de algo.

Estar hecho sobre todo del material más antiguo cambia la forma de tu biografía, si cuentas átomos en vez de pesarlos. En número, alrededor de seis de cada diez átomos de un cuerpo humano son de hidrógeno, porque el agua tiene dos hidrógenos por cada oxígeno y el cuerpo es sobre todo agua. En masa, el hidrógeno es solo una décima parte, porque cada átomo es muy ligero. Así que el átomo más común del cuerpo y sus contribuyentes más pesados proceden de épocas completamente distintas, separadas por cientos de millones de años y por las vidas y muertes de las estrellas. El lema de que somos polvo de estrellas, que un capítulo posterior sopesa con más cuidado, es cierto para el carbono, el oxígeno y el hierro, y sencillamente falso para el hidrógeno.

El universo temprano hizo además otra cosa: fijó las proporciones del combustible. Como los primeros minutos dejaron tres cuartas partes de toda la materia ordinaria en forma de hidrógeno, todas las estrellas posteriores empezaron con el depósito lleno. Si el neutrón hubiera sido algo más estable, o la expansión algo más lenta, una parte mayor del hidrógeno habría quedado encerrada en helio desde el principio, y las estrellas que vinieron después habrían ardido de otro modo y habrían muerto antes. Eso no prueba que el universo se dispusiera en nuestro beneficio. Es la constatación de que somos el tipo de cosa que ocurre en este.

¿Cómo sabemos todo esto? En parte por el resplandor del capítulo anterior, cuyas ondulaciones revelan la densidad de la materia ordinaria, que a su vez predice la cantidad exacta de deuterio sobrante. Los astrónomos miden el deuterio en nubes de gas situadas a miles de millones de años luz, iluminadas a contraluz por cuásares lejanos, y la cifra coincide con la predicción con un margen de unos pocos puntos porcentuales. Una teoría sobre el tercer minuto del universo, contrastada con luz que ha atravesado la mayor parte de su historia y que encaja con esa precisión, es lo más parecido a un recibo que ofrece la cosmología.

Hay una partida del recibo que no cuadra. El mismo cálculo predice cuánto litio-7 debería haberse producido, y las estrellas más viejas de nuestra galaxia muestran más o menos un tercio. Los astrónomos llevan décadas discutiéndolo. Quizá esas estrellas hayan destruido poco a poco su litio al mezclarlo hacia capas más calientes, lo cual es plausible pero difícil de demostrar. Quizá una velocidad de reacción nuclear esté mal medida. Quizá alguna partícula desconocida alteró la química temprana, lo que sería mucho más emocionante y es, en la misma medida, menos probable. El problema del litio es pequeño en una tabla periódica de noventa y tantos elementos naturales, pero recuerda oportunamente que «establecido», en ciencia, significa comprobado y todavía no refutado, no cerrado.

Una segunda advertencia afecta a la palabra principio. Los primeros minutos no son el primer instante. Antes de los protones y los neutrones hubo un estado más caliente de quarks; antes de eso, la historia se reconstruye a partir de la física de partículas y de la extrapolación, no de nada observado. La nucleosíntesis es el proceso más temprano del que existe un fósil cuantitativo. Las afirmaciones anteriores son física, a menudo buena física, pero todavía no son pruebas.

En el atlas de Human++, este es el momento en que el campo de partículas dentro de la silueta se enciende por primera vez, y se enciende casi entero de un solo color: el hidrógeno que llena el cuerpo si se cuentan los átomos, antes de que se haya fabricado ningún elemento más pesado. Selecciona un solo átomo de hidrógeno en la palma y el panel de origen no muestra ninguna estrella ni ninguna explosión, solo un plasma que se enfría y un reloj que marca tres minutos. Esa es la dependencia más antigua del cuerpo, más antigua que la propia luz liberada. Pero un universo de hidrógeno y helio finamente esparcidos todavía no es un universo capaz de fabricar nada. Algo tenía que reunirlo, y ese algo fue la fuerza más débil que existe.

Pruebas: Establecido: la nucleosíntesis del Big Bang en los primeros minutos, que produjo alrededor de un 75 % de hidrógeno y un 25 % de helio en masa, con trazas de deuterio, helio-3 y litio-7; la proporción entre neutrones y protones y el cuello de botella del deuterio; la ausencia de núcleos estables de masa 5 y masa 8; la coincidencia del deuterio primordial medido con las predicciones derivadas del fondo cósmico de microondas; el origen radiogénico del helio terrestre y su escape al espacio; el hidrógeno como aproximadamente el 60 % de los átomos del cuerpo en número y alrededor del 10 % en masa. Debatido o incierto: el problema del litio primordial (se observa alrededor de un tercio de lo predicho); la fecha exacta de las primeras estrellas (citada como «algo así como cien millones de años»); la física anterior a la nucleosíntesis, que se extrapola en lugar de observarse directamente.

La gravedad monta un escenario

Imprime un mapa del universo cercano, un punto por galaxia, y clávalo en una pared. Desde el otro lado de la habitación no parece polvo disperso. Parece una esponja, o el interior de un hueso: nudos brillantes unidos por largos filamentos, con grandes vacíos oscuros entre ellos donde casi nada habita. Nuestra galaxia es un punto en un filamento. Los astrónomos han cartografiado así millones de galaxias y el patrón se mantiene en todas las escalas que alcanzan. Ese es el escenario en el que transcurre todo lo que cuenta este libro, y lo construyó la fuerza más débil de la naturaleza. La gravedad es tan floja que un imán de nevera vence la atracción de la Tierra entera sobre un clip. Pero la gravedad tiene dos ventajas de las que carecen las demás fuerzas. Solo atrae, nunca repele, y nunca se apaga. Dale un universo casi liso y unos cuantos miles de millones de años, y producirá una esponja.

El universo casi liso es el que describía el resplandor: materia repartida de forma casi uniforme, con ondulaciones de una parte en cien mil. La gravedad se alimenta de diferencias. Una región algo más densa que su entorno tira un poco más fuerte, reúne un poco más y, por tanto, tira más fuerte todavía, mientras las regiones que drena se vacían cada vez más. A lo largo de cientos de millones de años las débiles ondulaciones se acentúan hasta formar la esponja: materia que sale de los vacíos a lo largo de láminas, láminas que desaguan en filamentos, filamentos que alimentan los nudos donde se forman los cúmulos de galaxias. La estructura creció de abajo arriba, primero grumos pequeños que se fusionaron en otros mayores, y por eso las galaxias viejas llevan dentro los restos de muchas más pequeñas que se tragaron.

Dos cosas complican el cuadro sencillo, y ambas importan. La primera es que la mayor parte de la atracción no la ejerció la materia ordinaria. Las ondulaciones del resplandor son, por sí solas, demasiado débiles para haberse convertido en galaxias en el tiempo disponible; la luz separaba el gas ordinario casi tan deprisa como la gravedad lo juntaba. Pero la materia oscura, sea lo que sea, no siente la luz. Empezó a colapsar pronto, formando halos invisibles, y el gas ordinario cayó en pozos que ya estaban cavados. Toda galaxia, incluida la nuestra, se encuentra dentro de un halo de material que pesa varias veces más que sus estrellas y su gas. Nadie ha atrapado todavía una partícula de materia oscura; su existencia se infiere de cómo se mueven las cosas y de cómo se curva la luz.

La segunda complicación es que reunir no basta. Una nube de gas comprimida por la gravedad se calienta, y el gas caliente empuja hacia fuera; abandonada a sí misma, simplemente rebotaría. Para seguir colapsando, la nube tiene que perder calor, lo que significa radiarlo en forma de luz. Los átomos lo hacen bien cuando tienen electrones que agitar, pero en el universo temprano, sin otra cosa que hidrógeno y helio, el único refrigerante eficaz a bajas temperaturas era el hidrógeno molecular, que se forma a regañadientes y radia débilmente. Así que las primeras nubes que lograron colapsar eran enormes y calientes, y los objetos que se condensaron en su interior eran, en consecuencia, grandes. Fue el enfriamiento, no la gravedad, lo que fijó el tamaño de las primeras estrellas.

La secuencia, entonces: ondulaciones, halos invisibles, gas que cae y se enfría, fragmentación en nubes, nubes en núcleos densos. Hacia unos cien millones de años después del principio, según las estimaciones actuales, los primeros de esos núcleos alcanzaron la temperatura a la que puede empezar el capítulo siguiente.

Lo que la gravedad hizo por el futuro cuerpo es menos evidente que lo que hicieron las estrellas, pero va primero. Un universo de gas repartido de manera uniforme, por rico que sea, no fabrica nada. No hay fuego sin concentración, ni química sin lugares donde las cosas se encuentren. La gravedad creó lugares: aquí denso, allí vacío; aquí caliente, allí frío. Todos los procesos posteriores de este libro funcionan con diferencias de ese tipo. Una estrella es una diferencia entre su núcleo y el vacío que la rodea. Un planeta es una diferencia entre la roca y el espacio. Una célula viva, unos capítulos más adelante, será una diferencia mantenida entre el dentro y el fuera. La gravedad es la primera fabricante de dentros y fueras, y no necesitó instrucciones.

También fijó un presupuesto. La cantidad de materia ordinaria reunida en nuestra galaxia, y el ritmo al que se reunió, decidieron cuántas generaciones de estrellas podían formarse antes del Sol, y por tanto cuánto carbono y cuánto hierro heredaría la nube del Sol. Las galaxias que formaron estrellas con demasiada avidez y demasiado pronto expulsaron su gas y hoy están tranquilas; las galaxias enanas que nunca reunieron gran cosa siguen siendo pobres en elementos pesados. La Vía Láctea resultó ser una galaxia con la masa y el temperamento adecuados para haber completado varias rondas de estrellas cuando una nube de un brazo espiral colapsó en un Sol. «Adecuados» significa ahí adecuados para producirnos, no adecuados en ningún sentido absoluto. Desde el punto de vista de una galaxia enana, a ella le va bien.

La tentación, llegados aquí, es contar una historia en la que los diales se ajustaron en nuestro beneficio. Si la gravedad hubiera sido algo más fuerte, las estrellas se consumirían deprisa; algo más débil, y quizá no habría estrellas en absoluto. La observación es cierta y la inferencia que se saca de ella es débil. Solo podemos encontrarnos en un universo cuyos ajustes permitan encontrarse, así que el hecho de que lo permitan no es una sorpresa que exija un planificador; es un efecto de selección. Si existen otros universos con otros ajustes es una pregunta abierta sin asidero observacional, lo que la sitúa, como los principios absolutos, fuera del alcance de las pruebas.

Hay disputas más productivas. El modelo estándar de materia oscura fría predice, a pequeña escala, más galaxias satélite enanas alrededor de la Vía Láctea de las que es fácil encontrar, y núcleos más densos en esas enanas de los que se miden; las soluciones propuestas van desde una mejor contabilidad del gas ordinario hasta tipos distintos de materia oscura. Y desde 2022 el nuevo telescopio espacial infrarrojo ha encontrado, en los primeros cientos de millones de años, galaxias que parecen más brillantes y más masivas de lo que esperaban algunas simulaciones. Si esto rompe el modelo o solo significa que la formación estelar temprana fue más eficiente de lo supuesto es algo que se discute ahora mismo. La esponja no está en duda. La receta de sus hilos más finos, sí.

El atlas trata este capítulo como el plano de alejamiento: la cámara abandona el campo de partículas dentro de la silueta, se eleva más allá de la figura y sigue subiendo hasta que el propio escenario se convierte en un nudo brillante en una red de ellos. Luego vuelve. Lo que se busca es orientación, no vértigo. El cuerpo es una concentración local en un universo cuyo estado por defecto es el vacío, y su material le llegó a través de una larga serie de reuniones en las que no tuvo parte. La primera de esas reuniones está a punto de alcanzar una temperatura que ninguna nube había alcanzado antes, y un universo a oscuras está a punto de recibir su primera luz.

Pruebas: Establecido: el crecimiento de la estructura cósmica a partir de las pequeñas ondulaciones de densidad que se ven en el fondo cósmico de microondas; la «red cósmica» de filamentos y vacíos cartografiada en los sondeos de galaxias; la necesidad de la materia oscura para explicar el crecimiento de la estructura, la rotación de las galaxias y las lentes gravitacionales; el ensamblaje jerárquico (de abajo arriba); el enfriamiento deficiente del gas sin metales a través del hidrógeno molecular y su efecto sobre las primeras nubes en colapso. Debatido o incierto: la naturaleza de la materia oscura (nunca detectada directamente); tensiones a pequeña escala como los problemas de los «satélites perdidos» y del «núcleo frente a cúspide»; la aparente madurez de algunas galaxias muy tempranas observadas por el JWST desde 2022; la época exacta de los primeros núcleos en colapso («hacia unos cien millones de años»). Fuera del alcance de las pruebas: los argumentos del ajuste fino y las hipótesis del multiverso.

Las primeras estrellas

Ponte al sol de invierno y vuelve hacia él el dorso de la mano. El calor llega tras una travesía de ocho minutos desde la superficie del Sol, que es poco. La travesía anterior no lo fue. La energía que toca tu piel se liberó en el núcleo del Sol, y la luz que nace allí no puede viajar en línea recta; se absorbe y se reemite innumerables veces, avanzando a trompicones hacia fuera a través de un plasma denso, una fracción de centímetro cada vez. Las estimaciones de lo que dura ese camino aleatorio van de decenas de miles de años a bastante más de cien mil. Así que el calor de tu mano es, en un sentido razonable, más antiguo que la agricultura. Y además es de segunda mano. El Sol hace ahora lo que una generación de estrellas mucho anterior hizo por primera vez, en un universo que nunca había visto una estrella, y este capítulo trata de esas primeras: lo que ocurrió en su interior, lo que salió de ellas y por qué no son las fábricas que preferiría un relato ordenado.

Una estrella es un pulso entre dos fuerzas. La gravedad aprieta una bola de gas; el gas se calienta; el calor empuja hacia fuera. Durante la mayor parte de la vida de una estrella las dos fuerzas se equilibran, y el equilibrio lo mantiene un horno central que arde justo lo bastante deprisa para reponer el calor que se escapa por la superficie. El horno es la fusión nuclear. En el núcleo, a unos quince millones de grados en el caso del Sol, los núcleos de hidrógeno se mueven lo bastante rápido para acercarse mucho unos a otros pese a su repulsión eléctrica, y la mecánica cuántica les permite de vez en cuando atravesar por efecto túnel la última barrera. A través de una breve cadena de pasos, cuatro protones se convierten en un núcleo de helio. El helio pesa alrededor de siete décimas del uno por ciento menos que los cuatro protones. La masa que falta se ha convertido en energía. El Sol transforma unos cuatro millones de toneladas de materia en luz cada segundo y lleva cuatro mil quinientos millones de años haciéndolo sin apagarse de forma apreciable.

Las primeras estrellas hicieron lo mismo con peores ingredientes. Se formaron, según las estimaciones actuales, entre cien y doscientos millones de años después del principio, a partir de un gas que era hidrógeno y helio y nada más. Como señalaba el capítulo anterior, ese gas se enfría mal, así que las nubes que colapsaron eran masivas, y las estrellas que formaron fueron probablemente gigantes: decenas de masas solares, quizá cientos, lo bastante calientes para brillar con un blanco azulado y derramar ultravioleta. Las estrellas grandes arden deprisa. Una estrella de cien masas solares vive unos pocos millones de años, una milésima parte de la vida del Sol, antes de que su núcleo agote el hidrógeno.

Entonces el pulso se reanuda con más en juego. Con el horno apagado, la gravedad comprime aún más el núcleo; este se calienta hasta que el propio helio puede fusionarse, y aquí, por primera vez en ninguna parte, tres núcleos de helio se encuentran para formar carbono, y el carbono toma un cuarto para formar oxígeno. En las estrellas más masivas la compresión continúa por etapas, carbono, neón, oxígeno, silicio, cada una más breve que la anterior, cada una dejando una ceniza más pesada, hasta que el núcleo es de hierro. El hierro es donde termina todo. Fusionar hierro consume energía en lugar de liberarla, así que el horno ya no tiene nada que quemar, y la estrella pasa, en cosa de un día, un trance muy malo. Un capítulo posterior sigue ese final. Por ahora, lo que importa es lo que la combustión hizo al universo exterior. La luz ultravioleta de las primeras estrellas arrancó electrones al hidrógeno que las rodeaba, y a lo largo de varios cientos de millones de años esas burbujas de gas ionizado crecieron y se fusionaron hasta que el universo entero volvió a ser transparente, de una manera nueva. La edad oscura terminó, y los primeros elementos pesados, expulsados al morir aquellas estrellas, se mezclaron con el gas circundante.

El cambio que más importa es uno que las primeras estrellas hicieron para las segundas. Incluso un leve espolvoreo de carbono y oxígeno permite que una nube de gas se enfríe con mucha más eficacia que el hidrógeno puro, y una nube que se enfría bien puede fragmentarse en trozos más pequeños. Así que, una vez que la primera generación hubo sembrado el gas, las estrellas que se formaron a partir de él pudieron ser más pequeñas, más longevas y más numerosas. Algo como el Sol, una estrella modesta que arde con regularidad durante diez mil millones de años, solo es posible en un gas enriquecido. Las primeras estrellas reescribieron las reglas de la formación estelar, y toda estrella posterior, y todo planeta alrededor de una estrella posterior, vive bajo las reglas enmendadas.

El segundo cambio es la luz. Antes de las primeras estrellas el universo era una niebla tibia que se iba oscureciendo, iluminada solo por el resplandor menguante de su propio comienzo. Después hubo puntos de luz, y sombras, y lugares más brillantes que otros. Esto importa más de lo que parece. Todo proceso que más adelante impulse la química, el clima y, con el tiempo, la vida en un planeta está impulsado por un flujo de energía de una fuente caliente a un sumidero frío, y la fusión en las estrellas es la fuente de casi todo él. El calor en el dorso de tu mano es el extremo final de una cadena de suministro que empezó en aquellos primeros hornos. Nada en la cadena se dispuso para tu mano. Es simplemente lo que hace el hidrógeno caliente.

Nadie ha visto una primera estrella. Todo lo anterior es inferencia: a partir de simulaciones de gas primordial en colapso; de la química de las estrellas más viejas de nuestra galaxia, pobres en elementos pesados y portadoras de patrones que parecen la ceniza de predecesoras muy masivas; y de galaxias tempranas y débiles cuya luz sugiere poblaciones calientes y sin metales. Esas pruebas bastan para estar seguros de que las primeras estrellas fueron masivas y de vida corta, y no bastan para zanjar cuán masivas. Las primeras simulaciones sugerían monstruos solitarios de varios cientos de masas solares; otras más recientes encuentran que los discos en colapso tienden a fragmentarse y producen cúmulos y parejas con una dispersión mayor, quizá incluidas algunas estrellas lo bastante pequeñas para seguir vivas hoy. Si alguna vez se encuentra una, este capítulo necesitará un párrafo nuevo.

Hay también una palabra que conviene resistir. Una estrella no es una fábrica, en el sentido de un lugar dispuesto para producir algo. Fabrica carbono porque el carbono es lo que hace el helio bajo presión, sin más intención que la que tiene un hervidor al producir vapor. Los elementos de un cuerpo salieron de las estrellas como gases de escape y como escombros. Llamarlos productos pone en el horno un propósito que la física no contiene.

El atlas abre este capítulo desde el campo de partículas dentro de la silueta con una única estrella esquemática: no el Sol, sino una estrella temprana, caliente y azul, sin planetas, rotulada como reconstrucción porque no existe ni existirá nunca una fotografía de ella. Seguir la estrella hacia atrás desde la mano es un ejercicio de dependencia sin obligación. El cuerpo necesita que la fusión haya ocurrido; la fusión no le debe nada al cuerpo. Lo que las primeras estrellas fabricaron en grandes cantidades fue helio, carbono y oxígeno. Qué elementos exactamente requiere una mano, y dónde se fabricó cada uno, es la pregunta que el capítulo siguiente le plantea a la propia mano.

Pruebas: Establecido: la fusión estelar como equilibrio entre gravedad y presión; la cadena protón-protón, que convierte alrededor del 0,7 % de la masa en energía; los aproximadamente cuatro millones de toneladas por segundo del Sol; la combustión del helio en carbono y oxígeno y las etapas avanzadas de combustión que terminan en el hierro; la reionización cósmica por fuentes ultravioletas tempranas, en gran parte completa hacia los mil millones de años; el gas enriquecido, que se enfría y se fragmenta con más facilidad que el gas primordial. Debatido o incierto: la distribución de masas de las primeras estrellas (de decenas a cientos de masas solares; las simulaciones recientes favorecen la fragmentación); si sobrevive alguna estrella de primera generación de baja masa; la época exacta de formación («entre cien y doscientos millones de años»); el tiempo de escape de los fotones desde el núcleo solar (las estimaciones abarcan aproximadamente de 10 000 a 170 000 años). Ninguna estrella de primera generación se ha observado de forma directa e inequívoca.

Los elementos de un cuerpo

Levanta la mano hacia una lámpara, con la palma hacia ti, y mira la fina membrana de piel entre el pulgar y el índice. La luz la atraviesa con un leve tono rojo. Ese rojo es hierro, transportado en la hemoglobina, en una sangre que es sobre todo agua, que a su vez es sobre todo hidrógeno si contamos átomos y sobre todo oxígeno si pesamos. La piel misma es proteína y grasa: largas cadenas construidas sobre carbono, articuladas con nitrógeno, salpicadas de azufre y fósforo. Nada en la mano es exótico; todos sus elementos figuran en la lámina de la pared de cualquier aula de química de instituto. Lo extraño no son los ingredientes, sino su procedencia. Los átomos de tu mano no vinieron de un solo lugar ni de un solo tiempo. Algunos son casi tan viejos como el universo. Otros se formaron dentro de estrellas que murieron antes de que existiera el Sol. Unos pocos se forjaron probablemente cuando dos estrellas muertas chocaron. Tu mano es un inventario de acontecimientos muy antiguos, la mayoría violentos, ninguno de ellos interesado en ti.

Hagamos el inventario por masa, a grandes rasgos. El oxígeno supone alrededor de dos tercios de un cuerpo humano; el carbono, algo menos de una quinta parte; el hidrógeno, en torno a una décima; el nitrógeno, cerca de un tres por ciento. Una docena de otros elementos, con el calcio y el fósforo a la cabeza, completan casi todo el resto; el hierro, el zinc, el yodo y los oligoelementos cabrían en una cucharilla. Por número de átomos el orden se invierte: el hidrógeno es con mucho el más numeroso, porque es ligero y porque el cuerpo es en gran parte agua.

Esas dos listas tienen biografías distintas. Casi todo el hidrógeno se formó en los primeros minutos después del Big Bang, cuando el universo se había enfriado lo suficiente para que existieran protones y aún estaba, por poco tiempo, lo bastante caliente para fusionar algunos de ellos en helio y una traza de litio. Después, el universo se había expandido demasiado para que se formara nada más pesado. Durante algo así como cien millones de años, según las estimaciones actuales, esa fue toda la tabla periódica.

El carbono necesitó estrellas. Dentro de una estrella que ha quemado la mayor parte del hidrógeno de su núcleo, la temperatura sube hasta que los núcleos de helio pueden fusionarse. Dos de ellos forman un núcleo de berilio tan inestable que se deshace en una fracción de femtosegundo; el truco es que, de vez en cuando, un tercer núcleo de helio llega antes de que eso ocurra, y el resultado es carbono. Esta triple colisión es tan improbable que solo funciona porque el núcleo de carbono tiene, por casualidad, un nivel de energía que resuena con las piezas que llegan, una coincidencia que los físicos predijeron antes de que nadie la midiera. Añade otro núcleo de helio al carbono y tienes oxígeno. Las estrellas masivas continúan la escalera, neón, magnesio, silicio, hasta el hierro, que no libera energía al fusionarse y por tanto detiene el horno. El nitrógeno llega sobre todo por otra vía, un ciclo en el que el carbono actúa como catalizador de la fusión del hidrógeno y deja nitrógeno tras de sí. El calcio y el fósforo son en gran medida productos de las estrellas masivas y de las explosiones que les ponen fin.

Nada más pesado que el hierro puede construirse por fusión con ganancia. Se construye por captura de neutrones, bien lentamente, a lo largo de miles de años, en las capas externas de estrellas envejecidas, bien con violencia, en segundos, dentro de las supernovas y en la fusión de dos estrellas de neutrones. En 2017, los astrónomos observaron el resplandor posterior de una de esas fusiones y leyeron en su espectro las firmas de elementos pesados recién hechos. Parte del yodo de tu tiroides, y el oro de un anillo, vinieron plausiblemente de acontecimientos como ese.

¿Cómo lo sabemos? Sobre todo por la luz. Cada elemento absorbe y emite luz en sus propias longitudes de onda fijas, de modo que el espectro de una estrella es una huella dactilar de su composición, y las estrellas más viejas contienen menos elementos pesados que las más jóvenes, como predeciría una acumulación lenta a lo largo de generaciones. Los laboratorios miden directamente las reacciones nucleares. Los meteoritos conservan granos minerales más antiguos que el Sistema Solar cuyos isótopos coinciden con tipos concretos de estrella.

Lo que este inventario cambia es la escala de tu propia historia. Antes de que hubiera estrellas, una mano era imposible, no porque la vida fuera improbable, sino porque no había con qué hacerla. El talento del carbono para formar cuatro enlaces, y para encadenarse en cadenas y anillos que son estables pero no demasiado, es lo que hace posible cualquier química complicada; sin varias generaciones de estrellas que lo sintetizaran y lo dispersaran, no habría proteínas, ni ADN, ni grasa bajo la piel. El oxígeno hizo falta para el agua; el fósforo, para el esqueleto de los genes y para la pequeña molécula que transporta energía dentro de cada célula; el hierro, para la sangre que se ve roja contra la lámpara.

Hay también un cambio más sutil. Los elementos no se limitaron a existir; fueron distribuidos. Una estrella que fabrica carbono y se lo queda no aporta nada a un planeta futuro. El carbono tuvo que ser expulsado en vientos estelares o lanzado en explosiones, mezclado en nubes de gas y reunido de nuevo en una nueva estrella y su disco de escombros. El Sol es como mínimo una estrella de segunda generación, y probablemente de una posterior; la Tierra está hecha de restos que habían pasado por un horno más de una vez. Tu mano, por tanto, no está hecha solo de átomos viejos. Está hecha de átomos reciclados, y sigue reciclándolos. Con los años, la mayoría de tus átomos se cambian por otros a medida que las células mueren y se come. Eres un patrón que toma prestado el material, no un bloque fijo de él.

La tentación aquí es un eslogan. «Somos polvo de estrellas» es hermoso y acierta en aproximadamente un noventa por ciento de la masa, que es una nota alta para un eslogan, pero oculta dos cosas. Primera, el hidrógeno, tu átomo más numeroso, no es polvo de estrellas en absoluto; es anterior a todas las estrellas. Segunda, la frase se desliza con facilidad hacia un relato en el que el cosmos se afanaba por llegar a nosotros, en el que las estrellas eran fábricas con un producto en mente. Nada en las pruebas respalda eso. Los procesos que hicieron tu carbono hicieron el carbono de un acantilado de caliza, de un diamante y de una mancha de hollín. El universo no apuntaba.

Hay también lagunas honestas. Los astrónomos siguen discutiendo cuánto de los elementos más pesados procede de fusiones de estrellas de neutrones y cuánto de tipos raros de supernova, porque el momento en que esos elementos aparecen en las estrellas viejas no encaja solo con las fusiones. Y las cifras del cuerpo por masa son promedios; los niños, las personas mayores, las más corpulentas y las más delgadas difieren en agua, grasa y hueso. El índice es útil. No es un recibo.

En el atlas de Human++ este es el campo de partículas que llena la silueta: selecciona un átomo en la palma, síguelo hasta una estrella esquemática, vuelve. El viaje no está ahí para halagar a la mano, sino para dejar sentada su primera dependencia. Antes de cualquier herramienta, cualquier institución, cualquier máquina, el cuerpo ya dependía de una capacidad que vivía por completo fuera de él, en hornos que nunca verá. Nada en esa historia fue elegido. Lo nuevo, y es el resto de este libro, es que el elegir ha comenzado. Antes, sin embargo, una cuestión de reparto: el carbono encerrado en una estrella viva no le sirve a nadie, así que ¿cómo devolvieron los hornos sus productos?

Pruebas: Establecido: la nucleosíntesis primordial de hidrógeno, helio y trazas de litio en el Big Bang; el carbono mediante el proceso triple alfa y la resonancia del carbono predicha de antemano; del oxígeno al hierro en las estrellas masivas; el origen por captura de neutrones de los elementos más pesados que el hierro; las firmas espectroscópicas de elementos pesados en el resplandor posterior de la fusión de estrellas de neutrones de 2017; la composición aproximada del cuerpo por masa y por número de átomos. Debatido o incierto: la contribución relativa de las fusiones de estrellas de neutrones frente a los tipos raros de supernova a los elementos más pesados, y el problema de la cronología en las estrellas viejas; las fracciones exactas de origen de cada elemento en el vecindario solar; la edad exacta a la que se formaron las primeras estrellas (citada aquí como «algo así como cien millones de años»).

La muerte que reparte

En el verano de 1054, los astrónomos de la corte de la dinastía Song, en China, registraron una «estrella invitada» cerca de uno de los cuernos de la constelación que llamamos Tauro. Era lo bastante brillante para verse a plena luz del día durante unas tres semanas, y siguió siendo visible de noche durante casi dos años antes de apagarse. Apunta hoy un telescopio modesto al mismo lugar y encontrarás una mancha: una maraña de filamentos en expansión a unos seis mil años luz, que todavía se separan a unos 1500 kilómetros por segundo, con una estrella de neutrones que gira en su centro y destella treinta veces por segundo. La nebulosa del Cangrejo es lo que queda de una estrella. Es también una entrega. Todo lo que aquella estrella fabricó en su último millón de años de combustión, y algunas cosas que solo fabricó en su último segundo, se reparte ahora por una región de varios años luz de ancho y se va diluyendo en el gas que hay entre las estrellas. Dale unos cientos de millones de años y parte de ello estará en un planeta.

Las estrellas devuelven material al espacio por varias vías, y los elementos del cuerpo toman todas ellas.

La más suave es el viento. Toda estrella se desprende de parte de sus capas externas de manera continua, y las estrellas envejecidas se desprenden de muchísimo. Una estrella como el Sol, una vez agotado el hidrógeno de su núcleo, se hincha hasta convertirse en una gigante roja y, en su fase final, late y expulsa a bocanadas su mitad exterior a lo largo de unas decenas de miles de años, dejando al descubierto el núcleo caliente en forma de enana blanca. La envoltura expulsada brilla durante un tiempo como lo que los astrónomos llaman, con escasa fortuna, una nebulosa planetaria. Lleva carbono extraído del interior de la estrella, nitrógeno y un espolvoreo de elementos más pesados construidos poco a poco, neutrón a neutrón, durante la vejez de la estrella. Una buena parte del carbono del universo puede haber llegado al espacio así, desde estrellas sin espectáculo que se apagan en silencio.

La vía violenta corresponde a las estrellas de más de unas ocho veces la masa del Sol. Una vez que han quemado su camino hasta un núcleo de hierro, ya no tienen nada más que quemar, y cuando ese núcleo supera unas 1,4 masas solares deja de poder sostenerse. Colapsa en menos de un segundo en una bola de neutrones de unos veinte kilómetros de diámetro, o más allá, en un agujero negro. La estrella exterior, de repente sin apoyo, cae hacia dentro, choca con el núcleo que rebota y sale despedida por una onda de choque y una inmensa avalancha de neutrinos. En 1987 unos detectores en la Tierra captaron un par de docenas de neutrinos de una supernova en una galaxia vecina, horas antes de que llegara su luz, y así sabemos que el cuadro es, a grandes rasgos, correcto. Las capas expulsadas llevan el oxígeno, el neón, el magnesio, el silicio, el azufre y el calcio fabricados en la combustión en capas de cebolla de la estrella, junto con el hierro y el níquel cocinados en la propia explosión.

Una tercera vía no necesita ninguna estrella masiva. Una enana blanca que forma parte de una pareja cerrada puede ganar masa de su compañera, o fusionarse con otra enana blanca, y si rebasa ese mismo límite detona por completo, sin dejar nada detrás. Estas supernovas termonucleares fabrican hierro en abundancia; según la mayoría de las estimaciones, más de la mitad del hierro de nuestra galaxia procede de ellas. La vía más rara es la colisión de dos estrellas de neutrones, que describía el capítulo anterior: la fuente de buena parte del material más pesado.

Lo que sale de una estrella no va directamente a un planeta. Se abre paso a través del gas interestelar, lo remueven otras explosiones y el lento girar de la galaxia, y se mezcla durante cientos de millones de años. Cuando la nube del Sol colapsó, unos nueve mil millones de años después del comienzo de la historia, los elementos pesados constituían entre el uno y el dos por ciento de su masa. Ese pequeño porcentaje es la Tierra.

La consecuencia para un cuerpo es que está construido con lo que dejaron unas muertes. Gran parte de su carbono se lo debe probablemente a la vía suave, a gigantes rojas que mudan la piel. Su oxígeno, su calcio y buena parte de su fósforo, a las explosiones de estrellas masivas. Una buena parte de su hierro, a enanas blancas que detonan. Su yodo, a estrellas de neutrones que chocan. Ninguna estrella por sí sola fabricó los ingredientes de una persona; hizo falta una galaxia entera de ellas, muriendo en secuencia durante miles de millones de años, y la mezcla entre medias.

Esto es herencia, pero también es reciclaje, y la distinción importa para la tesis del libro. Nada en un cuerpo se creó para él. La materia ya se usó antes, en el núcleo de una estrella, como combustible o como ceniza, y cuando abandone el cuerpo volverá a usarse. La historia cósmica no es la de un material nuevo que aparece, sino la de un material viejo que se transmite en forma alterada, mediante procesos que no saben que están entregando nada a nadie.

Hay un recordatorio más cercano. En costras de hierro y manganeso del fondo oceánico profundo, que crecen unos pocos milímetros por millón de años, los científicos han encontrado una forma radiactiva rara de hierro que los procesos naturales de la Tierra no producen. Se concentra en capas depositadas hace entre unos dos y tres millones de años, y de nuevo antes. La mejor explicación es que una o varias supernovas estallaron a unos pocos cientos de años luz del Sol por aquella época y espolvorearon el planeta con sus restos. Los primeros antepasados humanos andaban de un lado a otro mientras aquello se posaba desde el cielo.

El lenguaje de la muerte está haciendo mucho trabajo. Una estrella no muere en ningún sentido que le importe a una estrella; agota un combustible y cambia de estado. «Sacrificio» es peor. El romanticismo de unas estrellas que se entregan para que nosotros vivamos es agradable y está exactamente del revés: los elementos se dispersaron porque dispersarse es lo que hace un gas sin sostén, y la mayoría no llegó ni de lejos a ningún planeta.

La mecánica, además, está menos asentada que el relato. Durante décadas, las simulaciones por ordenador de supernovas de colapso del núcleo no conseguían que explotaran: la onda de choque se estancaba, y los modelos necesitaban que los neutrinos la reavivaran de maneras difíciles de acertar. Las simulaciones tridimensionales modernas suelen explotar, pero qué estrellas estallan y cuáles colapsan en silencio en agujeros negros, y cuánto de cada elemento escapa, siguen siendo objeto de investigación activa. La vía de las enanas blancas tiene su propia polémica, sobre si la mayoría de esas explosiones proceden de una enana que roba gas a una compañera ordinaria o de dos enanas que se fusionan, lo que cambia la rapidez con que la galaxia se salpimentó de hierro. Y la parte de los elementos más pesados que corresponde a las colisiones de estrellas de neutrones frente a tipos raros de supernova sigue en disputa. El reparto ocurrió. La factura detallada está en auditoría.

En el atlas, este capítulo ocupa el campo de partículas entre dos fotogramas, la estrella de los capítulos anteriores y el disco del siguiente. Selecciona el campo y cada elemento de la palma muestra su vía de salida de una estrella: viento, explosión o colisión. La dependencia del cuerpo aquí es de acontecimientos lo bastante violentos para desgarrar estrellas, y de la larga y paciente mezcla que vino después. Nunca hubo un plan para que el material aterrizara en ningún lugar concreto. Y, sin embargo, parte de él, a la deriva en una nube fría de un brazo de una galaxia espiral, estaba a punto de ser reunido por segunda vez, en un disco, con una estrella nueva en el centro.

Pruebas: Establecido: la SN 1054 tal como quedó registrada en los anales chinos y su remanente, la nebulosa del Cangrejo, con un púlsar central; la pérdida de masa mediante vientos estelares y nebulosas planetarias que transportan carbono, nitrógeno y elementos de captura lenta de neutrones; el colapso del núcleo de las estrellas masivas por encima de aproximadamente 1,4 masas solares de núcleo de hierro, con una emisión de neutrinos confirmada por la SN 1987A; las supernovas termonucleares de enanas blancas como fuente importante de hierro; una fracción de elementos pesados en el Sol de aproximadamente un 1-2 % en masa; hierro-60 activo en costras de los fondos marinos procedente de supernovas cercanas de hace unos pocos millones de años. Debatido o incierto: el mecanismo detallado de la explosión y qué progenitoras explotan; los orígenes de degeneración simple frente a doble de las supernovas termonucleares; la parte exacta del hierro que corresponde a cada vía («más de la mitad» es una estimación); la contribución relativa de las fusiones de estrellas de neutrones y de las supernovas raras a los elementos más pesados.

Un sol, un disco, un mundo

Una lámina de cierto tipo de meteorito, pulida y puesta a contraluz, parece un bizcocho de frutas oscuro: una matriz gris tachonada de pequeños granos redondos y, aquí y allá, motas blancas irregulares de unos pocos milímetros. Las motas blancas son los objetos sólidos más antiguos que nadie ha datado. Son ricas en calcio y aluminio, se condensaron a partir de gas caliente, y sus relojes radiactivos marcan 4567 millones de años, con un margen de menos de uno. Esa cifra es, por convención, el cumpleaños del sistema solar. El meteorito que las contiene vagó por el espacio, esencialmente inalterado, durante todo ese tiempo, hasta que cayó en una granja o en un desierto y alguien lo recogió. La Tierra no tiene nada tan antiguo en su superficie; el planeta lleva demasiado tiempo fundiendo, plegando y volviendo a engullir sus rocas. Para leer el principio de tu mundo tienes que sostener un trozo de aquello con lo que se hizo antes de que fuera un mundo.

Empezó con una nube en apuros. En algún lugar de un brazo espiral de la Vía Láctea, una nube fría y oscura de gas y polvo, enriquecida por las muertes del capítulo anterior, tenía un núcleo denso al que la gravedad ya no permitía dar marcha atrás. Quizá una supernova cercana le dio un empujón; ciertos isótopos radiactivos de vida corta conservados en los meteoritos sugieren que había restos estelares frescos, aunque se discute si fueron ellos los que desencadenaron el colapso. El núcleo cayó hacia dentro. Pero una nube nunca está perfectamente quieta, y cualquier leve rotación se amplifica a medida que el material cae, igual que una patinadora gira más deprisa al recoger los brazos. El material podía caer libremente a lo largo del eje de giro, pero no en sentido transversal, así que el núcleo en colapso se aplanó en un disco giratorio con un bulto creciente en el centro. El bulto se convirtió en el Sol. El disco se convirtió en todo lo demás.

El disco era abrumadoramente gas, con una pizca de polvo: más o menos una parte en cien. Cerca del Sol joven hacía calor suficiente para vaporizar la roca; más lejos, pasada una frontera que los astrónomos llaman línea de nieve, el agua se congelaba sobre los granos y de pronto había varias veces más material sólido con el que trabajar. Por eso el sistema solar está ordenado: mundos rocosos pequeños cerca, gigantes con atmósferas profundas más lejos, hielo más allá. Los granos de polvo chocaban y se pegaban, hasta crecer en guijarros. Los guijarros se concentraban en remolinos del gas y colapsaban por su propia gravedad en cuerpos de un kilómetro o más, aunque cómo ocurrió exactamente ese paso es una de las discusiones más animadas del campo. Esos cuerpos chocaron y se fusionaron en embriones planetarios del tamaño de la Luna o de Marte. El gas en sí no duró: en pocos millones de años la radiación y el viento del Sol lo habían barrido, así que los planetas gigantes, que necesitaban gas, tuvieron que crecer deprisa. Los planetas rocosos tenían menos prisa. La Tierra se ensambló a lo largo de decenas de millones de años a partir de embriones que se estrellaban unos contra otros, y la última y mayor colisión fue probablemente la que despidió los restos que se convirtieron en la Luna.

Desde 2014, unos radiotelescopios situados en lo alto del desierto chileno han fotografiado otros discos alrededor de otras estrellas jóvenes, y muestran anillos brillantes concéntricos y huecos oscuros, muy probablemente excavados por planetas que se forman en su interior. El cuadro anterior no es solo una reconstrucción a partir de nuestros propios escombros. Se está viendo ocurrir en otros lugares.

Para los átomos que llegarían a ser un cuerpo, el disco fue una máquina clasificadora. El material de los capítulos anteriores llegó como una mezcla casi uniforme; el disco lo separó por temperatura y distancia. Las sustancias volátiles, hidrógeno, helio, agua, compuestos de carbono, fueron empujadas hacia fuera o se perdieron; los elementos formadores de roca se quedaron cerca. Por tanto, la Tierra empezó más seca y más pobre en carbono que la nube de la que procedía, lo que tendrá importancia cuando llegue la cuestión del agua. El hierro que transportará el oxígeno en la sangre se reunió aquí en un planeta a punto de fundirse y de hundir la mayor parte de él hacia el centro, conservando solo una fracción cerca de la superficie.

El disco hizo también de lo «sólido» una condición histórica y no permanente. Un planeta parece lo contrario de un acontecimiento. Es, de hecho, el estado final de una larga serie de ellos: condensación, adherencia, colisión, fusión, nueva colisión. El suelo que pisa una persona son escombros que dejaron de moverse, de momento. La Luna del cielo nocturno es, según la explicación más aceptada, la salpicadura del último gran impacto, y por eso sus rocas se parecen tanto químicamente a las capas externas de la Tierra. Las colisiones no se limitaron a dejar cicatrices en los planetas jóvenes. Los construyeron.

Los sondeos de exoplanetas aportan un correctivo. Ya se han encontrado más de cinco mil planetas alrededor de otras estrellas, y la mayoría de los sistemas no se parecen al nuestro: gigantes en órbitas estrechas y abrasadoras, mundos de un tamaño entre el de la Tierra y el de Neptuno sin equivalente local, discos que no produjeron nada parecido a un planeta rocoso a una distancia cómoda de su estrella. Nuestra disposición es un resultado entre muchos. No es la plantilla.

Las disputas aquí tienen que ver con el orden de los acontecimientos, no con si ocurrieron. Probablemente los planetas gigantes no se formaron donde están ahora; los modelos en los que Júpiter se desplazó hacia dentro y volvió a salir, o en los que los planetas exteriores se reordenaron cientos de millones de años después, explican rasgos del cinturón de asteroides y del sistema exterior que un cuadro estático no explica, pero los modelos discrepan entre sí. El impacto que formó la Luna, aunque es la explicación principal, arrastra un problema persistente: las simulaciones tienden a construir la Luna sobre todo con material del cuerpo impactor, y sin embargo los isótopos de la Luna son casi indistinguibles de los de la Tierra, lo que ha suscitado propuestas de una Tierra que giraba más deprisa, de otro tipo de colisión o de una mezcla más completa después. El salto de los guijarros a los cuerpos de un kilómetro sigue siendo en parte teórico. Y el intervalo entre los primeros sólidos y una Tierra terminada se discute en decenas de millones de años. Nada de esto amenaza el esbozo. Es el estado normal de un campo con datos reales y más de una manera de leerlos.

En el atlas, el campo de partículas dentro de la silueta se contrae aquí en un único disco esquemático, con el Sol en el centro y un pequeño punto en la posición del tercer planeta, junto con el recordatorio habitual de que nada está a escala. La dependencia del cuerpo en esta etapa es de una clasificación que no eligió: de estar hecho de la fracción interior, rocosa y pobre en agua de una nube, alrededor de una estrella de temperamento modesto, en un sistema que resultó asentarse en lugar de desintegrarse. Lo que produjo la clasificación fue una bola caliente de escombros mezclados. Todavía no era un lugar. El capítulo siguiente observa cómo llega a serlo.

Pruebas: Establecido: las inclusiones ricas en calcio y aluminio datadas en unos 4567 millones de años como los sólidos más antiguos del sistema solar; el colapso de un núcleo de nube en rotación en una estrella y un disco aplanado; una proporción entre polvo y gas de aproximadamente 1:100; la línea de nieve y la clasificación en mundos rocosos, gigantes y helados; vidas de los discos de gas de unos pocos millones de años; el ensamblaje de la Tierra a lo largo de decenas de millones de años mediante colisiones de embriones; las imágenes de ALMA de discos con anillos desde 2014; más de 5000 exoplanetas confirmados con arquitecturas diversas. Debatido o incierto: el desencadenamiento por una supernova del colapso de la nube; el mecanismo de formación de planetesimales a partir de guijarros; los escenarios de migración de los planetas gigantes; los detalles del impacto que formó la Luna y el problema de la semejanza isotópica; la duración exacta de la acreción de la Tierra.

La Tierra inquieta

El trozo de Tierra más antiguo que podrías sostener sería casi invisible en la palma de tu mano. Es un cristal de circón de menos de medio milímetro de largo, liberado por la erosión de una loma de arenisca en Australia Occidental, y su reloj de uranio marca algo más de 4400 millones de años. El planeta apenas tenía ciento sesenta millones de años cuando se formó. Todo lo que rodeaba a ese cristal ha sido destruido desde entonces: la roca en la que cristalizó, el continente al que pertenecía esa roca, el agua que quizá la lamía. El circón sobrevivió porque el circón es casi indestructible, y trae una sorpresa. Sus isótopos de oxígeno sugieren que creció a partir de un fundido que había estado en contacto con agua líquida en la superficie. La imagen habitual de la Tierra primitiva como un infierno incandescente de lava y de rocas cayendo del cielo puede ser en parte errónea. En un tiempo geológicamente breve tras su formación, el planeta parece haber tenido ya una corteza, agua sobre ella y una superficie que se erosionaba y se rehacía. No ha parado desde entonces.

La Tierra es inquieta porque está caliente por dentro y no puede librarse fácilmente del calor. Parte de ese calor es un resto del ensamblaje: la energía de todas aquellas colisiones, sobre todo la del impacto que formó la Luna, que probablemente fundió la mayor parte del planeta. Más calor procedió del hundimiento. El hierro fundido es más denso que la roca fundida, y en las primeras decenas de millones de años, según los relojes radiactivos de los meteoritos y de las rocas terrestres, el hierro se escurrió hacia el centro y liberó al caer una enorme cantidad de energía. Eso dio al planeta su estructura: un núcleo metálico, hoy más o menos del tamaño de Marte, un grueso manto rocoso y una corteza delgada. El resto del calor se produce de forma continua por la desintegración del uranio, el torio y una forma radiactiva del potasio dispersos por la roca. Aproximadamente la mitad del calor que se escapa hoy por la superficie es ese suministro radiactivo; la otra mitad es el calor original, que sigue escapando.

La roca conduce mal el calor, así que en su lugar el manto se mueve. A lo largo de millones de años la roca sólida repta como una masilla muy rígida, ascendiendo donde está caliente, extendiéndose, enfriándose y hundiéndose. En la superficie esto se manifiesta como tectónica de placas: una capa de placas rígidas que se separan en las dorsales oceánicas, donde se forma corteza nueva, y que son arrastradas de vuelta al manto en las fosas. Los continentes, demasiado ligeros para hundirse, van encima y se barajan, se parten y chocan, levantando montañas que la lluvia y el hielo vuelven a moler hasta convertirlas en sedimento. El núcleo externo, hierro líquido agitado por el mismo calor, genera el campo magnético. Los volcanes expulsan gases que estaban encerrados en la roca: vapor de agua, dióxido de carbono, nitrógeno, sin nada de oxígeno libre. Ese aliento desgasificado, con lo que llegara del espacio, se convirtió en la primera atmósfera y el primer océano.

Uno de estos ciclos merece mención aparte porque mantuvo habitable el planeta. El dióxido de carbono de los volcanes calienta la superficie. La lluvia lo disuelve, y el agua, ligeramente ácida, corroe poco a poco la roca y lleva el carbono al mar, donde queda enterrado como carbonato. Cuanto más caliente el planeta, más rápida la meteorización, más deprisa se retira el carbono y más se enfría. La tectónica de placas arrastra luego el carbonato hacia abajo para que vuelva a cocinarse y a expulsarse. Este lento termostato, que actúa a lo largo de cientos de miles de años, es la mejor explicación actual de por qué la Tierra se mantuvo templada cuando el Sol joven brillaba solo alrededor de un setenta por ciento de lo que brilla hoy.

Para un cuerpo, la consecuencia es que su material no es solo cósmico sino geológico, y sigue estando en préstamo. El calcio de los huesos y el fósforo de cada hebra de ADN estaban encerrados en la roca. Llegan a una persona solo porque la meteorización, los volcanes y las raíces los desprenden, los ríos los transportan y los alimentos los concentran; el cuerpo está aguas abajo de las montañas. El fósforo en particular no tiene forma gaseosa y llega al mundo vivo casi por completo a través de la lenta erosión de la roca, lo que lo convierte en un cuello de botella para la vida tanto en tierra como en el mar. Yodo, hierro, zinc, magnesio: todos extraídos de la corteza por procesos que nadie maneja.

La inquietud decidió además qué tipo de superficie había disponible. Un planeta que dejara de moverse acabaría desgastando sus continentes hasta aplanarlos y perdería su termostato; el carbono se acumularía en el aire, o se retiraría de él y nunca volvería. Venus, casi gemelo de la Tierra en tamaño, parece tener una tapa estancada y una superficie lo bastante caliente para fundir el plomo. Marte, más pequeño y más rápido en enfriarse, ha estado geológicamente tranquilo durante la mayor parte de su historia y ha perdido la mayor parte de su aire. El removerse continuo de la Tierra es la razón de que siga habiendo un escenario, y de que siga habiendo un suelo joven, roto y lo bastante variado químicamente como para reaccionar. El cuerpo depende del planeta no solo por aquello de lo que está hecho, sino porque el planeta siga moviéndose.

Cuándo arrancó esta maquinaria es una de las cuestiones más discutidas de las ciencias de la Tierra. Hay quien lee los circones antiguos y la química de los primeros continentes como prueba de una tectónica de placas en los primeros quinientos millones de años; otros solo encuentran las señales más claras después de hace unos tres mil millones de años y sospechan que la Tierra primitiva funcionaba con otro régimen, una tapa gruesa y perezosa perforada por plumas, y que la tectónica de estilo moderno llegó tarde. Si la tectónica es necesaria para un planeta habitable, y no solo útil en este, es otra pregunta con una muestra de un solo caso. El «bombardeo intenso tardío», un supuesto pico de grandes impactos hacia hace 3900 millones de años que en su día fue doctrina, se pone hoy en duda; las muestras lunares datadas que lo sugerían podrían proceder todas de una única cuenca. Incluso el papel del campo magnético se discute. Desde luego desvía el viento solar, pero si protegió la atmósfera de ser arrancada está menos claro de lo que sugieren los libros de texto, ya que Venus no tiene un campo así y tiene muchísimo más aire. El planeta es inquieto. La coreografía de sus primeros mil millones de años es una hipótesis de trabajo, que se sostiene con más o menos confianza según a quién se pregunte.

En el atlas, este es el suelo del escenario bajo la figura: selecciónalo y se abre como un globo en corte, con el calcio, el fósforo y el hierro del campo de partículas rastreados hasta la corteza, el manto y el núcleo. La dependencia que se muestra es actual, no solo ancestral. Un cuerpo es una disposición breve de material sobre un planeta que se reordena sin cesar, y la disposición continúa solo porque el planeta sigue prestando. De todas sus circulaciones, una ha hecho más por la química que ninguna otra, y llegó, o se conservó, contra todo pronóstico. El capítulo siguiente la sigue: el agua, y lo que promete y no promete.

Pruebas: Establecido: los circones de Jack Hills datados en unos 4400 millones de años, con indicios isotópicos de oxígeno de agua en superficie; la formación temprana del núcleo en decenas de millones de años (cronología Hf-W); aproximadamente la mitad del flujo de calor superficial actual procedente de la desintegración radiactiva; la convección del manto y la tectónica de placas como régimen actual; la geodinamo del núcleo externo; la desgasificación volcánica de una atmósfera primitiva sin oxígeno; la retroalimentación carbonato-silicato y el Sol joven débil (alrededor del 70 % del brillo actual); el fósforo, suministrado a la vida casi por completo por la meteorización de las rocas. Debatido o incierto: cuándo comenzó la tectónica de placas (las estimaciones abarcan aproximadamente desde hace 4000 hasta menos de 3000 millones de años) y qué régimen la precedió; si la tectónica es imprescindible para la habitabilidad; la realidad de un bombardeo intenso tardío; en qué medida el campo magnético protege la atmósfera; la parte radiogénica exacta del flujo de calor («aproximadamente la mitad»).

Agua y posibilidad

Después de la lluvia, sobre un campo de roca volcánica negra, el agua no se extiende. Forma perlas. Cada gota se recoge en una cúpula, mantiene su forma contra la gravedad, tiembla cuando la roza el viento y no se rompe. Inclina la roca y la gota rueda, sin deshacerse, y deja la piedra más oscura por donde ha pasado, porque un poco de la roca se ha ido con ella. En ese pequeño comportamiento está casi todo lo que hace extraña al agua. Sus moléculas se aferran unas a otras y a casi cualquier otra cosa; separan las sales y se las llevan; necesitan muchísimo calor para calentarse y lo devuelven despacio; y, casi la única entre las sustancias, el agua es más ligera en estado sólido que en estado líquido, de modo que el hielo flota y los lagos se congelan desde arriba. Una gota sobre basalto es también una imagen bastante fiel de la Tierra primitiva: roca oscura y caliente, y agua abriéndose camino sobre ella. La pregunta es qué hizo posible allí el agua y qué, pese a los eslóganes, no prometió.

Empecemos por la molécula. Dos átomos de hidrógeno se unen a uno de oxígeno formando un ángulo, y el oxígeno acapara los electrones compartidos, así que cada molécula tiene un extremo ligeramente negativo y otro ligeramente positivo. El hidrógeno positivo de una molécula se ve atraído por el oxígeno negativo de la siguiente: un enlace de hidrógeno, débil y efímero, que se rompe y se rehace billones de veces por segundo. Esa red cambiante es la razón de que el agua sea líquida a temperaturas a las que moléculas de su tamaño deberían ser gas, de que absorba el calor con tanta facilidad, de que disuelva tan bien las sustancias cargadas y polares, y de que la red abierta del hielo sea menos densa que el líquido apretujado. Para la química, la propiedad clave es la primera: el agua permite que las cosas se encuentren. Disueltas en ella, las moléculas se mueven, chocan y reaccionan de maneras que les están vedadas mientras siguen encerradas en la roca o dispersas en el aire.

De dónde vino el agua de la Tierra está menos claro. El disco cercano al Sol joven era demasiado caliente para el hielo, así que los planetas interiores deberían haberse formado secos. Una fuente es el sistema exterior: asteroides ricos en agua y quizá cometas, lanzados hacia dentro cuando los planetas gigantes se desplazaron. La huella es la proporción entre hidrógeno pesado e hidrógeno ordinario, que en los océanos de la Tierra coincide bien con una clase de meteoritos portadores de agua y mal con la mayoría de los cometas medidos. Otra es que el propio material rocoso de construcción contenía en sus minerales más hidrógeno de lo que se creía, y el planeta exudó buena parte de su propio océano. La lectura actual es que hubo algo de ambas cosas, y el reparto sigue discutiéndose.

Fuera cual fuera su origen, el agua estuvo aquí pronto. Los circones antiguos insinúan agua en superficie antes de hace 4300 millones de años; hace 3800 millones de años ya hay lavas almohadilladas, que solo se forman cuando la lava entra en erupción bajo el agua, y sedimentos que se depositaron a través de ella. Y se quedó. Eso es lo notable. Venus, casi del tamaño de la Tierra y solo un poco más cerca del Sol, parece haber perdido el equivalente a un océano de agua por un efecto invernadero desbocado que la evaporó hacia el aire, donde la luz solar la descompuso y el hidrógeno escapó al espacio; la proporción de hidrógeno pesado en la atmósfera que le queda, unas cien veces la de la Tierra, es la huella de esa pérdida. Marte, más pequeño y más alejado, tuvo en su día ríos, lagos y quizá un mar, y los vehículos exploradores han recorrido sus lechos secos; perdió la mayor parte de su atmósfera, y con ella el agua superficial. La Tierra conservó su agua gracias a una combinación de distancia, tamaño, el termostato del carbono del capítulo anterior y, probablemente, suerte.

El agua cambió lo que podía hacer el material reunido. En un planeta seco, los elementos de los capítulos anteriores permanecerían como minerales, reaccionando al lento ritmo de los sólidos. En el agua circulan: disueltos, concentrados por la evaporación, separados y recombinados por el calor, la luz solar y los gradientes eléctricos de las superficies minerales. El agua lleva los productos de la meteorización al mar y los productos del mar de vuelta a la roca. Modera la temperatura, de modo que una orilla se mantiene dentro de un intervalo en el que las moléculas complejas ni se congelan ni se descomponen. Y proporciona un medio en el que algo podría llegar a tener un dentro y un fuera, una frontera con una química distinta a cada lado, que la siguiente parte del libro trata como lo primero que necesitó la vida.

Un cuerpo lo recuerda. Un adulto es agua en aproximadamente un sesenta por ciento de su masa, más en la infancia, y todas las reacciones de todas las células ocurren en ella. El hidrógeno de esa agua es primordial, de los primeros minutos; el oxígeno procede de las estrellas; las propias moléculas se ensamblaron en algún lugar del frío disco exterior o del manto primitivo y llevan cuatro mil millones de años circulando por océanos, aire, roca y seres vivos. Una persona es, entre otras cosas, una charca provisional.

La zona habitable, la franja de distancias a una estrella en la que la superficie de un planeta puede albergar agua líquida, se ha convertido en el primer filtro estándar para los mundos que merecen una segunda mirada. Ya se han encontrado miles de planetas, y decenas de ellos están en esa franja o cerca. El filtro es sensato. Es también una afirmación sobre el agua, no sobre la vida.

Esa distinción es la advertencia del capítulo. «Seguir el agua» ha guiado la búsqueda de vida fuera de la Tierra por buenas razones, pero el agua es un permiso, no una promesa. Marte fue habitable, según el criterio del agua, durante cientos de millones de años, y no se ha encontrado vida allí. Algunas lunas de Júpiter y de Saturno albergan océanos bajo su hielo; se desconoce si algo vive en ellos. En la Tierra, el único caso en que coinciden agua y vida, todavía no podemos decir si la vida surgió deprisa porque el agua lo pone fácil o porque salió una apuesta muy improbable. Una muestra de un solo caso no sostiene ninguna estadística.

El agua es además, químicamente, tanto un problema como una solución. Las largas cadenas de las que depende la vida, proteínas y ácidos nucleicos, están unidas por enlaces que el agua va deshaciendo poco a poco. Construirlas en un mundo húmedo significa trabajar contra el disolvente, y esa es una de las razones por las que algunos investigadores del origen de la vida prefieren entornos que se secan y vuelven a mojarse, como las charcas alrededor de las fuentes termales, al océano abierto. Si otros líquidos podrían servir en otros lugares, el amoníaco, por ejemplo, o los lagos de metano de Titán, la luna de Saturno, es una pregunta abierta y hasta ahora puramente teórica. La gota sobre la roca es necesaria para todo lo que sigue en este libro. No es suficiente, y nada en ella garantiza el capítulo siguiente.

En el atlas, este capítulo tiñe de azul el campo de partículas dentro de la silueta: el agua del cuerpo rastreada hasta un disco frío, un planeta joven bombardeado y un océano que se conservó mientras un mundo vecino perdía el suyo. Es una dependencia de un accidente planetario que hasta ahora ha aguantado cuatro mil millones de años, y la propia reserva de agua del cuerpo, suficiente para unos pocos días en cualquier momento, recuerda que ese aguante continúa a diario. Con la roca, el calor, la atmósfera y el agua en su sitio, el escenario de esta parte está casi completo. El último capítulo se planta en su orilla y hace inventario de qué había exactamente allí y qué no.

Pruebas: Establecido: la polaridad del agua, los enlaces de hidrógeno y las propiedades que de ellos resultan (poder disolvente, capacidad calorífica, hielo menos denso que el líquido); la proporción entre deuterio e hidrógeno de los océanos terrestres, que coincide mejor con las condritas carbonáceas que con la mayoría de los cometas; indicios de agua en superficie hacia hace unos 3800 millones de años e insinuaciones anteriores a 4300 millones; la elevada proporción D/H de Venus como firma de la pérdida de agua; antiguos ríos y lagos en Marte; el agua corporal de un adulto, en torno al 60 % de la masa; el concepto de zona habitable y miles de exoplanetas confirmados; la hidrólisis como obstáculo para la formación de polímeros prebióticos. Debatido o incierto: la mezcla de agua aportada frente a agua heredada en la Tierra; si las pruebas más antiguas de los circones registran océanos; cuánta agua tuvo Venus en su día y cuándo la perdió; si la cuna fueron los ciclos de secado y mojado en fuentes termales o las fuentes hidrotermales de las profundidades marinas; si otros líquidos distintos del agua podrían sustentar la vida en algún lugar.

Un planeta listo para preguntar

Imagina que estás en una orilla hace unos cuatro mil millones de años, con un equipo de respiración, porque el aire te mataría. El Sol brilla menos, y el cielo, sin capa de ozono, deja pasar un ultravioleta que quemaría la piel en minutos. La Luna está más cerca y es más grande, y las mareas que levanta son, en consecuencia, mayores, y entran y salen a toda velocidad sobre la roca negra a lo largo de días que, según la mayoría de los modelos, duran bastante menos que las veinticuatro horas actuales. A tu espalda humea una isla volcánica. A tus pies hay una charca que dejó la última marea, tibia, ligeramente ácida, bordeada de costras minerales donde se secaron charcas anteriores. No hay nada vivo en ella. No hay nada vivo en ninguna parte. Pero un químico con un equipo de muestreo encontraría la charca muy concurrida: sales y metales disueltos, gases que burbujean desde abajo y una fina película de compuestos de carbono, algunos llegados del espacio y otros fabricados aquí. Todo lo que esta parte del libro ha ido reuniendo está presente. La pregunta es qué suma todo ello, si es que suma algo.

Hagamos inventario en tres columnas.

Primero, la energía. La luz del sol cae sobre la charca, menos que hoy pero de sobra. El calor sube desde abajo: el interior del planeta joven, que todavía se desprende del calor de su ensamblaje, alimenta fuentes termales en tierra y fumarolas en el fondo marino. Los rayos rasgan una atmósfera espesa y rica en dióxido de carbono. Los impactos, todavía frecuentes, aportan descargas de calor y de choque. Y en ciertos lugares hay un suministro más sutil: donde el agua de mar empapa la roca volcánica fresca y reacciona con ella, se libera hidrógeno gaseoso, y el hidrógeno que se encuentra con el dióxido de carbono es una reserva de energía química que espera un camino por el que gastarse. La energía no escasea. Lo que escasea es una manera de usarla.

Segundo, la química. En 1953 un estudiante de posgrado encerró agua y una mezcla de gases sencillos en un aparato de vidrio, hizo pasar chispas eléctricas a través de ella durante una semana y encontró aminoácidos, los componentes de las proteínas, en el residuo marrón. Los gases que eligió probablemente no son la atmósfera primitiva, pero la lección ha sobrevivido a todas las revisiones: las moléculas pequeñas de la vida se forman con facilidad a partir de ingredientes sencillos si se les da energía. Los meteoritos lo confirman desde la otra dirección. Una piedra que cayó en Australia en 1969 contiene decenas de aminoácidos y, como mostraron análisis posteriores, las cinco bases que deletrean la información genética, fabricadas en el espacio sin ayuda de nada vivo. Las piezas de construcción eran baratas. Caían del cielo.

Tercero, los entornos, y aquí la charca importa como tipo. La química necesita algo más que ingredientes y energía. Necesita concentración, para que las moléculas se encuentren a menudo; ciclos, para que lo que se construye en una condición pueda ponerse a prueba en otra; y superficies, porque las caras de los minerales pueden sostener las moléculas en posiciones útiles. Una charca de marea o de fuente termal ofrece las tres cosas. Se llena, se concentra al evaporarse, se seca hasta formar una película en la que las moléculas pequeñas pueden unirse en cadenas, y vuelve a mojarse. Muy por debajo, una fuente hidrotermal en la oscuridad ofrece otro conjunto: calor constante, gradientes pronunciados entre el fluido y el agua de mar, paredes minerales porosas acribilladas de compartimentos. En torno a estos dos escenarios han crecido dos tradiciones de investigación, y la discusión entre ellas es una de las más productivas del campo.

Entre las piezas de construcción y lo primero que podría llamarse vivo, sin embargo, hay un hueco que ningún experimento ha cerrado todavía. La charca contiene piezas. No contiene un sistema que se mantenga a sí mismo, se copie a sí mismo y cambie.

Lo que había cambiado, al llegar a esta orilla, era la disposición del planeta, no sus intenciones. Cada capítulo de esta parte ha añadido una condición necesaria. Un universo con una historia. Hidrógeno de los primeros minutos. Las concentraciones de la gravedad. La fusión y su ceniza. Muertes que dispersaron la ceniza. Un disco que la clasificó. Un planeta que siguió moviéndose. Agua que se quedó. Ninguno de esos pasos se dio para producir el siguiente, y varios estuvieron a punto de no ocurrir. El resultado, hacia hace unos 4300 o 4400 millones de años, fue una superficie en la que era posible una química compleja: roca, calor, agua, una atmósfera rica en carbono, un flujo constante de energía de lo caliente a lo frío.

Y entonces, sorprendentemente pronto, hubo cosas viviendo en ella. Las pruebas más firmes están en Australia Occidental: montículos estratificados de sedimento de unos 3400 millones de años, con las formas y texturas que producen hoy los tapetes microbianos, y microfósiles en rocas de una edad parecida. Ciertos rastros químicos en Groenlandia retrasan la fecha hacia los 3700 o 3800 millones de años, con menos certeza. En conjunto dicen que la vida estaba presente a los pocos cientos de millones de años de que el planeta se volviera habitable. En el calendario cósmico del primer capítulo, eso son unos pocos días. Si esa rapidez significa que la vida es fácil, o que la Tierra tuvo suerte pronto, no puede saberse a partir de un solo planeta. Lo que sí puede decirse es que los ingredientes no estuvieron ociosos mucho tiempo.

La honestidad sobre las fechas es obligada, y también la honestidad sobre el hueco. Las afirmaciones de vida de más de 3800 millones de años se basan en firmas isotópicas o en formas microscópicas que también pueden producir procesos no vivos, y todas han sido cuestionadas; un rastro de carbono descrito en un circón de 4100 millones de años es intrigante y está lejos de aceptarse. Los montículos de 3400 millones de años gozan de amplia confianza. Entre esos límites, la fecha de inicio de la vida en la Tierra es incierta en varios cientos de millones de años.

El hueco mayor es conceptual. Ningún laboratorio ha convertido una charca de piezas de construcción en un sistema químico que se mantenga y se copie a sí mismo, y las propuestas sobre cómo ocurrió en la Tierra, en fuentes hidrotermales o en charcas, con los genes primero o el metabolismo primero, siguen siendo hipótesis con un respaldo experimental parcial. Trasladar el origen fuera del planeta, como sugieren algunos, no ayuda; cambia la dirección postal de la pregunta. Tampoco la disposición equivale a la inevitabilidad. El título de este capítulo es deliberadamente modesto. El planeta estaba listo en el sentido en que lo está una cocina con ingredientes, es decir, listo para no producir nada en absoluto a menos que ocurriera algo. Ese algo es desconocido. No es un fracaso del relato. Es donde el relato se convierte en otro tipo de relato.

El atlas cierra esta parte manteniendo el campo de partículas dentro de la silueta a pleno brillo, cada elemento de la mano rastreado hasta su origen, y luego atenuándolo, porque a partir de aquí el cuerpo ya no se explica por sus ingredientes. La mano ha quedado explicada como materia y en absoluto como mano. Toda su dependencia hasta ahora ha sido de cosas que no podían haber elegido otra cosa: estrellas, nubes, impactos, mareas. La parte siguiente traslada el foco del atlas desde el campo de partículas a una pequeña ventana ampliada en el torso, una sola célula, y plantea la pregunta que la charca no podía responder: ¿cómo puede la materia mantenerse, reproducirse y cambiarse a sí misma?

Pruebas: Establecido: una atmósfera primitiva sin oxígeno, rica en dióxido de carbono y sin capa de ozono; una Luna más cercana, mareas mayores y días más cortos en el Arcaico temprano (las magnitudes dependen del modelo); la liberación de hidrógeno en las reacciones entre agua de mar y roca; la síntesis de aminoácidos por descargas eléctricas de 1953; aminoácidos y las cinco nucleobases en el meteorito de Murchison; estromatolitos y microfósiles de unos 3400-3500 millones de años; una superficie habitable hacia hace aproximadamente 4300-4400 millones de años. Debatido o incierto: la composición exacta de la atmósfera primitiva; las pruebas de vida de más de unos 3800 millones de años (isótopos de Groenlandia, carbono en un circón de 4100 millones de años, supuestos microfósiles de fuentes hidrotermales); charcas de fuentes termales frente a fuentes alcalinas, genes primero frente a metabolismo primero; si un origen rápido implica que la vida es común. Ningún laboratorio ha producido todavía, a partir de ingredientes prebióticos, un sistema químico que se mantenga y se replique a sí mismo.