Ciencia

¿Qué es la ciencia?

La ciencia no es un montón de hechos, sino un método para averiguar cuáles de nuestras ideas sobre el mundo sobreviven al contacto con él. Sus piezas son fáciles de enunciar: fijarse en algo, aventurar una explicación, deducir qué predice esa explicación y luego mirar, con cuidado, si la predicción se cumple. Lo que convierte el método en ciencia y no en un relato es el último paso. Una afirmación que ninguna prueba posible podría refutar no nos dice nada sobre el mundo.

El hábito es más antiguo que la palabra. En El Cairo, hacia 1011-1021, el sabio árabe Ibn al-Haytham (Alhacén) escribió el Libro de óptica, donde zanjó por experimento, y no por autoridad, una discusión milenaria sobre la visión. La mayoría de los pensadores griegos sostenía que el ojo emite rayos; Ibn al-Haytham construyó una cámara oscura con un orificio, mostró que la luz exterior formaba dentro una imagen invertida y concluyó que la luz viaja de los objetos al ojo. Describió su procedimiento para que otros pudieran repetirlo, que es la mitad del asunto.

En 1620 el Novum Organum de Francis Bacon defendió que el conocimiento debe construirse de abajo arriba, a partir de observaciones organizadas, y en 1660 la recién fundada Royal Society de Londres adoptó como lema Nullius in verba, más o menos «no creas a nadie por su palabra». El filósofo Karl Popper, en Viena en 1934, afinó la idea hasta convertirla en criterio: un enunciado científico es uno que, en principio, podría demostrarse falso. «Todos los cisnes son blancos» es científico porque un solo cisne negro lo hunde, y en 1697 unos marinos neerlandeses encontraron uno en Australia Occidental.

La ilustración moderna más limpia es el eclipse del 29 de mayo de 1919. La relatividad general de Einstein predecía que la luz de las estrellas que rozara el Sol se desviaría unos 1,75 segundos de arco, el doble del valor newtoniano. La expedición de Arthur Eddington a Príncipe y un segundo equipo en Sobral, Brasil, fotografiaron las estrellas junto al Sol oscurecido y midieron el desplazamiento. Si las estrellas no se hubieran movido, la teoría estaba muerta. Se movieron aproximadamente lo previsto, y el resultado fue portada de The Times.

¿Sabías que la palabra inglesa scientist no se acuñó hasta 1833, obra de William Whewell en Cambridge? Antes, quienes la practicaban eran «filósofos naturales».

La ciencia es también una actividad colectiva. Los resultados se publican, los métodos se comparten y otros intentan derribarlos, por eso la revisión por pares y la replicación tienen capítulo propio. El método no es infalible: los científicos son humanos, las modas van y vienen y el fraude existe. Pero el sistema está construido para que los errores acaben saliendo a la luz, y esa maquinaria de autocorrección, más que ningún descubrimiento concreto, es lo que separa a la ciencia de cualquier otra forma de conocer. Un buen científico es alguien que se toma la molestia de averiguar si está equivocado.

Observación y medida

La ciencia empieza mirando, pero mirar no basta: la observación hay que anotarla, en unidades que otro pueda usar, con una estimación honrada de su precisión. La medida es lo que convierte una impresión en prueba. Aristóteles creía que los cuerpos pesados caen más deprisa que los ligeros; nadie los cronometró como es debido durante diecinueve siglos.

El héroe de la era anterior al telescopio fue el noble danés Tycho Brahe. En la isla de Hven, entre 1576 y 1597, construyó Uraniborg, el observatorio mejor financiado de Europa, y lo llenó de enormes cuadrantes y sextantes de latón que se leían a simple vista. Midió la posición de 777 estrellas y siguió los planetas noche tras noche con una precisión de alrededor de un minuto de arco, más o menos la treintava parte del ancho de la Luna y varias veces mejor que nadie antes. Tycho nunca aceptó que la Tierra se moviera. A sus datos les daba igual: tras su muerte, Johannes Kepler los usó para descubrir que Marte sigue una elipse, porque un círculo fallaba las observaciones de Tycho por ocho minutos de arco, y Kepler se fió de las medidas antes que de la teoría.

Medir exige además una regla compartida. En 1791 la Academia de Ciencias francesa definió el metro como la diezmillonésima parte de la distancia del Polo Norte al ecuador pasando por París, y envió a dos astrónomos, Jean-Baptiste Delambre y Pierre Méchain, a medir el meridiano de Dunkerque a Barcelona; tardaron seis años, en medio de una revolución y una guerra. Una barra de platino e iridio se convirtió en el patrón en 1889, un recuento de longitudes de onda del criptón-86 la sustituyó en 1960 y, desde 1983, el metro se define por la velocidad de la luz, fijada en exactamente 299 792 458 metros por segundo.

¿Sabías que hasta el 20 de mayo de 2019 el kilogramo era un cilindro de platino e iridio guardado en una cámara en Sèvres, cerca de París? Si se le posaba una mota de polvo, todas las demás masas del universo cambiaban, técnicamente.

Algunos de los mayores descubrimientos los hicieron personas que se fijaron en lo que les decían sus instrumentos. En 1967 Jocelyn Bell Burnell, doctoranda en Cambridge, vio medio centímetro de «garabato» en los treinta metros diarios de papel de registro de un radiotelescopio que había ayudado a construir. El garabato se repetía cada 1,337 segundos; era el primer púlsar, una estrella de neutrones en rotación. Los astrónomos de la corte china habían hecho algo parecido en 1054, al anotar una «estrella invitada» que hoy sabemos que fue la supernova que dejó la nebulosa del Cangrejo.

Hoy las siete unidades básicas del SI se definen mediante constantes de la naturaleza, de modo que un laboratorio de Tokio, Nairobi o Toulouse puede reproducirlas sin pasar por París. Los relojes atómicos se desvían menos de un segundo en cien millones de años, y de eso depende el receptor GPS de un teléfono. La observación dice que algo ocurrió; la medida dice cuánto, y con qué seguridad.

El experimento

Un experimento es una observación que uno mismo organiza. En lugar de esperar a que la naturaleza varíe una cosa cada vez, la varía uno, mantiene todo lo demás fijo y observa qué cambia. El control, la comparación sin tratar, es lo que da sentido al resultado. Sin él, se tiene una anécdota.

El cirujano naval James Lind llevó a cabo lo que suele llamarse el primer ensayo clínico controlado a bordo del HMS Salisbury, el 20 de mayo de 1747. El escorbuto mataba a más marineros británicos que los franceses. Lind tomó a doce enfermos, los alojó en los mismos camarotes con la misma dieta y los repartió en seis parejas, cada una con un remedio diario distinto: un cuarto de galón de sidra, gotas de ácido sulfúrico, vinagre, media pinta de agua de mar, una pasta especiada con agua de cebada, o dos naranjas y un limón. La pareja de los cítricos estaba lista para el servicio en seis días. Lind publicó en 1753, sacó conclusiones confusas, y el Almirantazgo tardó hasta 1795 en repartir zumo de limón; los buenos experimentos no siempre ganan deprisa.

El arte del control alcanzó su cima en París. En 1859 Louis Pasteur hirvió caldo de carne en matraces cuyos cuellos había estirado en largos tubos curvados hacia abajo, cuellos de cisne. El aire llegaba al caldo, pero el polvo y los microbios se depositaban en la curva. El caldo se mantuvo limpio durante meses. Bastaba romper el cuello, o inclinar el matraz para que el caldo tocara el polvo atrapado, y se enturbiaba de vida en pocos días. La única variable era el acceso a las partículas del aire, así que la generación espontánea, la idea de que la vida surge por sí sola del caldo, quedó liquidada. Uno de los matraces originales de Pasteur sigue estéril en el Instituto Pasteur.

¿Sabías que el ensayo aleatorizado moderno nació tomando el té? En los años veinte Ronald Fisher puso a prueba la afirmación de Muriel Bristol de que distinguía al paladar si la leche se había servido primero, con ocho tazas en orden aleatorio. Acertó todas.

Los estadísticos del siglo XX añadieron dos refinamientos. La aleatorización, que asigna a los pacientes al tratamiento o al control por sorteo, elimina el sesgo inconsciente del médico sobre quién recibe el fármaco nuevo; el ensayo de la estreptomicina contra la tuberculosis del Medical Research Council en 1948, diseñado por Austin Bradford Hill, fue el primero en hacerlo bien, con 107 pacientes. El enmascaramiento impide que los pacientes, y a ser posible los médicos, sepan quién recibió qué, porque la mera expectativa puede alterar un resultado.

Hoy se experimenta a todas las escalas: un físico que choca protones 40 millones de veces por segundo en el CERN, una ecóloga que valla un trozo de pradera, un diseñador web que muestra dos versiones de una página a dos mitades del tráfico. La lógica es la de Lind: cambiar una cosa, comparar con el resto y dejar que hable la diferencia.

Hipótesis y teorías

Una hipótesis es una conjetura concreta y comprobable: si esto es cierto, entonces debería ocurrir aquello. Una teoría, en ciencia, es algo mucho mayor: un marco de ideas que ha sobrevivido a muchas pruebas y explica un amplio abanico de hechos. Quien dice que la evolución es «solo una teoría» tiene el diccionario al revés. La gravedad, los microbios y la tectónica de placas también son teorías.

La distancia entre hipótesis y teoría es la historia de Ignaz Semmelweis. En 1846 era ayudante en las clínicas de maternidad del Hospital General de Viena. La Primera Clínica, atendida por médicos y estudiantes, perdía por fiebre puerperal a una madre de cada diez; la Segunda, a cargo de comadronas, a una de cada cuarenta. Las mujeres suplicaban que las ingresaran con las comadronas. Un colega de Semmelweis, Jakob Kolletschka, murió en 1847 tras un corte con el bisturí de un estudiante durante una autopsia, con síntomas como los de las madres. Los médicos, comprendió Semmelweis, llegaban a las salas directamente de la sala de disección. Su hipótesis: unas «partículas cadavéricas» en sus manos transmitían la enfermedad. Su predicción: lávense esas partículas y las muertes cesarán. Desde mayo de 1847 obligó al personal a frotarse las manos con cal clorada, y la mortalidad de la Primera Clínica cayó a cerca del dos por ciento, y luego más, hasta igualar a las comadronas.

Funcionó, y lo ignoraron. Semmelweis tenía una hipótesis con resultado, pero ninguna teoría que explicara por qué, y un estamento médico que creía en desequilibrios de los humores y en malos aires no tenía sitio para partículas invisibles. Perdió el puesto, se amargó y murió en un manicomio en 1865. La explicación llegó con la teoría microbiana de Pasteur y Koch, en las décadas de 1860 y 1870, que hizo evidente el lavado de manos.

¿Sabías que la deriva continental de Alfred Wegener, propuesta en 1912, fue rechazada durante cincuenta años sobre todo porque no podía ofrecer un mecanismo? La expansión del fondo oceánico lo aportó y la convirtió en teoría en los años sesenta.

Entre la hipótesis y la teoría está la ley: una regularidad que se cumple sin decir por qué. La ley de Boyle, de 1662, según la cual comprimir un gas a la mitad de su volumen duplica su presión, es una ley; la teoría cinética de las moléculas que rebotan contra las paredes es lo que la explica. Las leyes describen, las teorías explican, las hipótesis proponen.

Una teoría nunca está terminada. La gravitación de Newton fue la mejor teoría de la física durante dos siglos, hasta que la órbita de Mercurio y el eclipse de 1919 mostraron que era un caso límite de la de Einstein. Las buenas teorías hacen predicciones arriesgadas, invitan al ataque y siguen en pie; cuando caen, suelen quedar absorbidas más que abolidas. La pregunta correcta nunca es si una teoría está demostrada, sino cuánto se ha intentado romperla.

Modelos y simulaciones

Un modelo es una simplificación deliberada: una versión del mundo despojada de casi todo el detalle para poder razonar sobre la parte que importa. El átomo de Bohr con electrones en pequeñas órbitas es un modelo; también lo son un ala en un túnel de viento, un plano del metro y la doble hélice de cartón y alambre que Watson y Crick montaron en Cambridge en 1953. Ninguno es la cosa misma. El estadístico George Box lo dijo mejor que nadie: todos los modelos son erróneos, pero algunos son útiles.

Una simulación es un modelo puesto en marcha, por lo general dentro de un ordenador. El gran ejemplo es el tiempo atmosférico. En 1904 el físico noruego Vilhelm Bjerknes sostuvo que pronosticar era un problema de física: conocer el estado de la atmósfera ahora, aplicar las ecuaciones del movimiento y del calor, y calcular el mañana. El inglés Lewis Fry Richardson lo intentó a mano. Mientras conducía una ambulancia en el frente occidental, pasó semanas calculando un pronóstico a seis horas para un trozo de Alemania el 20 de mayo de 1910, dividiendo el mapa en celdas y haciendo avanzar las ecuaciones paso a paso. Su respuesta, una subida de presión de 145 milibares, era absurda; el cambio real fue casi nulo, y la culpa estaba en unos datos de partida llenos de ruido. Publicó de todos modos, en 1922, con un relato honesto del fracaso y la visión de una «fábrica de pronósticos» con 64 000 calculistas humanos en una gran sala, cada uno a cargo de una celda.

La fábrica se construyó con válvulas. En abril de 1950, en el ordenador ENIAC, en Maryland, Jule Charney, Ragnar Fjørtoft y John von Neumann produjeron los primeros pronósticos numéricos: una predicción a 24 horas tardaba unas 24 horas en calcularse, y los resultados eran creíbles. Los pronósticos operativos por ordenador empezaron en Suecia en 1954 y en Estados Unidos en 1955.

¿Sabías que el modelo climático de Syukuro Manabe de 1967, que predecía que duplicar el dióxido de carbono calentaría la Tierra unos 2 °C, le valió una parte del Premio Nobel de Física de 2021, 54 años después?

Hoy el Centro Europeo de Previsiones Meteorológicas a Plazo Medio ejecuta su modelo sobre una malla de unos nueve kilómetros para todo el planeta, y lo ejecuta 51 veces con condiciones iniciales ligeramente distintas, porque Edward Lorenz demostró en 1963 que los errores minúsculos crecen. Un haz de 51 pronósticos dice no solo qué va a pasar, sino cuánta confianza merece. La misma técnica simula galaxias que chocan, proteínas que se pliegan, epidemias que se propagan y la chapa de un coche que se arruga en un choque, razón por la cual se destrozan menos coches reales en las pruebas.

Una simulación nunca demuestra nada por sí sola; muestra lo que se sigue de los supuestos del modelo. Su valor está en la comparación posterior con la realidad. El pronóstico de Richardson falló por un factor de cien, y aun así fue el pronóstico más importante jamás hecho.

Instrumentos que cambiaron la ciencia

Cada gran paso de la ciencia ha llegado con una nueva manera de ver. El ojo desnudo y la memoria del ojo desnudo nos dieron los comienzos de la astronomía y de la historia natural; todo lo demás ha necesitado un instrumento, y la mayoría de esos instrumentos se fabricaron antes de que nadie entendiera lo que iban a encontrar.

El telescopio es el caso más claro. En octubre de 1608 un fabricante de anteojos de Middelburg, Hans Lippershey, solicitó a los Estados Generales de los Países Bajos una patente para un tubo con dos lentes que acercaba las cosas lejanas; se la denegaron porque la idea ya circulaba. Galileo Galilei, en Padua, oyó hablar de ella en el verano de 1609, dedujo la óptica por su cuenta y, antes de acabar el año, había tallado las lentes de un tubo que aumentaba veinte veces: un objetivo convexo delante y un ocular cóncavo que daba una imagen derecha. Lo apuntó al cielo. Entre el 7 y el 13 de enero de 1610 vio cuatro puntos de luz junto a Júpiter cambiar de posición noche tras noche y comprendió que eran lunas orbitando otro planeta, algo que un cosmos centrado en la Tierra no permitía. Vio montañas en la Luna, las fases de Venus y una Vía Láctea hecha de estrellas, y lo publicó todo en marzo de 1610 como Sidereus Nuncius, el Mensajero sideral.

¿Sabías que los mejores telescopios de Galileo tenían un campo de visión tan estrecho que solo cabía en él aproximadamente un cuarto de la Luna a la vez? Dibujó la Luna por trozos.

El microscopio abrió la puerta contraria. En Delft, en la década de 1670, un pañero llamado Antonie van Leeuwenhoek pulió diminutas perlas de vidrio hasta convertirlas en lentes simples que aumentaban hasta unas 270 veces, mejor que los microscopios compuestos de la época, y en 1676 comunicó a la Royal Society los «animálculos» que veía en una gota de agua: la primera visión de bacterias y protozoos. La Sociedad exigió declaraciones juradas de testigos antes de creerle.

La lista sigue. El termómetro convirtió el calor en un número; el prisma, y luego el espectroscopio de Bunsen y Kirchhoff en 1859, leyeron la química de las estrellas; la cámara de niebla de Charles Wilson, en 1911, hizo visibles las trayectorias de partículas subatómicas aisladas como estelas de gotitas; la difracción de rayos X reveló la doble hélice; el Gran Colisionador de Hadrones del CERN, de 27 kilómetros de circunferencia, halló el bosón de Higgs en 2012; y en 2015 los detectores LIGO midieron un cambio de longitud menor que la milésima parte del ancho de un protón y oyeron fundirse dos agujeros negros.

Cada instrumento amplió un sentido humano y luego mostró algo que ningún sentido sospechaba: lunas, microbios, espectros, partículas, ondulaciones del espacio. Una hipótesis dice dónde mirar; un instrumento decide qué puede verse. Construye uno mejor, y el universo se hace más grande.

Error, incertidumbre y estadística

Ninguna medida es exacta. Lee un termómetro diez veces y obtendrás una dispersión de valores; la cuestión es qué hacer con ella. La respuesta de la ciencia, elaborada a lo largo de tres siglos, es que la incertidumbre también puede medirse, y que un resultado honrado es un número con un intervalo adjunto: 9,81 más o menos 0,02, nunca desnudo.

La forma del error aleatorio la halló Abraham de Moivre en 1733 y la puso a trabajar Carl Friedrich Gauss. El 1 de enero de 1801 Giuseppe Piazzi, en Palermo, descubrió un objeto nuevo, Ceres, y lo siguió durante 41 días antes de perderlo en el resplandor del Sol. Con solo un arco minúsculo de cielo, Gauss, de 24 años, calculó su órbita con un método nuevo, los mínimos cuadrados, que trataba cada observación como la verdad más un error aleatorio y buscaba la trayectoria que hiciera mínimo el error total. El 31 de diciembre de 1801 Franz von Zach encontró Ceres casi exactamente donde Gauss había dicho. La campana de Gauss, la distribución normal, describe cómo se acumulan esos errores: alrededor del 68 por ciento de las medidas caen a menos de una desviación típica de la media, el 95 por ciento a menos de dos y el 99,7 por ciento a menos de tres.

Los físicos de partículas no reclaman un descubrimiento por debajo de cinco desviaciones típicas, donde la probabilidad de que una fluctuación casual imite la señal es de alrededor de una entre 3,5 millones. Ese fue el listón que superó el bosón de Higgs en el CERN el 4 de julio de 2012. La medicina y la psicología han usado tradicionalmente un umbral más laxo, una probabilidad de una entre veinte, el «p < 0,05» que sugirió Ronald Fisher en 1925, y buena parte de la crisis de replicación viene de tratarlo como línea de meta y no como pista.

¿Sabías que la prueba t la inventó en 1908 William Gosset, cervecero de Guinness en Dublín, para juzgar ensayos de cebada con muestras pequeñas? La cervecería le obligó a publicar con el seudónimo «Student».

El error aleatorio se promedia; el error sistemático, no. En septiembre de 2011 el experimento OPERA, en Italia, anunció neutrinos procedentes del CERN que llegaban 60 nanosegundos antes de lo debido, más rápidos que la luz. Seis sigmas, decía la colaboración, con prudentes salvedades. A principios de 2012 se halló la causa: un cable de fibra óptica mal enroscado que retrasaba la señal de reloj. La estadística era impecable; el aparato, no. La precisión es cuán apretado está el grupo de resultados; la exactitud, si el grupo está en el lugar correcto. Un reloj puede estar precisamente equivocado.

La disciplina moderna incluye barras de error en cada gráfica, propagación de incertidumbres en cada cálculo y la costumbre de dar intervalos de confianza en lugar de veredictos de sí o no. Los partes meteorológicos dicen 70 por ciento; las encuestas citan un margen de error; la nueva definición del kilogramo lleva una incertidumbre de partes por mil millones. La duda, bien medida, no es una debilidad de la ciencia, sino su moneda.

Revisión por pares y replicación

Un resultado que se queda en un solo laboratorio todavía no es ciencia. Lo es cuando desconocidos lo han examinado, han intentado derribarlo y han fracasado. Dos instituciones hacen ese trabajo: la revisión por pares antes de publicar y la replicación después.

Primero fue la revista. El 6 de marzo de 1665 Henry Oldenburg, secretario de la Royal Society, publicó el primer número de Philosophical Transactions, la revista científica más antigua que sigue en marcha. Oldenburg ya enviaba manuscritos a los miembros para que opinaran antes de imprimirlos, y el consejo de la Sociedad examinó formalmente los artículos desde 1752. El sistema moderno, en que un editor envía un artículo a dos o tres expertos anónimos que recomiendan aceptarlo, revisarlo o rechazarlo, solo se generalizó tras la Segunda Guerra Mundial; Nature no sometió todos sus artículos a revisión hasta 1973. Los revisores trabajan sin cobrar, detectan errores, exigen controles que faltan y, de vez en cuando, se les escapa por completo un fraude, porque comprueban el razonamiento y no repiten el experimento.

La replicación es la prueba más dura. El 23 de marzo de 1989 Martin Fleischmann y Stanley Pons anunciaron en rueda de prensa, en Utah, que habían logrado fusión nuclear en un frasco de agua pesada a temperatura ambiente. En pocas semanas, laboratorios del MIT a Harwell lo intentaron sin hallar ni el calor sobrante ni los neutrones, y la fusión fría se desplomó antes de que la mayoría de los artículos llegara a publicarse. El sistema funcionó, con ruido. Los fallos más inquietantes son silenciosos. En 2015 la Open Science Collaboration repitió 100 experimentos de psicología publicados; solo el 36 por ciento dio un resultado estadísticamente significativo la segunda vez, y los efectos que aparecieron eran, de media, la mitad de grandes. La biología del cáncer y la economía han devuelto cifras parecidas.

¿Sabías que el artículo de Andrew Wakefield de 1998 que vinculaba la vacuna triple vírica con el autismo pasó la revisión por pares de The Lancet y tardó doce años en retractarse? Su daño a las tasas de vacunación aún se nota.

Las causas son conocidas: muestras pequeñas, análisis flexibles y una cultura editorial que premia los resultados positivos sorprendentes por encima de los nulos cuidadosos. Los remedios se extienden. El prerregistro, en que la hipótesis y el análisis se depositan antes de recoger los datos, elimina la tentación de pescar; los informes registrados comprometen a la revista a publicar sea cual sea el resultado; los servidores de preprints como arXiv, fundado por Paul Ginsparg en 1991, permiten que miles de personas lean y critiquen un artículo antes de que lo vea un solo revisor. Los físicos de ondas gravitacionales y los equipos del Higgs se comprueban mutuamente con dos detectores o dos experimentos independientes.

Nada de esto hace verdadero a un artículo por sí solo. Hace que la literatura se autocorrija con el tiempo, que es lo máximo que puede pedirse. Una afirmación publicada es un pagaré; la replicación es el momento en que se cobra.

Las revoluciones científicas

La mayor parte del tiempo la ciencia avanza por acumulación: una medida más, una especie más, un decimal más. De vez en cuando avanza por demolición. En 1962 el físico convertido en historiador Thomas Kuhn publicó La estructura de las revoluciones científicas y dio al patrón un vocabulario que ha perdurado. Un paradigma es el marco compartido de teorías, métodos y ejemplos que una disciplina da por sentado. La ciencia normal consiste en resolver rompecabezas dentro de él. Las anomalías se acumulan, se instala una crisis y un marco nuevo sustituye al viejo en un cambio que es tanto de mirada como de teoría.

El primer caso, y el más grande, es la revolución copernicana. Nicolás Copérnico, canónigo en Frombork, junto al Báltico, puso el Sol en el centro en De revolutionibus, impreso en Núremberg en 1543 mientras agonizaba. El libro se leyó al principio como un artificio de cálculo; hicieron falta las elipses de Kepler en 1609, el telescopio de Galileo en 1610 y la gravitación de Newton en 1687 para que una Tierra en movimiento pasara de conveniente a obligatoria.

La química tuvo su revolución en una sola década. Antoine Lavoisier, en París, trabajando con su esposa Marie-Anne, que traducía y dibujaba los aparatos, lo pesó todo. El estaño quemado en un recipiente sellado ganaba una masa igual a la del aire perdido, algo que ninguna teoría del flogisto podía explicar. Su Tratado elemental de química de 1789 nombró el oxígeno, enumeró 33 elementos y declaró que la masa se conserva. Cinco años después la Revolución lo guillotinó.

¿Sabías que Max Planck escribió que una nueva verdad científica no triunfa convenciendo a sus oponentes, sino porque sus oponentes acaban muriendo? La frase se ha abreviado en «la ciencia avanza de funeral en funeral».

El origen de las especies de Darwin, en 1859, hizo lo mismo por la biología, y la teoría cuántica, entre el artículo de Planck de 1900 y el congreso Solvay de 1927, por la física. La revolución completa más reciente es la tectónica de placas. De los continentes a la deriva de Alfred Wegener se burlaron en 1912; en 1963 Fred Vine y Drummond Matthews habían demostrado que las franjas de magnetismo invertido del fondo oceánico registran corteza nueva que se expande desde las dorsales, y en cinco años casi todos los geólogos habían cambiado de bando.

Los historiadores de la ciencia debaten cuán limpio es el cuadro de Kuhn. Las revoluciones rara vez son súbitas, los datos del viejo paradigma suelen conservarse, y la mecánica de Newton sigue posando sondas en Marte. La palabra «inconmensurable» de Kuhn sugería que los científicos de ambos lados ni siquiera pueden entenderse, lo cual es exagerado. Pero su idea central se sostiene: los supuestos más profundos de una disciplina son invisibles hasta que se rompen, y quienes los rompen suelen ser forasteros, jóvenes o gente del departamento equivocado. Los paradigmas no son cárceles; son andamios que solo se notan cuando caen.

Lo que la ciencia no puede decirnos

La ciencia es la forma más fiable que han encontrado los humanos de responder preguntas sobre cómo funciona el mundo. Conviene tener claro a cuáles no puede responder, en parte porque esos límites se descubrieron científicamente, y en parte porque pretender demasiado es la manera en que un método pierde la confianza.

El primer límite es el que notó el filósofo escocés David Hume en 1739: ninguna descripción de lo que es dice lo que debe ser. La ciencia puede decir que un fármaco reduce la mortalidad un 30 por ciento, que una especie se extinguirá si se drena un humedal, o que el planeta se calienta; no puede decir si hay que pagar el fármaco, salvar la rana o recortar el carbono. Esas son cuestiones de valores, y pertenecen a todos. Los científicos que anuncian que «la ciencia dice que debemos» han colado una política sin decirlo.

Un segundo conjunto de límites se halló desde dentro. En 1927 Werner Heisenberg demostró que la posición y el momento de una partícula no pueden conocerse ambos con precisión ilimitada; el límite no es un defecto de los instrumentos, sino una propiedad de la naturaleza. En 1963 Edward Lorenz descubrió que un modelo meteorológico sencillo amplificaba errores de redondeo en el cuarto decimal hasta producir un tiempo completamente distinto en cuestión de semanas; el caos significa que algunos sistemas solo son predecibles durante un tiempo, por buenos que sean los datos. Y en 1931 Kurt Gödel demostró que cualquier sistema matemático coherente lo bastante rico para contar contiene enunciados verdaderos que no puede demostrar. Hasta el lenguaje de la ciencia tiene agujeros.

¿Sabías que el descubrimiento de Lorenz vino de reiniciar una simulación meteorológica a partir de una impresión que mostraba 0,506 en lugar del 0,506127 almacenado? Las dos ejecuciones divergieron por completo en un par de meses simulados.

Una tercera categoría son las preguntas que aún no pueden ponerse a prueba, que no es lo mismo que no poder nunca. Si existen otros universos, qué ocurrió antes del Big Bang y si la conciencia puede explicarse con la física son preguntas científicas vivas sin, por ahora, experimentos que puedan zanjarlas. Los científicos debaten si una teoría sin prueba posible sigue siendo ciencia; la teoría de cuerdas ha vuelto la discusión especialmente acalorada.

Luego están las preguntas que la ciencia ni siquiera aborda. Por qué hay algo en lugar de nada; si una vida estuvo bien vivida; qué significa una pieza musical; si una puesta de sol es bella. La ciencia puede describir la respuesta de la retina a la puesta de sol y la del cerebro a Bach, y la descripción es interesante, pero no es la experiencia, ni pretende serlo.

Conocer la frontera es una fortaleza. El método funciona porque se niega a responder preguntas que no tiene manera de poner a prueba, y una cultura que lo recuerda se deja engañar menos por gente de bata blanca que vende certezas. La ciencia nos dice lo que es; el resto nos corresponde a nosotros.

De los cuatro elementos a los átomos

¿De qué está hecho todo? Durante la mayor parte de la historia escrita la respuesta fue una lista corta de sustancias y no una lista larga de partículas. Hacia 450 a. C. el filósofo siciliano Empédocles propuso cuatro «raíces», tierra, agua, aire y fuego, y Aristóteles dio a cada una un par de cualidades (caliente o fría, húmeda o seca) de modo que una pudiera convertirse en otra. Era una teoría de la transformación, y por eso les vino tan bien a los alquimistas durante los dos mil años siguientes. China tenía en cambio cinco fases, madera, fuego, tierra, metal y agua, y la escuela india Vaisheshika, atribuida por tradición al sabio Kanada, enseñaba que la materia está hecha de partículas indivisibles.

La alternativa griega vino de Leucipo y su discípulo Demócrito, hacia 400 a. C.: el mundo es átomos y vacío, y los átomos son átomos, incortables. La idea no tenía ningún experimento detrás y Aristóteles la rechazó; sobrevivió sobre todo en un poema latino, De la naturaleza de las cosas de Lucrecio, escrito hacia 50 a. C. Cuando el cazador de libros florentino Poggio Bracciolini encontró una copia en un monasterio alemán en 1417, el atomismo volvió a entrar en el pensamiento europeo.

¿Sabías que los alquimistas árabes hacían química de verdad? La escuela de Jabir ibn Hayyan, en el siglo VIII, describió la destilación y la cristalización, y las palabras álcali, alcohol y alambique vienen todas del árabe.

El giro decisivo fue definir un elemento por lo que podía hacerse en el laboratorio y no por la filosofía. En El químico escéptico, de 1661, Robert Boyle, en Oxford, atacó los cuatro elementos y sostuvo que un elemento era simplemente una sustancia que no podía descomponerse en otras más simples. La prueba exigía una balanza. Antoine Lavoisier, en París, lo pesó todo: demostró en 1783, con Laplace, que el agua no era un elemento sino un compuesto de hidrógeno y oxígeno, y su Tratado elemental de química de 1789 enumeró 33 sustancias que habían resistido todo intento de descomposición. Algunas eran erróneas (incluía la luz y el calor), pero el método era correcto, y desde entonces nos ha dado 118 elementos.

Entonces John Dalton, en Mánchester, unió las dos tradiciones. Su Nuevo sistema de filosofía química de 1808 tomó los elementos de Lavoisier y los átomos de Demócrito y dijo: cada elemento es una clase de átomo con su propio peso, y los compuestos se forman cuando los átomos se combinan en pequeñas proporciones de números enteros. Por primera vez la antigua conjetura hacía predicciones cuantitativas que un químico podía comprobar en una balanza, y el capítulo siguiente cuenta cómo les fue.

Los átomos siguieron siendo hipotéticos durante otro siglo. Ernst Mach se negaba a creer en ellos todavía en la década de 1900; hicieron falta la teoría del movimiento browniano de Einstein en 1905 y las mediciones de Jean Perrin en 1908 para convencer a los últimos escépticos. Hoy un microscopio de efecto túnel puede fotografiar átomos sueltos, y en 1989 investigadores de IBM escribieron el nombre de la empresa con 35 átomos de xenón. Las cuatro raíces de Empédocles resultaron ser un sólido, un líquido, un gas y un plasma, que no es mala primera aproximación a los estados de la materia.

Los átomos de Dalton

John Dalton era un maestro de escuela cuáquero de Mánchester que llevó un diario meteorológico durante 57 años y nunca se casó. Su interés por los gases, por cómo el vapor de agua se mezcla con el aire, lo llevó a una pregunta que los cuatro elementos no podían responder: ¿por qué las sustancias se combinan en proporciones fijas? El 21 de octubre de 1803 leyó ante la Sociedad Literaria y Filosófica de Mánchester un trabajo que terminaba con la primera tabla de pesos atómicos, y en 1808 expuso la teoría completa en Un nuevo sistema de filosofía química.

La teoría tenía cuatro afirmaciones. Todo elemento consta de átomos diminutos e indivisibles. Todos los átomos de un elemento son idénticos en peso; los de elementos distintos difieren. Los átomos ni se crean ni se destruyen en una reacción, solo se reordenan. Y los compuestos se forman cuando los átomos se unen en pequeñas proporciones de números enteros. La última afirmación hacía una predicción, la ley de las proporciones múltiples: si el carbono forma dos óxidos distintos, el oxígeno que contienen debe estar en una proporción sencilla. Y así es. Para una masa fija de carbono, el dióxido de carbono contiene exactamente el doble de oxígeno que el monóxido. Dalton dibujaba sus átomos como círculos, un punto para el hidrógeno, un anillo vacío para el oxígeno, un disco negro para el carbono, y los unía en pequeños diagramas de moléculas que parecen piezas de Lego.

¿Sabías que Dalton era daltónico y publicó en 1794 la primera descripción científica de ese trastorno? Legó sus ojos a la ciencia, y una prueba de ADN en 1995 confirmó que le faltaba el pigmento sensible al verde.

También cometió un error famoso. Sin ningún modo de contar átomos, Dalton suponía la fórmula más sencilla posible, de modo que el agua era HO, un hidrógeno por un oxígeno, y el peso atómico del oxígeno salía 7 en lugar de 16. Joseph Gay-Lussac descubrió en 1808 que los gases se combinan en proporciones sencillas de volumen, y Amedeo Avogadro propuso en 1811 que volúmenes iguales de gas contienen igual número de moléculas, lo que fija las fórmulas, pero los químicos lo ignoraron durante medio siglo. Solo en el Congreso de Karlsruhe de 1860, cuando Stanislao Cannizzaro repartió un folleto que resucitaba la regla de Avogadro, los pesos atómicos se asentaron en los valores que usamos.

Aun entonces los átomos eran para muchos químicos un recurso contable; nadie había visto uno. El artículo de Einstein de 1905 sobre el movimiento browniano, el temblor de los granos de polen en el agua observado por Robert Brown en 1827, predecía exactamente cuánto debía vagar un grano si lo empujaban moléculas, y las mediciones de Jean Perrin en París en 1908 coincidieron. El número de Perrin para las moléculas de un mol, cercano a 6 × 10²³, le valió el Premio Nobel de 1926 y zanjó la discusión.

Hoy las masas atómicas se miden con diez decimales, y un microscopio de efecto túnel, inventado en 1981, muestra los átomos individuales como bultos en una superficie. La redefinición del mol en 2019 fijó el número de Avogadro en exactamente 6,02214076 × 10²³. Los átomos indivisibles de Dalton resultaron tener partes, que los próximos capítulos desmontarán, pero su afirmación central sigue en pie: la química es átomos contados.

La tabla de Mendeléyev

En 1869 los químicos conocían 63 elementos y no tenían ni idea de por qué había tantos ni de cómo se relacionaban. Dmitri Mendeléyev, profesor en San Petersburgo que escribía un libro de texto, los estaba ordenando para sus alumnos. El 1 de marzo de 1869 (17 de febrero en el calendario ruso) produjo una tabla en la que los elementos iban en orden de peso atómico y alineados de modo que los de química parecida cayeran en la misma columna. El litio, el sodio y el potasio, los metales blandos que burbujean en el agua, se apilaron juntos; también el flúor, el cloro y el bromo.

Otros habían visto el patrón. John Newlands, en Londres, había propuesto una «ley de las octavas» en 1865 y se habían reído de él; Lothar Meyer, en Alemania, publicó una tabla muy parecida en 1870. Lo que distinguió a Mendeléyev fue su nervio. Donde el patrón exigía un elemento que nadie había encontrado, dejaba un hueco y predecía sus propiedades: eka-aluminio, eka-boro y eka-silicio, con pesos atómicos, densidades y los compuestos que formarían. También sacó elementos del orden de peso cuando su química lo exigía, insistiendo en que algunos pesos atómicos tenían que estar mal medidos.

Las predicciones se cumplieron con precisión incómoda. En 1875 Paul-Émile Lecoq de Boisbaudran, en París, descubrió el galio por su espectro; Mendeléyev le escribió que la densidad medida estaba mal y debía rondar 5,9. Lecoq volvió a purificar la muestra y obtuvo 5,9. El escandio siguió en 1879 en Suecia y el germanio en 1886 en Freiberg, con un peso atómico de 72,6 frente a los 72 predichos. Una tabla que pronostica lo desconocido es una teoría, no un archivador.

¿Sabías que la historia de que la tabla se le apareció a Mendeléyev en un sueño se apoya en el recuerdo tardío de un amigo? Sus borradores muestran días de barajar fichas con el peso y las propiedades de cada elemento.

La tabla aún tenía enigmas. El argón, descubierto en 1894 por lord Rayleigh y William Ramsay, no encajaba en ninguna parte hasta que Ramsay encontró el helio, el neón, el criptón y el xenón y dio a los gases nobles una columna propia. Y el telurio pesa más que el yodo pero claramente va antes. La explicación llegó en 1913 de Henry Moseley, un joven de 26 años en Mánchester, que disparó electrones contra cada elemento y midió los rayos X que salían. Sus frecuencias subían en escalones exactos, y el número del escalón, el número atómico, era el recuento de carga positiva del núcleo. Los elementos se ordenan por protones, no por peso, y los saltos entre los números mostraban exactamente qué elementos faltaban. Moseley murió en Galípoli dos años después.

La tabla moderna tiene 118 elementos, los cuatro últimos nombrados en 2016, y su forma refleja cómo los electrones llenan las capas. Mendeléyev no sabía nada de electrones, capas ni núcleos. Encontró el orden fiándose de un patrón por encima de los datos, y el patrón tenía razón.

El descubrimiento del electrón

La primera grieta en el átomo indivisible de Dalton apareció en un tubo de vidrio. Extrae casi todo el aire de un tubo con una placa metálica en cada extremo, aplica unos miles de voltios, y un tenue resplandor fluye desde la placa negativa, el cátodo, hacia la positiva. En la década de 1870 William Crookes, en Londres, fabricaba estos tubos y mostraba que los «rayos catódicos» proyectaban sombras y podían hacer girar una diminuta rueda de paletas. ¿Eran ondas, como creían casi todos los físicos alemanes, o partículas, como sospechaban los británicos? Heinrich Hertz había intentado desviarlos con un campo eléctrico en 1883 y había fracasado, lo que parecía zanjarlo a favor de las ondas.

J. J. Thomson, director del Laboratorio Cavendish de Cambridge, sospechaba que el vacío de Hertz había sido demasiado pobre: el gas restante había apantallado los rayos. Con una bomba mejor lo intentó de nuevo en 1897 y el haz se curvó hacia la placa positiva. Los rayos eran partículas con carga negativa. Luego hizo algo más ingenioso. Aplicó también un campo magnético y lo ajustó hasta que el empuje magnético cancelaba exactamente el eléctrico, lo que daba la velocidad de las partículas; apagar el campo eléctrico y medir la curva magnética daba entonces la relación entre carga y masa. La relación era enorme, más de mil veces mayor que la de un ion de hidrógeno. O la carga era gigantesca o la masa era minúscula, y otras pruebas apuntaban a la masa. Thomson anunció el 30 de abril de 1897 que el átomo contenía partículas, que llamó «corpúsculos», de unas dos milésimas de la masa del hidrógeno, y que eran las mismas fuera cual fuera el gas o el metal del tubo.

¿Sabías que Thomson ganó el Nobel de 1906 por demostrar que el electrón es una partícula? Su hijo George ganó el de 1937 por demostrar que también es una onda.

El nombre electrón vino de George Johnstone Stoney, que lo había acuñado en 1891 para la unidad de carga. La carga en sí la fijó Robert Millikan en Chicago entre 1909 y 1913. Pulverizaba gotitas de aceite entre dos placas cargadas, observaba gotas sueltas por un microscopio y ajustaba el voltaje hasta que cada una quedaba suspendida contra la gravedad. La carga de cada gota era un múltiplo entero de un solo valor, 1,6 × 10⁻¹⁹ culombios. La carga viene en paquetes, y el electrón es un paquete. Conocidas la carga y la relación carga-masa, la masa se seguía: 1/1836 de la de un protón.

Thomson imaginó el átomo como un pudin con carga positiva y electrones incrustados como pasas; el núcleo de Rutherford lo demolería en 1911. Pero el electrón mismo nunca se ha dividido. No tiene tamaño medible, transporta toda corriente eléctrica, da forma a todo enlace químico, y el haz que Thomson curvó en un tubo de vidrio seguía pintando imágenes en las pantallas de televisión un siglo después.

El núcleo de Rutherford

En 1909 el átomo era un pudin. El modelo de Thomson repartía la carga positiva de manera uniforme por una esfera de una diezmilmillonésima de metro, con electrones salpicados dentro, y casi todo el mundo lo aceptaba. Ernest Rutherford, un neozelandés al frente del departamento de física de Mánchester, tenía una herramienta para ponerlo a prueba: las partículas alfa, los fragmentos pesados, rápidos y con carga positiva que lanza el radio. Disparadas a través de un metal fino, deberían pasar casi rectas, apenas desviadas una fracción de grado por la carga difusa. Pidió a su ayudante Hans Geiger y a un estudiante de veinte años, Ernest Marsden, que buscaran alguna que se dispersara en ángulos grandes. Era una tarea para tener ocupado a un estudiante.

El aparato era sencillo y el trabajo, penoso. Una pizca de emanación de radio en un bloque de plomo enviaba un haz estrecho de alfas contra una lámina de pan de oro de unos 400 nanómetros, unos 2000 átomos de grosor. Donde una alfa golpeaba una pantalla de sulfuro de zinc, producía un destello, y Geiger y Marsden pasaban horas en un cuarto a oscuras, con los ojos adaptados, contando destellos por un microscopio en cada ángulo. La mayoría de las alfas pasaban de largo. Pero alrededor de una de cada 8000 rebotaba, desviada más de 90 grados.

¿Sabías que Rutherford dijo que era «casi tan increíble como si dispararas un proyectil de 15 pulgadas contra un papel de seda y volviera a golpearte»?

Ningún pudin podía hacer eso. Una carga positiva difusa no puede dar la vuelta a una alfa rápida y pesada; las cuentas dan una desviación máxima de una fracción de grado, incluso sumando 2000 capas de átomos. Rutherford elaboró la alternativa en 1910 y la publicó en 1911: casi toda la masa del átomo y toda su carga positiva están en un diminuto núcleo central, menor que una cienmilésima del ancho del átomo, y los electrones orbitan muy afuera. Una alfa que pasara cerca de un núcleo sentía una violenta repulsión eléctrica y retrocedía. Su fórmula predecía exactamente cómo debía caer el recuento de destellos con el ángulo, y las mediciones de Geiger y Marsden de 1913, más de 100 000 destellos, encajaron.

La imagen era casi absurda. Si un átomo fuera del tamaño de una catedral, su núcleo sería una mosca, y el resto es espacio vacío mantenido abierto por fuerzas eléctricas. Hantaro Nagaoka, en Tokio, había propuesto en 1904 un átomo «saturniano» con una masa central, pero sin pruebas. La versión de Rutherford también tenía un problema: los electrones en órbita deberían radiar energía y caer en espiral al núcleo en una fracción de nanosegundo. Niels Bohr, de visita en Mánchester en 1912, lo arregló al año siguiente con órbitas cuantizadas, y nació el átomo moderno.

El experimento es ahora la plantilla de toda la física de partículas: dispara un haz contra un blanco, cuenta qué se dispersa y hacia dónde, e infiere la estructura interior. El Gran Colisionador de Hadrones es el cuarto oscuro de Geiger y Marsden ampliado mil millones de veces, y la pregunta es la misma: ¿qué hay ahí dentro?

Protones y neutrones

El núcleo de Rutherford era diminuto, positivo y pesado, y nadie sabía de qué estaba hecho. El primer ingrediente lo aportó el propio Rutherford. En Mánchester, en 1917, en experimentos que publicó en 1919, disparó partículas alfa a través de nitrógeno gaseoso y encontró núcleos de hidrógeno saliendo despedidos: una alfa había golpeado un núcleo de nitrógeno y le había arrancado un trozo, convirtiendo el nitrógeno en oxígeno. El núcleo de hidrógeno era, evidentemente, un ladrillo de todos los núcleos, y en 1920 lo llamó protón.

Los protones solos no cuadraban. El helio tiene la carga de dos protones pero la masa de cuatro; la masa sobrante tenía que venir de algo neutro. Rutherford conjeturó en 1920 una partícula neutra, un protón y un electrón fuertemente unidos, y su colega del Cavendish James Chadwick pasó una década sin encontrarla. La pista vino de otra parte. En 1930 Walther Bothe y Herbert Becker, en Giessen, bombardearon berilio con partículas alfa y hallaron que emitía una radiación penetrante que atravesaba centímetros de plomo; supusieron que eran rayos gamma. En enero de 1932 Irène Curie y Frédéric Joliot, en París, pusieron parafina en su camino y vieron que la radiación arrancaba protones de la cera a gran velocidad. Seguían llamándolos rayos gamma, lo que Chadwick consideraba imposible: la luz no tiene masa, y un rayo sin masa no puede lanzar un protón como una bola de billar.

Chadwick tenía lista la fuente de berilio y trabajó unas dos semanas casi sin dormir. Midió el retroceso de núcleos de nitrógeno y de hidrógeno golpeados por la radiación, aplicó las leyes de los choques y demostró que el proyectil tenía más o menos la masa de un protón y ninguna carga. Su carta a Nature, «Posible existencia de un neutrón», está fechada el 17 de febrero de 1932. El Nobel llegó en 1935.

¿Sabías que un neutrón libre es inestable? Fuera de un núcleo se desintegra en un protón, un electrón y un antineutrino con una semivida de unos diez minutos. Dentro de la mayoría de los núcleos vive para siempre.

El neutrón lo explicó todo de golpe. Werner Heisenberg propuso en cuestión de meses que los núcleos son protones y neutrones unidos por una nueva fuerza de corto alcance; los números másicos cuadraban, los isótopos eran simplemente núcleos con distinto número de neutrones, y Enrico Fermi, en Roma, descubrió en 1934 que los neutrones lentos, sin carga que los repela, se cuelan en los núcleos y los transmutan. Cuatro años después Otto Hahn y Fritz Strassmann, en Berlín, hallaron que los neutrones parten el uranio, y Lise Meitner y Otto Frisch, exiliados en Suecia, explicaron la fisión en la Navidad de 1938. Seis años de una carta a una bomba.

Un protón tiene una masa de 1,0073 unidades atómicas; un neutrón, 1,0087, y la tabla periódica moderna es un recuento de los primeros; el número de los segundos varía y da lugar a los isótopos del próximo capítulo. La materia cotidiana son tres partículas: protones, neutrones y electrones. Llevó de 1897 a 1932, y la más difícil de encontrar fue la que no tenía carga que mostrar.

Los isótopos

Dalton dijo que todos los átomos de un elemento eran idénticos. No del todo. El peso atómico del cloro, 35,5, había inquietado a los químicos durante décadas: ¿por qué iba la naturaleza a elegir un medio? La respuesta es que el cloro es una mezcla de dos clases de átomo, una que pesa 35 unidades y otra 37, en una proporción de unos tres a uno. Los átomos de un mismo elemento con masas distintas son isótopos, del griego «mismo lugar», porque ocupan la misma casilla de la tabla periódica.

La palabra la acuñó en 1913 Frederick Soddy, en Glasgow, que había descubierto que la desintegración radiactiva producía sustancias químicamente idénticas a elementos conocidos pero con masas y semividas distintas. El nombre lo sugirió durante una cena Margaret Todd, médica y amiga de la familia. Ese mismo año J. J. Thomson, en Cambridge, guiando haces de iones positivos a través de campos eléctricos y magnéticos hasta una placa fotográfica, vio que el neón trazaba dos parábolas, una en la masa 20 y otra más tenue en la masa 22. Su ayudante Francis Aston construyó tras la guerra un instrumento mucho mejor, el espectrógrafo de masas de 1919, que enfocaba los iones de cada masa en una línea nítida. El neón eran dos líneas, en proporción de unos nueve a uno; Aston llegó a encontrar 212 de los 287 isótopos naturales y ganó el Nobel de 1922. Casi todas las masas eran cercanas a un número entero, lo que cobró sentido cuando llegó el neutrón de Chadwick: un isótopo es un núcleo con los mismos protones y distinto número de neutrones.

¿Sabías que el estaño tiene diez isótopos estables, más que ningún otro elemento? Sus 50 protones forman una configuración «mágica» inusualmente estable.

El hidrógeno tiene tres. El hidrógeno corriente es un protón solitario; el deuterio, hallado por Harold Urey en 1931, añade un neutrón y forma el «agua pesada»; el tritio añade dos y es radiactivo. El uranio es sobre todo uranio-238, con un 0,7 por ciento de uranio-235, y todo el negocio del enriquecimiento consiste en separar esos dos por su 1 por ciento de diferencia de masa. El carbono-14, creado en la alta atmósfera por los rayos cósmicos, se desintegra con una semivida de 5730 años; Willard Libby comprendió en 1949 que su lenta desaparición de la madera muerta, el hueso o la tela da un reloj, y la datación por radiocarbono ha fechado desde entonces los manuscritos del mar Muerto, a Ötzi el hombre de hielo y la Sábana Santa de Turín.

Los isótopos estables también guardan registros. El agua con oxígeno-18 se evapora algo menos fácilmente que el agua corriente, así que su proporción en los testigos de hielo y en las conchas sigue la temperatura antigua; Willi Dansgaard leyó así el hielo de Groenlandia desde los años cincuenta. La proporción de isótopos de carbono en un filete dice si la vaca comió maíz o hierba; el estroncio de un diente registra dónde creció una persona.

La medicina usa isótopos por millones. El tecnecio-99m, con una semivida de seis horas, se inyecta para decenas de millones de exploraciones al año, y el yodo-131 trata la tiroides. Los espectrómetros de masas, el instrumento de Aston refinado, pesan hoy proteínas sueltas y olfatean explosivos en los aeropuertos. Los átomos idénticos de Dalton resultaron venir en varios pesos, y las diferencias son algunos de los asideros más útiles de la ciencia.

La radiactividad

La radiactividad se descubrió por accidente, en un día nublado. En febrero de 1896 Henri Becquerel, en París, comprobaba si las sales de uranio, que brillan tras exponerse al sol, emitían también los recién descubiertos rayos X. Envolvió una placa fotográfica en papel negro, puso encima cristales de uranio y dejó el paquete al sol. La placa se veló, como esperaba. Entonces el cielo se cubrió, y guardó una placa preparada en un cajón varios días, con el uranio encima. El 1 de marzo, esperando como mucho una imagen tenue, la reveló de todos modos y encontró la silueta tan intensa como siempre. La luz del sol no tenía nada que ver; el uranio emitía algo por sí mismo, de forma continua, sin ningún aporte de energía.

Marie Curie, una estudiante polaca en París que buscaba tema de tesis, retomó el enigma en 1897 con un instrumento diseñado por su marido Pierre, un electrómetro que medía con qué intensidad una muestra ionizaba el aire. Descubrió que el efecto dependía solo de la cantidad de uranio, no de su forma química, así que tenía que venir del interior del átomo, y acuñó la palabra «radiactividad». La pechblenda era cuatro veces más activa de lo que permitía su contenido de uranio. Había algo más dentro. En julio de 1898 los Curie habían aislado un elemento nuevo, que llamaron polonio por su patria, y en diciembre un segundo, el radio, tan activo que brillaba en la oscuridad. Obtener una décima de gramo de cloruro de radio puro llevó cuatro años y toneladas de mineral removidas en un cobertizo con goteras.

¿Sabías que los cuadernos de laboratorio de Marie Curie siguen siendo radiactivos? La Biblioteca Nacional de Francia los guarda en cajas forradas de plomo, y los lectores firman un descargo.

Ernest Rutherford, entonces en Montreal, clasificó las emisiones por lo que las detenía. Los rayos alfa los frenaba una hoja de papel; los beta necesitaban milímetros de aluminio; los gamma, identificados por Paul Villard en 1900, atravesaban centímetros de plomo. Las alfas resultaron ser núcleos de helio; las betas, electrones rápidos; los gamma, luz muy energética. Con Frederick Soddy, en 1902, Rutherford estableció el hecho más extraño de todos: un átomo radiactivo se convierte en un átomo de otro elemento al desintegrarse, y cada clase de átomo lo hace a su propio ritmo fijo, medido por su semivida. El radio-226 tarda 1600 años en que desaparezca la mitad de cualquier muestra; el polonio-214, 160 microsegundos; el uranio-238, 4500 millones de años, por eso aún queda uranio en el suelo y por eso sus productos de desintegración pueden fechar la Tierra.

La radiactividad resultó ser el primer atisbo del núcleo, la fuente de las partículas alfa con que Rutherford lo encontró, y la fuente de calor del interior de la Tierra. Hoy alimenta detectores de humo (americio-241), escáneres PET (flúor-18, semivida de 110 minutos), la radioterapia contra el cáncer, la datación por radiocarbono y los generadores termoeléctricos de las sondas Voyager. Los Curie compartieron el Nobel de 1903 con Becquerel; Marie ganó un segundo, sola, en 1911, y murió en 1934 de una enfermedad de la sangre causada casi con toda seguridad por el elemento que había descubierto.

Fabricar elementos nuevos

La tabla periódica de la naturaleza se detiene en el uranio, elemento 92. Todo lo más pesado se desintegra demasiado deprisa para haber sobrevivido desde que se formó la Tierra, así que si lo quieres tienes que fabricarlo, disparando un núcleo contra otro y esperando que se peguen. Desde 1940 cuatro laboratorios han añadido 26 elementos de este modo, y la competencia entre ellos ha sido una de las más largas de la ciencia.

Berkeley fue primero. En 1940 Edwin McMillan y Philip Abelson, con el ciclotrón de 60 pulgadas, bombardearon uranio con neutrones y encontraron el elemento 93, el neptunio. Ese invierno el equipo de Glenn Seaborg fabricó el plutonio, elemento 94, que dos años después fue el corazón de una bomba. Seaborg comprendió entonces que los elementos pesados formaban una segunda fila de tierras raras, los actínidos, y reorganizó en consecuencia la parte baja de la tabla; su grupo fabricó americio, curio, berkelio y californio antes de 1950, y encontró einstenio y fermio en 1952 en los restos de la primera prueba de la bomba de hidrógeno. El elemento 106 se llamó seaborgio en 1997, aún en vida suya.

La Unión Soviética respondió desde Dubná, donde Gueorgui Fliórov fundó un laboratorio en 1957. Los años sesenta y setenta se convirtieron en las «guerras transférmicas», con Berkeley y Dubná reclamando cada uno los elementos 102 a 105 y disputando las pruebas del otro, una querella que las uniones de química no zanjaron hasta 1997. La aportación duradera de Dubná vino de Yuri Oganesián, que descubrió que disparar calcio-48, un isótopo raro y rico en neutrones, contra blancos de plutonio, americio y californio producía núcleos que sobrevivían lo bastante para detectarlos. Con ese método, y blancos estadounidenses de Livermore y Oak Ridge, Dubná produjo los elementos 114 a 118 entre 1998 y 2010; el elemento 118, el oganesón, es solo el segundo elemento con nombre de persona viva.

¿Sabías que Seaborg podía recibir cartas dirigidas enteramente con símbolos de elementos? Sg (seaborgio), Lr (Laboratorio Lawrence), Bk (Berkeley), Cf (California), Am (América).

El GSI de Darmstadt, en Alemania, tomó otra ruta. Peter Armbruster y Gottfried Münzenberg usaron la «fusión fría», colisiones suaves de núcleos de peso medio contra plomo o bismuto, y un filtro de velocidad llamado SHIP que separaba los átomos nuevos sueltos de un torrente de haz. El bohrio llegó en 1981, el meitnerio en 1982, el hassio en 1984, y el darmstatio, el roentgenio y el copernicio entre 1994 y 1996, a menudo a partir de un puñado de átomos cada uno.

El instituto japonés RIKEN, bajo Kosuke Morita, pasó nueve años disparando zinc contra bismuto para fabricar el elemento 113, detectando tres átomos en total, en 2004, 2005 y 2012. En 2016 recibió el nombre de nihonio, el primer elemento descubierto en Asia, y con el moscovio, el teneso y el oganesón completó la séptima fila de la tabla.

Estos átomos existen durante milisegundos. Solo se han fabricado unos pocos átomos de oganesón, cada uno de menos de una milésima de segundo, así que «descubrir» significa una cadena de desintegración registrada en un detector, no una muestra en un frasco. El premio que mantiene en marcha a los laboratorios es la «isla de estabilidad», una región predicha cerca de 114 protones y 184 neutrones donde los núcleos superpesados podrían vivir minutos o años. Nadie ha llegado a ella. El elemento 119 se busca ahora mismo en RIKEN y en Dubná.

Dentro del protón: los quarks

Hacia 1960 el protón se suponía elemental, pero los aceleradores construidos tras la guerra hacían aflorar docenas de primos suyos más pesados, y los físicos empezaron a sospechar que los protones, como antes los átomos, tenían partes. En 1964 Murray Gell-Mann, en Caltech, y de forma independiente George Zweig, en el CERN, propusieron que cada una de esas partículas estaba hecha de tres clases de objetos menores con la embarazosa propiedad de tener carga fraccionaria: dos tercios y menos un tercio de la del electrón. Gell-Mann los llamó quarks, por un verso del Finnegans Wake de James Joyce, «Three quarks for Muster Mark!». Un protón son dos quarks «arriba» y uno «abajo» (2/3 + 2/3 − 1/3 = 1); un neutrón, uno arriba y dos abajo. El propio Gell-Mann no sabía si los quarks eran reales o una comodidad matemática.

La prueba vino de Stanford. El acelerador lineal de tres kilómetros del SLAC disparaba electrones de 20 000 millones de electronvoltios contra hidrógeno líquido, y un equipo dirigido por Jerome Friedman, Henry Kendall y Richard Taylor medía cómo se dispersaban los electrones. Si el protón fuera una masa blanda, los electrones deberían rebotar en ángulos pequeños. En 1968 encontraron demasiados dispersados en ángulos grandes, exactamente el patrón que Geiger y Marsden habían visto con la lámina de oro sesenta años antes: los electrones golpeaban grumos duros y puntuales en el interior. Richard Feynman llamó partones a los grumos; eran quarks, y los tres ganaron el Nobel de 1990.

¿Sabías que nadie ha visto nunca un quark solo, y la teoría dice que nadie lo verá? Separar dos requiere tanta energía que se forman nuevas parejas de quarks, y acabas con dos partículas en lugar de una.

Lo que mantiene unidos a los quarks es la fuerza fuerte, transportada por partículas llamadas gluones y descrita desde 1973 por la cromodinámica cuántica. Cada quark lleva una especie de carga llamada «color», y la fuerza entre colores hace algo que ninguna otra fuerza hace: crece con la distancia, como una goma elástica. De cerca, los quarks se mueven casi libremente, por eso el SLAC pudo verlos; separados, quedan confinados para siempre. Los gluones se vieron directamente en 1979, como chorros de partículas de tres puntas en el colisionador PETRA de Hamburgo.

La masa del protón es la parte más extraña. Sus dos quarks arriba y su quark abajo pesan, juntos, unos 9 millones de electronvoltios, una centésima de los 938 del protón. El resto es la energía del campo de gluones y del enjambre de parejas quark-antiquark que parpadean dentro, convertida en masa por E = mc². Casi todo lo que pesas, por tanto, no es materia sino energía confinada. Los cálculos de la teoría en superordenadores reproducen la masa del protón con un error del uno por ciento.

Los quarks vienen en seis sabores; el más pesado, el quark top, hallado en el Fermilab en 1995, pesa tanto como un átomo de oro y vive una billonésima de billonésima de segundo. Si los propios quarks tienen partes no se sabe; en el Gran Colisionador de Hadrones se comportan como puntos hasta una diezmilésima del ancho del protón. El átomo incortable de Demócrito se ha cortado tres veces, y el último corte, por ahora, aguanta.

Chemical Bonds

Un enlace químico se forma cuando a dos átomos les sale más barato, en energía, quedarse juntos que separados. Los átomos son eléctricamente neutros, pero sus electrones externos son inquietos, y la mayoría de los átomos son más estables cuando esa capa externa está completa. El sodio tiene un electrón de sobra; al cloro le falta uno. El sodio cede el suyo, ambos se convierten en iones con carga y las cargas opuestas se traban formando sal. Eso es un enlace iónico. Dos átomos de hidrógeno, cada uno con un electrón y cada uno queriendo dos, resuelven el problema compartiendo: un enlace covalente. En un trozo de cobre, los electrones externos no pertenecen a ningún átomo en particular y vagan por todo el cristal, un enlace metálico, que explica por qué los metales conducen la electricidad y pueden martillearse en láminas.

La idea de que los enlaces son cosa de pares de electrones la expuso en 1916 Gilbert Lewis, en la Universidad de California en Berkeley, en un artículo titulado The Atom and the Molecule. Ese mismo año Walther Kossel, en Múnich, describió el caso iónico. Linus Pauling convirtió después la imagen en números. Trabajando en Caltech en los años treinta, usó la nueva mecánica cuántica para explicar longitudes y ángulos de enlace, y en 1932 publicó una escala de electronegatividad, un valor que va de unos 0,7 para el cesio a 4,0 para el flúor y que dice con cuánta avidez un átomo atrae hacia sí los electrones compartidos. La diferencia entre dos átomos predice el carácter de su enlace.

La prueba vino de los rayos X. En 1913 William Henry Bragg y su hijo William Lawrence, en Leeds y Cambridge, hicieron pasar rayos X por cristales de cloruro de sodio y leyeron las posiciones atómicas en el patrón de difracción. No había moléculas de sal en absoluto, solo una red interminable en la que cada ion sodio está rodeado por seis iones cloruro. El mismo método, llevado mucho más lejos por Dorothy Hodgkin en Oxford, reveló la estructura de la penicilina en 1945 y la de la vitamina B12 en 1956, trabajos que le valieron el Nobel de Química de 1964.

¿Sabías que el enlace de hidrógeno, una atracción débil entre moléculas más que un enlace verdadero, es la razón de que el agua hierva a 100 °C en lugar de a unos 80 grados bajo cero, como predeciría su pequeño tamaño?

La fuerza de un enlace se mide por la energía necesaria para romperlo. Separar un mol de moléculas de hidrógeno cuesta 436 kilojulios; un enlace sencillo carbono–carbono necesita unos 347, y un triple enlace nitrógeno–nitrógeno 945, por lo que el gas nitrógeno es tan inerte y fabricar fertilizante a partir de él resulta tan laborioso. El diamante, una única red covalente gigante, es el material natural más duro; el grafito, el mismo elemento dispuesto en láminas unidas por fuerzas débiles, escribe sobre el papel.

Hoy la teoría del enlace es el idioma de trabajo del diseño de fármacos, donde el encaje entre una molécula y una proteína se reduce a un puñado de enlaces de hidrógeno; de la ciencia de materiales, donde el enlace del silicio hace posible el transistor; y de cada batería y catalizador de esta parte del libro. La química, al final, es el estudio de qué enlaces se rompen y cuáles se forman.

Reactions and Equations

Una reacción química es una reordenación. Los enlaces se rompen, los átomos se reagrupan, se forman enlaces nuevos y los átomos mismos sobreviven intactos. Quema metano en el aire y un átomo de carbono con cuatro hidrógenos se encuentra con dos moléculas de oxígeno; lo que sale es una molécula de dióxido de carbono y dos de agua. Escrito como ecuación, CH4 + 2O2 → CO2 + 2H2O, aparece el mismo número de átomos de cada clase a ambos lados. Esa contabilidad no es una convención. Es una ley de la naturaleza, y se estableció con una balanza.

La balanza pertenecía a Antoine Lavoisier, recaudador de impuestos en París con un laboratorio privado y los instrumentos más precisos que el dinero podía comprar. En la década de 1770 calentó estaño y plomo en recipientes de vidrio sellados y lo pesó todo antes y después. El metal ganaba peso; el aire perdía exactamente lo mismo. En su manual de 1789, Traité élémentaire de chimie, enunció el principio de conservación de la masa: en toda operación existe una cantidad igual de materia antes y después. Su esposa, Marie-Anne Paulze Lavoisier, dibujó los aparatos, llevó los cuadernos de laboratorio y tradujo a los químicos ingleses con los que él discutía. El erudito ruso Mijaíl Lomonósov había defendido el mismo principio en 1756, aunque los historiadores de la ciencia debaten hasta qué punto se leyó su obra.

La ley de Lavoisier hizo posible la química cuantitativa. Joseph Proust demostró en 1799 que un compuesto contiene siempre sus elementos en proporciones fijas de masa; Jöns Jacob Berzelius introdujo los símbolos de letras, H, O, Fe, en 1813; y la idea del mol, un recuento fijo de partículas, permitió convertir gramos en números de átomos. Un mol son 6,022 × 10²³ partículas, de modo que la ecuación de la combustión del hidrógeno, 2H2 + O2 → 2H2O, dice que dos gramos de hidrógeno necesitan exactamente dieciséis gramos de oxígeno y dan dieciocho gramos de agua. Nada más, y nada sobra.

¿Sabías que Lavoisier fue guillotinado en mayo de 1794, durante el Terror, y que el matemático Lagrange comentó que bastó un instante para cortar aquella cabeza y que cien años quizá no bastaran para producir otra igual?

Las reacciones también tienen velocidad y dirección. El hierro se oxida en años, 4Fe + 3O2 → 2Fe2O3, mientras que la termita, óxido de hierro y aluminio en polvo, hace lo contrario en segundos a más de 2.000 °C, suficiente para soldar vías de tren. Algunas reacciones desprenden calor, otras lo absorben, y muchas corren en ambos sentidos a la vez hasta asentarse en un equilibrio, idea que Claude Louis Berthollet propuso por primera vez tras ver cristalizar carbonato de sodio a orillas de los lagos salados de Egipto en 1798.

Las ecuaciones ajustadas hoy mueven la industria. Los cinco motores F-1 de un cohete Saturno V quemaban unas trece toneladas de queroseno y oxígeno líquido por segundo en proporciones medidas con precisión. Una planta farmacéutica calcula el rendimiento al kilogramo; un modelo climático cuenta cada molécula de dióxido de carbono por tonelada de carbón. La balanza de Lavoisier se ha convertido en el libro de cuentas del planeta.

Acids and Bases

El zumo de limón es agrio, el jabón resbala, y durante casi toda la historia esa fue la definición. Un ácido sabía punzante y volvía rojo el tinte azul del liquen de tornasol; una base, o álcali, se notaba jabonosa y lo devolvía al azul. Robert Boyle ya usaba extractos de plantas como indicadores en la década de 1660. Saber qué eran realmente los ácidos llevó otros dos siglos.

La primera respuesta moderna salió de una tesis doctoral que estuvo a punto de suspender. En 1884 Svante Arrhenius, en Uppsala, propuso que sales, ácidos y bases se escinden en iones con carga al disolverse en agua, y que un ácido es cualquier cosa que libere iones hidrógeno, H⁺, mientras que una base libera hidróxido, OH⁻. Su tribunal le dio la nota más baja posible para aprobar. En 1903 la misma idea le valió el Premio Nobel de Química. En 1923 Johannes Brønsted, en Copenhague, y Thomas Lowry, en Cambridge, ampliaron por separado la definición: un ácido es cualquier donador de protones y una base cualquier aceptor, lo que explica por qué el amoníaco, que no contiene hidróxido alguno, es una base. Ese mismo año Gilbert Lewis fue aún más lejos y definió los ácidos como aceptores de pares de electrones.

El número que todo el mundo usa vino de la cerveza. En 1909 Søren Sørensen, jefe de química del Laboratorio Carlsberg de Copenhague, necesitaba una forma cómoda de seguir la acidez durante la fermentación y sus experimentos con enzimas. Las concentraciones de iones hidrógeno abarcaban muchas potencias de diez, así que tomó el logaritmo negativo y lo llamó pH. Cada paso de la escala es un cambio de diez veces: un pH de 2 es diez veces más ácido que uno de 3 y cien veces más que uno de 4. Lo medía con un electrodo de hidrógeno; el electrodo de vidrio, inventado el mismo año por Fritz Haber y Zygmunt Klemensiewicz, se convirtió en el pH-metro de todo laboratorio.

¿Sabías que nadie sabe con certeza qué significa la p de pH? Sørensen la escribía como subíndice y nunca lo explicó; «potencial de hidrógeno» y el latín pondus hydrogenii son conjeturas posteriores.

La escala va más o menos de 0 a 14 y sus hitos son muy gráficos. El jugo gástrico ronda un pH de 1,5 a 3,5, bastante para disolver un clavo, por lo que el estómago renueva su revestimiento cada pocos días. El zumo de limón está en torno a 2, el café solo en torno a 5, el agua pura exactamente en 7, la sangre se mantiene en una franja estrecha de 7,35 a 7,45, el agua de mar en torno a 8,1 y la lejía doméstica en torno a 12,5. Desde la revolución industrial, la superficie del océano ha bajado unas 0,1 unidades de pH al absorber dióxido de carbono, lo que parece poco pero significa alrededor de un treinta por ciento más de iones hidrógeno, suficiente para perjudicar a corales y moluscos que construyen sus conchas de carbonato.

Ácidos y bases gobiernan la vida diaria. Los antiácidos son bases que neutralizan el exceso de ácido en el estómago; la levadura química es un ácido y una base esperando el agua; los agricultores encalan los suelos ácidos y los viticultores miden el pH antes de cada fermentación. El atajo de un cervecero resultó ser el número más usado de la química.

Catalysts and Enzymes

La mayoría de las reacciones que podrían ocurrir no ocurren, o no deprisa, porque las moléculas deben subir antes una colina de energía. Hidrógeno y oxígeno pueden convivir mezclados en un matraz durante años. Salta una chispa, o cae una pizca de platino, y se combinan en una explosión. El platino sigue ahí después. Un catalizador es una sustancia que acelera una reacción sin consumirse, y lo hace ofreciendo un camino más fácil por encima de la colina, una energía de activación menor.

La palabra la acuñó en 1835 Jöns Jacob Berzelius, en Estocolmo, al reunir una serie de observaciones desconcertantes: Gottlieb Kirchhoff convirtiendo almidón en azúcar con una traza de ácido en 1812, la lámpara de Johann Döbereiner de 1823, que encendía un chorro de hidrógeno al pasarlo por una esponja de platino, y los hilos de platino incandescentes de Humphry Davy. Berzelius llamó catálisis a esa fuerza oculta, del griego «disolver». Wilhelm Ostwald dio la definición moderna y ganó por ello el Nobel de 1909; su proceso del ácido nítrico, que hace pasar amoníaco sobre una malla de platino caliente, sigue en uso. Svante Arrhenius había demostrado en 1889 que la velocidad de reacción crece de forma exponencial cuando baja la energía de activación, y por eso un pequeño recorte de la colina produce una ganancia enorme de velocidad.

Los seres vivos lo descubrieron primero. Cada célula ejecuta a la temperatura corporal miles de reacciones que un químico tendría que forzar con calor, presión y ácido fuerte, y lo hace con catalizadores de proteína llamados enzimas. En 1897 Eduard Buchner, en Tubinga, trituró levadura, filtró toda célula viva y comprobó que el jugo seguía fermentando azúcar en alcohol: la catálisis no necesitaba fuerza vital, solo moléculas. James Sumner, en Cornell, cristalizó la enzima ureasa en 1926 y demostró que era una proteína, resultado que sus colegas pusieron en duda durante una década antes de que le valiera el Nobel de 1946. La imagen de la llave y la cerradura de Emil Fischer, de 1894, refinada por el ajuste inducido de Daniel Koshland en 1958, explica la selectividad: cada enzima tiene un bolsillo con la forma de un solo sustrato.

¿Sabías que la anhidrasa carbónica de tu sangre procesa alrededor de un millón de moléculas de dióxido de carbono por segundo, y que algunas enzimas aceleran sus reacciones por un factor de diez mil billones?

Las cifras asombran. Sin catalizadores, el proceso Haber exigiría temperaturas que destruyen el producto; con hierro, funciona. El catalizador de un coche, introducido en 1975 y construido en torno al platino, el paladio y el rodio, convierte el monóxido de carbono y los óxidos de nitrógeno en dióxido de carbono, nitrógeno y agua antes de que salgan por el escape. Alrededor del noventa por ciento de los procesos químicos industriales dependen de un catalizador en alguna etapa.

Catalizadores y enzimas están ya en todas partes: en el detergente, donde las enzimas digieren manchas de hierba a 30 °C; en la leche sin lactosa; en las zeolitas que craquean el petróleo crudo en gasolina; y en las enzimas diseñadas que fabrican en un solo paso los antidiabéticos modernos. La colina sigue ahí. Los químicos simplemente han aprendido a cavar túneles.

Combustion and Fire

El fuego es la química más antigua y fue de las últimas en entenderse. Durante casi todo el siglo XVIII la teoría aceptada sostenía que las cosas, al arder, liberaban una sustancia llamada flogisto. La idea, de Johann Becher y Georg Stahl en Alemania, explicaba mucho, salvo que los metales ganaban peso al arder, lo que obligaba al flogisto a tener masa negativa. Los químicos vivieron setenta años con la contradicción.

La teoría cayó ante una balanza y un gas. En 1774 Joseph Priestley, pastor disidente de Wiltshire, calentó con una lente el polvo rojo del mercurio y recogió un gas en el que una vela ardía con llama viva y brillante; el boticario sueco Carl Wilhelm Scheele había obtenido el mismo gas antes, pero publicó después. Priestley se lo contó a Antoine Lavoisier durante una cena en París. Lavoisier repitió y amplió los experimentos, lo pesó todo y en 1777 tenía la respuesta: la combustión es la combinación rápida de un combustible con ese gas, al que llamó oxígeno, y el calor y la luz se liberan al formarse enlaces nuevos y más fuertes. Nada sale del combustible; algo se le une. A veces se habla de la revolución química, y por eso la lista moderna de elementos empieza con Lavoisier.

La mejor introducción a lo que es realmente una llama sigue siendo una serie de conferencias navideñas para niños. En 1848 Michael Faraday se plantó en la Royal Institution de Londres con una vela y mostró que la cera no arde donde uno cree. El calor la funde, la mecha la absorbe, la llama la vaporiza y solo arde el vapor. La zona oscura alrededor de la mecha es gas sin quemar; la región amarilla brilla porque diminutas partículas de hollín se calientan a unos 1.200 °C, incandescentes como el filamento de una bombilla; el borde azul tenue de la base es donde el vapor encuentra oxígeno suficiente para arder por completo. Una cuchara fría en la zona amarilla sale negra de hollín. En la azul sale limpia.

¿Sabías que en órbita, sin gravedad que arrastre el gas caliente hacia arriba, la llama de una vela es una esfera azul y tenue que arde mucho más despacio, como han mostrado los experimentos en la Estación Espacial Internacional?

La combustión necesita tres cosas, y los bomberos las dibujan como un triángulo: combustible, oxígeno y calor. Quita cualquiera de ellas y el fuego se detiene. El agua quita el calor; una manta de espuma o un extintor de dióxido de carbono quita el oxígeno; un cortafuegos quita el combustible. El papel se enciende solo a unos 230 °C, el vapor de gasolina a unos 250 °C, y una llama de metano puede alcanzar 1.950 °C en el aire. Quemar un kilogramo de metano libera unos 55 megajulios, y la ecuación CH4 + 2O2 → CO2 + 2H2O da casi tres kilogramos de dióxido de carbono.

Esa última cifra es la razón de que la combustión importe ahora. Unas cuatro quintas partes de la energía mundial siguen saliendo de quemar combustible, y cada tonelada de carbón, petróleo o gas quemada añade su dióxido de carbono a la atmósfera. La contabilidad de Lavoisier se ha convertido en el problema central del siglo.

Electrochemistry and Batteries

Una batería es una reacción química mantenida a distancia. En cualquier reacción en la que una sustancia cede electrones y otra los toma, se pueden separar las dos mitades, conectarlas con un cable y obligar a los electrones a dar el rodeo. Ese viaje es una corriente eléctrica, y su estudio es la electroquímica.

Empezó con una rana y una discusión. En la década de 1780 Luigi Galvani, en Bolonia, observó que la pata de una rana muerta se contraía al tocarla con dos metales distintos y concluyó que los animales contenían su propia electricidad. Alessandro Volta, en Pavía, discrepaba: la fuente eran los metales, no la rana. Para demostrarlo apiló discos de cinc y plata separados por cartón empapado en salmuera y, en una carta a la Royal Society de Londres fechada en marzo de 1800, describió la primera fuente de corriente continua, la pila voltaica. En cuestión de semanas, William Nicholson y Anthony Carlisle la usaron para descomponer el agua en hidrógeno y oxígeno; en siete años, Humphry Davy, en la Royal Institution, había aislado con una pila enorme el potasio, el sodio, el calcio y otros cuatro elementos nuevos. Michael Faraday demostró después, en 1834, que la masa de sustancia producida en un electrodo es exactamente proporcional a la carga que ha pasado, y acuñó las palabras electrodo, ánodo, cátodo e ion con ayuda del filólogo William Whewell.

La batería práctica mejoró paso a paso. La celda de cobre y cinc de John Daniell, de 1836, daba 1,1 voltios estables para los telégrafos; el acumulador de plomo de Gaston Planté, de 1859, fue el primero recargable y aún arranca la mayoría de los coches; la pila de cinc y carbono de Georges Leclanché, de 1866, se convirtió en la pila seca de todas las linternas.

¿Sabías que Volta mostró su pila a Napoleón en París en 1801, que el emperador lo hizo conde y que el voltio, la unidad de potencial eléctrico, lleva su nombre?

El gran salto moderno fue el litio, el metal más ligero y el más dispuesto a ceder un electrón. En los años setenta Stanley Whittingham, en Exxon, mostró que los iones de litio podían entrar y salir del disulfuro de titanio en capas. En 1980 John Goodenough, en Oxford, encontró un cátodo mucho mejor, el óxido de litio y cobalto, que duplicó el voltaje. Akira Yoshino, en Asahi Kasei, en Japón, sustituyó en 1985 el peligroso ánodo de litio metálico por carbono, y Sony vendió la primera celda comercial de ion de litio en 1991. Los tres compartieron el Nobel de Química de 2019. En una celda así, los iones de litio van y vienen entre un ánodo de grafito y un cátodo de óxido metálico a través de un electrolito líquido, mientras un separador poroso impide que los electrodos se toquen. Una buena celda almacena unos 250 vatios-hora por kilogramo, siete veces más que una batería de plomo, a 3,7 voltios.

La electroquímica también funciona al revés. Si se introduce corriente, se puede cromar el acero, refinar cobre al 99,99 por ciento o fabricar aluminio, que fue un metal precioso hasta que Charles Hall y Paul Héroult lo obtuvieron por electrólisis, cada uno por su cuenta, en 1886. Cada teléfono, cada coche eléctrico y cada batería de red es la pila de Volta, reinventada.

Carbon: the Chemistry of Life

El carbono es el sexto elemento, un tizne negro en un día frío y la piedra más dura del escaparate de un joyero. Solo supone un 0,03 por ciento de la corteza terrestre y, sin embargo, unos diez millones de compuestos conocidos lo contienen, más que todos los demás elementos juntos. La razón es sencilla. Un átomo de carbono tiene cuatro electrones externos y quiere cuatro más, así que forma cuatro enlaces covalentes fuertes, y se une a sí mismo con la misma facilidad que a cualquier otra cosa. De ahí salen cadenas, ramas, anillos y láminas, y de ellos cada proteína, azúcar, grasa, combustible y plástico.

El estudio de estos compuestos fue en su día una ciencia aparte, porque se suponía que solo los seres vivos podían fabricarlos, una doctrina llamada vitalismo. En 1828 Friedrich Wöhler, en Berlín, calentó cianato de amonio, una sal mineral, y obtuvo urea, una sustancia que hasta entonces solo se encontraba en la orina. «Debo decirle que sé fabricar urea sin necesidad de un riñón», escribió a su maestro Berzelius. Los historiadores de la ciencia debaten cuán deprisa murió la idea de una fuerza vital, pero la química orgánica se había convertido en química corriente.

Luego vino la forma del carbono. August Kekulé, en Gante, propuso en 1858 que el carbono es tetravalente y forma cadenas, y en 1865 que el benceno es un anillo de seis carbonos. La famosa historia de que el anillo se le apareció en un sueño como una serpiente mordiéndose la cola la contó el propio Kekulé solo en 1890, y los historiadores la tratan con cautela. En 1874 Jacobus van 't Hoff, en Utrecht, y Joseph Le Bel, en París, sostuvieron por separado que los cuatro enlaces apuntan a los vértices de un tetraedro, lo que explicaba por qué Louis Pasteur había hallado, en 1848, moléculas que existen en parejas de imágenes especulares que giran la luz en sentidos opuestos. Tu cuerpo está construido casi por completo con una sola mano de cada pareja.

¿Sabías que los mismos átomos de carbono pueden ser un diamante o la mina de un lápiz, que la única diferencia es cómo están enlazados y que el grafito es, de hecho, la forma más estable a temperatura ambiente?

El carbono puro, por sí solo, adopta varias formas. En el diamante cada átomo se une a cuatro vecinos en una red rígida; en el grafito los átomos forman láminas planas de hexágonos que se deslizan unas sobre otras. En 1985 Harold Kroto, de Sussex, con Robert Curl y Richard Smalley en la Universidad Rice de Texas, vaporizaron grafito con un láser y hallaron un cúmulo estable de exactamente sesenta átomos dispuestos como un balón de fútbol, el buckminsterfullereno. En 2004 Andre Geim y Konstantin Novoselov, en Mánchester, despegaron una sola lámina de una escama de grafito con cinta adhesiva y demostraron que era un material por derecho propio, el grafeno, de un átomo de grosor y unas doscientas veces más resistente que el acero a igual peso.

La química del carbono es hoy la química de la medicina, los combustibles y el clima. El ciclo del carbono mueve unos 100.000 millones de toneladas del elemento por el aire cada año, y los once mil millones de toneladas adicionales de los combustibles fósiles, contadas en las mismas moléculas, son el hilo que une este capítulo con el mundo que se calienta.

Plastics and Polymers

Un polímero es una molécula construida por repetición: miles de unidades pequeñas e idénticas, llamadas monómeros, unidas extremo con extremo en una cadena. La celulosa, el caucho, la seda y el ADN son polímeros; también lo son las bolsas de polietileno, las medias de nailon y la carcasa del aparato en el que quizá estés leyendo esto. Las cadenas pueden ser rectas, ramificadas o reticuladas, y esa arquitectura, más que la química de cada unidad, decide si el material será una película blanda o un chaleco antibalas.

Los primeros plásticos fueron polímeros naturales modificados. Alexander Parkes mostró la parkesina, hecha de nitrato de celulosa, en la Exposición Internacional de Londres de 1862; John Wesley Hyatt la mejoró en Estados Unidos como celuloide en 1869, sustituto del marfil en las bolas de billar y, más tarde, base de la película fotográfica. El primer plástico totalmente sintético vino de Leo Baekeland, un químico belga que trabajaba en Yonkers, Nueva York, y que en 1907 hizo reaccionar fenol con formaldehído bajo calor y presión para obtener una resina dura y resistente al calor que llamó baquelita. Se moldeó en teléfonos, carcasas de radio y aislantes eléctricos, y lo hizo rico.

Nadie sabía aún qué eran esos materiales. La opinión dominante era que se trataba de agregados de moléculas pequeñas unidas con poca fuerza. En 1920 Hermann Staudinger, en la ETH de Zúrich, sostuvo que eran auténticas moléculas gigantes, macromoléculas, con enlaces covalentes ordinarios a lo largo de una cadena de miles de átomos. Colegas de peso le aconsejaron dejar el tema; la década siguiente le dio la razón y recibió el Nobel en 1953. La prueba vino en parte de Wallace Carothers, en DuPont, que construyó polímeros a medida a partir de moléculas pequeñas, produciendo neopreno en 1930 y, en 1935, el nailon, la primera fibra totalmente sintética. Las medias de nailon salieron a la venta en mayo de 1940 y se agotaron en días.

¿Sabías que el polietileno se descubrió por accidente en ICI en 1933, cuando un experimento a alta presión con etileno tuvo una fuga y dejó un sólido blanco y ceroso, y que se convirtió en el plástico más producido de la Tierra?

La segunda mitad del siglo trajo la precisión. En 1953 Karl Ziegler, en Mülheim, halló catalizadores que unían el etileno a baja presión en cadenas fuertes y regulares, y Giulio Natta, en Milán, los usó al año siguiente para fabricar polipropileno; compartieron el Nobel de 1963. Stephanie Kwolek, en DuPont, obtuvo en 1965 una disolución inesperadamente fluida y turbia que se hiló en una fibra cinco veces más resistente que el acero a igual peso: el kevlar. Siguieron las botellas de PET, las sartenes de teflón, los implantes de silicona y la pintura acrílica.

El mundo fabrica ahora más de 400 millones de toneladas de plástico al año, y solo alrededor del nueve por ciento de todo lo producido se ha reciclado. Cadenas que resisten a las bacterias durante décadas son una virtud en una tubería y un problema en el océano, donde se han encontrado fragmentos de menos de cinco milímetros, los microplásticos, desde la fosa más profunda hasta la nieve del Ártico. Los químicos diseñan ahora polímeros que se deshacen a voluntad en sus monómeros, lo que convertiría las moléculas gigantes de Staudinger en un bucle en lugar de una línea.

Fertilisers and the Haber Process

Cuatro quintas partes del aire son nitrógeno, y casi nada de él le sirve a una planta. Los dos átomos de una molécula de nitrógeno están unidos por un triple enlace, uno de los más fuertes de la química, y solo los rayos, unas pocas bacterias del suelo y, desde 1909, un reactor de acero pueden romperlo. Romperlo es la reacción industrial más importante de la Tierra, porque el nitrógeno de cada proteína de tu cuerpo llegó por una de esas tres vías.

El problema lo planteó sin rodeos en 1898 William Crookes, presidente de la British Association, al advertir que los trigales del mundo se quedarían sin nitrógeno en una generación. Las fuentes principales eran entonces el guano de las islas peruanas y el nitrato de sodio del desierto chileno, ambos finitos. Fritz Haber, químico de la Escuela Técnica de Karlsruhe, se propuso la síntesis directa del amoníaco a partir de sus elementos. La reacción N2 + 3H2 ⇌ 2NH3 es reversible y solo avanza de forma útil a alta presión, pero el calor, que la acelera, también la hace retroceder. Haber y su ayudante británico Robert Le Rossignol encontraron la ventana: unas 200 atmósferas, unos 500 °C, un catalizador y un circuito que retira el amoníaco en forma líquida y recircula el gas sin reaccionar. El 2 de julio de 1909 su aparato de sobremesa produjo amoníaco líquido gota a gota, a razón de una taza por hora, con un catalizador de osmio.

Llevar aquello a escala de fábrica le tocó a Carl Bosch, en BASF, en Ludwigshafen. Ningún recipiente de acero había soportado jamás tal presión a tal temperatura; el hidrógeno atacaba el metal y lo volvía quebradizo. Los ingenieros de Bosch diseñaron un reactor de doble pared con un revestimiento de hierro dulce, y Alwin Mittasch probó unos 2.500 catalizadores candidatos en unos 6.500 experimentos antes de quedarse con hierro barato con trazas de óxidos de potasio y aluminio, que aún se usa. La planta de Oppau abrió en septiembre de 1913. Haber recibió el Nobel en 1918; Bosch, en 1931.

¿Sabías que aproximadamente la mitad de los átomos de nitrógeno de tu cuerpo han pasado por un reactor Haber-Bosch, porque cerca de la mitad de los alimentos del mundo se cultivan con fertilizante sintético?

El proceso tiene su lado oscuro. El mismo amoníaco sirvió para fabricar explosivos, y Alemania combatió en la Primera Guerra Mundial con nitratos de Oppau cuando el bloqueo británico cortó el suministro chileno. El propio Haber dirigió el primer ataque con cloro en Ypres en 1915. Hoy el mundo produce unos 150 millones de toneladas de amoníaco al año, consumiendo entre el uno y el dos por ciento de la energía global y emitiendo alrededor del 1,4 por ciento del dióxido de carbono, sobre todo al obtener el hidrógeno del gas natural.

El fertilizante construyó la curva demográfica moderna. Los rendimientos de trigo, arroz y maíz se triplicaron en el siglo XX, y Vaclav Smil calcula que sin nitrógeno sintético el planeta alimentaría quizá a tres mil millones de personas menos. La escorrentía del mismo fertilizante alimenta las floraciones de algas del golfo de México y del Báltico. Los ingenieros intentan ahora producir el hidrógeno con electricidad renovable, para romper el triple enlace sin quemar gas. La reacción sigue siendo la que Haber vio gotear en su matraz.

Green Chemistry

Durante casi toda su historia la química midió el éxito por el rendimiento: cuánto producto salía en comparación con el máximo teórico. No decía nada de qué más salía. En 1991 Barry Trost, en Stanford, propuso un segundo número, la economía atómica: qué fracción de los átomos que entran en una reacción acaba en el producto y no en los residuos. Al año siguiente Roger Sheldon, en Delft, publicó el factor E, kilogramos de residuo por kilogramo de producto, y las cifras daban que pensar. Las refinerías producían unos 0,1 kilogramos de residuo por kilogramo; la química fina, de 5 a 50; la farmacéutica, de 25 a 100 o más. Fabricar un kilogramo de un fármaco podía significar tirar cien kilogramos de disolvente, sal y reactivo gastado.

La química verde es la disciplina que creció a partir de esos números. En 1998 Paul Anastas y John Warner expusieron doce principios en un libro breve: prevenir los residuos en lugar de tratarlos, maximizar la economía atómica, usar disolventes más seguros, diseñar para la eficiencia energética, preferir materias primas renovables, emplear catalizadores en vez de reactivos estequiométricos y diseñar productos que se degraden sin daño al final de su vida. Nada de esto era química nueva. Era una nueva forma de juzgarla.

El caso de manual es el ibuprofeno. La síntesis original de Boots, de los años sesenta, tenía seis pasos y aprovechaba alrededor del cuarenta por ciento de sus átomos; el resto se convertía en residuo, incluido cloruro de aluminio imposible de recuperar. En 1992 la empresa BHC, una sociedad de Hoechst-Celanese, abrió en Bishop, Texas, una planta que fabricaba la misma molécula en tres pasos catalíticos con una economía atómica del setenta y siete por ciento, que subía al noventa y nueve cuando el ácido acético secundario se recuperaba y vendía. Ganó uno de los primeros Presidential Green Chemistry Challenge Awards en 1997. Ejemplos posteriores van más lejos: en 2010 Merck y Codexis sustituyeron, en la fabricación del antidiabético sitagliptina, un paso a alta presión catalizado con metal por una enzima diseñada que trabaja en agua, recortando los residuos un diecinueve por ciento y el proceso a un solo recipiente.

¿Sabías que el café descafeinado se hacía antes con benceno, un carcinógeno conocido, y que hoy la mayor parte se obtiene con dióxido de carbono supercrítico, que disuelve la cafeína a presión y luego simplemente se evapora?

El movimiento tuvo un precedente en la atmósfera. En 1974 Mario Molina y Sherwood Rowland, en Irvine, calcularon que los clorofluorocarbonos, los gases inertes y en apariencia inofensivos de neveras y aerosoles, se descompondrían en la estratosfera y destruirían el ozono. El agujero de ozono antártico se detectó en 1985; el Protocolo de Montreal prohibió esas sustancias en 1987; y Molina, Rowland y Paul Crutzen compartieron el Nobel de 1995. Diseñar una molécula significa ahora preguntarse adónde irá después.

Hoy los principios dan forma a las pinturas al agua, los vasos de ácido poliláctico hechos de almidón de maíz, el vaquero lavado con enzimas y el reciclaje de baterías de ion de litio. Las preguntas de los químicos han cambiado. No solo si podemos fabricarlo y cuánto, sino qué más hemos fabricado, dónde acabará y si los mismos enlaces podrían formarse de un modo más limpio.

Galileo's Falling Bodies

Deja caer a la vez una bala de cañón y una de mosquete y aterrizan juntas. No es evidente. Aristóteles había enseñado que las cosas pesadas caen más deprisa en proporción a su peso, y durante dos mil años casi nadie lo comprobó. En 1586 el ingeniero flamenco Simon Stevin y su amigo Jan de Groot dejaron caer dos bolas de plomo, una diez veces más pesada que la otra, desde unos diez metros en una torre de iglesia de Delft, y oyeron un solo golpe contra las tablas. Galileo Galilei, entonces un joven profesor en Pisa, llegaba a la misma conclusión por razonamiento: ata una piedra ligera a una pesada y la regla de Aristóteles se contradice a sí misma.

La famosa demostración desde la Torre de Pisa aparece solo en una biografía escrita por su ayudante Vincenzo Viviani décadas después, y los historiadores de la ciencia dudan de que ocurriera. Lo que Galileo hizo con certeza fue más lento y más ingenioso. La caída libre es demasiado rápida para los instrumentos de 1600, así que la diluyó. Talló una ranura recta en una viga de madera de unos doce codos, la forró con pergamino pulido, la inclinó y dejó rodar una bola de bronce, cronometrándola con un reloj de agua: el agua corría de un depósito a un vaso mientras duraba la bajada y luego se pesaba. Describió el trabajo en una carta a Paolo Sarpi en 1604 y lo publicó en 1638 en los Discursos sobre dos nuevas ciencias, escritos bajo arresto domiciliario.

El resultado fue un patrón. En la primera unidad de tiempo la bola recorría una unidad de distancia; en la segunda, tres; en la tercera, cinco; en la cuarta, siete. Los números impares suman cuadrados, 1, 4, 9, 16, de modo que la distancia recorrida crece como el cuadrado del tiempo. La bola no se movía a velocidad constante sino con aceleración constante, y la aceleración era la misma fuera cual fuera el peso de la bola. Inclinar más el plano aumentaba la aceleración sin cambiar la ley, así que el límite vertical, la caída libre, también debía obedecerla. Cerca de la superficie terrestre esa aceleración es de 9,8 metros por segundo cada segundo.

¿Sabías que en agosto de 1971 el astronauta del Apolo 15 David Scott dejó caer a la vez un martillo de geólogo y una pluma de halcón en la Luna, donde no hay aire, y ambos tocaron el polvo en el mismo instante, en directo por televisión?

El aire es la única razón de que una pluma planee. Su resistencia crece con la velocidad hasta equilibrar la atracción de la gravedad, por lo que un paracaidista deja de acelerar a una velocidad terminal de unos 55 metros por segundo y una gota de lluvia a unos pocos metros por segundo. Quita el aire, como hizo Robert Boyle con su bomba en 1660, y una pluma y una moneda soltadas dentro del vidrio caen juntas.

El don más profundo de Galileo fue el método: idealizar el problema, prescindir del aire, medir lo que puede medirse y dejar que las matemáticas describan el resto. Cada experimento de este libro desciende de una bola de bronce rodando por una ranura.

Newton's Three Laws

En 1684 el astrónomo Edmond Halley cabalgó hasta Cambridge para hacerle a Isaac Newton una pregunta que tenía atascada a la Royal Society: ¿qué trayectoria seguiría un planeta si el Sol tirara de él con una fuerza que disminuyera con el cuadrado de la distancia? Newton dijo que ya lo había resuelto, una elipse, pero que no encontraba el papel. Halley lo convenció de escribirlo, pagó la impresión de su bolsillo y el 5 de julio de 1687 apareció Philosophiae Naturalis Principia Mathematica. Sus primeras páginas enuncian tres leyes del movimiento que aún gobiernan cada puente, cohete y bola de billar.

La primera ley dice que un cuerpo mantiene su estado de reposo o de movimiento rectilíneo uniforme a menos que actúe sobre él una fuerza. Es la inercia, y fue la difícil, porque la experiencia cotidiana dice lo contrario: el carro se para cuando se para el caballo. Galileo había visto que el rozamiento era la fuerza oculta; Descartes había enunciado el principio en 1644; Newton lo convirtió en cimiento. Un disco sobre una pista sin rozamiento se deslizaría para siempre. Una nave que viaja entre planetas no necesita motor alguno.

La segunda ley dice que una fuerza cambia el movimiento de un cuerpo en proporción a su magnitud y en la dirección en que empuja. Newton la escribió en términos de cambio de cantidad de movimiento; la forma escolar, fuerza igual a masa por aceleración, F = ma, la dio Leonhard Euler en 1750. Empuja el doble de fuerte y acelerarás el doble; empuja un cuerpo el doble de pesado y acelerará la mitad. La unidad de fuerza, el newton, es la que acelera un kilogramo a un metro por segundo cada segundo, más o menos el peso de una manzana.

La tercera ley dice que las fuerzas vienen en parejas: cuando un cuerpo empuja a otro, el segundo empuja al primero con igual fuerza y sentido contrario. El rifle retrocede cuando sale la bala; la Tierra sube una cantidad imperceptible al encuentro de una piedra que cae; un cohete asciende lanzando sus gases hacia abajo y no necesita aire contra el que empujar, por lo que funciona en el espacio.

¿Sabías que la historia de la manzana procede del propio Newton, que se la contó de viejo a William Stukeley en 1726, diciendo que vio caer una en el jardín de su madre en Woolsthorpe y se preguntó por qué caía recta, no que le golpeara en la cabeza?

Las leyes se comprobaron con precisión creciente. En 1784 George Atwood, en Cambridge, colgó dos masas casi iguales de una polea de modo que la gravedad quedara casi cancelada y la aceleración pudiera cronometrarse a ojo, confirmando directamente la segunda ley. Hoy se comprueban con exactitud extraordinaria siguiendo naves espaciales y con los retrorreflectores láser que dejaron en la Luna los astronautas del Apolo, que miden su distancia con error de pocos milímetros.

Las leyes de Newton solo fallan en los extremos: cerca de la velocidad de la luz, donde toma el relevo la relatividad de Einstein, y a escala atómica, donde manda la mecánica cuántica. En todo lo que hay en medio, desde un cinturón que se bloquea en un choque hasta los 7,7 kilómetros por segundo de un satélite, bastan las tres frases de 1687.

Universal Gravitation

La idea de la ley de la gravitación universal de Newton es que la fuerza que atrae una manzana al suelo es la misma que mantiene a la Luna en su órbita, y que actúa entre cada par de masas del universo. La atracción es proporcional al producto de las dos masas y disminuye con el cuadrado de la distancia entre ellas: dobla la distancia y la fuerza cae a un cuarto. Newton lo comprobó con la Luna. La Luna está sesenta veces más lejos del centro de la Tierra que la manzana, así que debería caer 3.600 veces más despacio, y así es: unos 1,4 milímetros cada segundo, justo lo necesario para que siga curvándose alrededor de la Tierra en lugar de salir en línea recta.

Ese cálculo, publicado en los Principia en 1687, explicaba las órbitas elípticas de Kepler, las mareas, el abultamiento de la Tierra en el ecuador y las trayectorias de los cometas. En 1705 Edmond Halley lo usó para predecir que el cometa de 1682 regresaría en 1758. Apareció la noche de Navidad de 1758, dieciséis años después de su muerte.

Pero la ley de Newton contenía un número que nadie conocía: la constante de gravitación, G, la intensidad de la atracción entre dos masas de un kilogramo a un metro de distancia. Es diminuta, y medirla significaba detectar la gravedad de una bola de plomo en una habitación. El aparato lo diseñó el clérigo John Michell y, tras su muerte, lo reconstruyó en 1797 Henry Cavendish, un químico adinerado y dolorosamente tímido, en un cobertizo de Clapham, al sur de Londres. Una varilla de madera de 1,8 metros con una pequeña bola de plomo en cada extremo colgaba de un hilo fino. Dos esferas de plomo de 158 kilogramos se acercaron a las bolas pequeñas, y su gravedad torció el hilo un pelo. Cavendish leyó la torsión con un telescopio desde fuera de la sala, para que el calor de su propio cuerpo no agitara el aire, y publicó en 1798. Expresó su resultado como la densidad de la Tierra, 5,45 veces la del agua, con un error inferior al uno por ciento respecto al valor moderno. La Tierra, se deducía, pesa unos seis mil trillones de toneladas.

¿Sabías que la atracción gravitatoria entre dos personas separadas un metro es de una cienmilmillonésima parte de su peso, y que la gravedad gobierna el cosmos solo porque se suma, y nunca se cancela, a lo largo de planetas enteros?

El alcance de la ley se volvió espectacular. En 1846 Urbain Le Verrier, en París, calculó a partir de las irregularidades de la órbita de Urano dónde debía estar un planeta desconocido; Johann Galle, en Berlín, encontró Neptuno a menos de un grado del lugar predicho la misma noche en que llegó la carta. La misma ley guía toda nave espacial.

Hoy G se conoce con una precisión de una parte en cincuenta mil, todavía la constante fundamental medida con menos exactitud, y los físicos siguen discutiendo las discrepancias entre laboratorios. La propia ley de Newton resultó ser una soberbia aproximación a la relatividad general de Einstein, que sustituye la atracción por un espacio-tiempo curvo. Para la manzana, la Luna y las sondas que abandonan el sistema solar, la fórmula de 1687 sigue siendo todo lo que hace falta.

Friction

Frótate las manos y se calientan. Pisa el freno a fondo y el coche se detiene. Intenta empujar un armario y se resiste, y de pronto cede. Las tres cosas son rozamiento, la fuerza que se opone al deslizamiento entre dos superficies en contacto, y es a la vez la fuerza más familiar de la vida diaria y una de las últimas en entenderse a escala de átomos.

Sus leyes se escribieron dos veces. Leonardo da Vinci, en cuadernos de hacia 1493, deslizó bloques sobre mesas y anotó que la resistencia era proporcional a la carga que apretaba las superficies y no dependía de lo grande que fuera el área de contacto. Nunca lo publicó. Doscientos años después, en 1699, el físico francés Guillaume Amontons redescubrió ambas reglas y las presentó a la Academia de Ciencias de París, y en 1785 Charles-Augustin de Coulomb, en un ensayo premiado sobre el rozamiento en cuerdas y máquinas para la armada francesa, añadió una tercera: para superficies que deslizan, la fuerza es casi independiente de la velocidad. También dejó clara la diferencia entre el rozamiento estático, que hay que vencer para iniciar un movimiento, y el rozamiento cinético, menor, que se opone a él una vez en marcha. Por eso el armario da un tirón.

Las reglas se resumen en un solo número, el coeficiente de rozamiento, que es la razón entre la fuerza de rozamiento y la carga. El caucho sobre asfalto seco puntúa alrededor de 0,8, por lo que los neumáticos agarran; el mismo caucho sobre hielo mojado, alrededor de 0,1; el acero sobre hielo, en torno a 0,03, por lo que los patines deslizan; y el teflón sobre teflón, unos 0,04, el más bajo de todos los sólidos, por lo que recubre las sartenes.

¿Sabías que dos bloques de acero pulido se tocan en tan pocos puntos que su área real de contacto suele ser menos de una diezmilésima de la aparente, y que el resto es aire?

Por qué no importa el área desconcertó a los físicos hasta las décadas de 1930 y 1940, cuando Frank Philip Bowden y David Tabor, en Cambridge, demostraron con mediciones eléctricas que incluso una superficie pulida como un espejo es, a escala de micrómetros, una cordillera. Dos superficies solo se encuentran en las puntas de sus picos más altos, las asperezas, que se aplastan hasta poder soportar la carga. Aprieta más y más picos entran en contacto, así que el área real de contacto crece en proporción a la carga mientras el área aparente es irrelevante. El rozamiento es la fuerza necesaria para cizallar esas diminutas uniones soldadas. La lubricación funciona haciendo flotar las superficies sobre una película de aceite, un efecto que Osborne Reynolds explicó matemáticamente en 1886 y que mantiene vivo cada cojinete de motor.

El rozamiento es hoy objeto de una ciencia, la tribología, con un peso económico a su altura: un estudio de 2017 estimó que vencerlo consume alrededor de una quinta parte de la energía mundial. Los ingenieros lo reducen con rodamientos de bolas, recubrimientos similares al diamante y colchones de aire, y lo aprovechan en frenos, embragues y suelas de zapatos. Una fuerza que Leonardo conocía sigue descubriéndose.

Pressure and Fluids

La presión es fuerza repartida sobre un área, y en un fluido empuja por igual en todas direcciones. El aire que tienes encima pesa unas diez toneladas por metro cuadrado, y no lo notas porque la misma presión empuja hacia arriba, hacia los lados y desde dentro. Que el aire pesa algo se descubrió en una sola década del siglo XVII, por hombres que intentaban entender por qué una bomba no podía elevar el agua más de unos diez metros.

En 1643 Evangelista Torricelli, el último ayudante de Galileo, llenó de mercurio un tubo de vidrio de un metro, lo invirtió sobre una cubeta y vio bajar la columna hasta quedar a unos 760 milímetros, dejando un espacio vacío encima. Nada tiraba del mercurio hacia arriba, razonó; el peso de la atmósfera sobre la cubeta lo sostenía, y el espacio de arriba era un vacío. «Vivimos sumergidos en el fondo de un océano de aire», escribió más tarde. El aparato era el barómetro, y la altura de la columna, 760 milímetros de mercurio, sigue siendo una manera de escribir la presión atmosférica normal, definida hoy como 101.325 pascales.

Blaise Pascal vio la prueba. Si la columna la sostiene el peso del aire, debería haber menos aire, y una columna más corta, en una montaña. El 19 de septiembre de 1648 su cuñado Florin Périer subió un barómetro a la cima del Puy de Dôme, en el centro de Francia, unos mil metros por encima de la ciudad de Clermont, y vio caer el mercurio más de ocho centímetros. Pascal enunció después el principio que lleva su nombre: la presión aplicada a un fluido encerrado se transmite sin disminución a todo él, por lo que un gato hidráulico permite a una mano levantar un camión y los frenos de un coche funcionan.

¿Sabías que en 1654 Otto von Guericke, alcalde de Magdeburgo, extrajo el aire de dos hemisferios de cobre ajustados e hizo que dos tiros de caballos intentaran separarlos, y que la atmósfera aguantó y los hemisferios solo se separaron cuando dejó entrar el aire de nuevo?

Robert Boyle, en Oxford, con su ayudante Robert Hooke, construyó una bomba mejor y en 1662 publicó la ley de que la presión de un gas aumenta cuando su volumen disminuye. Daniel Bernoulli, en Basilea, demostró en 1738 que en un fluido en movimiento la presión baja donde la velocidad sube, el principio del atomizador de perfume y parte de la historia del ala. La presión también crece con la profundidad: cada diez metros de agua de mar añaden otra atmósfera, así que la fosa de las Marianas, a once kilómetros, presiona con unas 1.100 atmósferas, y los sumergibles que la alcanzan llevan a sus tripulaciones en esferas de titanio o de vidrio grueso.

La presión se mide ahora en todas partes. Un manguito de tensión marca 120 sobre 80 en los milímetros de mercurio de Torricelli; un mapa del tiempo traza líneas de igual presión para predecir tormentas; un neumático guarda unas dos atmósferas por encima del aire exterior; una olla a presión eleva el punto de ebullición del agua a 120 °C. El océano de aire que describió Torricelli se sigue pesando, cada hora, en todas las estaciones meteorológicas de la Tierra.

Buoyancy and Flight

Un barco de acero flota, un clavo de acero se hunde, y un avión de 560 toneladas despega de una pista sin más apoyo que el aire. Las tres cosas se reducen al mismo principio: un fluido empuja con más fuerza la parte inferior de un objeto que la superior, y si la diferencia supera el peso del objeto, este sube.

Arquímedes de Siracusa resolvió el caso de la flotación hacia el 250 a. C. en Sobre los cuerpos flotantes. Un cuerpo en un fluido recibe un empuje hacia arriba igual al peso del fluido que desaloja. Un clavo desaloja un dedal de agua, que pesa mucho menos que el clavo; un casco desaloja cientos de toneladas de agua, más que el barco, así que el barco sube hasta que el agua desalojada equilibra exactamente su peso. La historia de que gritó «¡Eureka!» y salió desnudo del baño tras darse cuenta de que así podía comprobar la pureza de la corona de un rey la contó el arquitecto romano Vitruvio dos siglos después; Galileo, entre otros, dudó de que el método descrito fuera lo bastante sensible. El principio de flotación, sin embargo, es exacto, y por eso suben los globos de aire caliente: el globo de los hermanos Montgolfier de 1783 desalojaba aire frío que pesaba más que el aire caliente de dentro junto con la envoltura y los pasajeros.

La sustentación de un ala es la misma fuerza en un fluido en movimiento. En 1799 George Cayley, en Yorkshire, estableció las cuatro fuerzas del vuelo, sustentación, peso, empuje y resistencia, y comprendió que un ala fija podía sustentar mientras un motor aparte empujaba. Otto Lilienthal, en Berlín, hizo unos dos mil planeos en la década de 1890 y publicó tablas de sustentación para alas curvas; murió en un accidente en 1896. Wilbur y Orville Wright, fabricantes de bicicletas en Dayton, Ohio, encontraron sus cifras poco fiables y a finales de 1901 construyeron un túnel de viento, una caja de madera de 1,8 metros con un ventilador, en el que probaron unas doscientas alas en miniatura sobre una balanza delicada. Los datos correctos les dieron un ala que funcionaba. El 17 de diciembre de 1903, en Kitty Hawk, Carolina del Norte, el Flyer se elevó durante doce segundos y 36 metros.

¿Sabías que la explicación popular de que el aire sobre un ala curva debe «alcanzar» al aire de debajo es falsa, que el humo en un túnel de viento muestra que el aire de arriba llega antes al borde de salida, y que los aviones de papel con alas planas vuelan perfectamente?

Lo que ocurre en realidad es que un ala ligeramente inclinada contra el flujo desvía el aire hacia abajo. Por la tercera ley de Newton, el aire empuja el ala hacia arriba; de forma equivalente, el aire que fluye por encima se acelera y su presión baja, como describió Bernoulli, mientras el aire de debajo se frena y su presión sube. Las dos descripciones son la misma física vista desde dos lados, y las matemáticas del flujo circulante en torno a un ala las desarrollaron Martin Kutta en Alemania y Nikolái Zhukovski en Rusia entre 1902 y 1906.

La misma física levanta un helicóptero, empuja un velero contra el viento, hace girar un aerogenerador y hace que un balón con efecto se desvíe. Con dos mil años de diferencia, la bañera y el túnel de viento medían el mismo empuje.

Momentum and Collisions

La cantidad de movimiento es masa por velocidad, y en cualquier colisión la cantidad de movimiento total de los cuerpos que chocan es la misma después que antes. Un camión de diez toneladas a paso de peatón lleva la misma cantidad de movimiento que un coche de una tonelada a diez veces esa velocidad. La regla vale para bolas de billar, galaxias y las partículas de un acelerador, y es una de las pocas leyes de la física sin excepción conocida.

Se resolvió por concurso. En 1668 la recién fundada Royal Society de Londres pidió las leyes del choque, y en pocos meses llegaron tres respuestas: del matemático John Wallis, del arquitecto Christopher Wren y, desde La Haya, de Christiaan Huygens. Wallis trató los choques blandos, en los que los cuerpos quedan pegados; Wren y Huygens los duros, que rebotan. Huygens lo había resuelto años antes imaginando el choque visto desde una barca que se deslizaba a velocidad constante junto a la orilla de un canal, un uso temprano de la idea de que las leyes de la física son las mismas para cualquier observador en movimiento uniforme. Los tres coincidieron en que la cantidad de movimiento, masa por velocidad contando la dirección, se conservaba. Newton la incorporó a los Principia en 1687 como consecuencia de su tercera ley: dos cuerpos que chocan se empujan con igual fuerza y sentido contrario, así que lo que uno gana lo pierde el otro.

La demostración clásica es la fila de bolas de acero colgadas de hilos conocida como péndulo de Newton, que el físico francés Edme Mariotte mostraba a la Academia en la década de 1670. Levanta una bola y suéltala; una bola sale despedida en el otro extremo y las del medio apenas se mueven. Levanta dos y salen dos. La cantidad de movimiento recorre la fila como una onda de compresión, y el patrón es fijo porque tanto la cantidad de movimiento como, en un choque duro, la energía cinética deben conservarse a la vez.

¿Sabías que en 1930 Wolfgang Pauli propuso el neutrino, una partícula invisible que nadie había detectado, solo porque la cantidad de movimiento y la energía parecían perderse en la desintegración beta, y que se encontró en 1956?

En un choque blando la energía cinética no se conserva; se convierte en calor y deformación, mientras la cantidad de movimiento sí lo hace. Esa distinción salva vidas. Un coche que choca contra un muro debe perder toda su cantidad de movimiento, y la fuerza sobre los ocupantes depende de lo deprisa que ocurra, porque la fuerza es el ritmo de cambio de la cantidad de movimiento. La zona de deformación, patentada por el ingeniero húngaro Béla Barényi en Mercedes-Benz en 1952, alarga el choque de unos milisegundos a una décima de segundo y reduce la fuerza en el mismo factor; los cinturones que se estiran y los airbags que se deshinchan hacen el mismo trabajo para el cuerpo que va dentro.

Los cohetes son la ley al revés. El gas caliente lanzado hacia atrás a tres o cuatro kilómetros por segundo lleva cantidad de movimiento, y el cohete gana la misma hacia delante; Konstantin Tsiolkovski escribió la ecuación en 1903. Cada lanzamiento de satélite, cada retroceso de un arma y cada placaje en un campo de rugby los decide la respuesta que tres hombres enviaron a la Royal Society en 1668.

Circular Motion and Orbits

Haz girar una piedra atada a una cuerda y la cuerda tira hacia dentro todo el tiempo; suéltala y la piedra sale en línea recta, no hacia fuera. Un cuerpo que se mueve en círculo está acelerando constantemente hacia el centro, y algo debe proporcionar ese tirón. Newton lo llamó fuerza centrípeta, y las matemáticas, resueltas por Christiaan Huygens en 1659 y publicadas en 1673, dicen que la fuerza necesaria crece con el cuadrado de la velocidad y disminuye con el radio. Toma una curva al doble de velocidad y los neumáticos deben agarrar cuatro veces más.

El gran salto de Newton fue ver que una órbita no es más que una caída que falla una y otra vez. En Tratado del sistema del mundo, escrito en la década de 1680 y publicado en 1728, imaginó un cañón en una montaña altísima. Disparada con suavidad, la bala cae cerca. Disparada con más fuerza, cae más lejos, porque la superficie de la Tierra se curva bajo ella. Disparada a unos ocho kilómetros por segundo, la bala cae hacia la Tierra exactamente tan deprisa como el suelo se curva, y nunca aterriza. La Luna es una bala así. Cae hacia la Tierra unos 1,4 milímetros cada segundo, y en ese mismo segundo su movimiento lateral la lleva un kilómetro, de modo que ambos trazan un círculo.

Los números se confirmaron el 4 de octubre de 1957, cuando el Sputnik 1 soviético alcanzó la órbita a unos 7,8 kilómetros por segundo y dio la vuelta al planeta cada 96 minutos. La Estación Espacial Internacional, a 400 kilómetros de altura, se mueve a 7,66 kilómetros por segundo y completa una órbita en 93 minutos. Los astronautas de dentro no están fuera del alcance de la gravedad; a esa altura aún tiene el noventa por ciento de su intensidad en la superficie. Flotan porque ellos y su estación caen juntos, y nada los aprieta contra el suelo.

¿Sabías que el escritor de ciencia ficción Arthur C. Clarke propuso en 1945 que un satélite a 35.786 kilómetros sobre el ecuador orbitaría en exactamente un día y parecería inmóvil en el cielo, y que el cinturón geoestacionario lleva hoy cientos de ellos?

Las órbitas más altas son más lentas. A 35.786 kilómetros un satélite tarda 24 horas, lo mismo que la rotación de la Tierra, por lo que una antena de televisión puede apuntar a un punto fijo del cielo. Supera los 11,2 kilómetros por segundo desde la superficie y ninguna órbita se cierra; el cuerpo escapa. Las sondas Voyager cruzaron esa línea en 1977 y hoy abandonan el sistema solar.

El movimiento circular está en todas partes, más cerca de casa. El tambor de una lavadora aprieta la ropa contra su pared y deja salir el agua por los agujeros; un centrifugador de ensalada hace lo mismo. Una centrifugadora que gira a miles de revoluciones por minuto separa la sangre en plasma y células, o los isótopos del uranio por su minúscula diferencia de masa. Y cada vez que un coche toma una curva y te sientes empujado contra la puerta, es la puerta la que te empuja por la curva mientras tu cuerpo intenta, como exige la primera ley de Newton, seguir recto.

Levers, Pulleys and Gears

«Dadme un punto de apoyo y moveré la Tierra». La frase atribuida a Arquímedes, recogida por Pappus de Alejandría seis siglos después, es un alarde sobre la palanca, y es físicamente correcta. Una barra rígida que gira sobre un punto de apoyo multiplica la fuerza en proporción a las longitudes de sus dos brazos: empuja hacia abajo un brazo diez veces más largo que el otro y levantarás diez veces tu esfuerzo, aunque tendrás que empujar diez veces más lejos. Según Plutarco, Arquímedes se lo demostró al rey Hierón de Siracusa arrastrando él solo un barco cargado por la playa con un sistema de cuerdas y poleas, hacia el 250 a. C.

Ese intercambio es el secreto de toda máquina simple. Fuerza por distancia es trabajo, y ninguna máquina entrega más trabajo del que recibe; solo cambia una fuerza grande en una distancia corta por una fuerza pequeña en una distancia larga, o al revés. Herón de Alejandría enumeró cinco máquinas así en el siglo I: la palanca, la rueda con eje, la polea, la cuña y el tornillo. La razón entre la carga levantada y el esfuerzo aplicado es la ventaja mecánica. Una carretilla es una palanca con el apoyo en la rueda; unas pinzas son una palanca que trabaja al revés, cambiando fuerza por delicadeza; un antebrazo humano también lo es, con el codo como apoyo y el bíceps tirando muy cerca, por lo que la mano se mueve deprisa pero no puede levantar mucho.

Una polea redirige una cuerda; un aparejo con varias poleas reparte la carga entre varios tramos de ella. Con cuatro cuerdas sosteniendo la carga, cada una lleva un cuarto del peso y la mano tira de cuatro metros de cuerda por cada metro que sube la carga. El gancho de una grúa torre moderna corre sobre varios ramales de cable exactamente por la misma razón.

¿Sabías que el mecanismo de Anticitera, recuperado de un naufragio en 1901 y datado hacia el 100 a. C., contiene al menos treinta engranajes de bronce tallados a mano para reproducir los movimientos del Sol, la Luna y los planetas, mil años antes que cualquier otro dispositivo de engranajes conocido?

Los engranajes son palancas que no dejan de girar. Dos ruedas engranadas cambian velocidad por par en la razón de sus dientes: un piñón de diez dientes que mueve una rueda de treinta gira tres veces por cada vuelta de la otra y le transmite el triple de fuerza de giro. Relojes, molinos, coches y la caja de cambios de un aerogenerador, que eleva las lentas veinte vueltas por minuto del rotor a las mil quinientas del generador, son la barra de Arquímedes doblada en círculo.

El rozamiento se lleva su parte, así que las máquinas reales devuelven algo menos de trabajo del que reciben, y el viejo sueño de una máquina que devuelve más de lo que toma, el movimiento perpetuo, viola la regla que Herón nunca llegó a enunciar y Galileo sí. El punto de apoyo nunca se encontró. La palanca, la polea y el engranaje siguen moviendo el mundo, pedazo a pedazo.

Chaos and the Limits of Prediction

Las leyes de Newton prometían que, sabiendo dónde está todo y a qué velocidad se mueve, se podría calcular el futuro. Pierre-Simon Laplace lo dijo en 1814. La promesa es cierta e inútil a la vez, porque en la mayoría de los sistemas reales el menor error en el punto de partida crece hasta que la predicción no vale nada. Ese descubrimiento es el caos, y no vino de leyes nuevas sino de las viejas, calculadas con cuidado.

La primera advertencia fue de Henri Poincaré. En 1890, intentando demostrar la estabilidad del sistema solar para un premio ofrecido por el rey de Suecia, descubrió que tres cuerpos que se atraen según la ley de Newton podían seguir trayectorias de una complejidad desconcertante, en las que un cambio minúsculo al principio producía un resultado completamente distinto. La idea permaneció dormida setenta años.

Despertó en un modelo meteorológico. En el invierno de 1961 Edward Lorenz, meteorólogo del Instituto Tecnológico de Massachusetts, ejecutaba una atmósfera simplificada de doce ecuaciones en un ordenador Royal McBee LGP-30, programado con la ayuda de Ellen Fetter y Margaret Hamilton. Queriendo repasar un cálculo, tecleó los números de una impresión, que mostraba tres decimales, en lugar de los seis que la máquina guardaba: 0,506 en vez de 0,506127. El nuevo tiempo siguió al antiguo un rato y luego divergió hasta que los dos eran irreconocibles. La diferencia de una parte en cinco mil había crecido hasta llenar todo el sistema. Lorenz publicó Deterministic Nonperiodic Flow en 1963, con tres ecuaciones cuyas soluciones trazan una forma parecida a un par de alas de mariposa, hoy llamada atractor de Lorenz. En 1972 dio una charla cuyo título, sugerido por un colega, preguntaba si el aleteo de una mariposa en Brasil podía desencadenar un tornado en Texas, y el efecto mariposa tuvo su nombre.

¿Sabías que Lorenz no dijo que la mariposa cause el tornado, sino que la atmósfera no puede conocerse con la precisión suficiente para saber qué pequeña perturbación hizo qué, por lo que los pronósticos tienen un horizonte de unas dos semanas por buenos que sean los ordenadores?

Durante los años setenta el patrón apareció en todas partes. El biólogo Robert May mostró en 1976 que una ecuación de una línea para una población animal podía pasar de estable a oscilante y a caótica al subir un solo número. Mitchell Feigenbaum, en Los Álamos, descubrió que la ruta al caos por duplicación de períodos obedece a una constante universal, 4,669, la misma para grifos que gotean, circuitos electrónicos y latidos del corazón. David Ruelle y Floris Takens acuñaron el término atractor extraño en 1971, y los fractales de Benoît Mandelbrot aportaron la geometría.

El caos puso límites y luego enseñó a trabajar dentro de ellos. Los servicios meteorológicos ejecutan hoy un conjunto de cincuenta pronósticos desde puntos de partida ligeramente distintos e informan de hasta dónde coinciden, un método que el Centro Europeo de Predicción a Plazo Medio adoptó en 1992. Las leyes siguen siendo las de Newton. El futuro sigue estando determinado. Simplemente no es, más allá de cierto punto, predecible.

¿Qué es la energía?

Pregunte a un físico qué es la energía y puede que reciba un honesto encogimiento de hombros. Richard Feynman decía a sus alumnos que la física «no sabe qué es la energía»: solo conoce un número que puede calcularse para cualquier sistema y que nunca cambia mientras dentro ocurren cosas. Ese es el corazón de la idea. La energía es la cantidad con la que se paga el cambio. Levante una piedra, hierva una tetera, dispare una neurona o lance un cohete, y una suma fija debe entregarse, retirada de una cuenta y abonada en otra. Las formas difieren: movimiento, altura, calor, enlaces químicos, muelles tensados, luz, el núcleo de un átomo. La moneda es la misma.

La idea tardó dos siglos en asentarse. En 1686 Gottfried Leibniz sostuvo que la «fuerza viva» de un cuerpo en movimiento, su vis viva, era su masa por el cuadrado de su velocidad, y no simplemente masa por velocidad como defendían los cartesianos. La prueba decisiva llegó en Leiden hacia 1722, cuando Willem 's Gravesande dejó caer bolas de latón sobre arcilla blanda desde distintas alturas. Una bola al doble de velocidad hacía un hoyo cuatro veces más hondo, no dos. Émilie du Châtelet, desde Cirey, en Francia, repitió y difundió el resultado en sus Institutions de physique de 1740, y fue su relato el que ganó la discusión en toda Europa.

La palabra la eligió en 1807 Thomas Young, en sus conferencias en la Royal Institution de Londres, tomando el griego energeia, «actividad». Gaspard-Gustave Coriolis aportó en 1829 la definición moderna de trabajo, fuerza por distancia, y fijó el factor un medio de la fórmula de la energía cinética, ½mv². La unidad, el julio, se adoptó en 1889 en honor de James Joule, que había demostrado que el calor también pertenecía al libro de cuentas.

Un julio es poca cosa. Levantar una manzana un metro cuesta alrededor de un julio. Una tostada almacena unos 300 000 julios de energía química, suficientes para elevar esa manzana a la altura del Everest treinta veces. Un coche familiar a velocidad de autopista lleva unos 700 000 julios de energía cinética, y por eso existen las zonas de deformación. La luz solar llega a lo alto de la atmósfera a 1361 julios por segundo en cada metro cuadrado, y un solo rayo libera unos mil millones de julios en unas milésimas de segundo.

¿Sabías que Thomas Young, quien dio a «energía» su sentido científico, hizo también los primeros avances serios en el desciframiento de la piedra de Rosetta?

Hoy el libro de cuentas de la energía se lleva en todas partes: en los kilovatios hora de la factura de la luz, en las kilocalorías de la caja de cereales, en los megajulios que un ingeniero exprime de un kilo de celdas de litio y en los julios por bit que deciden cuánto dura un teléfono. Nadie ha visto nunca la energía. Lo que vemos, siempre, es el recibo.

La conservación de la energía

La primera ley de la termodinámica es contabilidad con dientes: la energía puede cambiar de forma, pero nunca crearse ni destruirse. Viértala de movimiento a calor, de calor a vapor, de vapor a electricidad y de electricidad a luz, y el total final es igual al inicial. La ley parece obvia ahora. En 1840 ni siquiera estaba claro que el calor fuera una forma de energía. La mayoría de los químicos lo trataba aún como calórico, un fluido invisible que corría de los cuerpos calientes a los fríos y se conservaba por su cuenta.

La idea llegó por varios caminos a la vez. En 1842 Julius Robert Mayer, médico de a bordo alemán que había notado en los trópicos de Java que la sangre venosa de los marineros era inusualmente roja, razonó que sus cuerpos quemaban menos combustible con el calor, y publicó un artículo afirmando que calor y trabajo se intercambiaban a un tipo fijo. Hermann von Helmholtz dio al principio su forma matemática en Berlín en 1847. Pero fue un aficionado de Mánchester quien lo midió.

James Prescott Joule, hijo de un cervecero, tenía la paciencia de quien está acostumbrado a esperar a que fermente la cerveza. Desde 1843 construyó un aparato en el que unas pesas al caer hacían girar una rueda de paletas de latón dentro de un recipiente de cobre aislado y lleno de agua. Las pesas caían unos 1,6 metros; las subía y las soltaba de nuevo, veinte veces por tanda, mientras leía un termómetro hecho por encargo que se podía leer hasta la doscientosava parte de un grado Fahrenheit. El agua se calentaba apenas medio grado. En 1850 tenía su número: 772 libras-pie de trabajo elevaban un grado Fahrenheit una libra de agua. En unidades modernas son 4,15 julios por caloría, a menos del uno por ciento del valor actual de 4,184.

Cuando Joule presentó sus resultados en la British Association en Oxford en 1847, el presidente le pidió brevedad y la comunicación se encaminaba al silencio hasta que un joven William Thomson, el futuro lord Kelvin, se levantó y empezó a hacer preguntas. Ambos colaboraron toda la vida.

¿Sabías que la conservación de la energía no es un hecho bruto sino una consecuencia de la simetría? Emmy Noether demostró en 1918 que se sigue de que las leyes de la física sean las mismas hoy y mañana.

La ley se puso a prueba con más dureza donde parecía fallar. En los años veinte, los electrones expulsados por núcleos radiactivos llevaban menos energía de la esperada, y Niels Bohr estaba dispuesto a abandonar la conservación. Wolfgang Pauli propuso en cambio, en 1930, una partícula invisible que se llevaba la parte que faltaba. El neutrino se detectó en 1956 y las cuentas volvieron a cuadrar. Cada central eléctrica, cada recuento de calorías y cada capacidad de batería siguen descansando sobre el medio grado de Joule.

Calor y temperatura

Calor y temperatura no son lo mismo, y la diferencia tardó un siglo en precisarse. La temperatura mide con qué vigor se agitan las moléculas de una sustancia; el calor es energía en tránsito de un cuerpo más caliente a otro más frío. Una bañera de agua tibia contiene mucho más calor que una chispa de amoladora, pero la chispa está miles de grados más caliente. Toque el baño y estará cómodo; toque la chispa y se quemará solo un instante, porque hay muy poca.

Primero llegaron los termómetros fiables. En 1714 Daniel Gabriel Fahrenheit, un soplador de vidrio que trabajaba en Ámsterdam, selló mercurio en un tubo fino y produjo instrumentos que coincidían entre sí, cosa que ningún termómetro anterior había logrado. Anders Celsius, en Uppsala, propuso en 1742 una escala de cien grados entre la congelación y la ebullición del agua, aunque la puso al revés, con el cero en la ebullición; se invirtió tras su muerte. En 1848 William Thomson, el futuro lord Kelvin, argumentó que debía existir una temperatura mínima en la que cesa el movimiento molecular, y contó hacia arriba desde ella. Ese cero absoluto está a menos 273,15 grados Celsius.

Distinguir calor de temperatura fue obra de Joseph Black en Glasgow en la década de 1760. Black notó que un cubo de hielo fundiéndose se mantiene a cero grados durante horas mientras absorbe calor de la habitación sin parar. La energía iba a alguna parte sin subir la temperatura; lo llamó calor latente. Fundir un kilo de hielo requiere 334 kilojulios, y hervir un kilo de agua, 2260, más de cinco veces lo que costó llevarla de fría a hirviendo. Black halló también que distintas sustancias necesitan distintas cantidades de calor para subir un grado, su calor específico, y que el agua es inusualmente voraz.

Qué era en realidad el calor seguía abierto. La teoría dominante lo tenía por calórico, un fluido sin peso. En Múnich, en 1798, Benjamin Thompson, conde Rumford, espía y administrador nacido en América que supervisaba el taladrado de cañones de bronce, observó que una broca roma producía calor sin límite mientras los caballos siguieran girándola, bastante para hervir agua en dos horas y media. Un fluido que puede exprimirse sin fin no es un fluido. El calor, sostuvo, era movimiento.

¿Sabías que las moléculas de aire de una habitación cálida viajan a unos 500 metros por segundo, más rápido que una bala de fusil, y chocan miles de millones de veces por segundo?

La teoría cinética lo hizo preciso en la década de 1860, cuando James Clerk Maxwell y Ludwig Boltzmann mostraron que la temperatura mide la energía cinética media de las moléculas. Desde 2019 el kelvin se define fijando exactamente la constante de Boltzmann, de modo que la unidad de temperatura descansa ahora en la energía del movimiento molecular y no en ninguna propiedad del agua. Su termómetro clínico, su nevera y las torres de refrigeración de toda central funcionan sobre la distinción de Black.

Motores y termodinámica

Un motor térmico convierte calor en movimiento, y el primero útil se construyó para bombear agua de una mina de carbón inundada. La máquina atmosférica de Thomas Newcomen de 1712, instalada cerca de Dudley, en las Midlands inglesas, llenaba un cilindro de vapor, inyectaba agua fría para condensarlo y dejaba que la presión atmosférica empujara el pistón. Era lenta, enorme y derrochadora: apenas el uno por ciento del calor del carbón se convertía en trabajo útil. El condensador separado de James Watt, de 1765 y patentado en 1769, evitó enfriar y recalentar el cilindro en cada carrera y triplicó aproximadamente el rendimiento. Las máquinas de Watt movieron las fábricas y minas de la Revolución Industrial, y la unidad de potencia aún lleva su nombre.

Nadie sabía por qué los motores desperdiciaban tanto. La respuesta llegó de un joven ingeniero militar francés, Sadi Carnot, en un libro delgado de 1824, Réflexions sur la puissance motrice du feu. Carnot imaginó un motor ideal que recorría un ciclo sin fin: un gas que se expande a temperatura caliente, se expande más mientras se enfría, se comprime a temperatura fría y se comprime de nuevo hasta el inicio. Demostró que ningún motor entre dos temperaturas podía hacerlo mejor que ese, y que su rendimiento dependía solo de esas temperaturas. En términos modernos, la fracción máxima de calor convertida en trabajo es uno menos la temperatura fría dividida por la caliente, ambas en kelvin. Un motor alimentado con vapor a 550 grados Celsius y enfriado por un río a 25 nunca superará el 64 por ciento, sea cual sea su diseño.

Carnot murió de cólera en París en 1832, a los 36 años, y la mayoría de sus papeles se quemaron con sus pertenencias. Su libro se había vendido mal. Lo rescató Émile Clapeyron en 1834 y luego Rudolf Clausius en Alemania y William Thomson en Glasgow, que en 1850 y 1851 convirtieron la intuición de Carnot en la segunda ley de la termodinámica: el calor fluye por sí solo únicamente de lo caliente a lo frío, y ningún motor convierte todo el calor en trabajo. La primera ley dice que no se puede ganar; la segunda, que ni siquiera se puede empatar.

Los motores reales se han acercado desde entonces al techo de Carnot. El motor de gasolina de cuatro tiempos de Nikolaus Otto en 1876 y el de encendido por compresión de Rudolf Diesel en 1897 llevaron la combustión dentro del cilindro. Un motor de coche moderno convierte en movimiento alrededor de un tercio de la energía del combustible; el resto escapa por el radiador y el escape. Los motores térmicos más eficientes de la Tierra son las turbinas de gas de ciclo combinado, que pasan sus gases calientes por una planta de vapor y superan por poco el 60 por ciento.

¿Sabías que su nevera es un ciclo de Carnot en sentido inverso? Usa trabajo para bombear calor de lo frío a lo caliente, y por eso los serpentines de atrás están tibios.

El mismo ciclo, invertido, enfría la comida y calienta la casa. Una bomba de calor que traslada el calor del aire invernal a un salón entrega tres o cuatro julios de calor por cada julio de electricidad, el truco que Carnot describió sobre el papel antes de que nadie pudiera construirlo.

La entropía y la flecha del tiempo

Deje caer un vaso y se hace añicos; nunca se recompone. La leche removida en el café nunca se desmezcla. Y sin embargo toda ley del movimiento, de Newton a Schrödinger, funciona igual de bien hacia atrás. Filme un planeta en órbita y pase la cinta al revés: nada parece raro. Filme el vaso y rebobine: todos se ríen. La cantidad que distingue las dos películas es la entropía, y la razón de que siempre aumente es, en el fondo, aritmética.

Rudolf Clausius acuñó la palabra en 1865, del griego «transformación», para describir el calor que un motor desecha dividido por la temperatura a la que lo desecha. Su versión de la segunda ley era tajante: la entropía del universo tiende a un máximo. Pero la entropía de Clausius era una magnitud contable para ingenieros. Lo que significaba para los átomos lo resolvió Ludwig Boltzmann en Viena en 1877, en una fórmula grabada después en su lápida: S = k log W. La entropía es una constante por el logaritmo de W, el número de configuraciones microscópicas que se ven iguales desde fuera.

La fórmula convierte una ley de la naturaleza en cuestión de contar. Lance diez monedas. Hay una forma de sacar diez caras y 252 de sacar cinco caras y cinco cruces, así que un lanzamiento al azar tiene 252 veces más probabilidades de parecer mezclado que perfectamente ordenado. Lance ahora mil millones de billones de billones de moléculas, las de un vaso de agua, y la proporción se vuelve tan inmensa que «improbable» significa «nunca en la edad del universo». La leche fría y el café caliente se mezclan porque hay muchísimas más configuraciones mezcladas que separadas. Nada prohíbe a la leche volver a juntarse en una gota; simplemente está en minoría aplastante.

Arthur Eddington bautizó el efecto en 1927, la flecha del tiempo, y sostuvo que la entropía era la única ley de la física que apuntaba en un sentido. El enigma que queda es por qué el universo empezó en un estado tan ordenado que lleva desde entonces desordenándose. El plasma liso y caliente del cosmos primitivo, revelado por el fondo de microondas, fue un punto de partida de baja entropía cuyo origen los científicos aún debaten.

¿Sabías que la tumba de Boltzmann en el Cementerio Central de Viena lleva S = k log W, aunque la fórmula en esa forma exacta la escribió primero Max Planck?

Desde entonces la entropía se ha escapado de la física. Claude Shannon mostró en 1948 que la misma fórmula mide la información, con el bit como unidad, y Rolf Landauer halló en 1961 que borrar un bit debe liberar una cantidad mínima de calor, y por eso los centros de datos necesitan refrigeración. El demonio imaginario de James Clerk Maxwell, un diminuto clasificador que parecía capaz de burlar la segunda ley vigilando moléculas, fue exorcizado al fin por este hallazgo: para olvidar lo que ha visto, el demonio paga en entropía. El universo se agota porque hay más maneras de estar desordenado que ordenado, y el tiempo, hasta donde la física sabe, es la dirección en que se extiende el desorden.

¿Qué es la luz?

El primero en tratar la luz como algo que viaja fue Ibn al-Haytham, trabajando en El Cairo hacia 1021. Los autores griegos habían imaginado rayos que salían del ojo para palpar el mundo; al-Haytham mostró en su Libro de óptica que la luz sale de los objetos luminosos, rebota en todo lo demás y entra en el ojo en línea recta, y lo probó con una habitación a oscuras y un agujero diminuto, la cámara oscura, donde aparece en la pared del fondo una imagen invertida del exterior. Qué era esa cosa viajera siguió siendo la pregunta durante 900 años.

Isaac Newton pensaba que eran partículas. Su Óptica de 1704 describía la luz como un chorro de diminutos «corpúsculos» en línea recta, lo que explicaba con elegancia las sombras nítidas y la reflexión. Christiaan Huygens, en La Haya, había sostenido en su Tratado de la luz de 1690 que la luz era una onda que se propagaba en un medio invisible, y que cada punto de un frente de onda actuaba como fuente de una nueva ondulación. Durante un siglo la autoridad de Newton se impuso.

La prueba decisiva llegó en Londres entre 1801 y 1803. Thomas Young hizo pasar luz solar por un agujero diminuto y luego por dos rendijas muy próximas, y vio en la pantalla no dos franjas brillantes sino toda una serie: luz sumada a luz había producido oscuridad en bandas regulares. Solo las ondas hacen eso, anulándose donde la cresta encuentra el valle. Young midió la separación de las franjas y dedujo de ella la longitud de onda de la luz, cerca de media milésima de milímetro, cifra que sigue en pie. En París, en 1818, la matemática ondulatoria de Augustin Fresnel afrontó una prueba famosa: Siméon Poisson señaló que predecía un absurdo punto brillante en el centro mismo de la sombra de un objeto redondo. François Arago montó el experimento, y el punto estaba allí.

Qué ondulaba lo respondió James Clerk Maxwell en 1865. Sus ecuaciones de la electricidad y el magnetismo predecían ondas que viajaban a una velocidad calculada a partir de constantes eléctricas y magnéticas medidas en el laboratorio, y el número coincidía con la velocidad medida de la luz. La luz era una onda electromagnética, y Heinrich Hertz lo confirmó en 1887 produciendo ondas más largas con una chispa. La velocidad, 299 792 458 metros por segundo, está hoy fijada por definición y sirve para definir el metro.

¿Sabías que la palabra «fotón» la acuñó en 1926 el químico Gilbert Lewis, veintiún años después de que Einstein describiera la partícula que nombra?

Entonces volvieron las partículas. En 1905 Albert Einstein explicó por qué la luz que incide en un metal solo arranca electrones por encima de cierta frecuencia, por brillante que sea: la luz llega en paquetes de energía proporcionales a la frecuencia. Este efecto fotoeléctrico le valió el Nobel y hace funcionar cada panel solar y cada sensor de cámara. La luz es onda cuando viaja y partícula cuando aterriza. La lección de nueve siglos: un buen experimento vence a una gran autoridad.

El color y el espectro

En 1666, en su casa de Woolsthorpe mientras la peste cerraba Cambridge, Isaac Newton abrió un pequeño orificio en una contraventana, dejó caer un haz de sol sobre un prisma de vidrio y recogió el resultado en la pared opuesta de la habitación a oscuras, a veintidós pies. El haz se abrió en una franja alargada de color, roja en un extremo y violeta en el otro. Los prismas eran un juguete conocido; la explicación habitual era que el vidrio teñía la luz. La jugada decisiva de Newton, su experimentum crucis, fue pasar un solo color del abanico por un segundo prisma. El rojo siguió rojo. El vidrio no añadía nada. La luz blanca era una mezcla, y el prisma solo la ordenaba, desviando el violeta más que el rojo.

Informó del trabajo a la Royal Society en 1672 y nombró siete colores, rojo, naranja, amarillo, verde, azul, índigo y violeta, un recuento elegido para coincidir con las siete notas de la escala musical y no con nada que hubiera en la luz. El espectro es continuo. Lo que vemos depende del ojo: Thomas Young propuso en 1802, y Hermann von Helmholtz confirmó, que la retina tiene tres tipos de receptores de color, y en los años sesenta los fisiólogos midieron directamente los tres pigmentos de los conos, más sensibles hacia 420, 530 y 560 nanómetros. Cada pantalla que posee explota esto mezclando solo puntos rojos, verdes y azules.

El espectro resultó estar escrito. En 1802 William Hyde Wollaston notó huecos oscuros en el espectro solar, y en 1814 el vidriero bávaro Joseph von Fraunhofer, probando prismas para juzgar la calidad de su vidrio óptico, cartografió unas 570 finas líneas oscuras y etiquetó las más intensas con letras que aún se usan. Su significado llegó en Heidelberg en 1859, cuando Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen calentaron sales en la nueva llama limpia de Bunsen y miraron el resplandor a través de un prisma. Cada elemento producía su propio juego de líneas brillantes a longitudes de onda fijas, una huella dactilar. El par amarillo del sodio caía exactamente donde estaban las líneas D oscuras de Fraunhofer: la atmósfera del Sol contiene sodio, que absorbe los mismos colores que emitiría.

Había nacido la espectroscopia, y la primera cosecha llegó rápido. Bunsen y Kirchhoff descubrieron el cesio en 1860 y el rubidio en 1861 a partir de líneas que nadie había visto. En 1868 una línea amarilla del espectro solar no coincidía con ningún elemento conocido, y el helio recibió el nombre del Sol veintisiete años antes de hallarse en la Tierra.

¿Sabías que el índigo está en el arcoíris solo porque Newton quería siete colores para la escala musical? La mayoría de la gente no logra distinguirlo.

Hoy todo laboratorio de química, todo telescopio y todo satélite leen espectros. Los astrónomos saben de qué están hechas estrellas lejanas sin dejar el suelo, miden su velocidad por el desplazamiento de sus líneas y detectan ozono y agua en las atmósferas de planetas que orbitan otros soles. El orificio de Newton en la contraventana se ha convertido en la ventana más productiva de la ciencia.

Lentes, espejos y telescopios

Una lente es un trozo de material transparente tallado para que la luz se desvíe al entrar y al salir y acabe convergiendo en un punto. La regla de cuánto se desvía, la ley de la refracción, la escribió en Bagdad en 984 Ibn Sahl en un tratado sobre espejos y lentes ustorios, seis siglos antes de que Willebrord Snell, en Leiden, dedujera la versión que hoy lleva su nombre. Las piedras de lectura, cúpulas pulidas de cuarzo o vidrio apoyadas sobre la página, se usaban en los monasterios hacia el año 1000, y las gafas aparecieron en el norte de Italia hacia 1286, por lo que los retratos de eruditos empiezan a mostrarlas poco después.

El telescopio llegó por accidente y se extendió por rumor. En octubre de 1608 Hans Lippershey, fabricante de gafas de Middelburg, en los Países Bajos, solicitó una patente para un tubo con dos lentes que acercaba las cosas lejanas. La patente se denegó, porque otros reclamaban el mismo aparato, pero la noticia llegó a Venecia el verano siguiente. Galileo Galilei talló sus propias lentes, elevó el aumento de tres a unos veinte y en enero de 1610 apuntó el instrumento a Júpiter. Cuatro estrellitas cambiaban de posición noche tras noche; eran lunas, girando en torno a un mundo distinto de la Tierra. Johannes Kepler mejoró el diseño en 1611 con dos lentes convexas, el esquema de todo refractor desde entonces.

El vidrio tiene un defecto: desvía la luz azul más que la roja, de modo que una lente simple rodea cada objeto brillante de orlas de color. Isaac Newton decidió que el remedio era abandonar las lentes, y en 1668 construyó un telescopio cuyo elemento principal era un espejo metálico curvo de apenas tres centímetros. Un espejo refleja todos los colores por igual. El reflector se convirtió en el instrumento del astrónomo en cuanto pudieron fabricarse grandes espejos: el de 40 pies de William Herschel en Slough en 1789, el de 100 pulgadas de Monte Wilson, en California, en 1917, con el que Edwin Hubble descubrió que el universo se expande, y el de 200 pulgadas de Palomar en 1948.

Lo que un telescopio hace sobre todo no es aumentar sino recoger. Una pupila humana del todo abierta mide unos siete milímetros; el espejo del telescopio espacial Hubble mide 2,4 metros y recoge más de 100 000 veces más luz. El telescopio James Webb, lanzado en 2021, desplegó un espejo de 6,5 metros con dieciocho segmentos de berilio dorados a millón y medio de kilómetros de la Tierra, y el Telescopio Extremadamente Grande que se levanta en el desierto de Atacama, en Chile, tendrá un espejo de 39 metros en 798 piezas.

¿Sabías que la ley de la refracción se enunció en Bagdad en 984, seis siglos antes de Snell, en un manuscrito redescubierto solo en 1990?

Lentes y espejos también funcionan al revés, concentrando la luz en vez de recogerla. La misma óptica que revela galaxias escribe los circuitos de un microchip, donde las lentes proyectan patrones de unos pocos nanómetros, y corrige los ojos de mil millones de personas que, como los rivales holandeses de Galileo, simplemente quieren ver más lejos.

Los láseres

Un láser produce luz en la que todas las ondas marchan al paso: un solo color, una sola dirección, cresta alineada con cresta. La luz corriente, del Sol o de una bombilla, es una multitud saliendo de un estadio; la luz láser es un regimiento. El truco lo vio en 1917 Albert Einstein, que mostró que un átomo ya cargado con energía extra puede ser empujado por una onda de luz que pasa a liberar esa energía como una segunda onda idéntica. Lo llamó emisión estimulada, y el acrónimo lo recuerda: amplificación de luz por emisión estimulada de radiación.

Durante décadas fue una curiosidad, porque en cualquier material normal la mayoría de los átomos está en su estado de menor energía y absorbe luz en lugar de amplificarla. El avance fue bombear más átomos hacia arriba que hacia abajo, una «inversión de población», y luego hacer rebotar la luz entre dos espejos para que cada pasada estimulara más. Charles Townes lo logró primero con microondas y moléculas de amoníaco en la Universidad de Columbia en 1954, llamando máser al dispositivo. En 1958 Townes y Arthur Schawlow publicaron el diseño de una versión óptica. Un doctorando del mismo pasillo, Gordon Gould, había escrito «LASER» en su cuaderno el año anterior y lo había hecho certificar en una tienda de golosinas, inicio de una batalla de patentes de treinta años. En Moscú, Nikolái Básov y Aleksandr Prójorov habían llegado a los mismos principios por su cuenta y compartieron el Nobel de 1964 con Townes.

El primer láser que funcionó lo construyó Theodore Maiman en los Hughes Research Laboratories de Malibú, California, el 16 de mayo de 1960. El diseño era casi doméstico: una barra de rubí sintético del tamaño de una yema de dedo, con los extremos pulidos y plateados, envuelta en una lámpara de flash fotográfico en espiral. Al dispararse la lámpara, el rubí emitió un pulso de rojo profundo a 694,3 nanómetros. Laboratorios más grandes y mejor financiados habían sido batidos por un cristal y un flash. Physical Review Letters rechazó su artículo; Nature lo publicó en agosto.

En meses, Ali Javan, en Bell Labs, tenía el primer láser continuo, un tubo de helio-neón de brillo rojo anaranjado, y en 1962 siguieron los láseres de semiconductor, del tamaño de un grano de arena. La fama del láser como «una solución en busca de problema» no duró. El lector de códigos de barras llegó en 1974, el disco compacto en 1982, y la luz láser lleva hoy casi todo el tráfico de internet del mundo por fibra de vidrio, pulsando miles de millones de veces por segundo.

¿Sabías que la fuente de energía del primer láser era un flash de fotógrafo corriente, elegido porque era lo más brillante que Maiman podía comprar?

Hoy los láseres cortan acero y remodelan córneas, enfrían átomos a una milmillonésima de grado y miden la distancia a la Luna con precisión de milímetros rebotando en espejos que dejaron los astronautas del Apolo. Los observatorios LIGO que oyeron ondas gravitacionales en 2015 son interferómetros láser de cuatro kilómetros. Y en diciembre de 2022 los 192 haces de la National Ignition Facility, en California, comprimieron una cápsula de combustible hasta que la fusión liberó más energía de la que el láser aportó, 3,15 megajulios por 2,05: la primera vez en la Tierra.

Energía para un mundo que se calienta

La humanidad usa ya unos 600 exajulios de energía primaria al año, una cifra tan grande que hay que traducirla: son unos 190 000 kilovatios hora por segundo, y cerca de cuatro quintos proceden de quemar carbón, petróleo y gas. Esa quema libera casi 37 000 millones de toneladas de dióxido de carbono al año, y la concentración medida del gas en el aire, registrada sin pausa en Mauna Loa, en Hawái, desde que Charles Keeling empezó en 1958, ha superado las 420 partes por millón, más que en cualquier momento de al menos 800 000 años de registro en los hielos. La física de por qué esto calienta el planeta pertenece a un capítulo posterior. Este trata de las alternativas, y de cómo se descubrió cada una.

La más antigua es la luz solar convertida directamente en electricidad. En París, en 1839, Edmond Becquerel, de diecinueve años, experimentando en el laboratorio de su padre, halló que la luz sobre unos electrodos en una disolución conductora producía una pequeña corriente: el efecto fotovoltaico. Charles Fritts recubrió selenio con oro en Nueva York en 1883 y logró una celda que convertía menos del uno por ciento de la luz. La célula solar moderna nació en los Bell Laboratories de Nueva Jersey en 1954, cuando Daryl Chapin, Calvin Fuller y Gerald Pearson construyeron una celda de silicio con un seis por ciento de eficiencia. Los paneles comerciales superan hoy el veinte por ciento, las celdas multiunión de laboratorio han pasado del cuarenta y siete, y la fotovoltaica de silicio es la fuente de electricidad de crecimiento más rápido de la historia.

La energía eólica tiene su propio techo. En 1919 el físico alemán Albert Betz demostró que ninguna turbina puede captar más del 59,3 por ciento de la energía del aire que la atraviesa, porque el aire debe seguir moviéndose para apartarse. Las turbinas modernas se acercan a ese límite con palas más largas que la envergadura de un jumbo. La fisión nuclear, demostrada en Berlín en 1938 y aprovechada para producir electricidad en Óbninsk en 1954 y Calder Hall en 1956, libera alrededor de un millón de veces más energía por kilo de combustible que el carbón.

La comparación honesta es el coste de carbono de cada kilovatio hora a lo largo de toda su vida, contando minería, fabricación y combustible. La revisión del Grupo Intergubernamental de Expertos sobre el Cambio Climático situó el carbón en unos 820 gramos de dióxido de carbono por kilovatio hora y el gas en 490, frente a entre 41 y 48 para la solar, 24 para la hidráulica y unos 12 para la eólica y la nuclear. Entre la peor y la mejor, casi cien veces.

¿Sabías que la célula solar de Bell Labs de 1954 se usó primero para alimentar una línea telefónica rural en Georgia? El mismo silicio ilumina hoy aldeas a las que la red nunca llegó.

La energía para un mundo que se calienta es en parte un problema de descubrimiento todavía en marcha: almacenamiento, redes que equilibren oferta y demanda entre continentes, electrólisis más barata para el hidrógeno y quizá la fusión. Pero es sobre todo un problema de despliegue. La ciencia que contó los julios y la ciencia que midió el carbono están ahora en la misma página del libro de cuentas.

La electricidad estática

Frote ámbar con piel y recogerá plumas. Los griegos lo sabían hacia el 600 a. C., y su palabra para el ámbar, elektron, da nombre a toda la materia. Durante dos mil años el efecto fue un truco de salón. En 1600 William Gilbert, médico de Isabel I, construyó una aguja giratoria que llamó versorium, mostró que el vidrio, el azufre, la cera y las gemas frotados la atraían todos, y acuñó la palabra «eléctrico». La electricidad estática, hoy lo sabemos, es un desequilibrio de carga: el frotamiento arranca electrones de una superficie y los pasa a otra, dejando una positiva y otra negativa, y las cargas se quedan quietas hasta que un camino les permite moverse.

El siglo XVIII encontró ese camino. En Londres, en 1729, Stephen Gray, un tintorero retirado, descubrió que la «virtud eléctrica» viajaba por un hilo húmedo a lo largo de cientos de pies, y, célebremente, por un niño suspendido de cordones de seda, cuyas puntas de los dedos atraían entonces láminas de latón. La carga podía conducirse. En París, en 1733, Charles du Fay halló que había dos clases, que llamó vítrea y resinosa; las iguales se repelían y las distintas se atraían. Benjamin Franklin las rebautizó positiva y negativa, y su conjetura sobre cuál era cuál es la razón de que el electrón, descubierto en 1897, lleve signo negativo.

Almacenar carga llegó por accidente. En 1745 Ewald von Kleist en Pomerania, y en enero de 1746 Pieter van Musschenbroek en Leiden, intentaron electrificar agua en un frasco de vidrio sostenido en la mano. Cuando Musschenbroek tocó el alambre que entraba en el agua recibió una descarga que, escribió, no repetiría por todo el reino de Francia. La botella de Leiden, un frasco de vidrio con lámina metálica dentro y fuera, fue el primer condensador; el vidrio mantenía separadas las dos cargas mientras las láminas las tenían cerca, y una batería de botellas podía matar un pavo o sacudir a 180 soldados cogidos de la mano.

El experimento de la cometa de Franklin, en junio de 1752 en Filadelfia, llevó una chispa de una nube de tormenta a una botella de Leiden, probando que el rayo era la misma electricidad. No esperó a que cayera un rayo, que lo habría matado; un equipo francés en Marly ya había sacado chispas de una alta barra de hierro en mayo de 1752, por sugerencia suya. El pararrayos llegó ese mismo año.

¿Sabías que arrastrar los pies por una alfombra te carga a varios miles de voltios, y sin embargo la chispa lleva tan poca carga que solo pica?

En 1785 Charles-Augustin de Coulomb midió en París la fuerza entre esferas cargadas con una balanza de torsión tan sensible que podía leerse una fracción de grado de giro, y halló que caía con el cuadrado de la distancia, igual que la gravedad. Esa ley sigue rigiendo cada fotocopiadora, que deposita el tóner con tambores cargados, cada filtro de aire que atrapa polvo y la descarga que te recibe en la puerta del coche. Un rayo es la misma chispa a escala de 300 millones de voltios: la lección de la botella de Leiden escrita en el cielo.

Corriente, voltaje y resistencia

Una chispa de botella de Leiden dura un microsegundo. Lo que cambió el mundo fue un flujo constante, y empezó con una rana muerta. En Bolonia, en la década de 1780, Luigi Galvani notó que una pata de rana se contraía al tocarla con dos metales distintos, y concluyó que los animales producían su propia «electricidad animal». Su compatriota Alessandro Volta, en Pavía, discrepó: la rana era solo un detector, y la electricidad venía del encuentro de dos metales a través de un líquido salado. Para probarlo, Volta apiló discos de cinc y plata separados por cartón empapado en salmuera, y en una carta a la Royal Society en marzo de 1800 anunció la pila voltaica. Por primera vez había electricidad a demanda, hora tras hora.

La pila producía un flujo de carga, una corriente, impulsada por un empuje que hoy llamamos voltaje, la energía entregada a cada unidad de carga. Pocas semanas después de la carta de Volta, William Nicholson y Anthony Carlisle en Londres habían usado una pila para separar el agua en hidrógeno y oxígeno, y Humphry Davy, en la Royal Institution, pronto aisló potasio, sodio, calcio y más con una batería de 2000 placas. Una corriente, resultó, podía desmontar la materia.

La regla que une el empuje con el flujo llegó de un maestro bávaro. Georg Simon Ohm, profesor en el colegio jesuita de Colonia, construyó sus propios termopares para obtener un voltaje estable y midió la desviación de una aguja magnética al pasar corriente por alambres de distintas longitudes y grosores. En 1827 publicó su hallazgo: la corriente por un conductor es proporcional al voltaje entre sus extremos e inversamente proporcional a una propiedad del conductor que llamó resistencia. En la abreviatura que aprende todo electricista, V = IR. Los críticos alemanes lo despacharon como «una trama de fantasías desnudas»; la Royal Society le dio su Medalla Copley en 1841.

La analogía del agua es vieja pero buena. El voltaje es la presión en la tubería, la corriente el caudal, la resistencia la estrechez. El cobre es una tubería ancha; la goma, una obstruida. Un cargador de móvil empuja unos dos amperios a cinco voltios; un hervidor toma unos trece amperios de la red de 230 voltios en Gran Bretaña; la piel seca resiste con unos 100 000 ohmios, y por eso una pila de nueve voltios en la lengua solo hormiguea. La resistencia convierte la energía eléctrica en calor, el principio de toda tostadora y la razón de que las líneas de alta tensión funcionen a cientos de miles de voltios: a igual potencia, más voltaje significa menos corriente y menos pérdidas.

¿Sabías que el amperio, el voltio y el ohmio se bautizaron en un congreso internacional en París en 1881, en honor de un francés, un italiano y un alemán?

Cada circuito diseñado desde entonces, de una linterna a un superordenador, es un argumento en el lenguaje de Ohm. Las resistencias fijan el brillo de un diodo, los divisores de voltaje leen la posición de un mando, y el calor que limita la velocidad de un chip es la ley de Ohm a escala de una milmillonésima de metro. La rana no tuvo nada que ver, y lo tuvo todo.

Los imanes y el campo terrestre

Una piedra imán es un trozo de magnetita que atrae el hierro, y los marinos de China colgaban astillas de ella de un hilo para hallar el sur a finales del siglo XI. Los Ensayos del arroyo de los sueños de Shen Kuo, de 1088, describen la aguja flotante y anotan algo sutil: no apuntaba exactamente al polo, sino un poco al este. Shen había descubierto la declinación magnética cinco siglos antes de que Colón la notara en medio del Atlántico. Hacia 1269 Petrus Peregrinus, un erudito francés en campaña en Italia, había cartografiado el campo en torno a una piedra imán esférica y nombrado sus dos polos, mostrando que cortar un imán por la mitad solo da dos imanes más pequeños.

Por qué una brújula apuntaba al norte lo respondió en 1600 William Gilbert, médico de Isabel I, en De Magnete, el primer gran tratado experimental de la ciencia inglesa. Gilbert talló piedras imán en esferas que llamó terrellae, pequeñas Tierras, y movió una brújula diminuta sobre su superficie. La aguja se inclinaba y giraba exactamente como una brújula real sobre el globo. Su conclusión fue rotunda: la Tierra misma es un gran imán. También mató un mito popular, que la aguja buscaba la estrella polar o una montaña magnética en el Ártico.

Medir el campo como un número vino de Gotinga, donde Carl Friedrich Gauss ideó en 1832 un modo de expresar la intensidad magnética en unidades absolutas de masa, longitud y tiempo, y con Wilhelm Weber montó una red internacional de observatorios. Su análisis de 1839 de los datos probó que casi todo el campo nace dentro del planeta, no en el cielo. El campo en la superficie es débil, entre 25 y 65 microteslas, unas centésimas de un imán de nevera, pero se extiende decenas de miles de kilómetros en el espacio.

Lo que lo produce es una dinamo. El núcleo de la Tierra es de hierro, sólido en el centro y fundido alrededor, y el núcleo externo, a 2900 kilómetros de profundidad y más caliente que la superficie del Sol, se agita por convección mientras el planeta gira. El metal líquido que se mueve en un campo magnético genera corrientes eléctricas, que generan más campo, un bucle que se sostiene a sí mismo, descifrado por Walter Elsasser y Edward Bullard en los años cuarenta y cincuenta. Un imán permanente no puede ser la respuesta, porque el hierro pierde su magnetismo por encima de 770 grados Celsius y el núcleo está mucho más caliente.

¿Sabías que el polo norte magnético de la Tierra es, en el lenguaje de los imanes, un polo sur? Atrae el extremo de tu brújula que busca el norte.

El campo es inquieto. El polo norte magnético, en el Ártico canadiense cuando se alcanzó en 1831, ha cruzado desde entonces a aguas siberianas a hasta 50 kilómetros por año. Las rocas registran que todo el campo se ha invertido cientos de veces, la última hace 780 000 años, y las bandas magnéticas del fondo oceánico que confirmaron la tectónica de placas en los años sesenta son ese registro, congelado en la lava al enfriarse. El mismo campo guía a aves migratorias y tortugas marinas, curva el viento solar en auroras y evita que la atmósfera sea arrancada. La pequeña Tierra de Gilbert era el modelo correcto; solo necesitaba un corazón fundido.

El electromagnetismo

Durante dos siglos la electricidad y el magnetismo fueron capítulos separados de los libros: uno sobre ámbar y chispas, otro sobre piedras imán y brújulas. Se unieron en un aula de Copenhague en abril de 1820. Hans Christian Ørsted, mostrando una pila voltaica a sus alumnos, notó que una aguja de brújula junto al cable se desviaba cada vez que pasaba corriente. Sospechaba un vínculo desde hacía años; ahora lo tenía, y en julio había enviado un breve folleto en latín a todos los científicos que se le ocurrieron. Una corriente, decía, está rodeada por un campo magnético circular.

París se movió más rápido. André-Marie Ampère supo la noticia el 4 de septiembre de 1820 y en una semana mostró que dos cables paralelos con corriente se atraen cuando las corrientes van en el mismo sentido y se repelen cuando se oponen, sin imán alguno. En los años siguientes construyó una teoría matemática completa en la que el magnetismo no es más que carga en movimiento, y propuso que el magnetismo del hierro venía de minúsculas corrientes circulando en su interior, idea que la física cuántica confirmó un siglo después. La unidad de corriente lleva su nombre.

El aparato práctico vino de Inglaterra. En 1825 William Sturgeon, antiguo soldado que enseñaba en la academia militar de Woolwich, enrolló alambre de cobre desnudo en torno a una herradura barnizada de hierro dulce y halló que una pequeña pila le hacía levantar nueve libras, veinte veces su propio peso, y que el magnetismo se esfumaba en cuanto cesaba la corriente. Joseph Henry, en Albany, Nueva York, aisló el alambre con seda para poder dar cientos de vueltas, y en 1831 sus electroimanes levantaban más de una tonelada. Un electroimán era un imán con interruptor.

El interruptor hizo posible un lenguaje. Samuel Morse y Alfred Vail usaron los imanes de Henry para apretar una pluma contra el papel al otro extremo de un cable, y el 24 de mayo de 1844 Morse envió «What hath God wrought» de Washington a Baltimore, a cuarenta millas, en puntos y rayas. En veinte años había cables bajo el Atlántico. El mismo principio hace sonar un timbre, levanta chatarra en un desguace y, invirtiendo el truco para que un imán fijo empuje una bobina con corriente, hace girar todos los motores eléctricos de la Tierra.

¿Sabías que la aguja de Ørsted no apuntó a lo largo del cable ni hacia él, sino de lado, en ángulo recto, lo que al principio lo desconcertó?

La fuerza sobre una carga en movimiento dentro de un campo magnético, escrita por Hendrik Lorentz en 1895, es la regla tras el motor, el altavoz, el acelerador de partículas y el disco duro. Desde 2019 el amperio se define fijando la carga del electrón, así que la unidad de Ampère descansa ahora en contar electrones y no en medir la atracción entre cables. La materia que empezó con una aguja temblorosa en un aula consume hoy, en forma de motores, cerca de la mitad de la electricidad que genera el mundo.

La dinamo de Faraday

Si una corriente produce un campo magnético, ¿puede un campo magnético producir una corriente? Michael Faraday, hijo de un herrero y antiguo aprendiz de encuadernador que se había abierto paso hasta la Royal Institution como ayudante de laboratorio, persiguió esa pregunta durante una década. La respuesta llegó el 29 de agosto de 1831. Enrolló dos bobinas de alambre en lados opuestos de un anillo de hierro, conectó una a una pila y la otra a un galvanómetro, y vio la aguja saltar en el instante de cerrar el interruptor, y saltar al revés al abrirlo. Una corriente constante no hacía nada; solo un campo magnético cambiante empujaba corriente por la segunda bobina. Faraday había descubierto la inducción electromagnética.

Pasó el otoño reduciendo el efecto a lo esencial. En octubre metió un imán de barra en una bobina hueca y vio al galvanómetro oscilar hacia un lado al entrar y hacia el otro al salir. Después, el 28 de octubre de 1831, montó un disco de cobre de modo que su borde pasara entre los polos de un gran imán de herradura, apretó contactos deslizantes contra el borde y el eje, y giró la manivela. Fluyó una corriente pequeña pero continua. Era la dinamo, la primera máquina que convertía movimiento en electricidad, y Joseph Henry en América hallaba efectos parecidos casi en el mismo momento.

El genio de Faraday era de imágenes, no de ecuaciones. Imaginó el espacio en torno a un imán lleno de «líneas de fuerza» y enunció la ley de la inducción en esos términos: el voltaje producido en un lazo es igual al ritmo al que se cortan las líneas que lo atraviesan. Treinta años después James Clerk Maxwell convirtió esa imagen en matemáticas. Faraday descubrió también, en la misma serie de experimentos, que una corriente cambiante en una bobina induce corriente en otra, el principio del transformador, por el cual la electricidad de la red puede elevarse para el transporte y bajarse para su cocina.

El generador práctico tardó en crecer. Hippolyte Pixii construyó una versión de manivela en París en 1832; en 1858 una dinamo de vapor iluminaba el faro de South Foreland, cerca de Dover; y en 1882 la central de Pearl Street de Thomas Edison en Nueva York abastecía a 85 clientes. Los generadores modernos son el disco de Faraday del revés: un electroimán giratorio, el rotor, barre con su campo bobinas fijas, y en una gran turbina el rotor gira cincuenta veces por segundo para producir los 50 hercios de la red europea.

¿Sabías que Faraday no escribió ninguna ecuación, pues dejó la escuela a los trece años? Las matemáticas de sus líneas de fuerza las aportó Maxwell.

La historia de que un político preguntó a Faraday para qué servía su descubrimiento, y de que respondió que algún día se gravaría con impuestos, es probablemente apócrifa. La respuesta honesta habría sido mayor. Toda central eléctrica de la Tierra, sea de carbón, agua, uranio o viento, termina en una bobina que pasa junto a un imán. La dinamo de una bicicleta, el alternador de un coche, la pastilla bajo la cuerda de una guitarra y la placa de inducción son todos el experimento del 28 de octubre de 1831, a la escala que se quiera.

Las ecuaciones de Maxwell

En 1861 un profesor escocés de treinta años del King's College de Londres se propuso convertir en matemáticas las líneas de fuerza de Michael Faraday. James Clerk Maxwell ya había explicado los anillos de Saturno y los colores del ojo; ahora construyó un elaborado modelo mecánico del espacio lleno de celdas giratorias y ruedas locas, y de él extrajo las ecuaciones que los campos eléctrico y magnético deben obedecer. El modelo se abandonó. Las ecuaciones, no.

Tres de ellas ya se conocían de alguna forma. La ley de Gauss dice que las líneas de campo eléctrico empiezan y acaban en cargas. Una segunda ley dice que las líneas de campo magnético nunca empiezan ni acaban: no hay monopolos magnéticos, y cortar un imán por la mitad da dos imanes. La ley de Faraday dice que un campo magnético cambiante crea un campo eléctrico que circula, y por eso funciona una dinamo. La cuarta, la ley de Ampère, decía que una corriente crea un campo magnético circulante, y ahí Maxwell vio que la ecuación estaba incompleta. En el hueco de un condensador que se carga no fluye corriente, y sin embargo aparece un campo magnético. Maxwell añadió un término: un campo eléctrico cambiante también crea un campo magnético. Lo llamó corriente de desplazamiento.

Esa adición cerró un bucle. Un campo eléctrico cambiante crea un campo magnético; un campo magnético cambiante crea un campo eléctrico; y así una perturbación en uno puede regenerar el otro y viajar por el espacio vacío como una onda. Maxwell calculó su velocidad a partir de dos números medidos en mesas de laboratorio, las constantes eléctrica y magnética, y en 1862 obtuvo unos 310 000 kilómetros por segundo. Hippolyte Fizeau había medido la velocidad de la luz en París en 1849 en unos 315 000. La coincidencia, escribió Maxwell, era demasiado estrecha para ser casual: la luz es una onda electromagnética. Su artículo completo, A Dynamical Theory of the Electromagnetic Field, apareció en 1865.

Las cuatro pulcras ecuaciones de todo libro de texto no son exactamente las de Maxwell. Su Tratado de 1873 contenía veinte ecuaciones con veinte variables; fue Oliver Heaviside, antiguo telegrafista autodidacta que trabajaba solo en Londres, quien en 1884 las comprimió en las cuatro ecuaciones vectoriales que hoy escribimos, refunfuñando que la versión de Maxwell era «una maraña». La prueba experimental vino de Karlsruhe en 1887, cuando Heinrich Hertz hizo saltar chispas en un lazo de alambre en respuesta a chispas en otro a metros de distancia, y mostró que las ondas invisibles podían reflejarse, enfocarse y polarizarse como la luz.

¿Sabías que Maxwell murió en 1879 a los 48 años, ocho antes de que Hertz probara que sus ondas existían, y nunca supo que había acertado?

Todo lo que usa radio, radar, microondas, luz o rayos X es una aplicación de las cuatro ecuaciones: la antena de un teléfono, la fibra bajo el océano, el magnetrón de un horno, el escáner de resonancia. Einstein tenía el retrato de Maxwell en la pared de su estudio, y la relatividad especial se construyó para que las ecuaciones siguieran siendo ciertas para todo observador. Richard Feynman sugirió que, a la larga, el acontecimiento más significativo del siglo XIX sería el descubrimiento de Maxwell, junto al cual la guerra civil estadounidense se desvanecería en insignificancia provinciana.

El espectro electromagnético

La luz visible ocupa menos de una octava de un teclado que abarca más de cincuenta. Cada banda del espectro electromagnético es la misma cosa, un campo eléctrico y magnético oscilante que viaja a la velocidad de la luz, y solo difieren en longitud de onda: kilómetros para las ondas de radio más largas, menos de una billonésima de metro para los rayos gamma. Casi todo es invisible, y la historia del espectro es la de encontrar cada banda por lo que hacía a otra cosa.

La primera banda invisible se halló con un termómetro. En 1800 William Herschel, el astrónomo que había descubierto Urano, abrió la luz del sol en un espectro con un prisma y colocó termómetros en cada color para ver cuál se calentaba más. El rojo se calentaba más que el violeta, y un termómetro puesto justo más allá del rojo, donde no se veía luz alguna, era el que más se calentaba. Herschel lo llamó «rayos caloríficos»; nosotros, infrarrojo. Un año después, en Jena, Johann Ritter, razonando que el espectro debía ser simétrico, puso cloruro de plata más allá del violeta y lo vio oscurecerse más deprisa que en cualquier color visible. El ultravioleta se había encontrado por su química.

Las longitudes de onda largas necesitaban la teoría de Maxwell. Heinrich Hertz generó las primeras ondas de radio en Karlsruhe en 1887 con un chispeador, midió su longitud en unos metros y comentó que no servían para nada. Guglielmo Marconi no estuvo de acuerdo, y en diciembre de 1901 recibió la letra S en morse en St John's, Terranova, enviada desde Cornualles, a 3500 kilómetros. Las microondas, entre la radio y el infrarrojo, se domaron con el magnetrón de cavidades que John Randall y Harry Boot construyeron en Birmingham en 1940, el aparato que hizo práctico el radar de guerra y hoy calienta tu sopa.

El extremo corto llegó por accidente. El 8 de noviembre de 1895 Wilhelm Röntgen, en Wurzburgo, notó una pantalla que brillaba al otro lado de su laboratorio a oscuras mientras hacía pasar una descarga de alto voltaje por un tubo de vidrio envuelto en cartón negro. Los rayos desconocidos atravesaban madera, carne y libros; una fotografía de la mano de su esposa, con huesos y anillo bien visibles, dio la vuelta al mundo en semanas. Paul Villard, en París, halló los rayos gamma, más cortos aún, en la radiación del radio en 1900.

¿Sabías que Hertz, preguntado por la utilidad de sus ondas de radio, dijo que «no servían para nada»? La compañía de Marconi salió a bolsa diez años después.

Cada banda tiene hoy un trabajo. La radio y las microondas llevan emisiones, llamadas y wifi; el infrarrojo mueve mandos a distancia y cámaras nocturnas y deja a los astrónomos ver a través del polvo; el ultravioleta esteriliza el agua y te quema la piel; los rayos X retratan huesos y equipajes; los rayos gamma matan tumores y revelan estrellas que explotan. El descubrimiento de Karl Jansky en 1932 de que la Vía Láctea silba en ondas de radio abrió la astronomía a todo el teclado, y hoy un mismo objeto, un agujero negro tragando gas, se estudia en radio, infrarrojo, visible, rayos X y gamma a la vez. El termómetro de Herschel más allá del rojo fue el primer paso fuera de la única octava con la que nacimos.

Las ondas sonoras

El sonido es un empujón que viaja. Una cuerda o una cuerda vocal que vibra empuja el aire contiguo, ese aire empuja al siguiente, y una ondulación de compresiones y enrarecimientos se propaga a unos 343 metros por segundo, más rápido que cualquier velocista y más lento que cualquier bala de fusil. A diferencia de la luz, el sonido necesita algo que empujar. Robert Boyle lo probó en Oxford en 1660, con la bomba de aire que había construido su ayudante Robert Hooke: un reloj colgado dentro de un globo de vidrio enmudeció al extraer el aire y volvió a oírse al dejarlo entrar. El espacio, como dicen los carteles de cine, es silencioso.

La velocidad del sonido fue cosa de cañones. Marin Mersenne, en París, cronometró ecos en la década de 1630 y se acercó; en 1738 la Academia francesa disparó cañones en las colinas en torno a París y midió el lapso entre fogonazo y estampido sobre distancias conocidas, llegando a 332 metros por segundo en aire quieto. Isaac Newton había calculado una cifra, a partir de la elasticidad del aire, un sexto demasiado baja; Pierre-Simon Laplace la corrigió en 1816 al notar que las compresiones ocurren demasiado deprisa para que el calor escape. El sonido va más rápido en aire caliente, más aún en agua, unos 1480 metros por segundo, y casi 6000 en acero, por lo que se oye un tren por los raíles antes que por el aire.

Lo que distingue una nota de un ruido es la regularidad. El tono que oímos es la frecuencia de las ondas de presión: un la de concierto son 440 ondas por segundo, los tubos de órgano más graves retumban a 16 y el oído humano se rinde hacia los 20 000, donde empieza el de un murciélago. Joseph Fourier mostró en 1822 que toda onda repetitiva puede construirse con ondas sinusoidales puras, y por eso un violín y una flauta tocando la misma nota suenan distinto: misma fundamental, distintos armónicos. Hermann von Helmholtz usó esferas de vidrio afinadas en la década de 1860 para distinguir esos armónicos de oído.

En Praga, en 1842, Christian Doppler propuso que una fuente que se acerca debe sonar más aguda, y más grave al alejarse, porque sus ondas se apiñan o se estiran. Christophorus Buys Ballot lo probó cerca de Utrecht en 1845 subiendo trompetistas a un tren y poniendo músicos con oído absoluto junto a la vía. El efecto Doppler es hoy cómo el radar de la policía te mide la velocidad, cómo un ecografista oye el latido de un feto y cómo los astrónomos hallaron que el universo se expande.

¿Sabías que el sonido más fuerte de la historia registrada, la erupción del Krakatoa en 1883, se oyó a 4800 kilómetros y dio varias vueltas al globo como onda de presión?

El ultrasonido, por encima de 20 000 hercios, halló sus usos tras la Primera Guerra Mundial, cuando el sonar buscaba submarinos; Ian Donald, en Glasgow, lo usó en 1958 para mirar dentro del útero, y es hoy la imagen más segura de la medicina. Los decibelios, la escala de sonoridad, son logarítmicos porque el oído lo es, de un susurro a 30 a un reactor a 140. Cada uno de esos números mide con qué fuerza una multitud de moléculas empuja a sus vecinas.

Semiconductores y el transistor

Entre los conductores, que dejan fluir los electrones, y los aislantes, que no, hay una pequeña familia de elementos que puede persuadirse en cualquier sentido. El silicio y el germanio son semiconductores: puros, apenas conducen; sembrados con unos pocos átomos de fósforo o boro por millón, conducen por electrones sobrantes o por los «huecos» que dejan los electrones ausentes, y una unión entre los dos tipos deja pasar corriente en un solo sentido. El truco de usar una corriente pequeña para controlar otra mayor a través de tal cristal es el transistor, y lo encontró un equipo.

El equipo lo reunió en los Bell Telephone Laboratories de Nueva Jersey Mervin Kelly en 1945, con un encargo claro: hallar un sustituto de estado sólido para las válvulas de vacío voluminosas, calientes y poco fiables que amplificaban cada llamada de larga distancia. William Shockley dirigía el grupo. John Bardeen, un teórico callado, averiguó por qué fallaban los primeros diseños de Shockley: los electrones quedaban atrapados en la superficie del cristal. Walter Brattain, un experimentador criado en un rancho ganadero, construyó el aparato. El 16 de diciembre de 1947 Bardeen y Brattain apretaron dos contactos de oro, cortados de una tira de lámina enrollada en una cuña de plástico, sobre una placa de germanio del ancho de una uña, y la señal que entraba por un contacto salía por el otro amplificada. El 23 de diciembre lo demostraron ante la dirección del laboratorio, hablando a través de él para que se oyera la ganancia.

Shockley, dolido por quedar fuera del experimento clave, pasó las semanas siguientes diseñando el transistor de unión, un sándwich de tres capas más robusto y fácil de fabricar, que se convirtió en el estándar. Los tres compartieron el Nobel de 1956; Bardeen ganó un segundo en 1972 por la superconductividad, la única persona con dos en física. El nombre lo puso un colega, John Pierce, contrayendo «transfer resistor».

Los hijos del transistor llegaron rápido. Texas Instruments fabricó los primeros transistores de silicio en 1954 y una radio de bolsillo ese mismo año. En 1958 Jack Kilby en Texas Instruments y en 1959 Robert Noyce en Fairchild construyeron circuitos enteros en un solo chip, el circuito integrado. En 1959 Mohamed Atalla y Dawon Kahng, en Bell Labs, hicieron el MOSFET, el diseño de efecto de campo que podía encogerse casi sin límite. Gordon Moore observó en 1965 que el número de transistores por chip se duplicaba cada uno o dos años, y así siguió durante medio siglo.

¿Sabías que se han fabricado más transistores que cualquier otro objeto en la historia humana, bastante más de diez mil trillones, más que todos los granos de arena de la Tierra?

Un procesador moderno lleva decenas de miles de millones de transistores, cada uno conmutando miles de millones de veces por segundo y algunos de apenas unas decenas de átomos de ancho. Cada teléfono, marcapasos, coche, satélite y panel solar está hecho de descendientes de la placa de germanio. El equipo que quería un mejor amplificador telefónico dio al siglo su máquina definitoria.

Los superconductores

Todo cable desperdicia energía en forma de calor, que es lo que dice la ley de Ohm y lo que calienta su portátil. En algunos materiales, enfriados lo suficiente, el desperdicio simplemente cesa. Un superconductor transporta corriente con resistencia exactamente cero: una corriente iniciada en un anillo superconductor sigue circulando, sin menguar, mientras alguien se haya molestado en mirar, que en experimentos cuidadosos han sido años. Es uno de los pocos lugares donde la mecánica cuántica se muestra a la escala de un cable que se puede sostener.

El descubrimiento pertenece a Leiden y al frío. Heike Kamerlingh Onnes había pasado décadas construyendo el mejor laboratorio de bajas temperaturas del mundo y en 1908 fue el primero en licuar helio, a 4,2 kelvin, a pocos grados del cero absoluto. Con ese baño disponible, empezó a medir cómo conducían los metales al enfriarse. El 8 de abril de 1911 su equipo enfrió un hilo de mercurio y vio su resistencia caer suavemente y luego, hacia 4,2 kelvin, desplomarse a nada. Onnes sospechó primero un cortocircuito. No lo era. Llamó al estado «supraconductividad» y recibió el Nobel dos años después.

La resistencia cero era solo la mitad. En 1933 Walther Meissner y Robert Ochsenfeld, en Berlín, hallaron que un superconductor también expulsa los campos magnéticos de su interior, el efecto Meissner, y por eso un imán levita sobre un disco superconductor enfriado en todo museo de ciencia. Explicar ambas cosas llevó hasta 1957, cuando John Bardeen, Leon Cooper y Robert Schrieffer, en Illinois, mostraron que por debajo de la temperatura crítica los electrones se emparejan, unidos por las vibraciones del cristal, y las parejas se mueven juntas como una sola onda cuántica que los átomos no pueden dispersar. La teoría BCS les valió un Nobel a los tres, y a Bardeen su segundo.

Durante setenta y cinco años la temperatura crítica récord subió a duras penas hasta 23 kelvin y pareció atascarse, lo que exigía costoso helio líquido para toda aplicación. Entonces, en 1986, Georg Bednorz y Alex Müller, en el laboratorio de IBM en Zúrich, hallaron una cerámica quebradiza de óxido de cobre que superconducía a 35 kelvin, y en un año un óxido de itrio, bario y cobre alcanzó 93 kelvin, por encima del punto de ebullición del nitrógeno líquido, un refrigerante más barato que la leche. Por qué funcionan esas cerámicas aún se debate. Bajo presiones aplastantes, compuestos ricos en hidrógeno han superconducido desde entonces a unos 250 kelvin, cerca de un día frío de invierno, pero solo dentro de un yunque de diamante.

¿Sabías que el Gran Colisionador de Hadrones, de 27 kilómetros, es el mayor frigorífico de la Tierra, con 1232 imanes superconductores a 1,9 kelvin, más frío que el espacio profundo?

Los superconductores ya se ganan el sustento. El imán de un escáner de resonancia es una bobina de hilo de niobio-titanio que lleva cientos de amperios sin fuente de alimentación alguna, una vez arrancado. El LHC guía sus protones con imanes superconductores de 8,3 teslas; los trenes de levitación magnética de prueba de Japón flotan sobre ellos a 600 kilómetros por hora; y los ordenadores cuánticos de Google e IBM se construyen con circuitos superconductores. Un superconductor a temperatura ambiente y presión ordinaria, que transformaría redes y motores, sigue siendo la promesa incumplida del campo, y las afirmaciones que surgen cada pocos años han fallado hasta ahora en la replicación, la manera ordinaria en que la ciencia separa la esperanza del descubrimiento.

La velocidad de la luz

La luz es rápida, pero no instantánea. En el vacío recorre 299 792 458 metros cada segundo, una cifra hoy fijada por definición: desde 1983 el metro es la distancia que la luz recorre en 1/299 792 458 de segundo, de modo que la velocidad de la luz, c, ya no es algo que se mide, sino la regla con la que se mide todo lo demás. Nada que transporte información viaja más deprisa. Esa única constante cose el espacio, el tiempo, la electricidad y el magnetismo, y fija el límite de velocidad del universo.

Durante la mayor parte de la historia la pregunta fue si la luz tenía velocidad alguna. Aristóteles creía que llenaba el espacio al instante; el sabio árabe Ibn al-Haytham sostuvo hacia 1021 que debía desplazarse. Galileo intentó cronometrar linternas entre dos colinas y solo descubrió que la luz era demasiado veloz para una mano humana. El primer número real vino de Júpiter. En 1676 el astrónomo danés Ole Rømer, en el Observatorio de París, advirtió que los eclipses de Ío, luna de Júpiter, se retrasaban unos 22 minutos cuando la Tierra estaba al otro lado de su órbita. El retraso, razonó, era el tiempo que la luz tardaba en cruzar la distancia adicional. Su cifra, unos 220 000 kilómetros por segundo, era baja, porque el tamaño de la órbita terrestre se conocía mal, pero tenía el orden de magnitud correcto y, sobre todo, era finita.

Siguieron las mediciones en tierra. En 1849 Hippolyte Fizeau hizo pasar un haz por el hueco de una rueda dentada girando en Suresnes hasta un espejo en Montmartre, a 8,6 kilómetros, y aceleró la rueda hasta que el siguiente diente bloqueó la luz de vuelta: unos 313 000 kilómetros por segundo. Léon Foucault afinó el método con un espejo giratorio en 1862 y obtuvo 298 000. Albert Michelson, primer estadounidense con un Nobel científico, dedicó décadas al problema; en 1926 hizo rebotar la luz entre el monte Wilson y el monte San Antonio, en California, separados por 35 kilómetros medidos con precisión topográfica, y llegó a 299 796 kilómetros por segundo.

¿Sabías que en 1983 el metro se redefinió a partir de c, de modo que la velocidad de la luz tiene hoy un valor exacto, sin incertidumbre alguna?

El número es enorme y, sin embargo, sorprendentemente tangible. La luz del Sol tiene ocho minutos y veinte segundos cuando te alcanza; la de la Luna, 1,3 segundos. En un nanosegundo la luz avanza unos 30 centímetros, y por eso la pionera de la informática Grace Hopper repartía trozos de cable de treinta centímetros para mostrar por qué una señal no puede cruzar una sala en un ciclo de reloj. La luz de la estrella más cercana, Próxima Centauri, lleva más de cuatro años viajando.

La constancia de c es también el eje sobre el que gira la relatividad, y los ingenieros conviven con ella a diario. Los satélites GPS transmiten la hora y el receptor convierte retrasos de millonésimas de segundo en posición; en la fibra óptica la luz avanza a unos dos tercios de c, lo que fija la latencia de los cables submarinos de internet. La velocidad finita de la luz convierte un telescopio en una máquina del tiempo y el universo en un libro de historia.

La relatividad especial

La relatividad especial descansa sobre dos afirmaciones que parecen inocentes. Las leyes de la física son las mismas para todo observador que se mueva a velocidad constante, y la velocidad de la luz en el vacío es la misma para todos ellos, sea cual sea el movimiento de la fuente o del observador. Albert Einstein, examinador de 26 años en la oficina de patentes de Berna, las publicó en junio de 1905 en un artículo titulado Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento. Juntas obligan a una conclusión extraña: dos observadores en movimiento relativo no pueden ponerse de acuerdo sobre la longitud de una varilla ni sobre el tictac de un reloj. El espacio y el tiempo no son un escenario fijo; son medidas que dependen de quién mide.

El terreno lo había preparado un fracaso. Los físicos del siglo XIX suponían que la luz ondulaba en un éter inmóvil, de modo que el movimiento de la Tierra a través de él debía alterar la velocidad de la luz según la dirección. En 1887, en Cleveland, Albert Michelson y Edward Morley dividieron un haz, enviaron las mitades por los brazos perpendiculares de un interferómetro que flotaba sobre mercurio y buscaron un desplazamiento de las franjas de interferencia al girar el aparato. Esperaban un corrimiento de unas 0,4 franjas. No vieron ninguno. Hendrik Lorentz y Henri Poincaré escribieron ecuaciones capaces de rescatar el éter; Einstein, sencillamente, prescindió de él.

Las consecuencias se miden, no se imaginan. Un reloj en movimiento se retrasa según el factor de Lorentz, que vale 1,005 a una décima de la velocidad de la luz y 7 al 99 por ciento. Los muones que crean los rayos cósmicos en lo alto de la atmósfera viven de media solo 2,2 microsegundos, apenas lo justo para recorrer 660 metros, y sin embargo llegan en abundancia al nivel del mar. En 1941 Bruno Rossi y David Hall, y en 1963 David Frisch y James Smith en el monte Washington, los contaron en la cima y al pie y hallaron la tasa de supervivencia que predice la dilatación del tiempo. En 1971 Joseph Hafele y Richard Keating dieron la vuelta al mundo con cuatro relojes de cesio en vuelos comerciales; los relojes viajeros discrepaban de los del Observatorio Naval de Estados Unidos en decenas de nanosegundos, tal como se había calculado.

¿Sabías que sin las correcciones relativistas las posiciones del GPS se desviarían unos 10 kilómetros al día?

Las longitudes se contraen en la dirección del movimiento por el mismo factor, y la simultaneidad se vuelve relativa. Nada con masa puede alcanzar la velocidad de la luz, porque su energía tendría que ser infinita; los protones del Gran Colisionador de Hadrones se mueven al 99,9999991 por ciento de c y nunca más deprisa, por mucha energía que se les añada.

La vida cotidiana depende ya de estas correcciones. Los relojes de los satélites GPS, que orbitan a 14 000 kilómetros por hora, se atrasan unos 7 microsegundos al día por su velocidad y se adelantan 45 por la menor gravedad; los ingenieros los ajustan antes del lanzamiento. El mito de que Einstein suspendía matemáticas es falso. La relatividad no hizo falso a Newton, solo aproximado: a las velocidades de cada día las correcciones desaparecen.

E = mc²

Tres meses después de su artículo sobre la relatividad, en septiembre de 1905, Einstein envió a Annalen der Physik una nota de tres páginas que preguntaba si la inercia de un cuerpo depende de su contenido de energía. Su respuesta fue sí: si un cuerpo emite energía en forma de radiación, su masa disminuye en esa energía dividida por el cuadrado de la velocidad de la luz. Escrito a la manera moderna, E = mc². En palabras: masa y energía son dos medidas de lo mismo, y el tipo de cambio entre ambas es c al cuadrado, unos 90 millones de billones de julios por kilogramo. Un kilogramo de cualquier cosa, convertido por completo, liberaría tanta energía como 21 millones de toneladas de TNT. La materia es energía congelada, y congelada muy apretada.

Como c² es tan grande, los cambios ordinarios alteran la masa en cantidades que nadie puede pesar. Una taza de té caliente pesa unas pocas cienbillonésimas de gramo más; un muelle tensado pesa más que uno flojo. La química reordena electrones y libera quizá una milmillonésima de la masa de una sustancia. Solo en el núcleo, donde las fuerzas son un millón de veces mayores, el efecto cobra importancia: la masa que le falta a un núcleo de helio frente a sus protones y neutrones por separado, un 0,7 por ciento, es la energía que lo mantiene unido.

La primera prueba directa llegó en abril de 1932 en el Laboratorio Cavendish de Cambridge. John Cockcroft y Ernest Walton aceleraron protones con 700 000 voltios y los lanzaron contra un blanco de litio. Cada núcleo de litio que capturaba un protón se partía en dos núcleos de helio que salían despedidos con 17 millones de electronvoltios entre ambos. Las masas de ingredientes y productos se conocían por el espectrógrafo de masas de Francis Aston; la diferencia, multiplicada por c², coincidía con la energía medida dentro del pequeño margen de la época. En 2005 un equipo del MIT y del NIST estadounidense comparó la energía de rayos gamma de capturas nucleares con la masa perdida y confirmó la ecuación hasta el 0,00004 por ciento.

¿Sabías que el Sol convierte unos cuatro millones de toneladas de su masa en luz cada segundo, y lleva haciéndolo 4600 millones de años?

Lise Meitner y Otto Frisch usaron la ecuación en un paseo invernal por Suecia, en la Navidad de 1938, para calcular que un núcleo de uranio al partirse debía liberar unos 200 millones de electronvoltios: la primera explicación de la fisión nuclear. Esa aritmética mueve los reactores que aportan cerca de una décima parte de la electricidad mundial, y movió las bombas de 1945; Einstein firmó la carta de 1939 que alertó al presidente Roosevelt, pero no participó en el proyecto. La ecuación también sirve a la medicina: en un escáner PET un positrón encuentra un electrón, ambos desaparecen y dos rayos gamma de exactamente 511 000 electronvoltios se llevan su masa en forma de luz.

E = mc² explica además por qué el Sol puede brillar durante miles de millones de años y por qué la masa del protón es sobre todo la energía de los gluones que contiene. La más breve de las ecuaciones famosas solo dice que el libro de cuentas de la masa y la energía tiene una única columna.

La relatividad general

La relatividad especial trataba de observadores a velocidad constante y dejaba fuera la gravedad. El «pensamiento más feliz» de Einstein, en 1907, fue que una persona en caída libre no siente su propio peso: gravedad y aceleración son localmente indistinguibles. Ocho años de trabajo con la geometría de superficies curvas de Bernhard Riemann desembocaron en las ecuaciones de campo que presentó a la Academia Prusiana en Berlín en noviembre de 1915. La relatividad general afirma que la masa y la energía curvan el espacio-tiempo, y que lo que llamamos gravedad es el movimiento de los objetos por los caminos más rectos posibles en esa curvatura. El físico John Wheeler lo resumió en una frase: la materia le dice al espacio-tiempo cómo curvarse, y el espacio-tiempo le dice a la materia cómo moverse.

La teoría hizo tres predicciones comprobables. La primera ya estaba en los datos. El perihelio de Mercurio avanza 43 segundos de arco por siglo más de lo que explica la ley de Newton; las ecuaciones de Einstein dieron esa cifra exacta, y él escribió que el resultado le provocó palpitaciones. La segunda: la luz que roza el Sol debía desviarse 1,75 segundos de arco, el doble de la estimación newtoniana. El 29 de mayo de 1919 Arthur Eddington en la isla de Príncipe y Andrew Crommelin en Sobral, Brasil, fotografiaron las estrellas junto al Sol eclipsado y compararon sus posiciones con placas tomadas meses antes. El desplazamiento coincidía con Einstein, y el Times de Londres anunció una revolución científica. La tercera, el corrimiento al rojo gravitatorio, esperó hasta 1959, cuando Robert Pound y Glen Rebka midieron el cambio de frecuencia de rayos gamma que subían 22,5 metros por una torre de Harvard: unas dos partes en mil billones, como se había predicho.

¿Sabías que en 2010 los relojes ópticos del NIST mostraron que un reloj elevado solo 33 centímetros marcha medible­mente más rápido, de modo que tu cabeza envejece un poco más deprisa que tus pies?

Las pruebas nunca han cesado. Karl Schwarzschild, movilizado en el frente ruso en 1916, halló la primera solución exacta y con ella el radio a partir del cual escapar es imposible: un agujero negro. En 2019 el Telescopio del Horizonte de Sucesos, ocho radiobservatorios desde Hawái hasta el Polo Sur actuando como uno solo, fotografió la sombra del agujero negro de 6500 millones de masas solares de la galaxia M87, y en 2022 la del centro de la Vía Láctea. Las lentes gravitatorias, la deformación de la luz de galaxias lejanas por otras más cercanas, cartografían hoy la materia oscura.

La teoría también cabe en el bolsillo. Los relojes de los satélites GPS adelantan unos 45 microsegundos al día porque la gravedad es más débil a 20 000 kilómetros de altura; sin corregirlo, el sistema fallaría en minutos. La relatividad general sigue siendo la mejor descripción de la gravedad que tenemos, superando cada prueba desde hace más de un siglo, y sigue sin encajar con la mecánica cuántica. En manos de Einstein, la gravedad se convirtió en geometría.

Las ondas gravitacionales

Si la masa curva el espacio-tiempo, una masa en movimiento violento debería enviar ondulaciones a través de él, viajando a la velocidad de la luz. Einstein lo dedujo en 1916 y luego pasó años dudando de si las ondas gravitacionales eran reales o un artificio de las coordenadas. Son reales, pero absurdamente débiles: cuando las ondas de dos agujeros negros en colisión llegan a la Tierra, estiran y comprimen el espacio en una parte entre mil trillones. Una regla de cuatro kilómetros cambia de longitud menos de una milésima del ancho de un protón.

La primera prueba fue indirecta. En 1974, en el radiotelescopio de Arecibo, en Puerto Rico, Russell Hulse y Joseph Taylor hallaron un púlsar que orbitaba otra estrella de neutrones cada 7,75 horas. Durante las décadas siguientes la órbita se encogió exactamente como debía si la pareja radiaba energía en ondas gravitacionales, unos 3,5 metros al año. El acuerdo con la fórmula de Einstein, mejor del 0,2 por ciento, les valió el Nobel de 1993. Las ondas aún había que atraparlas. Las barras de aluminio de Joseph Weber en los años sesenta produjeron anuncios que nadie pudo repetir; la lección, que una detección debe verse de forma independiente en más de un lugar, moldeó todo lo que vino después.

LIGO, el Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferometría Láser, son dos instrumentos en forma de L separados por 3000 kilómetros, en Hanford, estado de Washington, y Livingston, Luisiana. La luz láser rebota cientos de veces a lo largo de cada brazo de vacío de 4 kilómetros y se recombina; una onda que pasa alarga un brazo mientras acorta el otro y desplaza el patrón de interferencia. El 14 de septiembre de 2015 ambos detectores registraron el mismo chirrido, Livingston 7 milisegundos antes que Hanford, subiendo de 35 a 250 hercios en una quinta parte de segundo. Era la última órbita y la fusión de dos agujeros negros de 36 y 29 masas solares, a 1300 millones de años luz. El remanente pesaba 62 masas solares; la masa de tres soles se había convertido en ondas. El equipo, más de mil científicos, anunció la detección el 11 de febrero de 2016, y Rainer Weiss, Barry Barish y Kip Thorne recibieron el Nobel de 2017.

¿Sabías que durante una fracción de segundo la fusión radió más potencia que todas las estrellas del universo observable juntas?

Un suceso de otro tipo, el 17 de agosto de 2017, demostró el alcance de la nueva astronomía. LIGO y el detector Virgo, cerca de Pisa, captaron dos estrellas de neutrones en espiral; 1,7 segundos después los satélites vieron un estallido de rayos gamma en el mismo punto, y los telescopios observaron el resplandor de elementos pesados recién forjados, entre ellos varias masas terrestres de oro. En 2023 las redes de cronometraje de púlsares informaron de un rumor de fondo de ondas procedentes de parejas de agujeros negros supermasivos. KAGRA, en Japón, se ha unido a la red, y la misión LISA de la Agencia Espacial Europea prevé para la década de 2030 tres naves separadas por millones de kilómetros. Durante cuatro siglos la astronomía fue cosa de luz. Ahora el universo también se puede oír.

El salto cuántico

A finales del siglo XIX la física tenía un problema tenaz con un horno caliente. La teoría clásica predecía que una cavidad incandescente debía emitir cada vez más energía a longitudes de onda cada vez más cortas, una «catástrofe ultravioleta» que, a todas luces, no ocurría. El 14 de diciembre de 1900, en Berlín, Max Planck explicó a la Sociedad Alemana de Física que la fórmula solo encajaba con las medidas si la energía de los osciladores de las paredes llegaba en paquetes proporcionales a la frecuencia, con una constante de proporcionalidad que llamó h. Más tarde lo describió como un acto de desesperación. Su valor, 6,626 × 10⁻³⁴ julios por segundo, es minúsculo, y por eso el grano de la energía es invisible en la vida diaria y tardó tanto en notarse.

Einstein se tomó los paquetes en serio en 1905. El efecto fotoeléctrico, en el que la luz arranca electrones de un metal, tenía un rasgo desconcertante: la energía de los electrones expulsados dependía del color de la luz, no de su brillo, y por debajo de una frecuencia umbral no salía ningún electrón por intensa que fuera la lámpara. Si la luz llega en cuantos de energía hf, eso es exactamente lo que debe ocurrir. Robert Millikan pasó una década en Chicago intentando demostrar que Einstein se equivocaba y en 1916 confirmó la ley con detalle, midiendo h con un error de medio por ciento. El Nobel de Einstein de 1921 fue por esto, no por la relatividad.

El cuanto entró luego en el átomo. En 1913 Niels Bohr propuso que el electrón del hidrógeno solo podía ocupar ciertas órbitas de energía fija, y que la luz se emitía o absorbía únicamente al saltar entre ellas. Ese salto es el salto cuántico original: el cambio más pequeño que permite la naturaleza, no el mayor. El modelo reproducía la serie de Balmer, las líneas roja, azul verdosa y violeta del espectro del hidrógeno, con cuatro decimales. En 1914 James Franck y Gustav Hertz, en Berlín, lanzaron electrones a través de vapor de mercurio y hallaron que solo perdían energía en escalones de 4,9 electronvoltios, momento en que el vapor brillaba en ultravioleta con exactamente la longitud de onda correspondiente. Los niveles de energía eran reales y se podían contar.

¿Sabías que desde 2019 el kilogramo se define fijando la constante de Planck, de modo que la unidad de masa descansa hoy sobre un cuanto?

Cada línea de cada espectro, de los letreros de neón a las huellas de los elementos en la luz de las estrellas, es un salto cuántico. Los láseres son saltos puestos en formación; los LED, saltos a través de la banda prohibida de un cristal, afinados por su química; los relojes atómicos cuentan las 9 192 631 770 oscilaciones de un salto concreto del cesio, lo que define el segundo. Las placas solares son el efecto fotoeléctrico trabajando en cada tejado. La química de toda la tabla periódica se sigue de qué niveles pueden llenar los electrones.

La constante de Planck resultó ser la bisagra de una física nueva en la que la energía, el momento angular y la acción vienen en escalones discretos. El salto cuántico es pequeño, y está en todas partes.

La dualidad onda-partícula

Pregunta si la luz es una onda o un chorro de partículas y la respuesta honesta es que no es ninguna de las dos cosas, o ambas, según la pregunta que le plantees. Lo mismo vale para electrones, átomos y moléculas. La dualidad onda-partícula es el nombre de ese doble carácter: los objetos cuánticos viajan como ondas, extendiéndose e interfiriendo, pero se detectan como partículas, llegando enteros a un solo punto.

Thomas Young zanjó el lado ondulatorio de la luz en 1801, en Londres. Dejó pasar la luz del sol por un agujerito y luego por dos rendijas estrechas, y en la pantalla no vio dos bandas brillantes sino un peine de franjas claras y oscuras, la firma de ondas que se suman y se cancelan. La teoría corpuscular de Newton no podía hacer eso, y durante un siglo la luz fue una onda. Luego volvió la partícula. La explicación del efecto fotoeléctrico de Einstein en 1905 necesitaba cuantos de luz, y en 1923 Arthur Compton, en la Universidad Washington de San Luis, dispersó rayos X sobre los electrones del grafito y halló que su longitud de onda se alargaba como tras un choque de bolas de billar: el fotón llevaba cantidad de movimiento, como una partícula.

En 1924 un doctorando francés, Louis de Broglie, propuso lo inverso: si las ondas actúan como partículas, las partículas deben actuar como ondas, con una longitud de onda igual a la constante de Planck dividida por la cantidad de movimiento. En tres años se confirmó dos veces. En los Laboratorios Bell de Nueva Jersey, Clinton Davisson y Lester Germer lanzaron electrones contra un cristal de níquel y los vieron dispersarse en los ángulos que elegiría una onda difractada; en Aberdeen, George Paget Thomson hizo pasar electrones por láminas metálicas finas y fotografió anillos de difracción. Su padre, J. J. Thomson, había ganado el Nobel por demostrar que el electrón era una partícula; el hijo lo compartió por demostrar que era una onda.

¿Sabías que en 1999 el equipo vienés de Anton Zeilinger mostró interferencia con moléculas de carbono 60, balones de sesenta átomos, y que en 2019 moléculas de más de 2000 átomos hicieron lo mismo?

La demostración más impactante envía las partículas por las dos rendijas de Young de una en una. En 1974 en Bolonia, y con más fama en 1989 en Hitachi, Tokio, donde el grupo de Akira Tonomura lo filmó, cada electrón llegaba como un punto aislado al detector y, sin embargo, al acumularse miles, los puntos dibujaban las franjas de interferencia. Cada electrón, al parecer, pasa por ambas rendijas como onda y aterriza como partícula. Coloca un detector en las rendijas para saber cuál usó y las franjas desaparecen.

La longitud de onda de De Broglie explica por qué los microscopios electrónicos ven lo que la luz no puede: los electrones acelerados con 100 000 voltios tienen una longitud de onda de unos 4 picómetros, suficiente para resolver átomos individuales en un cristal. La difracción de neutrones localiza los átomos de hidrógeno en las proteínas. El mundo cuántico no elige entre onda y partícula; pregunta qué experimento estás haciendo.

Incertidumbre y probabilidad

La física clásica prometía que, con información suficiente, el futuro podía calcularse. La mecánica cuántica retiró la promesa, no por falta de información sino por principio. Dos ideas sostienen el cambio. La regla de probabilidad de Max Born, de 1926, dice que la onda que describe una partícula no indica dónde está, solo la probabilidad de encontrarla en cada lugar cuando se mira. El principio de incertidumbre de Werner Heisenberg, de 1927, dice que ciertos pares de propiedades, posición y momento ante todo, no pueden estar definidos con nitidez a la vez: el producto de sus dispersiones nunca puede ser menor que la constante de Planck dividida por 4π.

Las matemáticas llegaron primero. En junio de 1925 Heisenberg, de 23 años, huyendo de la fiebre del heno en la isla de Heligoland, en el mar del Norte, construyó una mecánica hecha de tablas de números, pronto reconocida en Gotinga como álgebra de matrices. Erwin Schrödinger produjo su ecuación de ondas en Zúrich a comienzos de 1926. Born, en Gotinga aquel verano, vio lo que la onda significaba: su amplitud al cuadrado es una probabilidad. La respuesta de Einstein a Born, en diciembre de 1926, contenía la frase de que no podía creer que Dios jugara a los dados. La visión de Born prevaleció y le valió el Nobel en 1954. El artículo de Heisenberg sobre la incertidumbre, escrito en Copenhague a principios de 1927, se seguía de la misma álgebra.

Una versión popular dice que la incertidumbre surge porque medir una partícula la perturba, como si un fotón empujara al electrón. Heisenberg usó esa imagen, pero el principio es más hondo: una onda confinada en una región estrecha está hecha necesariamente de muchas longitudes de onda, así que una posición nítida implica una amplia dispersión de momentos, haya observador o no. Experimentos realizados en Viena en 2012 confirmaron que la imagen de la perturbación puede superarse, pero el límite intrínseco no. La incertidumbre es una propiedad de la naturaleza, no de instrumentos torpes.

¿Sabías que el Sol brilla porque los protones atraviesan por efecto túnel una barrera eléctrica que no tienen energía para escalar, y que sin la incertidumbre cuántica estaría apagado?

Sus huellas están en todas partes. La incertidumbre es la razón de que los átomos tengan tamaño: acerca un electrón al núcleo y su momento, y con él su energía, debe aumentar, de modo que el hidrógeno se asienta en un radio de unas 53 billonésimas de metro. Es la razón de que nada pueda estar perfectamente quieto, ni siquiera en el cero absoluto, y de que el helio líquido nunca se congele a presión normal. Permite el efecto túnel, en el que una partícula aparece más allá de una barrera que clásicamente no podría cruzar. En 1981 Gerd Binnig y Heinrich Rohrer, en IBM Zúrich, construyeron sobre ese efecto el microscopio de efecto túnel y produjeron las primeras imágenes de átomos individuales. La memoria flash de tu teléfono guarda cada fotografía haciendo pasar electrones por túnel a través de una fina capa aislante.

Los físicos aún discuten qué es «realmente» la onda; no discuten lo que predice. La naturaleza, en el fondo, lleva un libro de apuestas, y nunca la han pillado haciendo trampas.

El entrelazamiento

Dos partículas que han interactuado pueden seguir vinculadas de modo que medir una fija al instante lo que mostrará la medida de la otra, por lejos que estén. Erwin Schrödinger bautizó esto como entrelazamiento en 1935 y lo llamó no un rasgo, sino el rasgo característico de la mecánica cuántica. Ese mismo año Einstein, Boris Podolsky y Nathan Rosen, en Princeton, argumentaron que demostraba que la teoría estaba incompleta: los resultados debían decidirse de antemano por propiedades ocultas que las partículas llevaban consigo, como un par de guantes enviados en cajas separadas. Durante casi treinta años fue cuestión de gusto, no de experimento.

En 1964 John Bell, físico de Belfast que trabajaba en el CERN, lo convirtió en aritmética. Demostró que cualquier teoría en la que los resultados se fijan localmente de antemano debe obedecer una desigualdad en las correlaciones entre medidas hechas en distintos ángulos, y que la mecánica cuántica predice su violación. En la forma usada luego en el laboratorio, las variables ocultas locales permiten una puntuación de correlación de como mucho 2; la teoría cuántica permite hasta unos 2,83. La cuestión podía zanjarse contando.

El recuento empezó en 1972 en Berkeley, donde John Clauser y Stuart Freedman midieron las polarizaciones de pares de fotones emitidos por átomos de calcio excitados y hallaron el valor cuántico. En 1982, en Orsay, cerca de París, el equipo de Alain Aspect cambió los analizadores mientras los fotones estaban en vuelo, de modo que ninguna señal a la velocidad de la luz pudiera pasar entre ellos. En 2015 tres grupos, en Delft, Viena y Boulder, cerraron las últimas lagunas: en Delft, electrones entrelazados en diamantes separados 1,3 kilómetros violaron la desigualdad de Bell detectando todos los pares. Clauser, Aspect y Anton Zeilinger compartieron el Nobel de 2022. La imagen de los guantes en cajas es falsa; las correlaciones no están escritas en ninguna parte antes de la medida.

¿Sabías que en 2017 el satélite chino Micius envió pares de fotones entrelazados a estaciones terrestres separadas por 1200 kilómetros, el test de Bell más lejano hasta la fecha?

El entrelazamiento no envía mensajes más rápido que la luz. Cada observador ve solo resultados aleatorios; la correlación aparece únicamente al comparar las dos listas, y esa comparación viaja por medios ordinarios. Lo que ofrece es un recurso. La distribución cuántica de claves, propuesta por Charles Bennett y Gilles Brassard en 1984 y en versión entrelazada por Artur Ekert en 1991, permite a dos partes compartir una clave secreta y detectar a cualquier espía, porque escuchar perturba las correlaciones. La teleportación cuántica, demostrada con fotones en Innsbruck en 1997, transfiere un estado cuántico usando entrelazamiento más dos bits ordinarios. Los ordenadores cuánticos dependen de entrelazar muchos cúbits a la vez.

Einstein llamó al efecto «acción fantasmal a distancia». Lo fantasmal sobrevivió a todas las pruebas; la distancia resultó no importar.

El modelo estándar

El modelo estándar es el inventario de todo lo que compone la materia y de las fuerzas que actúan sobre ella, salvo la gravedad. Enumera doce partículas de materia, seis quarks y seis leptones; cuatro portadores de fuerza, el fotón, el gluón y los bosones W y Z; y el bosón de Higgs, que da masa a los demás. Escrito como una sola ecuación ocupa una página, y ha predicho el resultado de todos los experimentos de partículas durante medio siglo. Nada en la física se ha puesto a prueba con tanta minuciosidad, y nadie cree que sea la última palabra.

Se ensambló más que descubrirse de una pieza. Murray Gell-Mann y George Zweig propusieron los quarks en 1964 para ordenar el zoo de partículas que salía de los aceleradores; en 1968 los electrones disparados contra protones en Stanford se dispersaron como si chocaran con puntos duros en su interior. Sheldon Glashow, Abdus Salam y Steven Weinberg unificaron el electromagnetismo con la fuerza débil entre 1961 y 1967, y la teoría de la fuerza fuerte, la cromodinámica cuántica, llegó en 1973 con David Gross, Frank Wilczek y David Politzer. Cada pieza venía con una predicción capaz de hundirla.

Las predicciones siguieron cumpliéndose. En noviembre de 1974 los equipos de Samuel Ting en Brookhaven y Burton Richter en Stanford hallaron el quark encanto el mismo día. En 1983 el experimento de Carlo Rubbia y Simon van der Meer en el CERN vio los bosones W y Z con las masas que exigía la teoría. El quark cima, tan pesado como un átomo de oro, apareció en el Fermilab, cerca de Chicago, en 1995, tras veinte años de búsqueda. La última pieza fue el bosón de Higgs, propuesto en 1964 por Peter Higgs y, por separado, por François Englert y Robert Brout, y anunciado el 4 de julio de 2012 por las colaboraciones ATLAS y CMS en el Gran Colisionador de Hadrones, con una masa de 125 gigaelectronvoltios. Cada colaboración reúne a unos 3000 físicos de más de cuarenta países, y el colisionador es un anillo de 27 kilómetros bajo la frontera franco-suiza.

¿Sabías que la teoría predice el momento magnético del electrón con doce decimales, y que el experimento coincide, la concordancia más precisa de toda la ciencia?

El modelo tiene agujeros conocidos. No dice nada de la gravedad ni de la materia oscura, y en su forma original el neutrino carece de masa; sin embargo, en 1998 el detector Super-Kamiokande, en Japón, y en 2001 el Observatorio de Neutrinos de Sudbury, en Canadá, mostraron que los neutrinos cambian de tipo en vuelo, lo que exige masa. No explica por qué el universo contiene materia en lugar de cantidades iguales de materia y antimateria. Las medidas del magnetismo del muon en el Fermilab, en 2021 y 2023, insinuaron algo más, aunque los teóricos debaten la predicción.

Su alcance cotidiano es mayor de lo que sugieren los titulares: los escáneres PET, la terapia contra el cáncer con haces de protones, la World Wide Web escrita en el CERN en 1989 y los imanes superconductores de las máquinas de resonancia magnética descienden de la física de partículas. El modelo estándar es la teoría más exitosa de la ciencia y su confesión más completa de lo que aún se ignora.

El tiempo profundo

Plántate en Siccar Point, en la costa de Berwickshire, y verás dos conjuntos de rocas que se encuentran en ángulo: capas grises casi verticales abajo, arenisca roja suavemente inclinada encima. En junio de 1788 James Hutton llegó allí en bote con John Playfair y James Hall y leyó la unión como un relato. Los estratos inferiores se habían depositado planos sobre un fondo marino, se habían inclinado, levantado y desgastado durante un lapso inimaginable, y luego habían quedado enterrados bajo nuevos sedimentos. Playfair escribió que «la mente parecía marearse al mirar tan lejos en el abismo del tiempo». La conclusión de Hutton, que la Tierra no mostraba «vestigio de un comienzo ni perspectiva de un final», es la idea fundacional del tiempo profundo: el planeta es viejo más allá de la intuición ordinaria, y sus rocas son un reloj.

Leer ese reloj llevó otro siglo y medio. El arzobispo Ussher había fijado la creación en el 4004 a. C. en 1650; hacia 1860 el físico William Thomson, luego lord Kelvin, calculó a partir del enfriamiento de la Tierra que no podía tener más de unos cientos de millones de años, y después redujo la cifra a unos 20 millones. Los geólogos y los partidarios de Darwin protestaron que la erosión y la evolución necesitaban mucho más, pero no tenían un número propio. La salida vino de un descubrimiento que Kelvin no podía conocer: la radiactividad. En 1904 Ernest Rutherford, en una conferencia en la Royal Institution con Kelvin entre el público, señaló que la desintegración constante del uranio en plomo era un cronómetro que no necesitaba cuerda.

El geólogo inglés Arthur Holmes hizo riguroso el método. En 1911, con 21 años, dató una roca devónica en 370 millones de años por su uranio y su plomo; su libro de 1913, La edad de la Tierra, defendía al menos 1600 millones. La medida decisiva llegó en 1956. Clair Patterson, en Caltech, con un espectrómetro de masas y plomo del meteorito férreo de Canyon Diablo, formado con el sistema solar, obtuvo 4550 millones de años, con un margen de 70 millones. La contaminación por plomo de la gasolina y las pinturas era tan omnipresente que tuvo que construir uno de los primeros laboratorios ultralimpios para poder medir siquiera; la experiencia lo convirtió en el científico que después logró expulsar el plomo del combustible.

¿Sabías que si los 4540 millones de años de la Tierra se comprimieran en un solo día, los humanos modernos aparecerían en los últimos seis segundos?

La cifra moderna, 4540 millones de años, apenas se ha movido desde entonces. Las rocas más antiguas que sobreviven, el gneis de Acasta en el norte de Canadá, tienen unos 4000 millones de años; los cristales de circón de Jack Hills, en Australia Occidental, llegan a 4400 millones, y su química del oxígeno sugiere que hubo agua líquida casi desde el principio. Decenas de relojes radiactivos se contrastan hoy entre sí: potasio-argón para las cenizas volcánicas, rubidio-estroncio para la corteza antigua, carbono 14 para los últimos 50 000 años.

El tiempo profundo sustenta la búsqueda de petróleo y minerales, la reconstrucción de climas pasados y la datación de las extinciones masivas, como el impacto de asteroide fechado hace 66,0 millones de años. El mareo de Playfair se ha convertido en una medida rutinaria. El abismo tiene una profundidad, y es de 4540 millones de años.

Fósiles y registro rocoso

Un acantilado es un libro con las páginas más antiguas al fondo. El anatomista danés Nicolás Steno estableció las reglas en Florencia en 1669: los sedimentos se asientan en capas horizontales, cada capa es más joven que la de debajo, y una capa se extendía originalmente hacia los lados hasta que algo la cortó. Tres años antes, al diseccionar la cabeza de un gran tiburón blanco, había comprendido que las «lenguas de piedra» halladas en la roca de Malta eran antiguos dientes de tiburón petrificados. Los fósiles no eran caprichos de la naturaleza sino restos de seres que vivieron, y las capas que los contenían eran un registro del tiempo.

William Smith, agrimensor de canales, convirtió ese registro en un mapa. Excavando zanjas por toda Inglaterra en la década de 1790 advirtió que cada estrato llevaba sus fósiles característicos, siempre en el mismo orden, de modo que un lecho de Somerset podía emparejarse con otro de Yorkshire solo por sus amonites. Su mapa geológico de Inglaterra y Gales de 1815, coloreado a mano y de dos metros y medio de alto, fue el primero de un país entero. En la costa de Dorset, mientras tanto, Mary Anning encontraba a las criaturas mismas: un esqueleto completo de ictiosaurio desenterrado en 1812, cuando tenía doce años, el primer plesiosaurio en 1823, un pterosaurio en 1828. Los vendía para ganarse la vida, aprendió anatomía por su cuenta y nunca se le permitió ingresar en la Sociedad Geológica que discutía sus hallazgos. En París, Georges Cuvier comparó huesos de mamut con elefantes vivos y en 1796 sostuvo que las especies podían desaparecer por completo: la extinción era real.

La fosilización es rara y sesgada. Un organismo debe quedar enterrado deprisa, normalmente bajo el agua, lejos de carroñeros y oxígeno, y la mayoría de los fósiles son conchas y huesos de animales marinos; los cuerpos blandos solo sobreviven en yacimientos excepcionales. El esquisto de Burgess, en las Rocosas canadienses, hallado por Charles Walcott en 1909, conserva animales de 508 millones de años con intestino y branquias; los lechos de Chengjiang, en Yunnan, de hace 518 millones de años, hacen lo mismo. Las capas de ceniza entre lechos pueden datarse por desintegración radiactiva, lo que fija la secuencia en un calendario.

¿Sabías que en 2004 el equipo de Neil Shubin encontró a Tiktaalik, un pez con cuello y huesos de muñeca, buscando en rocas de 375 millones de años de la isla de Ellesmere elegidas precisamente por esa edad?

El registro abarca hoy desde tapetes microbianos de 3500 millones de años hasta el polen de ayer. Documenta cinco extinciones masivas, incluida la pérdida de cerca del 90 por ciento de las especies marinas al final del Pérmico, hace 252 millones de años, y las transiciones que Darwin esperaba: peces con extremidades, dinosaurios con plumas, ballenas con patas. Los fósiles guía como trilobites, amonites y graptolitos siguen datando rocas para los geólogos del petróleo, y los foraminíferos microscópicos de los testigos de perforación registran la temperatura de los mares antiguos en la química de sus conchas.

Los principios de Steno siguen siendo la primera lección de todo curso de geología. Leído hacia abajo, un acantilado es un viaje al pasado; hacia arriba, es la historia de la vida.

De la deriva continental a la tectónica de placas

Mira un mapa y Sudamérica encaja en África. Alfred Wegener, meteorólogo alemán, no fue el primero en notarlo, pero en enero de 1912, en una conferencia en Fráncfort, fue el primero en construir un caso. Las costas coincidían; también las formaciones rocosas y los fósiles de ambos lados, incluido el helecho Glossopteris y el reptil de agua dulce Mesosaurus, hallados en Brasil y Sudáfrica y en ningún lugar intermedio. Las antiguas estrías glaciares de la India, Australia y África solo tenían sentido si esas tierras se habían apiñado un día cerca del Polo Sur. Su libro de 1915 proponía la deriva continental: un único supercontinente, Pangea, se había roto y sus pedazos habían vagado.

La mayoría de los geólogos la rechazaron, y con cierta razón. Wegener no podía decir qué fuerza movía los continentes a través del suelo oceánico sólido, y sus mecanismos eran endebles. Murió en el casquete de Groenlandia en 1930 con la idea aún tenida por herejía. La respuesta estaba bajo el mar. Arthur Holmes propuso en 1931 que una lenta convección del manto caliente podía transportar los continentes como balsas. Tras la Segunda Guerra Mundial, el sonar construido para cazar submarinos cartografió los fondos oceánicos, y en Nueva York la geóloga Marie Tharp, convirtiendo sondeos en perfiles, halló en 1952 que un valle profundo recorría la cresta de la dorsal mesoatlántica: un rift, como si el suelo se estuviera abriendo. Su colega Bruce Heezen lo despachó al principio como «charla de chicas», y luego vio que los epicentros de los terremotos seguían exactamente el rift.

Harry Hess, de Princeton, ensambló las piezas en 1962 como expansión del fondo oceánico: en las dorsales se forma corteza nueva que se aleja y regresa al manto en las fosas oceánicas profundas. La prueba fue magnética. El campo terrestre invierte su polaridad cada pocos cientos de miles de años, y la lava registra el campo al enfriarse. En 1963 Fred Vine y Drummond Matthews en Cambridge, y de forma independiente Lawrence Morley en Canadá, mostraron que el fondo oceánico está rayado con bandas de magnetización alterna, simétricas respecto a la dorsal: una cinta grabadora de la expansión. Tuzo Wilson añadió las fallas transformantes y las cadenas de puntos calientes como Hawái, y en 1968 Jason Morgan, Dan McKenzie, Xavier Le Pichon y otros habían armado la teoría de la tectónica de placas: una docena de placas rígidas de 100 kilómetros de espesor que se mueven sobre un manto más blando.

¿Sabías que el Atlántico se ensancha unos 2,5 centímetros al año, más o menos lo que crecen las uñas, y que las estaciones GPS lo miden directamente?

La teoría explica por qué los terremotos y volcanes trazan los bordes de las placas, por qué el Himalaya se eleva donde la India empuja contra Asia desde hace 50 millones de años, por qué Islandia se parte y por qué el Pacífico está rodeado de fuego. Guía la búsqueda de cobre y petróleo, la ubicación de centrales nucleares y la previsión de tsunamis. El posicionamiento por satélite observa ahora las placas en tiempo real: Nazca se desliza bajo Sudamérica a unos 7 centímetros al año.

Los continentes de Wegener derivan de verdad, aunque no como él imaginaba: viajan sobre placas, y el fondo oceánico es el motor. Una herejía de 1912 se convirtió en el principio organizador de la geología en sesenta años.

Sismología: escuchar la Tierra

Nadie ha perforado más de 12 kilómetros en la Tierra, y sin embargo sabemos que el planeta tiene un núcleo interno sólido de 1220 kilómetros de radio, un núcleo externo líquido y un manto rocoso de 2890 kilómetros de profundidad. El conocimiento viene de los terremotos. Un gran sismo hace sonar el planeta como una campana, y las ondas que lo atraviesan se curvan, aceleran, frenan o desaparecen según lo que encuentran. La sismología es el arte de leer esas ondas, y la mayor parte del interior de la Tierra se cartografió con ella en el espacio de treinta años.

Primero fue el instrumento. En Japón, en la década de 1880, el ingeniero británico John Milne y sus colegas construyeron los primeros sismógrafos fiables, péndulos que trazan el movimiento del suelo sobre papel ahumado, y en 1900 Milne había montado una red mundial. Dos clases de onda viajan por el cuerpo de la Tierra: las ondas P, que comprimen y estiran la roca como el sonido, y las ondas S, más lentas, que la sacuden de lado a lado. Las ondas S no pueden atravesar líquidos. En 1906 Richard Oldham notó que las ondas P de sismos lejanos llegaban tarde a una zona del lado opuesto del globo, como si algo denso las hubiera frenado: la primera prueba de un núcleo. En 1909, estudiando un sismo cerca de Zagreb, Andrija Mohorovičić halló que las ondas que llegaban desde debajo de la corteza viajaban más deprisa, revelando el límite que hoy llamamos Moho. Beno Gutenberg fijó la cima del núcleo a 2900 kilómetros en 1914, y en 1936 la sismóloga danesa Inge Lehmann, intrigada por débiles ondas P que no deberían haber llegado a la zona de sombra, demostró que un núcleo interno sólido debía reflejarlas.

Luego vino la magnitud. Charles Richter, en Caltech, ideó su escala logarítmica en 1935; cada número entero supone diez veces más movimiento del suelo y unas 32 veces más energía. Los sismólogos prefieren hoy la magnitud de momento de 1979, que mide el área de la falla y su deslizamiento. El mayor jamás registrado, en Chile en 1960, alcanzó 9,5; el de Tōhoku en 2011, de 9,0 a 9,1, desplazó la costa de Japón varios metros hacia el este y lanzó el tsunami que arrasó Fukushima.

¿Sabías que Inge Lehmann guardaba sus lecturas sísmicas en fichas almacenadas en cajas de copos de avena, y dedujo el núcleo interno solo a partir de los tiempos de llegada?

Hoy miles de estaciones digitales alimentan ordenadores que obtienen imágenes tomográficas del manto, revelando placas de viejo suelo oceánico que se hunden y penachos que ascienden bajo Hawái e Islandia. Como las ondas P viajan más rápido que las destructivas ondas superficiales, los sistemas de alerta temprana de Japón, México y California envían avisos segundos antes de que llegue la sacudida, lo bastante para detener trenes y cerrar válvulas. La misma red vigila la prohibición de ensayos nucleares, distinguiendo una explosión de un terremoto por la forma de sus ondas. La sismología llegó incluso a Marte, donde el módulo InSight de la NASA registró martemotos de 2019 a 2022 y midió el núcleo de ese planeta.

La Tierra no se puede abrir, pero se puede escuchar. Cada terremoto es una radiografía del planeta.

La atmósfera

El aire pesa unos cinco mil billones de toneladas, y cada metro cuadrado de suelo soporta diez toneladas de él. Ese fue el descubrimiento de 1643, cuando Evangelista Torricelli, en Florencia, invirtió un tubo de mercurio en una cubeta y vio que la columna se mantenía a 76 centímetros, sostenida por nada más que el peso de la atmósfera sobre la cubeta. Cinco años después Blaise Pascal envió a su cuñado a subir el Puy de Dôme con uno de esos barómetros; el mercurio bajó 8 centímetros en el ascenso, probando que el océano de aire se adelgaza con la altura.

Se adelgaza deprisa. La mitad de la masa de la atmósfera está por debajo de 5,5 kilómetros, y tres cuartas partes dentro de la troposfera, la capa más baja, de 8 kilómetros en los polos y 18 en el ecuador, donde ocurre casi todo el tiempo meteorológico y la temperatura cae unos 6,5 grados por kilómetro. En 1902 Léon Teisserenc de Bort, lanzando globos no tripulados desde Trappes, cerca de París, halló que por encima de unos 11 kilómetros el enfriamiento cesaba: la estratosfera, calma y estratificada, se calienta con la altura porque su ozono absorbe la luz ultravioleta. Por encima de 50 kilómetros la mesosfera vuelve a enfriarse hasta 90 grados bajo cero, donde arden los meteoros; más allá de 85 kilómetros la termosfera se diluye en la aurora y la órbita de la Estación Espacial Internacional, a 400 kilómetros. El borde convencional del espacio, la línea de Kármán, se fija en 100 kilómetros.

En volumen, el aire seco es 78 por ciento nitrógeno, 21 por ciento oxígeno, 0,9 por ciento argón y 0,04 por ciento dióxido de carbono, con vapor de agua que varía de casi nada al 4 por ciento. Nada de eso estaba dado. El oxígeno lo puso la fotosíntesis, a partir de la Gran Oxidación hace unos 2400 millones de años, y la capa de ozono que permite la vida en tierra firme es un subproducto. Gordon Dobson, en Oxford, empezó a medir el ozono en los años veinte, y la unidad de columna de ozono aún lleva su nombre.

¿Sabías que el agujero de ozono lo hallaron en 1985 tres científicos del British Antarctic Survey con un instrumento de los años cincuenta en Halley Bay, cuando los satélites habían sido programados para descartar lecturas tan bajas como errores?

Ese registro de ozono produjo el descubrimiento más trascendente sobre la atmósfera. Joe Farman, Brian Gardiner y Jonathan Shanklin informaron en Nature en 1985 de que el ozono primaveral sobre la Antártida había caído un tercio desde los años setenta. Los clorofluorocarbonos de aerosoles y frigoríficos, como habían advertido Mario Molina y Sherwood Rowland en 1974, liberaban cloro que destruía el ozono en la superficie de las nubes estratosféricas polares. El Protocolo de Montreal de 1987 los eliminó gradualmente, y el agujero sana despacio, con la recuperación prevista hacia la década de 2060.

La atmósfera es también el escenario de la predicción meteorológica, que corre en superordenadores alimentados por sondeos de satélite, aviones y 1000 radiosondas lanzadas dos veces al día por todo el globo, y del efecto invernadero que siguen los próximos capítulos. Es una película fina: a la escala de un globo escolar sería más delgada que el barniz.

Las corrientes oceánicas

El mar no está quieto. Una parcela de agua que se hunde hoy frente a Groenlandia aflorará en el océano Índico o el Pacífico dentro de unos mil años, tras reptar por el fondo del Atlántico y rodear la Antártida. Las corrientes oceánicas transportan calor, sal, carbono y vida alrededor del planeta, y son la razón de que Gran Bretaña sea más templada que Labrador a la misma latitud.

La primera carta científica fue un asunto postal. En 1769 Benjamin Franklin, entonces subdirector de correos de las colonias americanas, supo por su primo Timothy Folger, capitán ballenero de Nantucket, que los barcos correo tardaban dos semanas más hacia el oeste porque luchaban contra una corriente fuerte que los balleneros conocían bien. Franklin hizo grabar la corriente del Golfo en una carta y midió su calor con un termómetro en sus travesías. Matthew Maury, de la Armada estadounidense, reunió los diarios de a bordo en las primeras cartas mundiales de vientos y corrientes en la década de 1850, y la expedición del Challenger, de 1872 a 1876, sondeó los océanos profundos y halló agua fría en el fondo de los trópicos, que solo podía venir de los polos.

La física explicó el patrón. El oceanógrafo sueco Vagn Walfrid Ekman demostró en 1905 que el viento y la rotación terrestre hacen que el agua superficial se mueva en ángulo respecto al viento, impulsando los grandes giros que recorren cada cuenca. Henry Stommel explicó en 1948 por qué esos giros se apilan en su borde occidental en chorros estrechos y rápidos como la corriente del Golfo y el Kuroshio japonés. La corriente del Golfo transporta unos 30 millones de metros cúbicos por segundo por el estrecho de Florida, y más de 100 millones frente a Terranova, más de cien veces el caudal de todos los ríos del mundo.

¿Sabías que un mensaje en una botella, o un contenedor de patitos de plástico perdido en 1992, puede dar la vuelta al giro del Pacífico Norte en unos tres años?

La circulación profunda la mueve la densidad. En el Atlántico Norte, el agua superficial enfriada por los vientos árticos y salada por la formación de hielo marino se vuelve lo bastante densa para hundirse varios kilómetros; alrededor de la Antártida ocurre lo mismo con agua aún más fría y pesada. Wallace Broecker llamó al bucle global resultante «la gran cinta transportadora oceánica» en 1987 y advirtió de que podía apagarse. Desde 2004 la red de fondeos RAPID, tendida a través del Atlántico a 26 grados norte, mide el vuelco en unos 17 millones de metros cúbicos por segundo, con grandes oscilaciones de un año a otro. Unos 4000 flotadores Argo, que derivan en profundidad y emergen cada diez días para informar de temperatura y salinidad, vigilan los océanos desde 2000.

Las corrientes marcan además los ritmos del clima. El Niño, el calentamiento del Pacífico oriental cada pocos años que Jacob Bjerknes vinculó a los alisios en 1969, desplaza las lluvias de Indonesia a Perú y siembra sequías en Australia. El océano ha absorbido cerca del 90 por ciento del calor extra atrapado por los gases de efecto invernadero y una cuarta parte del dióxido de carbono; sus corrientes deciden adónde va ese calor. El atajo postal de Franklin resultó ser la calefacción central del planeta.

Las glaciaciones

Hace veinte mil años una capa de hielo de tres kilómetros de espesor cubría Canadá, otra sepultaba Escandinavia y el mar estaba 120 metros más bajo que hoy, de modo que Gran Bretaña era una península de Europa. No eran leyendas, sino la última de decenas de glaciaciones, y descubrirlas exigió primero aceptar que el hielo puede tallar un paisaje. En 1837 el naturalista suizo Louis Agassiz, animado por el ingeniero de montaña Ignaz Venetz y el director de minas de sal Jean de Charpentier, dijo a una asamblea atónita en Neuchâtel que los bloques esparcidos por el Jura y la roca estriada de los Alpes eran obra de glaciares desaparecidos. En una década los geólogos de Escocia, Escandinavia y Norteamérica reconocieron las mismas señales. La Tierra había sido mucho más fría.

¿Por qué? En 1864 el escocés James Croll, conserje convertido en físico, propuso que cambios lentos en la órbita terrestre alteraban la luz solar que llegaba a las latitudes altas. El matemático serbio Milutin Milanković desarrolló la idea a mano entre 1912 y 1941, calculando cómo se combinan tres ciclos: el estiramiento de la órbita cada unos 100 000 años, la inclinación del eje cada 41 000 y el bamboleo del eje cada unos 23 000. Cuando los veranos boreales eran débiles, la nieve sobrevivía y el hielo crecía. Sus curvas predecían la cronología de las glaciaciones, pero los geólogos no tenían un registro lo bastante preciso para ponerlas a prueba.

El registro vino del fondo del mar. El oxígeno de las conchas de los foraminíferos lleva la firma de cuánta agua estaba encerrada en el hielo cuando crecieron, y en 1976 James Hays, John Imbrie y Nicholas Shackleton, analizando testigos del océano Índico, hallaron en los datos los ritmos de 100 000, 41 000 y 23 000 años, con los ciclos de Milanković como «marcapasos de las glaciaciones». Pronto habló el propio hielo. El testigo soviético de Vostok, en la Antártida, publicado en 1987, llegaba a 160 000 años atrás; el testigo europeo EPICA de Dome C, terminado en 2004, cubre 800 000 años y ocho ciclos glaciales. Las burbujas atrapadas muestran el dióxido de carbono oscilando entre unas 180 y 280 partes por millón al compás de la temperatura, un amplificador que convirtió pequeños empujones orbitales en cambio global.

¿Sabías que el lago Agassiz, un lago de deshielo al borde del casquete en retirada, contenía más agua que todos los Grandes Lagos juntos, y que su drenaje repentino pudo enfriar el clima durante mil años?

Las glaciaciones moldearon el mundo moderno. Excavaron los Grandes Lagos y los fiordos noruegos, depositaron las arcillas con cantos de Inglaterra y los loess de China, y bajaron el nivel del mar lo suficiente para que los humanos cruzaran a pie de Siberia a Alaska. Episodios mucho más antiguos fueron más lejos: hace unos 700 millones de años los glaciares llegaron al ecuador en una «Tierra bola de nieve». Vivimos en un interglacial que comenzó hace 11 700 años; según el cómputo orbital, la próxima glaciación quedaría a unos 50 000 años, aunque el dióxido de carbono que hay hoy en el aire, más de 420 partes por millón, está fuera de todo lo que recoge el registro de hielo. El reloj orbital de Croll sigue marcando, pero hemos cambiado el amplificador.

El efecto invernadero

Sin su atmósfera, la Tierra tendría una media de unos 18 grados bajo cero: una bola helada. Su media real ronda los 15 sobre cero. La diferencia de 33 grados es el efecto invernadero: la luz solar atraviesa libremente el aire y calienta el suelo, pero el calor infrarrojo que el suelo irradia de vuelta lo absorben el vapor de agua, el dióxido de carbono y unos pocos gases más, que reemiten buena parte hacia abajo. El nombre es una analogía laxa, pues un invernadero real funciona sobre todo impidiendo que escape el aire caliente; la física es la de la radiación.

Joseph Fourier, en París en 1824, fue el primero en calcular que la Tierra debería ser más fría de lo que es y en sugerir que el aire atrapa calor. En 1856 la científica estadounidense Eunice Foote llenó cilindros de vidrio con distintos gases, los puso al sol y halló que el de dióxido de carbono se calentaba más y se enfriaba más despacio; su artículo lo leyó otro por ella en una reunión científica en Albany, Nueva York, y quedó olvidado hasta 2011. Tres años después John Tyndall, en la Royal Institution de Londres, construyó un instrumento para medir cuánto infrarrojo absorben los gases y mostró que el nitrógeno y el oxígeno son transparentes mientras que el vapor de agua y el dióxido de carbono absorben con fuerza. Captó la consecuencia: cambia esos gases y cambia el clima.

Svante Arrhenius le puso números. En Estocolmo, en 1896, tras un año de cálculos a mano, estimó que reducir a la mitad el dióxido de carbono enfriaría la Tierra entre 4 y 5 grados, suficiente para una glaciación, y duplicarlo la calentaría entre 5 y 6. En 1938 el ingeniero inglés Guy Callendar mostró que tanto el dióxido de carbono como la temperatura global ya habían subido, y en 1958 Charles Keeling empezó a medir el gas en la cima del Mauna Loa, en Hawái: 315 partes por millón entonces, más de 420 ahora, con un diente de sierra al ritmo de los bosques boreales que respiran cada primavera. En 1967 Syukuro Manabe y Richard Wetherald construyeron el primer modelo informático que trataba juntas radiación y convección; dio unos 2,3 grados de calentamiento para el doble de dióxido de carbono, cerca del rango actual, y le valió a Manabe parte del Nobel de 2021.

¿Sabías que Venus, con una atmósfera de 96 por ciento de dióxido de carbono, tiene una temperatura superficial de unos 465 grados, suficiente para fundir plomo, aunque su suelo recibe menos luz solar que el de la Tierra?

El balance cuadra con un margen de pocos vatios. De los aproximadamente 340 vatios por metro cuadrado de luz solar que llegan de media, unos 100 los reflejan nubes, hielo y aire, 80 se absorben en la atmósfera y 160 alcanzan la superficie. La superficie irradia hacia arriba casi 400 vatios, pero recibe unos 340 de vuelta del cielo; solo 240 escapan al espacio, igualando lo que entró. Añadir dióxido de carbono eleva la altura desde la que el calor escapa por fin, a aire más frío y tenue, de modo que sale menos hasta que todo el sistema se calienta lo bastante para restaurar el equilibrio.

Los satélites miden ahora el infrarrojo saliente y ven la banda de absorción del dióxido de carbono ahondarse año tras año, una huella que Tyndall reconocería. El efecto invernadero es lo que hace habitable el planeta; la discusión del último siglo trata de cuánto más queremos.

Medir el cambio climático

Un solo termómetro habla de un jardín. Para afirmar que el planeta se ha calentado 1,1 grados desde finales del siglo XIX hace falta un sistema de observación que abarque el globo, llegue al océano profundo y al pasado remoto, y se verifique sin cesar. Medir el cambio climático es la labor de miles de instrumentos y varios equipos independientes, y el cuadro en el que coinciden es hoy uno de los resultados mejor contrastados de la ciencia.

El ancla es la curva de Keeling. Las medidas de Charles Keeling en el Mauna Loa, iniciadas en 1958 y continuadas a través de crisis de financiación por su hijo Ralph, muestran el dióxido de carbono subiendo de 315 a más de 420 partes por millón. Los registros de temperatura llegan más atrás. Las estaciones terrestres y los diarios de a bordo desde 1850 los compilan el Met Office Hadley Centre y la Universidad de East Anglia en Gran Bretaña, la NASA y la NOAA en Estados Unidos, la Agencia Meteorológica de Japón y, desde 2012, Berkeley Earth, un proyecto iniciado por el físico Richard Muller para comprobar si los demás se habían equivocado; halló que no. Todos coinciden en que la década 2011-2020 fue unos 1,1 grados más cálida que 1850-1900 y en que el calentamiento se ha acelerado.

El océano retiene más del 90 por ciento del calor extra, así que allí la señal es más nítida. Unos 4000 flotadores Argo han perfilado los dos kilómetros superiores desde 2000; los mareógrafos desde el siglo XIX y los satélites altimétricos TOPEX/Poseidon y Jason desde 1992 muestran que el mar ha subido unos 20 centímetros desde 1900 y actualmente 3,7 milímetros al año. Los satélites GRACE, volando en formación desde 2002 y pesando la Tierra por el tirón sobre sus órbitas, hallaron que Groenlandia pierde unos 270 000 millones de toneladas de hielo al año. Testigos de hielo, anillos de árboles, corales y sedimentos lacustres extienden el registro miles de años atrás, que es como Michael Mann y sus colegas trazaron en 1998 el «palo de hockey» que muestra el calentamiento reciente como insólito en un milenio.

¿Sabías que la estratosfera se ha enfriado mientras la superficie se calentaba, un patrón que un Sol más brillante no podría producir pero que el dióxido de carbono añadido debe producir, y por eso cuenta como una huella dactilar?

La atribución es el paso final. Las noches se han calentado más que los días, los inviernos más que los veranos, la estratosfera se ha enfriado y el carbono del aire lleva la firma isotópica de los combustibles fósiles. Cada patrón es una huella que las causas naturales no pueden igualar. El Grupo Intergubernamental de Expertos sobre el Cambio Climático, fundado en 1988, ha resumido las pruebas en seis informes de evaluación; el de 2021 calificó de «inequívoca» la influencia humana en el clima.

El sistema tiene lagunas, en el océano por debajo de dos kilómetros, sobre África y los polos, y en las nubes, que siguen siendo la mayor incertidumbre. Pero su fuerza es la redundancia: satélites, boyas, globos, termómetros y hielo coinciden. Kelvin dijo que medir es conocer. El planeta ha sido medido.

La Tierra desde el espacio

La primera fotografía de la Tierra desde el espacio la tomó el 24 de octubre de 1946 una cámara de 35 milímetros atornillada en un cohete alemán V-2 capturado, lanzado desde White Sands, Nuevo México. A 105 kilómetros captó una curva granulosa de horizonte sobre las nubes. La cámara se destrozó al aterrizar, pero la película, en un casete de acero, sobrevivió. En una generación la vista desde arriba se convirtió en la principal manera de vigilar el planeta: su tiempo, su hielo, sus bosques y sus cambios lentos y medibles.

Primero llegó la meteorología. TIROS-1, lanzado el 1 de abril de 1960, envió 23 000 imágenes de televisión de sistemas nubosos en 78 días, y los pronosticadores vieron por primera vez la espiral de una tormenta entera. Los satélites geoestacionarios, desde 1975, colgados sobre el ecuador, hicieron posible la animación de nubes del telediario; hoy ningún huracán pasa inadvertido desde su nacimiento. El 24 de diciembre de 1968 Bill Anders, del Apolo 8, fotografió la Tierra saliendo sobre el limbo gris de la Luna, y el 7 de diciembre de 1972 la tripulación del Apolo 17 tomó la «Canica azul», el disco entero iluminado con África y la Antártida. Ambas se convirtieron en iconos del movimiento ecologista.

La ciencia siguió a las imágenes. Landsat 1, lanzado en julio de 1972, inició el registro continuo más largo de la superficie terrestre, más de cincuenta años de imágenes a 30 metros de resolución, gratuitas para cualquiera desde 2008: la deforestación de la Amazonia, el encogimiento del mar de Aral, la expansión de las ciudades, todo medido en vez de discutido. Nimbus 7 cartografió el ozono desde 1978; TOPEX/Poseidon midió el nivel del mar desde 1992 con precisión de centímetros por radar; los satélites gemelos GRACE, desde 2002, pesaron aguas subterráneas, glaciares y casquetes al sentir el tirón sobre sus órbitas. El programa europeo Copernicus, con sus satélites Sentinel lanzados desde 2014, fotografía hoy cada punto de la Tierra cada pocos días.

¿Sabías que el 14 de febrero de 1990, a seis mil millones de kilómetros, la Voyager 1 giró su cámara hacia casa y registró la Tierra como un «punto azul pálido» de menos de un píxel de ancho?

La vista orbital tiene consecuencias prácticas a todas las escalas. Los satélites meteorológicos dan días de aviso ante ciclones que antes mataban a cientos de miles de personas. El radar del Sentinel-1 cartografía inundaciones a través de las nubes y de noche, y mide el hundimiento del suelo en las ciudades milímetro a milímetro. Los sensores infrarrojos detectan incendios en minutos, y los instrumentos de dióxido de azufre siguen las columnas volcánicas para la aviación. El GPS, que es a su vez una constelación de 31 satélites, se ha vuelto la infraestructura invisible del transporte, las finanzas y la agricultura.

Los astronautas hablan de un «efecto perspectiva», el cambio que produce ver un mundo sin fronteras visibles y con una atmósfera finísima. Los instrumentos dicen lo mismo en cifras: un solo planeta, medido como un todo, que cambia en el curso de una vida humana. El horizonte borroso del V-2 se convirtió en un espejo.