Cinco mil millones de años el sistema solar tenía casi la misma composición que hoy en día, con dos diferencias fundamentales.
La primera era que el sistema solar aún era básicamente una nebulosa llena de gas y polvo a través de la cual evolucionaban varios planetesimales, planetas y satélites en diversos grados de evolución planetaria.
La segunda era que el Sol aún no había empezado a brillar.
Pero aunque no había sol que iluminase los planetas, aunque la luz de las estrellas no podía atravesar el polvo que formaba el sistema solar, un leve resplandor iluminaba toda la nebulosa.
El movimiento continuo de gases y polvo a lo largo de diez mil millones de kilómetros generaba frecuentes descargas de electricidad estática de naturaleza similar a los rayos que se producen entre las nubes durante una tormenta, pero de intensidad muy superior.
Cinco mil millones de años
Un solo rayo apenas sería visible, pero en aquel inmenso volumen se producían cientos de «pequeñas» descargas por segundo. Pequeñas con relación al tamaño de la nebulosa, pero cada rayo podría ser tan grande como todo un planeta, iluminando cada uno un radio de varios millones de kilómetros. Visto desde la distancia sería como si la nebulosa brillase continuamente con una leve tonalidad azulada.
Sin embargo, el gas y el polvo interplanetarios tenían un efecto muy importante sobre el sistema solar. Los planetas avanzaban atravesándolo y eso producía un efecto de frenado. De esa forma los planetesimales más pequeños habían acabado por sucumbir con rapidez siendo absorbidos por los mayores, y el efecto de frenado se seguiría produciendo durante mucho tiempo hasta hacer que los satélites cayeran sobre sus primarios y los planetas sobre la nebulosa central.
Cinco mil millones de años La Formación del Sol
Ya hemos visto cómo un planetesimal podía condensarse para formar un planeta, y si el planetesimal era lo bastante grande podría formar un planeta tan grande como Júpiter.
Pero en el centro de la nebulosa había una nube de gas y polvo que era mil veces más grande que Júpiter.
Durante su evolución, aquella nube pasó por las diversas etapas por las que habían pasado otros planetesimales. Una acreción de partículas de hielo y polvo que al alcanzar un tamaño determinado colapsó para formar un planetesimal y que al aumentar de tamaño adquirió temperatura suficiente para fundirse y formar un planeta con un núcleo metálico, una capa de silicatos y una atmósfera. Tal como en Júpiter la presión interior llegó a ser tan grande que el hidrógeno llegó a licuarse, y al aumentar aún más se convirtió en una enorme esfera de hidrógeno metálico.
Cinco mil millones de años Pero la presión siguió aumentando.
Mientras más y más billones de toneladas de hidrógeno, hielo y polvo seguían siendo atraídas, la presión interior seguía aumentando, y lo único que sujetaba aquella inmensa masa era la fuerza de los electrones alrededor de los átomos.
Llegó un momento en que ni siquiera la fuerza de los electrones fue capaz de vencer tanto peso y los átomos colapsaron.
Al hacerlo, los electrones se derrumbaron sobre el núcleo y éstos se precipitaron los unos contra los otros, chocando, fusionándose y provocando una explosión termonuclear en el centro de la nebulosa solar. Probablemente las primeras explosiones fueron sofocadas enseguida por el peso tan enorme que tenían encima, sin que la luz llegase a asomar a la superficie del Sol, pero poco más tarde se produjeron más explosiones, cada vez con mayor frecuencia, hasta que el fuego termonuclear ya no pudo ser sofocado.
Cinco mil millones de años Cuando el Sol empezó a brillar
El Sol se encendió, pero sólo en su interior, había centenares de miles de kilómetros de distancia hasta su superficie, por eso la explosión nuclear se extendió por todo el interior del Sol, pero la presión del gas que tenía encima impedía que alcanzara la superficie, y mientras tanto la suma de la presión gravitatoria desde fuera y la presión explosiva desde dentro del Sol mantuvieron encendida la llama nuclear, aunque la superficie del Sol siguió siendo una superficie apagada.
La explosión nuclear que se producía en el interior creaba ingentes cantidades de energía y calor y el calor se fue transmitiendo a través de la atmósfera solar hasta alcanzar la superficie. Conforme el hidrógeno se calentaba miles de grados, emitía radiaciones caloríficas y visibles. Tal como el hierro que, cuando está muy caliente, al rojo vivo, emite luz y calor y que si se calienta aún más alcanza un color blanco deslumbrante. El hidrógeno actuó de la misma forma y al alcanzar una temperatura de miles de grados reflejaba las ondas que recibía en todo tipo de frecuencias y longitudes de onda.
Los fotones generados en el núcleo atómico rebotaban una y otra vez entre los átomos de la densa atmósfera solar hasta que tras millones de rebotes algunos fotones empezaron a llegar a la superficie solar y escapar hacia el espacio.
Cinco mil millones de años
Pero solo un pequeño porcentaje llegaba hasta allí, la mayoría de los fotones continuaban rebotando por dentro del inmenso volumen de la atmósfera solar y mientras más fotones se producían en el interior del núcleo más se acumulaban en la zona inmediata, hasta el punto de alcanzar temperaturas incluso superiores a la misma reacción nuclear.
Con el tiempo la atmósfera se fue saturando de fotones, y la cantidad de estos que alcanzaban la superficie fue siendo cada vez mayor, pero aún así hizo falta casi un millón de años hasta que el nivel de saturación de fotones en la atmósfera solar llegara al punto de equilibrio en que el Sol emitiera tantos fotones desde su superficie como los que se fabricaban al mismo tiempo en su interior.
Desde entonces la intensidad solar ha sido casi constante, pero como el núcleo solar, la zona donde se convertía el Hidrógeno en Helio era cada vez mayor, se fue incrementando con lentitud, a razón de un diez por ciento cada mil millones de años.
Si un hipotético observador hubiese estado en aquel momento contemplando el proceso desde una distancia de un par de días-luz sobre el plano de la elíptica, podría haber sido testigo de lo siguiente.
Al principio sólo habría visto una nube débilmente iluminada desde su interior. De vez en cuando podría ser testigo de pequeños destellos producidos por las descargas de electricidad estática de las nubes de polvo en movimiento, destellos que iluminarían durante varios segundos o minutos una zona específica de la nebulosa antes de que su luminosidad quedara diluida en el resto de la nebulosa. Estos destellos serían tan abundantes que cada destello se solaparía con otros haciendo que toda la nebulosa pareciese sumida en una luminosidad fantasmal, superior a la luminosidad del resto del espacio.
Desde el centro de la nube, de repente, comenzaría a iluminarse un punto. A lo largo de un millón de años ese punto se haría cada vez más intenso hasta que su luminosidad resultara cegadora. Desde ese momento la luz iría avanzando a través de la nebulosa iluminando las nubes de gas y polvo, así como los varios planetas que poblaban por entonces el sistema solar.
Cinco mil millones de años El Viento Solar
La presión de los fotones también empujaría parte de la atmósfera solar por lo que ésta comenzó a «derramarse» en todas direcciones empujando a las partículas de polvo y gas que encontrase en su camino.
Al poco tiempo de que el centro de la nebulosa solar se encendiera se vería un nuevo cambio, cuando a través del centro del Sistema pudiera verse una estrella gigantesca, el Sol. Antes sólo se podía apreciar su resplandor, pero una vez que el viento solar barrió el espacio interplanetario empujando hacia el exterior los gases más ligeros, fue posible ver directamente el brillo de la superficie del Sol.
A su alrededor apareció un anillo brillante, el frente de empuje del viento solar al ir barriendo la nebulosa. En realidad, se trataría de una esfera alejándose en todas las direcciones, pero al estar la mayor parte del polvo repartida en el plano de la eclíptica, y visto desde dos días luz sobre dicho plano, la apariencia sería la de un anillo que fuera creciendo a una velocidad de más de veinte millones de kilómetros diarios. Al aumentar el tamaño de ese anillo, a través de su interior se pudieron ver por primera vez las estrellas que hay al otro lado, invisibles hasta entonces por la densidad de la nebulosa.
Cinco mil millones de años
Y también los planetas. A medida que el frente del viento solar se alejaba iban quedando atrás los planetas interiores, Mercurio, Venus, La Tierra y Marte. El frente siguió creciendo hasta dejar a la vista los planetas gigantes, Júpiter y Saturno, y los exteriores, Urano y Neptuno.
En ese primer barrido el viento solar empujó hacia el exterior casi todas las partículas, átomos y moléculas ligeras que no estuviesen bajo la influencia gravitatoria de algún planeta.
Las partículas algo más pesadas serían barridas más adelante a lo largo de los más de cuatro mil millones de años transcurridos desde entonces, y todas esas partículas han ido a formar una nube a uno o dos años luz de distancia del Sol. Esta nube rodea el sistema solar como una esfera, aunque más densa en el plano del sistema solar, aún empujada muy débilmente por la presión de la luz solar pero sujeta por la presión de las estrellas vecinas. En esa nube también se han formado, por su propia fuerza gravitatoria, cuerpos más o menos masivos, y alguna vez que otra uno de estos cuerpos es desviado de su órbita por otro cuerpo similar y cae hacia el Sol en una órbita sumamente excéntrica. Formados en su mayor parte por los mismos elementos que había en el origen de nuestro sistema, esas bolas de “hielo sucio” atraviesan el firmamento formando lo que desde la antigüedad se han dado en llamar cometas.
Pero la limpieza que el viento solar produjo en el sistema solar tuvo otros efectos aún más importantes. Mientras el sistema solar estaba densamente cubierto por una nube, el gas y el polvo que integraban el espacio interplanetario actuaba como un freno, débil pero constante. Los satélites y planetas se frenaban a lo largo de millones de años cayendo los más pequeños sobre sus primarios y provocando frecuentes cataclismos cósmicos.
Cinco mil millones de años
Al barrer el viento solar todo el polvo que frenaba las órbitas de los planetas con su rozamiento y con los campos electromagnéticos que generaban, los planetas y planetesimales existentes en ese momento han dejado de ser frenados salvándose de caer hacia el centro del sistema. Al contrario, el efecto gravitatorio que se produce entre los diversos planetas y satélites ha hecho que en algunos casos las distancias orbitales aumenten en lugar de disminuir.
Y otro efecto más negativo del viento solar es que al bombardear las capas altas de los planetas, excitaban los átomos que hubiese sobre la atmósfera, arrancándoles poco a poco los elementos más ligeros que hubiese sobre ella. De ahí que, mientras más cerca estuvieran los planetas del Sol, mayor era la fuerza del viento solar y mayor su pérdida de gases de la atmósfera.
Al llegar a determinada distancia, el viento solar perdía gran parte de su fuerza, por eso no afectó a los planetas gigantes ni a los que se encontraban más lejos.
Cinco mil millones de años La Formación de los Asteroides
Los asteroides existentes actualmente en el sistema solar tienen dos orígenes distintos.
En primer lugar, están los asteroides que se formaron por condensación de la nube original, y que acabaron en una órbita más o menos estable.
Debido a su masa tan reducida, su interior no ha llegado a generar suficiente calor para fundirse, y solo diversas porciones de la superficie sobre las que hayan caído meteoritos han formado una costra de material fundido, material compuesto en su mayor parte por una mezcla más o menos homogénea de las sustancias más abundantes en la nube solar original.
Su fuerza gravitatoria nunca fue suficiente para retener gases, de ahí que no tengan atmósfera, pero en su estructura también podemos encontrar gases en combinación con otros elementos que, a temperaturas bastante bajas permanecen en estado sólido, entre ellos el agua. El agua se forma por la superabundancia de hidrógeno y oxígeno en la nube original y las moléculas aisladas de agua actúan como un gas, pero debido a que dichas moléculas actúan como un imán, diversas moléculas de agua cristalizan con otras para formar cristales de hielo en el espacio. Si están demasiado cerca del Sol, el calor que reciben estos cristales es suficiente para romper su estructura cristalina y convertirse en gas, pero a mayores distancias del Sol, los cristales de hielo actúan como un elemento más que acabará por formar parte de la estructura de un asteroide.
Esto mismo también ocurrió con la formación de los planetas, también ellos incorporaron en su masa inicial grandes cantidades de hielo, pero la temperatura alcanzada más adelante, capaz hasta de fundir las rocas, convirtió todo este hielo en vapor, que acabó flotando en la atmósfera y, si el planeta no tenía masa suficiente, perdiéndose en el espacio.
Es decir, la primera generación de asteroides formados en el sistema solar eran conglomerados de hielo y polvo, y de ellos solo sobreviven hoy en día aquellos que estén tan lejos del Sol que su calor no llegue a derretirlos.
Pero hay otro tipo de asteroides, formados principalmente de hierro o silicatos.
Cinco mil millones de años Y su origen está en el interior de los planetas.
Cuando el Sistema Solar se encontraba en sus inicios, alrededor del Sol se formaron miles de planetesimales, asteroides y conglomerados de muy diversos tamaños. Los planetas más grandes que tuvieran una órbita estable tendían a sacar de su órbita a otros más pequeños cuyo período orbital fuera un múltiplo o fracción entera del mayor. Estos planetesimales llegaban a acercarse tanto a un planeta mayor que en ocasiones podían ser capturados por su fuerza gravitatoria y quedar a su alrededor como un satélite o incluso llegar a estrellarse contra él.
Un choque tan gigantesco, a las velocidades a las que viajan los planetas, producía unos efectos cataclísmicas. Según la velocidad a la que se produzca el choque saldrían numerosos trozos de ambos planetas salpicados hacia el espacio, volviendo a caer los menos veloces y provocando otros choques secundarios que a su vez provocarían la emisión de más restos barriendo toda la superficie planetaria. Los trozos que adquirieran una velocidad superior a la velocidad de escape saldrían al espacio y acabarían convertidos en asteroides de segunda generación, no una mezcla de hielo y polvo, sino de silicatos, hierro y níquel extraídos del corazón de un planeta por el choque cataclísmico de otro cuerpo planetario.
Cinco mil millones de años El Origen de los Satélites
Tal como en el caso de los asteroides, los satélites que orbitan alrededor de los planetas también pueden tener dos orígenes distintos. En primer lugar, están los planetesimales formados en el origen del sistema solar que han sido capturados por la fuerza gravitatoria de planetas mayores. En segundo lugar, están los formados con los escombros y restos de choques planetarios.
Cuando un cuerpo planetario o un meteorito chocaba con un planeta, las salpicaduras adquirían velocidades muy diferentes. Las más lentas volvían a caer al planeta, las más rápidas escapaban al espacio interplanetario para convertirse en asteroides, pero las que tenían una velocidad intermedia quedaban en órbita alrededor del planeta formando una nube de escombros y rocas. Estos escombros en órbita chocaban entre sí y adquirían una distribución en forma de anillo alrededor del planeta, y con el paso de los miles de años el anillo se iba haciendo más plano y estrecho hasta unirse en una sola masa que, según el tamaño adquirido podía volver a fundirse y formar un nuevo cuerpo esférico en órbita alrededor del planeta del que surgieron sus escombros.
Al mismo tiempo, la energía cinética de estos choques se habrá convertido en calor, fundiendo la materia que componía el satélite y aportándole una gran cantidad de calor. Esto hará que en esa materia fundida los elementos se separen según su peso y temperatura de fusión, cayendo los elementos más pesados hacia el centro del mismo y quedando los más ligeros en la superficie. Como el Sistema Solar en su origen estaba repleto de cuerpos de muy diferentes tamaños, hechos como este se debieron producir millones de veces, y aunque solo la caída de grandes planetesimales y a alta velocidad provocarían salpicaduras de nuevos cuerpos al espacio, todos ellos provocaban calor que mantenían la temperatura del planeta muy por encima del punto de fusión de los elementos que contenía.
Un último punto a considerar es el siguiente: Cuando un planeta cae sobre otro no caerá casi nunca verticalmente, su trayectoria interceptará el planeta mayor, pero es muy improbable que esté apuntando justo al centro del mismo, así que casi siempre caerá sobre un lado del planeta y eso hará que el planeta que recibe el impacto acabe girando, tal como una bola de billar, en la dirección en la que ha recibido dicho impacto. Si la masa impactante no es mucha en relación al planeta impactado, la rotación adquirida será más o menos lenta, pero en el caso de un planetesimal mayor, la rotación adquirida puede ser bastante grande, tanto como hacer que el planeta, después del choque, acabe girando a gran velocidad
Cinco mil millones de años La Formación de la Tierra
Sistema Solar y como en aquel caos original se produjeron choques entre muchos planetas hasta que sólo quedaron los planetas actualmente conocidos.
El Impacto de Theia
Esto fue lo ocurrido en el planeta Tierra. Poco después de su formación, un planeta del tamaño de Marte se estrelló contra la Tierra impactando, no justamente en el centro, sino sobre un lado de la Tierra.
El impacto fue cataclísmico, fundiendo ambas masas planetarias y haciendo que una importante porción de la Tierra saliera despedida al espacio en forma de rocas fundidas y cenizas. Gran parte de esas rocas volvieron a caer sobre la superficie terrestre, provocando rebotes que barrieron toda la superficie del planeta, pero un importante porcentaje (entre el 3 y el 5% de la masa total), salió disparada a una velocidad superior a la de escape.
De toda esta materia, muchas rocas se separaron permanentemente del planeta convirtiéndose en asteroides que se esparcieron por el Sistema Solar, pero otras, aproximadamente un uno y medio por ciento, quedaron en órbita alrededor de la Tierra. La materia expulsada quedó distribuida en un anillo de escombros a una escasa distancia del planeta, entre 10.000 y 30.000 Km sobre la superficie terrestre.
Debido a los frecuentes choques entre estos escombros, dicho anillo se fue haciendo más plano y más estrecho, hasta que entre ellos se formó una acreción rocosa que fue atrayendo y absorbiendo el resto de la masa del anillo hasta formar un solo cuerpo.
Cinco mil millones de años Había nacido la Luna.
Desde hace siglos los astrónomos han elaborado varias teorías para explicar el origen de la Luna, pero todas las teorías han fallado a la hora de explicar todos los datos conocidos.
Esta teoría, planteada por primera vez en las últimas décadas y apoyada por numerosos ensayos de modelos informáticos, es la que mejor se ajusta a todos los datos conocidos y es la que la mayor parte de los astrónomos actuales consideran más probable.
De todo ello quedan algunas incógnitas que la ciencia aún no ha resuelto pero que lo hará sin duda en los próximos años. Una de ellas es cuál era la órbita anterior de la Tierra.
El planeta que chocó con la Tierra pudo alcanzarle por detrás o quizás fue la Tierra la que en su avance alcanzó al planeta. El choque se produjo a más de 10 y menos de 15 Km/s. El resultado es que al final del choque la Tierra acabó con una velocidad de 30 Km/s, que es la velocidad que aún conserva.
Esta velocidad hizo que la Tierra acabase, tras estabilizar su órbita, a unos 150 MM Km del Sol.
Dependiendo de si el choque fue por delante o por detrás de la Tierra, su velocidad anterior sería sensiblemente mayor o menor, y eso significaría que antes, la órbita de la Tierra estaba más lejos o más cerca del Sol. Yo estaría dispuesto a apostar que el choque se produjo por delante, que la Tierra estaba antes mucho más lejos del Sol y que el choque la frenó y acabó cayendo a una órbita menor.
¿Por qué pienso esto? Por el tamaño de la Tierra que aún antes del choque era mayor que Marte, lo que según la distribución de masas original de la nebulosa solar debería haber llevado a la Tierra mucho más lejos del Sol.
El tiempo dirá si gano o pierdo la apuesta.
Los elementos de la Vida
El Caldo Primigenio
En la página anterior hemos visto cómo se formó el sistema solar, los planetas y satélites y cómo éstos evolucionaron hasta llegar a su situación actual.
Sin embargo, en el caso de nuestro planeta lo hemos dejado en una etapa muy temprana de la historia, cuando apenas había empezado a formarse una costra que posteriormente formaría la corteza terrestre y sobre ella soplaban los vientos de una ardiente y asfixiante atmósfera de hidrógeno, metano, amoníaco y vapor de agua.
En los primeros lagos que se formaron en la superficie terrestre había numerosas sales minerales, magnesio, azufre, hierro. El agua estaba a unas temperaturas muy elevadas y sobre ella había una ardiente masa de aire compuesta de hidrógeno, metano, vapor de agua y amoníaco. Todo esto ocurría en la más completa oscuridad, el Sol aún no había entrado en ignición y la nebulosa solar impedía que se viera el más mínimo destello de luz estelar.
Pero a pesar de estas condiciones tan adversas, había una gran cantidad de energía.
Las Fuentes de Energía
Había dos fuentes de energía principales, una era el calor interno de la Tierra, provocado por la constante caída de meteoritos, la presión interna, los terremotos continuos mientras el planeta seguía asentándose y los elementos radioactivos de su interior. La otra fuente de energía era la frecuente, casi continua formación de tormentas eléctricas en aquella atmósfera de vapor de agua, metano y amoníaco bombardeada por partículas de polvo y gas que aún seguían cayendo desde el espacio exterior.
Si no hubiese habido aporte de energía, todos los procesos químicos hubiesen seguido el camino “cuesta abajo” de la entropía, es decir, la diferencia de temperaturas tendería a equilibrarse y las únicas reacciones químicas que se producirían serían aquellas que implicasen pérdida de organización, descomponiendo sustancias complejas en elementos más simples.
Cualquier tipo de organización molecular estaría condenada al fracaso.
Pero había aporte de energía, grandes cantidades de energía que tenían que ser contenidas por la materia que formaba el planeta.
La mayor parte de los átomos, principalmente los metálicos son capaces de almacenar una gran cantidad de calor antes de combinarse con otros elementos. El aporte energético era tan grande que se formaron numerosas aleaciones que dieron origen a las vetas que miles de millones de años más tarde explotarían los mineros de todo el mundo.
Pero hay una serie de elementos (Carbono, Hidrógeno, Oxígeno y Nitrógeno, abreviados como CHON) que necesitan menos cantidad de energía para reaccionar entre sí, o con otros elementos. Son los átomos más pequeños que pueden completar su órbita recibiendo electrones de otros átomos, de ahí que para ellos resulte sumamente fácil reaccionar con cualquier elemento susceptible de aportarle electrones.
Los siguientes átomos de semejantes características (Silicio, Fósforo y Azufre) son los que están inmediatamente bajo ellos en la tabla periódica de elementos, y también tienen una cierta facilidad para formar moléculas entre sí o para combinarse con los elementos ya mencionados. Por desgracia estos átomos son más grandes y pesados, por lo que para ellos es más difícil (si no imposible) formar moléculas de una cierta complejidad, aunque sí que pueden ser elementos auxiliares de complejas moléculas formadas por los antes indicados.
Moléculas Complejas
En aquellos primeros lagos saturados de sales minerales, fosfatos, sulfuros, silicatos, y acariciados por una brisa de metano, amoníaco e hidrógeno, las moléculas reaccionaban con otras moléculas y se formaban moléculas más complejas.
Algunas de estas nuevas moléculas no eran estables y resultaban destruidas, pero otras combinaciones sí resultaban bastante estables, perdurando durante más tiempo y pasando a formar parte de un caldo que cada vez se hacía más complejo.
Así, el azar iba generando compuestos, algunos más simples, otros más complejos. Por regla general, las moléculas complejas eran capaces de almacenar más energía que las simples, y como la energía abundaba, esto hizo que la complejidad del caldo primigenio fuera también en aumento.
El hecho de que en aquel ambiente no existiese oxígeno libre permitía que las sustancias creadas perdurasen hasta que un nuevo aporte energético pudiese desintegrarlas, pero debido a la diferencia de características de las diversas moléculas, en los mares primitivos se produjo una diferenciación por sustancias.
Cerca de las fuentes energéticas, (en aquella época las rocas radioactivas, los geiseres, volcanes y las tormentas eléctricas) se creaban moléculas complejas. Debido a la distinta densidad estas moléculas derivaban dentro del caldo primigenio. Si la nueva molécula derivaba hacia una zona donde el aporte energético fuera excesivo sería desintegrada con rapidez y sus componentes serían usados para iniciar otras combinaciones.
Si la molécula derivaba hacia una zona libre de aporte energético permanecía a salvo y perduraba. Con el tiempo se formaron «depósitos» de moléculas complejas en el corazón de los lagos primitivos conteniendo sustancias como formaldehído, ácidos fórmico, acético y láctico, urea y hasta algunos aminoácidos simples como glicina y alanina.
El momento en que el Sol comenzó a brillar en el cielo supuso un punto de inflexión que cambió las reglas del juego.
Por un lado, hubo una nueva fuente energética en forma de rayos ultravioleta que bombardeaban la superficie de los mares. Esto hizo que el número de moléculas complejas que se formaban sufriese un incremento espectacular.
Por otro lado, los rayos UV no podían atravesar un determinado espesor de agua, de ahí que las sustancias recién formadas, si eran más pesadas que el agua o quedaban en suspensión, podían derivar hacia el fondo marino donde se mantenían a salvo de los rayos cósmicos que pudieran desintegrarlas.
Por este motivo los mares se convirtieron en gigantescos depósitos de moléculas complejas.
Las corrientes marinas provocadas por el viento, las mareas, la diferencia de temperatura de las aguas o incluso la explosión de volcanes submarinos, hacían que parte de las sustancias creadas afloraran de vez en cuando a la superficie del mar, siendo sometidas a un nuevo bombardeo de rayos UV. La mayor parte de las veces esto producía la disgregación de la molécula, pero otras veces se fabricaban moléculas más complejas.
Con todo y con eso, el balance seguía siendo positivo, eran muchas más las moléculas complejas que se creaban y depositaban en el fondo marino que las que eran devueltas a la superficie y disgregadas. De ahí que la composición del caldo primigenio siguiese aumentando su complejidad hasta el punto de que se formasen purinas y azúcares como la adenina y la ribosa, componentes de los ácidos nucleicos.
Conforme aumentaba la complejidad del caldo aumentaba también la probabilidad de que se formasen sustancias aún más complejas. Así, cuando el caldo estaba saturado de ácidos nucleicos, purinas y azúcares, resultó inevitable que de esta mezcla surgiesen los primeros nucleótidos e incluso algunos compuestos tan complejos como el Trifosfato de Adenosina (ATP), uno de los componentes fundamentales de la vida.
Cinco mil millones de años Los Ladrillos de la Vida
Al examinar una molécula de Trifosfato de Adenosina, ATP, vemos que es una molécula sumamente compleja, su fórmula cuantitativa sería
C10O13H16N5P3
No obstante, esta fórmula no revela la complejidad de la molécula, para llegar a entender cuán compleja es tendríamos que fijarnos más bien en la fórmula estructural que nos revelará mejor toda su complejidad.
Realmente, si tuviésemos que partir exclusivamente de los elementos que se encontraban en la atmósfera primigenia, la probabilidad de que se formase ATP resultaría tan baja que sería absurdo siquiera considerarla. Podrían pasar mil veces la edad del sistema solar y aún podríamos estar esperando que se formase ATP a partir de agua, metano, amoníaco y las sales de sulfuros y fosfatos que existían en el caldo primigenio.
Pero de este caldo primigenio no surgió el ATP, sino un caldo más complejo en el que abundaban Adeninas, Ribosas y Fosfatos. Y si os fijáis veréis que la molécula de ATP no es ni más ni menos que la unión de una Adenina con una Ribosa y un Fosfato.
¡Era inevitable que se formaran moléculas de ATP!
Cinco mil millones de años Los Primeros Pasos en el Laboratorio
De hecho, todo lo expuesto hasta ahora no son más que los pasos lógicos que debió dar la naturaleza y que los científicos del último siglo han intentado ¡y conseguido! reproducir paso a paso.
En 1953, Urey y Miller prepararon una mezcla de amoníaco, metano e hidrógeno por la que hicieron pasar un serpentín con vapor de agua. Dentro del recipiente un electrodo generaba una chispa eléctrica que atravesaba el gas. Sólo al cabo de 24 horas el caldo, originalmente transparente, había adquirido una apreciable coloración rosada.
Una semana más tarde analizaron la muestra conseguida, de un fuerte color rojo amarronado, y encontraron ácidos fórmico, acético, glicólico y láctico, ácido cianhídrico, urea y dos de los aminoácidos más simples, glicina y alanina. Las cantidades de estas sustancias generadas no eran pequeñas, no eran unas pocas moléculas, sino trillones, tanto que más de un sexto del metano original que había en la mezcla se había combinado para formar sustancias más complejas.
El experimento fue repetido por varios científicos con diversas variaciones a lo largo de varios años, sustituyendo algunos componentes originales y usando luz ultravioleta en lugar de electrodos y en todas las ocasiones se produjeron sustancias complejas y hasta algunos aminoácidos más complejos que la glicina y la alanina que consiguieron Urey y Miller.
En 1961 Juan Oró, en la Universidad de Houston, añadió ácido cianhídrico al caldo primigenio y del proceso obtuvo algunas purinas, entre ellas la adenina. En un experimento posterior, en 1962, añadió formaldehído a la mezcla original y consiguió la síntesis de dos azúcares distintos, la ribosa y la desoxirribosa, componentes de los ácidos nucleicos.
Desde 1963 hasta 1965, en el centro de investigación Ames de California, se realizó una serie de experimentos partiendo de compuestos que ya habían sido creados en experimentos anteriores, como la ribosa, la adenina, fosfatos y otros, y sometiéndolos a iluminación con luz UV. De estos experimentos surgieron compuestos cada vez más complejos, como adenosina, ácido adenílico y trifosfato de adenosina (ATP).
Vemos pues que el proceso por el cual los mares primigenios fueron adquiriendo complejidad no son solo teorías, sino que han sido comprobados por los experimentos de muchos científicos modernos.
Ahora bien, todas estas substancias siguen siendo simples moléculas, incapaces de equipararse a la complejidad de una célula viva.
