LA
ENERGÍA

Un adulto de setenta kilos, en absoluto reposo físico y mental, disipa entre ochenta y cien vatios de potencia continua. Es el equivalente metabólico basal. Todo lo que sos —tu inteligencia, tus recuerdos, tus miedos, tu capacidad de resolver ecuaciones diferenciales y de mentir convincentemente— opera con el presupuesto energético de una lámpara incandescente de las viejas. Si te dejaran encendido durante veinticuatro horas seguidas, consumirías aproximadamente dos kilovatios-hora. A lo largo de una vida humana entera, eso equivale a unos cuarenta barriles de petróleo. Ochenta años de existencia, comprimidos en cuarenta barriles. Toda una vida de pensamientos, orgasmos, insomnios, caminatas bajo la lluvia y tardes leyendo en un sillón: cuarenta barriles.

Pero el milagro físico no es la cantidad. Es la maquinaria que sostiene el flujo. Los organismos vivos no queman combustible como un motor térmico; transfieren energía mediante moléculas especializadas. En los seres humanos, la moneda principal es el adenosín trifosfato, el ATP. Cuando pensás, cuando transpirás, cuando mirás la pantalla, estás gastando ATP. El problema es que el cuerpo humano no puede almacenar grandes cantidades de esta molécula. En un momento dado, tenés apenas unas decenas de gramos de ATP en todo tu sistema. Para sostener el flujo de cien vatios que te mantiene vivo, esos gramos tienen que descargar su energía, reciclarse y volver a cargarse a una velocidad vertiginosa.

Cada molécula de ATP en tu cuerpo se recicla más de mil veces por día. Como resultado de esta frenética cinta transportadora celular, un ser humano adulto sintetiza y destruye diariamente una cantidad de ATP aproximadamente igual a su propio peso corporal. No estás quemando una reserva masiva. Estás usando la misma reserva diminuta, circulando a una velocidad psicótica, para sostener los cien vatios.

Cuando pasamos del cuerpo humano al resto de la biología, la relación entre la escala y la energía parece someterse a una geometría rigurosa. En la década de 1930, el biólogo Max Kleiber descubrió una regularidad asombrosa: el metabolismo basal de un animal no escala de manera lineal con su masa, sino a la potencia de tres cuartos. Si multiplicás la masa de un mamífero por diez mil, su metabolismo basal no se multiplica por diez mil, sino por mil. Un ratón no es una ballena en miniatura; vive más rápido, quema su energía de manera mucho más frenética por gramo de tejido, y muere mucho antes. Una musaraña tiene que comer casi constantemente para mantener su horno interno encendido. Una ballena azul puede permitirse el lujo de la lentitud. El animal pequeño arde; el grande apenas arde sin llama. Kleiber había encontrado un patrón matemático subyacente a toda la diversidad biológica.

Pero hay algo más extraño. Cuando afinás la resolución e intentás aplicar la regla a organismos específicos, los puntos empiezan a desviarse de la línea perfecta. Los primates, incluyendo a los humanos, no encajamos impecablemente en la curva. Gastamos más de lo que la regla estricta sugiere para nuestro tamaño, e invertimos una cantidad grotesca de esa energía —alrededor del veinte por ciento de todo el presupuesto en reposo— solo en mantener encendido el cerebro. La biología no es un cristal. La curva de Kleiber es una de las regularidades más hermosas de la ciencia, pero no es una ley universal inflexible. Es un promedio estadístico imponente. Y aquí radica una de las lecciones epistemológicas de este viaje: la escala que revela la ley es la misma que, afinada un poco más, empieza a mostrar que la ley nunca fue tan limpia como parecía.

La energía total de un relámpago típico es del orden de mil millones de julios, aunque la variación entre descargas es enorme. Suena impresionante hasta que lo convertís en unidades domésticas: unos doscientos ochenta kilovatios-hora. Un departamento de dos ambientes consume unos trescientos kilovatios-hora por mes. Un rayo alimentaría ese departamento durante unas semanas. Si pudieras capturar todos los relámpagos que ocurren en la atmósfera terrestre en un año —unos mil cuatrocientos millones de descargas, entre nubes, dentro de nubes y hacia el suelo—, la energía total sería considerable, pero estaría distribuida entre miles de millones de eventos impredecibles, brevísimos y dispersos por toda la superficie del planeta. Como recurso energético, los rayos son inútiles. No porque falte energía. Porque es imposible concentrarla donde y cuando la necesitás.

Pero nadie le tiene miedo a un mes de electricidad doméstica.

Lo que hace del rayo un fenómeno de terror sublime no es su energía sino su potencia —la velocidad con la que entrega esa energía—. Y para entenderlo hay que saber algo que contradice lo que creemos ver. Un rayo no cae. Primero desciende un líder escalonado, un canal de aire ionizado que baja desde la nube en pasos sucesivos, buscando un camino hacia el suelo. Cuando ese líder se conecta con un streamer ascendente que sube desde un punto elevado del terreno, se cierra el circuito. Y entonces ocurre la descarga de retorno: un pulso de corriente colosal que se propaga desde el suelo hacia arriba por el canal recién formado. Eso es lo que vemos brillar. El rayo que juraríamos haber visto caer está, en su fase más luminosa, subiendo.

Esa descarga de retorno dura entre treinta y cien microsegundos. Treinta millonésimas de segundo. En ese intervalo, un canal de plasma de apenas uno o dos centímetros de diámetro alcanza una temperatura de unos treinta mil kelvin —cinco veces la temperatura de la superficie del Sol—, y una corriente eléctrica típica de treinta mil amperes que en descargas extremas puede llegar a varios cientos de miles. La potencia instantánea que se alcanza durante esos microsegundos es difícil de calcular con precisión —el voltaje, la corriente y la resistencia del canal cambian a lo largo del proceso, y un relámpago completo puede contener múltiples golpes sucesivos—, pero las estimaciones la colocan en el rango de los teravatios. La capacidad total de generación eléctrica instalada en el planeta, sumando todas las centrales nucleares, hidroeléctricas, térmicas, eólicas y solares de todos los países, ronda los diez teravatios. Es una comparación deliberadamente absurda —compara un pico natural de microsegundos con una infraestructura capaz de operar durante décadas—, pero justamente por eso ilustra lo que la escala temporal le hace a la energía.

Y esa expansión explosiva del aire —una columna de gas que pasa de temperatura ambiente a cinco veces la superficie del Sol en microsegundos y se dilata más rápido de lo que el aire circundante puede absorber— es lo que genera la onda de choque que reconocemos como trueno. El trueno es el residuo acústico de una compresión temporal tan brutal que el aire no tuvo tiempo de acomodarse. Es la huella sonora que deja un fenómeno capaz de liberar en menos de un segundo una energía comparable al consumo doméstico de semanas.

Esto revela algo fundamental sobre la relación entre la energía y la escala: la misma cantidad de energía puede significar cosas radicalmente distintas según el tiempo en que se libera. Una vela encendida y una granada de mano contienen cantidades de energía que están en el mismo orden de magnitud. Pero la vela libera la suya a lo largo de horas y la granada en milisegundos. La diferencia entre una fuente de luz y un arma no es la energía: es el tiempo. La potencia —energía dividida entre tiempo— es donde la física se vuelve peligrosa. Y el rayo es la demostración más espectacular que ofrece la naturaleza: no destruye porque tenga la energía de una estrella. No la tiene. Destruye porque toma una cantidad relativamente modesta y le quita casi todo el tiempo.

En septiembre de 1905, un empleado de la Oficina Federal de Propiedad Intelectual de Berna, de veintiséis años, envió a la revista Annalen der Physik un artículo de tres páginas que contenía la ecuación más famosa de la historia. Era casi un apéndice, una consecuencia lateral del artículo sobre relatividad especial que había enviado unos meses antes —el tercero de los cuatro trabajos revolucionarios que Albert Einstein publicó ese año, un año que la física llama annus mirabilis—. El artículo sobre la equivalencia entre masa y energía fue el último de esos cuatro. Lo escribió como quien agrega una posdata. Y la posdata cambió todo.

Einstein no la escribió como la conocemos. No puso E=mc². Lo que escribió fue que si un cuerpo emite una cantidad de energía L en forma de radiación, su masa disminuye en L/V², donde V es la velocidad de la luz. La notación familiar vendría después. Pero la idea estaba entera: la masa dejó de ser una propiedad separada del balance energético de la materia. Un sistema con masa en reposo posee una energía de reposo proporcional a esa masa multiplicada por el cuadrado de la velocidad de la luz. Y ese factor —c², trescientos mil kilómetros por segundo al cuadrado— es tan colosal que la mente humana no tiene dónde ponerlo.

Un kilogramo de cualquier cosa —de pan, de hierro, de carne humana, de agua— tiene una energía de reposo de aproximadamente noventa mil billones de julios. Noventa petajulios. El equivalente a veintiún megatones de TNT. Un solo kilogramo. Si pudieras convertir toda la masa de un vaso de agua —doscientos cincuenta gramos, un cuarto de kilo— en energía pura, el resultado sería de unos veintidós mil quinientos billones de julios: el equivalente a cinco megatones y medio de TNT, o aproximadamente trescientas cincuenta veces la energía liberada por la bomba de Hiroshima.

Trescientas cincuenta Hiroshimas en un vaso de agua. Y la bomba de Hiroshima —que mató a unas ciento cuarenta mil personas antes de que terminara 1945, una cifra cuya incertidumbre es parte de su horror— liberó una energía equivalente a una diferencia de masa inferior a un gramo. Setecientos miligramos. Menos de un gramo. Toda la devastación de Hiroshima fue sostenida por una diferencia de masa que no podrías sentir en la palma de la mano.

El 30 de octubre de 1961, la Unión Soviética detonó sobre el archipiélago de Nueva Zembla, en el Ártico, el artefacto nuclear más poderoso jamás construido. La Tsar Bomba. Cincuenta megatones de TNT —doscientos nueve petajulios de energía—. La nube en forma de hongo alcanzó los sesenta y cinco kilómetros de altura, penetrando la mesósfera, siete veces más alto que el Everest. El destello se vio a más de mil kilómetros de distancia. La perturbación atmosférica dio varias vueltas completas al planeta antes de disiparse. Y sin embargo, toda esa energía —la explosión más grande jamás provocada por seres humanos, una detonación que hizo temblar la Tierra con la fuerza de un terremoto— representó una diferencia de masa equivalente a poco más de dos kilogramos. Dos kilos. Lo que pesa un libro grande.

Pero hay algo que el terror de las bombas nos impide ver, y que es mucho más extraño. La equivalencia entre masa y energía no es un fenómeno exclusivo de las estrellas y los arsenales nucleares. Está ocurriendo todo el tiempo, en todas partes, a todas las escalas. Cuando calentás un objeto, su masa aumenta. Una cantidad absurdamente pequeña —tan pequeña que ninguna balanza del mundo podría detectarla—, pero aumenta. Un resorte comprimido pesa más que el mismo resorte relajado. Una batería cargada pesa más que descargada. Un objeto caliente pesa más que frío. Las diferencias son imperceptibles a nuestra escala, pero la contabilidad es exacta. Lo que Einstein descubrió no es que algunos fenómenos extremos liberan la energía escondida en la materia, como quien abre una cerradura. Lo que descubrió es que la masa misma lleva la contabilidad de la energía. Siempre. En todo. En una supernova y en una taza de café que se enfría.

En la fusión nuclear, los productos de la reacción tienen menos masa en reposo que los reactivos: esa diferencia aparece como energía liberada. En la fisión, lo mismo: los fragmentos pesan ligeramente menos que el núcleo original. No se trata de tomar materia y convertirla en energía como quien derrite un bloque de hielo. Se trata de que cada cambio en la configuración energética de un sistema cambia, simultáneamente, su masa. Y la razón por la cual un vaso de agua parece inocuo no es que exista una barrera que impida liberar su energía de reposo. Es que su estado actual es estable: no hay ningún proceso espontáneo capaz de convertir una fracción significativa de esa masa en formas liberables de energía. El vaso de agua no contiene una bomba esperando ser liberada. Lo extraordinario es que, incluso mientras parece absolutamente quieto, su masa ya está diciendo cuánto vale energéticamente todo lo que hay dentro de él. Y eso es cierto para el vaso, para esta página, para tu cuerpo y para cada átomo del universo.

La luminosidad del Sol es de 3,83 por diez a la veintiséis vatios. Es un número que no dice nada hasta que lo descomponés. Significa que, en cada segundo que pasa, el Sol libera unos trescientos ochenta y tres cuatrillones de julios de energía. Lo hace fusionando seiscientas millones de toneladas de hidrógeno en quinientas noventa y seis millones de toneladas de helio. La diferencia —unos cuatro millones de toneladas— no desaparece: se convierte en energía según la equivalencia de Einstein. Cuatro millones de toneladas de materia solar cambian de forma cada segundo, y la mayor parte de esa energía sale disparada como radiación en todas las direcciones del espacio, expandiéndose en una esfera que, para cuando llega a la órbita de la Tierra, tiene un radio de ciento cincuenta millones de kilómetros.

De toda esa energía, la Tierra intercepta una fracción ínfima: una parte en dos mil doscientos millones. Ciento setenta y4 petavatios. Suena enorme, y lo es —la civilización humana entera consume unos veinte teravatios, casi nueve mil veces menos que lo que el Sol derrama sobre nosotros—, pero es apenas un disco minúsculo de luz capturada por una canica azul que flota en un océano de radiación. Casi toda la luz del Sol atravesará el espacio sin tocar nunca un planeta. Y de esos ciento setenta y cuatro petavatios que sí llegan a la Tierra, la biosfera —todos los árboles, todas las algas, toda la fotosíntesis del planeta— fija del orden de cien teravatios como energía química almacenada en tejido vivo. Es una fracción diminuta de lo que recibimos. Y sin embargo, esos cien teravatios fijados por la producción biológica son unas cinco veces más que toda la energía primaria que consume la civilización humana. La fotosíntesis, operando con una eficiencia que un ingeniero consideraría ridícula, nos supera por un factor de cinco.

Pero el Sol no es una estrella excepcionalmente luminosa. Es una enana amarilla de tipo espectral G2, más masiva y brillante que la mayoría de las estrellas de la galaxia —que son enanas rojas mucho más tenues—, pero lejos de los monstruos que pueblan el otro extremo de la población estelar. Hay estrellas que hacen del Sol una vela. Y cuando esas estrellas mueren, la energía que liberan desafía la capacidad del lenguaje para describirla.

Una supernova de colapso de núcleo —el tipo de explosión que marca el final de una estrella masiva, ocho o más veces la masa del Sol— libera en el colapso una energía gravitatoria total del orden de tres por diez a la cuarenta y seis julios. Para dimensionar ese número: al Sol, a su ritmo actual, le llevaría del orden de billones de años —centenares de veces la edad del universo— radiar esa cantidad de energía. Pero lo verdaderamente extraordinario es que aproximadamente el noventa y nueve por ciento de esa energía colosal no se convierte en luz ni en onda de choque: se marcha en forma de neutrinos, partículas que atraviesan la materia casi sin interactuar con ella. La explosión visible —la envoltura de gas lanzada al espacio, la onda de choque que barre el medio interestelar, los elementos pesados forjados en el colapso— representa apenas alrededor del uno por ciento de la energía total. Y la luz que vemos desde la Tierra, menos todavía. Aun así, durante días o semanas, esa fracción visible puede rivalizar en brillo con una galaxia entera.

El 4 de julio del año 1054, los astrónomos de la corte de la dinastía Song del Norte, en China, registraron la aparición de una "estrella invitada" en la constelación que hoy llamamos Tauro. La estrella era tan brillante que fue visible a plena luz del día durante veintitrés días consecutivos. De noche, permaneció visible a simple vista durante seiscientos cincuenta y tres días —casi dos años—. También la documentaron astrónomos japoneses. Lo que estaban viendo era la muerte de una estrella a unos seis mil quinientos años luz de distancia: una supernova cuya luz había viajado seis milenios y medio para llegar a sus ojos. Lo que queda hoy en ese punto del cielo es la Nebulosa del Cangrejo, una nube de gas en expansión iluminada desde dentro por un púlsar —el cadáver ultradenso de la estrella original— que gira sobre sí mismo treinta veces por segundo. La estrella había muerto alrededor del 5400 antes de Cristo. Los astrónomos chinos, cuando la vieron encenderse, estaban presenciando un acontecimiento que ya tenía más de seis mil años de antigüedad.

Y lo que vieron —esa estrella insoportablemente brillante que les perturbó el cielo durante dos años— era casi nada. La verdadera descarga de energía había pasado en forma de neutrinos: un torrente de partículas casi sin masa que atravesó el planeta entero en una fracción de segundo, sin que nadie pudiera verlo, sentirlo ni saber que estaba ocurriendo. Lo más espectacular que los astrónomos de 1054 podían ver era apenas el borde visible de un acontecimiento muchísimo mayor, que ocurría en una escala a la que sus sentidos no tenían acceso. La mayor parte de la energía de aquella muerte estelar fue invisible. Y eso —que lo visible sea una fracción mínima de lo real— es, a esta altura del libro, una estructura que ya deberíamos reconocer.

En 1964, un astrofísico soviético de treinta y un años llamado Nikolái Kardashev, que trabajaba en el Instituto Astronómico Shternberg de Moscú, publicó un artículo titulado Transmission of Information by Extraterrestrial Civilizations. No era un manifiesto futurista: era un cálculo de ingeniería de telecomunicaciones. Kardashev quería saber cuánta potencia podría emitir una civilización muy avanzada y hasta qué distancia podríamos detectar sus señales. Para responder, propuso clasificar las civilizaciones según la escala de potencia que fueran capaces de utilizar. Definió tres tipos. Tipo I: el nivel tecnológico aproximado de la Tierra de entonces, unos cuatro teravatios. Tipo II: una civilización capaz de aprovechar la potencia de su estrella, del orden de diez a la veintiséis vatios. Tipo III: la potencia de una galaxia entera, del orden de diez a la treinta y siete vatios —una escala tecnológica que hoy no sabemos siquiera cómo imaginar de manera concreta—.

Cuatro años antes, en 1960, el físico Freeman Dyson había propuesto algo que complementaba perfectamente la idea de Kardashev: una civilización Tipo II, para capturar la mayor parte de la energía de su estrella, podría rodearla con un enjambre de estructuras orbitales —no necesariamente una esfera sólida, que Dyson mismo consideraba mecánicamente inviable, sino una constelación de colectores independientes—. Y lo más inquietante de la propuesta de Dyson no era la ingeniería, sino la consecuencia observacional: una civilización así no se delataría por la luz que produce, sino por el calor residual que no puede evitar producir. La estrella dejaría de brillar en luz visible y empezaría a irradiar en el infrarrojo. Podríamos detectarla no por lo que hace, sino por lo que desperdicia. La termodinámica la denunciaría.

En 1973, Carl Sagan refinó la escala de Kardashev y la convirtió en un continuo. En lugar de tres categorías discretas, propuso una fórmula logarítmica que permite asignar un número decimal a cualquier civilización: K igual al logaritmo en base diez de la potencia total utilizada, menos seis, dividido entre diez. En esa fórmula, el Tipo I ya no corresponde a los cuatro teravatios de Kardashev, sino a diez a la dieciséis vatios —la potencia total disponible en un planeta—. La escala misma había cambiado de escala. La regla con la que medimos civilizaciones fue recalibrada cuando cambió nuestra idea de lo que una civilización podía llegar a hacer.

La humanidad actual consume unos veinte teravatios de potencia primaria —unos seiscientos exajulios por año—, lo que la ubica, en la versión de Sagan, en un K de 0,73. No somos Tipo I. Usamos apenas una fracción ínfima de la radiación solar que llega a la Tierra —alrededor de una parte en nueve mil—. Ni siquiera hemos aprendido a utilizar la energía de nuestro propio planeta.

Lo que la escala de Kardashev revela, más allá de su utilidad para la ciencia ficción y la búsqueda de inteligencia extraterrestre, es que la energía ha sido una condición habilitante de cada ampliación de lo que la civilización puede hacer. La agricultura permitió apropiarse de flujos de energía solar canalizándolos a través de cultivos y animales de trabajo. La industrialización abrió el acceso a depósitos inmensos de energía fósil acumulada durante tiempos geológicos. La fisión nuclear liberó la energía de enlace del átomo. Y con cada ampliación aparecieron capacidades y riesgos que antes eran físicamente inaccesibles: una sociedad de fogatas no puede alterar la composición de la atmósfera global; una civilización industrial sí.

Pero la historia energética no es una escalera donde cada peldaño reemplaza al anterior. Es una estratigrafía. Todavía quemamos biomasa. Todavía quemamos carbón. Todavía quemamos petróleo y gas. Partimos núcleos. Capturamos viento y luz solar. Las transiciones energéticas no son sustituciones limpias: son adiciones lentas y superpuestas, donde cada fuente nueva crece sin que la anterior desaparezca del todo. Las capas se acumulan. Y sobre esa estratigrafía de miles de años levantamos una civilización que, vista desde la escala de una estrella, todavía casi no consume nada.

Hay algo vertiginoso en mirar la escala de Kardashev desde abajo —desde nuestro modesto 0,73— y entender que la potencia que utiliza actualmente toda la civilización humana es unas veinte billones de veces menor que la de una sola estrella mediocre. Y que esa estrella es apenas una entre cientos de miles de millones en nuestra galaxia. Y que nuestra galaxia es una entre una cantidad de galaxias que todavía no sabemos contar con precisión. Cada tipo entero de la escala de Sagan multiplica por un factor de diez mil millones. Nosotros estamos varios cientos de veces por debajo del primer peldaño. Todo lo que hemos construido desde la primera fogata en una cueva africana —toda la electricidad, toda la industria, toda la agricultura, todos los reactores nucleares, todos los paneles solares y todas las turbinas eólicas del planeta— es, en la escala del cosmos, un calor apenas perceptible.

En 1961, Richard Feynman —genio heterodoxo, tocador de bongos, aficionado a los códices mayas y, décadas después, investigador incómodo del desastre del Challenger— dictó en el Instituto de Tecnología de California una serie de conferencias de física introductoria que comenzaron a publicarse en 1963 como las Feynman Lectures on Physics y que siguen siendo, seis décadas después, probablemente el mejor libro de física jamás escrito. En el capítulo cuatro del primer volumen, titulado "Conservación de la energía", Feynman abre con una confesión que debería figurar enmarcada en la oficina de todo científico: "Es importante darse cuenta de que en la física actual, no sabemos qué es la energía."

Lo que Feynman dice es esto: hay un hecho, o si se quiere una ley, que gobierna todos los fenómenos naturales conocidos hasta la fecha. No se conoce ninguna excepción. La ley se llama conservación de la energía, y establece que hay una cierta cantidad, que llamamos energía, que no cambia en medio de las múltiples transformaciones que sufre la naturaleza. "Es una idea de lo más abstracta", dice Feynman, "porque es un principio matemático; dice que hay una cantidad numérica que no cambia cuando algo sucede. No es una descripción de un mecanismo, ni de nada concreto; es simplemente el hecho extraño de que podemos calcular un número, y cuando terminamos de observar a la naturaleza haciendo sus trucos y calculamos el número otra vez, es el mismo."

Para explicar esta idea, Feynman inventa una parábola. Imaginá a un chico que tiene veintiocho bloques de madera idénticos e indestructibles. Cada día, la madre cuenta los bloques. Un día faltan algunos, pero la caja de juguetes pesa más de lo normal; calcula la diferencia de peso, la divide por el peso de cada bloque, y deduce que los que faltan están adentro de la caja. Otro día faltan más, pero el nivel del agua en la bañera ha subido; calcula el volumen desplazado y deduce cuántos hay sumergidos. La madre nunca ve los bloques ocultos. Inventa fórmulas. Y la suma siempre da veintiocho.

La energía, dice Feynman, funciona exactamente así. No hay bloques de madera en la naturaleza. No hay una sustancia amarilla y tangible llamada "energía" que fluya de un lado a otro. Lo que hay es un conjunto de contribuciones —energía cinética, potencial gravitatoria, elástica, química, radiante, nuclear, de masa— que, cuando las sumás correctamente antes y después de cualquier proceso en un sistema cerrado, siempre dan el mismo número. Un choque de partículas, una fotosíntesis, una supernova, un corazón que late: el número no cambia. Desde 1918, gracias a un teorema de Emmy Noether, sabemos que esa conservación está profundamente vinculada con una simetría: si las leyes de la física no cambian cuando desplazamos un experimento en el tiempo, existe una cantidad conservada asociada. La conservación de la energía no es un accidente. Es la consecuencia matemática de que las reglas del universo son las mismas hoy que ayer. Y eso desplaza la pregunta un piso más abajo: ¿por qué son las mismas? Esa pregunta, por ahora, no tiene respuesta.

Y acá se cierra un arco con todo lo que venimos diciendo en este capítulo. Según la escala de descripción que elijamos, distintos grados de libertad se vuelven visibles y distintas contribuciones al balance energético se vuelven dominantes. La energía es cinética cuando describís la velocidad de un objeto, potencial cuando describís su posición en un campo gravitatorio, térmica cuando describís la vibración de sus moléculas, nuclear cuando describís la estructura de sus átomos, de masa cuando describís la materia misma a la escala de Einstein. No son energías diferentes. Son distintas maneras de llevar la contabilidad según qué procesos estemos describiendo. Y el número total, en cada sistema donde podemos cerrar correctamente esa contabilidad, no cambia. Como los veintiocho bloques de Feynman, la suma es siempre la misma, sin importar cuántos bloques estén escondidos en la caja de juguetes, sumergidos en agua sucia o perdidos detrás de un sofá donde nadie mira.

Algunos físicos han ido más lejos y se han preguntado qué pasaría si esa contabilidad pudiera extenderse al universo entero. Edward Tryon propuso en 1973 que el universo podría haber surgido como una fluctuación cuántica de un vacío preexistente, y que su balance energético total podría ser cero o cercano a cero. Alan Guth, desarrollando la teoría inflacionaria a comienzos de los años ochenta, popularizó la idea con una frase que suena a chiste pero que podría ser profunda: "El universo es el almuerzo gratis definitivo." La intuición es que toda la energía positiva del cosmos —la masa de las galaxias, la radiación de las estrellas— podría estar compensada por la contribución negativa de la gravedad. Las mediciones del satélite Planck favorecen una geometría espacial muy cercana a la plana, lo cual es compatible con ciertos modelos donde ese balance se aproxima a cero. Pero compatible no significa demostrado. En relatividad general, la noción misma de "energía total del universo" es problemática: no está claro que exista una definición única y global de esa magnitud en un espacio-tiempo que se expande. La contabilidad que funciona impecablemente para un choque de partículas o una supernova podría no poder cerrarse cuando el sistema es el cosmos entero.

Y sin embargo, la posibilidad queda suspendida. Este capítulo empezó contando vatios: cien, para un cuerpo humano. Después subimos. Un rayo, teravatios. Una bomba, petajulios. El Sol, diez a la veintiséis vatios. Una supernova, diez a la cuarenta y seis julios. Galaxias, civilizaciones, escalas que multiplican por diez mil millones. Parecía que el capítulo iba a terminar en el número más grande posible. Y entonces Feynman te da vuelta todo. Quizá la pregunta final no sea cuánta energía hay. Quizá, bajo ciertas maneras de contar, el total del inventario —las galaxias, las estrellas, la vida, la música, la conciencia, vos leyendo estas palabras— sume exactamente cero. No lo sabemos. Es posible que no podamos saberlo. Y esa incertidumbre es, quizá, el último bloque que la madre de Feynman no logra encontrar.