© Libro N° 12051.
El Universo En Explosión. Henbest,
Nigel. Emancipación. Enero 6 de 2024
Título original: ©
El Universo En Explosión. Nigel Henbest
Versión Original: © El Universo En Explosión. Nigel Henbest
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© Edición,
reedición y Colección Biblioteca
Emancipación:
Guillermo Molina Miranda
Nigel Henbest
El
Universo En Explosión
Nigel
Henbest
CONTENIDO
Introducción
1. La
exploración del Universo
2. Examen
de las profundidades del espacio
3. La
receta del Universo
4. Los
demás planetas
5. La
vida: organización de los átomos
6. La
frontera de lo infinitesimal
7. Un
Universo de luz
8. En el
interior de las estrellas
9.
Agujeros negros
10.
Geografía del Universo
11.
Comienzo y fin del tiempo
12. La
búsqueda continúa
Glosario
Introducción
«El
objeto de estudio de la humanidad debe ser el hombre», escribió Alexander Pope
en el siglo XVIII. Pero, por definición, la humanidad es una especie
inquisitiva: nunca hemos dejado de estudiar nuestro entorno. No podemos
comprender nuestras vidas sin conocer cómo y por qué comenzó la vida o, al
menos, sin formularnos la cuestión. Esto nos conduce al Sol, y éste, a su vez,
al Universo entero. Por fin ahora, en nuestro siglo, están comenzando a llegar
las respuestas.
Hay que
decir también que la humanidad es una especie instintivamente científica. Desde
tiempos remotos hemos intentado registrar y clasificar las cosas que vemos,
como si comprendiéramos que ésta es la única forma de conocerlas, y así es como
las ideas de los primeros científicos han sobrevivido para ser confirmadas. La
filosofía antigua no conocía límites; sus especulaciones abordaban con libertad
áreas que ahora describiríamos como científicas. Epicuro (341-271 aC) adquirió
reputación de ateo y hedonista porque fue un materialista, pese a que el
autocontrol y la moderación fueran el centro de su filosofía. También fue quien
formuló una de las primeras teorías atómicas. Empédocles (siglo V aC) enseñó
una teoría de cuatro elementos fundamentales; seguramente no le hubiera
desagradado nuestra teoría de cuatro fuerzas fundamentales.
Kepler
dio la primera descripción sustancialmente correcta del sistema solar en 1609;
formuló las leyes del movimiento planetario, que posteriormente Newton demostró
como consecuencia de la gravitación. En su Armonía del mundo (1619)
examinó y comparó los vínculos matemáticos existentes tanto en órbitas
planetarias como en intervalos musicales y en geometría. Digamos que, aunque la
fuerza impulsora de su búsqueda era religiosa, fue perseguido precisamente por
las autoridades religiosas de su tiempo. Lo cierto es que una gran mente suele
detentar ideas religiosas que trascienden a sus relativamente supersticiosos
con temporáneos.
Ahora,
las cosas son así: todo el conocimiento debe estar relacionado. Los físicos
creían en algo llamado éter; opinaban que nada, ni siquiera la luz, podía
viajar a través del vacío; postulaban que el espacio debía estar lleno de una
misteriosa sustancia con propiedades tan contradictorias como la de ser más
rígida que el acero, pero imposible de detectar. Un experimento destinado a
comprobar la existencia de esta sustancia fue lo que condujo a la teoría de la
relatividad de Einstein. La idea de éter había sido descartada, aunque muchos
científicos no renunciarían a ella hasta el día de su muerte. De forma similar,
Max Planck, cuya teoría cuántica contribuyó a alterar nuestro conocimiento de
la física tanto como la de la relatividad, empleó el resto de su vida en
intentar reconciliar sus propios descubrimientos con la física clásica que
amaba. Queda claro que cualquier teoría se puede modificar o descartar a la luz
de una evidencia nueva.
El camino
del conocimiento descrito por las grandes mentes de la historia tiene, hoy, una
continuación en Stephen Hawking, de la Universidad de Cambridge, y en otros
muchos científicos de todo el mundo, auxiliados por técnicas y equipos de
asombrosa sofisticación. La elegancia filosófica y matemática de sus
descubrimientos será el legado más importante que podamos hacer a nuestros
descendientes. Sin embargo, los físicos también dicen que existe un límite
natural a lo que podemos conocer: sus teorías deben dar cabida a la
incertidumbre, así como a los sucesos que exigen la supresión de la
incredulidad. El auténtico hombre de ciencia aprende a ser humilde ante la
Creación.
Esto no
habría sorprendido al teólogo Teilhard de Chardin. «Todo lo que se eleva debe
converger», escribió, pensando que los caminos del conocimiento no siempre
discurren paralelos, sino que conducen hacia arriba y se encuentran. Este libro
es un resumen del conocimiento actual de la Creación y es, también, un tributo
a la majestuosa belleza del Universo y a la belleza de la Verdad, lo que quizá
sea lo mismo.
Capítulo 1
La exploración del Universo
Todos los
esfuerzos científicos contribuyen a la exploración del Universo, porque por
definición el Universo lo es todo. En la actualidad, cada científico es un
especialista cuyos descubrimientos confirman el trabajo de los demás.
La salida del Sol sobre el mar evoca los cuatro «elementos» de los antiguos
filósofos: tierra, agua, aire y fuego. Los descubrimientos modernos han puesto
de manifiesto las vinculaciones entre estos diferentes tipos de materia, nos
han mostrado por qué el Sol se «quema» tan intensamente y nos han enseñado que
nuestra Tierra es sólo un pequeño planeta en un Universo inmenso.
Contenido:
§. El
arte de la ciencia
§. Cada vez más complejo
§. El momento del descubrimiento
§. De los púlsares a las partículas
§. Los elementos: las sustancias básicas
§. Los átomos: la base de los elementos
§. Más allá de los átomos: las partículas
§. Partículas de partículas
§. Las cuatro fuerzas
§. Las leyes de la Naturaleza
No es
fácil concentrarse descansando en una playa en un día de verano. Los
pensamientos acuden a nuestra mente, y salen de ella crispados por los gritos
de los niños y sosegados por el latido del mar. En la playa todos somos
filósofos. Nos preguntamos vagamente por qué el Sol calienta tanto y por qué el
mar está tan frío, y no pocas veces esta idea se diluye antes de que logremos
dar con una respuesta. Insistamos, sin embargo, en atrapar algunas de estas
cuestiones antes de que se desvanezcan.
¿Por qué
el Sol es caliente y el mar frío? ¿Por qué el agua es líquida y sólida la
arena? ¿De qué están hechos? ¿Qué es el aire, esa sustancia invisible que es
preciso respirar para poder vivir? ¿Cuál es la diferencia entre vida y no vida?
¿Existen otras criaturas vivas en algún remoto lugar del Universo? ¿Tiene un
límite el Universo? ¿Cuánto hace que comenzó y cómo?
Las
respuestas a estos interrogantes, que todos nos hemos formulado, se pueden
encontrar en una enciclopedia o en un libro de consulta. Pero este libro no es
una enciclopedia y ni siquiera es, primordialmente, una típica obra de
consulta. Es una exploración. Exploraremos la totalidad del Universo, desde el
grano de arena hasta el resplandor del relámpago, desde el átomo hasta el
quásar, y nos preguntaremos: ¿Por qué esto es así? El conocimiento actual del
hombre es sorprendentemente completo, aun cuando explique lo muy grande en
términos de lo muy pequeño, o lo muy poderoso en términos de lo
inimaginablemente débil. De paso, arrojaremos un poco de luz acerca de cómo el
hombre ha satisfecho su instinto inquiridor y se ha apropiado de los secretos
que oculta la Naturaleza.
§. El
arte de la ciencia
Generaciones de hombres y mujeres han empleado vidas enteras en la búsqueda de
soluciones a las aparentemente incontestables cuestiones acerca del Universo,
cuestiones que constituyen la esencia de la ciencia. Comprender el Universo y
todo lo que en él hay es uno de los principales objetivos del hombre. La
búsqueda de la ciencia (que literalmente significa «conocimiento») es, a su
manera, arte al igual que la composición de una gran sinfonía, y, para el
investigador que accede al conocimiento, está llena de infinita fascinación.
Muchos son los que sienten que los descubrimientos científicos del siglo XX
serán contemplados por las generaciones futuras como el supremo logro estético
de nuestro tiempo.
A pesar
de esto, la «ciencia» ha solido tener mala prensa: los científicos son
popularmente considerados como fríos e insensibles, al mismo tiempo que se ven
sus descubrimientos como una amenaza [rara nuestra existencia. Tales actitudes
forman parte de una reacción a la euforia de los años 1950 y 1960, cuando
parecía que los descubrimientos científicos iban a poder resolver todos los
problemas del mundo. Sin embargo, los fallos han tenido lugar fundamentalmente
en los dominios de la política y de la economía: a menudo no es rentable,
financiera o políticamente, la utilización de ciencia y tecnología ya
disponible. Por el contrario, las naciones «desarrolladas» han hecho suyo, pese
a su descomunal coste, el terrorífico poder destructivo de la energía atómica
de la bomba H.
Es triste
que el nombre de la ciencia quede a menudo ensombrecido por asociación con el
viejo monstruo, el mal empleo del conocimiento.
Ciertamente,
sería demasiado superficial afirmar que los científicos sólo están para
efectuar descubrimientos, y el resto de nosotros para decidir si hay que
emplearlos en función del bien o del mal. En el momento presente existe una
controversia en el mundo de la ciencia a propósito de la «ingeniería genética»
(investigación sobre la recombinación del ADN, por darle su denominación
exacta). En el futuro, ella nos permitiría instrumentar las células humanas
para determinar el sexo de nuestros hijos, pero igualmente posibilitaría que
laboratorios estatales generasen miles de superhombres idénticos que sirviesen
como soldados. Incluso en la actualidad existe el riesgo de que la fuga
de una sola célula peligrosamente mutada, microscópicamente
diminuta, pueda desencadenar una epidemia irreversible que ponga en peligro la
vida humana en este planeta. Los científicos que trabajan en los laboratorios
de ingeniería genética han contraído una responsabilidad con toda la humanidad.
No
obstante, al hombre le consume la pasión de descubrir. El científico siempre
estará a nuestro lado buscando el conocimiento, a su manera; pero tan pronto
como comencemos a preguntarnos acerca del mundo real, nosotros mismos nos
veremos sumidos en la búsqueda de la ciencia.
§. Cada
vez más complejo
Desgraciadamente, el ritmo adquirido por la investigación científica lleva a
que el científico profesional se aleje paulatinamente de nosotros. Hace uno o
dos siglos, una persona instruida podía leer en revistas informes de primera
mano acerca de la última investigación científica y comprenderlos; a menudo se
publicaban resultados científicos revolucionarios en libros dirigidos al lector
en general, por ejemplo, El origen de las especies de Charles
Darwin. Hoy, las revistas son tan especializadas que la mayoría de los
artículos de investigación sólo los comprenden quienes poseen años de
experiencia, y esto sólo si pertenecen a su propio campo. Un astrónomo graduado
encuentra tanta dificultad en abordar una revista de biología como cualquier
otra persona.
Es
importante llenar el vacío que existe entre el quehacer científico y el
público. Hasta nosotros llegan muchos resultados de la ciencia y la tecnología
actuales: sartenes que no se pegan, calculadoras de bolsillo y relojes
digitales, por no citar más que unos pocos. Sin embargo, lo que realmente hacen
los científicos, y cómo lo hacen, es un misterio para la mayoría de nosotros.
Uno de los problemas consiste, simplemente, en que hay demasiado por conocer.
El genio inglés, sir Isaac Newton, afirmaba, hablando de sus notables logros,
que si había visto más allá que otros hombres era porque se había encaramado
sobre hombros de gigantes. La asimilación de todo el conocimiento de las
generaciones precedentes, el de los antiguos gigantes de la ciencia, así como
el intento de hallar la mejor forma de indagar en el conocimiento, son procesos
que llevan años.
Naves espaciales no tripuladas exploran regiones del sistema solar que el
hombre aun no ha alcanzado. Esta nave espacial Viking, lanzada desde Cabo
Cañaveral en 1975, contiene un laboratorio automático para buscar vida en
Marte.
La
antigua máxima escolar de que la ciencia consiste en una memorización de hechos
es una etapa necesaria en el camino hacia las fronteras del conocimiento; el
que la experiencia escolar sea a veces aburrida no es algo totalmente imputable
al método científico.
§. El
momento del descubrimiento
Sin embargo, los científicos de vanguardia consideran que la naturaleza de la
ciencia tiene un matiz más vivo. Una vez en posesión del conocimiento anterior,
el asalto a los misterios de la Naturaleza se convierte en un acontecimiento
genuinamente creativo. Cualquiera que sea el campo de investigación, existen
siempre áreas parcialmente inexploradas que contienen cabos sueltos que es
preciso anudar. El momento crucial para cualquier científico es aquél en el que
esos hechos inexplicables se contemplan como parte de un todo: al igual que la
resolución de las disonancias en música, tales hechos constituyen etapas hacia
una visión más armoniosa. La luz puede hacerse en el momento más inesperado:
para Arquímedes, en el baño (¡Eureka!), y, para el químico Kekulé, mientras
viajaba soñoliento en un autobús y vio en su sueño ligero cómo se formaban las
moléculas de benceno. Desde un punto de vista retrospectivo, la nueva teoría
siempre parece obvia, al modo de la solución de un crucigrama, pero esto sólo
es una pequeña parte de la historia. La inspiración únicamente llega tras meses
o años de trabajo, y debe ir seguida de muchos experimentos que confirmen las
nuevas ideas.
El
resultado es un fragmento del conocimiento, un rincón más que se ilumina en el
Universo.
En su
mayor nivel, la ciencia es una actividad humana increíblemente excitante, y son
los años de estudio, más que los hallazgos, los que conducen a ella. Las
auténticas revoluciones sólo las consiguen científicos de enorme imaginación,
capaces de ver a través de las complejidades de un resultado experimental, o
bien de la enrevesada trama de teorías previas, seleccionando únicamente los
aspectos más importantes. «Frío» e «insensible» son palabras que difícilmente
sirven para describir a un científico eminente, quien, más bien, es un buscador
apasionado del conocimiento, un soñador inspirado.
Pero tras
la excitación que produce un nuevo descubrimiento, una revolución científica,
no siempre resulta fácil explicar su importancia al mundo en general. En
realidad, es más fácil decir que un grupo de científicos ha culminado
felizmente su investigación que explicar sus progresos al público, aun cuando
es éste quien paga la investigación. En astronomía, esto sucede de una forma un
tanto diferente que en otras ciencias (a excepción de la biología), ya que los
descubrimientos astronómicos son comparativamente más fáciles de comprender. No
es demasiado difícil intuir que los pulsares, objetos celestes que emiten una
señal de radio con un «tic-tac» regular, son diminutas estrellas que giran
rápidamente; y el descubrimiento figura en todos los periódicos. Sin embargo,
cuando los físicos encuentran un cuarto quark uno de los pilares básicos que
constituyen la materia, no hay mayor eco en la prensa. Algunas nociones de
astronomía forman parte del conocimiento general, pero los libros científicos
de divulgación y los textos escolares no recogen la explosión de conocimientos
del mundo subatómico en los últimos años.
§. De los
pulsares a las partículas
Ciertamente, existe tanta agitación en el mundo de lo inimaginablemente pequeño
como en el de los astrónomos. Los físicos creen que pueden decir por fin cuáles
son la mayoría de las partículas fundamentales los pilares básicos más pequeños
que constituyen el Universo y por qué se comportan como lo hacen. Pueden
mostrar cómo estas partículas (incluyendo los quarks a los que antes nos
referíamos) constituyen los átomos de la materia habitual, mientras que las
fuerzas existentes entre las partículas dan lugar a la energía eléctrica, a la
bomba H y a la gravedad que nos mantiene sobre la superficie de la Tierra.
Quizás el
hecho más sorprendente de todos sea que la materia es la misma, y se comporta
de la misma forma, en todo el Universo. Los descubrimientos de los astrónomos
se pueden explicar con el mismo tipo de partículas, las mismas fuerzas y las
mismas leyes de la Naturaleza que los físicos encuentran en un laboratorio
terrestre.
Un alquimista del siglo XV y sus ayudantes en plena tarea. Los modernos
laboratorios de química cuentan con instrumental desarrollado a partir del de
los alquimistas, a ejemplo del alambique de la parte inferior izquierda.
Esto
resulta aún más asombroso cuando se conocen algunos de los extraños objetos con
que en la actualidad se enfrentan los astrónomos: estrellas enteras condensadas
en una bola de tan sólo unos kilómetros de diámetro; agujeros negros donde la
gravedad es tal como para arrancar la materia del resto del Universo; el
violento holocausto del corazón de una estrella; y la persistencia de ondas de
radio desde el nacimiento del propio Universo.
Aunque
este libro se refiere al Universo, no trata simplemente del Universo que
contemplan los ojos de los astrónomos: los nuestros harán una exploración
diferente. A lo largo del mismo veremos que todas las cosas del Universo están
constituidas por unas cuantas partículas fundamentales que interaccionan entre
sí por medio de unas pocas fuerzas, e incluimos a objetos cotidianos como la
tiza y el queso, los balones de playa y los equipos de televisión; objetos
mucho más complicados a los que conocemos como «vivos»; y, luego, el resto del
Universo que se extiende mucho más allá de nuestro entorno, que, aunque nos
parezca importante, no deja de ser un pequeño nicho. Al preguntarnos por qué el
Universo es como es, nos encontraremos con que la ciencia actual posee un
conjunto notablemente consistente de soluciones, pero también con que existen
aún muchas cuestiones a las que el científico ha de responder. Parte de nuestra
búsqueda contemplará algunos caminos aún inexplorados, y nos maravillaremos de
cómo ellos pueden modificar nuestras ideas acerca del Universo.
El dispositivo de sir Humphry Davy para análisis de gas: sus investigaciones
sobre gases condujeron al descubrimiento de la lámpara de, seguridad de los
mineros. Los descubrimientos de los elementos sodio, boro y potasio son otras
de sus muchas realizaciones.
§. Los
elementos: las sustancias básicas
Los antiguos griegos fueron los primeros que intentaron encontrar soluciones a
los enigmas de la Naturaleza, pero carecían de instrumentos precisos con los
que comprobar sus teorías, y sus ideas generalmente se sostenían o se
derrumbaban por su aceptabilidad filosófica más que por su confirmación
experimental. La más avanzada de sus teorías fue la propuesta por el filósofo y
místico Empédocles en el siglo V aC, que pensó que el Universo estaba compuesto
por cuatro elementos - tierra, agua, aire y fuego y que los diferentes tipos de
materia que conocemos diferían simplemente por la proporción de los elementos
que los constituían. En la Tierra nunca se podrían encontrar estos elementos en
estado puro: por ejemplo, el agua ordinaria estaría fundamentalmente, pero no
por completo, compuesta del elemento «agua». Además de sus elementos,-el mundo
de Empédocles contenía dos fuerzas opuestas, amor y odio, que gobernaban tanto
los objetos inanimados como las criaturas vivas.
Por
cierto que existe una lógica en su esquema, en especial en su noción de que los
elementos se presentan naturalmente en un criden determinado: la tierra está
abajo; el lugar natural del agua se halla sobre ella; más arriba se encuentra
el dominio del aire; y, por encima de todos, aparece el fuego. Como cada
elemento tiende a su propio lugar, un trozo de tierra cae a través del aire y
del agua, y las gotas de agua caen a través del aire; mientras que las burbujas
de aire suben a través del agua y el fuego se eleva en el aire. Los dioses (si
existen) deben vivir en la ardiente capa que se encuentra por encima de todas,
y una leyenda sostenía que Empédocles, tras retirarse a una vida solitaria en
las altas inmensidades del monte Etna, se creyó él mismo un dios y se arrojó al
ardiente cráter del volcán.
Las ideas
de Empédocles fueron populares durante dos mil años, c incluso hoy las usamos
en sentido figurado cuando nos referimos a una violenta tormenta como «la
cólera de los elementos». El mayor filósofo griego, Aristóteles, incorporó los
cuatro elementos a su esquema ilustrativo del Universo e incluyó un quinto
elemento más sublime: el «éter». Está éste situado encima de la capa de fuego y
no se extiende más allá de la órbita de la Luna, ya que es incompatible con la
corrupta Tierra.
En
Europa, durante todo el Medievo, Aristóteles fue la luz que guió a los hombres
de ciencia. Tomás de Aquino concilio sus ideas con la Biblia, y, a partir de
ese momento, el procedimiento de los estudiosos medievales para responder a
cuestiones científicas consistió, sencillamente, en consultar los trabajos de
Aristóteles. Solamente un estudioso excepcional consideraba necesario realizar
un experimento real. Por ejemplo, Aristóteles había establecido que una roca
pesada cae más deprisa que una ligera, y fue preciso un genio de la talla de
Galileo para, en efecto, arrojar dos rocas y probar la falsedad de Aristóteles.
(De paso, no es cierto que las arrojara desde la pintoresca forre Inclinada de
Pisa, como afirma el mito popular.)
Mientras
tanto, los alquimistas obtenían notables resultados con los cuatro elementos
accesibles. Manifestaban un interés particular en la estructura de la materia,
ya que la meta de la alquimia se centró muy rápidamente en la transformación de
metales «básicos» en el metal más noble, el oro. Si los diferentes tipos de
materia diferían en las mezclas de los cuatro elementos básicos, la
transmutación debería consistir entonces, simplemente, en alterar las
proporciones. El árabe Jabir ibn Hayyan, conocido en Europa occidental como
Geber, abordó la «Gran Obra». El azufre, la asfixiante piedra amarilla, era la
esencia de la combustibilidad (fuego), mientras que el metal líquido de
mercurio, o plata viva, constituía la esencia de la fusionabilidad («capacidad
de licuarse»). Combinando formas impuras de los mismos resultarían metales
básicos como cobre o plomo, pero purificándolos antes de combinarlos se
produciría el oro. A un mayor nivel de pureza, la combinación se convertiría en
la Piedra Filosofal. Esta «piedra», el fin último de los alquimistas
medievales, transmutaría por sí misma metales básicos en oro; y por analogía
con esta «purificación» de metales, purificaría el cuerpo y el alma humanos. Al
eliminar todas las enfermedades, incluyendo la vejez, la Piedra Filosofal
aseguraba la inmortalidad, por lo que recibió el nombre alternativo de Elixir
de la Vida.
El
aliciente de las ideas de los alquimistas sobre la mente humana fue inmenso. El
edificio de la alquimia sólo comenzó a resquebrajarse hace tres siglos, cuando
sir Isaac Newton y sus predecesores establecieron las leyes de la física y las
ideas básicas de la astronomía. Los alquimistas serios continuaron sus
prácticas hasta 1800, y se dice que Adolfo Hitler empleó a un alquimista con la
esperanza de- reforzar las reservas de oro del T ercer Reich.
Sin
embargo, las mentes más sagaces del siglo XVII advirtieron que las sustancias
ordinarias no podían des- componerse en tierra, aire, agua y fuego, de lo que
se suponía estaban hechas. La razón principal para creer en los elementos de
Empédocles era el inmenso respeto con que los hombres medievales contemplaban a
los filósofos antiguos. En la década de 1660, el científico anglo-irlandés
Robert Boyle, quizás el primer investigador más «químico» que «alquimista»,
sugirió que los «elementos» que constituían todas las sustancias eran, en sí,
sustancias ordinarias. Desde este moderno punto de vista, el metal líquido
mercurio y el no metal amarillo azufre, por ejemplo, son elementos que no
pueden descomponerse por reacción química en otros más simples. Sin embargo,
pueden reaccionar juntos para formar el compuesto rojo cinabrio (sulfuro de
mercurio) pero no para dar oro, que, por derecho propio, es un elemento.
A
comienzos del siglo XIX, sir Humphry Davy, el inventor de la lámpara de
seguridad de los mineros, amplió la tabla de los elementos químicos. Haciendo
pasar una corriente eléctrica a través de los compuestos fundidos los
descompuso en sus elementos. La sal ordinaria de cocina se descompuso en un gas
tóxico, el cloro, y en un nuevo metal, el sodio, tan reactivo que se mostraba
efervescente y se disolvía instantáneamente en el agua. Para comprobar este
análisis, pongamos en contacto estos dos impetuosos elementos y en un instante
obtendremos cloruro sódico: sal de cocina.
En la
época de Davy se conocían 47 elementos; el total en la actualidad es de 105. De
ellos, solamente 88 se encuentran en la Naturaleza, el resto los obtiene el
hombre en reactores nucleares. Algunos de estos últimos tienen una vida muy
breve, y es más el físico que el químico quien confirma su existencia.
§. Los
átomos: la base de los elementos
Al tiempo que Davy descomponía nuestras sustancias cotidianas en sus elementos
básicos, comenzaba a quedar en claro que éstos no se componían de un material
continuo («sólido»), sino de un enorme número de diminutas partículas
individuales llamadas átomos.
En los núcleos centrales de los átomos reside una enorme fuente de energía,
tul corno muestra este ensayo de una bomba atómica norteamericana en el Atolón
de Bikini el 1 de julio de 1946. Obsérvese los barcos de
guerra capturados (abajo izquierda) expuestos a los efectos de la explosión.
La teoría
atómica de la materia había existido desde la época de los griegos, pero no
había encontrado el favor de Aristóteles y, en consecuencia, se la había
ignorado en la Europa medieval. En el curso del siglo XIX, los químicos
determinaron que los elementos se combinan en ciertas proporciones definidas. A
partir de la antigua idea según la cual las sustancias eran continuas si se
cortase un grano de arena por la mitad un número infinito de veces, cada trozo,
más y más diminuto, seguiría siendo arena, los elementos químicos debían poder
combinarse en cualquier proporción.
Los
nuevos experimentos exactos de química fueron llevados a cabo por vez primera,
en el siglo XVIII, por el padre de la química moderna, Antoine Lavoisier, que
mostró que debía existir una partícula muy pequeña de cada elemento y que estos
átomos se debían combinar en cada caso particular, en relaciones simples, para
dar lugar a los compuestos químicos que encontramos en la vida cotidiana, tales
como sal, arena o agua. Se había elucidado, por tanto, la arquitectura de la
materia. Si nos fuera posible dividir nuestro grano de arena hasta un tamaño
suficientemente pequeño, encontraríamos su unidad básica consistente en dos
átomos del elemento oxígeno combinados con un átomo de otro elemento, el
silicio. Este sencillo trío es la molécula básica de dióxido de silicio, el
compuesto del que está constituida la arena ordinaria y que se repite
innumerables veces —trillones de ellas- fiara formar un grano de arena de la
multitud que existe en la playa.
§. Más
allá de los átomos: las partículas
Pero la energía eléctrica, con la que Davy había separado los átomos de cloro y
sodio de la sal, habría de relacionarse después con el desprendimiento de las
capas más externas de los propios átomos. Las descargas eléctricas en un gas
muy tenue producían una lluvia de «rayos catódicos», corrientes de partículas
subatómicas con carga eléctrica negativa. Estos electrones (como
hoy los denominamos) son los diminutos proyectiles lanzados desde la parte
posterior del tubo de un receptor de televisión, que producen puntos luminosos
y oscuros cuando barren la pantalla de fósforo. Cuando se los descubrió, en
1897, constituyeron un enigma. ¿Cómo encajaban estas partículas cargadas dentro
del esquema de los elementos químicos?
Solamente
después de que se hubo asentado la polvareda de la revolución científica que, a
comienzos del siglo XX, había desencadenado las nuevas teorías fundamentales
del mundo físico, las primeras desde los tiempos de Newton (la cuántica y la de
la relatividad), se aclaró el papel de los electrones. Los átomos no son
precisamente bolas de billar en miniatura que se unen entre sí fiara dar lugar
a las moléculas que constituyen la materia ordinaria, sino que tienen una
estructura interna: en la parte exterior del átomo los electrones, cargados
negativamente, se hallan en órbita alrededor de un núcleo central cargado
positivamente, de forma parecida a como los planetas giran en torno al Sol (si
bien no de forma tan uniforme, razón por la que en los átomos un conjunto de
electrones se designa como una «nube»). El propio núcleo se compone de dos
tipos de partículas, los protones, cargados positivamente, y los neutrones,
eléctricamente neutros, es decir sin carga. La construcción del Universo
parecía ser tan notablemente simple que únicamente requería tres partículas
fundamentales diferentes, electrones, protones y neutrones que se asociaban
para formar los átomos.
Un ejemplo espectacular de la fuerza eléctrica: cuando una lámina de
plástico altamente cargada se conecta a tierra, los electrones fluyen por la
lámina a lo largo de canales semejantes a helechos.
Los
diferentes elementos químicos se diferenciaban por tener distinto número de
protones en el núcleo, así como de electrones, cargados opuestamente, en
órbita. El número de protones y electrones en un átomo debe ser igual, a fin de
que sus cargas eléctricas se cancelen. Puesto que el comportamiento de los
electrones más externos es el que controla la unión de los átomos en moléculas,
los distintos elementos diferirán en sus propiedades químicas.
Un mundo
realmente sencillo; en la década de 1930 parecía haberse resuelto la estructura
del Universo. Sin embargo, los físicos experimentales continuaban investigando
el mundo subatómico, y muy pronto sus resultados comenzaron a satisfacer a los
teóricos. Aunque no cabía duda de que la estructura del átomo se había
comprendido correctamente, pronto se tuvo la evidencia de que existían muchas
otras partículas «fundamentales». La mayoría de estas nuevas partículas sólo
eran estables durante una fracción de segundo, «desintegrándose» rápidamente en
otras diferentes y emitiendo radiación. Eran claramente diferentes del
electrón, el protón y el neutrón y, para asombro de los físicos de partículas,
así se denomina a quienes estudian el mundo subatómico —, su número creció
ininterrumpidamente durante la década de 19.50. Lo que antes había parecido un
notable logro, explicar los ciento y tantos elementos en términos de tres
partículas fundamentales, se convirtió en una terrible ironía cuando los
físicos verificaron que el protón, el neutrón y el electrón eran sólo tres de
casi un centenar de partículas diferentes que podían existir en la Naturaleza.
§.
Partículas de partículas
¿Pueden todas estas partículas «fundamentales» estar constituidas por otras aún
más diminutas? Si así fuera, ¿podríamos explicarnos por qué sólo unas cuantas
son estables, mientras que la mayoría de las partículas de la Naturaleza se
desintegran rápidamente en otras? Desde 1960, los físicos de partículas han
vivido obsesionados con estas cuestiones, y el esquema básico de la Naturaleza,
tal y como se presenta en la actualidad, se ha simplificado relativamente. Se
considera que el protón, el neutrón y la gran mayoría de las restantes
partículas subatómicas están constituidas por combinaciones de cuatro quarks diferentes.
El
destacado físico americano Murray Gell-Mann escogió el término «quark» en 1964,
cuando pensaba que únicamente iban a precisarse tres tipos de partículas
básicas para construir las más fresadas («Three quarks for Muster Mark»,
dice James Joyce en Finnegans Wake). George Zweig, colega de
Gell-Mann, propuso llamarlas «ases», pero el nombre nunca se aceptó, aun cuando
ahora se haya «encontrado» un cuarto quark. (Realmente, los últimos
experimentos indican que puede existir otro y, posiblemente, un sexto.)
Los
cuatro quarks constituyen la gran mayoría de las partículas subatómicas cuando
se combinan de dos en dos o de tres en tres. Sin embargo, hay cuatro partículas
que también deben ser consideradas: el electrón, su hermano más pesado, el
muón, y dos tipos de neutrinos que constituyen una familia aparte, la de los
leptones. Al contrario de lo que sucede con los quarks, los leptones no se
agrupan para formar partículas más pesadas, sino que viven existencias
separadas y solitarias.
A la
pregunta «¿De qué están hechas las cosas?», el físico moderno respondería: el
Universo consta, en último término, de sólo ocho clases de partículas
pertenecientes a dos campos: cuatro quarks que se unen para dar lugar a
partículas más pesadas, como protones y neutrones; y cuatro leptones, entre los
que se incluye nuestro viejo amigo el electrón. Los protones y los neutrones se
combinan en un núcleo que, arropado por los electrones que se hallan en su
órbita, forman un átomo; los átomos se agrupan en moléculas que se unen por
medio de sus nubes de electrones arremolinados para componer todos los objetos
de nuestro mundo cotidiano.
§. Las
cuatro fuerzas
¿Y en qué quedaron las fuerzas' de Empédocles, amor y odio? Les fue algo mejor
que a sus elementos, ya que constituyen el segundo ingrediente del Universo tal
y como hoy lo ven los científicos. Cada partícula fundamental del Universo se
encuentra afectada por el movimiento de las demás, es atraída o repelida por
una o más de las cuatro fuerzas conocidas en la física de nuestros días. Dos de
estas fuerzas nos son familiares a todos: la gravitación y el
electromagnetismo, mientras que las otras dos, las nucleares, operan solamente
a escala atómica.
Soltemos
el libro y caerá al suelo: decimos que ha sido atraído por la gravedad de la
Tierra. De hecho, cada partícula del libro es atraída por cada partícula de la
Tierra, y viceversa, y es su mutua atracción gravitatoria la causante de que se
reúnan. Naturalmente, el libro se mueve mucho más que la fierra, ya que
contiene mucha menos materia; pero la Tierra también se mueve, elevándose
0,0000000000000000000001 milímetros para encontrarse con el libro que cae.
La
gravedad nos sujeta firmemente a la Tierra: para alejarse de: la Tierra, una
nave espacial debe alcanzar la tremenda velocidad de 11 kilómetros por segundo,
40.000 kilómetros por hora. Nuestro propio globo se mantiene en órbita
alrededor del Sol, fuente de vida, por la poderosa atracción gravitatoria de
este último; y a una escala aún mayor, la fuerza gravitatoria constriñe a
nuestro Sol a una órbita circular a través de nuestra Galaxia, constituida por
cien mil millones de estrellas (todas sostenidas entre sí por sus mutuas
atracciones gravitatorias), a pesar de su velocidad de unos 250 kilómetros por
segundo alrededor del centro de la Galaxia.
Por todo
ello, resulta bastante sorprendente enterarse de que la gravitación es, con
mucho, la fuerza más débil de la Naturaleza. A escala astronómica es suprema
sólo porque se trata de una fuerza de largo alcance que lo atrae todo. Las dos
fuerzas nucleares, aunque mucho más intensas, operan únicamente entre
partículas extremadamente próximas, tan cercanas una a otra como los [motones y
neutrones en el núcleo de un átomo. La fuerza electromagnética es, asimismo,
mucho más intensa que la gravedad y tiene largo alcance. Sin embargo, las
fuerzas entre los protones cargados positivamente y los electrones cargados
negativamente se cancelan en la práctica, si bien en algún momento habremos de
tratar con cantidades de materia mucho mayores que un átomo.
La
tremenda intensidad de la fuerza electromagnética, el término
«electromagnético» describe a ambas fuerzas, eléctricas y magnéticas, que están
de hecho muy relacionadas puede mostrarse con un sencillo experimento. Frotemos
un peine de plástico en nuestra manga y situémoslo sobre unos cuantos trozos de
papel: veremos que éstos saltan. En el acto de frotar, una minúscula proporción
de electrones de los átomos que constituyen la manga se ha transferido a los
del peine, y esto ha ocasionado un exceso de carga eléctrica negativa. Aunque
la cantidad extra de electrones que pasa al peine viene a ser aproximadamente
tan sólo de uno por cada billón de átomos que posee el peine, esta
concentración de electricidad, que es realmente minúscula, origina la fuerza
suficiente para que los trozos de papel sean impulsados hacia arriba, superando
la oposición que representa la atracción gravitatoria que ejercen
constantemente los átomos de la Tierra.
Lo
primero que aprendemos acerca de las fuerzas eléctricas es que «cargas iguales
se repelen» y que «cargas distintas se atraen». Por lo tanto, un protón cargado
positivamente atrae a los electrones cargados negativamente, pero dos protones
se repelerán uno a otro. La atracción entre protones y electrones mantiene a
los electrones de los átomos en órbita alrededor del núcleo, tal como, a una
escala mucho mayor, la fuerza gravitatoria, siempre atractiva, mantiene a la
Tierra en órbita alrededor del Sol y a la Luna en órbita alrededor de la
Tierra. A fin de comparar las intensidades relativas de las fuerzas eléctrica y
gravitatoria, supongamos que pudiésemos hacer desaparecer a voluntad todos los
electrones. Si entonces agrupásemos en sendas dunas, situadas sobre la Tierra y
la Luna, a los protones que las constituyen, la repulsión entre las dunas
cargadas positivamente excedería a la atracción gravitatoria entre la Tierra y
la Luna y despediría a nuestra Luna al espacio.
Volviendo
a aspectos más mundanos, la fuerza eléctrica es la causante de que los
electrones fluyan, en forma de corriente eléctrica, a lo largo de un alambre.
Esta propiedad es vital para nosotros, pues sin electricidad la vida en el
siglo XX, tal y como la conocemos, sería imposible. En un metal, los electrones
no están fuertemente ligados a sus propios átomos, y una ligera fuerza
eléctrica, un voltaje, ocasiona su desplazamiento a lo largo de un hilo
metálico. En el alambre hay siempre tantos electrones como protones, de forma
que la conducción no hace al propio alambre ni positivo ni negativo. Sin
embargo, el flujo de electrones transporta energía, lo mismo que una corriente
de agua, y esta energía se puede utilizar en la gran variedad de propósitos que
asociamos con la palabra electricidad: calefacción, iluminación y
comunicaciones, por sólo citar unos cuantos.
Una carga
eléctrica en movimiento produce también la un tanto misteriosa fuerza del
magnetismo. Históricamente, esta fuerza se asoció en principio con el imán, un
mineral natural al que ahora se le llama magnetita, una forma del mineral de
hierro. Se le dio esa denominación (que significa «piedra de rumbo») porque
señalaba aproximadamente el norte-sur cuando era suspendido libremente. Las
brújulas de imán, y posteriormente de materiales magnéticos, fueron
inapreciables para los marinos europeos a partir del siglo XIII. El magnetismo
se parece a la electricidad, pero con sutiles diferencias. Al igual que las
cargas eléctricas, existen dos tipos de polos magnéticos,
llamados «norte» (N) y «sur» (S) según la dirección en que se orientan cuando
funcionan como brújulas; además, polos iguales se repelen, mientras que polos
distintos se atraen. No obstante, el magnetismo se diferencia en que los polos
jamás pueden existir aislados. Un imán, por ejemplo, nunca tiene un único polo
N, sino que siempre tiene polos N y S de igual intensidad. Si cortamos un imán
por la mitad, los extremos cortados pasan a tener polaridad opuesta a la de los
polos existentes en cada mitad.
Cuando, a
comienzos del siglo XIX, comenzaron a estudiarse ampliamente las corrientes
eléctricas, se encontró un curioso eslabón entre la electricidad y el
magnetismo. Las cargas eléctricas en movimiento que constituyen la corriente
crean un campo magnético alrededor del conductor, y, recíprocamente, se puede
establecer una corriente moviendo simplemente un conductor a través de un campo
magnético. El primero de estos efectos tiene una utilización práctica
importante en el electroimán, en el que una bobina que
transporta una corriente se comporta exactamente como un enorme imán, con la
ventaja de que en un electroimán el operador puede hacer cesar la fuerza
magnética simplemente interrumpiendo el paso de la corriente eléctrica,
inestimable, por ejemplo, en los cementerios de automóviles para el traslado de
los coches viejos.
El
segundo efecto es aún más importante en nuestra vida cotidiana, ya que supone
el principio del generador eléctrico. En una central eléctrica, la energía
generada por combustión de carbón o petróleo, hidráulica o nuclear, se utiliza
para hacer girar una bobina en un campo magnético. La energía mecánica que se
emplea en hacer girar el generador (o dinamo) se transforma, por medio de la
bobina que gira, en corriente eléctrica. De esta forma se la puede enviar por
medio de una red de distribución eléctrica y reconvertirla en energía mecánica,
o en luz, calor, etc., en el hogar o en la fábrica.
El
comportamiento de los imanes permanentes se clarificó cuando se verificó que un
átomo está constituido por un torbellino de electrones que giran alrededor de
un núcleo central. Los electrones originan una corriente que circula de la
misma forma que el flujo de electrones en la bobina de un electroimán, de
manera que cada átomo se comporta como un minúsculo electroimán con sus polos N
y S. De hecho, la circulación de la multitud de electrones hace que se cancelen
los campos magnéticos en la mayoría de los átomos; pero existe un puñado de
elementos el hierro es el más común de ellos, en los que los electroimanes
atómicos individuales no sólo son intensos, sino que pueden orientarse en el
bloque sólido de la sustancia, los polos N por un lado y los polos S por otro,
de forma que un extremo del bloque actúa como polo N y el otro como polo S.
La
electricidad y el magnetismo son, por tanto, manifestaciones diferentes de la
misma fuerza fundamental, el electromagnetismo. De las cuatro fuerzas de la
Naturaleza, ésta, la segunda más intensa, liga los electrones a los átomos y
construye las moléculas de las sustancias cotidianas a partir de las
interacciones de las nubes electrónicas entre átomos vecinos. Nuestro mundo
ordinario es, en gran parte, un mundo electromagnético.
Las dos
fuerzas restantes las nucleares «fuerte» y «débil» pueden parecer hallarse, en
principio, muy alejadas de nuestra vida cotidiana; sin embargo, son tan
importantes en la determinación de la estructura del Universo como la
gravitación y el electromagnetismo. La fuerza fuerte mantiene unidos los
quarks. Los mantiene unidos de dos en dos o de tres en tres en las antiguas
partículas fundamentales, y con una intensidad tal que, en la actualidad, los
físicos no han sido capaces de aislarlos. Casi como una reflexión tardía, los
restos de esta fuerza colosal se filtran desde el interior del protón y del
neutrón para mantener unidas estas partículas en el núcleo de un átomo.
La
necesidad de algún tipo de fuerza de atracción en el núcleo resultó obvia tan
pronto como los físicos dieron con que en el mismo núcleo podían convivir
varios protones. Cuando estas partículas, cargadas positivamente, se encuentran
muy próximas, la fuerza de repulsión eléctrica entre ellas es inmensa. Dos
protones se repelen uno a otro, en el diminuto núcleo de un átomo de hierro,
con una fuerza igual al peso de este libro. Obviamente, en el núcleo debe estar
actuando una fuerza mucho más intensa capaz de mantener unidos los protones (y
neutrones), y debe de ser unos cientos de veces más intensa que la fuerza
electromagnética.
Algunos
aspectos de la fuerza nuclear fuerte nos son bastante familiares. La poderosa
atracción de los protones y de los neutrones se puede liberar en forma de
estallido mortífero en la bomba de hidrógeno, cuando se forman nuevos núcleos a
partir de otros más pequeños. El mismo proceso, la fusión nuclear
del hidrógeno, tiene lugar en el núcleo del Sol y de otras estrellas, aunque en
este caso la fuerza fuerte, es decir su energía convertida en luz y calor,
llega hasta nosotros, desde una distancia que implica seguridad, como un
influjo benigno.
La fuerza
débil ha sido, desde hace mucho tiempo, la más misteriosa de las cuatro fuerzas
de la Naturaleza. No tiene efecto obvio en nuestro mundo cotidiano, e incluso
en el laboratorio de- física moderna sus acciones están generalmente
enmascaradas por la mil .veces más intensa fuerza electromagnética, o por la
aún más potente fuerza fuerte. La mayoría de los efectos de la fuerza débil se
ponen más de manifiesto en las reacciones que ocasiona que en la atracción o
repulsión entre las partículas. Un neutrón libre, por ejemplo, solamente vive
por término medio quince minutos.
Todas las fuerzas de la Naturaleza se vinculan entre sí. La
electricidad y el magnetismo están íntimamente ligados, y
actualmente se relaciona esta fuerza electromagnética con la fuerza nuclear
débil. Los físicos confían m encontrar sus vínculos con la fuerza nuclear
fuerte y con la gravitación.
A
continuación se desintegra en un protón, un electrón y un esquivo antineutrino
(la antipartícula equivalente al neutrino «ordinario») y en esta reacción
interviene la fuerza nuclear débil; la teoría muestra que ésta no tendría lugar
si la gravitación, el electromagnetismo y la fuerza nuclear fuerte fueran las
únicas fuerzas de la Naturaleza. Virtual mente, la fuerza débil es quizá la más
importante en el gobierno de las primeras etapas de la fusión del hidrógeno en
las estrellas: sin ella, las estrellas nunca brillarían, o bien explotarían
apenas nacer, como veremos cuando examinemos más de cerca los núcleos de las
estrellas en el capítulo 8.
Sin
embargo, la fuerza débil puede constituir otro aspecto de la fuerza
electromagnética. Hemos visto cómo la aparentemente misteriosa fuerza magnética
pasó a ser otro aspecto de la fuerza eléctrica; en 1967, Steven Weinberg y
Abdus Salam propusieron que la fuerza débil también podía estar relacionada con
ellas. La teoría subyacente a esta unificación no es sencilla, pero hace pensar
que en la Naturaleza hubiese solamente tres fuerzas, una de las cuales, el
«nuevo electromagnetismo», se manifestaría de formas diferentes: fuerza
eléctrica, magnética o nuclear débil. Existe una fundada esperanza entre los
físicos de partículas de que en sólo unos cuantos años se pueda incorporar la
fuerza fuerte a este esquema. Esta «superfuerza» combinaría las fuerzas fuerte,
débil y electromagnética como formas diferentes de describir todos los efectos
que abarcan. Solamente la gravitación plantea aún un problema importante en la
reconciliación de las fuerzas.
§. Las
leyes de la Naturaleza
Ocho partículas y cuatro fuerzas (¿quizá pronto reducidas a dos?) constituyen
la materia prima del Universo, tal y como lo ven hoy los ojos de los
científicos modernos. Hay además un ingrediente más sutil: las leyes de la
Naturaleza. Si deseáramos desembarazarnos de la Luna mediante la repulsión
eléctrica existente entre dos dunas, tendríamos que destruir una gran cantidad
de energía eléctrica en forma de electrones, lodos los experimentos efectuados
desde siempre muestran que la Naturaleza no nos permite destruir la carga
eléctrica. Esta «ley de conservación de la carga eléctrica» es sólo un ejemplo
de las leyes de la Naturaleza que gobiernan el comportamiento de las
partículas.
El
término «leyes» de la Naturaleza es algo impreciso, ya que en realidad se trata
de generalizaciones acerca del comportamiento del Universo. Al contrario de lo
que sucede con las leyes humanas, cuando los científicos encuentran una
reacción que transgrede una «ley» científica establecida, esta «ley» es la que
resulta dañada, ¡y nunca el culpable! Las leyes de la Naturaleza son de muchas
clases, frecuentemente del tipo de «conservación», como la que se aplica a las
cargas eléctricas. Muestran que en el mundo natural existe un orden. Las
partículas y las fuerzas constituyen el esqueleto y los músculos del Universo,
pero implicarían un caos si no existiera una arquitectura que las estructurase.
Y ahora
iniciemos la exploración del Universo...
Capítulo
2
Examen de las profundidades del espacio
La
naturaleza del Universo infinito, que examinamos desde la diminuta, mota de
nuestro planeta, requiere humildad. Incluso nuestro Sol, al que el hombre
primitivo adoraba como fundamento de todas las cosas, es una estrella muy
común.
Una extensa nube de gas (nebulosa) en la constelación Serpeas está iluminada
por estrellas muy brillantes. Tomadas recientemente, visibles cerca del centro.
Las nubes de polvo que se destacan en forma de glóbulos oscuros y «trompas de
elefante» pueden llegar a condensarse en planetas alrededor de las estrellas en
formación. (©Copyright del Instituto de Tecnología de California y la
Institución Carnegie de Washington. Reproducido con permiso de los
Observatorios Hale.)
Contenido:
§.
Familias de estrellas
§. Entre las estrellas
§. Los planetas
§. La medida de las distancias
§. Astrofísica: la historia natural de las estrellas
§. Las estrellas ¿conformistas
§. La exploración de otras galaxias
§. El «Big Bang»
Nuestro
planeta Tierra es una mera mota en la inmensidad del Universo. Desde el
espacio, el tenue disco de la Tierra aparece inundado por el resplandor del
Sol, nuestra estrella local que nos abastece de luz y calor. Sin el Sol, la
superficie terrestre se congelaría hasta 270° C, temperatura próxima al cero
absoluto. No obstante, el Sol pasa claramente desapercibido en el conjunto de
las estrellas, pues en una noche clara veremos muchas de ellas diez mil veces
más intensas, que titilan pausadamente, aunque reducidas a puntos luminosos a
causa de las enormes distancias que las separan de nosotros.
Los
grupos de estrellas del cielo nocturno constituyen las constelaciones de los
antiguos, bautizadas con nombres de héroes (Orion, Hércules) o de animales
(Taurus, el Toro; Delphinus, el Delfín). Entre la confusa multitud de estrellas
visibles en una noche clara, unas tres mil, las constelaciones representan aún
la forma más sencilla de orientación en el cielo, así como de identificación de
las estrellas consideradas individualmente. Pese a que ahora sabemos que todas
las estrellas del «diagrama» de una constelación no se relacionan por lo
general entre sí algunas, estrellas débiles, estarán relativamente próximas,
mientras que otras, luminarias brillantes, estarán distantes, los astrónomos
las siguen empleando para definir de forma aproximada las regiones del cielo.
Aunque la astronomía es en el fondo una ciencia moderna, contiene todavía
referencias fascinantes a su pasado. El contraste es mayor porque la tecnología
ha avanzado y ha permitido que los astrónomos capten otras radiaciones
procedentes de los cielos. Sensibles instrumentos enviados en un cohete, en
1962, descubrieron rayos X provenientes de un punto del cielo cuya posición no
se pudo determinar entonces con precisión, pero dado que su dirección era la de
la constelación de Scorpius, la fuente se denominó Scorpius X-l y fue la
primera fuente de rayos X en la constelación del Escorpión.
Para el
astrónomo moderno, las estrellas son algo más que puntos luminosos o puntos
fijos en el cielo, útiles para la navegación. La batería de instrumentos de que
hoy disponen los astrónomos ha llevado a que las demás estrellas sean casi tan
familiares como el Sol, y su variedad es sorprendente. Aunque algunas brillan
miles de veces más que el Sol, la mayoría de ellas son mucho más débiles que
nuestra estrella. Otras son cientos de veces mayores que el Sol, pero su
materia está esparcida tan tenuemente en sus enormes volúmenes que la mayor
parte de esas estrellas es un millón de veces más sutil que el aire que
respiramos. Y otras son pequeñas, con tanta materia como la del Sol comprimida
en un cuerpo del tamaño de la Tierra.
§.
Familias de estrellas
Muchas estrellas se presentan a pares, en órbita permanente una alrededor de la
otra. En algunos sistemas de binarias (estrellas dobles) próximas, la atracción
gravitatoria de una arranca las capas más externas de la otra, atrayéndolas
hacia su superficie o haciéndolas girar cual remolinos de gas caliente en el
espacio. Otras son bastante más gregarias y viven en enormes cúmulos de más de
un millón de estrellas, en órbita una alrededor de otra, conformando una
especie de cósmico enjambre de abejas.
Cada
estrella, incluido el Sol, pertenece a un único sistema de estrellas, una galaxia. Nuestra
propia galaxia es un enorme disco aplanado de estrellas que gira alrededor de
un «centro» situado en la dirección de la constelación austral de Sagitario. Al
observar el cielo, vemos muchas más estrellas distantes cuando dirigimos la
visual hacia el interior del disco de nuestra galaxia que cuando miramos en
direcciones alejadas del mismo. El disco de nuestra galaxia aparece, por tanto,
como una-débil banda luminosa alrededor del cielo, constituida por la suma de
la luz de millones de estrellas distantes demasiado débiles como para ser
percibidas individualmente. Se puede apreciar, en una noche clara, el efecto de
perspectiva de las estrellas más débiles (más distantes) apiñándose en esta
banda resplandeciente, especialmente desde las latitudes meridionales, desde
donde es visible el «centro». Los antiguos griegos atribuyeron la débil banda
blanca a la leche derramada del seno de Juno, y su denominación, «la Vía Láctea» (gala en
griego significa «leche»), se ha mantenido desde entonces. Nuestra galaxia, de
la que el Sol es sólo un miembro insignificante, se designa a menudo como la
Galaxia de la Vía Láctea o, simplemente, la Galaxia.
Existen
otras galaxias de estrellas mucho más allá de la nuestra. Algunas son planas
como la Galaxia de la Vía Láctea; otras, redondas; y algunas, de forma
completamente irregular. Todas están constituidas por estrellas que,
básicamente, no difieren de las de la Vía Láctea. El estudio de otras galaxias
nos ha enseñado que la nuestra es una especie muy típica, así como el Sol es
una estrella muy típica dentro de la Galaxia y la fierra un planeta bastante
ordinario. La astronomía moderna ha enterrado la idea medieval de que la fierra
era el centro y la parte más importante del Universo.
Irónicamente,
es mucho más difícil decir cómo están dispuestas las estrellas en nuestra
Galaxia que en las demás. El problema consiste simplemente en que nosotros nos
encontramos entre las estrellas de la Vía Láctea, y, para situarlas, hemos de
determinar sus distancias. Por el contrario, la forma y la estructura de las
galaxias distantes se hacen patentes echando un vistazo a una fotografía. En
esencia, es la misma diferencia existente entre determinar la forma, la
extensión y las posiciones de los árboles de un bosque estando en él, o
sobrevolándolo en un avión. Sin embargo, la acción coordinada de las modernas
técnicas astronómicas ha hecho considerables aportes a la resolución del
problema.
Así, se
ha determinado que la Galaxia es plana y circular con un bulto en el centro,
como dos huevos fritos unidos por detrás. El Sol se, encuentra a
aproximadamente dos tercios del centro. Todas las estrellas que constituyen el
disco giran en órbitas circulares alrededor del centro de la Galaxia, tal como
la fierra lo hace alrededor del Sol, pero a una escala enormemente mayor y con
la diferencia de que en el centro de la Galaxia no hay un único cuerpo muy
masivo que controle las órbitas de la estrellas.
Este mapa del conjunto del cielo muestra todas las estrellas visibles y
realza el aspecto de la Vía Láctea. Esta banda brumosa es la combinación de luz
de millones de distantes estrellas de nuestra Galaxia, demasiado débiles para
ser distinguidas individualmente.
Cada
estrella de la Galaxia está sometida a la atracción gravitatoria de las demás,
y estas atracciones se promedian, de forma que la atracción total sobre una
estrella más externa, por ejemplo el Sol, ocasiona el mismo efecto que el de un
gran cuerpo situado en el centro de la Galaxia. El Sol gira en órbita en la
Galaxia a una velocidad de 250 kilómetros por segundo, pero nuestra Vía Láctea
es tan vasta que emplea 225 millones de años en completar una vuelta.
Gran
parte de las estrellas más brillantes del disco de la Galaxia se concentra en
una estructura de espiral doble. Este descubrimiento no ha sorprendido
demasiado a los astrónomos, ya que la mayoría de las galaxias planas muestran
estructuras espirales en el disco constituidas por estrellas brillantes. Por
cierto, las galaxias de disco plano se denominan en general galaxias espirales
como reconocimiento de su bella forma. Las fotografías de estas espectaculares
galaxias tienden a destacar los brazos espirales, ya que la mayor parte de las
estrellas del disco, estrellas enanas tenues, están repartidas mucho más
uniformemente. La astronomía teórica ha demostrado, recientemente, que las
estrellas que se mueven en un disco tenderían a concentrarse en brazos espirales
bajo la influencia de sus mutuas atracciones gravitatorias. Estos cálculos se
han verificado por simulaciones en ordenador: un programa específica cómo se
mueve inicialmente una estrella en un disco de varios miles de ellas, y el
ordenador determina cómo el efecto gravitatorio de cada estrella afecta el
movimiento de las restantes. El resultado se muestra como una película, y puede
apreciarse que las estrellas se agrupan casi milagrosamente en una espiral
doble mientras circundan la «galaxia».
Aunque la
mayoría de las estrellas que vernos pertenecen al disco de la Galaxia, no son
los únicos miembros de la Vía Láctea. En torno al disco, «por encima» y «por
debajo», hay viejas estrellas débiles dispuestas en un inmenso volumen esférico
de espacio, el hala. Gran parte de ellas se agrupa en densos
cúmulos globulares de estrellas que contienen, cada uno, más de un millón de
miembros. Estos cúmulos y el resto de las estrellas del halo fueron las
primeras estrellas que nacieron cuando se formó nuestra Galaxia; pero en la
actualidad son débiles, reliquias seniles del pasado de la Galaxia que se
desvanecen lentamente mientras el disco permanece joven y vigoroso.
§. Entre
las estrellas
La juventud de las estrellas del disco se debe a un ingrediente muy importante
no mencionado hasta ahora: el gas existente entre las estrellas. Este gas
interestelar se compone fundamentalmente de hidrógeno y helio y es enormemente
tenue, mucho más que el mejor «vacío» que (rueda obtenerse en la fierra. En
promedio, hay una media docena de átomos en un volumen del tamaño de una caja
de cerillas, pero la Galaxia es tan gigantesca que la cantidad total de este
gas puede dar lugar a 10.000 millones de soles. Y este gas, precisamente,
genera estrellas. Grandes nubes de gas incandescente, nebulosas, más
densas que la media, se agrupan entre ellas por atracción gravitatoria y se
condensan en cúmulos de estrellas. Las estrellas se hallan en continua
formación: los astrónomos han visto «encenderse» dos estrellas débiles en los
últimos cincuenta años. Los brazos espirales son los primeros lugares de
formación de estrellas, ya que ahí la estructura de los campos gravitatorios
comprime el gas en densas nubes. En otras galaxias vemos claramente que los
brazos espirales están constituidos por tiras de nebulosas, así como por
brillantes estrellas de reciente formación. Existe suficiente gas en la Vía
Láctea como para crear estrellas durante miles de millones de años, de forma
que la Galaxia mantendrá durante mucho tiempo su juventud.
Mezclados
con el hidrógeno y el helio existen otros elementos constituidos por diminutos
granos sólidos. Estas partículas de «polvo» son aproximadamente del tamaño de
las del humo de un cigarrillo, c interceptan la luz de una forma similar. El
polvo mezclado con el gas general oscurece las regiones distantes del disco de
la Galaxia; por dar un ejemplo, la luz procedente de regiones próximas al
centro de la Galaxia es atenuada 100.000 millones de veces por el mismo.
Afortunadamente, los astrónomos modernos pueden emplear la radiación emitida en
las longitudes de onda del infrarrojo y de las ondas de radio para estudiar
esas regiones, ya que estos rayos pueden penetrar el velo de polvo.
§. Los
planetas
El polvo se hace más patente cuando forma pequeñas nubes oscuras delante de las
nebulosas de brillantes estrellas en formación. Estas nubes aparecen
silueteadas como bandas oscuras, pequeños glóbulos redondos o «trompas de
elefante» contra el resplandeciente fondo de la nebulosa. Los planetas como la
Tierra se han formado a partir de estos granos de polvo, que se agrupan cuando
el gas se colapsa para formar una estrella. La materia que constituye todos los
objetos cotidianos, incluidos nuestros cuerpos, oscureció alguna vez, en forma
de diminutos granos interestelares, la visión de algún astrónomo extra
terrestre hace varios miles de millones de años.
En 1977,
unos astrónomos que observaban en las longitudes de onda del infrarrojo
descubrieron un sistema planetario, otro sistema solar, en estado de formación
en una nube de gas en la constelación de Cygnus. La naturaleza de la radiación
sugiere que la estrella central de este sistema tiene menos de mil años y que
los planetas se están condensando ahora a partir de un disco de gas y polvo.
Nuestro propio sistema solar nació de esta forma hace 4.600 millones de años.
Según la edad de algunos meteoritos, las rocas más antiguas del sistema solar,
los granos de polvo dieron lugar gradualmente a nueve planetas mayores y a sus
lunas, dejando una cierta cantidad de restos rocosos alrededor del sistema. Los
planetas más alejados del Sol, como el masivo Júpiter, atrajeron hacia ellos,
debido a la gravedad, al hidrógeno y al helio que los rodeaban, acumulando
enormes atmósferas hasta el punto que han llegado a tener más atmósfera que
núcleo rocoso. Así nació la familia de los planetas exteriores, los gigantes
gaseosos. Por el contrario, los planetas interiores, incluida la Tierra,
estaban demasiado próximos al Sol, que los iluminaba entonces más intensamente
que ahora, como para poder mantener alguna atmósfera. Cualquier tipo de gases
que hubieran retenido se habría «evaporado» por el calor del Sol, dando lugar
al mundo rocoso que hoy contemplamos. Más adelante, los gases que escaparon de
los volcanes dotaron de atmósfera a Venus, la Tierra y Marte, mientras que los
cuerpos pequeños, Mercurio y nuestra Luna, tenían muy poca gravedad para
retener esta segunda atmósfera frente al calor del Sol.
Nuestro
conocimiento del sistema solar se ha acrecentado recientemente con el empleo de
las sondas espaciales, que pueden sobrevolar un planeta, situarse en su órbita
o, incluso, posarse en su superficie. En las dos últimas décadas se ha
duplicado virtualmente nuestro conocimiento de los planetas; y a finales de
este siglo los planetas interiores estarán tan bien estudiados como la Tierra
(en términos astronómicos), mientras que los exteriores (a excepción del
pequeño Plutón) habrán sido visitados por sondas que los investigarán muy de
cerca. Una consecuencia muy importante de ello es que el estudio de la
«planetología comparada» podrá decirnos mucho más acerca de la fierra.
La Nebulosa de la Cabeza de Caballo en Orion es una extensa nube de
partículas de polvo que intercepta la luz proveniente de una brillante nube de
gas más distante, que aparece aquí como un fondo rojo. (Copyright del Instituto
de Tecnología de California y la Institución Carnegie de Washington.
Reproducido con permiso de los Observatorios Hale.)
Sus
similitudes con planetas próximos mostrarán cuáles son las características
comunes en cuanto a formación y geología planetaria, mientras que sus
diferencias arrojarán luz sobre las razones por las que la Tierra ha llegado a
ser lo que es, y, en particular, por qué parece ser el único planeta con vida.
§. La
medida de las distancias
Un requisito previo muy importante al planificar una misión de sondeo
planetario es un conocimiento preciso de la distancia al planeta que constituye
el blanco; en consecuencia, las distancias planetarias se deben medir, en este
caso, con una precisión mucho mayor que la requerida, por la astronomía. Dado
que las trayectorias de los planetas están controladas por la atracción
gravitatoria del Sol, la ley de la gravitación puede poner de manifiesto las
distancias relativas de los planetas con mucha precisión cuando se conocen sus
periodos orbitales («años»). Se pueden calcular todas las distancias del
sistema solar a partir de la medida de una de ellas. El método empleado en la
actualidad es el radar, que en principio es exactamente igual al radar de un
avión. Una onda de radio transmitida desde la Tierra se refleja en un planeta,
y se recoge y amplifica el débil eco que retorna. Es posible medir con extrema
precisión el tiempo transcurrido entre la transmisión de la señal y el retorno
del eco; multiplicando luego este tiempo por la velocidad de la luz (la
velocidad a que se desplazan las ondas de radio) se obtiene la distancia total
cubierta por la onda, o sea el doble de la distancia al planeta.
La distancia a una estrella próxima se puede medir a partir de su paralaje
anual, el cambio aparente de su posición cuando la Tierra gira alrededor del
Sol. El movimiento se mide por referencia a estrellas muy distantes (cuyas
propios paralajes son despreciables) y aquí aparece muy
exagerado.
Generalmente
se utiliza Venus como blanco, ya que está más próximo a la Tierra que cualquier
otro planeta y tiene una superficie comparativamente mayor apta para reflejar
la señal de radar. Pese a la enorme velocidad de la onda de radio, 300.000
kilómetros por segundo, emplea unos cinco minutos en retornar a través del
espacio interplanetario.
A partir
de la distancia a Venus y del «modelo a escala» del sistema solar que se
obtiene de las leves de la gravitación, se puede calcular la distancia de la
Tierra al Sol. (No se puede utilizar el propio Sol como blanco para el radar,
pues la intensa radiación de su atmósfera predominaría sobre la débil señal
reflejada.) Esta fundamental distancia, que los astrónomos llaman unidad
astronómica, es posiblemente la cantidad que se mide con mayor
precisión en astronomía: su valor es 149.597.870 kilómetros. La escala del
sistema solar se conoce ahora con enorme precisión, la equivalente a conocer la
distancia entre la Torre Eiffel y la Columna de Nelson, en Londres, con una
precisión del orden de un centímetro.
Pero
cuando extendemos nuestra escala a distancias exteriores al sistema solar, nos
damos por satisfechos si conocemos las distancias con una precisión de una
parte en cien. Muchas veces los astrónomos se contentan con saber que, por
ejemplo, la distancia a una galaxia recientemente descubierta está dentro del
50% del valor correcto. No es obvio a primera vista que se pueda medir la
distancia de las estrellas, ya que el radar no sirve: el contacto más lejano
efectuado, dentro del sistema solar, ha sido con los anillos de Saturno. Sin
embargo, los astrónomos modernos disponen aproximadamente de al menos una
docena de métodos para calibrar las distancias a las estrellas. Algunos sólo
pueden emplearse con determinados tipos de objetos conocidos, por ejemplo cúmulos
de estrellas o estrellas pulsantes, pero cada uno tiene su aplicación y los
astrónomos los pueden contrastar midiendo por ejemplo la distancia a una
estrella pulsante en un cúmulo de estrellas.
El método
más antiguo utilizado, y quizá todavía el más importante, es el paralaje. Veamos
cuál es su principio: situemos un dedo delante de la nariz, y al cerrar
sucesivamente uno y otro ojo nos parecerá que se mueve de un lado a otro
respecto a un fondo distante a medida que varía nuestra visual. Cuanto más
alejado esté el blanco, menor será el movimiento aparente. Ensayemos el «guiño»
con el marco de una ventana al otro lado de la habitación cuando miramos la
casa de enfrente, y veremos que el mismo se mueve menos que el dedo; si el
blanco es un árbol y tomamos como fondo la Luna, el movimiento es difícilmente
detectadle. Midiendo el ángulo que aparenta describir el blanco es posible
calcular su distancia si se conoce la distancia entre los ojos.
Antaño,
los astrónomos medían la distancia a la Luna por paralaje desde dos
observatorios muy separados, determinando su posición precisa respecto al fondo
estrellado. La tecnología moderna ha superado este modo de determinación, y
ahora la distancia a la Luna se puede medir con una precisión de 30 centímetros
cronometrando impulsos de láser reflejados por reflectores, especialmente
diseñados, depositados sobre la superficie lunar por naves espaciales
tripuladas y no tripuladas. Medir el paralaje de una estrella, sin embargo, es
un procedimiento mucho más dificultoso. La distancia entre dos observatorios
terrestres no es una línea de base suficientemente larga como para producir una
variación apreciable en la posición de una estrella, y los astrónomos han de
recurrir a la órbita que la Tierra describe alrededor del Sol.
Un
observatorio toma una fotografía de la supuesta estrella próxima, por ejemplo
en junio, y otra en diciembre, seis meses más tarde. La fierra se encuentra
entonces en el lado más alejado de su órbita, 300 millones de kilómetros
respecto a su posición en junio, y, si la estrella está relativamente próxima,
parecerá que se ha movido ligeramente cuando se la compare, con las estrellas
del fondo. Otra fotografía tomada en el siguiente mes de junio mostrará a la
estrella en su posición original, confirmándose así que la variación se debe al
paralaje. Midiendo el ángulo y conociendo la dimensión de la órbita de la
Tierra, se calcula fácilmente la distancia de la estrella.
En la
práctica, el procedimiento es más complicado. Tanto el Sol como la estrella
describen trayectorias rectas a través del espacio, por lo que la estrella no
se volverá a encontrar exactamente en su posición original. Es como observar a
alguien que pasea por el real de una feria desde un caballito del tiovivo. Su
posición respecto al fondo es bastante complicada, pero podemos separar su
movimiento real del movimiento de vaivén debido a que nuestra visual varía
continuamente. De la misma forma, los astrónomos siguen año tras año a las
estrellas próximas y, finalmente, pueden separar el movimiento intrínseco
(«movimiento propio») de la «oscilación» anual debida al paralaje. Esta
«oscilación» es increíblemente pequeña incluso para la estrella más próxima: si,
con el fin de lograr el mismo pequeño vaivén, guiñásemos los ojos mirando un
árbol proyectado contra la Luna, sería necesario que el árbol se hallase a 10
kilómetros.
Pacientes
observaciones, miles de miles de ellas, desde observatorios de todo el mundo,
han suministrado en la actualidad las distancias de las mil estrellas más
próximas con todavía mayor precisión. La «estrella» más próxima de todas es, en
realidad, un sistema triple de estrellas. Alpha Centauri. Las dos más
brillantes están muy próximas una de otra y constituyen una brillante estrella
del hemisferio austral, conocida por los astronautas como Rigil Kent, La
tercera es tan débil que sólo resulta visible con un telescopio y está
ligeramente más próxima a nosotros. Por ser la estrella más cercana conocida,
esta débil estrella enana ha recibido el nombre de Próxima Centauri.
A la hora
de evaluar distancias estelares, la inmensidad del espacio hace que el
kilómetro o la milla sean unidades insignificantes. Incluso en el sistema solar
manejamos millones de kilómetros, ¡rúes Próxima Centauri está a 40 billones de
kilómetros del Sol, mientras que nuestra Galaxia tiene un trillón de kilómetros
de diámetro. Ametales cifras, los astrónomos han optado por unidades más
convenientes, bien basadas en el método del paralaje (utilizando una unidad
llamada parsec), bien en la distancia que recorre la luz en un año
(en cuyo caso la unidad es el año luz). Suelen emplearse en astronomía ambas
unidades, para confusión del lector ocasional; con todo, nosotros optaremos por
los años luz. Próxima Centauri está a 4,2 años luz, dato que no sólo nos informa
acerca de su distancia sino, también, de que su luz que vemos en la actualidad
corresponde realmente a la de hace unos cuatro años. (Comparativamente, la luz
del Sol sólo emplea 8 1/3 minutos en llegar a la tierra.)
El método
de paralaje, aun cuando se emplee cuidadosamente, sólo es válido para estrellas
que se encuentren a 70 años luz del Sol. Más allá, la insignificante desviación
anual comienza a ser demasiado pequeña como para poder ser medida. El volumen
de espacio que contiene a nuestras mil estrellas más próximas es, sin embargo,
minúsculo comparado con la extensión total de 100.000 años luz de nuestra
Galaxia de 100.000 millones de estrellas. Afortunadamente, los otros métodos
mencionados, en especial el que se aplica a los cúmulos de estrellas, pueden
profundizar más en la Galaxia. Y una vez averiguadas las distancias a muchas
estrellas, resulta evidente que, pese a las aparentemente enormes diferencias
entre ellas, existe un sistema ordenado tras sus peculiaridades.
§.
Astrofísica: la historia natural de las estrellas
Supone por cierto una inmensa tarea el intentar interpretar los brillantes y
parpadeantes puntos luminosos de nuestro cielo nocturno como auténticos Soles,
así como encontrar su semejanza y lo que hay en su interior. Los antiguos
astrónomos se contentaron simplemente con medir las posiciones de las
estrellas, pero su interpretación no comenzó en realidad hasta hace un siglo,
cuando los astrónomos comenzaron a medir las distancias a las estrellas. Surgió
una nueva rama de la astronomía cuyo propósito consiste en deducir las
propiedades de las mismas aplicando las leyes de la física a las observaciones
astronómicas. Pronto se la conoció con el nombre de astro física.
A la
larga, los astrofísicos pretenden saber cómo nacen las estrellas, cómo brillan,
cambian, envejecen y, finalmente, mueren. Estas cuestiones sólo pueden
contestarse comenzando por observarlas. Si observamos cuidadosamente las
estrellas más brillantes en una noche clara, advertiremos que tienen diferentes
colores. Unas son rojas (Betelgeuse en Orion, Antares en Scorpius); otras,
anaranjadas (Arturo en Los Boyeros); otras más, amarillentas (el Sol, Capella
en Auriga); mientras que las hay de un blanco puro (Vega en Lira) y
blancoazuladas (Rigel en Orion). (A lo largo de una noche notaremos que estas
estrellas centellean también con otros colores, pero esto, lo mismo que el
«parpadeo», es un efecto de la atmósfera de la Tierra.) El color de una
estrella es simplemente una medida de la temperatura de su superficie.
Cualquier objeto suficientemente caliente radiará luz, tal como lo hace un
atizador incandescente en un crepitante fuego, y el color varía con la
temperatura: rojo a bajas temperaturas, cambiando a naranja, amarillo, blanco
y, finalmente, a azul a temperaturas sucesivamente más altas. Los astrónomos
modernos disponen de instrumentos para medir el color con mayor precisión que
la del ojo humano, pero el principio de medida de la temperatura es el mismo.
Una
diferencia más obvia entre las estrellas es su brillo aparente.
Durante un eclipse total de Sol, la Luna intercepta la intensa luz del disco
solar y hace visible su tenue atmósfera externa. Aunque el Sol es la única
estrella que podernos estudiar con tanto detalle, las similitudes y diferencias
globales entre las estrellas dicen mucho a los astrónomos acerca de corno
éstas, incluido el Sol, nacen y mueren.
Los
griegos clasificaron originalmente a las estrellas en seis clases de brillos,
de forma que las más brillantes eran de magnitud uno, y las más débiles,
visibles todas a simple vista, de magnitud seis. Las técnicas astronómicas
modernas permiten subdividir estas clases en otras mucho más sutiles que las
posibles para el ojo, ya que los grandes telescopios pueden detectar estrellas
mucho más débiles. Siguiendo la tradición, las estrellas más débiles son las de
mayor magnitud (las de magnitud 23 son las más débiles observables en la
actualidad con grandes telescopios), mientras que los objetos muy brillantes
tienen magnitudes negativas. Así, la estrella más brillante del cielo, Sirio,
tiene una magnitud de —1,4. El Sol se puede medir con el mismo sistema y acaba
teniendo una magnitud de —26,8; es interesante señalar que las estrellas más
débiles que los astrónomos pueden detectar son tan débiles respecto de Sirio
como ésta lo es respecto del Sol. El amplio rango de magnitudes estelares,
desde — 1,4 a 23 (y presumiblemente más débiles), se debe por un lado a las
diferentes distancias a que se encuentran las estrellas de nosotros, y, por
otro, a que realmente tienen brillos diferentes. Si se conoce la distancia a
una estrella, resulta fácil medir su flujo real de luz, o sea su luminosidad.
Las
estrellas más brillantes son un millón de veces más intensas que el Sol, pero
estas luminarias celestes son muy raras: sólo hay una media docena en toda la
Galaxia. Las estrellas muy débiles son la variedad más común, pero obviamente
no es fácil distinguirlas en el abigarrado cielo. La estrella más cercana.
Próxima Centauri, es una de estas estrellas enanas débiles, diez mil veces
menor que el Sol, y que pasaría inadvertida de no estar tan próxima.
Con los
primeros datos de una estrella la temperatura de su superficie y su luminosidad
bien establecidos, el astrofísico puede comenzar su investigación. Hay una ley
física que relaciona el brillo de cualquier objeto caliente, con su temperatura
y su tamaño. Por tanto, puede calcularse el radio de una estrella. Algunas
estrellas son gigantes, Betelgeuse es cuatrocientas veces mayor que el
Dos cúmulos próximos de estrellas, las Híades (izquierda) y las Pléyades o
Siete Hermanas (derecha). A simple vista destacan bastante los colores de
estrellas brillantes como éstas. Van desde un blanco azulado hasta un rojo,
pasando por amarilla, dependiendo el color de la temperatura de la estrella.
(Cortesía de Ian Robson.)
Sol y
otras enanas, no mayores que un planeta (pero con la diferencia crucial de que
están calientes y emiten luz por sí mismas, mientras que un planeta está frío y
sólo puede reflejar la luz procedente de una estrella).
Cuando un
físico se encuentra con dos cantidades medidas, tales como las temperaturas y
las luminosidades de las estrellas, su primer propósito es dibujar una gráfica,
lista puede resultar frecuentemente confusa para una persona distinta de la que
la ha dibujado, pero si es buena puede mostrar relaciones ocultas entre la gran
cantidad de datos de la tabla original. En una gráfica de luminosidades y
temperaturas estelares, cada estrella aparece como un punto cuya posición en
dirección vertical denota su luminosidad, y cuya distancia en dirección
horizontal corresponde a su temperatura. Significativamente, los puntos
correspondientes a la mayoría de las estrellas están situados en la gráfica en
una estrecha banda. Esta secuencia principal de estrellas muestra de forma
gráfica que las estrellas gradualmente más calientes que el Sol son
gradualmente más brillantes, mientras que las más frías son progresivamente más
débiles. Veremos más adelante que esta uniformidad se debe a la manera en que
brillan las estrellas. (Incidentalmente, la gráfica de luminosidad, temperatura
se denomina «diagrama de Hertzsprung-Russell», los dos primeros astrofísicos
que lo utilizaron a comienzos de este siglo.)
En la
esquina inferior de esta gráfica hay puntos que representan estrellas muy
calientes, no obstante ser muy pequeñas y débiles. Estas enanas blancas son
cadáveres de estrellas que se han apagado hace mucho tiempo pero que continúan
luciendo débilmente a medida que radian al espacio su calor almacenado.
El diagrama de Hertzsprung- Russell clarifica las estrellas según su
luminosidad (brillo intrínseco) y su temperatura. Las estrellas más laminosas
se hallan en la parte superior del diagrama, las calientes (azules) a la
izquierda y las frías (rojas) a la derecha. La mayoría de las estrellas se
agrupan según una diagonal, la secuencia principal; arriba a la derecha se
encuentran unas cuantas estrellas grandes (gigantes),y otras muy pequeñas
(enanas blancas) abajo a la izquierda. Este gráfico de las propiedades de las
estrellas permite que los astrofísicos comprendan cómo brillan y cómo varían
las estrellas durante miles de millones de años.
Una enana
blanca contiene tanta materia como el Sol, concentrada en una esfera cien veces
menor: un trozo de materia de una de ellas, del tamaño de una caja de cerillas,
pesaría más de diez toneladas.
En la
esquina opuesta de la gráfica luminosidad-temperatura se encuentran las
gigantes rojas y las super gigantes, cientos de veces mayores que el Sol. Sin
embargo, una gigante roja típica no contiene más materia que el Sol;
simplemente, se encuentra esparcida en un volumen enorme. La periferia de la
estrella está tan alejada del centro que la gravedad es muy débil, y las capas
externas de una gigante roja flotan continuamente por el espacio. Las gigantes
rojas son, de hecho, estrellas ordinarias que pasan por una fase temporal de
expansión a proporciones gigantes, antes de morir como diminutas enanas
blancas.
La medida
de la masa de las estrellas, la cantidad de materia que contienen, es muy
importante para su conocimiento total. La única manera de medir la masa de una
estrella se basa en el efecto de su atracción gravitatoria; en la práctica,
esto significa que únicamente podemos «pesar» estrellas que pertenezcan a un
sistema doble, en el cual ambas «irán una alrededor de la otra en órbitas
determinadas por la fuerza gravitatoria. Afortunadamente para los astrónomos,
la mayoría de las estrellas se presentan como binarias el Sol pertenece a la
minoría, y se ha establecido que el rango de masas estelares se extiende desde
las que son veinte veces más ligeras que el Sol hasta las que son cincuenta
veces más pesadas. A lo largo de la secuencia principal, de abajo arriba,
observarnos que las estrellas más luminosas y más calientes son asimismo las
más pesadas. Datos posteriores sobre el estado interno de las estrellas
clarificarán los secretos de las de la secuencia principal, tal como
mostraremos en el capítulo 8. El astrofísico muestra esta relación en otra
gráfica, la de masa-luminosidad, en la que las estrellas de la secuencia
principal ocupan una estrecha banda.
§. Las
estrellas inconformistas
Estas dos gráficas resumen adecuadamente las observaciones acerca de las
estrellas normales: se trataría de una «crisis demográfica» de los «ciudadanos»
ordinarios de la Galaxia. Sin embargo, lo extravagante, los miembros
inconformistas de la sociedad, proporcionan en general el sabor y la variedad
de la vida, y nuestra Galaxia tiene muchas estrellas de este tipo.
Anteriormente vimos que las gigantes rojas no pueden controlar sus capas más
externas de forma muy efectiva, y la mayoría de ellas pulsan lentamente con un
periodo de meses. La más famosa de todas es Mira (nombre latino de «la
Maravillosa», así llamada por los astrónomos medievales) en la constelación de
Cetus.
La clasificación de las estrellas según su luminosidad (hacia arriba) y su
masa da lugar a otro gráfico. Las estrellas más masivas («pesadas») van hacia
la derecha, como lo indican los tamaños de las cajas. La secuencia principal es
también diagonal, pero las estrellas gigantes quedan fuera por no ser tan
pesadas como algunas de las estrellas de la secuencia principal, pese a su
enorme tamaño. La teoría muestra que las propiedades de una estrella dependen
principalmente de su masa y de su edad: las gigantes y las enanas blancas son
estrellas viejas.
Generalmente
es demasiado débil para poder reconocerla a simple vista, pero en su máxima luz
es una de las estrellas más brillantes dentro de su región celeste. Las
gigantes amarillas, más calientes, pulsan más rápida y regularmente; son las
llamarlas Cefeidas, y se han hecho famosas porque se emplean
para medida de distancias fuera de nuestra Galaxia.
Entre las
estrellas cuya luz parece variar hay algunas falsas. Su oscurecimiento se debe
simplemente a que una estrella de un sistema binario pasa delante de la otra y
oculta su luz. La más famosa de estas «binarias eclipsantes» es Algol, en la
constelación de Perseus. Su nombre significa, en árabe, «el Demonio», y su
posición en la constelación representa la cabeza de la monstruosa Gorgona
Medusa. Así es como los antiguos explicaban su regular oscurecimiento. Sin
embargo, la primera descripción aceptable del comportamiento peculiar de Algol
fue dada por el astrónomo británico sordomudo John Goodricke en el siglo XVIII.
Hay muchas binarias, como Algol, demasiado cercanas como para ser «resueltas»
por un telescopio, y su doble naturaleza • se determina por métodos indirectos.
Guando las estrellas están extremadamente próximas, se distorsionan por las
interacciones mutuas, y cada una se alarga hasta adoptar una forma oval; si
pudiéramos viajar a la estrella Sheliak, en Lyra, contemplaríamos un par de
huevos luminosos unidos por los extremos y girando alrededor de un punto
situado a medio camino entre ellos.
Cuando
una estrella es mucho más pequeña que la otra puede producirse un
comportamiento aún más extraño. El gas arrancado de la mayor de las estrellas
forma un disco que gira alrededor de fa estrella más pequeña (una enana blanca
o incluso una estrella de neutrones más pequeña, como veremos más adelante),
algo parecido a una enorme versión de los anillos de Saturno en forma gaseosa.
El gas caliente emite grandes cantidades de rayos X detectables mediante
satélites de «astronomía de rayos X». Ocasionalmente, el gas incidente sobre la
superficie de una enana blanca podría explotar repentinamente como una bomba H
a escala cósmica. El resplandor de la explosión sería miles de veces más
intenso que el del sistema de estrellas original, y veríamos así aparecer en
nuestros ciclos una «estrella nueva» o nova, «nuevo» en latín.
Sin
embargo, las novas no son los fuegos artificiales más espectaculares que ofrece
la Naturaleza. En ocasiones, una estrella podría explotar totalmente en una
explosión de supernova, volviéndose temporalmente miles de
millones de veces más brillante que el Sol. Semejante cataclismo cósmico puede
superar en brillo, por algún tiempo, al de la galaxia entera de estrellas de la
que ella había sido hasta entonces un miembro inadvertido. Después de una
explosión de supernova, el núcleo colapsado de la estrella puede constituir una
minúscula estrella de neutrones. Imaginemos la masa del Sol
concentrada en una bola de sólo unos cuantos kilómetros de diámetro y tendremos
una idea de la extraordinaria densidad de una estrella de neutrones; un trozo
de materia del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría un millón de toneladas.
Alternativamente, el centro sería aún más compacto, dando lugar a un ente
misterioso, un agujero negro. En esta compacta región del
espacio, más pequeña que una estrella de neutrones, la materia está tan
concentrada que su atracción gravitatoria alcanza una intensidad irresistible.
Ni siquiera la propia luz puede escapar de un agujero negro, y cualquier cosa
que cayera en él desaparecería para siempre del Universo. Sin embargo, no es
aún seguro que existan agujeros negros en el Universo; después de todo, es
realmente imposible ver uno, pero hay paulatinamente más
evidencias indirectas de que existen estas extrañas especies.
En torno
al lugar de la explosión de una supernova, los gases expandidos en la explosión
pueden originar una bella nebulosa resplandeciente perdurable miles de años
después de aquélla. La nebulosa del Cangrejo en Taurus es la más famosa, con
una estructura filamentosa retorcida procedente de una supernova que los chinos
vieron explotar en 1054 (aunque la explosión real tuvo lugar unos 6.000 años
antes). Por el contrario, los restos de las explosiones de novas, mucho más
débiles, desaparecen pronto.
Otro tipo
notable de nebulosas rodean a algunas estrellas antiguas. Se las llama,
impropiamente, nebulosas planetarias (de hecho, no tienen nada que ver con los
planetas, pero se asemejan a discos parecidos a planetas cuando se las observa
con un telescopio pequeño): son las capas externas de una gigante roja
arrojadas mansamente al espacio, sin el alboroto ni la furia de la explosión de
una nova o de una supernova. Las nebulosas planetarias son generalmente
redondas y reciben nombres como el Anillo, la Pesa y las Nebulosas del Búho.
Estos nombres datan de la época de la astronomía descriptiva; los
descubrimientos modernos acaban generalmente en un número de catálogo, o, en el
mejor de los casos, en un nombre como «Rectángulo Rojo».
§. La
exploración de otras galaxias
Ventaja de vivir en el disco de nuestra galaxia es que, aunque no podamos
abarcar de un vistazo cómo está dispuesto su contenido, podemos estudiarlo con
gran detalle. Las demás galaxias que pueblan el Universo, hasta donde puede
alcanzar el telescopio, parecen estar constituidas por los mismos tipos de
objetos que vemos en nuestra propia Galaxia. Algunas están formadas únicamente
por estrellas, sin gas; otras tienen mucho más gas y polvo que la Galaxia de la
Vía Láctea. Pero nuestro conocimiento de las estrellas y de las nubes de gas de
nuestra propia Galaxia constituye una buena guía para saber lo que ocurre en
las distantes galaxias del Universo.
Varios
son los métodos para medir, con distintos grados de precisión, las distancias a
las otras galaxias. La mayoría de ellos se basan en el hecho de que conocemos
el brillo real, la luminosidad, de ciertos objetos («candelas patrones») de
nuestra propia Galaxia, y cuando identificamos estos objetos (tales como las
Cefeidas variables o las explosiones de novas) en otras galaxias, su
acentuación relativa nos informa de inmediato acerca de la distancia de la
galaxia. Se desprende de ello que nuestra Galaxia no está aislada en el
Universo, sino que forma parte de un pequeño grupo de galaxias. Este Grupo
Local incluye las dos galaxias más próximas, las Nubes de Magallanes,
visibles sólo desde el hemisferio austral, y descritas por vez primera por
Fernando de Magallanes, en la primera vuelta al mundo (1519-1522). La galaxia
de Andrómeda, visible a simple vista en una noche clara, y la más débil de las
galaxias próximas, la del Triángulo, están también situadas en el Grupo Local,
y son espirales como la Vía Láctea. La Galaxia de Andrómeda, realmente el
objeto más lejano que podemos ver a simple vista, está a 2 1/4 millones de años
luz. La luz que vemos, procedente de esta Galaxia, es anterior a la aparición
de seres humanos sobre la Tierra.
Moviéndonos
más allá, en las profundidades del espacio, el dominio de las galaxias se
extiende hasta donde pueden llegar los telescopios mayores. Literalmente,
millones de ellas han sido fotografiadas, y éstas serlo sondas más brillantes:
hay muchas más, demasiado débiles para ser percibidas. Hay un gran cúmulo de
galaxias en la constelación de Virgo, algunos de cuyos miembros se pueden ver
con prismáticos. La luz que vemos, procedente de ellos, es de la época de la
desaparición de los dinosaurios. En fotografías de larga exposición de las
galaxias más lejanas, las vemos realmente como eran antes de que la Tierra
naciera. Los astrónomos que estudian las profundidades del Universo son
viajeros en el tiempo. Lo quieran o no, contemplan una época anterior del
Universo y comparan estos resultados con datos similares de las galaxias más
próximas que pueden ser engañosos. Realmente, mirando atrás en el tiempo tos
astrónomos encuentran cada vez más quásares, galaxias que han
sufrido una gran explosión central. Los quásares son, probablemente, galaxias
muy jóvenes, y las [rodemos considerar como los «recién nacidos» del Universo.
§. El
«Big Bang»
Sin embargo, el hecho más sorprendente acerca de las galaxias es que se están
alejando. La interpretación usual dice que el Universo entero se expande y
arrastra a las galaxias con él, como las pasas de un pastel de frutas cuando se
expande en el horno. Por cierto, las observaciones confirman esta
interpretación y, con ella, la implicación de que el Universo debe haber sido
«más pequeño» en el pasado. Realmente, parece que hace aproximada- mente 15 mil
millones de años, el Universo entero estaba concentrado en una [requería e
increíblemente densa bola que hizo explosión. La continua expansión a partir de
este «Big Bang» inicial se vuelve bastante evidente en la carrera de las
galaxias.
Una galaxia espiral lejana compuesta por miles de millones de estrellas en
la constelación Sculptor. (Todas las estrellas individuales visibles son
estrellas de nuestra propia Galaxia.) Si pudiéramos ver nuestra Galaxia desde
fuera nos parecería muy similar a ésta. (Copyright del Instituto de Tecnología
de California y la Institución Carnegie de Washington. Reproducido con permiso
de los Observatorio Hale.)
Aun
cuando esta idea es fantástica, los astrónomos han encontrado que encaja con
muchos acontecimientos astronómicos aparentemente no relacionados: las edades
de las estrellas o la abundancia de algunos elementos en el espacio, e incluso
con un débil fondo de microondas que ha permanecido probablemente desde el
infierno del Big Bang.
Los
cosmólogos que estudian los orígenes del Universo han intentado retroceder para
encontrar lo que sucedió en la primera fracción de segundo posterior al Big
Bang. El problema consiste en que la materia era muy densa, más concentrada que
en una enana blanca, e incluso más densa que la materia de una estrella de
neutrones. En aquellas condiciones no podía existir la materia tal y como la
conocemos. Ciertamente, los átomos tampoco: habría electrones «libres»,
protones y neutrones. Pero si en las condiciones en las que los cosmólogos
investigan ni siquiera estas partículas son estables: ¿de qué estaría hecha la
materia? La única esperanza de poder resolver esta cuestión se halla en los
experimentos de los físicos de partículas en los laboratorios terrestres, donde
escudriñan paulatinamente de modo más profundo las partículas cada vez más
pequeñas que constituyen la materia. Llegará un día en que serán capaces de
decir cómo era la misma en las condiciones del Big Bang.
Y así se
cerrará el círculo. En nuestra minúscula mota, la Tierra, una pequeña especie
atareada, llamada Homo sapiens, construye complejos
instrumentos que permitirán ver el corazón de la materia. En última instancia,
su objetivo consiste, simplemente, en encontrar de qué está hecha cada cosa.
Sólo cuando los astrónomos se asoman fuera de nuestro sistema planetario, a
través de las estrellas de nuestra Galaxia y fuera de ella, en las extensiones
del espacio intergaláctico, descubren que el Universo comenzó en condiciones
más parecidas a las del blanco de un experimento de física de partículas que a
las del vacío de la inmensidad de las extensiones aisladas, que asocian
generalmente con el Universo. Mediante la investigación de las partículas
fundamentales en un laboratorio, el físico ayuda al astrofísico a explicar
cómo, a partir de un colosal Big Bang que tuvo lugar hace quince mil millones
de años, nuestro Universo ha llegado a la asombrosa expansión de hoy.
Capítulo
3
La receta del Universo
Todas las
cosas, desde una brisa de verano hasta el violento infierno del interior de una
estrella, están constituidas por unos cuantos tipos de partículas. Como sabe
todo buen cocinero, el secreto reside en la receta y en la cantidad de calor
adecuada.
Un haz de electrones, confinado por campos magnéticos, sigue una estrecha
trayectoria a través de una cámara de vacío. Ensayos semejantes conducirán al
control del «gas» muy caliente llamado plasma y, posiblemente, a la generación
de enormes cantidades de energía por fusión de los núcleos de átomos de
hidrógeno.
Contenido:
§. La
diversa familia de los leptones
§. Los quarks: los cuatro prácticamente idénticos
§. El mundo especular de la antimateria
§. Los núcleos: la clave de la diversidad
§. Los inestables núcleos gigantes
§. La agrupación adecuada: los estados de la materia
Desde el
punto de vista de los físicos, el Universo, como sella mencionado
anteriormente, está constituido por sólo unos cuantos tipos de partículas
fundamentales: los miembros de las familias de los quarks y de los leptones. La
diversidad de nuestro entorno y las maravillas que se encuentran en las
profundidades del espacio son simplemente resultado de que los ingredientes
básicos de la Naturaleza, bajo la influencia de sus fuerzas mutuas, se disponen
de formas diferentes.
§. La
diversa familia de los leptones
Anteriormente efectuamos una breve introducción a la familia de los leptones.
Desde el punto de vista práctico, el más importante, con mucho, es el atareado
electrón. Bien sea girando alrededor del núcleo de un átomo, bien moviéndose a
través de un alambre en tanto que corriente eléctrica, bien agrupando los
átomos en moléculas, o desplazándose a través del vacío de un tubo de
televisión para formar una imagen, el electrón nos resulta indispensable pese a
ser una insignificante partícula, 1.836 veces más ligera que el [trotón (leptos, en
griego, significa «pequeño»).
Un
electrón transporta una unidad de carga eléctrica negativa. En la vida diaria
pensamos en la carga eléctrica; la de un peine de carey, por ejemplo) como algo
cuyo valor podemos variar a voluntad. La Naturaleza, sin embargo, ha decretado
que la carga se presente únicamente en paquetes de un tamaño determinado, y
cada electrón constituye una de estas unidades básicas de carga.
En física
moderna, la idea de, una unidad básica de algo, un'«paquete» tan pequeño como
sea posible, o cuanto, es bastante natural. Desde que la
teoría cuántica revolucionó la física a comienzos de este siglo, los
científicos han aceptado que la mayoría de las magnitudes, incluida la energía,
se presentan en «¡jaqueles» discretos, es decir, constan de unidades simples y
sólo pueden aumentar o disminuir en saltos de una unidad. Por ejemplo, otra
propiedad de las partículas, también cuantizada de esta forma, es el spin o
grado de momento angular que posee una partícula. Sin embargo, la escala de
nuestro mundo es tan grande en comparación con estas unidades básicas que sus
variaciones nos parecen continuas. Si desconectamos un tocadiscos, su plato se
irá deteniendo gradualmente hasta que la fricción lo pare. En realidad, está
perdiendo unidades enteras de spin una a una y deteniéndose a saltos, pero como
el número inicial de unidades de spin era tan grande, el plato pierde unos diez
quintillones de estas unidades por segundo, por lo que da la impresión de que
el frenado es continuo.
Los
cambios discontinuos en la Naturaleza sólo pueden detectarse con experimentos
muy sensibles. El célebre físico americano Robert Millikan fue el primero en
medir la minúscula carga eléctrica de los electrones en 1912 equilibrando
gotitas de aceite cargadas eléctricamente entre dos fuerzas: la atracción de la
gravedad hacia abajo y un campo eléctrico aplicado que empujaba estas gotas,
cargadas negativamente, hacia arriba. Observaba la gota en un microscopio, y al
alcanzar el equilibrio crítico, la misma quedaba suspendida en el aire,
inmóvil; Millikan podía entonces calcular la carga de la gota, y así encontró
que siempre era múltiplo entero de una determinada cantidad, pues cada gota
tenía más de un electrón.
La
realización del experimento no fue tan sencilla, ya que mientras observaba una
gota su carga ¡jodía cambiar en una unidad si perdía un electrón o ganaba otro
de sus alrededores, perturbándose su equilibrio crítico y comenzando a oscilar
hacia arriba y hacia abajo, por lo que Millikan tenía que reajustar rápidamente
el campo eléctrico; pero al hacerlo, las gotas se cargaban de forma diferente
dando otro resultado. Por tanto, la forma más eficiente de llevar a cabo el
experimento era seguir el curso de una única gota. En una ocasión Millikan
estuvo observando en su microscopio una minúscula gota de aceite durante
¡dieciocho horas seguidas!
Habida
cuenta su importancia en la constitución de la materia, el electrón es el
miembro más estudiado de la familia de los leptones. Su hermano mayor, el muón,
siempre ha sido mucho más enigmático. Fue descubierto en 1937 mientras los
físicos buscaban otra partícula, y se malinterpretó su naturaleza durante
muchos años («muón» es la abreviatura de «mesón-mu», clasificándosele desde el
principio como un mesón, una partícula de «tamaño medio», del
griego mesos, «medio»). Al reconocer que se trataba de un leptón,
pese a ser 207 veces más pesado que el electrón, su existencia resultó bastante
embarazosa para los físicos. ¿Por qué tendría «necesidad» la Naturaleza de otro
leptón tan particularmente inestable como el muón, que vive únicamente un par
de millonésimas de segundo antes de desintegrarse en un electrón y dos
neutrinos? Las teorías modernas sugieren que el número de tipos de leptones se
relaciona con el número de quarks diferentes, y ciertamente es interesante que
al mismo tiempo que experimentos muy recientes han comenzado a mostrar la
evidencia de un quinto quark, otros investigadores hayan encontrado indicios de
otro leptón aún más pesado que el muón. Este leptón de vida extremadamente
breve parece ser unas .3.500 veces más pesado que el electrón.
Dos tipos
de neutrinos completan la familia de los leptones (hasta el presente), uno de
ellos asociado al electrón y el otro al muón (aunque presumiblemente exista
otro asociado al nuevo leptón pesado). Los neutrinos son las partículas más
extrañas descubiertas por los físicos de partículas, pues no tienen masa ni
carga eléctrica y se mueven siempre a la velocidad de la luz. La primera y la
última característica se relacionan mediante la famosa teoría de la relatividad
de Einstein, que prohíbe que cualquier partícula con masa viaje a la velocidad
de la luz; recíprocamente, esto supone que una partícula sin masa (como un
neutrino) sólo pueda moverse a la velocidad de la luz. En este
caso, la teoría muestra que la partícula transportará energía a pesar de su
falta de masa.
Los
neutrinos, por tanto, tienen energía aun cuando son notablemente esquivos. No
responden a ninguna de las dos fuerzas más fuertes (nuclear fuerte y
electromagnética) y sólo se manifiestan, muy ocasionalmente, cuando reaccionan
con otro leptón por intermedio de la fuerza débil. Los neutrinos son muy
específicos en sus afinidades. Así, el neutrino asociado al electrón únicamente
se asociará con electrones, y el neutrino asociado al muón, con un muón.
Un chorro de partículas cargadas eléctricamente entra en la cámara de
burbujas del CERN, en Ginebra, dejando trazas de burbujas microscópicas.
Por
ejemplo, cuando un muón se desintegra en un electrón se producen dos neutrinos:
un neutrino asociado al muón original y un neutrino asociado al electrón
resultante. (Estrictamente hablando, este último es un antineutrino
asociado al electrón, como veremos más adelante).
La
familia de los leptones es un cajón de sastre, ya que resulta posible «intuir»
cómo son un electrón o un muón, pero los neutrinos parecen desafiar al sentido
común. Aceptemos sin embargo a estos díscolos miembros tal como la Naturaleza
nos los ha dado, y conozcamos a la otra familia de partículas.
§. Los
quarks: los cuatro prácticamente idénticos
Los quarks parecen un grupo mucho más homogéneo a primera vista. Los cuatro
quarks no parecen diferir mucho entre sí, sino lo suficiente para
distinguirlos. Este hecho proviene en realidad de nuestra incapacidad para
observarlos como quarks aislados. Al contrario de los leptones, los quarks,
ligados por la fuerza fuerte, son una familia enormemente gregaria y hasta
ahora los físicos no han logrado descomponer una partícula compuesta (como un
protón) en sus quarks constituyentes. Lo que conocemos acerca de los quarks se
ha deducido de su comportamiento como grupo.
Los
nombres que han recibido los quarks son menos «clásicos» que los de los
leptones, lo que refleja la perspectiva menos tradicional de los físicos de los
años 1960 y 1970. Los cuatro quarks establecidos se denominan arriba,
abajo, extraño y encantado. Los dos primeros son los
quarks «cotidianos»; constituyen los protones y neutrones que forman el núcleo
de los átomos ordinarios y básicamente se diferencian en su carga eléctrica.
El positrón o antielectrón se descubrió sobre esta histórica fotografía
tomada por Carl D. Anderson en 1932. Un positrón, procedente de un chaparrón de
rayos cósmicos, entra en la cámara de niebla (precursora de la cámara de
burbujas) por la derecha, y es frenado por la placa de plomo central. Un campo
magnético aplicado le obliga a describir una trayectoria curva. La curvatura
hacia abajo prueba que está cargado positivamente y que, por tanto, no es un
electrón ordinario (cargado negativamente).
El quark
extraño tiene una propiedad adicional, tan desconcertante para los físicos que
la descubrieron flor primera vez que la llamaron sencillamente «extrañeza».
El quark
extraño puede transformarse espontáneamente en un quark arriba o abajo bajo la
influencia de la fuerza débil, pero no de la fuerza fuerte. Las vidas medias de
las partículas que contienen un quark extraño son por tanto mucho mayores de
las esperadas: una vida «larga» en este contexto significa una mil millonésima
de segundo.
De forma
similar, el cuarto quark tiene otra propiedad relacionada con su desintegración
en otros quarks, pero en 1974, momento de su descubrimiento, la teoría ya había
predicho su existencia y dio a la nueva propiedad el nombre de «encanto».
(El juego
de los nombres continúa con la probabilidad de existencia de otros dos quarks.
Para el quinto y el sexto compiten un par de nombres: bien belleza y verdad, bien fondo y cima. Está
por verse el que los físicos de la generación actual prefieran la denominación
caprichosa o la práctica.)
Lo más
extraño de los quarks, además de la aparente imposibilidad de aislarlos
individualmente, es que sus cargas eléctricas no son unidades enteras de carga:
la cantidad de carga es 1/3 o 2/3 la del electrón. Sin embargo, cuando otras
partículas están constituidas por quarks, su carga total es siempre cero, 1 ó 2
unidades básicas (la del electrón). Los experimentos actuales sólo pueden
estudiar partículas constituidas por quarks y no los propios quarks
individualmente y, por tanto, las cargas de todas las partículas detectadas
realmente en los experimentos se basan en la misma unidad que la del electrón.
Por ejemplo, el protón está constituido por dos quarks arriba (cada uno con
carga +2/3) y un quark abajo (carga —1/3), de forma que la carga total es 2/3
+2/3—1/3= + 1 unidad de carga. En el neutrón, las cargas de los dos quarks
abajo (cada una de —1/3) cancelan la carga de un quark arriba (+ 2/3) dando una
carga total nula.
Otras
partículas «pesadas» (bariones, del griego barys, «pesado»)
pueden estar constituidas por combinaciones diferentes de tres quarks unidos
por la fuerza nuclear fuerte. Las combinaciones que contienen uno (o más)
quarks extraños son las «partículas extrañas», que trajeron de cabeza a los
físicos de partículas en la década de 1950 por su extraña forma de
desintegrarse.
La evidencia de un cuarto tipo de quark, pues esta interacción no tendría
lugar si sólo existieran tres tipos. Un neutrino penetra en la cámara de
burbujas del CERN en A e interacciona con un neutrón produciendo una insólita
lluvia de fragmentos, que incluye una partícula inalterada «extraña» (S); ésta
se desintegra en dos partículas que emergen en la estrecha formación V. Las
trazas señaladas con e+ y u— se originan por un positrón y un muón.
Uno de
los más recientes éxitos de la teoría de los quarks fue la predicción de un
barión constituido por tres quarks extraños, que tendría una extrañeza de menos
tres y una carga eléctrica de menos uno. En 1964 se encontró una partícula
semejante, llamada omega minus, con la masa predicha,
coronándose así los esfuerzos de Murray Gell-Mann y colaboradores e
integrándose en la larga tabla de las viejas partículas «fundamentales» en
términos de una simple estructura de quarks.
Deben
existir asimismo bariones que contengan el cuarto tipo de quarks, los
encantados, aunque en los pocos años transcurridos desde el descubrimiento del
encanto sólo se han encontrado una o dos de estas esquivas partículas
encantadas.
A pesar
de la generosidad de la Naturaleza al suministrar ocho partículas primarias,
cuatro quarks y cuatro leptones (que posiblemente se incrementen a un total de
doce si se confirman los recientes descubrimientos), la materia ordinaria
únicamente utiliza tres o cuatro: los quarks arriba y abajo y el electrón, con
la contribución muy ocasional del neutrino asociado al electrón. Los quarks
arriba y abajo se combinan para constituir los protones y neutrones de los
núcleos atómicos, mientras que los electrones se sitúan en órbita a su
alrededor dando lugar a los átomos y a las moléculas de la materia; o bien
pueden proseguir sus propios caminos en las rigurosas condiciones existentes en
las lejanas extensiones del Universo.
El planeta Tierra fotografiado desde nuestra vecina Luna por los astronautas
del Apolo. En la Luna un hombre pesa sólo un sexto de su peso normal, y en el
espacio puede ser totalmente ingrávido, aunque la cantidad fundamental de
materia siga siendo la misma, esta es lo que los físicos llaman «masa».
¿Qué
necesidad hay entonces de los quarks extraño y encantado y del muón, por no
mencionar los nuevos quarks y leptones? Todas estas partículas son inestables y
se desintegran en una fracción de segundo. Sólo se las puede estudiar
generándolas en un moderno acelerador de partículas y registrando el breve
momento de su existencia. Sin embargo, estas efímeras partículas contienen
importantes pistas {jara quienes investigan en las fuerzas nucleares fuerte y
débil.
Por
ejemplo, la unificación de las fuerzas electromagnética y débil, debida a
Steven Weinberg y Abdus Salam, no hubiera sido posible si, como entonces se
pensaba, sólo hubieran existido tres quarks.
La audaz
suposición de un cuarto quark con una nueva propiedad (encanto) resolvía el
problema teórico y, efectivamente, se encontraron posteriormente partículas
conteniendo un quark encantado. Iros teóricos creen ahora que los diferentes
tipos de quarks y leptones se manifestarán como un producto secundario de la
forma en que se relacionen las fuerzas de la Naturaleza. Una síntesis
semejante, que relacione las partículas fundamentales con las diferentes formas
en las que una sola fuerza unificada produzca los efectos de las cuatro fuerzas
«patrones», constituye una de las metas más importantes de la física moderna.
§. El
mundo especular de la antimateria
Volviendo a las partículas fundamentales, los físicos han descubierto un nuevo
campo de la existencia: el misterioso mundo de la antimateria. Cada
tipo de partícula fundamental tiene una antipartícula cuyas propiedades son
exactamente opuestas.
Si, por
ejemplo, tomamos el electrón, con su carga de 1 unidad, el antielectrón tiene
una carga de +1; o bien, si consideramos el recientemente descubierto quark
encantado, que tiene una carga eléctrica de +2/3 y un encanto de + 1 unidad, el
antiquark encantado tiene una carga de — 2/3 y un encanto de — 1. Existe un
antiquark por cada tipo de quark y un antileptón por cada tipo de leptón; y
cada antipartícula refleja las propiedades de la partícula correspondiente.
¿Deberíamos, pues, ampliar la tabla de
las
partículas fundamentales a fin de incluir las antipartículas? Podría pensarse
que nuestro conjunto de cuatro quarks y cuatro leptones debería duplicarse para
dar cabida a cuatro antiquarks y cuatro antileptones.
Afortunadamente
para la simplicidad básica del Universo, no hemos de hacerlo, pues cada
antipartícula se opone tan fielmente a la partícula correspondiente que es
evidentemente la «otra cara» de nuestras partículas familiares.
Sobre
esta base, el gran físico británico Paul Dirac predijo hace unos cincuenta
años, cuatro antes de que se encontrara experimentalmente la primera
antipartícula, que debería existir la antimateria. Al combinar la teoría de la
relatividad de Einstein con la teoría cuántica, que describe cómo se comportan
las partículas a muy pequeña escala, encontró con sorpresa que era bastante
posible que existieran partículas exactamente opuestas a las ordinarias.
(Matemáticamente, era como resolver una ecuación cuadrática con una solución
positiva y otra negativa.) Sus ideas se consideraron en principio como un
resultado matemático interesante sin ningún significado real, pero el
descubrimiento en 1932 del antielectrón (normalmente llamado positrón a causa
de su carga eléctrica positiva; y posteriormente de otras antipartículas, dejó
claro que las antipartículas eran definitivamente reales. De hecho, las
actuales teorías de partículas fundamentales no son válidas sin la inclusión de
las antipartículas.
Albert Einstein fue el primero en verificar que puede considerarse a la
materia corno una Joma de energía, abriendo así el camino al descubrimiento de
la antimateria. En la fotografía, Einstein impartiendo un seminario informal.
El
problema que se presenta al estudiarse antipartículas reside en que son
exactamente «anti». Todas sus propiedades son un reflejo preciso de las de la
partícula correspondiente: carga eléctrica, extrañeza y encanto, como hemos
visto anteriormente, y también de otras propiedades que los físicos puedan
asignarles. Así, cuando una antipartícula producida en un laboratorio se
encuentra con su partícula correspondiente de materia «ordinaria», se cancela
cada una de sus propiedades. Por ejemplo, si un antiquark encantado colisiona
con un quark encantado, el encanto de — 1 de la primera de las partículas se
destruye con el encanto +1 de la otra, y su carga eléctrica de —2/3 se aniquila
con la carga +2/3 del quark ordinario. Toda propiedad que distingue una partícula
de otra se destruye con una sola excepción: su masa.
La masa,
en este sentido, no se corresponde con el término que utilizamos habitualmente.
Vulgarmente hablando es «la cantidad de materia que contiene un cuerpo» y tiene
dos efectos. Uno es la gravitación. La fuerza gravitatoria que atrae a dos
cuerpos depende de sus masas. Una persona adulta es más masiva que un gato, de
forma que la fierra le atraerá con una fuerza mucho mayor, como puede
demostrarse con una simple báscula de baño. Supongamos, sin embargo, que
llevamos la báscula a la Luna. Como ésta tiene menos masa que la fierra, la
fuerza gravitatoria entre aquellos cuerpos y la Luna será solamente un sexto de
la que ejerce la Tierra en el baño de nuestra casa, y la báscula demostrará que
los pesos son proporcionalmente menores.
Esto no
significa que seamos más delgados por el mero hecho de estar en la Luna: la
cantidad de materia de nuestros cuerpos, la masa, es la misma. Por tanto, la
fuerza gravitatoria no es evidentemente la mejor forma de medir masas, y los
científicos prefieren definir la masa de una forma diferente: en términos de
inercia, resistencia a la aceleración. Si damos una patada a un balón de fútbol
y a una pelota de tenis con la misma fuerza, esta última saldrá disparada con
más facilidad ya que su masa es mucho menor, e incluso en la ingravidez del
espacio nos encontraríamos exactamente con el mismo efecto, ya que la masa es
una de las propiedades fundamentales de un objeto, independientemente de donde
se encuentre.
Un
aspecto aparentemente extraño de la antimateria es que, pese a sus «anti»
propiedades, una. antipartícula tiene la misma masa que su correspondiente
partícula, es decir, no tiene masa negativa. Si fabricásemos un balón de fútbol
de antimateria, sería atraído por la gravedad terrestre con la misma intensidad
que un balón de fútbol ordinario. Existe sin embargo un problema mayor al
chutar un antibalón: la aniquilación explosiva de las partículas (de nuestro
zapato) con las antipartículas (del «antibalón») arrasaría el zapato, el campo
de fútbol y la propia ciudad en un cataclismo de proporciones similares al de
la bomba H (en realidad esto ocurriría en el instante en que el antibalón
hiciera su aparición en el mundo real).
Albert
Einstein fue el primero en mostrar, a finales de 1907, que teóricamente es
posible convertir masa en energía, y, además, en una asombrosa cantidad de
energía. Para calcularla se multiplica la masa en cuestión por la velocidad de
la luz y de nuevo por la velocidad de la luz: Energía (E) = masa (m)
× velocidad de la luz (c) × velocidad de la luz (c), o,
matemáticamente, E = m × c × c,
que abreviada constituye la ecuación más famosa de la ciencia: E = mc2.
La ecuación de Einstein muestra que teóricamente podríamos destruir un
kilogramo de materia de cualquier clase con el fin de producir la energía
suficiente para alimentar durante un año una central gigante, sustituyendo así,
materialmente, millones de toneladas de carbón o de fuel.
Afortunadamente,
un kilo de azúcar no se convierte por sí solo, de forma espontánea, en energía.
Las partículas primarias que constituyen el azúcar, quarks arriba y abajo y
electrones, tienen carga eléctrica y otras propiedades que no pueden
desaparecer' ¡tara dar «masa pura» capaz de convertirse en «energía ¡jura». La
materia ordinaria por sí sola es por tanto inmune a la destrucción total. No
obstante, hemos visto que cuando una partícula y su antipartícula se
encuentran, todas las propiedades «conservadas» (como la carga eléctrica) se
cancelan por completo, pero la partícula y la antipartícula tienen masa
positiva y toda ella se transforma en un instante en energía.
Por esta
precisa razón, a los físicos les es difícil estudiar las antipartículas; no
existe posibilidad de mantenerlas, pues tan pronto como se ponen en contacto
con la materia real se destruyen. Sin embargo, los físicos pueden crear
antipartículas invirtiendo el proceso. Cuando se concentra suficiente energía
en un punto e$ posible que se convierta espontáneamente en masa. No sería
posible crear una única partícula, por ejemplo un electrón, de esta forma, ya
que ello conllevaría la creación de carga eléctrica de la nada. Ahora bien,
puede darse la creación simultánea de un electrón y su antipartícula, un
positrón, pues como uno tiene carga negativa y otro positiva no contribuyen a
aumentar la carga total del Universo. La «producción de pares» de partículas y
antipartículas es un proceso común en los actuales aceleradores de partículas
de altas energías, y realmente constituye la única forma de «fabricar»
antipartículas.
Al igual
que los quarks ordinarios, los antiquarks no se han encontrado individualmente,
sino sólo unidos en partículas más pesadas. Los antibariones están constituidos
por grupos de tres antiquarks, como el antiprotón (2 antiarriba, 1 antiabajo)
con una carga eléctrica negativa, y el antineutrón (1 antiarriba, 2 antiabajo)
que no tiene carga eléctrica. Superficialmente, el neutrón y el antineutrón
parecen muy similares, con la misma masa y carga. Sin embargo, los quarks
constituyentes del 'neutrón ordinario (1 arriba, 2 abajo) son claramente
diferentes de los del antineutrón, y es evidente que un neutrón que encontrara
una partícula de idéntica masa y sin carga «reconocería» por sus quarks si es
neutrón o antineutrón: amigo o enemigo.
La
agrupación de tres quarks es bastante extraña, ya que no se encuentran
combinaciones de quarks y antiquarks en el mismo barión. Obviamente, una
disposición semejante no sería permanente, ya que como el protón es el único
barión de larga vida y cualquiera de las otras partículas son de vida breve, se
transformarían en último término en protones. Por otra parte, es posible que un
quark y un antiquark (bien del mismo tipo o de tipos diferentes) formen un par
de vida breve. Estas combinaciones de quarks y antiquarks se llaman mesones y
constituyen una familia aparte dentro de la antigua clasificación (que se hizo
paulatinamente más complicada hasta que se comprendió sólo en términos de unos
cuantos quarks). El nombre de mesón se aplicaba a partículas de masa media (del
griego mesos, «medio») en contraposición con los bariones más
pesados (barys, «pesado») y con los leptones más ligeros (leptos,
«pequeño»). En la actualidad, estos términos no tienen el mismo significado y
un barión se define ahora como una partícula compuesta de tres quarks y un
mesón, como un par quark-antiquark, mientras que los leptones constituyen una
familia aparte, diferente de los quarks. En consecuencia, las masas de las
diferentes clases ahora se solapan, discrepando totalmente de sus significados
originales; por ejemplo, el «quinto leptón» recientemente descubierto tiene una
masa que es el doble de la del más ligero de los bariones, el protón.
El mesón
más común es el pión, una partícula que encontraremos de nuevo
relacionada con la fuerza nuclear fuerte. Fue predicho mucho antes de su
descubrimiento, y aunque durante algún tiempo se lo confundió con el muón (que
tenía una masa próxima a la predicha), el ¡)ión se detectó con éxito en 1947.
En estos primeros experimentos, los aceleradores de partículas de que se
disponía no eran suficientemente potentes como para producir partículas de esta
clase, y los experimentadores se vieron obligados a confiar en los titánicos
aceleradores de partículas naturales: las estrellas en explosión. En estas
formidables y poco comunes explosiones de supernova, los protones son
acelerados a enormes velocidades y, tras una larga travesía espacial, algunos
colisionan con la atmósfera de la Tierra. Los núcleos de los átomos del aire
aguantan la violenta embestida y en las colisiones de alta energía se crean
muchas partículas y antipartículas nuevas. Positrones, mitones y piones fueron
de los primeros restos de estos «chubascos» de rayos cósmicos.
Tampoco
en los aceleradores de partículas modernos se pueden alcanzar las energías de
los protones más rápidos de rayos cósmicos, pero estas máquinas tienen la gran
ventaja de producir un haz rápido con una concentración de partículas mucho
mayor. Asimismo, permiten que el experimentador elija el tipo de partículas que
se lanzan a través del acelerador, así como que se modifique el blanco.
Es como
usar una antorcha para orientarnos en una noche oscura en vez de esperar los
relámpagos, mucho más luminosos pero menos frecuentes.
Sobre la parte superior de la atmósfera inciden de continuo partículas de
rayos cósmicos; experimentos llevados a cabo por medio de globos pueden
detectar algunas partículas mucho más energéticas que las de los aceleradores
de partículas de los físicos. Puesto que las partículas eléctricamente cargadas
son desviadas por el campo magnético terrestre, los rayos cósmicos se
concentran en las regiones polares norte y sur.
Antes de
abandonar el ámbito de las antipartículas, veamos la posibilidad que existe de
encontrar antimateria a gran escala. Teóricamente no hay ninguna razón por la
que antiprotones y antineutrones no se puedan agrupar por medio de la fuerza
fuerte para originar antinúcleos cargados negativamente. Los positrones se
hallarían en órbita alrededor de estos antinúcleos y constituirían los
antiátomos de los distintos elementos. Químicamente, los antiátomos
reaccionarían con otros exactamente de la misma forma que los átomos
correspondientes, y podrían constituir antimateria a escala macroscópica
(tamaño ordinario). Serían posibles el antiagua, la antiarena e incluso
antipersonas que vivirían en un antiplaneta que se hallaría en órbita alrededor
de una antiestrella.
¿Existen
realmente estas antiestrellas y estos sistemas antiplanetarios en el Universo?
Ciertamente no pueden existir en nuestra Galaxia, ya que serían gradualmente
aniquilados por el tenue gas existente entre las estrellas. La energía de
aniquilación originaría rayos gamma, y estos rayos (no confundirlos con los
«rayos cósmicos» que son en realidad partículas, fundamentalmente protones)
habrían sido detectados por satélites construidos con este propósito.
Argumentemos,
sin embargo, a una escala más distante. Aunque nuestra Galaxia —{Manetas,
estrellas y gas interestelar - debe estar constituida en su totalidad por
materia ordinaria, ¿podrían otras galaxias estar constituidas totalmente de
antimateria? La luz emitida por la antimateria sería exactamente la misma que
la de la materia, por lo que resulta imposible decirlo observando una galaxia,
ni siquiera analizando su luz con detalle. Sin embargo, existe un gas
extremadamente tenue que llena el espacio entre las galaxias, y de nuevo
podríamos esperar detectar rayos gamma procedentes de galaxias que estén
errando en las regiones de antigás, o bien de antigalaxias rodeadas de gas
ordinario. Como estos rayos gamma no se han detectado, los astrónomos están en
general de acuerdo en que nuestro Universo debe estar constituido totalmente
por materia ordinaria: la antimateria es una curiosidad de laboratorio creada
sólo para desaparecer rápidamente otra vez, al aniquilarse con una partícula de
materia ordinaria.
§. Los
núcleos: la clave de la diversidad
Si se considera el Universo en conjunto, la inmensa mayoría de la materia
consta de protones y electrones. Aunque se encuentran en igual número (para que
se cancele la carga eléctrica total), la mayor parte de la masa del Universo
está contenida en los protones, que son más pesados. Esta situación no es
sorprendente, ya que protones y electrones son las únicas partículas
fundamentales estables (aparte de los neutrinos), y aun cuando el Universo
hubiera estado formado en una época anterior por una mezcla de partículas, como
sugieren las teorías modernas, las otras se habrían desintegrado en la
actualidad.
Los
muones y otros posibles leptones habrían degenerado rápidamente en electrones,
mientras que los quarks que constituyen los bariones habrían evolucionado
progresivamente al «estado de energía» más bajo, dos quarks arriba y un quark
abajo, que es el que caracteriza al protón. (Volveremos sobre la cuestión de
los estados de energía en este capítulo.)
Las trazas de las partículas cargadas producidas por los aceleradores del
CERN se fotografían en esta gran cámara de burbujas. Contiene 35.000 litros de
hidrógeno liquido que se mantiene a -254 °C a baja presión,
con el fin de que las partículas provoquen la formación de una lima de
burbujas. Las partículas penetran a través de las ventanas de metal delgado del
centro.
Incluso
el neutrón no es intrínsecamente una partícula estable, ya que después de una
vida media de un cuarto de hora, un tiempo enormemente largo comparado con las
vidas esperadas de otras partículas, uno de los quarks abajo cambiará
espontáneamente a un quark arriba alterando la configuración de un quark arriba
y dos abajo de la partícula, hasta dos arriba y uno abajo, estado de quarks de
un protón. En el proceso se liberarán un electrón, que transporta una unidad de
carga negativa para equilibrar la carga positiva del nuevo protón creado, y un
antineutrino asociado al electrón.
Entonces,
¿por qué el Universo no está únicamente ocupado por protones y electrones? (En
términos químicos, esto constituiría el gas hidrógeno; véase más abajo.) En tal
caso, el Universo sería un lugar incoloro, sin planetas y sin vida.
Afortunadamente, los neutrones pueden estabilizarse, preservándose de la
desintegración, cuando se combinan con protones en pequeños cúmulos ligados por
la fuerza nuclear fuerte. Cúmulos de este tipo son los que constituyen el
centro, núcleo cargado positivamente, de todos los átomos excepto del de
hidrógeno (cuya carga central positiva se debe a un único protón).
En el
inmenso Universo exterior a la Fierra, y en la acción controlada del acelerador
de partículas de un físico, los núcleos se pueden presentar sin los electrones
circundantes que constituyen los átomos, y que son los que determinan sus
propiedades químicas. Un núcleo recibe generalmente el nombre del átomo que
formaría, aun cuando se encuentre en una situación en la que ha sido despojado
de todos sus electrones. Por ejemplo, en el corazón incandescente de una
estrella se pueden fusionar tres minúsculos cúmulos, conteniendo cada uno dos
protones y dos neutrones, para dar un cúmulo de seis protones y seis neutrones.
Los cúmulos originales son idénticos a los núcleos que se encuentran en él gas
helio, mientras que el producto es el núcleo de un átomo de carbono. Por tanto,
la reacción puede describirse 3 He—>C, donde los símbolos se refieren a los
cúmulos protón-neutrón, a la sazón no necesariamente situados en los centros de
los átomos.
Para
explicar la razón de que los neutrones sean estables en cúmulos (núcleos) pero
no fuera de ellos, debemos primero preguntarnos por qué los neutrones «libres»
son inestables. Básicamente, se trata de una cuestión de energía. En una
interpretación muy simple, siempre que por cualquier procedimiento la energía
se escapa, intenta expandirse. El Sol produce una gran cantidad de energía por
segundo como consecuencia de las reacciones nucleares que tienen lugar en su
núcleo, y la radiación calorífica y luminosa de su superficie expande esta
energía por el Universo. Por acudir a otro ejemplo, el aire a presión en el
interior de un globo hinchado tiene un exceso de energía; al deshincharse el
globo, las moléculas de aire que escapan esparcen el exceso de energía por la
habitación. De igual forma, la configuración de quarks del neutrón se halla en
un «estado de energía» mayor que la del protón y puede perder energía
convirtiendo un quark abajo en un quark arriba. El exceso de energía se
transporta y se expande como energía de movimiento del electrón y del
antineutrino, y también como la masa del electrón (según la ecuación
masa-energía de Einstein).
A
propósito, esta degradación de la energía se conoce como segundo principio de
la termodinámica y se estudió primero en relación con diversos tipos de
máquinas. ¿Por qué no es capaz un transatlántico de bombear agua del mar a la
cubierta, extraer su energía calorífica para mover sus máquinas y arrojar luego
el agua fría al océano? liste tipo de proceso es, sin embargo, imposible, ya
que implicaría concentrar espontáneamente energía en un lugar a partir de una
fuente extensa. Según el segundo principio, sólo pueden ocurrir espontáneamente
aquellos procesos que produzcan expansión de energía; jamás se podrá esperar
que el aire de una habitación se comprima de pronto en un globo y que éste
explote de forma espontánea. A muy largo plazo, el segundo principio predice
que toda la energía del Universo se expandirá por igual; no habrá ninguna parte
más caliente o más fría que otra, por lo que no será posible generar energía y
el Universo acabará en una «muerte térmica».
El
concepto de entropía es otra forma de expresar el segundo
principio. La entropía de un sistema es una medida de su desorden; en otras
palabras, la energía siempre pasa de un estado aprovechable a otro no
aprovechable. Cuando quemamos carbón en una central eléctrica, transformamos la
energía latente del carbón en energía eléctrica, pero el resultado es una
pérdida neta de energía aprovechable: el carbón se ha consumido y su energía
latente no se puede recuperar. Lo más interesante de la entropía es que determina
la dirección del tiempo: el tiempo viaja siempre en la dirección en que aumenta
la entropía. Si tomamos una película de un péndulo que oscile, no habrá
diferencia en que la película se mueva hacia adelante o hacia atrás; pero si
filmamos un péndulo cuya oscilación se amortigua como consecuencia de una
fricción, será obvio de inmediato el sentido en que debe pasarse la película.
Volviendo
al neutrón, podemos prevenir su desintegración llevándole a una situación en la
que para desintegrarse necesite tomar energía. Dos protones y
dos neutrones ligados por la fuerza fuerte forman un núcleo de helio. Si uno de
los neutrones se desintegrara, el cúmulo contendría tres protones y un neutrón
y pasaría a ser una agrupación de mayor energía que el núcleo original de
helio. Aunque la fuerza nuclear de enlace permanecería esencialmente
invariable, existirían entonces tres protones cargados positivamente en lugar
de dos, repeliéndose unos a otros por una repulsión del «tipo» de la de las
cargas eléctricas. Así, mientras que la desintegración de un neutrón llevaría
al propio neutrón a una energía inferior, dejaría al núcleo en un estado de
energía superior. Sumando las columnas del debe v haber de la energía,
concluiríamos en que tal desintegración requeriría un aporte de energía al
núcleo; el segundo principio de la termodinámica prohíbe, pues, la
desintegración de los neutrones cuando están encerrados en un núcleo de helio.
De igual
forma, cualquier pequeño cúmulo de protones y neutrones es estable mientras el
número de protones y neutrones sea prácticamente el mismo. Cuando estos núcleos
están revestidos de electrones, constituyen los átomos de los elementos
químicos, como el carbono, el oxígeno o el hierro. Las propiedades químicas de
los elementos dependen sólo del número de electrones que se hallan en órbita,
que debe ser igual al número de protones cargados positivamente del núcleo con
el fin de asegurar que el átomo sea un conjunto eléctricamente neutro. A ello
se debe que podamos caracterizar un núcleo por el nombre de un elemento, aun
cuando, estrictamente hablando, el término «elemento» se refiera al
comportamiento químico.)
Nótese
que el número de neutrones no participa del razonamiento, por lo que es posible
tener dos átomos con idénticas propiedades químicas pero con diferente número
de neutrones en el núcleo. Por ejemplo, todos los átomos de carbono tienen seis
electrones en órbita y seis protones (-ti el núcleo. Casi todos los átomos de
carbono tienen seis neutrones en el núcleo, pero uno de cada cien tiene siete,
listos átomos más pesados se comportan químicamente como átomos de carbono
ordinario y sólo se pueden poner fie manifiesto mediante sensibles medidas
físicas de masas atómicas. Los núcleos con el misino número de protones y lo
tanto con el mismo nombre químico;, pero diferente número de neutrones, se
llaman isótopos del griego «igual lugar», que es el que les
corresponde en la tabla química de los elementos : los podemos distinguir
escribiendo el número total de partículas nucleares a continuación fiel nombre
químico. Así, el carbono ordinario es carbono-12, mientras que el isótopo más
pesado es carbono-13.
Cuando
los núcleos de los isótopos no son estables, nos pueden ser muy útiles; estos
isótopos radiactivos «radioisótopos» se comportan químicamente como elementos
normales, pero se pueden detectar por las radiaciones que emiten cuando sus
núcleos cambian espontáneamente a variedades más estables. Los radioisótopos
suelen emplearse en medicina; por ejemplo, la actividad de la glándula
tiroides, que acumula yodo, se puede controlar inyectando una pequeña cantidad
de radioisótopo de yodo en el torrente sanguíneo y midiendo la radiactividad de
la glándula.
La física
y la química aplicadas también se han beneficiado del empleo de los
radioisótopos de innumerables formas, y su aplicación ha alcanzado incluso al
campo de la arqueología. El isótopo de los arqueólogos es el carbono-14, un
núcleo inestable originado por los impactos de las partículas de rayos
cósmicos, procedentes del espacio, sobre los núcleos de átomos de carbono del
gas dióxido de carbono de las capas altas de la atmósfera terrestre. A resultas
de ello, las moléculas de dióxido de carbono del aire contienen un porcentaje
pequeño, pero prácticamente constante, de carbono-14, ya que los núcleos de
carbono-14 recientemente formados reponen las existencias quise desintegran
constantemente. El núcleo de carbono-14 tiene demasiados neutrones (ocho) para
sus seis protones, y cuando eventualmente se desintegra un neutrón deja al
núcleo con siete protones y siete neutrones, configuración estable del
nitrógeno-14.
El
químico americano Willard Libby señaló que la presencia natural de carbono-14
podría permitir que los arqueólogos fechasen restos que contuvieran carbono,
principalmente madera, huesos y cenizas. Mientras vive, una planta o un animal
intercambian carbono con su entorno, y, al igual que en el aire, se mantiene
constante la proporción del isótopo de carbono inestable; pero tan pronto como
el organismo muere y cesa el aporte de carbono-14 nuevo, no se reemplaza el que
se desintegra en los restos y la proporción disminuye gradualmente. Puesto que
se conoce el ritmo al que se desintegra el carbono-14 en nitrógeno-14, un
científico puede medir la proporción de carbono-14 en una pequeña muestra
orgánica (20 gramos son suficientes para un análisis) y calcular cuánto hace
que murió. Las fechas calculadas por este procedimiento se remontan a 60.000
años en el pasado del hombre.
Sin
embargo, hicieron falta diez años para que los arqueólogos aceptaran por
completo que la joven ciencia de la física nuclear podía ayudarles en su campo
de investigación. Realmente, su aceptación final de la datación con carbono-14
conllevó un replanteamiento completo de la prehistoria europea, ya que muchos
de los monumentos megalíticos (tales como Stonehenge) pasaron a asociarse con
restos de madera y animales un millar de años más antiguos que las fechas que
los arqueólogos les habían adscrito a partir de la escasa evidencia que tenían
antes. Los arqueólogos aceptan ahora que los constructores de estos monumentos
pertenecían a una civilización anterior, altamente avanzada, del noroeste de
Europa, en vez de, como pensaban originalmente, a una cultura posterior que
habría copiado burdamente los magníficos templos de las civilizaciones del
Mediterráneo oriental.
§. Los
inestables núcleos gigantes
Cuando tratamos con núcleos mayores, encontramos que a medida que se incrementa
su tamaño se hace regularmente mayor el número de neutrones que el de protones.
Por ejemplo, el isótopo más común del oxígeno tiene 8 protones y 8 neutrones;
pero el hierro tiene 26 protones y 30 neutrones; y el isótopo más común del
plomo contiene 82 protones y 126 neutrones. El desequilibrio se origina en la
batalla que mantienen las fuerzas fuerte y electromagnética con las que nos
hemos encontrado anteriormente al hablar del núcleo de helio.
La fuerza
electromagnética tiene largo alcance, por lo que cada protón está sometido a
una repulsión eléctrica por parte de cada protón del mismo núcleo; sin embargo,
la fuerza nuclear fuerte, que mantiene unidos los núcleos, tiene alcance
sumamente corto, y un protón experimenta una fuerza atractiva únicamente por
parte de los protones y neutrones más próximos. Esto no tiene importancia en
núcleos más pequeños, ya que todas las partículas están muy próximas, pero los
núcleos mayores deben contener una mayor proporción de neutrones,
eléctricamente neutros, que proporcionen una fuerza de enlace mayor sin la
adición de cargas positivas.
Para
núcleos mayores que el plomo, incluso la ayuda de los neutrones extra no es
permanente, y, más pronto o más tarde, estos núcleos superpesados se rompen en
un proceso de desintegración radiactiva. Esta radiactividad es
mucho más espectacular que la de núcleos pequeños del tipo del carbono-14, ya
que la fuerte repulsión entre los protones rompe el núcleo en pedazos
consistentes, cada uno de ellos, en un núcleo de helio: dos protones y dos neutrones.
Un núcleo
desproporcionadamente superpesado, como el uranio-238, perderá ocho núcleos de
helio sucesivamente antes de alcanzar un estado estable transformándose en
plomo. Una de las primeras aplicaciones de este flujo continuo de partículas de
alta velocidad procedentes de núcleos [tesados consistió en suministrar energía
a las esferas y a los símbolos luminosos de los relojes. Cuando un núcleo de
helio colisiona con una sustancia fluorescente mezclada con el elemento
radiactivo, emite luz; y si se lo observa con gran aumento, permite percibir
los minúsculos destellos debidos a los núcleos de helio individuales.
Sin
embargo, durante los cuarenta años siguientes al descubrimiento de los
elementos radiactivos, éstos fueron considerados como una novedad de gran
interés científico pero de escasa importancia práctica. Evidentemente, había
una gran cantidad de energía encerrada en los núcleos gigantes, pero los
isótopos naturales se desintegraban tan lentamente que la «energía atómica» —o,
más estrictamente, la «energía nuclear» parecía un sueño imposible. Sin
embargo, en 1938 la situación cambió drásticamente. Los científicos alemanes
Otto Hahn y Fritz Strassmann descubrieron que si un núcleo superspesado como el
uranio era golpeado suavemente por un neutrón que se moviera lentamente, se
podía dividir en dos trozos de aproximadamente el mismo tamaño (núcleos de
bario y kriptón). Los nuevos núcleos más pequeños se repelían con enorme fuerza
debida, una vez más, a la repulsión eléctrica, y al salir disparados
colisionaban con otros núcleos y transformaban esta energía en calor (vibración
de átomos). Afortunadamente para los Aliados, el gobierno nazi no advirtió en
un principio las implicaciones de la investigación que se llevaba a cabo en el
Instituto del Káiser Guillermo, y la información llegó, a través de los medios
de comunicación científicos, a los Estados Unidos.
Allí, el
recién llegado físico italiano Enrico Fermi encajó la pieza crucial en el
rompecabezas (Fermi fue quien descubrió y dio nombre al neutrino o «un pequeño
neutro»). Como los núcleos más pesados contienen relativamente más neutrones,
la división de un núcleo de uranio liberaría parte del exceso de neutrones.
Estas partículas colisionarían a su vez con otros núcleos de uranio
dividiéndolos y liberando más neutrones, cada uno con potencial suficiente como
para romper otro núcleo. La «reacción en cadena» resultante produciría un
suministro continuo de energía si se controlaban adecuadamente el número y la
velocidad de los neutrones, o un cataclismo instantáneo si no se los
controlaba.
Era
exigencia fundamental que cada fisión de un núcleo de uranio produjera al menos
un neutrón libre. Leo Szilárd (que había tenido que emigrar de la Alemania
nazi) era uno de los físicos que buscaba la evidencia de la liberación del
neutrón, utilizando para ello un aparato en el que los neutrones producían
minúsculos destellos sobre una pantalla.
Un núcleo de helio es estable pese a la repulsión entre sus protones
cargados positivamente (en rojo), ya que los neutrones (en gris) lo mantienen
unido. Si se reúnen dos protones y dos neutrones se libera energía en forma de
la fuerza fuerte que los une: para romper un núcleo de helio habría que
suministrarle la misma cantidad de energía.
Según sus
propias palabras: «Giramos el interruptor y vimos los destellos. Los
contemplamos un momento, apagamos todo y nos fuimos a casa. Aquella noche no me
cabía ninguna duda de que el mundo estaba abocado a la desgracia.»
El resto
es historia. Enrico Fermi construyó el primer reactor nuclear en un campo
abandonado de squash de la Universidad de Chicago: a las 3h 45
m de la tarde del 2 de diciembre de 1942 retiró las barras de control de
absorción de neutrones y la reacción en cadena se mantuvo por sí misma: había
comenzado la era nuclear. Una bomba nuclear requería material fisionable muy
activo, por lo que los americanos comenzaron la extracción a gran escala del
isótopo uranio-235, menos estable, a partir de la mezcla natural, y comenzaron
a producir grandes cantidades de un elemento radiactivo artificial, el plutonio
(que tiene dos protones más que el uranio). Los apremios de la guerra
condujeron al despliegue de medio millón de personas en el proyecto, y en julio
de 1945 se hizo explotar un prototipo de bomba cerca de Alamogordo, Nuevo
México. Al cabo de un mes, la energía nuclear se descargó coléricamente cuando
las bolas de fuego nuclear hicieron su aparición sobre las ciudades japonesas
de Hiroshima y Nagasaki.
§. La
agrupación adecuada: los estados de la materia
Hasta el momento han aparecido, en el escenario del Universo, los principales
actores: los sencillos electrones, los furtivos neutrinos y las partículas
complejas de los núcleos, todos ellos librando su lucha interna entre las
fuerzas fuerte y electromagnética y ocultando sus constituyentes básicos, los
misteriosos quarks. En los momentos más dramáticos ha efectuado una breve
aparición entre bastidores una plétora de otras partículas: partículas
extrañas, partículas encantadas y la siniestra cuadrilla de las antipartículas.
La
prolija trama, a veces ordenada, a veces aparentemente caótica, sigue reglas
estrictas: las relaciones entre los actores están gobernadas por cuatro fuerzas
y no se deben transgredir las leyes de la Naturaleza. Cuando estudiamos el gran
drama del Universo con más detalle, descubrimos que las cuatro fuerzas parecen
ser expresiones de una sola interacción básica entre los personajes: el odio es
amor si tenemos la suficiente percepción para comprenderlo así.
Para
completar la analogía, cada uno de nosotros constituye una trama secundaria. En
nuestros cuerpos se ha congregado una combinación especial de partículas-
actores que representa un minúsculo rincón de la historia del Universo antes de
dispersarse y reagruparse en la acción de otra trama. Pueden haber transcurrido
siete edades de la vida humana, pero la Naturaleza tiene un número
inconmensurable de ellas.
Nuestro
específico rincón del Universo es bastante insólito, porque está extremadamente
bien ordenado. Los electrones giran en órbitas alrededor de los núcleos para
constituir los átomos, y los átomos se agrupan de forma ordenada para originar
las moléculas. La disposición regular de los átomos de sodio y cloro que forma
los perfectos cristales cúbicos de la sal ordinaria parece casi un milagro:
cada cristal consta de 100 trillones de átomos, y cada uno encaja exactamente
en su lugar. También las rocas contienen cristales, a menudo brillantemente
coloreados; e incluso hay virus —como el germen infeccioso de la gripe que
tienen una bella forma cristalina a escala microscópica.
El
impresionante orden que nos rodea proviene del hecho de que las órbitas de los
electrones están estrictamente controladas. Al contrario de lo que sucede con
un satélite que circunda la Tierra, al que podemos situar en la órbita que
deseemos, la teoría cuántica muestra que, a la diminuta escala atómica, los
electrones sólo [Hieden girar alrededor del núcleo con «unidades de spin»
enteras, por lo que sólo les están permitidas determinadas órbitas. Cuando las
órbitas permitidas de cada elemento se cubren con el número correcto de
electrones, se obtienen las diferentes disposiciones electrónicas entre ellos,
y, así, las propiedades químicas, que dependen de los electrones más externos,
varían de elemento a elemento.
Consideremos
nuevamente la sal común. Los químicos nos dicen que un átomo de sodio tiene un
electrón externo poco ligado, del cual toma posesión ávidamente el átomo de
cloro para completar el conjunto de electrones que se hallan en su órbita.
Acabada esta transferencia, que tiene lugar en forma de fogonazo explosivo si
se ha vertido el metal sodio en el gas cloro, el sodio ha perdido una carga
negativa y es ahora eléctricamente positivo, mientras que el átomo de cloro es
ahora negativo. Los átomos así cargados se llaman iones; los
dos se adhieren, ya que las cargas opuestas se atraen y, finalmente, se unen
como una gran red cristalina.
La ciudad de Nagasaki dos meses después del bombardeo, los edificios que aún
se mantienen en pie, en primer plano y en el fondo, señalan los límites del
área de destrucción total: la región plana entre ellos era el centro de la
ciudad.
Los
átomos también pueden unirse compartiendo electrones. En el gas cloro, los
átomos tienden a tal punto a completar sus conjuntos de electrones que se
asocian a pares, haciendo oscilar a sus electrones externos, de forma que cada
uno de ellos dé la impresión de un conjunto completo. Lo mismo hacen otros
átomos de gas: el oxígeno y el nitrógeno del aire no son átomos individuales,
sino un par de moléculas (O2 y N2). También en los
sólidos se comparten los electrones, y el carbono es el ejemplo más notable de
ello. La materia viva está constituida por largas cadenas y lazos de átomos de
carbono, con oxígeno, nitrógeno e hidrógeno ocasionalmente, todos ellos ligados
por electrones compartidos. A partir de las acciones mutuas de la fuerza
electromagnética entre los electrones compartidos, los electrones ligados a los
átomos y la atracción positiva de los núcleos atómicos, las moléculas adquieren
una forma definitiva. Desde estos orígenes se llega a la belleza y complejidad
de los organismos vivos.
La
materia que conocemos se clasifica tradicional mente en tres estados. En
los sólidos, las fuerzas entre moléculas (o entre átomos
cargados, en el caso de los cristales) son tan fuertes que suelen mantener sus
formas, mientras que, en los líquidos, las moléculas se atraen
unas a otras suficientemente como para mantenerse unidas, pero pueden
deslizarse. En los gases, las moléculas son completamente
independientes unas de otras y circulan sin impedimento.
Sabemos
que los estados de la materia cambian con el calor. Para considerar el caso más
familiar, calentemos hielo sólido y se fundirá en agua líquida, calentemos a su
vez el agua y se evaporará en forma de gas. Cada vez que aportamos energía
calorífica, las moléculas se empujan entre sí más violentamente, ya que vibran
con mayor energía. Primeramente, el orden de un sólido se pierde al fundirse; y
después, al evaporarse, las moléculas se mueven con suficiente rapidez como
para perder contacto con sus vecinas y escapar como moléculas de gas libre.
Así pues,
toda la materia de la fierra es un conjunto ordenado de átomos en moléculas,
bien se trate de moléculas ligadas o que se mueven libremente en un gas. Sin
embargo, la Tierra es sólo una minúscula parte del Universo y constituye una
especie de refugio, ya que la mayor parte de la materia del Universo se halla
en regiones infernalmente calientes en las que el rango de temperaturas varía
desde miles de grados hasta cientos de millones.
Los tres estados de la materia: el hielo y el agua son los estados sólido y' líquido
de la misma sustancia. El aire es un gas compuesto de diversas
moléculas, nitrógeno y oxigeno. El cuarto estado de la
materia, el plasma, no existe en forma natural sobre la Tierra.
Bajo
estas rigurosas condiciones, el movimiento de los átomos y de las moléculas da
lugar a una serie de colisiones enormes; las moléculas se fraccionan en átomos,
pero ni siquiera éstos pueden sobrevivir como tales, ya que las colisiones los
despojan de sus electrones dejando que los núcleos desnudos y los electrones
libres prosigan caminos independientes.
Este tipo
de materia —núcleos y electrones moviéndose libremente - se denomina plasma y
es el estado en que se encuentra la mayor parte de la materia del Universo; a
veces se le llama «el cuarto estado de la materia». Los científicos pueden
producir pequeñas cantidades de plasma en el laboratorio, pero el plasma a alta
temperatura es una sustancia difícil de tratar; sólo se la puede concentrar por
medio de un campo magnético y, apenas se concentra, el campo se hace inestable
y arroja la sustancia, intensamente caliente, al interior del aparato.
En el
Universo exterior, la materia puede adquirir formas aún más extrañas si se dan
las condiciones adecuadas. Si se comprime suficientemente el plasma que
constituye una estrella, puede lograrse un estado en el que la presión se
mantenga por agrupación de electrones; si se lo comprime aún más, los
electrones se combinan con los protones para dar lugar a una estrella de
neutrones aún más diminuta. Imaginemos, en el primer caso, una estrella como el
Sol comprimida al tamaño de la Tierra, y, en el segundo, al tamaño de Malta o
Brooklyn. Estas son las ideas que tienen in mente los
astrónomos y los físicos modernos; más adelante veremos que existen estas
singularidades, ya que se trata de restos de una estrella muerta.
Capítulo
4
Los demás planetas
Los
cuatro planetas más próximos al Sol, incluida la Tierra, tienen muchas cosas en
común, pero los demás son realmente lugares muy extraños. Desde los fósiles
salpicados de cicatrices hasta los gigantes gaseosos, la 'Tierra es el único
paraíso que conocemos.
Saturno, con su vasto conjunto de anillos, es el planeta más bello del
sistema Solar. Los anillos están compuestos por millones de rocas y fragmentos
de hielo, que se hallan en órbita en torno al planeta como satélites
independientes.
Contenido:
§. La
datación de las rocas
§. Una plétora de relojes
§. Otros sistemas solares
§. Los comienzos
§. Las inmensidades heladas del sistema solar
§. Las lunas de las bolas de nieve
§. Anillos brillantes y deslustrados
§. Los cometas: mensajeros de allende los planetas
§. Un planeta frustrado: los asteroides
§. La Luna y Mercurio: fósiles con cicatrices
§. Marte: ¿un lugar con vida?
§. Venus: el planeta infernal
§. El planeta Tierra
«Este
es un pequeño paso para un hombre, pero un salto gigantesco para la humanidad.»
El 21 de julio de 1969, Neil Armstrong se convertía en el primer ser humano que
pisaba un mundo exterior al suyo: después de tres mil millones de años de
permanencia sobre la Tierra, la vida, tal como la conocemos, había comenzado a
desplegar sus alas interplanetarias. ¿Conducirá este notable logro a la
colonización humana de sistemas planetarios de otras estrellas, o bien a
vinculaciones con otras civilizaciones celestes? Por el momento, esto es sólo
una especulación apasionante. Sin embargo, los vuelos tripulados Apolo a la
Luna han aportado una enorme cantidad de información científica que ayuda
actualmente a los astrónomos a atar los cabos de la historia anterior del sistema
solar.
Nuestro
sistema planetario consta de nueve planetas mayores e inmensas cantidades de
peñascos más pequeños, rocas, granos y polvo, los «desechos» del sistema solar,
todos en órbita alrededor del Sol, nuestra estrella local. Antes de examinar
cada planeta en detalle, seguiremos la historia del sistema solar. Comenzando
con su formación a partir de una gigantesca nube de polvo y gas, podemos
rastrear las historias de los planetas y descubrir la razón por la cual en la
actualidad son tan diferentes unos de otros: Júpiter, el gigante gaseoso y
líquido; el abrasado y estéril Mercurio; el caliente y venenoso Venus; o, el
más próximo al Paraíso, el planeta Tierra.
La
familiar Tierra, la cuna de la humanidad, es, naturalmente, el planeta mejor
estudiado; podría parecer el lugar idóneo desde donde comenzar a investigar las
pistas del origen de los planetas. Sin embargo, a pesar de la dedicación de los
geólogos y de otros «científicos terrestres», nuestro planeta guarda
celosamente su misterioso pasado. Las rocas aparentemente permanentes que nos
rodean son, todas, bastante recientes en comparación con la gran antigüedad de
la Tierra, y muchas de ellas apenas si tienen la décima parte de su edad. La
superficie de la Tierra cambia constantemente. El ritmo es demasiado lento como
para que nos demos cuenta de ello en el corto espacio de una vida humana, pero
para el geólogo que maneja etapas de mil millones de años es drásticamente
rápido. Los continentes terrestres y los suelos oceánicos se desplazan y
empujan hacia arriba a las cadenas montañosas corrías que chocan; las calientes
rocas del interior son expulsadas por los volcanes y abren «costurones» en los
lechos de los océanos; las rocas del suelo oceánico son absorbidas al interior
de la Tierra, a las profundidades del océano; el terreno se desgasta
continuamente debido a la persistente erosión del agua, y la roca erosionada
acabará devuelta al océano, donde permanecerá hasta que otra manifestación
paroxismal la arranque para formar parte, en calidad de nuevo trozo, del suelo
«sólido». Maravilla por consiguiente que los geólogos puedan decir algo acerca
del nacimiento o la infancia de la Tierra.
Debemos
buscar los indicios del comienzo de la Tierra y de los demás planetas en otra
parte. No hay duda de que todos los planetas se formaron prácticamente al mismo
tiempo, y podemos establecer comparaciones entre ellos. La Luna parece un buen
punto de partida. Aparte de ser el único cuerpo alcanzado por expediciones
tripuladas, es un soberbio museo fosilizado de las etapas anteriores de la vida
de un planeta. Los «planetólogos» consideran a la Luna como un planeta, ya que
no desentona en la sociedad de planetas rocosos próximos al Sol. Con un
diámetro que es la cuarta parte del de la Tierra, es mucho mayor en relación
con el planeta que la controla que cualquier otro satélite; un astrónomo
imaginario situado en Marte vería la Tierra como un «planeta doble» algo
desproporcionado.
La
superficie de la Luna no sufre el constante desgaste ocasionado por la deriva
de los continentes, y carece de agua o de aire que puedan erosionar las rocas
de su superficie. Los científicos esperaban que las rocas que acarreasen los
astronautas de la Apolo, aproximadamente un tercio de tonelada, fueran
realmente muy viejas. Sin embargo, las rocas lunares son únicamente tan
antiguas como las más viejas de la Tierra. Como era de esperar, la Luna apenas
tiene rocas jóvenes, pero cuenta también con algunas extremadamente viejas. La
razón estriba en que la superficie lunar sufrió un continuo bombardeo de rocas
procedentes del espacio, durante cientos de millones de años desde su
nacimiento, qué originaron los cráteres que vemos en la actualidad y que dieron
lugar a su superficie original.
Sin
embargo, los planetólogos están agradecidos al escombro rocoso esparcido por
nuestro sistema planetario. La 'Tierra actúa como un gigantesco cubo de basura
en el que se depositasen fragmentos de rocas a un ritmo de cien toneladas
diarias. Los fragmentos pequeños, del tamaño de granos de arena, se inflaman al
entrar en contacto con el aire y brillan brevemente como «estrellas fugaces»
o meteoros, mientras que los trozos gruesos, que son menos
frecuentes, pueden iluminar todo el cielo cual una bola incandescente; aunque
gran parte se evapora a su ardiente paso por la atmósfera, una pequeña parte
puede sobrevivir y chocar con la Tierra: es ésta la caída de un meteorito.
Existen
unos extraños tipos de meteoritos que constituyen el «certificado de
nacimiento» del sistema solar. Estas rocas desmenuzadas, que reciben el
complicado nombre de condrilas carbonáceas, son las rocas más
viejas que se conocen y permiten que los científicos sitúen el momento del
acontecimiento hace 4.600 millones de años.
§. La
datación de las rocas
A primera vista no resulta obvio afirmar cuál es la edad de una roca, ni,
incluso, decidir lo que entendemos por su «edad». Una roca recogida en el
jardín no muestra indicios claros, pero una roca sedimentaria como la caliza
puede contener fósiles de criaturas o plantas que murieron y se asentaron en el
cieno del lecho-del mar, comprimiéndose posteriormente en forma de roca. La
identificación de fósiles es el método de datación «clásico» en geología, ya
que en el pasado determinadas especies vivieron únicamente en épocas
específicas. Sin embargo, donde no existen fósiles, como en las rocas
volcánicas y en las muy antiguas, por no mencionar las muestras lunares y los
meteoritos, la determinación de fechas requiere exámenes más sutiles.
La
radiactividad proporciona la clave. Dado que los núcleos inestables de átomos,
como el uranio, presentes en pequeñas cantidades en la roca, se desintegran
continuamente en otros más estables, como el plomo, a un ritmo medido ya por
los físicos nucleares, el principio de la datación radiactiva parece muy
sencillo.
El astronauta James Irwin con el Rover lunar del Apolo 15. Este vehículo
recorrió un total de 28 kilómetros sobre la Luna, y los astronautas recogieron
76 kilogramos de rocas de la superficie en la región de Hadley Rille.
Se miden
los niveles actuales de uranio y plomo en la roca, y se calculan los años que
deben haber transcurrido para que se haya desintegrado la proporción de uranio.
Sin
embargo, en la práctica el principio no es tan sencillo. Existe el problema de
determinar la cantidad de plomo que había en la roca originalmente, y que no se
ha formado por la desintegración de uranio. Además, a lo largo de la historia
de la roca, parte de los átomos de plomo pueden haber emigrado de sus lugares
de origen. Afortunadamente, la Naturaleza nos ayuda a resolver estos problemas;
existen dos isótopos distintos de uranio que se desintegran en isótopos
diferentes de plomo. El uranio-238 pierde ocho núcleos de helio para
transformarse en plomo-206, mientras que el uranio-235, de vida más corta, el
material activo de la primera bomba «atómica», se desprende únicamente de siete
núcleos, de helio para acabar como plomo-207. (Incidentalmente, la escasez de
este segundo isótopo de uranio se debe a que su vida media es mucho más corta:
durante la existencia de la Tierra, aproximadamente el 99% del uranio-235
original se ha transformado en plomo, mientras que sólo se ha desintegrado la
mitad del uranio-238.) Ambos tipos de uranio habrán experimentado las mismas
reacciones químicas, por lo que los planetólogos disponen de dos «relojes»
diferentes para efectuar comparaciones: ambos «se ponen en hora» al mismo
tiempo y funcionan a ritmos distintos, pero conocidos. Resulta bastante irónico
que el problema principal con que se enfrentan en la actualidad los
laboratorios de datación de las universidades sea el nivel de contaminación
aéreo de plomo procedente de los escapes de los automóviles.
La edad
del uranio-plomo de los meteoritos más antiguos es, aproximadamente, de 4.600
millones de años. Esta fecha nos informa de cuándo adquirió su forma actual el
material del meteorito, ya que cualquier mezcla importante o fusión completa
redistribuiría el uranio y el piorno y «reajustaría» los relojes. Por esta
razón, las demás rocas del sistema solar resultan ser más jóvenes. La
superficie de la Luna data de unos 3.200 a 4.200 millones de años, muy
posterior a la formación de la Luna, de la época en que las rocas que caían
conformaban sus cráteres y pulverizaban su superficie. Las rocas terrestres
supervivientes más antiguas que conocemos se han encontrado en Groenlandia
occidental, y se formaron hace 3.800 millones de años.
El primer
capítulo de esta historia del sistema solar, los primeros cientos de millones
de años no figura en los registros rocosos de los planetas, y sólo los sucios y
frágiles meteoritos carbonáceos pueden suministrarnos indicios reales.
§. Una
plétora de relojes
Los relojes de uranio-plomo no son los únicos indicadores radiactivos que usa
el planetólogo: puede serlo cualquier átomo radiactivo con vida media de unos
cientos de millones de años. En esta escala de tiempos, el torio se desintegra
en plomo y el rubidio en estroncio, y estos relojes suministran una
comprobación válida de las edades de las rocas.
Otro
reloj radiactivo importante es un extraño isótopo del potasio, cuyo núcleo
puede ser desintegrado por el insólito procedimiento consistente en capturar
uno de los electrones que se hallan en su órbita, convirtiendo de esta forma
uno de sus protones en un neutrón (de hecho, éste es precisamente el proceso
opuesto a la desintegración de un neutrón «libre», pero favorecido, en términos
de estados de energía, en este núcleo). El resultado es el argón-40. El argón
es el tercer gas más abundante de los que componen la atmósfera terrestre
después del nitrógeno y del oxígeno, y el 1 % del argón del aire que respiramos
proviene de la desintegración de átomos de potasio-40 de la corteza terrestre
durante los periodos geológicos, tiene una importante aplicación práctica por
ser inerte, esto es, extremadamente reacio a tomar parte en
reacciones químicas, por lo que se lo emplea para llenar los bulbos de las
lámparas eléctricas.
En los
últimos años, los planetólogos han logrado retroceder al periodo anterior a la
formación del sistema solar gracias a una extensión del método del reloj
radiactivo. Todos los núcleos pesados, incluyendo los radiactivos, se formaron
en el interior de estrellas y fueron expulsados al espacio por fantásticas
explosiones de supernovas. Los núcleos individuales que se desintegran
radiactivamente son, por tanto, considerablemente más antiguos que el sistema
solar. Esto es irrelevante para los métodos de datación radiactiva
tradicionales, ya que comparan las cantidades relativas de núcleos radiactivos
y de los «hijos» producidos desde que los átomos padres fueron atrapados por la
roca. Sin embargo, las supernovas también arrojan al espacio núcleos inestables:
isótopos con una vida media de aproximadamente un millón de años. Si el sistema
solar se hubiera formado inmediatamente después de una explosión de supernova
cercana, estos núcleos se hallarían incluidos en meteoritos primitivos, y sus
productos de desintegración, los núcleos hijos, estarían aún encerrados, aun
cuando se hubiesen desintegrado hace mucho los núcleos inestables originales.
Los
primeros análisis sugirieron que habría transcurrido un lapso de unos cientos
de millones de años entre la explosión de una supernova, la nube de gas del
presistema solar y el nacimiento de nuestro sistema planetario. Sin embargo, en
los últimos años, Gerald Wasserburg y Typhoon Lee, del Instituto de Tecnología
de California, descubrieron una gran cantidad inesperada de magnesio- 26, el
producto hijo del inestable aluminio-26, en un antiguo meteorito carbonáceo que
cayó cerca de la ciudad mexicana de Allende, en 1969.
La nebulosa Trifid en la constelación Sagitario está parcialmente oscurecida
por tres bandas de polvo, granos de polvo como éstos son el material original a
partir del cual se formaron los planetas. (Copyright del Instituto de
Tecnología de California y la Institución Carnegie de Washington. Reproducido
con permiso de los Observatorios Hale.)
El
aluminio-26 original debería provenir de una supernova que explotó sólo unos
cuantos millones de años antes de que se formara el meteorito: esto supone una
escala de tiempo suficientemente corta en términos astronómicos como para que
se puedan relacionar la explosión de la supernova y el nacimiento del sistema
solar.
§. Otros
sistemas solares
Parece natural que retrocedamos y contemplemos la formación del sistema solar
desde un punto de vista más cósmico. Ya que nuestro Sol es una estrella muy
típica, podemos considerar que otras estrellas poseen también séquitos
planetarios; si examinásemos las densas nubes de gas en las que se forman las
estrellas, podríamos aprender algo acerca del proceso general por el que nacen
los planetas. Cuando los científicos desarrollan la historia completa de cómo
nacieron la Tierra y el resto de la familia del Sol, lo hacen relacionando la
historia referida por los antiguos meteoritos y los descubrimientos efectuados
por los astrónomos que investigan el nacimiento de otros sistemas planetarios
mucho más distantes, en las profundidades de nuestra Galaxia.
Durante
muchos años, los astrónomos pensaron que el nacimiento del sistema solar fue un
suceso casual, originado quizás en la aproximación, una entre un millón, de
otra estrella al Sol. En la actualidad, esta opinión se ha modificado y, según
la teoría moderna, es rara la estrella formada sin planetas. ¿Podríamos
responder directamente al interrogante observando si las estrellas más próximas
tienen planetas que las acompañen? Desgraciadamente, esto está lejos del
alcance de los actuales telescopios. Puesto que los planetas carecen de luz
propia, los miembros de otros sistemas planetarios brillarían únicamente por la
luz reflejada de la estrella central, y la luz de la estrella dominaría el
tenue resplandor de los planetas.
Sin
embargo, existe una forma indirecta de encarar este problema. Peter van de
Kamp, del Observatorio de Sproul, Pennsylvania, ha dedicado su vida a estudiar
el lento movimiento de las estrellas por el cielo, y acabó convenciendo a
muchos astrónomos de que algunas estrellas próximas tienen sistemas
planetarios. Una estrella cercana seguiría una trayectoria recta en su lento
camino a través del cielo. Sin embargo, si la estrella está acompañada por un
planeta, estrella y planeta se hallan en realidad en órbita alrededor de su
«centro de gravedad», el punto de equilibrio del sistema. La estrella se mueve
en una órbita mucho menor que el planeta, que es mucho más ligero, pero el
profesor van de Kamp puede medir la lenta y minúscula oscilación de la estrella
a uno y otro lado de su trayectoria recta media, señal inequívoca de que la
estrella cuenta con un compañero de órbita inobservable. De la cuantía de la
oscilación deduce la masa del planeta inobservable, y demuestra así que una
proporción bastante considerable de estrellas cercanas tienen al menos un
planeta, unas cuantas veces más pesado que Júpiter.
Peter van
de Kamp ha descubierto que la segunda estrella más cercana al Sol (después del
sistema triple Alpha Centauri) tiene dos planetas de aproximadamente la masa de
Júpiter; puesto que se los podría considerar comparables a Júpiter y Saturno en
nuestro propio sistema, se piensa que la estrella de Barnard tiene asimismo un
grupo de planetas más pequeños. Esta estrella lleva el nombre de uno de los
astrónomos modernos más agudos, E. E. Barnard, y posee el récord de velocidad
en el cielo (relativa a la Tierra), ya que emplea sólo 180 años en recorrer el
diámetro aparente de la Luna.
Parece,
por tanto, que los sistemas planetarios son corrientes, lo que concuerda
suficientemente con las modernas teorías de formación de estrellas. Estas
predicen la existencia de gran cantidad de granos de «polvo» sólido junto con
nubes de gas en órbita alrededor de una estrella en formación. En fecha tan
reciente como 1977, astrónomos que estudian la radiación infrarroja (calor) de
una nebulosa con estrellas en formación en la constelación del Cisne, han
encontrado la evidencia de que un disco de este tipo, de polvo y gas, rodea a
una reciente estrella en formación. Los planetas se formarían, por tanto, a
partir de este nuevo material en órbita.
Para
completar esta rápida revisión de la prehistoria del sistema solar,
anticiparemos algo de la historia de la formación de las estrellas, que
continuaremos con más detalle en el capítulo 8. En nuestra Galaxia, las grandes
nubes de gas son bastante estables, ya que la presión de los átomos de gas que
zumban en su interior es suficiente para impedir que la atracción gravitatoria
entre los mismos comprima la nube cada vez más. Una nube de este tipo sólo
comenzará a colapsarse y formar estrellas si se comprime repentinamente, y una
de las formas más eficientes de que esto suceda es que choque con los gases de
alta velocidad expulsados por la explosión de una supernova.
Por
consiguiente, los extremos se tocan. Aproximadamente hacia la tercera parte de
la vida de la Galaxia, o sea hace 4.600 millones de años, una gran nube de gas
interestelar se comprimió y comenzó a colapsarse bajo la fuerza de su propia
gravitación. Así como los astrónomos observan que otras nubes de gas se
colapsan en la actualidad, este material reciente se dividió en varios cientos
de estrellas, cada una de ellas rodeada por un disco en rotación de partículas
de polvo y átomos de gas. Una de estas estrellas era el Sol, y de su disco se
formaron la Tierra y el resto de los planetas. La compresión inicial bien pudo
haberse debido a la onda de choque de la explosión de una estrella cercana;
tanto la teoría de formación de estrellas como los recientes e interesantes
resultados sobre el aluminio-26 de los meteoritos sugieren que el nacimiento de
nuestro sistema solar fue el legado de una cercana estrella suicida que se
autodestruyó en una colosal explosión de supernova.
§. Los
comienzos
A esta altura de la saga, los acontecimientos no están aún completamente
claros. Los astrónomos concuerdan en cuanto a que, en sus comienzos, el Sol
debía estar rodeado por un disco en rotación de partículas de polvo y gas, y
que los planetas se formaron de alguna manera a partir de la
materia del disco, pero siguen en discusión los detalles exactos.
La
historia bien podría haber ocurrido como en la versión sostenida por A. G. W.
Cameron, de la Universidad de Harvard, los minúsculos granos de polvo del disco
en rotación serían las mismas partículas de polvo que se encuentran en el
espacio interestelar y que bloquean la luz de las estrellas distantes, pero los
granos de polvo y los átomos de gas no son los únicos ocupantes del espacio
interestelar. Los radioastrónomos han descubierto que las densas nubes de gas y
polvo en que se forman las estrellas son ricas en diferentes tipos de moléculas
mezcladas con los átomos de gas. Estas moléculas se pueden identificar
rápidamente porque cada tipo «radia», emite radiación, en una particular
longitud de onda de radio que el astrónomo puede sintonizar, tal como si se
tratara de distintas emisoras cósmicas.
Probablemente
las moléculas recubren cada minúsculo grano de polvo con una fina película
pegajosa, aunque en realidad es probable que los átomos de gas reaccionen para
formar las moléculas sobre las superficies de los granos. Al hallarse muy
próximos en el disco del presistema solar, colisionaron y se agruparon para
constituirse en paquetes de polvo poco compacto de hasta un centímetro de
longitud, tan livianos y' esponjosos como el escardillo del cardo. En esa época
se formaba asimismo el propio Sol a partir del gas del centro del disco, y aún
no había comenzado a brillar; el sistema solar era una nube de gas muy oscuro,
repleto de incontables millones de sucias bolas de polvo que giraban en torno a
su centro.
Considerado
desde el fundamental punto de vista de partículas y fuerzas, la historia del
sistema solar es un proceso bastante simple. En los granos de polvo originales
y en sus pegajosos recubrimientos comenzaban a agruparse los átomos en
moléculas y en cristales mayores; y la acumulación de polvo en planetas es
equivalente al apilamiento de más y más átomos.
Hemos
considerado anteriormente que la gravitación es la fuerza básica que mantuvo
unida la nube de gas original. Los remolinos aleatorios de la gigantesca
nebulosa original se resolvieron en cientos de estrellas nuevas al desgajarse
cada uno de sus fragmentos colapsantes más pequeños que giraban levemente, y
entre los que se incluían el que dio origen a nuestro Sol y a nuestro sistema
solar. Cuando la gravitación la redujo a un volumen cada vez más pequeño, la
velocidad de rotación se incrementó a fin de conservar constante el valor del
«giro» (momento angular) total del sistema, y por esta razón no pudo contraerse
en el centro para pasar a formar parte del Sol en formación, sino que quedó
girando como un disco en torno a él.
Interpretación artística de la formación del sistema solar. La materia de la
nebulosa original se agrupa en un disco en rotación: los planetesimales mayores
recogieron a los más pequeños hasta alcanzar el tamaño de planeta. Finalmente,
el sistema solar actual quedó constituido por pequeños planetas rocosos
interiores y por grandes planetas liquido-gaseosos exteriores,
con un espacio virtualmente vacío entre ellos.
Cuando
los granos de polvo colisionaron y se unieron, la gravitación cedió su puesto,
ya que dicha unión constituye una interacción entre las nubes electrónicas de
los átomos puestas violentamente en contacto, tal como se adhieren a una hoja
de papel los átomos de la superficie de una cinta adhesiva; es [x>r tanto la
fuerza electromagnética la que adopta una de sus múltiples formas y juega un
papel vital en la formación de los planetas.
Sin
embargo, una vez que ha alcanzado el estadio del sucio escardillo del cardo, la
gravedad asume nuevamente el papel de arquitecto. Un disco de partículas de
este tamaño en rotación no puede sobrevivir largo tiempo: los cálculos muestran
que la atracción gravitatoria entre las bolas de polvo, aunque pequeña, las
haría agruparse en trozos de aproximadamente un kilómetro de tamaño.
Estos
trozos rocosos pueden a su vez agruparse para dar lugar a cuerpos cada vez
mayores, pero entonces tienen ya suficiente tamaño como para que también las
colisiones sean destructivas. En vez de mantenerse juntos bajo las acciones
mutuas de sus atracciones gravitatorias, dos «planetesimales», como se
denominan, pueden hacerse pedazos uno al otro. La construcción de los planetas
a partir de planetesimales fue una carrera demoledora en torno al Sol en
formación, al colisionar torbellinos de trozos rocosos destrozándose o
amalgamándose en el proceso. Los planetesimales mayores tenían menos
posibilidad de romperse, y eventualmente preponderaron al capturar a la mayor
parte del resto de los planetesimales para acabar constituyendo planetas
rocosos. Así se formaron los planetas más interiores, ordenándose por tamaños
desde la Luna a la Tierra. Este conjuntó interior se completó con los de tamaño
intermedio, Mercurio y Venus, más próximos al Sol; y Marte, que circula por el
exterior de la órbita terrestre.
Como
vimos antes, la Tierra y la Luna constituyen realmente un planeta doble, y los
astrónomos dudan todavía en cuanto a la explicación de la formación de este
sistema doble, único en el sistema solar. Antes se pensaba que la lama podía
haber [orinado parte de la Tierra, pero la composición de las rocas que se
trajeron de la Luna es significativamente diferente de las de la superficie de
la Tierra. Ahora se cree (pie la Luna debió haber comenzado como un auténtico
planeta, amaine nadie sabe si nació junto a la Tierra o si se trasladó desde
otro lugar del sistema solar interior, siendo «capturada» por ella.
Los
planetas del sistema solar exterior son muy diferentes: están constituidos casi
en su totalidad por sustancias que conocemos como gases, pero comprimidos al
estado líquido. Esto nos retrotrae muy a los comienzos del sistema solar,
porque las pegajosas partículas de polvo que constituían el disco del
presistema solar estaban rodeadas de vastas cantidades de gas; realmente bien
podía haber habido tanto gas en el disco como el que había en el centro
condensándose para formar el Sol. Sin embargo, no todo el gas del disco estaba
a la misma temperatura. Cerca del centro, donde se formaba el Sol, las
temperaturas se elevaron hasta 1.500° C. c incluso a la distancia de la Tierra
eran de unos 300 °C, mucho más altas que la de un horno «muy caliente». En
estas tórridas condiciones, sólo podrían permanecer condensados sobre las
superficies granulosas los sólidos con alto punto de vaporización, y los
recubrimientos helados que originariamente tuvieran se habrían evaporado. Por
eso los planetas interiores son de composición «rocosa».
Sin
embargo, a la distancia de Júpiter, y más allá, los granos retuvieron sus
recubrimientos de hielo y de amoniaco congelado, y las bolas de «escardillo»
que se formaron se parecerían más a sucios copos de nieve y, en consecuencia,
los planetesimales exteriores también habrían estado helados como enormes bolas
de nieve purulentas de varios kilómetros de diámetro. Más exteriormente, donde
la temperatura era baja, los átomos de gas de la nebulosa se movían más
lentamente, y los planetas exteriores fueron capaces de capturar este hidrógeno
y este helio para añadirlo a su mole. El gigantesco Júpiter llevó esto a tales
extremos que se convirtió en aproximadamente trescientas veces más pesado que
la Tierra, estando constituida prácticamente la totalidad de su masa por
hidrógeno.
Los otros
gigantes gaseosos, Saturno, Urano y Neptuno, no tuvieron tanto éxito como
Júpiter en la recolección del gas que les rodeaba y acabaron como mundos más
pequeños, aun cuando cualquiera de ellos empequeñezca a la Tierra. (Como
veremos más adelante, el más remoto de los planetas, Plutón, constituye una
excepción: un enano en la familia de los gigantes gaseosos).
Una fotografía próxima de Júpiter tomada por el Pioneer 10 muestra los finos
detalles de las blancas nubes de amoníaco cristalizado, situadas en amplias
«zonas» por encima de la atmósfera ligeramente coloreada. La Gran Mancha Roja
es probablemente un huracán mayor que la Tierra, que ha estado soplando al
meaos durante 300 anos. La mancha negra es la sombra de uno de los cuatro
mayores satélites de Júpiter.
§. Las
inmensidades heladas del sistema solar
Equipados con algunos conocimientos sobre la historia de la familia,
encarémonos ahora con los planetas individuales de los hermanos del sistema
solar, y comencemos con la mente libre de los prejuicios de nuestro natural
«chauvinismo terrestre». Para un visitante ajeno a nuestro sistema planetario,
Júpiter sería, con diferencia, el planeta dominante, ya que pesa más del doble
que el resto de los planetas juntos. (De hecho, Júpiter podría dar motivo a la
visita del ser interplanetario. A la distancia de la estrella de Barnard, por
ejemplo, un astrónomo con instrumentos semejantes a los nuestros sería capaz de
detectar las doce oscilaciones anuales en la posición del Sol cuando Júpiter
describe su órbita. Y sospecharía que si el Sol tiene un gran planeta, puede
contar asimismo con otros más pequeños, demasiado pequeños para causar una
oscilación mensurable del Sol, pero de tamaño suficiente para implicar vida.)
Júpiter
es tan masivo que algunos astrónomos le llaman «estrella frustrada». En su
colapso inicial a partir de planetesimales y gas, el centro de Júpiter se
calentó como consecuencia de la presión, al modo del aire en una bomba de
bicicleta, pero no lo suficiente para que se desencadenaran las reacciones de
fusión nuclear que mantienen brillando a una estrella como el Sol. En vez de
los millones de grados necesarios, la temperatura en el centro de Júpiter es
«sólo» de 30.000° C.
A pesar
de su elevada temperatura central, las capas exteriores de Júpiter están bajo
las gélidas condiciones que eran de esperar por hallarse alejado del Sol. La
atmósfera tiene nubes de amoniaco congelado a -140 ℃ y aún serían más frías si
no se calentaran por el calor que escapa desde el interior, de donde procede
tanto calor como el que recibe del Sol, v algunos astrónomos piensan que la
elevada temperatura central se mantiene por una contracción gradual del
planeta. Desgraciadamente, resulta difícil verificar esta idea, ya que la
contracción correspondiente es de sólo ¡un milímetro al año!
El
interior de Júpiter es un extraño lugar. Además de su elevada temperatura, el
enorme peso de las capas superpuestas comprime el centro a presiones enormes,
cien millones de veces la presión de la atmósfera terrestre. Como la mole de
Júpiter, aparte posiblemente de un pequeño corazón rocoso, está constituida de
hidrógeno capturado en forma de gas de la nebulosa original, dicha presión lo
aplasta hasta darle una forma muy poco familiar, el metal hidrógeno
líquido. El hidrógeno líquido ordinario que puede obtenerse a bajas
temperaturas y altas presiones en un laboratorio es sólo un compacto paquete de
moléculas de hidrógeno; pero en las extremas condiciones del centro de Júpiter,
tales moléculas se disocian en átomos de hidrógeno. En un conjunto tan denso de
átomos pueden liberarse algunos electrones individuales que conduzcan
corrientes eléctricas al igual que un metal. La continua agitación del núcleo
de Júpiter produce grandes corrientes, y éstas generan un campo magnético de la
misma forma que un electroimán ordinario. Las sondas espaciales Pioneer 10 y 11
midieron este campo, unas diez veces más intenso que el terrestre, cuando
sobrevolaron el planeta en 1973 y 1974.
La acción
más espectacular de los Pioneers consistió en enviar fotografías en color
extremadamente detalladas de Júpiter en las que se muestra la parte superior de
su atmósfera, ya que Júpiter no tiene superficie real. Bajo una espesa
atmósfera de un millar de kilómetros, repleta de nubes de todos los tipos, hay
un espesamiento gradual de capas de nubes que se sumergen en un profundo «mar»
de hidrógeno molecular líquido. Más abajo aún, la presión es suficientemente
alta como para que se forme el hidrógeno líquido metálico. Aparte de un posible
núcleo rocoso no mayor que la Tierra, Júpiter es un planeta líquido cuyo borde
externo se sumerge en su capa atmosférica relativamente delgada.
Las
sondas espaciales Voyager, en la actualidad camino de Saturno, Urano y Neptuno,
revelarán los secretos de estos mundos más distantes. Su estructura interna
debe ser bastante parecida a la de Júpiter, si bien no tan caliente ni
comprimida en el centro. Sin embargo, cada: uno de estos planetas tiene sus
características peculiares. Saturno está constituido fundamentalmente por
hidrógeno, pero no sometido a la intensa compresión interna de Júpiter, y su
densidad es más baja que la de cualquier planeta. Al ser menos denso que el
agua, Saturno flotaría si se pudiera encontrar un océano suficientemente grande
como para dejarle caer en él. Urano gira alrededor de un eje perpendicular a su
órbita, rodando alrededor del Sol, por lo que desde la Tierra a veces contemplamos
el ecuador y a veces los polos; y Neptuno, aunque más pequeño que Júpiter,
también parecería generar algo de calor interno.
§. Las
lunas de las bolas de nieve
No podemos terminar con los planetas gigantes sin mencionar sus fantásticos y
maravillosos satélites. Como corresponde a su majestad, Júpiter tiene el mayor
número de lunas: trece conocidas definitivamente y una decimocuarta cuya
existencia se sospecha. Cuatro de los satélites son suficientemente grandes
como para ser vistos con prismáticos, e incluso en buenas condiciones
atmosféricas algunas personas pueden reconocerlos a simple vista. En realidad,
estos cuatro satélites serían fácilmente visibles si no estuvieran abrumados
por el deslumbrante brillo de Júpiter. Aun siendo minúsculos comparados con
Júpiter, los cuatro satélites mayores no son enanos, pues todos son mayores que
nuestra Luna, y dos de ellos más grandes que el planeta Mercurio.
Aun
cuando los satélites de los planetas exteriores parezcan apenas puntos
luminosos en los telescopios terrestres, tienen mucho más carácter e
individualidad que el satélite rocoso de la Tierra. En las profundidades
exteriores del sistema solar se acumulan, en los satélites, tanto partículas de
polvo rocosas como de hielo, por lo que las temperaturas son suficientemente
bajas como para que algunos puedan mantener una atmósfera. Para tratar de
comprender esto, atendamos al pequeño planeta Mercurio, chamuscado por su
proximidad al Sol. Mercurio ha perdido cualquier tipo de atmósfera que alguna
vez hubiera podido tener, ya que, debido a su alta temperatura, los átomos de
gas constituyentes de su atmósfera habrían sido muy energéticos y, por tanto,
se habrían movido tan rápidamente que habrían sido despedidos al espacio pese a
la atracción gravitatoria del planeta. Si suponemos a Mercurio en las
extensiones exteriores del sistema solar, incluso su débil gravedad sería
suficiente para mantener los átomos inactivos a estas temperaturas por debajo
de cero, cubriendo al planeta con una atmósfera.
Io, el
tercero de los satélites mayores de Júpiter, es uno de los miembros más
extraños del sistema solar. Aproximadamente del tamaño de nuestra Luna, es el
cuerpo más pequeño conocido que posee atmósfera, aunque mil millones de veces
más tenue que la de la Tierra. Su superficie es de color marrón rojizo, virando
al rojo oscuro en los polos, y está cubierto de cristales de sal común,
depositados probablemente cuando se secaron sus antiguos océanos. Io se mueve
en una órbita interior al campo magnético de Júpiter, y está sometido por tanto
a una continua acometida de protones y electrones, partículas cargadas
procedentes del Sol, capturados por dicho campo magnético. Los astrónomos
teóricos habían predicho que estas partículas expulsarían átomos de sodio de la
superficie cristalina de lo, dando lugar a una gigantesca nube de sodio en
torno al satélite. Todos hemos visto alguna vez el resplandor amarillo de vapor
de sodio de las farolas de la calle. Pues bien, Robert Brown, de la Universidad
de Harvard, descubrió luz amarilla de sodio en las proximidades de lo. En 1974
se confirmó su hallazgo: lo está realmente rodeado por una lámpara de sodio a
escala cósmica, una resplandeciente nube amarilla muy tenue que circunda al
rojizo satélite.
La apariencia de los anillos de Saturno varía con la posición del planeta
respecto a la Tierra. Aquí se ven bajo un ángulo pequeño, y resulta fácilmente
visible el achatamiento del globo de Saturno debido a su rápida rotación. La
zona ecuatorial blanca es inusitadamente prominente.
Visto
desde la «salina» superficie ocre, el cielo nocturno aparecería de un amarillo
resplandeciente, con Júpiter suspendido en el cielo cual un gigantesco óvalo
listado.
Una
escena de ciencia ficción quizás, alguna vez, presenciable por los hombres;
pues si bien es imposible un aterrizaje tripulado sobre los planetas gigantes
líquido-gaseosos exteriores, sus satélites son bases naturales en la
exploración del hombre.
Un
satélite que pretende ser más extraño aún es Titán, el miembro mayor de los
diez de la familia de Saturno. Gigante entre los satélites, de tamaño
intermedio entre los planetas Mercurio y Marte, Titán posee una atmósfera tan
espesa como la de la Tierra, pero compuesta de hidrógeno y metano. Sobre esta
letal atmósfera flotan nubes de color marrón rojizo, y sobre su helada
superficie existen lagunas de amoniaco líquido. Esta imagen de Titán se basa en
gran parte en la interpretación de observaciones efectuadas desde la Tierra,
pero nuestro conocimiento de este mundo aumentará drásticamente cuando el
Voyager 1 pueda contemplarlo de cerca al sobrevolar Saturno. Puede que también
se resuelva el enigma de Iapetus, un pequeño satélite de Saturno brillante como
la nieve por un lado, y negro como el carbón por el otro.
Pasando
rápidamente por Urano, con cinco lunas bastante pequeñas, nos encontramos con
que una de las dos de Neptuno es una gran luna, similar en tamaño a Titán; por
similitud se la denomina Tritón, y bien podría ser el mayor satélite de todos,
pero a causa de su distancia sus secretos se mantienen ocultos para nosotros,
lis bastante extraño que t ritón se halle en órbita de Neptuno en sentido
contrario al resto de los grandes satélites de otros planetas, v en esto puede
residir la clave de otro misterio: el de Plutón, el diminuto planeta más
externo.[1]
Aunque se
encuentra en el dominio de los gigantes gaseosos, Plutón es un mundo diminuto,
de tamaño inferior a la mitad de la Tierra. Recientes medidas indirectas
sugieren que quizá sea sólo del tamaño de nuestra Luna, y su órbita en torno al
Sol dista mucho de ser circular. Durante veinte años de los 248 que dura su
viaje alrededor del Sol, Plutón se encuentra dentro de la órbita de Neptuno;
por ejemplo, entre enero de 1979 y marzo de 1999 Neptuno será el planeta más
externo del sistema solar.
Algunos
astrónomos relacionan estos hechos y plantean la fascinante sugerencia de que
Plutón pudo haber sido antes, simplemente, un satélite de Neptuno, y que tanto
Plutón como Tritón se hallaban en órbita alrededor del planeta en sentido
«correcto». Sin embargo, según esta teoría, los dos satélites se encontraban en
órbitas que se perturbaban mutuamente a causa de sus atracciones gravitatorias,
hasta que un catastrófico choque final lanzó a Tritón a circundar a Neptuno en
sentido opuesto, mientras que Plutón, mucho más ligero, fue despedido al
espacio para vivir una existencia separada como auténtico planeta.
§.
Anillos brillantes y deslustrados
Aunque todos los planetas exteriores parecen globos similares, Saturno tiene
una característica que lo sitúa aparte: un exquisito conjunto de anillos que
rodean su ecuador. Visto en un pequeño telescopio, Saturno es el planeta más
bello, y hay quienes afirman que la visión más mágica del cielo. Para un
habitante de Saturno que viviera encima de las capas de nubes de su planeta,
sus anillos serían como un glorioso y permanente arco iris desplegado sobre el
cielo.
Pese a su
apariencia en fotografías y a través del telescopio, los anillos no son una
lámina sólida, sino que constan de incontables millones de diminutos fragmentos
de hielo y roca, que van desde aproximadamente un centímetro de tamaño hasta un
metro y que describen su propia órbita en torno al planeta. Brillantes copos y
bolas de nieve de agua helada reflejan poderosamente la luz y hacen que los
anillos brillen; los grandes trozos de roca oscuros sólo se ponen de manifiesto
cuando los astrónomos reflejan ondas de radio en los anillos y las reciben como
débiles ecos de radar. Aunque el diámetro total de los anillos mide 275.000
kilómetros, sólo tienen unos pocos kilómetros de espesor: una hoja de papel de
igual proporción en espesor y anchura tendría que tener 5 metros de largo.
Visto al
telescopio, Saturno es el único planeta con anillos. Sin embargo, en 1977, unos
astrónomos que sobrevolaban el Océano Indico lograban, gracias a la combinación
de azar y cuidadosa planificación, una revolución científica: descubrieron que
Urano también posee anillos. La historia comenzó en 1973, cuando Gordon Taylor,
del Real Observatorio de Greenwich, calculó que Urano pasaría por delante de
una estrella débil el 10 de marzo de 1977. Los astrónomos mostraron su alegría
por la posibilidad de observar este infrecuente suceso, pues la forma en que
desaparece una estrella cuando un planeta pasa delante de ella puede
suministrar mucha información acerca de la atmósfera del mismo. Sin embargo,
apenas un mes antes de la fecha predicha, una serie de cuidadosas medidas
mostraron que el suceso completo únicamente podría verse desde el Océano Indico
meridional, donde no había observatorios astronómicos. La solución fue dada por
la instalación del Observatorio Aéreo Kuiper, un globo de altura equipado con un
telescopio estabilizado y bautizado con el nombre de uno de los más importantes
planetólogos del siglo XX.
En la
noche del 10 de marzo, el Observatorio Aéreo salía de Perth, en Australia, para
realizar un viaje de 10 horas a 12.500 metros sobre el desolado océano. Todos
los ojos estaban fijos en el telescopio donde se podía ver el diminuto disco de
Urano muy próximo a la distante estrella. Las observaciones habían comenzado
una hora antes con el fin de prevenir cualquier ligero error en la predicción,
y esta cuidadosa planificación dio un fruto inesperado. Cuarenta minutos antes
de la ocultación (estando ocultándose), la estrella «parpadeó» de pronto,
brevemente, y unos cuantos minutos después otra vez, y después, otra más. Cinco
veces en total cuerpos invisibles habían pasado delante de la estrella y habían
interceptado su luz.
El
experimento planificado para ver desaparecer la estrella detrás de Urano se
llevó a cabo puntualmente, pero la expectación se centró en las inesperadas
desapariciones. ¿Se repetirían al otro lado del planeta cuando la estrella
reapareciera detrás de Urano? El observatorio sólo disponía de una hora, y era
muy probable (que la estrella desapareciera de nuevo a idénticas distancias del
disco planetario.
Los
astrónomos debían vigilar la reaparición de la estrella desde detrás del
planeta en Sudáfrica, por lo que enviaron un mensaje a través del mundo, vía
Perth y Cambridge, Massachusetts, para advertir a los astrónomos africanos a
fin de que se mantuvieran en observación y confirmaran los repentinos
parpadeos. Cuando se recopilaron todos los resultados, la conclusión lúe
ineludible: Urano está rodeado por cinco o seis anillos constituidos
presumiblemente por pequeños fragmentos que se hallan en su órbita, lo mismo
que en el caso de Saturno. Pero la semejanza acaba aquí; los anillos de Saturno
son anchos, la región que rodea al ecuador de Saturno está repleta y sólo hay
unos cuantos claros que separan los anillos.
El cometa West exhibía dos colas cuando pasó por el Sol en 1975. La cola
azul está compuesta por gases incandescentes, y la blanco-rojiza, por
partículas de polvo que simplemente reflejan la luz solar.
Sin
embargo, los de Urano son estrechos, cada uno de sólo aproximadamente diez
kilómetros de ancho (y probablemente de igual espesor). Como no pueden
apreciarse al telescopio, ni con fotografías de muy larga exposición, deben
estar constituidos por fragmentos mucho más oscuros que los de Saturno; debe
haber muy pocos copos y bolas de nieve en los anillos de Urano. Si
representáramos los anillos de Saturno con una hoja de papel circular de 5
metros de diámetro, los anillos de Urano a la misma escala serían círculos
concéntricos de hebras de algodón negro, el mayor de ellos de dos metros de
diámetro.
¿Están
constituidos estos anillos por fragmentos rocosos y helados de restos de
satélites desintegrados que se hallaban muy próximos a sus planetas padres? ¿O
bien son materiales que se agruparon en satélites? ¿Por qué son tan diferentes
los anillos de Saturno y Urano? ¿Tiene también Neptuno anillos débiles? La nave
Voyager 2 puede ayudarnos a contestar estos interrogantes, pues si todo se
desarrolla según lo previsto, pasará por estos tres planetas durante la década
de 1980 y enviará una inestimable información.
§. Los
cometas: mensajeros de allende los planetas
Más allá de las órbitas de los planetas conocidos se encuentra el helado
dominio de los cometas. La idea que la mayoría de la gente tiene de un cometa
es la de un grandioso espectáculo de luz que atraviesa el cielo con una larga
cola que se despliega en dos. Ciertamente, algunos cometas adquieren esta
notable apariencia, contemplada por nuestros antepasados como signo de
perdición, cuando pasan por delante del Sol, pero esto no es más que una
exhibición. El cometa propiamente dicho es una bola de hielo y polvo
aproximadamente del tamaño de Malta o Brooklyn, y la mayor parte de su vida se
mantiene invisible en las regiones más profundas del sistema solar en una
órbita que, según lo que sabemos en la actualidad, lo más probable es que se
encuentre a mitad de camino de la estrella (pie esté situada más cerca del
cometa de que se trate.
El origen
de los cometas es aún un rompecabezas. Su helada composición indica que el
mismo debe hallarse en las zonas más externas del sistema solar. ¿Fueron quizás
arrancados de su lugar de nacimiento, próximo a Júpiter, por la gravedad del
gigantesco planeta? ¿O son restos de sistemas planetarios frustrados que
comenzaron a formarse alguna vez cerca de la familia del Sol? O tal vez se han
formado recientemente a partir de gas errante por el espacio y acabaron siendo
capturados por el Sol cuando se desplaza a través de las nubes de gas
interestelares. Independientemente de la forma en que comenzaran, debe haber en
la actualidad millones de cometas describiendo enormes órbitas en los lugares
más extremos del sistema solar.
A veces,
un cometa se ve perturbado quizá por la gravedad de una estrella, y se aleja de
su camino en dirección al Sol. Adquiriendo continuamente velocidad, cabecea al
pasar por los planetas exteriores. Una vez dentro de la órbita de Júpiter, el
Sol le calienta lo suficiente para que parte de sus hielos se evaporen, y estos
gases originan una gigantesca cabeza resplandeciente, miles de veces mayor que
la bola de hielo original. Al aproximarse más al Sol, el gas es arrastrado
desde la cabeza por la continua corriente de protones y electrones que de él
proceden, y forma una larga y resplandeciente cola. En tanto, las partículas de
polvo desprendidas por los hielos evaporados son arrastradas por la presión de
la luz solar y dan lugar a una segunda cola. (A pesar de su impresionante
apariencia, estas colas son tan tenues como un buen vacío en la Tierra: en 1910
la Tierra pasó sin consecuencias a través de la cola del cometa Halley.)
Antes de que el Marinee 10 alcanzara Mercurio, en 1974, nada se sabía acerca
de su superficie. Estas fotografías de la sonda espacial mostraron que el
pequeño planeta sin aire tiene tantos cráteres como la Luna; en esta fotografía
se lo podría confundir, a primera vista, con ella.
Después,
el cometa ascendente remonta el Sol y retorna a las remotas profundidades. Como
las colas deben estar siempre dirigidas al Sol, el cometa viaja con la cola por
delante.
Dado que
un cometa se mueve en una órbita muy larga, no debería volver a pasar por el
Sol hasta dentro de miles de años, pero en ocasiones la órbita puede
modificarse al aproximarse mucho a uno de los planetas gigantes debido a la
gravedad propia de éstos.
Al girar
en una órbita más pequeña, el cometa circundará al Sol en sólo unos cuantos
años o docenas de años. Y a partir de ese momento su suerte estará echada, ya
que en cada vuelta en torno al Sol, parte de su masa se consume por ebullición,
comenzando a disminuir y a debilitarse gradualmente. Por último, puede
desintegrarse en su totalidad, o bien su centro puede convertirse en una
«escoria» destinada a girar indefinidamente en torno al sistema solar interior.
Sin
embargo, el polvo de un cometa es el más duradero de los legados. Los pequeños
granos sólidos atraídos por la Tierra y que se inflaman al atravesar la
atmósfera dan lugar a meteoritos o «estrellas fugaces», y están constituidos
por polvo procedente de cometas acabados. Durante su vida, un cometa desprende
polvo a lo largo de su órbita: el tan célebre pero decepcionantemente débil
cometa Kohoutek de 1973/1974 desprendió aproximadamente unas mil toneladas por
segundo. Cuando la Tierra intercepta la órbita de un cometa atrae copiosas
cantidades de polvo, y puede verse un enorme número de meteoritos. Estas
lluvias de meteoritos se repiten en aproximadamente las mismas fechas de cada
año; el comienzo de agosto, por ejemplo, es una buena época para la observación
de meteoritos. Otras lluvias varían en intensidad de año en año. La más
espectacular que se recuerda fue la del 17 de noviembre de 1966, cuando,
durante varios minutos, observadores de los Estados Unidos fueron sorprendidos
por un auténtico chaparrón de meteoritos que caían a un ritmo de cuarenta
estrellas fugaces por segundo.
La superficie de la Luna muestra las cicatrices de los cráteres perforados
por los planetesimales que cayeron sobre ella en las últimas etapas de su
nacimiento. La suave llanura es lava solidificada que brotó a continuación.
Esta fotografía fue tomada por el Orbiter lunar 3 en 1967.
Así pues,
los cometas enlazan el conjunto del sistema solar: llegan desde las partes más
alejadas conocidas y, eventualmente, mueren próximos al Sol esparciendo sus
cenizas, que, atraídas por los planetas interiores de nuestro sistema, vuelven
a esta región interna y cálida del espacio próxima al Sol.
§. Un
planeta frustrado: los asteroides
Al recorrer la primitiva historia del sistema solar consideramos a los planetas
interiores como planetesimales rocosos que habían colisionado y se habían
fragmentado y aglomerado gradualmente en cinco planetas: Mercurio, Venus, la
pareja Tierra-Luna y Marte. Más allá de la órbita de Marte existe una región,
el cinturón de asteroides, repleta aún de fragmentos
procedentes del nacimiento del sistema solar. Estos asteroides o planetas
menores no han llegado a tener el tamaño de un planeta, y en realidad sólo
existe en el cinturón de asteroides materia suficiente para constituir un
cuerpo que implicaría la décima parte del diámetro de la Tierra. La mitad de
esta masa está localizada en el mayor de los asteroides, Ceres, de 1.000
kilómetros, mientras que el resto de los asteroides tienen tamaños inferiores a
los 500 kilómetros. Se estima que los telescopios modernos pueden localizar
50.000 asteroides y, de ellos, los dos mil más brillantes tienen órbitas que se
conocen con precisión y nombres individuales. Los primeros se bautizaron con
nombres de diosas de la mitología clásica: Ceres, Palas, Juno y Vesta, pero
éstos se agotaron rápidamente y la lista de nombres de asteroides incluye en la
actualidad los de países, esposas de astrónomos c, incluso, apellidos de
astrónomos en femenino.
Existen
unos cuantos asteroides fuera del cinturón principal, a los que se les ha
asignado nombres masculinos; a los dos grupos que siguen la misma órbita que
Júpiter alrededor del Sol se les denomina como a los héroes de las guerras
troyanas: griegos a los que anteceden a Júpiter, y tróvanos a los que le siguen
(excepto Héctor, que, en cierto modo, se encontraba en el campo griego. Más
allá, circulando en torno al Sol entre las órbitas de Saturno y Urano, se halla
el asteroide Chirón, descubierto en fecha tan reciente como 1977, Aunque es
demasiado pequeño como para llamarle planeta, su naturaleza exacta es un
enigma: podría ser simplemente un asteroide extraviado, o bien el más brillante
de un nuevo cinturón de asteroides del sistema solar exterior, o, incluso, el
núcleo muerto de un cometa acabado.
Ciertamente,
muchos de los aproximadamente veinte «asteroides» cuyas órbitas se hallan
dentro de la terrestre se cree que son cometas muertos. Entre ellos se cuenta
el diminuto Toro, trasladado por la gravedad terrestre a una órbita en la que
gira en torno al Sol exactamente cinco veces por cada ocho órbitas de la
Tierra. A causa de esta referencia a la gravedad terrestre, la prensa
sensacionalista informó que los astrónomos habían encontrado la «segunda Luna»
de la Tierra, una interpretación completamente errónea del descubrimiento ya
que Toro gira en torno al Sol, y no en torno a la Tierra.)
Y a
propósito de lunas, dos diminutos satélites de Marte son probablemente
asteroides capturados. Así, en recientes fotografías, logradas gracias al éxito
de las sondas espaciales Viking, se nos muestran en forma de patata y con
cráteres, lo que les da la apariencia de asteroides típicos.
Los
ordenadores han prestado una ayuda inestimable a los astrónomos en los últimos
veinte años, sobre todo en el monótono trabajo del cálculo de órbitas de
asteroides a partir de las observaciones de sus posiciones en el cielo. Semanas
de cálculo se han reducido así a una fracción de segundo, y sólo de esta forma
los astrónomos pueden seguir el rastro de los dos mil asteroides registrados.
Él análisis de ordenador muestra asimismo que los asteroides se presentan en
«familias» con órbitas básicamente similares. Al parecer, las purulentas bolas
originales de la región comprendida entre Marte y Júpiter se acumularon para
constituir a humos de los cincuenta asteroides mayores o planetesimales, como
les llamamos antes, pero ninguno de ellos llegó a ser suficientemente grande
como para atraer a los demás, como en el caso de un planeta. En lugar de esto,
las colisiones los desintegraron en las miríadas de fragmentos que hoy
contemplamos.
Sin
embargo, en el ínterin se desarrollaron importantes cambios. En el centro de
los planetesimales se encontraba atrapado el calor procedente de la
desintegración de núcleos radiactivos, que fundió el material rocoso original.
El hierro líquido, más pesado, se sumergió en el centro, mientras que las rocas
más ligeras ascendieron hacia la superficie, por lo que cuando, luego, los
asteroides se fragmentaron, los fragmentos eran muy diferentes. Algunos son
exclusivamente metálicos, una mezcla de hierro- níquel procedente del núcleo de
un planetesimal; otros son mezclas de metal-roca o trozos de roca procedentes
de una parte más externa; pero los más comunes son los fragmentos de la zona
más próxima a la superficie del planetesimal, aún en estado inalterado. Los
estudios de la luz solar reflejada por los asteroides muestran las
características esperadas de semejante mezcla de fragmentos.
Podemos
apreciar los interiores de los asteroides desintegrados en las exposiciones de
meteoritos de algunos museos geológicos o de historia natural. Estas «piedras
espaciales» son minúsculos trozos de asteroide extraviados en la trayectoria de
la Tierra, que han sobrevivido durante un breve viaje a través de la atmósfera
terrestre cual una brillante bola de fuego. Podemos ver «hierros», «hierros
pétreos», «piedras» y «piedras carbonáceas» procedentes de estratos
sucesivamente más altos de los planetesimales originales. Es difícil no sentir
un estremecimiento en presencia de las rocas procedentes del espacio exterior,
el único material extraterrestre que la mayoría de nosotros podrá ver. Resulta
irónico que la gente permanezca en pie durante horas para ver una pizca de
polvo lunar traído por los astronautas del Apolo, cuando en las secciones de
meteoritos de nuestros museos se exhiben permanentemente rocas espaciales mucho
mayores, que han viajado mucho más y que* tienen mayor antigüedad.
§. La
Luna y Mercurio: fósiles con cicatrices
Cuando los planetesimales colisionaron para formar los «auténticos» planetas,
se fragmentaron en verdaderos mundos incluso antes de formarse aquéllos. Los
colosales impactos originaron vastas explosiones que dieron lugar a los
cráteres, agujeros circulares de empinadas laderas. El planeta más pequeño,'
Mercurio, y la Luna de la Tierra, sobrevivieron inalterados desde este
bombardeo, y sus superficies están generosamente salpicadas de antiguas
cicatrices. Los mayores cráteres dé la Luna, de doscientos o trescientos
kilómetros de diámetro, pueden apreciarse con prismáticos, pero no son éstas
sus mayores cicatrices. Las extensiones oscuras que constituyen la «cara de la
Luna» son enormes llanuras de lava de varios cientos de kilómetros, que se
originaron por impactos de bloques de roca del tamaño de asteroides, hace
aproximadamente 4.000 millones de años. La superficie de lava negra que hoy
vemos fluyó gradualmente hasta rellenar los enormes agujeros que habían fundido
los átomos radiactivos en la roca subyacente de la superficie lunar.
Vista de la región de Marte donde se posó la nave no tripulada Viking 2. El
horizonte tiene unos 3 kilómetros de largo, y el rosa del rielo se debe a finas
partículas do polvo rojo suspendidas en la atmósfera. La cubierta (izquierda)
tapa el brazo que extrae automáticamente muestras del suelo para comprobar si
existen signos de vida.
El último
bombardeo de planetesimales y el flujo de lava fueron los que «pusieron en
hora» los relojes radiactivos que los científicos emplean para fechar la
superficie lunar, y que han mostrado que es más joven que los antiguos
meteoritos de 4.600 millones de años.
Mercurio,
el planeta más interno, parece ser, según las fotografías obtenidas por la
sonda Mariner 10 en 1974 y 1975, notablemente similar a la Luna. Sin embargo,
Mercurio está arrugado como una manzana vieja. Las largas y tortuosas arrugas
que serpentean por sus llanuras de lava muestran que Mercurio se ha estado
encogiendo ligeramente desde que se formó. La razón, probablemente, esté
relacionada de modo indirecto con la proximidad de Mercurio al Sol: cuando se
formó, el calor era allí tan intenso que sólo se podían condensar las
sustancias de alto punto de ebullición, en particular el hierro. Por ello
Mercurio tiene un gran núcleo de hierro, que a medida que se enfrió se contrajo
más que el núcleo rocoso de la Luna, arrugando la superficie del planeta.
El
estudio de Mercurio por el Mariner 10 fue literalmente una revelación. Hasta
entonces, las observaciones de los astrónomos del diminuto disco del planeta,
siempre próximo al Sol en el cielo, habían mostrado únicamente vagas manchas
oscuras que recibieron nombres místicos, como «El desierto de Hermes
Trimegisto». Las manchas eran tan difíciles de ver que los astrónomos se
despistaban por completo cuando intentaban determinar el periodo de rotación
del planeta. Durante mucho tiempo se pensó que Mercurio ofrecía siempre la
misma cara al Sol, de forma que mientras que un hemisferio estaba
permanentemente cocido, el otro estaba siempre congelado, un fascinante
escenario que dio lugar a muchas historias de ciencia- ficción: no obstante,
cuando los radioastrónomos reflejaron ondas de radio en el planeta, en 1965,
los «ecos» mostraron que el planeta gira rápidamente exactamente tres veces por
cada dos órbitas alrededor del Sol.
Como la
órbita de Mercurio no es completamente circular, un mercuriano vería que el Sol
describiría un extraño camino en el Cielo. Si, por ejemplo, viviera en la gran
llanura llamada Laguna, de Calor i s, vería que el Sol sale por el Este, se
desplaza lentamente por el cielo durante 33 días terrestres y desciende después
lentamente más o menos hacia el Sur.
Sin
embargo, el cuadragésimo día se detendría y comenzaría a retroceder durante
ocho días antes de terminar su lenta jornada en el Oeste, después de
transcurridos 88 días terrestres. De cualquier forma, nuestro mercuriano
tendría que ser una criatura robusta, ya que «a mediodía» la temperatura
alcanza aproximadamente los 400, calor suficiente para fundir el plomo,
mientras que la superficie se enfría a las temperaturas del aire líquido
durante la noche.
§. Marte:
¿un lugar con vida?
Marte, el siguiente planeta más pequeño, siempre ha sido considerado el lugar
más apropiado para encontrar vida fuera de la Tierra: el apelativo «marciano»
ha llegado a ser sinónimo de invasores extraterrestres. A través del
telescopio, Marte aparece ciertamente como el planeta más semejante a la
Tierra. Tiene desiertos rojos y casquetes polares blancos, evidentemente de
alguna dase de hielo, que crecen y se contraen con las estaciones. Las regiones
más oscuras de la cara del planeta varían asimismo ligeramente con las
estaciones marcianas, y en un principio se pensó que eran mares y,
posteriormente, vegetación. Aunque Marte está más próximo que cualquier otro
planeta, excluido Venus, los detalles de estas manchas oscuras son esquivos;
para apreciarlos adecuadamente se requiere un buen telescopio y vista aguda.
Esto nos
conduce a la historia de Percival Lowell, un astrónomo americano que dedicó su
vida a observar Marte. Partiendo de una información italiana acerca de las
delgadas y oscuras líneas de Marte, Lowell tuvo a su disposición un
observatorio para estudiar el planeta, y realmente pudo ver cientos de esas
estrechas líneas que vinculaban las mayores áreas oscuras de Marte.
Lowell
estaba convencido de que eran obra de marcianos inteligentes y de que existían
extensos espacios de vegetación a orillas de los canales que deberían
transportar el agua desde los casquetes polares hasta los áridos desiertos del
ecuador.
Marte fotografiado por el Orbiter Viking l en 1976. Las manchas brillantes
(debajo del centro) son regiones de hielo próximas al polo sur marciano. Es
fácilmente visible el gran impacto circular del cráter Argyre. Por encima del
centro se encuentran los grandes cañones de las regiones ecuatoriales, mientras
que la neblina de arriba es una formación nubosa situada sobre uno de los
enormes, pero extinguidos, volcanes.
Pensaba
que los «canales» eran tan rectos que debían ser artificiales y, si se tenía en
cuenta que Marte parecía ser un mundo seco, ¿qué cosa más natural que llevar a
cabo esas obras de irrigación a tan gran escala? Las mentes más imaginativas
comenzaron a temer que los marcianos pudiesen abandonar su planeta moribundo y
emigrar a nuestro húmedo mundo. Esto fue lo que inspiró a H.G. Wells la
historia de La guerra de los mundos (1898) que, adaptada para
radio por Orson Welles en 1938, resultó tan convincente que muchos oyentes
creyeron que se trataba de un noticiario.
Sin
embargo, también en la época de Lowell (murió en 1916) los astrónomos eran
escépticos. Ni siquiera el ojo de águila de E. E. Barnard pudo apreciar los
canales, ni aun con telescopios mayores que los de Lowell. Después de la muerte
de éste, comenzó a parecer más evidente que Marte era muy seco, que tenía menos
atmósfera de la que se pensaba y que las áreas oscuras se parecían cada vez
menos a vegetación. Los marcianos inteligentes parecían quedar excluidos, pero
¿podrían existir en Marte formas de vida sencilla, como la de los líquenes?
La
primera de las tres sondas espaciales enviadas a Marte en la década de 1960
mostró un planeta aún más estéril de lo que se había esperado. Las fotografías
obtenidas mostraban una superficie de cráteres de tipo lunar, y no había rastro
de canales rectos. Sin embargo, sucedió que todas estas antiguas naves «de
paso» habían fotografiado las partes menos interesantes del planeta, y la
situación cambió cuando se situó al Mariner 9 en órbita alrededor de Marte en
1971. Sus sorprendentes fotografías incluían un enorme sistema de cañones en el
ecuador de 5.000 kilómetros de longitud, con un valle principal de 75
kilómetros de ancho y 6.000 metros de profundidad. La comparación con el Gran
Cañón del Colorado es completamente inadecuada, ya que en este valle marciano
habría sitio de sobra para los Alpes completos.
Cerca,
existen cuatro gigantescos volcanes que empequeñecen a cualquier volcán
terrestre. El mayor, Olympus Mont (Monte Olimpo), tiene aproximadamente 600
kilómetros de diámetro y 25.000 metros de altura, una montaña que cubriría a
España entera y que es tres veces más alta que el Everest. Lo más interesante
de todo, para quienes esperaban encontrar vida en Marte, residió en que el
Mariner 9 descubrió una serie de canales estrechos y serpenteantes,
indudablemente lechos de ríos secos. Las regiones oscuras de Marte carecen de
vegetación y son, simplemente, áreas en las que los vientos estacionales
remueven el brillante polvo de la superficie. No obstante, existía todavía
razón para el optimismo en la búsqueda de vida. Los canales sugieren que alguna
vez corrió el agua por la superficie de Marte, y, si así fue, la atmósfera
debía entonces ser más densa; bajo estas condiciones más hospitalarias podían
haberse desarrollado formas de vida simples, como bacterias, que podrían
permanecer aún latentes en el suelo.
Las dos
naves Viking que se posaron en Marte en el verano de 1976 llevaron a cabo
experimentos biológicos sencillos con el fin de comprobar si existía semejante
tipo de vida. Los resultados inmediatos fueron muy confusos, ya que las
diferentes pruebas dieron conclusiones contradictorias; y lo más probable era
que los resultados «positivos» se debieran a reacciones químicas con el
inesperadamente reactivo suelo marciano. El experimento decisivo consistió en
una sensible prueba destinada a detectar la presencia de compuestos de carbono,
elemento en que se basa la vida. No se encontró ninguno en el suelo, y este
resultado excluye a las células vivas del tipo de las que conocemos en la
Tierra. La mayoría de los científicos llegó, a su pesar, a la conclusión de
que, al menos en los dos sitios en donde se posaron los Vikings, Marte es un
mundo muerto.
§. Venus:
el planeta infernal
Aun cuando Venus es el planeta más próximo a la Tierra, siempre ha sido un
mundo misterioso.
Las persistentes nubes de Venus muestran, cuando se fotografían con luz
ultravioleta, estructuras de circulación atmosférica. El Mariner 10 tomó esta
cercana fotografía cuando sobrevoló Venus en su camino hada Mercurio.
Todo lo
que podemos apreciar a través de los telescopios es la parte superior de la
continua nube que lo cubre, resplandeciendo tan brillantemente a la luz solar
que le hace ser el objeto más luminoso de nuestros ciclos después del Sol y la
Luna. Venus es de casi igual tamaño que la Tierra, y los astrónomos del último
siglo imaginaban que bajo sus nubes existía un paraíso. No obstante, ahora
sabemos que la superficie de Venus es muy semejante al Infierno, y es opinión
de los planetólogos que nuestra bella Tierra hubiera seguido el mismo camino de
haberse hallado más próxima al Sol.
Así como
las sondas espaciales americanas hicieron muchos progresos en el estudio de
Marte, fue una nave soviética la que llegó hasta la superficie de Venus. Las
primeras naves que intentaron posarse fueron aplastadas por una atmósfera mucho
más espesa que lo esperado; pero, por último, otras firmemente reforzadas
lograron su objetivo. En 1975, dos de ellas sobrevivieron durante una hora y
enviaron las primeras fotografías de la superficie de Venus. Estos resultados
soviéticos, más los de las sondas de paso de los americanos, desaniman a
cualquiera que piense en viajar a Venus.
Las
maravillosas nubes probablemente estén constituidas por pequeñas gotas de ácido
sulfúrico concentrado. La atmósfera es cien veces más espesa que la de la
Tierra, y da lugar sobre la superficie de Venus a una presión atmosférica igual
a la que experimentaría un submarino a 1.000 metros de profundidad en los
océanos terrestres.
La
atmósfera está constituida principalmente por el irrespirable gas dióxido de
carbono, y la superficie tiene una temperatura constante próxima a los 500° C,
más caliente aún que la de Mercurio «a mediodía».
Las ondas de radio pueden penetrar a través de las nubes de Venus, y este
mapa en «seudocolor» de la superficie de Venus se ha establecido utilizando
pulsos de radar. Las regiones amarillas son tierras altas, y las azules, bajas;
mapas más detallados ponen de manifiesto cráteres y montanas individuales.
Observaciones de radar llevadas a capo por el Observatorio de Arecibo.
(Cortesía de NAIQ/NSE.)
Las
fotografías de la superficie la muestran salpicada de rocas y con llanuras
estériles que se extienden hasta el horizonte en un planeta sorprendentemente
luminoso, habida cuenta su masiva cubierta de nubes, ya que es comparable a un
día encapotado en Moscú.
Los datos
de las sondas espaciales se han complementado con resultados de radar. Las
ondas de radio pueden penetrar las nubes, y los «ecos» de radar mostraron, allá
por 1962, que el planeta gira muy lentamente y en dirección contraria a los
demás. Si no existieran nubes, un venusiano vería salir el Sol por el Oeste y
ponerse por el Este después de transcurridos 60 días terrestres. Análisis más
detallados de los ecos de radar ponen de manifiesto enormes cráteres y
montañas. El estudio geológico de Venus está aún en su infancia, mientras los
planetólogos esperan con ilusión poder efectuar comparaciones entre la Tierra y
este planeta de tamaño similar.
Pero ¿por
qué Venus es tan diferente de la Tierra? La respuesta reside en que realmente
la Tierra es la singular: en días remotos nuestro planeta fue, probablemente,
muy parecido a Venus en su estado actual. Así pues, dejemos al hostil Venus un
mundo en el que un intrépido astronauta simultáneamente se asaría, sería
aplastado, envenenado y corroído por el ácido y retornemos al único planeta del
sistema solar realmente amigable: la Tierra.
§. El
planeta Tierra
Nuestro planeta es el tercero a partir del Sol y el mayor de los planetas
rocosos. A un viajero del espacio, la Tierra le parecería única también en
otros aspectos. Es el único planeta rocoso sin cráteres evidentes, el único con
agua líquida, el único con abundancia de oxígeno en la atmósfera y el único
planeta con vida. Por cierto, todas estas singularidades se relacionan entre
sí. Estudiando otros planetas, los astrónomos han llegado a la conclusión de
que la Tierra y nuestra existencia gozan de sus privilegios gracias a dos
factores. Uno es que la gravedad terrestre resulta suficientemente intensa como
para mantener una atmósfera; el otro es que, debido a que la Tierra se
encuentra a la distancia apropiada del Sol, su temperatura es la adecuada.
Una
Tierra demasiado pequeña para mantener una atmósfera habría acabado siendo muy
[carecida a nuestra lúgubre compañera, la Luna. Sin embargo, la atmósfera de
Venus, un planeta virtualmente del tamaño de la Tierra, está constituida por un
gas asfixiante cien veces más denso que el de la Tierra. ¿Por qué ha atinado la
Tierra con su justo medio? Para responder a este interrogante hemos de
retroceder a su nacimiento.
La
antigua Tierra, al igual que el resto de los planetas interiores, debe haber
experimentado un bombardeo final de planetesimales hace unos 4.000 millones de
años. En aquel tiempo debía ser como una enorme bola cubierta de cicatrices,
muy semejante a una superficie lunar. En aquella época, ningún planeta podía
tener atmósfera, ya que fue por entonces cuando el Sol comenzó a brillar y
sobrevino un periodo de superactividad. Los protones y electrones procedentes
de su superficie se abrían paso a través del antiguo sistema solar, arrastrando
al espacio todo el gas que no se había incorporado a los planetas gigantes,
incluida cualquier antigua atmósfera terrestre. Sin embargo, cuando la
actividad llegó a su estado actual, de relativa tranquilidad, los volcanes de
la Tierra comenzaron a cubrir al planeta con una segunda atmósfera. Al igual
que en la actualidad, los volcanes debieron expulsar gases irrespirables,
principalmente vapor de agua y dióxido de carbono, pero con constituyentes
minoritarios desagradables como compuestos de azufre, dióxido de carbono y
cianuro de hidrógeno.
La Tierra
y Venus debieron tener en aquella época atmósferas similares, pero pronto se
manifestó el efecto crucial de la distancia al Sol. La Tierra estaba bastante
fría como para que el vapor de agua pudiera condensarse en pequeñas gotas de
agua, pero Venus seguía demasiado caliente. La atmósfera de dióxido de carbono
de Venus se hizo cada vez más espesa y se cubrió de nubes de gotas de ácido
sulfúrico. El dióxido de carbono actúa como el cristal en las ventanas de un
invernadero: deja pasar la energía del Sol en forma de luz, pero cuando esta
energía calienta la superficie, la radiación calorífica (infrarrojo) no puede
atravesar el gas para escapar al espacio. En consecuencia, el calor quedó
atrapado en la superficie y la temperatura de Venus se elevó rápidamente hasta
el punto de fusión del plomo. Mientras tanto, todo el vapor de agua de Venus,
probablemente descompuesto por la luz solar en la parte superior de su
atmósfera, escapó al espacio en forma de átomos de oxígeno e hidrógeno.
La Tierra
se salvó de este destino. El vapor de agua condensado en nubes cayó en forma de
lluvia, y el dióxido de carbono se disolvió en el agua; aunque nuestra
atmósfera estaba constituida por los gases expulsados por los volcanes, la
mayoría de éstos eran susceptibles de disolverse en los mares y, a diferencia
de lo que sucedió en Venus, no se acumularon. De esta forma, los océanos
salvaron a la Tierra de una catástrofe calorífica, aunque también alteraron su
faz, ya que la erosión de las corrientes de agua es tan grande que acabó
borrando la huella de los antiguos cráteres terrestres, convirtiendo a la
Tierra en el menos «recortado» de los planetas interiores.
La otra
fuerza geológica que modeló la superficie terrestre fue la suma de lentos
movimientos de partes de su corteza. La mayoría de los escolares suele advertir
en sus mapas que la «panza» oriental de Sudamérica encajaría perfectamente en
la costa occidental de África; sin embargo, hasta la década de 1960 los
geólogos no se persuadieron de que, efectivamente, hubo un tiempo en que esto
era así y que los continentes derivan sobre la superficie de la Tierra,
desgajándose y modificándose. Según la moderna teoría de la deriva continental,
denominada «tectónica de placas», la corteza terrestre está constituida por al
menos quince «placas» separadas (siete de, ellas muy extensas), todas en
vinculación y moviéndose gradualmente una respecto de otra. Muchas de las
placas son porciones de suelo oceánico, pero algunas de las mayores transportan
los continentes más ligeros sobre sí, y a medida que se mueven, sus «pasajeros»
continentales se desplazan a través de la Tierra.
Guando
dos placas chocan, evidentemente ha de suceder algo. En la práctica, una de las
placas se sumerge bajo la otra y desaparece en el interior caliente de la
Tierra, donde se funde. La fricción de una placa con otra origina terremotos, y
la roca recién fundida se abre paso a través de la capa superior y reaparece
dando lugar a un rosario de volcanes. El suelo del Océano Pacífico es una
gigantesca placa que se desplaza de norte a oeste; cuando se sumergió bajo la
placa que transporta a Asia dio lugar a un rosario de volcanes que se
convirtieron en una ringlera de islas volcánicas propensas a los terremotos: el
Japón es «los restos de tal colisión».
Las
placas que soportan los contienen de América del Sur y África son, como lo
sugiere el globo terráqueo, los restos de un gran «supercontinente» que se
hallan en un verdadero proceso de alejamiento.
El aspecto de la Tierra se modifica en el curso de millones de años, a
medida que los continentes derivan .sobre su superficie. Los geólogos llaman
Panguea al supercontinente original que tenia un gran golfo, el Mar de Tetis.
Panguea se dividió en dos extensas masas de tierra, Laurasia y Gondwamlandia,
que posteriormente se fragmentaron en los continentes que hoy conocemos. 1. La
superficie aparentemente estática del mundo actual se mueve, en realidad, muy
lentamente. El hecho de que las dos costas del Océano Atlántico encajaran cual
piezas de un rompecabezas condujo de inmediato a la idea de un gran
supercontinente. 2. Hace 50 millones do años, de acuerdo ron la evidencia de
los fósiles y del magnetismo de las rocas, Australia estaba próxima a la
Antártida, y la India derivaba hacia el Norte para colisionar con Asia. El
Atlántico crecía no menos de 10 centímetros por año. 3. Hace 100 millones de
años, la India había anidado entre África y la Antártida. Las tres partes se
combinaron con América del Sur y Australasia hasta formar un enorme continente,
y América del Norte con Eurasia para formar el otro. 4. Hace 170 millones de
años, el mundo contenía una enorme masa de tierra que, se cree, era resultado
de una deriva anterior. El mar de Tethys, que separaba Eurasia de África, llegó
más adelante a ser el Mediterráneo. La otra cara del globo muestra el antiguo
Pacífico. 3.
El vacío
que dejan en el Océano Atlántico se rellena con rocas recién fundidas que
ascienden desde el interior y se solidifican, originando una cordillera que se
extiende a lo largo de todo el océano y que llega a emerger a la superficie,
dando lugar a islas aisladas como la Isla de Ascensión y St. Paul Rocks. Más
adelante, esta roca se divide hacia uno y otro lado, constituyendo parte del
suelo oceánico, mientras que en el centro emergen nuevas rocas. El suelo del
Océano Atlántico es, por tanto, más joven en el centro, y las muestras
obtenibles son tanto más viejas cuanto más alejadas están del centro hacia uno
y otro lado. Esta diferencia de edad convenció finalmente a muchos geólogos do
que debía considerarse seriamente la teoría de la tectónica de placas.
Otro
argumento de peso proviene de) estudio del magnetismo que poseen las rocas
continentales desde que se formaron. Si se calculan las posiciones de los polos
magnéticos terrestres a partir del magnetismo de estas antiguas rocas, los
resultados no concuerdan. Sin embargo, si hacemos que los continentes se muevan
y giren, se puede lograr un buen ajuste, y las posiciones de los continentes en
diversas épocas del pasado acaban concordando con los movimientos deducidos. En
el relativamente breve lapso de diez años, los geólogos cambiaron totalmente de
opinión sobre la cuestión de la deriva continental: a partir de una idea
fantástica, surgió la teoría de la tectónica de placas como la forma más
aceptada de explicar los movimientos de la corteza terrestre.
Como las
placas se sumergen continuamente unas bajo otras hasta refundirse, y rocas
nuevas surgen en las cordilleras mesoceánicas, ninguno de los suelos oceánicos
tiene más antigüedad que unos cuantos cientos de millones de años, menos de la
décima parte de la edad de la Tierra. Esto no sucede en los continentes,
constituidos por rocas más ligeras que suelen permanecer arriba. Cuando dos
placas que transportan continentes se encuentran, una de ellas cabalga sobre la
otra. La gradual compresión eleva los bordes en gigantescas cadenas montañosas,
como la del Himalaya, que se levantó cuando la India colisionó con Asia hace
«sólo» cincuenta millones de años.
Hay algo
de fascinante trabajo detectivesco en el hecho de relacionar las pistas
suministradas por el suelo de los océanos, el magnetismo de las rocas
continentales y las edades de las antiguas cadenas montañosas, mudos
testimonios de las pasadas colisiones, para formarnos una imagen de la Tierra
en el pasado. Aproximadamente hace 200 millones de años, todos los continentes
formaban un gigantesco supercontinente al que denominamos «Pangæa» (que en
griego significa «la totalidad de la Tierra») y que, subsecuentemente, se
fraccionó en los que hoy conocemos. La propia Pangæa se constituyó por una
serie de colisiones entre los continentes preexistentes durante los 200
millones de años precedentes. Los geólogos piensan ahora que las placas
estuvieron desplazándose desde hace por lo menos 2.700 millones de años, y que
los continentes que las acompañaban se desplazaron a su vez sobre la Tierra, a
veces como un supercontinente, y otras, como un gran número de rocas
individuales más ligeras.
Pero ¿qué
hace que las placas de la corteza terrestre se desplacen? Ciertamente, es
necesaria una gran cantidad de energía para mover un continente entero a una
velocidad de uno a diez centímetros por año, y la opinión de los expertos está
dividida. Últimamente se piensa que la fuente puede ser el calor liberado en el
interior de la Tierra por los átomos radiactivos, pero aún no está claro cómo
se transforma este calor en movimiento de la placa.
En el
interior de la corteza terrestre, el calor liberado por el uranio, el torio y
el potasio-40 da lugar a que la temperatura se eleve. Bajo la corteza, a unos
35 kilómetros por debajo de la superficie del continente, las rocas se funden
parcialmente para formar una capa «fangosa». Esta capa lubrica el deslizamiento
de las placas de la corteza sobre las subyacentes, y hace considerablemente más
fácil la deriva. Más abajo aún, la temperatura es todavía más elevada, pero el
peso de las capas superiores comprime las rocas en forma sólida. Esta zona, el
«manto», constituye la mayor parte del interior de la Tierra que rodea a un
núcleo central de hierro-níquel. Las partes externas del núcleo metálico son
líquidas y, al igual que el núcleo de hidrógeno metálico de Júpiter, las
corrientes eléctricas generan el campo magnético que rodea a nuestro planeta.
Los
planetólogos están intrigados por la masiva actividad geológica de la Tierra.
¿Tiene cualquier planeta de igual masa que la de la Tierra una superficie de
placas deslizantes? Cuanto más se estudie a Venus, su comparación con la Tierra
ayudará a que los geólogos comprendan mejor a ésta. Se ha efectuado ya una
comparación entre los volcanes de Marte y los de la Tierra, lo que nos ha
revelado algo acerca de los volcanes de «punto caliente».
Los
continentes de la Tierra derivan al ser transportados sobre grandes «placas» en
movimiento. El Océano Atlántico sur se dividió en placas que transportan a
América del Sur y a África, que se han separado. De la Cordillera mesoatlántica
surgen nuevas rocas, mientras que los Andes se han elevado al cabalgar América
del Sur sobre la placa del Pacífico.
Una mirada al mapa de las costas atlánticas de Europa, África y las dos
Américas pone de manifiesto la sorprendente similitud de sus contornos,
advertida ya por generaciones de escolares al considerarlas como piezas de un
rompecabezas. En 1908, el geólogo americano Frank Taylor publicó una teoría
según la cual había habido un tiempo en el que los continentes constituían una
masa de tierra. El científico alemán Alfred Wegener publicó en 1915 un libro
sobre este tema. El geólogo sudamericano Alexander du Toit fue uno de los que
comenzó a acumular evidencias. Hacia 1960 se, descubrió el mecanismo de la
tectónica de placas, y la teoría de la deriva continental resultó ampliamente
aceptada.
No todos
los volcanes terrestres se han originado, como en el caso de Japón, en el hecho
de que una placa se haya sumergido bajo otra. Hawai es un volcán del centro de
la placa del Pacífico, y, al parecer, se ha originado como consecuencia de un
flujo ascendente continuo de roca caliente, procedente del manto, que se eleva
siempre en el mismo lugar. A medida que la placa del Pacífico ha derivado en
dirección norte-oeste, sobre este «punto caliente», la columna ascendente de
roca ha ido taladrando una serie de perforaciones en la placa, mientras que los
antiguos conos volcánicos se desplazaban a lo largo de una línea norte-oeste de
islas y montículos marinos (montañas bajo el agua que no alcanzan la
superficie). Cada volcán originado por el punto caliente hawaiano sólo puede
crecer hasta un tamaño determinado antes de alejarse del suministro de roca.
Marte no muestra ningún signo de tectónica de placas, y el enorme tamaño de sus
volcanes puede simplemente deberse a la acumulación continua de lava por encima
de un punto caliente al estilo hawaiano. Quizá los puntos calientes puedan
desarrollarse en una amplia variedad de mundos, desde Marte a la Tierra diez
veces más pesada, pero la tectónica de placas sólo tiene lugar en los mayores
planetas rocosos. El estudio de la Tierra en tanto que planeta es una ciencia
todavía en pañales, y no cabe duda de que aún reserva muchas sorpresas.
Capítulo
5
La vida: organización de los átomos
¿Cómo
puede combinarse un puñado de partículas fundamentales para dar lugar a la
maravilla que llamamos vida? ¿Por qué ha sucedido en la Tierra este milagroso
accidente... y qué ocurre en los planetas de otros sistemas solares?
La compleja disposición de los átomos en las moléculas de ADN (que se
muestran en este modelo en colores diferentes) transporta toda la «información»
necesaria para crear y mantener cualquier ser vivo, desde el microscópico
plancton hasta el hombre.
Contenido:
§. Las
sustancias químicas de la vida
§. El carbono: átomo esencial de la vida
§. La unidad de control de la célula
§. La decodificación del mensaje de la vida
§. La alimentación de la célula
§. El lugar de la vida en el Universo
§. Vida a partir de la no vida
§. Hacia lo mejor
§. Los refugios de la vida
§. La comunicación a través del espacio interestelar
§. Viaje a las estrellas
¿Qué
diferencia existe entre un elefante y un tallo de ruibarbo? Si contestamos «muy
poca», puede que el tendero nos mire con extrañeza, aunque ésta es precisamente
la respuesta que tendría que dar un científico moderno que estudiase la vida.
El
planeta Tierra es probablemente el único del sistema solar que mantiene vida. A
pesar de su enorme variedad de apariencias, las formas de vida en la Tierra son
sorprendentemente similares en su constitución básica. Esta es la conclusión a
que han llegado, tras siglos de estudios, los biólogos; y, más recientemente,
los bioquímicos que investigan la química de la vida. Estos experimentos han
dado lugar a un enorme acopio de información acerca de cómo se originan y
funcionan las formas terrestres de vida.
La
astronomía moderna ha abierto nuevos caminos al estudio de la vida. En primer
lugar, los astrónomos y planetólogos han elaborado rápidamente una detallada
imagen de la formación de la Tierra, y en la actualidad pueden decir cuáles
fueron las condiciones que debieron existir cuando aparecieron sobre la Tierra
los primeros seres vivos. Esto, combinado con los pormenores sobre la química
de la vida, elucidados paulatinamente en la actualidad por los bioquímicos,
tiende a que se resuelva rápidamente el misterio del origen de la vida en
nuestro planeta. Otra nueva perspectiva es la confirmación de que muchas otras
estrellas poseen planetas similares a la Tierra, por lo que parece muy
improbable que la vida se limite al nuestro. Muchos astrónomos afirman que nuestra
Galaxia es fecunda en vida, y que sólo las inmensas distancias entre las
estrellas nos mantienen apartados de nuestros hermanos del espacio.
¿Será
semejante la vida en otro planeta? O bien, ¿se basará en compuestos químicos y
reacciones totalmente diferentes de las formas de vida terrenales? Ciertamente,
los escritores de ciencia ficción han inventado todo tipo de extrañas
criaturas, pero nosotros comenzaremos observando de cerca el tipo de vida que
conocemos: la existente en la Tierra.
Los
biólogos que observan la materia viva al microscopio descubren que todos los
seres vivos, plantas o animales, están constituidos por minúsculos paquetes
o células. Una brizna de hierba está compuesta por millones de
células; la mayor criatura viva, la ballena azul, por billones de ellas. Los
organismos más sencillos están constituidos por una única célula; multitud de
microscópicas algas unicelulares atestan los pantanos, y las células simples de
las bacterias nos son bien conocidas como «gérmenes» necesarios para la vida,
aunque algunas veces puedan ser portadores de enfermedades. En los organismos
«superiores», las células se han especializado en el desempeño de distintos
cometidos. A lo largo de las células nerviosas circulan señales eléctricas por nuestros
cuerpos; las células musculares tienen la capacidad de contraerse cuando se les
solicita; y las células blancas de la sangre flotan en nuestros cuerpos para
capturar y destruir las bacterias que los invaden. Sin embargo, todas tienen la
misma constitución básica. El cuerpo humano se puede comparar a una gran
ciudad: cada trabajador, célula o ciudadano, es fundamentalmente similar, pero
cada uno desempeña su propio papel en el mantenimiento del organismo o de la
ciudad a fin de que éstos funcionen de manera eficaz.
Como
veremos posteriormente, una vez que observemos el interior de las células la
similitud resultará aún más marcada. Por el momento, investiguemos las
sustancias químicas de que estamos hechos.
§. Las
sustancias químicas de la vida
Supongamos que pudiéramos descomponer un cuerpo humano en sus átomos y extraer
éstos elemento a demento; la tarea sería ardua, ya que cada uno de nosotros
está compuesto por unos 1027 átomos. Para empezar,
descubriríamos que más de la mitad, de los átomos son de hidrógeno, el elemento
más sencillo. Nuestros cuerpos contienen tanto hidrógeno que, si se encontrara
en su forma habitual de gas, un globo lleno con esta cantidad sería capaz de
elevarnos del suelo.
El
siguiente en abundancia es el oxígeno. Dado que los átomos de oxígeno son
sesenta veces más pesados que los de hidrógeno, hay que atribuirles la mayor
parte del peso del cuerpo, aproximadamente las tres cuartas partes del total.
El
tercero es el carbono, que constituye una décima parte del peso del cuerpo,
suficiente, si se encontrara en forma pura de grafito, para suministrar minas a
tres mil lapiceros. Y a continuación, el nitrógeno, el gas más abundante del
aire, seguido por pequeñas cantidades de fosforo, hierro, calcio, azufre y
otros elementos que constituyen una minúscula proporción del peso del cuerpo,
pero esenciales para su buen funcionamiento.
Estos
cuatro elementos más importantes para la vida: hidrógeno, oxígeno, carbono y
nitrógeno, son también los más abundantes en el Universo (si excluimos el gas
no reactivo helio), por lo que somos auténticos hijos del cosmos. Todas las
criaturas vivas de la Tierra poseen un equilibrio similar de elementos, y esto
refleja el hecho de que toda la vida que conocemos está constituida por células
muy similares.
Dejemos
el escenario de los átomos y consideremos cómo se agrupan en moléculas. Después
de todo, la suma del puñado de elementos antes citados no constituye por sí
sola un cuerpo humano, de igual forma que una pila de ladrillos, mortero,
madera y tejas tampoco constituye una casa. Las interacciones, los enlaces
químicos y las reacciones entre átomos, confieren a la vida sus propiedades
únicas. Desde no hace mucho, los científicos creen que es necesaria una «fuerza
vital» para conformar un organismo vivo: las intrincadas estructuras de las
moléculas implicadas en la vida, así como las enormemente complicadas
reacciones químicas en la célula, indican que la vida es una actividad muy
diferente de otra cualquiera que tenga lugar en el mundo inanimado, aunque los
átomos y las fuerzas involucradas sean los mismos.
En rigor
de verdad, la única fuerza implicada en el proceso de la vida es la
electromagnética. A la química de la vida no le incumbe la minúscula escala de
los núcleos atérmicos en los que operan las dos fuerzas nucleares, y la fuerza
de la gravedad es demasiado débil para afectar a las reacciones químicas del
interior de las células. Lo que mantiene unidos a los átomos en una molécula y
rige el curso de las reacciones que transforman una molécula en otra, son las
interacciones entre los electrones que se mueven en el campo eléctrico de sus
núcleos, o sea manifestaciones de la fuerza electromagnética.
Un cristal de vitamina A, sustancia química esencial para el normal
funcionamiento de las células humanas, las sustancias químicas implicadas en
los procesas vitales no difieren básicamente de las otras; Únicamente son más
complicadas
Los
átomos aislados, sin carga, tienen electrones suficientes como para ser
eléctricamente neutros; los electrones en órbita, cargados negativamente,
igualan en número y cancelan a los protones del núcleo cargados positivamente.
No
obstante, en muchos elementos estos electrones no llenan por completo las
órbitas que les están permitidas por la teoría cuántica. Para completar estas
órbitas, sin perder su neutralidad eléctrica, los átomos recurren a la
estratagema de compartir electrones con sus vecinos. Los átomos adyacentes se
ligan entonces firmemente por medio de un par de electrones compartidos, cedido
uno por cada átomo, y forman parte de una molécula.
En el
caso del sencillo gas metano (gas de los pantanos) tenemos cuatro átomos de
hidrógeno ligados a un átomo central de carbono; por tanto,
El
carbono tiene cuatro electrones en sus órbitas más externas, pero las leyes
cuánticas le permiten completarlas con otros cuatro. Al compartir un electrón
de cada átomo de hidrógeno, el átomo de carbono se encuentra rodeado por su
número total permitido de ocho electrones, y como cada electrón está
compartido, la carga negativa media en torno al núcleo de carbono es sólo la
equivalente a cuatro electrones. Un átomo de hidrógeno está completo con dos
electrones, por lo que a cada átomo de hidrógeno del metano le basta con su
propio electrón y con uno de los cuatro del carbono. Los cuatro átomos de
hidrógeno que rodean a un átomo de carbono dan lugar a una configuración muy
estable, una molécula.
Cada par
de electrones compartidos por dos átomos próximos constituye un enlace químico.
Por tanto, el carbono [ruede formar cuatro enlaces; y el hidrógeno, uno. Las
estructuras electrónicas de los átomos de oxígeno y nitrógeno exigen que formen
dos y tres (o bajo ciertas circunstancias, cinco), respectivamente.
El diamante es una forma de carbono puro en la que los átomos se encuentran
firmemente ligados en una sólida red, por lo que es la sustancia más dura que
se encuentra en la Naturaleza. Este diamante en bruto, ligeramente coloreado
por impurezas, está exactamente tal como se lo extrajo de la mina. La
estructura de otra forma del carbono, el grafito. Las capas de átomos están
únicamente ligadas cual las hojas de una pila de papel, por lo que el grafito
es blando y se emplea en la fabricación de minas de lapicero y como lubricante.
Es fácil
advertir que este número permitido de enlaces químicos puede originar moléculas
sencillas: un átomo de oxígeno y dos de hidrógeno constituyen el agua (H—OH);
uno de nitrógeno y tres de hidrógeno, el amoniaco:
uno de
carbono y dos de oxígeno, el dióxido de carbono (O=C=O); en este último
compuesto, el átomo de carbono comparte dos pares de electrones con cada átomo
de oxígeno para formar enlaces dobles.
Así, a
partir de átomos unidos por enlaces químicos se constituyen todas las moléculas
de las células vivas. Por simplicidad, las fórmulas de las moléculas
generalmente se abrevian: el agua es H2O; el amoniaco, NH3,
y el dióxido de carbono, CO2. El orden de los símbolos atómicos es
el tradicional para estos compuestos bien conocidos, aunque el agua también
podría escribirse OH2, y el amoniaco, H3N. Sin embargo,
para compuestos mayores únicamente tiene sentido expresar los símbolos de una
forma que corresponda a su estructura. La estructura del alcohol es
(cada
"—" representa un par de electrones compartidos) y podría escribirse
C2H6O; pero está fórmula también es aplicable a
un
miembro de la familia del éter que sería claramente inoportuno en cualquier
bebida. Por consiguiente, la fórmula del alcohol se escribe CH3CH2OH,
o C2H5OH, y la de esta molécula de éter, CH3OCH3.
§. El
carbono: átomo esencial de la vida
Esta breve digresión acerca de la forma en que los químicos representan y
abrevian compuestos de carbono, así como otros, mediante fórmulas, nos sitúa
ante cómo se construyen las complicadas moléculas involucradas en la vida y
ante el modo en que registran los bioquímicos sus descubrimientos en términos
razonablemente sencillos. No es mera coincidencia el énfasis puesto en los
compuestos de carbono, pues éste es el elemento de la vida. Entre los ciento y
tantos elementos conocidos, el carbono es único desde el punto de vista
químico. Únicamente los átomos de carbono se combinan entre sí formando largas
cadenas, extensos esqueletos de átomos a los que pueden adherirse otros para
dar lugar a una enorme variedad de compuestos. Las moléculas mayores de las
células vivas contienen varios miles de millones de átomos, y el hecho
fundamental consiste en que cada uno de ellos es importante para el buen
desarrolló de la célula. Después de todo, un grano de arena consta de muchos
átomos, todos ellos dispuestos en una red bien proporcionada que constituye un
cristal; pero a pesar de su tamaño, la molécula gigante de .un grano de arena
es muy simple, ya que consiste en una unidad básica constituida por un átomo de
silicio y dos de oxígeno que se repiten una y otra vez. Al contrario, a lo
largo de las grandes moléculas de una célula viva no se repiten disposiciones
idénticas de átomos, sino que cada parte de una molécula es diferente de las
demás, y estas diferencias motivan la complejidad de un organismo vivo.
Dado que
estos complicados compuestos de carbono se hallan en el interior de las células
vivas, pero no se presentan fuera de ellas en estado natural, la química de los
compuestos de carbono se ha conocido desde siempre como química orgánica, denominación
mantenida hasta la fecha. El gran número de reacciones posibles con los
numerosos compuestos de carbono ha dado lugar a que, en muchas universidades,
la química de este único elemento se estudie en un departamento de química
orgánica, tan grande como el correspondiente a química inorgánica, dedicado a
la química del resto de los elementos.
La
diversidad de los compuestos de carbono es esencial para la vida que conocemos.
Pensemos en la cantidad de información que se requiere para describirnos a
nosotros mismos como diferentes de cualquier otra persona o de otro ser vivo:
cuando un ser humano ha sido concebido, esta enorme cantidad de detalles desde
el número de dedos de los pies hasta el funcionamiento del hígado es
transmitida en código por una única célula, pero de moléculas enormemente
largas. Sin embargo, y pese a su tamaño, estas moléculas son bastante estables:
la información de la herencia puede transmitirse a los descendientes con
modificaciones muy pequeñas incluso después de algunas décadas (aunque, por
supuesto, se sume a la información del otro progenitor). Las moléculas que presentan
esta resistencia al cambio son importantes para la vida también por otras
razones. Las moléculas orgánicas que constituyen las capas externas de las
células deben formar una barrera resistente que mantenga a la célula intacta y
le permita resistir el ataque de las sustancias químicas exteriores. Las
células especializadas que forman nuestra piel, o las que constituyen la
corteza de los árboles, están adaptadas para producir en cantidad este tipo de
moléculas.
Un exacto modelo a escala de una diminuta sección de la molécula de la
herencia, el ADN. Los retorcidos cúmulos externos de átomos de oxigeno (rojos)
e hidrógeno (blancas) señalan la doble hélice del «esqueleto» del
azúcar-fosfato: las unidades centrales azules y negras representan los grupos
atómicos que transportan la información genética.
No
obstante, la vida necesita moléculas que puedan variar dadas ciertas
circunstancias. La energía puesta en juego cuando una planta puja a través de
la tierra, o cuando un atleta lanza un disco, proviene de moléculas que se
alteran, o, en otras palabras, que experimentan una reacción química. Un ser
humano ingiere «combustible» (azúcar, por ejemplo) y éste se descompone en las
células musculares al reaccionar con el oxígeno, con lo que produce dióxido de
carbono y agua, liberando energía durante el proceso para potenciar el músculo.
Esta reacción no es directa, sino que existen docenas de moléculas diferentes
implicadas en un amplio espectro de reacciones.
La molécula de ADN efectuando una réplica por división de sus dos
hebras. Cada una atrae pequeñas moléculas complementarias del fluido en el que
están inmersas, que son soldadas por las enzimas y dan lugar a dos moléculas
completas de ADN, cada una de ellas idéntica a. la original.
De aquí
que los compuestos de carbono deban ser adaptables, ya que si fueran
completamente inertes químicamente, los procesos vitales resultarían
imposibles.
En
definitiva, el carbono es el elemento ideal para la vida. Es abundante en el
Universo, y sus compuestos son sorprendentemente diversos y conjugan la
estabilidad y la capacidad de reacción. Si se encuentra vida en otro lugar del
Universo, lo más probable es que esté constituida por moléculas basadas en
cadenas de átomos de carbono.
§. La
unidad de control de la célula
Comencemos nuestra investigación de la célula propiamente dicha por el centro,
donde un pequeño cuerpo redondo llamado el núcleo (no confundirlo con el núcleo
de un átomo) actúa como la unidad de control de la célula. Aquí están
almacenados los «cianotipos», que clan cuenta de cómo está construida la célula
y de cómo tienen lugar, en cualquier parte de la misma, las reacciones químicas
que la mantienen en funcionamiento. El núcleo coordina las actividades de la
célula para asegurar su supervivencia y, a su debido tiempo, da la señal para
que se reproduzca, lo que ella realiza de la forma más sencilla posible:
dividiéndose en dos células idénticas, pero más pequeñas.
El núcleo
de la célula es también una vasta «biblioteca». En el interior del núcleo de
cada célula del cuerpo se encuentran los planos de todo el cuerpo. Estos
detallados planos le fueron necesarios a la célula original a partir de la cual
el cuerpo comenzó a desarrollarse en la concepción, y han sido transmitidos
fielmente a todas las células subsiguientes. Por tanto, cada núcleo celular
incluye más información de la que necesita para el funcionamiento habitual, y,
teóricamente, es posible tomar cualquier célula del cuerpo, como el óvulo
fertilizado presente en la concepción, e impedir su desarrollo. El resultado
sería otro ser humano exactamente igual al donante de la célula. En un
controvertido libro americano se ha publicado recientemente que un millonario
excéntrico había pagado a un médico para que hiciera exactamente esto, y que
ahora tiene un hijo que es una «fotocopia» suya. Aunque muchos científicos han
denunciado esta pretensión particular, concuerdan en que esto (el proceso se
conoce con el nombre de clonación) no es imposible con
nuestros conocimientos actuales de los mecanismos celulares.
Los
«cianotipos» del núcleo de la célula se presentan en forma de una molécula
bastante poco común, el ácido desoxiribonucleico, un nombre
incómodo de pronunciar y que los bioquímicos prefieren abreviar como ADN. Las
moléculas, inmensamente largas, están arrolladas de forma que se acoplan
fácilmente al núcleo de la célula. Si pudiéramos desenrollar todo el ADN de una
microscópica célula humana v extenderlo, su longitud total sería de
aproximadamente un metro.
Pero
¿cómo está registrada nuestra información en la molécula de ADN? ¿Cómo se
decodifica? ¿Cómo se transmite de forma tan precisa a las células «hijas»? El
primer progreso importante en la comprensión de este mecanismo de la vida tuvo
lugar en 1953, cuando James Watson y Francis Crick descubrieron que los átomos
de la molécula de ADN están dispuestos en una «doble hélice», al igual que los
dos hilos enrollados del cordón de una lámpara.
Una fotografía electrónica de un gen, la unidad básica de la herencia.
Consiste en una larga molécula de ADN que se enrolla para reducir su longitud e
incrementar su anchura.
Esto
supuso, realmente, un alarde de imaginación, ya que resulta imposible apreciar
directamente estos detalles en una molécula: el ADN es una molécula demasiado
estrecha como para que se la pueda ver con un microscopio convencional, e
incluso los electrónicos más potentes la muestran simplemente cual una cinta
oscura.
Crick y
Watson necesitaban radiación de longitud de onda suficientemente corta para que
penetrara entre los átomos de la molécula. Los rayos X fueron la solución.
Un esquema del ADN que muestra los apareamientos de los «dientes» que
transportan el mensaje genético, así como la doble hélice del «esqueleto».
Sin
embargo, las técnicas de difracción de rayos X no dan fotografías claras de la
molécula, sino una especie de fotografía que hay que interpretar; algo parecido
a lo que sucede con un holograma, un conjunto de puntos aparentemente sin
significado hasta que se lo «interpreta» iluminándolo con un haz de láser.
Watson y Crick se adelantaron en poco a sus colegas a descifrar los resultados
de los rayos X sobre el ADN y su hazaña mereció los laureles de la fama,
incluyendo un premio Nobel.
Una buena
analogía para el ADN es la de una cremallera retorcida enormemente larga. Las
tiras de tela de ambos lados que forman los dos esqueletos que soportan los
clientes se componen de grupos de átomos que se repiten. Estos grupos son, en
realidad, pequeñas moléculas idénticas que se han agrupado por millones para
formar los largos esqueletos; cada grupo es una combinación de átomos de
fósforo y oxígeno (fosfato) con una molécula orgánica llamada desoxirribosa.
Esta última sustancia es conocida como azúcar, porque químicamente es muy
parecida al azúcar «ordinario», sacarosa para los químicos, y a otros tipos de
azúcares como, por ejemplo, la glucosa. Así pues, estos grupos fosfato-azúcar
se repiten una y otra vez formando un esqueleto estable a cada lado de la
cremallera.
El
contenido de la información es transmitido por los dientes, de los que existen
cuatro tipos diferentes; cada uno agrupa a aproximadamente diez átomos y, al
igual que muchas moléculas y grupos biológicos, responden a los poco eufónicos
nombres de adenina, citosina, guanina y timina. Los
bioquímicos los abrevian A, C, G y T. (Téngase en cuenta que estos símbolos no
son símbolos químicos atómicos: C representa aquí un grupo de doce átomos que
constituyen la citosina. Generalmente, el contexto suele dejar en claro el tipo
de abreviaturas a que nos refiramos.)
Aunque
estos cuatro tipos de grupos unen ambos esqueletos, la analogía con la
cremallera no es exacta porque los clientes no encajan unos en otros, sino que
se unen por los extremos y, además, con fuertes preferencias. Un diente de
adenina de un esqueleto sólo se unirá con un cliente de timina del otro; y la
citosina, sólo con la guanina. Existen por tanto dos tipos de uniones, A—T y
C—G; y a causa de esta complementariedad, una secuencia por ejemplo AACGT de
uno de los esqueletos debe unirse con la secuencia TTGAC del otro.
De esta
forma puede desvelarse uno de los misterios del ADN, a saber: cómo se
transmiten las copias exactas a las células hijas. Cuando una célula está a
punto de dividirse, cada molécula de ADN del núcleo comienza a abrirse.
En cuanto
cada diente queda al descubierto, recoge a un compañero de entre los dientes
«sueltos» que flotan en el núcleo; si, por ejemplo, el descubierto es un T,
recogerá a un A suelto; pero cada diente suelto estaba ligado a un segmento de
esqueleto. Cuando se alinean a lo largo del ADN abierto, unas pequeñas y
activas moléculas denominadas enzimas sueldan entre sí a todos
los segmentos de esqueleto, constituyendo de esta forma una nueva mitad
continua que complementa a cada una de las semicremalleras existentes. Resultan
así dos nuevas cremalleras por cada una de las antiguas. Además, no hay lugar a
error, pues cada diente se sitúa sobre un compañero determinado ya que la mitad
de la nueva cremallera ha de ser un complemento exacto de la mitad antigua que
se forma enfrente. Así, una única molécula es perfectamente apta para
transmitir las instrucciones de la vida.
Pero
¿cómo se transmiten las instrucciones? La respuesta parece demasiado sencilla
para ser cierta. El código de la vida es simplemente el orden en que se
presentan los diferentes tipos de dientes en cada esqueleto. Cada grupo de tres
dientes sucesivos incluye un mensaje particular; por ejemplo, la secuencia AAT
indica que la célula es un tanto diferente de la ATA. La decodificación
efectiva tiene lugar en cuerpos especiales situados en la parte de la célula
exterior al núcleo, y la célula ha desarrollado una hábil manera de enviar sus
instrucciones desde el ADN a los centros decodificadores, mientras este último
permanece seguro dentro del núcleo: lo que hace es enviar un ácido mensajero.
El
mensajero es una molécula muy parecida al ADN, excepto en cuanto que su
esqueleto contiene un azúcar ligeramente diferente, ribosa, en lugar de
desoxirribosa.
El mensaje genético del ADN es extraído del núcleo de la célula por el ARN
mensajero. En el «centro de decodificación», un ribosoma, las moléculas de
proteína se agrupan por intermedio de moléculas de ARN de transferencia, que
aparea las secuencias apropiadas sobre el ARN mensajero: cada tipo de ARN de
transferencia lleva un aminoácido diferente.
Se
denomina ácido ribonucleico o ARN (existe asimismo otra
pequeña diferencia en la constitución química de los «dientes», pero podemos
ignorarla aquí). Para la salida de un mensaje, se abre un pequeño segmento del
«cianotipo» original de ADN que atrae a los dientes complementarios que forman
parte del esqueleto de ribosa. Estos están soldados en una
porción del ARN «mensajero» cuyos clientes se aparean con una minúscula parte
de la larga molécula de ADN. Cuando el mensaje está completo, el ARN mensajero
se separa del ADN y se dirige hacia la parte exterior de la célula, mientras
que el ADN vuelve a cerrar ese pequeño segmento, salvaguardando su información
vital.
§. La
decodificación del mensaje de la vida
Dispersos en la parte exterior de la célula existen miles de centros
decodificadores (ribosomas). Sin embargo, antes de que podamos comprender el
proceso de decodificación, debemos referirnos a la segunda clase de moléculas
mayores (después de los ácidos nucleicos ADN y ARN) esenciales para la vida.
Forman
este grupo las proteínas, también largas moléculas compuestas
de muchas unidades menores, pero aquí acaba su parecido con el ADN. Las
unidades de una proteína están simplemente ensartadas por los extremos, y
muestran la sencilla apariencia de una ristra de salchichas en contraposición
con la complicada estructura de esqueleto y dientes del ADN.
Las
«salchichas» individuales se diferencian asimismo de las unidades que
constituyen los ácidos nucleicos. Se las denomina aminoácidos, y
son grupos orgánicos formados principalmente por átomos de carbono e hidrógeno,
pero con átomos de oxígeno y nitrógeno próximos a un extremo. Estos últimos son
vitales, ya que aseguran que los enlaces químicos entre los aminoácidos que se
agrupan en proteínas sean resistentes, pero no tan fuertes como para no ser
susceptibles de cambios. (Incidentalmente, el término «ácido» del aminoácido y
del ácido nucleico no significa que éstos sean sustancias particularmente
corrosivas; sólo denota una cierta similitud química con los ácidos fuertes.)
Las
células vivas contienen únicamente veinte clases de aminoácidos, pero cuando
éstos están ensartados en órdenes diferentes y en cadenas de distintas
longitudes, el número total posible de proteínas es inmenso. Virtualmente,
todos los procesos vitales son llevados a cabo por las proteínas, que
constituyen el vasto ejército de voluntariosos trabajadores que siguen las
instrucciones de las moléculas de ADN del núcleo. Si observamos la constitución
del cuerpo humano, no en términos de átomos sino de tipos de moléculas, nos
encontramos con la sorpresa de que la mayoría de sus moléculas son de agua (hay
que atribuir al agua las tres cuartas partes del peso de nuestro cuerpo; y como
la mayor parte del peso de una molécula de agua se debe a su átomo de oxígeno,
la abundancia de agua origina que el oxígeno contribuya mayoritariamente al
peso, del cuerpo). La inmensa mayoría de las moléculas restantes son proteínas.
Las
proteínas (junto con moléculas de grasa) constituyen el sólido recubrimiento
exterior de las células, en el que se incluye la materia córnea que se acumula
en el pelo y en las uñas. Las reacciones de la vida se deben a reacciones de
cadenas de proteínas más pequeñas, que flotan en el interior acuoso de las
células. Además de reaccionar entre sí, las proteínas tienen mucha injerencia
en el control y promoción de reacciones entre otras moléculas. Cuando juegan
este papel de mediadores entre dos moléculas reacias distintas (el proceso
equivalente a la catálisis en química inorgánica), a las
proteínas se las denomina enzimas. Una enzima suelda el
esqueleto de las moléculas que constituyen el ADN; y prácticamente cualquier
reacción química de la célula es auxiliada por una enzima especialmente
adaptada a ese trabajo.
Los
mensajes desde el ADN central se relacionan específicamente con la
manufacturación de proteínas a partir del material en bruto de aminoácidos de
la célula. El mensaje puede ser: reúnanse algunos aminoácidos en tal y tal
orden; y el resultado que se obtiene es una proteína determinada, capaz de
realizar una misión específica en la célula. Tal como se describió
anteriormente, la base del código de ADN son grupos sucesivos de tres
«dientes». El mensaje se transmite en forma de dientes complementarios mediante
el ARN mensajero, y cuando llega al centro de decodificación es descifrado de
una forma sencilla: cada conjunto de tres dientes es el código de un
determinado aminoácido; así, la secuencia GCT (en el ADN original que pasa a
ser GGA en el ARN mensajero) significa «el siguiente aminoácido que hay que
añadir es glicina»; GTA significa «añadir histidina». El mensaje comienza con
una secuencia «inicial», TAC o CAC, y acaba con una «final», ATT o ATC.
(Existen en la actualidad 64 formas posibles de disponer cuatro tipos
diferentes de dientes en tríos, y únicamente 20 aminoácidos, por lo que la
célula ha incorporado «sinónimos»: por ejemplo, los códigos GTA y GTG de la
histidina.)
Los
trabajadores del centro de decodificación son cortas unidades en forma de L de
un tercer tipo de ácido nucleico, llamado ARN «de transferencia». El extremo
del trazo largo de esta molécula en L tiene tres dientes para que se apareen
con los del ARN mensajero, y el otro extremo tiene una estructura química que
enlaza al aminoácido apropiado con su conjunto de dientes descubiertos. El ARN
mensajero desliza lentamente su larga molécula por el pequeño centro de
decodificación, y a medida que pasa, el ARN de transferencia apropiado
identifica cada grupo de tres dientes y se aparea temporalmente a ellos. El
aminoácido del otro extremo se suelda entonces a la cadena de proteína en
formación por medio de enzimas especializadas. El ARN mensajero continúa circulando,
y el ARN de transferencia, ya despojado de su aminoácido, es desechado. A
continuación, otro se aparea con los tres dientes siguientes y libera el
siguiente aminoácido. Así se, transmite con seguridad el mensaje del núcleo y
se fabrica la proteína requerida.
Los
científicos piensan que con el descifrado del código celular se comprende ya el
proceso vital; sin embargo, las reacciones implicadas son tan complejas que la
descripción completa es aún un lejano sueño. Recientes investigaciones han
mostrado, por ejemplo, que se, omiten porciones considerables del mensaje del
ADN cuando está reunido con el ARN mensajero. ¿Cómo «sabe» las partes que ha de
omitir? Incluso en este correcto proceso de copia deben tener lugar reacciones.
No obstante, los científicos conocen ahora dónde y cómo se almacena la
información de la vida, cómo se transmite fielmente a las células hijas y el
modo en que la célula traduce el código en proteínas.
Según el
punto de vista que se adopte, algunas de las implicaciones son casi milagrosas,
o bien desastrosas. Es posible trocear el ADN de las células y reagruparlo a
fin de alterar el mensaje que transmite, así como insertar las porciones de ADN
de una célula en las de otra. Estas técnicas de «ingeniería genética» (un gen es
la información total heredada transmitida por una porción de ADN) abren
posibilidades tanto al bien como al mal. Si se insertase en una célula que se
reproduce rápidamente una porción de ADN que ordene la producción de una
proteína útil, por ejemplo la insulina, esencial para los diabéticos, se
obtendría en poco tiempo un depósito rejileto de células de insulina. A un
nivel aún más profundo, cuidadosos experimentos sobre la alteración del ADN
podrían suministrarnos más información acerca de la herencia y ayudarnos a
comprender las enfermedades hereditarias.
Sin
embargo, también existen peligros.
El azúcar es una fuente potencial de energía que se libera al arder en
presencia de oxígeno. Las células de los animales «queman» azúcar poco a poco
en mitocondrias de intrincada estructura, a fin de suministrar esta energía a
la temperatura del cuerpo.
Muchas
bacterias son inocuas, y algunas viven tranquilamente en nuestro sistema
digestivo, como la favorita de los ingenieros genéticos, la Eschicheria
coli. Supongamos que un experimentador alterase el ADN de una única
célula de E. coli de forma que llegue a hacerse letalmente
tóxica, y que esta célula escapase del lugar donde está confinada; podría
entonces multiplicarse indefinidamente, donando su fatal característica a su
descendencia. En este caso extremo, el espantoso resultado de un descuido
momentáneo en el laboratorio podría ser una epidemia de una enfermedad sin cura
conocida. A la vista de estos peligros se han introducido, en los últimos años,
nuevas medidas de seguridad en todos los laboratorios de genética del mundo; y
la preocupada opinión pública comienza a ejercer presión sobre los científicos
implicados en este tipo de investigación.
§. La
alimentación de la célula
Una célula viva no puede funcionar sin aporte de energía. Al considerar la
forma en que una célula recibe su energía, descubrimos la gran división que
separa la vida de los animales y la de las plantas, todos los demás procesos
celulares la reproducción del ADN, la síntesis de proteínas y su código
asociado son idénticos en todas las formas de vida, desde la de la bacteria
unicelular hasta la de los seres humanos, desde la de los elefantes hasta la de
la planta de ruibarbo común. Sin embargo, las plantas y los animales reciben su
energía de formas diferentes.
La
energía de las células de los animales procede de la combustión del azúcar. La
energía que utilizamos proviene principalmente de sustancias químicas, como el
azúcar ordinario, esté o no incluido en nuestra dieta, o de la descomposición
de moléculas de grasa en la célula. Y, realmente, se trata de una combustión.
Calentemos un terrón de azúcar en una llama de gas: después de fundirse y
carbonizarse se habrá consumido completamente, transformándose en gas dióxido
de carbono y vapor de agua. Una célula animal absorbe azúcar y oxígeno del
exterior, convirtiéndolos también en dióxido de carbono y agua y liberando
energía, aunque de una forma menos espectacular.
La
diferencia entre quemar azúcar en una llama de gas y en nuestras células es
sólo una cuestión de temperatura; pero, en cualquier caso, la combustión del
azúcar suministra energía. Una taza de azúcar que se encuentre en el aire a la
temperatura del cuerpo no se convierte espontáneamente en dióxido de carbono y
agua, ya que se necesita un cierto aporte de energía para que se inicie la
reacción. Esto lo podría lograr una llama, algo innecesario en nosotros porque
nuestras células disponen de enzimas que «queman» el azúcar a la relativamente
baja temperatura de nuestro cuerpo. Las enzimas controlan y facilitan una serie
completa de reacciones por medio de las cuales el azúcar se descompone
sucesivamente en moléculas más sencillas, antes de finalizar transformándose en
dióxido de carbono y agua.
Estas
reacciones tienen lugar en el interior de cavidades tubulares, una especie de
«centrales eléctricas» situadas en la parte exterior de la célula. En las
etapas finales de la combustión del azúcar, la membrana que encierra este
pequeño cuerpo se carga; la corriente eléctrica total que carga todas las
«centrales eléctricas» de nuestros cuerpos sería suficiente para iluminar
ininterrumpidamente una bombilla de cien vatios. Esta energía se almacena en
forma de diferencia de voltaje entre el interior y el exterior de las centrales
eléctricas, de forma análoga a la diferencia de tensión que existe entre los
bornes de una batería. Sin embargo, la célula no puede emplear la energía
eléctrica directamente; necesita un «portador» químico para transportarla dondequiera
que la célula la necesite.
La
molécula que utiliza es el ATP (trifosfato de adenosina), en
esencia uno de los dientes sueltos que pueden unirse a una cadena de ARN; el
cliente propiamente dicho es adenina (A) y porta un grupo fosfato ribosa.
Existen en el ATP otros dos grupos de fosfatos, formando un total de tres. El
grupo de fosfato final está sólo ligeramente enlazado, y cuando se «estimula»
la molécula de ATP, ésta liberará dicho grupo acompañado de energía. La
molécula que lo ha liberado retrocede a las centrales eléctricas, en donde la
energía eléctrica repone otro grupo de fosfato; y así, el ATP reconstituido
puede vagar por la célula hasta que se requiera su energía.
Las
células de las plantas también utilizan el ATP como portador de energía, pero
lo hacen de manera opuesta. Toman dióxido de carbono y agua, y a partir de
ellos forman azúcares y expulsan oxígeno. Las células de las plantas deben
enfrentarse a la ardua tarea de tomar energía del exterior, obteniéndola a
partir de la luz solar por mecho del casi milagroso proceso de la fotosíntesis. Las
pequeñas centrales eléctricas de las células de las plantas han de ser
evidentemente distintas de las de las células de los animales: una clara
diferencia se manifiesta en el color, pues son las centrales eléctricas verdes de
las células las que otorgan a las plantas su color característico. Una molécula
llamada clorofila absorbe fotones de luz roja al comienzo del proceso de
fotosíntesis, y la luz reflejada, luz blanca sin rojo, parece verde.
Cada
fotón de luz expulsa un electrón de una molécula de clorofila; y éste tiene
suficiente energía como para desencadenar una serie de reacciones cuyo
resultado final es cargar la membrana exterior de la central eléctrica. Esta
energía eléctrica es la empleada nuevamente para reagrupar las moléculas de
ATP. Tanto en las células de las plantas como en las de los animales, una
fuente de energía carga una membrana, y a partir de este momento los procesos
de producción y transporte de energía son los mismos.
Así pues,
pese a que los animales tomen los «productos de desecho» de las plantas,
oxígeno y azúcares, y las células de las plantas se desarrollen a partir de los
desechos de los animales, dióxido de carbono y agua, existe muy poca diferencia
en sus mecanismos internos celulares, es decir en los «cianotipos» de ADN, en
el proceso de decodificación, en los tipos de aminoácidos utilizados en la
síntesis de las proteínas, o bien en las etapas posteriores de producción de
energía.
Existe
una unidad asombrosa entre las formas de vida terrestre.
§. El
lugar de la vida en el Universo
La complejidad del proceso de la vida es algo asombroso. En las secciones
anteriores hemos visto apenas parte de las complicadas moléculas y de las
reacciones químicas que las eslabonan y que confieren a la vida sus propiedades
únicas. Con todo, no es tan importante la complejidad de una célula viva como
su organización. Cuando se observa al microscopio un bloque de granito, aparece
como una mezcla compleja de diminutos cristales, pero carentes de organización;
podríamos reordenarlos, y la roca seguiría siendo granito. Sin embargo, si
alterásemos la estructura de una célula viva, jamás seríamos capaces de
devolverle sus reacciones vitales. En las criaturas pluricelulares, como el
hombre, la organización llega a tales extremos que, por ejemplo, la capacidad
de pensar nos está dada por la interconexión de diez mil millones de células
nerviosas de nuestros cerebros.
Por ello,
aun cuando podamos explicar los procesos vitales en términos de partículas
fundamentales y de la fuerza electromagnética, y aunque asimismo mostremos como
lo haremos en la sección siguiente, el modo en que la vida puede aparecer en la
evolución astronómica del Universo, ella constituye realmente una faceta aparte
del mismo. Además de la investigación de lo muy pequeño y de lo muy grande,
existe una frontera del conocimiento vinculada con la noción más abstracta del
desarrollo de la organización. Resulta muy fácil dejarse impresionar por los
tamaños extremos, grande o pequeño; pero esto puede ser engañoso. El Sol es un
objeto enorme y poderoso, pero realmente muy simple: un astrónomo podría
consignar todos los datos esenciales acerca del Sol en una página, y con esta
información (teóricamente) podría construir una estrella idéntica. Sin embargo,
la información necesaria para obtener una célula microscópica llenaría varios
tomos de una enciclopedia. Sin falta de modestia, podemos afirmar que los objetos
más maravillosos del Universo no son ni los quásares, ni los agujeros negros,
ni los quarks, sino nosotros mismos.
Con esta
perspectiva, retornaremos a nuestros orígenes: al comienzo de la vida sobre la
Tierra.
§. Vida a
partir de la no vida
La superficie de la Tierra antigua era una imagen del Infierno. Hace unos 4.000
millones de años (600 millones después de comenzar a formarse), la Tierra había
alcanzado aproximadamente su tamaño actual, pero aparte de esto nos resultaría
irreconocible. Enormes rocas caían desde el cielo, al ser atraídos por la
Tierra los fragmentos finales de los restos del espacio próximos a ella. Sus
impactos horadaban enormes cráteres de cientos de kilómetros de extensión. La
radiactividad calentaba las rocas terrestres dando lugar a enormes mares de
lava fundida al rojo, que fluían y se esparcían por la superficie; mientras
tanto, los nocivos gases de los volcanes cubrían la Tierra con una espesa
atmósfera repleta de nubes y desgarrada por continuas tempestades. Acto
seguido, llegó la lluvia. La inmensa cantidad de vapor de agua expulsado por
los volcanes se condensó, y cayó como un continuo aguacero sobre la ardiente
superficie terrestre, enfriándola, hasta acumularse finalmente en extensos
océanos.
No era
aquél la clase de lugar que escogeríamos para pasar unas vacaciones; sin
embargo, tan inhóspitas condiciones fueron las idóneas para nuestros más
remotos antepasados. La vida debe de haberse iniciado a partir de la no vida, y
en las aparentemente benignas condiciones actuales no ha lugar para este tipo
de génesis. Si se expusieran a la atmósfera de hoy, rica en oxígeno, las
moléculas orgánicas complejas que se encuentran en nuestras células, acabarían
descomponiéndose en dióxido de carbono en vez de amalgamarse para producir
organismos vivos. Cualquiera que haya contemplado un incendio forestal sabe muy
bien lo inestables que son las sustancias químicas de la vida en presencia de
oxígeno. Después de todo, los animales obtienen su energía a partir de la lenta
combustión de los compuestos orgánicos por aspiración de oxígeno; la triste
mirada de un hombre hambriento es, literalmente, el resultado de la combustión
de las moléculas de su cuerpo en un intento desesperado por abastecerse de
energía.
Por otra
parte, la primitiva atmósfera terrestre carecía de oxígeno libre, mientras que
era rica en gases volcánicos: dióxido de carbono, monóxido de carbono, sulfuro
de hidrógeno, amoniaco y cianuro de hidrógeno. Aunque estos gases son venenosos
para nosotros, fueron el hálito vital de los primeros seres vivos. En el atroz
entorno de la primitiva Tierra, estos compuestos reaccionaron entre sí creando
nuevas moléculas, sustancias químicas orgánicas mayores y más complejas que los
gases originales.
El primer estadio del crecimiento de una criatura compleja: la célula
fertilizada se divide en dos. Este óvulo de rata se ha dividido a los dos días
de ser fertilizado, y una división posterior transformara estas células en un
ser vivo, una rata que nacerá en solo 20 días.
Semejantes
ideas no constituyen sólo una elegante teoría. En un famoso experimento
realizado en 1953 por el químico americano Stanley Miller, éste preparó una
mezcla de gases similares a los de la antigua atmósfera terrestre y los sometió
a una descarga de 60.000 voltios durante una semana, es decir, a un relámpago
artificial. Para asombro de todos, el líquido que quedó en el fondo del matraz
era un caldo rico en compuestos orgánicos que incluían cuatro aminoácidos.
Espoleados por los resultados de Miller, otros científicos investigaron
distintas mezclas de gases sometidas a diferentes perturbaciones, similares a
las que deberían haber tenido lugar en la primitiva atmósfera terrestre. Estas
incluían ondas de choque («estampidos sónicos» de los asteroides y meteoritos
que caían), radiación ultravioleta (del Sol) o, simplemente, intenso calor (de
las rocas fundidas). Todos estos experimentos produjeron las moléculas más
simples de la vida, y, además, en profusión. El «océano prebiótico» del fondo
de los matraces del laboratorio contiene todos los aminoácidos necesarios para
la formación de proteínas, las unidades individuales a partir de las que se
forman el ADN y el ARN; contiene asimismo otros compuestos, algunos de los
cuales se encuentran en las células actuales; y otros más que, evidentemente,
no han participado en el proceso de la vida.
Así pues,
la producción de pequeñas moléculas orgánicas en la antigua Tierra parece casi
inevitable. Aun cuando en la década de 1950 esto constituyó una sorpresa, la
astronomía moderna nos muestra que las moléculas orgánicas son
sorprendentemente comunes en el Universo. Los radioastrónomos han detectado
señales emitidas por varias moléculas orgánicas a las longitudes de onda de
radio desde distantes nubes de gas. Hasta ahora se han identificado en el
espacio unas cincuenta moléculas diferentes, y como ninguna es muy compleja, su
mera existencia muestra que la química orgánica sigue avanzando en las nubes de
gas interestelares, algo insospechable hace veinte años. Estas reacciones
tienen lugar, probablemente, en las superficies de minúsculos granos de polvo
de la nube; y existe la posibilidad de que puedan existir moléculas más
complejas que las encontradas en la superficie de los granos.
El material hereditario humano está contenido en los 46 cromosomas de cada
núcleo celular (la burbuja negra es el núcleo de otra célula). Cada célula
reproductora contiene únicamente 23, por lo que un óvulo fertilizado se
completa con la mitad del de cada progenitor. A esto se debe la variedad de la
descendencia.
Los
astrónomos han encontrado también moléculas orgánicas en algunos de los
meteoritos caídos a la Tierra. Como vimos en un capítulo previo, las «condrilas
carbonáceas» constituyen el material más antiguo del sistema solar, inalterado
durante 4.600 millones de años. Tales meteoritos han sido investigados en
detalle sólo recientemente, ya que, aunque son muy comunes en el espacio, sólo
unos cuantos sobreviven al ardiente paso a través de la atmósfera terrestre.
Una vez que aterrizan, estos restos se desgastan rápidamente, a menos que se
les vea caer y se les traslade inmediatamente al laboratorio.
El último
domingo de setiembre de 1969, una luz brillante relampagueó en el cielo
mañanero cercano a Melbourne, Australia. El meteorito explotó sobre la pequeña
ciudad de Murchison con un estampido semejante al trueno, y llovieron
fragmentos de roca. Fue recogido, y se analizaron un total de 82 kilogramos;
entre el porcentaje de compuestos de carbono, los científicos encontraron
varios tipos de aminoácidos, los componentes de las proteínas. De una u otra
forma, las unidades básicas de la vida se habían reunido en el espacio durante
la formación del sistema solar, o incluso antes, en la nube de gas de la que
finalmente se condensaron los planetas.
No
resulta difícil comprender cómo pudieron haber aparecido sobre la Tierra
moléculas orgánicas de la complejidad de los aminoácidos, o de los grupos que
constituyen los ácidos nucleicos. Algunas pudieron haber sobrevivido a la caída
de los meteoritos carbonáceos, mientras que enormes cantidades deben haberse
sintetizado a partir de la antigua atmósfera volcánica. Según el bioquímico
Leslic Orgel, los antiguos océanos fueron un «caldo prebiótico» con la
consistencia de un ligero caldo de pollo, que hubiera podido oler a laboratorio
químico.
La
siguiente etapa de la historia de la vida es la más oscura. Durante 500
millones de años, estas moléculas simples debieron agruparse para constituir el
ADN, el ARN y las proteínas; pero esto es apenas una parte de la historia. En
él laboratorio pueden formarse fácilmente moléculas grandes a partir de otras
más pequeñas, pero el resultado no es la vida: también han de desarrollarse
reacciones químicas interdependientes. Las enzimas (proteínas «abren» al ADN
con el fin de permitirle reproducirse y exponer su mensaje a la decodificación;
y, recíprocamente, este mensaje constituye una planificación para la producción
de proteínas. De alguna forma, una serie de reacciones entre los ácidos
nucleicos simples y las proteínas simples deben haber incrementado gradualmente
su complejidad, originándose en el proceso moléculas mayores y más complejas:
el proceso de la vida se desarrolla por sus propios medios; y el mecanismo de
producción de energía basado en las enzimas debe también haberse desarrollado
simultáneamente. Había algo disponible para todas estas reacciones: en el
abundante medio del caldo prebiótico, generador de vida, existía una fuente de
materiales puros y de «combustible».
Las
células de fósiles más antiguos fueron halladas en los cuarzos de Fig Tree, en
Suazilandia, pero son sólo los más antiguos que han dejado huellas, cosa que no
sucede con la mayoría de los organismos unicelulares). Fechados hace 3.400
millones de años, estos organismos simples muestran que la vida comenzó muy
pronto en la historia de la Tierra. Si reducimos la escala del pasado de la
Tierra a sólo 46 años en vez de sus 4.600 millones, podemos decir que pasó su
primera infancia bajo un continuo bombardeo de rocas procedentes del espacio;
pero a los siete años se habría formado la corteza de la Tierra, y habrían
comenzado a constituirse moléculas orgánicas simples en la atmósfera. En su
octavo cumpleaños, a lo sumo, habrían llegado las lluvias y los océanos
inundaron la Tierra; las rocas más antiguas conocidas datan de esta época y
muestran signos de la acción del agua. En los cuatro años siguientes se habrían
formado las sustancias químicas de la vida en las primeras células
independientes, cada una con un sistema químico enormemente complicado. Por
consiguiente, la Tierra guardó formas de vida desde su temprana adolescencia
hasta su actual edad adulta, es decir durante aproximadamente 34 años de un
periodo de vida de 46.
Muy
pronto, estas células primitivas se enfrentaron a una crisis. Después de haber
consumido ávidamente los ingredientes orgánicos del caldo que les rodeaba, no
era obvio que tuviesen otra fuente de alimentación. Únicamente ofrecía alguna
esperanza el dióxido de carbono de la atmósfera y el disuelto en el mar. El
desarrollo de la fotosíntesis salvó a las células vivas de devorarse entre sí
hasta la extinción, y por fin pudieron utilizar la luz del Sol para transformar
dióxido de carbono y agua en moléculas orgánicas, asegurándose así una fuente
de energía permanente.
Sin
embargo, el producto secundario de la fotosíntesis es el oxígeno, y a lo largo
de miles de millones de años este «residuo» de las células de las plantas
reemplazó gradualmente al dióxido de carbono de la atmósfera, haciendo que ésta
se alterara lentamente. El espeso velo inicial de dióxido de carbono había
disminuido de espesor al disolverse en los mares y al reaccionar con las rocas
descubiertas; ahora, el resto habría de descomponerse por acción de las células
de las plantas. El resultado total de la fotosíntesis consistió en situar los
átomos de carbono del gas en las criaturas vivas, dejando el oxígeno en la
atmósfera. Puesto que el oxígeno es un gas reactivo, pronto descompuso al resto
de los gases nocivos que quedaban de la primitiva atmósfera volcánica. El
nitrógeno, relativamente inerte, constituyó una excepción, ya que aunque se
encontraba en cantidades pequeñas comparadas con la abrumadora cantidad de
dióxido de carbono, no se disolvió en el mismo grado en los océanos ni
reaccionó con las rocas descubiertas; ni tampoco con el oxígeno, el nuevo
ingrediente atmosférico. Guando los demás gases se agotaron y nuestra atmósfera
disminuyó su espesor, el nitrógeno detuvo este proceso y acabó siendo el gas
más abundante en el aire hoy en día, del que constituye casi cuatro de cada
cinco moléculas. Una de las cinco es de oxígeno; mientras que el argón,
resultante de la desintegración del potasio radiactivo, se halla en tercer
lugar, constituyendo el 1 % del aire. El dióxido de carbono forma en la actualidad
sólo una molécula de cada tres mil de la atmósfera terrestre, contrastando
fuertemente con las atmósferas primitivas de Venus y Marte, compuestas todavía
casi por completo de este gas.
Al
desaparecer el dióxido de carbono del aire, las células de las plantas hubieron
de enfrentarse a una segunda crisis, la asfixia por su propio residuo de
oxígeno. Sin embargo, las células animales restablecieron el equilibrio, pues
consumieron las células de las plantas «quemando» su oxígeno para restituir a
la atmósfera el dióxido de carbono. Aún hoy se mantiene este equilibrio, ya que
las plantas absorben el dióxido de carbono que exhalamos, y nosotros ingerimos
sus compuestos de carbono y respiramos su residuo de oxígeno.
El
oxígeno de la atmósfera produjo otra gran revolución en la vida, pues la
extraña molécula de tres átomos de oxígeno, el ozono, formó una capa en la
parte superior de la atmósfera que filtró la nociva longitud de onda corta
ultravioleta del Sol. No había ya necesidad de servirse de la protección del
agua del mar como pantalla, y la vida emergió sobre la Tierra. A partir de este
momento, las plantas y los animales no fueron ya, durante mucho tiempo más,
células simples.
§. Hacia
lo mejor
Evidentemente, la vida ha dado un gran paso adelante desde el día en que todos
los seres vivos eran células microscópicas que nadaban en los océanos. Fósiles
de plantas y animales de complejidad creciente comienzan a aparecer en rocas de
hace unos cuantos cientos de millones de años. Una vez que las células hubieron
desarrollado la habilidad de agruparse en tanto que organismo pluricelular,
apareció sobre la Tierra una enorme variedad de diferentes clases de vida:
animales, desde los insectos hasta los dinosaurios; y plantas como los
gigantescos «helechos» del carbonífero, cuyos restos fósiles se desentierran en
la actualidad en forma de carbón.
Pero
¿cómo pudo la vida haber seguido caminos tan diversos cuando la ingeniosa
«apertura» del ADN parecía garantizar que todas las células hijas serían
exactamente como sus padres? La respuesta se fundamenta en primer término en
la mutación. La radiación procedente del espacio, o de los
elementos radiactivos del suelo, ocasionalmente desorganiza y cambia el ADN de
una célula, alterando sutilmente su mensaje. Experimentos como los realizados
con la mosca del vinagre de rápida reproducción, Drosophila melanogaster, y
otras especies, muestran que una mutación sólo se presenta una vez por cada
millón de copias de ADN, lo que no es un mal ritmo si, por ejemplo, pensamos en
términos de copias de discos de gramófono. Además, como cada ADN de la célula
transmite tanta información como la contenida en varios tomos de una
enciclopedia, el hecho equivale a reproducir una estantería de libros un millón
de veces con únicamente un error.
La
inmensa mayoría de las mutaciones son perjudiciales: el ADN alterado no puede
controlar correctamente a la célula, y ésta pronto muere. Sin embargo, existe
la excepción, que dota a la célula de alguna ventaja sobre sus antepasados y
parientes: medrará a sus expensas y, finalmente, sus descendientes sobrevivirán
allí donde no podía hacerlo el tipo de célula original. El desarrollo de la
fotosíntesis en las células debe haber sido resultado de varias mutaciones
ventajosas que produjeron, en último término, células que pudieron sobrevivir
cuando se hubo consumido el caldo prebiótico.
Los
organismos vivos de la Tierra compiten continuamente por alimento y espacio
vital: es ésta la segunda fuerza impulsora de la proliferación de formas de
vida. En la lucha por la supervivencia, es más probable cute una criatura que
ha heredado una característica útil alcance la edad de la reproducción, y sus
descendientes, que poseen esta misma característica, reemplacen gradualmente al
tipo original. Así pues, las clases o especies de vida en nuestro planeta
cambian continuamente. Nuestras especies actuales de perros, elefantes o
velloritas no son más permanentes que las de los dinosaurios o los helechos
gigantes del carbonífero.
Charles
Darwin fue el primero en enunciar esta idea de la evolución por selección
natural del más apto en su famoso y controvertido libro de 1859, El
origen de las especies. Aunque a nosotros hoy nos pueda parecer obvia,
su herética idea de que las especies de plantas y animales no habían sido
establecidas por Dios en la Creación le enfrentó con las ideas de la Iglesia,
que también eran mantenidas por los científicos ortodoxos de entonces. El
propio Darwin no había deseado iniciar una controversia, mas la amarga disputa
religiosa y científica continuó durante décadas. Le fueron dispensados honores
en todo el mundo, pero el único honor que recibió del Gobierno de la Reina
Victoria fue el entierro en la Abadía de Westminster.
Por
proceso de evolución, la vida surgió desde las células simples hasta llegar a
las complicadas formas de vida actual. Hace unos centenares de millones de años
- época muy reciente en la historia de la Tierra, algunas células desarrollaron
la sutileza de vivir en común constituyendo colonias permanentes. Fue ventajoso
para estas células emprender tareas especializadas: en los animales, unas
digerían los alimentos, otras transportaban las sustancias químicas por la
colonia -o «cuerpo», como ahora lo llamamos—; y otras más emprendieron la tarca
de la locomoción, mientras que algunas se especializaron en la transmisión de
señales eléctricas. Se desarrolló un grupo especial de células para llevar a
cabo la tarea de la reproducción.
Durante
esta extensa etapa de la evolución aparecieron, en la escena de la vida, dos
factores nuevos y fundamentales. Los organismos pluricelulares inventaron el
envejecimiento y el sexo. Las antiguas criaturas unicelulares eran,
efectivamente, inmortales: se mantenían dividiéndose en pares de células hijas
idénticas (salvo alguna ocasional mutación; y, a menos que fuera devorada o le
fallara el alimento, la célula original «sobrevivía» indefinidamente en la
forma de su propia prole. Las células simples carecen de edad y se reproducen
de la forma más sencilla posible, dividiéndose.
Sin
embargo, los organismos pluricelulares enfrentan un gran problema con la
reproducción. No pueden dividir cada célula de su cuerpo en dos, ya que
entonces serían dos criaturas mezcladas. Así pues, tanto en los animales como
en las plantas, parte del organismo está dedicado a la reproducción. Desde la
perspectiva de la Naturaleza, éste es el grupo de células más importante del
cuerpo: mediante él heredamos la información genética en el nacimiento, y la
transmitimos a las siguientes generaciones. El resto del cuerpo es sólo un
intrincado sistema dedicado a salvaguardar y nutrir a los órganos sexuales
hasta que hayan madurado suficientemente como para crear futuras generaciones.
Y desde este punto de vista, el envejecimiento es parte muy importante de la evolución.
Cada nuevo organismo comienza como una célula simple, y debe desarrollarse
hasta la edad adulta dividiéndose la célula inicial una y otra vez para
constituir la nueva «colonia». Sin embargo, si todos los adultos de las
especies fueran inmortales, pronto crecería su número hasta el punto de
monopolizar las fuentes de alimento, y las nuevas generaciones no sobrepasarían
la infancia. Por el proceso de evolución, los adultos sólo son necesarios
durante el tiempo en que se reproducen; después deben morir de muerte natural y
dejar la escena libre para sus descendientes. De esta forma evoluciona el aún
poco conocido proceso de la vejez.
Cada
réplica se desarrolla a partir de una célula simple producida por los
fundamentales órganos sexuales de los padres.
Cuando los seres pluricelulares evolucionan, las células adquieren Junciones
especializadas. Una célula nerviosa, que aquí aparece teñida y muy aumentada,
tiene largos filamentos que transportan señales eléctricas hacia y desde el
cerebro. El propio cerebro es una vasta red de células nerviosas
interrelacionadas.
No
obstante, la diversidad de vida puede acrecentarse mezclándose el ADN de los
padres, y el sutil proceso de la reproducción sexual se desarrolla de modo que
las células de ambos padres se unen y se combinan para dar lugar a una única
célula con caracteres mezclados. La «información» del ADN de cada padre - sea
el color de los ojos o la altura del tallo de una planta tiene que competir en
el núcleo de la nueva célula. A la ciencia de la genética le concierne el
averiguar por qué se acaba seleccionando una unidad de información, un gen, en
vez de otro.
Con el
advenimiento de los organismos pluricelulares, primero en el mar y luego en
tierra firme, quedaba presta la escena para un enorme incremento del número de
especies de vida al ritmo marcado por la evolución. Todo esto es muy reciente
en la larga vida de la Tierra. En nuestra escala de tiempo reducida a 46, años,
las primeras células se formaron cuando la Tierra tenía unos 12; pero las
formas de vida pluricelular no aparecieron hasta hace unos pocos «años». A los
42 aparecieron las plantas y los animales; y hace sólo un año que los
dinosaurios mandaban en la Tierra y que surgieron las primeras plantas con
flores. Hace un par de semanas, simios sin pelo comenzaron a utilizar las
herramientas y el fuego; y en los últimos segundos han adquirido la tecnología
para abandonar la Tierra, nuestro planeta-hogar, en diminutas cápsulas
metálicas, al tiempo que han comenzado a preguntarse: ¿existe otra vida en el
Universo?
§. Los
refugios de la vida
El tipo de vida que conocemos necesita un planeta-hogar como la Tierra, un
mundo acuoso. Las reacciones químicas de la vida tienen lugar en el agua: tanto
la original, la aparentemente milagrosa combinación de las moléculas en las
primeras células vivas en los océanos primitivos, como el proceso vital actual
en nuestras propias células. Químicamente, el agua es un disolvente muy
versátil, y nuestra vida química depende casi tanto de las propiedades de la
molécula de agua como de las del átomo de carbono.
Al
observar nuestro sistema solar, los inhóspitos climas de los demás planetas nos
llevan a considerar a nuestra acuosa Tierra como un lugar excepcional. Los
pequeños Mercurio y la Luna no tienen gravedad suficientemente intensa como
para mantener una atmósfera, y su agua se evaporó en el vacío cercano del
espacio. Venus, que comenzó probablemente cual gemelo de la Tierra, estaba
demasiado próximo al Sol, excesivamente caliente como para que el vapor de agua
cayera en forma de lluvia; y, además, la atmósfera de dióxido de carbono le
arropó aún más, hasta que la temperatura de su superficie alcanzó el punto de
fusión del plomo. Marte, que gira alrededor del Sol en una órbita exterior a la
de la Tierra, es demasiado frío. El agua quedó allí atrapada en los casquetes
polares y en las rocas de la superficie en forma de hielo permanente. Aunque
los canales de su superficie parecen cauces de ríos secos, y muestran que el
agua fluyó alguna vez sobre Marte, no es cierto que fuera la suficiente para
generar vida; y los experimentos del Viking no han encontrado compuestos de
carbono en el suelo marciano.
¿Y en
cuanto a los planetas gigantes? En la atmósfera de Júpiter, reacciones del tipo
de las de la Tierra primitiva deben de haber originado una amplia gama de
compuestos orgánicos; pero al no haber océanos ni costas rocosas, la mayoría de
los bioquímicos dudan de que se pudieran formar células. Impertérrito ante
esto, Cari Sagan, el mayor optimista de la Universidad de Cornell, ha formulado
la hipótesis de que en la atmósfera de Júpiter pueden vivir gigantescas
criaturas gaseosas flotando en los espesos gases al igual que los peces en el
agua.
Sin
embargo, para encontrar vida afín a la nuestra debemos dirigir nuestra mirada
fuera del sistema solar. En nuestra Galaxia hay unos cientos de miles de
millones de estrellas, y las teorías astronómicas actuales muestran que la
mayoría poseen planetas. El especialista en ordenadores Stephen Dole simuló la
formación de los planetas en un gran ordenador y descubrió que los planetas
rocosos como la Tierra se forman generalmente cerca de la estrella, y los
gigantes gaseosos, lejos de la misma. En un porcentaje razonable de casos se
obtiene un planeta del tamaño de la Tierra a una distancia tal de la estrella
que el agua es líquida, primer requisito para que comience el proceso de la
vida. Señalemos que aun siendo bastante pesimistas como para pensar que sólo
una estrella entre un millar posee un planeta familiar confortable, habida
cuenta el gran número de estrellas de nuestra Galaxia, esto significaría que
aún podemos tratar con cien millones de «'Tierras».
Un
planeta de este tipo acabaría indudablemente contando con océanos de «caldo»
orgánico como los de la Tierra primitiva. Y aquí ingresamos ya en el dominio de
la especulación: ¿se desprende inevitablemente la vida de una mezcla semejante,
o su presencia en la Tierra se debió a un capricho que llevó a unirse a las
moléculas que no habían podido repetirse por sí mismas? La notable similitud de
todos los procesos vitales parece indicar que todas las células vivas pueden
descender de una célula viva original, quizá sólo una afortunada coincidencia
de moléculas que no se repetiría en ningún otro planeta del millón semejantes a
la Tierra. No obstante, los optimistas arguyen que la vida sobre la Tierra se
inició de una forma sorprendentemente rápida, en sólo un centenar de millones
de años; esto sugiere que siguió una secuencia inevitable de acontecimientos.
En verdad, no se conocen todavía suficientemente los comienzos de la vida como
para que podamos decidir nada al respecto.
Este
argumento puede repetirse para cada una de las crisis de la vida. ¿Fue
inevitable que las células inventaran la fotosíntesis cuando el «caldo» comenzó
a ser demasiado tenue? Esas células animales que respiran oxígeno, ¿surgieron
para impedir que se asfixiaran las células de las plantas? ¿Fue inevitable,
asimismo, que se desarrollara una especie inteligente que deseara conocer el
Universo? ¿O todo esto es sólo fruto del azar?
El
optimista concluiría en que todo ello sucedió en la forma adecuada, y que
existen millones de planetas con vida inteligente; el pesimista podría acabar
pensando que somos la única forma de vida inteligente en el Universo.
§. La
comunicación a través del espacio interestelar
Entre los optimistas se encuentran muchos científicos dispuestos a pasar a la
acción. Si se acepta que existen otras civilizaciones «fuera de aquí», algunas,
seguramente, intentarían establecer contacto con otras razas inteligentes. Por
ello, durante los últimos veinte años todos los astrónomos del mundo han
buscado señales inteligentes procedentes del espacio.
Al
ignorarlo todo acerca de los posibles extraterrestres, podría parecer que
nuestra búsqueda de señales se realiza a ciegas: sólo podemos argumentar a
partir de nuestra propia experiencia. Los científicos planetarios mantienen
contacto con sondas distantes por medio de ondas de radio, y ésta fue la
primera posibilidad que se tomó en consideración. En 1960, Frank Drake inició
la primera investigación de señales extraterrestres: diseñó su «Proyecto Ozma»
para tratar de detectar una comunicación inteligente desde las dos estrellas
más cercanas semejantes al Sol.
Durante
tres meses «escuchó» con el gran radiotelescopio de 26 metros de Greenbank, en
Virginia Oeste, pero los resultados fueron tan vanos como el país de Oz,
homónimo del proyecto.
Todas las criaturas levas deben su existencia a la energía de la luz solar.
Las plantas verdes se alimentan de dióxido de carbono y agua, utilizando la
energía solar absorbida en el proceso de la fotosíntesis. Los animales obtienen
la energía de las moléculas así sintetizada por las células de las plantas.
A pesar
de todo, la radio constituye un medio eficiente para enviar mensajes a través
de la Galaxia. El mayor radiotelescopio del mundo en Arecibo, Puerto Rico
podría recibir un mensaje radiado por un telescopio similar desde cualquier
lugar de nuestra Galaxia sin que las ondas de radio fueran bloqueadas por el
polvo interestelar. Se plantea, sin embargo, el problema de la sintonización.
Al igual que con un equipo de radio ordinario, los astrónomos que intentan
sintonizar una señal cósmica deben conocer la longitud de onda del transmisor;
y como no existe una guía de programas interestelares, hay que procurar elegir
una longitud de onda que fuera lógico que emplearan los extraterrestres.
Frank
Drake optó por los 21 cm., la longitud de onda natural del elemento más
abundante y más sencillo, el hidrógeno. En la actualidad se han examinado a
esta longitud de onda, con una sensibilidad mucho mayor que la de la
investigación original de Drake, unas 600 estrellas de entre las más próximas,
y, además, se ha completado la investigación con barridos de lodo el cielo, con
la esperanza de detectar transmisiones superintensas más distantes. Así y todo,
nada se ha conseguido.
Pero ¿es
apropiada la longitud de onda de 21 cm? Puesto que la Galaxia está llena de gas
hidrógeno, existe siempre un fondo de radiación de 21 cm. que interfiere las
observaciones. Algunos científicos piensan que una raza inteligente escogería
una longitud de onda más «tranquila»; quizás entre 21 cm y 18 cm, la longitud
de onda del ión hidroxilo (OH), agua a la que le falta un átomo de hidrógeno.
Dado que el hidrógeno y el hidroxilo lo constituyen el agua, esta banda de
longitudes de onda ha sido denominada «agujero de agua»: tal vez sea la
longitud de onda más apropiada para encontrar vida basada en el agua. Sin
embargo, las propias moléculas de agua emiten a una longitud de onda de 1,35
cm. ¿No sería ésta una elección más afortunada?
En la
actualidad se realizan investigaciones a todas estas longitudes de onda
principalmente en América y la Unión Soviética, y aunque no se ha detectado aún
ninguna señal, siempre existe la duda de la sintonización. Durante los últimos
veinte años se han hecho al menos tres suposiciones lógicas sobre la longitud
de onda «apropiada» para el contacto por radio interestelar; es posible que una
civilización un millón de años más avanzada que la nuestra tuviera de todo ello
una idea completamente diferente.
Además,
esos seres hipotéticos pueden tener sus razones para no emplear ondas de radio.
Las longitudes de onda infrarrojas y ultravioletas son otras posibilidades, si
bien no se desplazarían con tanta rapidez a través de nuestra Galaxia llena de
polvo. Herbert Wischnia se valió anteriormente del gran satélite de
ultravioleta Copernicus, en órbita para explorar las estrellas
semejantes al Sol más próximas; pero también erró el blanco.
La luz
ordinaria tiene asimismo sus desventajas en tanto que mensajero interestelar,
ya que una señal inteligente sería anulada por el brillo de la estrella padre
del planeta, su «Sol», al ser «vista» a través de las vastas extensiones del
espacio. Sin embargo, los láseres ofrecen una solución, pues sería posible
sintonizar un láser para que emitiera en una de las longitudes de onda en las
que la estrella padre brillase débilmente, es decir, en una línea de absorción
oscura de su espectro. Si ésta es la banda de comunicación de la Galaxia, las
primeras señales extraterrestres podrían provenir no de una búsqueda basada en
grandes antenas de radio, sino de un astrónomo que estudiara los espectros de
las estrellas como parte de un proyecto de investigación sin relación alguna
con este tema.
¿Qué
ocurriría si alguien en el Universo nos estuviese «escuchando»? En buena
lógica, también nosotros deberíamos transmitir señales para que otros las
detectasen. De hecho, el hombre lo ha estado haciendo durante décadas, ya que
las señales de radio y televisión domésticas han salido al espacio y han
llegado ya a las estrellas semejantes al Sol más próximas. Quienquiera que
dispusiera de un gran radiotelescopio y atinara con la frecuencia correcta,
sabría que existe vida inteligente sobre la Tierra (aun cuando lo que considere
inteligente puede depender de los programas que capte). En noviembre de 1974 se
utilizó el gigantesco telescopio de Arecibo partí transmitir la primera señal
humana intencionada a las estrellas. El mensaje se dirigió a un gran cúmulo de
viejas estrellas con la esperanza de que alguna de ellas tuviera planetas con
vida avanzada. Desgraciadamente, incluso a la velocidad de la luz, el mensaje
tardará en llegar 24.000 años hasta obtener respuesta, que nos llegaría 48.000
años después. Esto pone de manifiesto la increíble soledad del espació
interestelar. Las enormes distancias implican que los mensajes, más que
conversaciones, deben ser monólogos. Y cuando recibamos una señal, ésta podrá
proceder de una civilización que ha desaparecido durante el tiempo transcurrido
en recibirla; o nosotros podremos haber desaparecido antes de
recibirla.
§. Viaje
a las estrellas
El hombre siempre ha deseado explorar. Es mucho más intrigante una expedición
tripulada a la Luna que tina misión de robots que llevara a cabo los mismos
cometidos a un costo inferior. Por tanto, es probable que un día se dirija
hacia las estrellas una nave espacial tripulada.
Disponemos
ya de la tecnología necesaria. Las naves de paso enviadas a Júpiter, los
Pioneer 10 y 11, viajan al dominio de los planetas exteriores con velocidad
suficiente como para no ser afectadas por la gravedad solar. Si se hubieran
dirigido a la estrella más próxima, llegarían en unos 80.000 años.
En la
actualidad pueden construirse naves espaciales capaces de llevar a los hombres
a las estrellas en ese tiempo. Por supuesto, el problema es el del
envejecimiento. La hibernación o la congelación, aun cuando discutidas, no son
viables desde el punto de vista médico. Una propuesta más realista es la de
Gerard O’Neill, de la Universidad de Princeton, un físico nuclear que descubrió
el tipo de «anillo de almacenamiento» crucial para el descubrimiento del quark
encantado. Su último proyecto atañe a la «colonización» del espacio, es decir,
al establecimiento de gigantescas colonias de miles de personas que permanezcan
en órbita alrededor de la Tierra. Y no hay ninguna razón que impida que algunas
de estas colonias, equipadas con cohetes apropiados, realicen largos viajes
interestelares. O’Neill estima que dentro de un millón de años un tiempo
increíblemente corto astronómicamente hablando—, los descendientes de estos
primeros pioneros podrían extenderse por toda la Galaxia.
En rigor
de verdad, el problema, si deseamos ir a las estrellas más rápidamente, es la
cuestión de la propulsión interestelar. Los cohetes de combustibles químicos
que hoy vemos despegar desde la Tierra no son bastante eficientes como para
propulsarnos a las estrellas a mayor velocidad que los exploradores Pioneer. La
única solución sería una aceleración suave pero continua, mantenida durante
años, y el único proceso realmente eficiente que conocemos para ello es la
energía nuclear. Un reactor nuclear podría calentar gas hidrógeno en una cámara
de «combustión», y este gas caliente podría impulsar al cohete tal como lo
hacen los pases calientes quemados por un cohete químico. O bien podría
utilizarse la energía nuclear para despojar a los átomos de sus electrones, con
el fin de que repelieran eléctricamente a los restos cargados positivamente e
impulsaran así la nave hacia adelante.
El único
diseño «práctico» de nave publicado hasta la fecha bombardea literalmente su
ruta |x>r el espacio. La sonda (no tripulada; de la Sociedad Británica
Interplanetaria a la Estrella de Barnard sería propulsada por las explosiones
de minúsculas bombas de hidrógeno dispara- das hacia atrás a un ritmo de 250
por segundo, cada una de ellas accionada sucesivamente por haces de láser. Las
sucesivas explosiones serian recogidas por un paraguas magnético situado en la
parte posterior de la nave, que de esta forma sería impulsada a velocidades
cada vez mayores. Un vuelo de este tipo, realizado en dos etapas, podría
atravesar los 5,9 años luz que nos separan de la estrella de Barnard en «sólo»
47 años.
Sin
embargo, la limitación real al vuelo interestelar es el límite absoluto de
velocidad impuesto por la Naturaleza: la velocidad de la luz. Según la teoría
de la relatividad de Einstein, nada puede desplazarse con mayor rapidez que la
radiación electromagnética; por consiguiente, el tiempo mínimo para llegar a la
estrella de Barnard es de 5,9 años luz: y ésta es la estrella más próxima
conocida con un sistema planetario. Hasta los más optimistas reconocen que el
planeta habitado más próximo es improbable que esté a menos de varios cientos
de años luz. De acuerdo con la teoría científica actual, jamás será posible
pasar unas cortas vacaciones sobre la Tierra de otra estrella, ni viajar
alrededor de la Galaxia como lo hace un avión sobre la superficie terrestre.
Dos hipotéticas colonias espaciales. Cada una es un cilindro hueco de 32
kilómetros de largo y 6 kilómetros de diámetro. El rápido giro, uno cada dos
minutos, crea gravedad terrestre artificial, mientras que la luz solar es
reflejada por medio de grandes espejos. Una nave espacial similar equipada con
iluminación artificial, y con una unidad de propulsión, podría transportar
lentamente colonias humanas hasta las estrellas.
La
restricción de la velocidad parece ser fundamental en el Universo. Los
escritores de ciencia ficción pueden saltar dentro y fuera del «hiperespacio»,
pero esta posibilidad no encaja en las actuales teorías de los físicos. No
resulta exagerado afirmar que nuestra comprensión del Universo se trastrocaría
si fuera posible viajar más rápido que la luz. Por supuesto, esto puede ocurrir
en un futuro lejano, cuando nuestras actuales teorías nos parezcan tan
ridículas como las que consideraban plana a la Tierra. No obstante, estas
teorías parecen ofrecernos una imagen cada vez más unificada del funcionamiento
de la Naturaleza, y el límite de la velocidad de la luz probablemente tardará
aún en abandonarnos. Durante un cierto tiempo como mínimo, el logro más complejo
y fascinante que nos ha proporcionado nuestra experiencia de la Naturaleza, es
decir, la vida misma, permanecerá vinculada a la Tierra... a menos que a
alguien se le ocurra venir a visitarnos desde otros mundos...
Capítulo
6
La frontera de lo infinitesimal
El
Universo es infinitamente grande..., pero está constituido por cosas
infinitamente pequeñas. La comprensión del comportamiento de las partículas
fundamentales es tan singular y difícil como la de la ciencia ficción.
El microscopio pone de manifiesto bellas simetrías a una escala mucho menor
que la apreciable por el ojo. Estas células forman la parte central de una raíz
de caminado.
Contenido:
§.
Ondas-partícula
§. En el interior del átomo
§. La búsqueda de lo invisible
§. La energía virtual lo une todo
§. Cola fuerte para los quarks
La
exploración de lo muy pequeño es tan difícil y costosa como la exploración del
Universo exterior a nuestro planeta. Aceleradores de partículas de millones de
dólares se disputan los fondos con los observatorios y con las misiones de
sondas espaciales. En primera línea, científicos dedicados y apoyados por los
más modernos ordenadores trazan ambas fronteras del conocimiento y, como
veremos, descubren que los límites de lo ultramicroscópico desafían al sentido
común tanto como los descubrimientos astronómicos estimulan nuestra imaginación
en el otro extremo.
Si
acercamos paulatinamente esta página a nuestros ojos, los detalles se pondrán
cada vez más de manifiesto. Las fotografías en color se convertirán en simples
estructuras de puntos. Sin embargo, existe un límite por debajo del cual el ojo
fatigado no puede enfocar más, y por ello hasta el siglo XVII nadie conoció
nada que fuera más pequeño. Hacia esta época se inventó el microscopio simple,
que, efectivamente, constaba sólo de un cristal de fuerte aumento (tal como al
parecer sucedió con el telescopio, puede que hayan sido varios los ópticos que
lo descubrieron independientemente). Un cristal de aumento nos permite ver
detalles normalmente invisibles para nuestros ojos, y en el siglo XVII los
ópticos holandeses hicieron importantes descubrimientos con estos microscopios
simples (de una lente). Antón van Leeuwenhoek, pañero de profesión y conserje
del Municipio de Delft, tallaba lentes de precisión en su tiempo libre. Con la
ayuda de estas pequeñas lentes observó, a través de cristales de aumento del
tamaño de una cabeza de alfiler, un mundo diminuto que nadie había visto antes,
descubriendo la estructura, cuidadosamente ordenada, del tejido vivo, así como
la existencia de seres unicelulares que, ahora lo sabemos, son descendientes de
las formas de vida originarias de la Tierra. Las lentes de Leeuwenhoek, de casi
doscientos aumentos—los suficientes para que una única letra cubra una página
de este libro—, colmaron los límites de la tecnología de los cristales de
aumento, y el versátil científico inglés Robert Hooke dio el siguiente paso al
disponer dos lentes en un tubo, fabricando así el tipo actual de
microscopio compuesto (varias lentes).
Desde
entonces, el progreso tecnológico ha perfeccionado en mucho el microscopio
compuesto de Hooke, pero en la actualidad aún se requiere más. Sin embargo,
existe un límite natural que ni siquiera el mejor microscopio puede superar. La
luz se propaga como un movimiento ondulatorio con una longitud de onda inferior
a una milésima de milímetro, lo que impide que podamos ver cosas de tamaño
menor. Pensemos en las olas del mar chocando con una roca. Si la roca es grande
comparada con la distancia entre las crestas de las olas —la longitud de onda,
éstas no pueden atravesarla en línea recta, y su movimiento se modifica. Sin
embargo, cuando las olas se encuentran con un pequeño obstáculo, tal vez el
mástil de un barco hundido en vez de una roca, su movimiento prácticamente no
se altera. Lo mismo ocurre con las ondas luminosas. Un objeto comparativamente
grande, como la cabeza de un alfiler, afecta a las ondas luminosas con que se
encuentra, y la perturbación resultante es la imagen que vemos; pero-un único
átomo, o una molécula, son demasiado pequeños para perturbar a estas ondas.
Los distintos métodos de iluminar muestras en el microscopio acentúan
aspectos diferentes. Estas diatomeas (algas unicelulares) están observadas (de
arriba abajo): con luz polarizada; con iluminación en campo oscuro, en la que
solo se ve la luz difundida oblicuamente; y con luz transmitida normalmente,
que atraviesa la muestra.
Por
consiguiente, no podemos lubricar un microscopio superpotente para ver
directamente los átomos. Los biólogos utilizan aún microscopios ópticos para
observar células vivas, pues la arquitectura básica de la célula es visible, en
especial cuando se tiñen químicamente sus diferentes estructuras.
Figura de difracción de rayos X del ADN los rayos X emergen de la molécula
más intensamente en unas direcciones que en otras. A partir de fotografías como
éste, tomada por Maurice Wilkins del King’s College de Londres, se elucidó la
estructura de doble hélice del ADN.
Sin
embargo, no surge ningún indicio de la compleja química de la vida desde este
burdo observatorio. Es algo así como contemplar una ciudad desde el aire:
veremos trazados de calles y bloques de casas, pero no podremos ver la
actividad constante de los seres humanos que constituye la vida de la ciudad.
Al
incrementar el microscopio en más de unos mil aumentos, alcanzamos ya los
límites de la Naturaleza. Los detalles que veremos son tan pequeños como la
longitud de onda de la luz, ligeramente inferior a una milésima de milímetro.
Si observamos un alambre gradualmente afilado, a medida que nos aproximemos a
ese tamaño comenzará a distinguirse cada vez menos, y la parte más afilada será
simplemente invisible. No podemos superar el límite incrementando el aumento:
las imágenes simplemente se hacen mayores pero no mejoran su definición —tal
como ocurre al ampliar una fotografía desenfocada—, mientras que cualquier cosa
más pequeña permanece invisible. Potencias mayores conducen a lo que los
microscopistas llaman, gráficamente, «aumento vacío».
Podernos
no obstante aprovechar el hecho de que la luz no es la única onda en el almacén
de la Naturaleza. Existen ondas electromagnéticas de longitudes de onda más
cortas, del tamaño del átomo y menores, conocidas como rayos X: son las
longitudes de onda apropiadas para «ver» átomos como si fueran grandes
obstáculos. Un microscopio de rayos X debe mostrarnos los átomos individuales
de un trozo de materia; pero, desgraciadamente, los rayos X son notablemente
difíciles de enfocar. Un microscopio ordinario, o incluso un cristal de
aumento, funciona porque los rayos luminosos se desvían y se enfocan por medio
de sus lentes, pero no es fácil construir una «lente» para rayos X. Como
veremos más adelante, existen formas de conseguir este tipo de resolución (formación
energética de imágenes) utilizando electrones. Con todo, los rayos X
constituyen una herramienta vital para comprobar la disposición de los átomos
en las moléculas, y los físicos han inventado un ingenioso sistema sin lentes
para este propósito (en cierto modo, es similar al registro, sin lentes, de un
objeto tridimensional con láser sobre la placa fotográfica plana de un
holograma).
En
cristalografía de rayos X se comienza a partir de un cristal puro de la
sustancia, en el que están agrupadas moléculas idénticas en cuidadosa
disposición. Los haces de rayos X las atraviesan y algunos son desviados por
los átomos de las moléculas. La disposición de átomos, que se repite una y otra
vez en el agolpamiento molecular, hace que los rayos X salgan más intensamente
en unas direcciones que en otras. Si se sitúa una placa fotográfica para
registrar los rayos X difractados, se revela un diagrama de puntos y líneas. La
habilidad del cristalógrafo de rayos X estriba en descifrar este intrincado
diagrama y descubrir la distribución de los átomos. Para moléculas sencillas
basta con experiencia y sencillos cálculos, pero las moléculas de las células vivas
requieren más esfuerzo. La carrera para descubrir la molécula de ADN, ganada
por muy poco por Francis Crick y James Watson, fue en su mayor parte cuestión
de desentrañar las enigmáticas huellas dejadas por los rayos X difractados por
estas moléculas. En la actualidad, estos cálculos se efectúan en ordenadores
que pueden escoger entre posibles configuraciones de átomos, comparando los
resultados predichos con los experimentales en una breve fracción del tiempo
que emplearía un investigador.
La
cristalografía de rayos X nos muestra de forma indirecta los átomos
individuales de la materia. Sin embargo, el físico germano-americano Edwin
Mueller ha inventado un dispositivo completamente diferente con el que puede
fotografiar átomos individuales. En su microscopio de emisión de campo, una
cabeza de aguja extremadamente fina y eléctricamente cargada está centrada en
una cavidad en la que se ha hecho el vacío. En una etapa anterior han sido
adsorbidos en la superficie metálica átomos de helio, y a medida que la aguja
se carga más positivamente, los átomos de helio pierden sus electrones y pasan
a ser iones cargados positivamente. Estos iones de helio poco ligados son
entonces fuertemente repelidos por la punta de la aguja cargada similarmente, y
salen despedidos según trayectorias rectas.
Cuando la luz pasa a través de una doble rendija, los dos nuevos frentes de
onda «interfieren», produciendo regiones de intensa perturbación (brillo) y de
calma relativa (oscuridad). La materia se comporta de forma similar, pero a una
escala mucho menor: las regiones de «ondas de materia» perturbadas alta energía
muestran dónde existe mayor probabilidad de que se encuentre la partícula de
materia.
La punta
de la aguja tiene forma redondeada (aunque a muy pequeña escala), de forma que
cuando el campo eléctrico obliga a salir a los iones de helio según
trayectorias rectas, los iones que inciden en el extremo superior de la cámara
de vacío proyectan, efectivamente, una imagen de la punta de la aguja. El
aumento de este «microscopio» depende del tamaño de la cámara frente a la punta
de la aguja. Es posible un aumento de un millón de veces, y a esta escala se
pueden detectar las imágenes de los átomos individuales que constituyen la
punta de la aguja. Fotografías de estas imágenes enormemente amplificadas son
ya clásicas en la historia de la ciencia, y constituyen prueba determinante de
que la materia está realmente constituida por átomos. Como para la mayoría de
la gente ver es creer, una fotografía de microscopía de emisión de campo es
intuitivamente más convincente que los esfuerzos de los filósofos, químicos y
físicos a lo largo de siglos para probar la teoría atómica de la materia.
No
obstante, tanto la cristalografía de rayos X como la microscopía de emisión de
campo, pese a sus enormes aumentos, son bastante limitadas. Si deseamos una
fotografía del interior de una célula como la veríamos con un microscopio
ordinario superpotente, debemos recurrir a otros instrumentos. El microscopio
electrónico toma fotografías utilizando un tipo sorprendente de radiación de
longitud de onda corta: los propios electrones.
§.
Ondas-partículas
Cuando en el siguiente capítulo nos encontremos con la naturaleza de la luz
veremos que, a veces, se muestra en diminutas partículas, y otras, en una
extensa sucesión de ondas. Hace algún tiempo, Max Planck y Albert Einstein
señalaron el extraño comportamiento de la luz, poniendo así de manifiesto una
extraña faceta más de la Naturaleza. Las partículas materiales ordinarias -
electrones, átomos e incluso pelotas de golf y planetas— pueden comportarse
como ondas.
Esta
revolución fue anunciada por un noble francés, el príncipe Louis de Broglie.
Prosiguiendo el pensamiento anterior de los físicos, que calificaban el
comportamiento de la luz como corpuscular y ondulatorio, descubrió que las
ecuaciones que describen el modo en que se mueven los electrones o en que vuela
una pelota de golf lo hacen como si unos y otra fueran paquetes de ondas. Estas
nuevas ondas no son campos eléctricos y magnéticos fluctuantes como la luz y
otras radiaciones electromagnéticas, sino ondas de materia: «una
fluctuación en la posición de la propia materia», sería una manera de describir
la extraña predicción de De Broglie en lenguaje no matemático. La comprensión
de por qué la materia se comporta en forma de ondas es esencial si apuntamos a
los límites de nuestra búsqueda. Para hacernos una idea de ello, podemos
investigar cómo algo tan vulgar como una pelota de golf resulta afectada por
sus propiedades ondulatorias.
La forma
más sencilla consiste en comenzar con la onda-partícula natural de la propia
luz. Coloquemos dos dedos adyacentes casi tocándose, de manera que quede un
hueco de menos de un milímetro entre ellos. Pongamos el hueco delante de un ojo
y miremos a su través un fondo brillante, por ejemplo el cielo, y veremos finas
líneas oscuras a lo largo de la longitud del hueco. Esto es una evidencia
directa de que la luz se comporta como una onda. La luz, perturbada al
atravesar el estrecho hueco, «interfiere» de forma que en unos lugares las
«crestas» de las ondas coinciden y dan lugar a una línea brillante, mientras
que en otros las «crestas» coinciden con los «valles» cancelándose entre sí y
dando lugar a oscuridad. Las bandas alternas luminosas y oscuras son fácilmente
explicables en términos de ondas.
Sin
embargo, también podemos pensar que la luz se propaga como un chorro de
partículas. La sensación de la visión es, simplemente, el impacto sobre la
parte posterior de nuestros globos oculares de innumerables fotones luminosos
individuales. Las franjas alternativamente luminosas y oscuras significan que
los fotones inciden principalmente sobre aquellas franjas que vemos como
brillantes y evitan las áreas negras en apariencia. Es imposible decir dónde
incidirá cada fotón individual antes de que atraviese el hueco entre los dedos;
pero sí podemos afirmar que es más probable que lo haga en una «banda
brillante». Así es como se vinculan los aspectos de «onda» y «partícula» de la
luz. Imaginemos un fotón luminoso que se propaga a través del hueco de los
dedos. Si fuera una simple partícula en movimiento, por ejemplo una bala, no se
desviaría, y al mirar hacia la luz veríamos simplemente una tira uniformemente
iluminada; pero el fotón se comporta también como una onda. Podemos pensar en
la parte que se comporta como onda propagándose a través del hueco, e
interfiriendo consigo misma para dar lugar a zonas no perturbadas y a zonas de
gran perturbación. Ahora bien, es simplemente más probable que el paquete de
energía o fotón se mueva en una dirección en la que su onda asociada forma una
zona de mayor perturbación.
No se
puede decir en cuáles de las zonas brillantes acabarán los fotones
individuales. Es sólo cuestión de suerte. Pero, cuando millones de fotones
incidan, se distribuirán equitativamente entre las bandas brillantes
«fuertemente perturbadas», mientras que evitarán las regiones «poco
perturbadas» haciendo que sean negras.
Comprobación de que la materia puede comportarse como una onda. Un haz de
electrones reflejados por un cristal de níquel no forma un simple punto, sino
una serie de círculos concéntricos. Las «ondas de materia» de los electrones
reflejados por las diferentes capas de cristal interfieren entre sí,
produciendo zonas circulares en las que se concentran los electrones
reflejados.
Si
pensamos que esto suena a conjuro, estaremos en lo cierto. El comportamiento de
la luz como onda y partícula tiene completo sentido cuando se expresa mediante
sus correspondientes ecuaciones, pero resulta imposible describir en términos
vulgares lo que sucede, pues estos aspectos de la luz no constituyen
precisamente una experiencia cotidiana.
Sin
embargo, la descripción de la luz como un fotón cuyo movimiento está controlado
por ondas «guía» que deciden cuál es la dirección más probable en que se mueva-
es una aproximación razonable.
El microscopio electrónico de barrido produce imágenes en profundidad con
una resolución mucho mayor que la de un microscopio óptico convencional. Estos
glóbulos rojos están aumentados 60.000 veces.
Volviendo
ahora a las «ondas de materia», nos encontramos con que afortunadamente podemos
pensar en ellas de una forma similar. Cualquier objeto que se mueve tiene una
onda «guía» asociada, pero en la vida diaria las longitudes de onda son tan
pequeñas que no podemos medir los efectos. Tomemos un ejemplo similar al de los
fotones de luz que se propagan a través de una rendija. Si enviamos una
sucesión de pelotas de golf a través de un portal abierto, teóricamente sus
ondas guía interferirán consigo mismas, dando lugar a que exista una minúscula
probabilidad de que cada pelota no lo atraviese en línea recta. Si suponemos
que nuestra puntería es exacta, en ausencia del portal todas las pelotas se
introducirían en el hoyo. Sin embargo, a causa de la «naturaleza ondulatoria de
las pelotas de golf», la presencia del portal implica que cada bola alcanzará
el campo en un lugar ligeramente diferente. A cada lado del banderín existirán
regiones a las que llegarán pelotas de golf («brillantes», en la analogía de la
luz) y regiones donde no lleguen («oscuras»). La dificultad en la práctica
reside en que estas bandas «luminosas» y «oscuras» están separadas por menos de
¡una millonésima de billonésima del diámetro de un átomo!
Sin
embargo, cuando descendemos a las minúsculas masas de las partículas
fundamentales, las ondas guía son muy importantes. En realidad, las longitudes
de onda de la materia pueden ser inconvenientemente largas. Por ejemplo, un
electrón que se desplaza por el filamento de una lámpara tiene una longitud de
onda mayor que el tamaño de un átomo, pero si se acelera el electrón, su
longitud de onda se reduce: en esto radica el secreto del microscopio
electrónico, la herramienta más versátil para observar moléculas y estructuras
celulares.
Al tener
un haz de electrones una longitud de onda mucho menor que la de la luz (y
similar a la longitud de onda electromagnética de los rayos X), se puede
enfocar fácilmente por medio de campos magnéticos. (La mayoría de nosotros
cuenta con «lentes» electrónicas en nuestras propias casas; de hecho, las
bobinas magnéticas de un tubo de televisión enfocan los electrones procedentes
del cañón de electrones en la pantalla.) Los primeros microscopios electrónicos
imitaban a los ópticos. Un haz de electrones que llega hasta la muestra es
aumentado por un «objetivo», y se lo recoge sobre una pantalla o una placa
fotográfica. En los más recientes microscopios electrónicos «de barrido», el
haz de electrones se refleja en la superficie de la muestra para dar fotografías
que se pueden observar tridimensionalmente.
Muchas de
estas fotografías de los microscopios electrónicos de barrido dan una sensación
de mayor «realidad» que las de los microscopios convencionales; al verlas,
resulta difícil pensar que contemplamos un mundo cien mil veces más pequeño que
la vida real, en el que un cabello humano tendría diez kilómetros de largo y
sería más ancho que la altura de una casa de cuatro pisos. Este es el límite
que, por ahora, podemos alcanzar en cuanto a fotografías con detalle; para
intentar ir más lejos, dentro del átomo, son necesarias técnicas más
indirectas.
§. En el
interior del átomo
Ernest Rutherford, el físico neozelandés primero en transmutar un elemento en
otro, fue también el primer hombre que se asomó al interior del átomo. Su
método, muy simple en esencia, prefiguró muchos experimentos posteriores que
procuraron investigar en lo más pequeño. Se basa en bombardear un blanco con
determinado tipo de partículas, y ver qué le sucede. Sus proyectiles eran
núcleos de helio de alta velocidad emitidos naturalmente por elementos
radiactivos; y el blanco, una delgada lámina de oro. Predijo un resultado
simple. En aquella época, los científicos creían que los átomos eran difusos,
extensas burbujas (con electrones embebidos) y, por tanto, las partículas de
alta velocidad debían poder atravesarlos en línea recta; y aunque la mayoría
así lo hicieron, hubo unas cuantas que rebotaron. Como afirmó Rutherford, «era
casi tan increíble como disparar un proyectil de 15 pulgadas contra una hoja de
papel de seda y que rebotara y nos diera».
Sólo
cabía una explicación. Casi toda la masa del átomo y toda su carga positiva
debía estar concentrada en el centro, sitio al que Rutherford denominó núcleo.
En torno a él, prácticamente todo el volumen del átomo está vacío, y únicamente
contiene los electrones que giran a su alrededor. Hoy, esta imagen de los
átomos nos parece muy familiar, pero en 1910 constituyó un avance
revolucionario en nuestro conocimiento del Universo.
Unos
sesenta años más tarde, estos experimentos de «tiro al blanco» comenzaron a
revelar lo que había dentro de las supuestas partículas «fundamentales». Al
lanzar un electrón sobre otro, los mismos rebotan como si se tratara de un par
de bolas de billar. Si se acelera el primer electrón a una velocidad mayor que
la que tenía al comienzo, disminuirá su longitud de onda de materia, y ambas
partículas rebotarán como si fueran bolas más pequeñas. Incluso a las más altas
velocidades que los físicos pueden comunicar a los electrones, éstos siempre
rebotan como simples esferas cuyos tamaños efectivos disminuyen al aumentar la
velocidad de la partícula, simplemente porque disminuye la longitud de onda.
Los físicos piensan que los electrones son realmente simples partículas
puntuales.
Sin
embargo, cuando los electrones chocan con protones, el cuadro es totalmente
diferente. Los electrones con longitudes de onda suficientemente cortas son
reflejados de una forma poco habitual, lo que muestra que los protones no son
simples puntos materiales. Fin vez de ello, parecería que existen tres puntos
dentro de cada protón en los que está concentrada la masa. Al principio se
denominaron «partones», pero ahora es obvio que poseen exactamente las mismas
características que habían predicho los teóricos para los tres quarks
constituyentes de un protón. Más recientemente, estos experimentos de
dispersión utilizan ya electrones cuyas enormes velocidades les confieren
longitudes de onda suficientemente pequeñas como para «penetrar» en los
protones, mostrándonos los propios quarks. Aunque, por cierto, los físicos no
han logrado aislar un quark «libre», los experimentos de dispersión de
electrones (y muones) constituyen la «evidencia» más aproximada que tienen los
científicos de los quarks individuales.
A esta
altura, deberíamos retroceder y precisar que a escalas tan pequeñas como de las
que se trata en física de partículas, la noción de tamaño es
bastante ambigua. Probablemente un electrón no tiene «diámetro» real, es
infinitamente pequeño y de masa y carga puntual. Sin embargo, en un experimento
real, el electrón se comporta como si tuviera un tamaño prácticamente igual a
su longitud de onda: al aumentar su velocidad, su tamaño efectivo disminuye.
Un protón
lento se comporta asimismo como una partícula del tamaño de su longitud de
onda, pero a velocidades más altas su tamaño disminuye hasta alcanzar un
límite; por ello, un protón tiene un tamaño real significativo que coincide
prácticamente con la distancia que separa a los quarks que lo constituyen.
Como ya
hemos señalado, el mundo de lo muy pequeño hace pocas concesiones al sentido
común. Los físicos de partículas no hablan generalmente en términos de
«tamaños», pues los tamaños medidos dependen generalmente de cómo se realice el
experimento, e incluso las masas son a veces difíciles de definir. Los quarks
de un protón están fuertemente ligados, y la energía de enlace, equivalente a
la masa, implica que la suma total de las masas de los tres quarks no es la
misma que la del protón. El lenguaje de los físicos de partículas es rico en
términos exóticos, algunos bastante familiares, como energía y carga eléctrica;
y en otros, más alejados de la experiencia cotidiana, como extrañeza, encanto,
spin isotópico, paridad y número bariónico y leptónico. Y se precisa aún una
plétora de términos nuevos para describir las insólitas propiedades y
reacciones de las partículas fundamentales que constituyen nuestro Universo; a
escala muy pequeña, tiene más sentido emplear términos como éstos que conceptos
habituales como el de tamaño.
A este
nivel, los resultados experiméntales se entremezclan con la teoría. No podemos
ver quarks individuales ni leptones, y su evidencia nos llega indirectamente de
destellos luminosos o de avalanchas de corriente en los detectores de
partículas, así como a partir de trazas curvadas sobre las placas fotográficas.
La mayor parte de las nuevas partículas más exóticas no se muestran ni siquiera
de esta forma, pero los físicos han de recurrir a ellas para explicar la
producción de partículas conocidas en combinaciones, trayectorias y energías
inesperadas. Todo esto puede parecer caminar a tientas, pero los resultados de
distintos experimentos, interpretados por grupos de investigación diferentes de
todo el mundo, son consistentes, y la gran mayoría de ellos confirma las
predicciones de la teoría actual. Sólo unos cuantos ofrecen resultados
inesperados, pero en vez de contradecir la teoría, la extienden al introducir,
por ejemplo, nuevos tipos de partículas. Hay distintas razones para pensar que
el extraño mundo de los quarks y de los leptones, con sus peculiares
propiedades y sus exóticas reacciones, es tan real como el de los átomos.
Recordemos que la existencia de átomos y moléculas se basó muchos años en una
evidencia experimental indirecta.
§. La
búsqueda de lo invisible
La década de 1960 fue testigo de la «carrera espacial» para situar a un hombre
en la Luna. Tras un gran gasto y el desarrollo de la nueva tecnología de los
cohetes gigantes y de los sistemas de viaje espaciales, los americanos
«ganaron» cuando Neil Armstrong puso el pie sobre nuestro mundo hermano en
1969. Las de 1970 y 1980 son testigos de una nueva, aunque menos divulgada,
carrera, cuyos premios son algo más que el prestigio nacional o el retorno con
un saco colmado de rocas lunares. En inmensos laboratorios de los Estados
Unidos y de Europa, los físicos persiguen a las últimas partículas de que está
constituido el Universo. Los premios no son sólo el descubrimiento de nuevas
partículas, sino que cada nuevo experimento encaja otra pieza en el complejo
rompecabezas de las partículas fundamentales y de las fuerzas; v, así, llegará
un día en el que el rompecabezas se habrá completado, permitiéndonos contemplar
la descripción completa de la constitución básica de nuestro Universo.
Los
laboratorios deben ser enormes, pues incluyen máquinas que aceleran partículas
a tremendas velocidades. El principio es simple. Si se sitúa una partícula
cargada en un campo eléctrico, es impulsada por la fuerza eléctrica. Los
electrones de un tubo de televisión se aceleran exactamente de la misma forma:
son arrastrados por la fuerza eléctrica a través del vacío del tubo hacia la
pantalla cargada positivamente; al golpear contra la pantalla de fósforo, su
energía de movimiento se transforma en destellos luminosos que dan lugar a la
imagen.
Sin
embargo, los físicos de partículas necesitan electrones de mucha mayor
velocidad. En Stanford, California, los electrones son acelerados continuamente
a lo largo de un tubo de vacío de tres kilómetros de longitud. El alargado
montículo que cubre esta sofisticada máquina se extiende sobre el campo como si
se tratara de un terraplén de la Edad del Hierro, pasando bajo las autopistas
cuando se cruza con ellas. En su extremo, estos electrones salen disparados
sobre una barrera de experimentos para colisionar con otras partículas y acabar
ofreciendo algunas respuestas a los interrogantes que se plantean los físicos
de partículas. Muchos aceleradores se construyen en forma de gran anillo, en el
que las rápidas partículas se desplazan en redondo mantenidas en el centro del
tubo de vacío por imanes situados a lo largo de aquél. El mayor acelerador
europeo, el del CERN, laboratorio próximo a Ginebra, es un anillo completado
recientemente de 7 kilómetros de circunferencia: acelera protones hasta el
99,9997% de la velocidad de la luz. El costo de estas instalaciones es un
reflejo de su tamaño y complejidad: el nuevo acelerador europeo, por ejemplo,
representa para las naciones participantes 1.100 millones de francos suizos
(250 millones de dólares a precios de 1971.
Resulta
irónico que los físicos necesiten máquinas tan enormes y tan caras para
estudiar los elementos más pequeños del Universo. Sin embargo, así es, y ya
hemos visto parte del porqué: la naturaleza de la onda de la materia. Para
«penetrar» y observar que partículas como los protones están constituidas por
quarks, se necesita sondarlos con partículas de alta velocidad de muy corta
longitud de onda.
Los
resultados más interesantes de los aceleradores son las nuevas partículas: en
1974, la primera partícula con quarks encantados; poco después, una partícula
con probablemente un nuevo quark («fondo» o «belleza»); mientras que en este
mismo período se ha hecho más evidente la existencia de un quinto miembro de la
familia de los leptones. Como vimos en el capítulo 3, es imposible producir una
nueva partícula de la nada, pero si se concentra energía suficiente en un
lugar, puede originarse un par partícula-antipartícula. Una forma idónea de
obtener esta concentración de energía es lograr que una partícula de alta
velocidad colisione con otra: los residuos de la colisión están generalmente
constituidos por una rica mezcla de partículas y antipartículas, y sólo en
ocasiones aparece un par desconocido previamente.
El
procedimiento más sencillo para provocar una colisión de este tipo es hacer que
un haz de protones, electrones o lo que fuere, de alta velocidad, incida sobre
un blanco fijo. El blanco, quizás un bloque de hierro o una cámara llena de
hidrógeno líquido, debe tener bastante espesor como para que exista una
probabilidad mayor de que las [partículas del haz colisionen con un núcleo del
blanco y produzcan un «suceso». Las trazas de* los residuos de la colisión de
estos sucesos informan a los físicos sobre el tipo de partículas (y
antipartículas) producidas. Como la mayoría de tales sucesos tienen lugar en
experimentos de «blanco fijo», los físicos pueden medir un número razonable de
los comparativamente infrecuentes sucesos que producen nuevas partículas. La
media de estos resultados suministra a los experimentadores valores bastante
precisos de algo tan importante como las masas y las vidas medias de las nuevas
partículas.
Sin
embargo, los experimentos de blanco fijo no utilizan por entero las inmensas
energías de las partículas incidentes. Imaginemos que éstas sean coches de
carrera que ruedan en una pista circular. Nuestros «núcleos» blanco son otros
coches estacionados sin freno en el arcén. Al comenzar el experimento, los
coches se han salido de la carretera y han colisionado con los estacionados,
originando un montón de residuos. No obstante, la mayor parte cicla energía de
los coches se emplearía en el choque con los estacionados, impulsándolos hacia
delante, de manera que este nuevo movimiento absorbería parte de la energía que
de otra forma se hubiera empleado en los residuos.
Existe un
modo bastante simple de resolver este problema. Construyamos una segunda pista
prácticamente del mismo tamaño que la primera, pero de forma ligeramente
diferente, de manera que ambas se intersecan en sólo dos lugares. Enviemos
ahora los coches por una de las pistas en el sentido de las agujas de un reloj,
y por la otra en sentido contrario. En los puntos de intersección existe la
posibilidad de que un coche de una de las pistas colisione frontalmente con uno
de la otra. Si ambos tienen la misma masa, pararán en seco, y toda la energía
del movimiento se transformará en residuos de la colisión. El precio a pagar
por estas colisiones de muy alta energía es que son comparativamente
infrecuentes: la probabilidad de que un coche choque en una intersección con
otro es mucho menor que la de que colisione con un coche estacionado en el
experimento de blanco fijo.
No
obstante, estas colisiones de alta energía son importantes cuando se buscan
nuevas partículas. Según la fórmula masa-energía de Einstein, cuanto mayor es
la energía presente en la colisión, más masivos son los tipos de partículas y
antipartículas que puedan originarse. Los experimentadores hallaron el nuevo
leptón con los anillos de almacenamiento de intersección de Stanford,
simplemente porque permitían producir colisiones de alta energía. Los
electrones y sus antipartículas, los positrones, procedentes del gran
acelerador, estaban «almacenados» en dos anillos en intersección, y se los
mantenía girando en direcciones opuestas. En las intersecciones, los electrones
y positrones de alta velocidad podrían colisionar, aniquilándose unos a otros
en un fogonazo de energía tan intenso que en los residuos se originarían
partículas y antipartículas, siete mil veces más pesadas que el electrón, en
forma de energía transformada espontáneamente en pares materia-antimateria.
En la
actualidad se construyen, en Stanford y en Alemania, anillos electrón-positrón
aún más potentes con el fin de intentar crear partículas todavía más masivas.
También se proyectan, en Europa y en Estados Unidos, anillos de colisiones
protón-protón y protón-antiprotón, pues los físicos de partículas compiten para
tratar de encontrar nuevas partículas aún más pesadas. Y no es sólo una
cuestión de «coleccionar» partículas como la gente colecciona sellos o monedas,
sino de que cada nuevo tipo de quark o leptón nos diga algo acerca de cómo está
constituido el Universo. Sin embargo, la prioridad fundamental es la búsqueda
de partículas pesadas que no sean quarks ni leptones, sino las partículas «W» y
«Z», manifestaciones de la propia fuerza nuclear débil.
§. La
energía virtual lo une todo
Para comprender cuál es en la actualidad la última meta de los
físicos de partículas, debemos sumergirnos nuevamente en las extrañas maneras
en que se comporta la Naturaleza a pequeña escala. Así pues, antes hemos
hablado de dos familias de partículas, los quarks y los leptones, y de las
cuatro fuerzas de la Naturaleza. Pero ¿qué son estas fuerzas? ¿Cómo pueden
interaccionar dos partículas separadas? Hace tiempo que los físicos recelan de
la idea de «acción a distancia», y prefieren pensar en términos de alguna
vinculación tangible entre ambas partículas.
Con el
fin de apreciar en qué puede consistir esta vinculación, debemos volver a la
familiar fuerza electromagnética. Si aproximamos dos electrones cargados
negativamente, sus cargas los repelen y los separan bajo la influencia de sus
campos eléctricos. Esta es la forma de ver la acción a distancia. Sin embargo,
la teoría cuántica muestra que existe un vínculo tangible entre ambos
electrones: un muy fugaz intercambio de fotones. Los fotones (capítulo
siguiente) son los paquetes de energía en los que la luz se traslada; en
efecto, son un tipo de partículas, pero no se comportan como el quark o el
leptón.
En cierto
sentido, no resulta sorprendente que los implicados sean los fotones, ya que
son partículas de radiación electromagnética, y la repulsión
electrón-electrón se debe a la fuerza electromagnética. No obstante, cuando
comenzamos a preguntarnos de dónde vienen y adonde van, la teoría da una
extraña respuesta: ¡no existen en realidad!
Las
raíces de esta extraña situación se encuentran en la naturaleza onda-partícula
de toda la materia. El físico alemán Werner Heisenberg estableció en 1927 que
la dualidad onda-corpúsculo tenía consecuencias tanto filosóficas como
científicas. Denominó a esto principio de incertidumbre. Existe
un límite natural de lo que podemos conocer acerca del Universo que parece
infranqueable.
En un microscopio electrónico, los electrones son reflejados por las capas
más externas de las átomos: el microscopio de misión de campo utiliza núcleos
de helio que se repelen eléctricamente para formar una imagen de los propios
átomos. La estructura interna de los átomos se puso de manifiesto
bombardeándolos con núcleos de helio de alta energía, observándose que algunos
retrocedían sin desviarse: haces de electrones de alta energía pueden mostrar
ahora los quarks que constituyen los protones y los neutrones del núcleo.
Para
entender este funcionamiento, retornemos al no demasiado serio ejemplo de un
campeón de golf que efectúa su chive a través de un portal,
hacia un campo distante. En ausencia del portal haría exactamente un hoyo, o,
dicho de otra forma, la pelota de golf no se desviaría a uno y otro lado de la
trayectoria recta que conduce al hoyo.
El gran acelerador de partículas del Fermi .National Accelerator Laboratory,
en Illinois, tiene 6.5 kilómetros de circunferencia. Los protones tremendamente
energéticos del anillo se utilizan para comprobar la estructura de quarks de
las partículas y para crear pares de nuevas partículas y antipartículas.
Sin
embargo (despreciando por el momento la luz), no habría forma de conocer la
posición de la pelota en su camino hacia el hoyo. Aquí reside la justificación
de nuestro portal: si la pelota alcanza el campo, debe haber pasado entre las
jambas y podemos conocer así su posición; pero también aquí existe un problema,
pues la naturaleza ondulatoria de las pelotas de golf implica que la de nuestro
ejemplo pueda resultar ligeramente desviada de su trayectoria recta. Al definir
su posición por medio de la puerta, no podemos tener ya seguridad acerca de la
dirección exacta en que se desplaza.
Por
supuesto, estos problemas no le preocupan al golfista práctico. El puede ver la
pelota en todo momento (aunque los fotones de luz que refleja hacen su
trayectoria mucho más incierta que la minúscula desviación fundamental debida
al principio de incertidumbre de Heisenberg). Ahora bien, si reemplazamos la
pelota de golf por un electrón, el portal por una rendija estrecha, y el campo
por una placa fotográfica, las consecuencias son obvias. Cuanto más intentemos
definir la posición del electrón a uno y otro lado estrechando la rendija, su
naturaleza ondulatoria hará tanto más incierta su dirección.
Todo esto
encaja con las fuerzas de la Naturaleza por una vía lógica aunque aparentemente
indirecta. El principio de incertidumbre nos muestra asimismo que no podemos
medir energías con precisión, a menos que podamos efectuar la medición a lo
largo de un determinado periodo. Para las energías cotidianas, el tiempo que
necesitamos es muy corto y no se plantean problemas. Sin embargo, cuando nos
enfrentamos con las energías mucho menores de las partículas fundamentales, los
tiempos necesarios son más largos. Pensemos al respecto de una forma más
práctica desde el punto de vista de las fuerzas: un paquete de energía puede
aparecer espontáneamente en el vacío, así como desaparecer de nuevo en un
tiempo breve, tan breve que el límite de la Naturaleza nos impide su medición.
En cierta manera, ésta es la versión de la Naturaleza del refrán «ojos que no
ven, corazón que no siente»; aun cuando la energía existe durante un tiempo
demasiado breve como para ser medida, ello no significa que vulnere la ley de
la conservación de la energía (sí significa, en cambio, que resulta imposible
crear energía de la nada).
Así pues,
cuando dos electrones se repelen aparentemente debido a la fuerza eléctrica, en
realidad intercambian fotones cuya existencia es demasiado fugaz comer para que
los podamos medir directamente.
Cilindros concéntricos de distintos tipos de detectores de partículas rodean
el punto de aniquilación electrón-positrón en el Stanford Linear Accelerator
Center (SLAC), mostrado por el físico Carl Friedberg. Un ordenador analiza las
respuestas del detector y pone de manifiesto las tipos de
pares partícula-antipartícula que se han creado a partir de cada explosión de
energía. (Cortesía del Lawrence Berkeley Laboratory.
Quizá no
sea ésta la mejor descripción de lo que se llama un «campo de fuerza», pero los
físicos pueden efectuar cálculos basados en este intercambio de fotones
«virtuales», y los resultados concuerdan extremadamente bien con diversas
clases de experimentos. Esta es la teoría de la electrodinámica
cuántica, una de las más exactas de la física actual; relaciona los
fenómenos de las fuerzas eléctricas y magnéticas con otras propiedades de las
partículas fundamentales, como el spin, y da cuenta de los aspectos ondulatorio
y corpuscular de la luz y de otras radiaciones electromagnéticas.
Por
tanto, los físicos ven al fotón como una partícula que interpreta dos papeles.
Un simple
fotón es sólo radiación, como la luz, que se traslada de un lugar a otro; pero
los fotones virtuales, que existen durante un tiempo demasiado breve como para
ser medidos, son los portadores de la fuerza electromagnética. Naturalmente,
los físicos han deducido que las otras tres fuerzas también deben ser
transportadas por partículas virtuales. Estas no pueden
por
definición ser detectadas en su papel de portadoras de fuerza, pero al igual
que los fotones, deben existir en forma «real» trasladándose como un nuevo tipo
de radiación.
Según la
teoría de Steven Weinberg y Abdus Salam, que relaciona las fuerzas débil y
electromagnética, el fotón sólo es uno de una familia de cuatro. Difiere de sus
hermanos en que no posee masa, y ésta es la razón por la que las fuerzas
eléctricas y magnéticas operan sobre distancias muy largas. Las otras tres
partículas de la fuerza débil tina llamada «Z», y dos llamadas «W») son
pesadas, probablemente unas 70 veces más pesadas que el protón, y la teoría
muestra que esto las restringiría a los alcances mucho más cortos que sabemos
que tiene la fuerza débil.
Así pues,
los físicos compiten actualmente en la búsqueda de las partículas W y Z, que,
lógicamente, deberían encontrarse en los aceleradores de muy altas energías que
se proyectan ahora en Europa y en los Estados Unidos.
Demostración generada por ordenador de las partículas que brotan de una
aniquilación en el MAC, que confirma la existencia de partículas «encantadas».
En par quark encantado-antiquark se desintegra en dos pares quark
encantado-quark arriba (muones D) y el último se desintegra en dos conjuntos de
partículas designadas por 1 y 2. El neutrino (arriba izquierda) se infiere,
pues escapa sin afectar a ninguno de los detectores.
No serán
éstas nuevas partículas que añadir a la colección, sino que sus propiedades
darán cuenta a los físicos del grado de exactitud a que se ha llegado en la
unificación de las fuerzas electromagnética y débil, nuestra etapa actual en la
unificación de las fuerzas de la Naturaleza.
§. Cola
fuerte para los quarks
También en la fuerza fuerte median partículas hipotéticas, correcta pero
inelegantemente denominadas gluones. Los gluones agrupan a los quarks de tres
en tres para constituir los bariones, como el protón o el neutrón; y pueden
también mantener unidos pares quark-antiquark, como los mesones. No parece
probable que aparezcan gluones libres en los actuales experimentos de física de
partículas, pero los físicos han conseguido aprender mucho acerca de los quarks
y de sus gluones asociados a partir di* las propiedades de estos grupos de
quarks fuertemente ligados, las viejas «partículas fundamentales».
La fuerza
fuerte es realmente muy fuerte, al menos hasta el punto que se ha demostrado
que es imposible extraer un quark de un barión oponiéndose a ella. En 1977 hubo
una conmoción al creerse que los físicos habían detectado quarks «libres» en
pequeñas bolas metálicas (sobre la base de que tenían cargas eléctricas menores
que la del electrón), pero posteriores experimentos más sensibles no
confirmaron esos resultados. Hay en verdad razones teóricas para pensar que los
quarks no pueden existir aislados.
Dentro de
un protón —u otro barión, los quarks parecen vivir existencias claramente
independientes. Anteriormente hemos mencionado cómo electrones de alta
velocidad pueden señalar con precisión tres «centros de masa» dentro del
protón. La fuerza fuerte parece actuar como un trozo de goma: cuando dos quarks
están muy próximos se afectan muy poco entre sí; pero al intentar separarlos,
la fuerza se hace cada vez más intensa. (Las demás fuerzas de la Naturaleza
actúan al contrario: cuanto más próximas están las partículas, más intensas son
las fuerzas electromagnética, débil o gravitatoria.) Este infrecuente
comportamiento de la fuerza fuerte encaja realmente muy bien en la teoría que
establece que los quarks permanecen agrupados de tres en tres por intercambio
de «gluones virtuales». La teoría, llamada «cromodinámica cuántica», predice
una familia de ocho gluones diferentes implicados en la fuerza fuerte.
La
comprobación de la estructura de los bariones con electrones rápidos no muestra
únicamente los tres quarks, sino que revela también que los gluones constituyen
aproximadamente la mitad de la masa. Por tanto, la fuerza fuerte, además de
mantener unidos los quarks, contribuye realmente con algo de sí misma a la
partícula resultante. Un protón es tanto «cola» como quarks.
En otros
experimentos, los físicos de partículas han investigado el funcionamiento
interno de los protones haciéndolos colisionar. En la explosión de energía
liberada salen despedidos, en direcciones opuestas, «chorros» de nuevas
partículas y antipartículas; estudiando estos chorros, los físicos pueden decir
algo acerca del comportamiento de los quarks en el interior de los protones
originales. Una vez más, los resultados confirman satisfactoriamente las
predicciones de los teóricos relativas a las cargas eléctricas y a los spines
de los quarks.
Por
tanto, la teoría de los quarks está viva y bien viva. Desgraciadamente, la
teoría actual no precisa cuántas clases de quarks diferentes debiera haber. En
la teoría original se necesitaban tres -arriba, abajo y extraño, mientras que
el cuarto —encanto— se postuló pronto. Este fue realmente «descubierto» en
1974, en dos experimentos diferentes y casi simultáneos que valieron premios
Nobel a los directores de los equipos, Burton Richter y Samuel Ting. Sus
hallazgos, anunciados el 11 de noviembre, son afectuosamente recordados por los
físicos de partículas como la «Revolución de Noviembre», ya que constituyeron
no sólo un triunfo de la teoría de los quarks, sino que indirectamente
apuntalaron la teoría de la unificación de la fuerza electromagnética débil.
El
«descubrimiento» del quark encantado no quiere decir que se obtuviera en el
experimento un único quark aislado. La partícula se encontró realmente como
combinación de un quark encantado y un antiquark encantado como un tipo de
mesón. No se la pudo explicar como una combinación de los quarks conocidos, y
posteriormente se, ha probado que la interpretación inicial era correcta.
En 1977
se repitió la historia cuando el físico americano León Lederman descubrió un
nuevo mesón que no podía estar constituido por ninguno de los cuatro quarks
conocidos; tenía que tratarse de un nuevo par quark-antiquark tal que,
anteriormente, los teóricos habían denominado «fondo» o «belleza». La teoría
sugiere que el número de quarks debería ser par, y ahora la búsqueda se dirige
hacia el sexto tipo de «cima», o, más elegantemente, «verdad».
Así
llegamos a la última de las fuerzas de la Naturaleza, la extremadamente débil y
enigmática gravitación. Los físicos de partículas no pueden experimentar con la
gravitación en el laboratorio, pues carece de efecto mensurable sobre las
partículas. Sin embargo, teóricamente debería ser también el resultado de un
intercambio de partículas virtuales en el que estaría implicada una partícula
denominada «gravitón». La gravitación tiene algo de intruso entre las fuerzas
en dos aspectos: siempre atrae y nunca repele; y la intensidad de la fuerza
depende de la propiedad más fundamente] de un cuerpo, su masa.
Independientemente de que la partícula esté eléctricamente cargada, o de que
sea un quark o un leptón, la gravitación le afectará de la misma forma. Albert Einstein
consideró que la gravitación era una fuerza especial, y la entendió como una
distorsión del propio espacio; su teoría es aún la más útil para los
astrónomos, como veremos en capítulos posteriores. Sin embargo, la gravitación
también puede describirse como un intercambio de gravitones virtuales.
Lo que
hace al gravitón diferente de las otras «partículas de fuerzas» el protón, las
partículas W y Z y los gluones es su spin. Hemos mencionado
anteriormente que la Naturaleza tiene una unidad básica de spin. Las partículas
como los quarks y los leptones tienen, cada una, media unidad. Todas las
partículas de fuerzas, aparte del gravitón, poseen una unidad de spin, esto es,
en algún sentido tienen doble cantidad de giro alrededor de sus propios ejes.
Cuando los quarks o los leptones intercambian estas «partículas de fuerzas», la
teoría muestra que el spin de una unidad significa que «en tanto que»
partículas (quarks y leptones) se repelerán entre sí, como sabemos que sucede
en la práctica. Sin embargo, cada gravitón posee dos unidades
de spin; y tales partículas generarán siempre una fuerza atractiva con una
intensidad dependiente de la masa del cuerpo. La teoría de los físicos de
partículas puede explicar las insólitas propiedades de la fuerza gravitatoria
simplemente mediante el alto valor del spin de las partículas virtuales
(gravitones: que se intercambian.
Puede
llegar a creerse que otorgamos excesivo énfasis a algo tan trivial como el
spin, pero esta cantidad tiene una influencia sorprendentemente importante en
física fundamental. Las partículas con spin un medio (quarks y leptones) jamás
pueden existir en la proximidad de otras partículas semejantes de idénticas
propiedades. Por esta razón, los electrones que se hallan en órbita en torno al
núcleo de los átomos no se amontonan en la órbita más interna, sino que una vez
que ésta está cubierta (con dos electrones de spines opuestos), el siguiente
electrón debe situarse en una órbita más externa. Así se origina la compleja
estructura externa de los átomos, que da lugar a sus diferentes propiedades
químicas.
No
obstante, las partículas con «spin uno» o «spin dos» prefieren agruparse. Desde
este punto de vista, un haz de láser es una agrupación de fotones exactamente
idénticos y todos con la misma energía.
Así pues,
el mundo de los físicos está poblado por partículas de spin un medio, las de
las familias de los quarks y de los leptones, así como por otras de spin entero
que tienen sus propias leyes. El intercambio entre los quarks y los leptones de
rápidas e invisibles partículas «virtuales» origina las fuerzas de la
Naturaleza. Al menos una, el fotón, existe como partícula propiamente dicha; y
con aceleradores de partículas potentes, deberán comenzar a revelarse los
gluones y las partículas W y Z.
Capítulo
7
Un Universo de luz
Podemos
ver las estrellas porque son luminosas. Pero la luz es sólo la parte visible
del espectro electromagnético, que incluye entre otras a las ondas de radio y a
los rayos X. No obstante, también la ciencia puede «verlas».
Los resplandecientes velos de las auroras, boreal y austral se originan
en partículas cargadas eléctricamente procedentes del Sol, que chocan con la
atmósfera superior de la Tierra siguiendo el campo magnético terrestre.
Contenido:
§. Ondas
de color
§. Energía en paquetes
§. La información de la luz de las estrellas
§. Los láseres
§. Las ondas más largas
§. Relativamente próximas a la luz
§. Radiaciones exóticas
El cielo
nocturno es una bóveda oscura, cuajada de miles de diminutas joyas
centelleantes cuya luz proporciona al astrónomo infamación acerca de las
profundidades del espacio.
Desde
siempre ha fascinado al hombre la existencia de estas luces en el cielo, y no
es casualidad que la astronomía sea la más antigua de las ciencias. El
movimiento de algunas de las luces más brillantes los planetas, que significa
«viajeros» en griego—, seguido semana tras semana, condujo al conocimiento de
nuestro sistema solar; y la identificación de otras estrellas como distantes
soles ayudó a los hombres a comprender la inmensidad del Universo. Descifrar el
mensaje de la luz procedente de las estrellas es para los astrónomos actuales
de interés primordial, ya que, a excepción de las sondas espaciales enviadas a
los planetas, han sido la luz y otras radiaciones electromagnéticas que
recibimos en la fierra las únicas vías de acceso al conocimiento del Universo.
La
invención del telescopio sacó a la astronomía de su Edad de Piedra. Aunque no
puede asegurarse quién inventó realmente el primer telescopio de dos lentes, su
principio fue descubierto probablemente de forma independiente por varios
ópticos, a finales del siglo XVI, cuando se fabricaron las primeras lentes
suficientemente buenas como para obtener imágenes nítidas al ser dispuestas en
forma de telescopio. Sin embargo, no cabe duda de que el célebre científico
italiano Galileo fue el primer hombre que realizó frecuentes observaciones
astronómicas con el nuevo instrumento, obteniendo resultados espectaculares,
como el de los cráteres redondos de la Luna, las pequeñas lunas que se hallan
en órbita en torno a Júpiter y el descubrimiento de los planetas como globos en
vez de como puntos luminosos.
Sir Isaac Newton fue el primero en construir un telescopio de reflexión
utilizando un espejo curvo, en vez de una lente para recoger y enfocar la luz.
Este es su segundo modelo, de 1671: el espejo del extremo inferior refleja la
luz al ocular por medio de un pequeño espejo inclinado.
Aun
cuando el primer telescopio de Galileo tenía unos treinta aumentos,
probablemente no proporcionaba más detalles que unos prismáticos modernos con
lentes muy superiores, todo el mundo sabe que un telescopio aumenta el tamaño
aparente de los objetos distantes, pero no es esto lo que le interesa
fundamentalmente al astrónomo moderno; el problema real con que se tiene que
enfrentar es el del «parpadeo». Esta constante titilación de las estrellas se
debe exclusivamente a que la atmósfera de la fierra está en continuo
movimiento. La luz procedente del exterior sufre constantes desviaciones y
cambios, y, así, la imagen de una estrella vista con un telescopio de gran
aumento está continuamente moviéndose y oscilando. Cuando se observa un
planeta, la luz reflejada desde cada porción de su superficie varía, y la
imagen aparece continuamente distorsionada. Es algo parecido a mirar el fondo
de una piscina desde arriba cuando el agua está perturbada por la presencia de
los bañistas. Ocasionalmente, existen breves momentos en los que es posible
observar a través del aire en calma, y el observador entrenado tiene que
memorizar todos los detalles que le sean posibles en ese raro y mágico momento
de «buena visibilidad». Aun así, la visibilidad de una noche media sólo permitirá
la utilización de unos cuantos cientos de aumentos.
En
realidad, hoy día los astrónomos profesionales no suelen mirar por el
telescopio, ya que el ojo humano no es un buen instrumento de observación. Las
fotograbas presentan varias ventajas importantes, y un telescopio de un
observatorio profesional se utiliza en la actualidad casi exclusivamente como
cámara astronómica. Un telescopio así utilizado es idéntico, en cuanto a
disposición óptica, a la lente de (ocal larga o teleobjetivo de los fotógrafos,
con las únicas diferencias del tamaño y de que en los grandes telescopios
modernos se usa un espejo, en lugar de una lente, para concentrar la luz.
Las
placas fotográficas almacenan toda la luz que incide sobre ellas, y así, a
diferencia del ojo, registran objetos más débiles mediante exposiciones de
larga duración, constituyendo un registro permanente que los astrónomos pueden
estudiar en cualquier instante. Uno de los inconvenientes más serios del ojo es
la distorsión subjetiva que se produce de modo insensible cuando forzamos el
límite de visibilidad; los «canales» de Marte son quizás uno de los primeros
ejemplos del ojo engañando al cerebro.
Si el
aumento no es particularmente importante, ¿por qué construyen los astrónomos
enormes telescopios como el de 5 metros de diámetro de Monte Palomar, o el
soviético de 6 metros del Observatorio de Astrofísica Zelenchukskaya? La
respuesta, simplemente, dice que un telescopio grande concentra más luz que uno
pequeño. La mayor parte de los objetos de especial interés en astronomía
moderna, que aparecen muy débiles dada la gran distancia a que se encuentran,
deben estudiarse usando grandes telescopios que recojan mucha más luz.
El telescopio refractor de 71 centímetros del Real Observatorio de Greenwich
es el más grande de Gran Bretaña y el séptimo del mundo. Los refractores han de
limitarse a lentes menores de aproximadamente 1 metro, pues otras mayores se
combarían bajo su propio peso.
Una
fotografía tomada con un gran telescopio muestra realmente menos detalles de
los objetos brillantes que los que puede ver el ojo con el mismo telescopio,
debido a que durante los minutos de exposición los momentos de buena
visibilidad quedan cubiertos por la normal oscilación de las imágenes que
emborrona los detalles más finos. Las perspectivas futuras tienden a mejorar
esta situación; ya se ha probado un espejo pequeño y flexible, cuya distorsión
contrarresta la de la atmósfera y ofrece imágenes más nítidas. Más curiosa
incluso es la técnica denominada de «interferometría de espectro», en la que se
fotografía con exposición muy corta, gracias a un intensificado electrónico, la
distorsión atmosférica real de una estrella. Al procesar una serie de estas
fotografías en un ordenador, se eliminan las distorsiones. De esta forma se
pueden «resolver» estrellas dobles muy próximas y conseguir que algunas
estrellas gigantes más cercanas no aparezcan como puntos de luz, sino como
discos.
Sin
embargo, el mayor avance llegará con el telescopio espacial que se pondrá en
órbita en la década de 1980. Al estar por encima de la atmósfera, será capaz de
fotografiar detalles diez veces más pequeños que los observables con
telescopios terrestres, y, asimismo, permitirá estudiar objetos más débiles,
libres del contenido del fondo de luz de la atmósfera, que enturbia las
fotografías astronómicas terrestres durante las largas exposiciones.
§. Ondas
de color
El filósofo francés positivista Augusto Comte declaró, en 1835, que existen
ciertos hechos que la ciencia es incapaz de esclarecer, y eligió como ejemplo
de ello la constitución de las estrellas. Desde luego, no es evidente que
incluso con grandes telescopios y sensibles detectores podamos aprender mucho
acerca de la composición de las estrellas. Sin embargo, el ejemplo de Comte no
es aceptable en la actualidad, ya que desde entonces los científicos han
ahondado más profundamente en los milagros de la propia luz. Comte ignoraba que
la luz de una estrella nos dice no sólo donde está, sino también su
composición, su temperatura, la intensidad de su gravitación, el rápido
movimiento de gases en su superficie y a qué velocidad se acerca o se aleja de
nosotros. Para comprender esto debemos examinar la naturaleza de este sutil
«mensajero celeste» citando el título del trabajo más célebre de Galileo).
La luz se
desplaza como onda en movimiento. El científico inglés Thomas Young, alias «El
Fenómeno», entre cuyas habilidades se incluían las de ser funambulista y el
primer traductor de algunos símbolos jeroglíficos de la Piedra de Rosetta,
demostró en 1801 que los rayos luminosos pueden a veces cancelarse entre sí,
generando oscuridad. La única forma de explicar este problema era suponer a la
luz como una especie de onda viajera, de forma que a veces las «crestas» de un
rayo de luz pueden coincidir con los «valles» de otro. El efecto resultante es
una cancelación del movimiento de la onda, tal como ocurre con las olas del
océano, que, al aproximarse desde distintas direcciones a un promontorio,
pueden dejar pequeñas zonas de agua no perturbadas en el lugar donde coinciden.
La teoría
ondulatoria fue confirmada por el físico escocés James Clerk Maxwell, quien
demostró que la naturaleza «ondulatoria» de la luz se debía simplemente a la
variación de campos eléctricos y magnéticos. Al englobar todas las
observaciones de los fenómenos eléctricos y magnéticos en una única teoría
electromagnética, verificó que las ecuaciones predecían un tipo de radiación
consistente en campos eléctricos y magnéticos en movimiento. La velocidad que
calculó para está radiación era exactamente la misma que la velocidad de la luz
medida anteriormente. Cálculos posteriores no dejaron lugar a dudas: la luz es
radiación electromagnética. Por ejemplo, lodos sabemos que los rayos de luz se
«desvían», es decir se refractan, cuando pasan de una sustancia transparente a
otra, como del aire a una lente, o del vidrio al agua.
El haz de luz procedente de la rendija de la pantalla (línea negra del
centro) se descompone en los calores del arco iris, ya que sus longitudes de
onda se separan al reflejarse en los finos surcos de la red de difracción
(derecha).
A partir
de la teoría de Maxwell, este resultado se explica por entero: los electrones
del sólido interaccionan con e] campo eléctrico ondulatorio del rayo luminoso y
cambian de dirección.
Si la luz
es una onda, debe de poseer longitud de onda. La longitud de
onda de una ola del océano es la distancia entre una cresta y la siguiente;
para la luz, es la distancia entre una cresta del campo eléctrico y la
siguiente; aunque no resulte de sencilla visualización, es así. La radiación
que llamamos luz consta, en realidad, de diversas longitudes de onda; de hecho,
verificamos esto cotidianamente, ya que la sensación de color proviene de las
diferentes longitudes de onda. La luz roja es la de mayor longitud de onda que
nos es dado ver. Su distancia entre dos crestas sucesivas es de 700
millonésimas de milímetro (700 nanómetros). Las longitudes de onda ligeramente
más cortas, de aproximadamente 560 nanómetros, se perciben amarillas. Las del
orden de 500, verdes; mientras que las más cortas que podemos ver son azules y
violetas alrededor de 420 y 400 nanómetros respectivamente). Las de longitud de
onda intermedia se ven como colores intermedios, tales como naranja o verde
azul.
Esta
secuencia de colores —rojo-anaranjado-amarillo- verde-azul y violeta nos
resulta familiar: es el orden de los del arco iris. Las gotas de agua del aire
pueden separar los colores de la luz «blanca» (mezcla de todas las longitudes
de onda visibles) y desplegarlos cual un espectacular arco en el cielo. En
cualquier caso, cuando la luz se refracta al propagarse por sustancias
transparentes distintas, las longitudes de onda son desviadas bajo ángulos
ligeramente diferentes y se despliegan como un abanico de colores.
De esta
forma, podemos estudiar la luz procedente de cualquier objeto —sea la de una
lámpara o la de una estrella-— haciendo que pase a través de un bloque
transparente apropiado. El más simple es un prisma triangular de vidrio, y a la
distribución de colores que se obtiene en el lado opuesto se le denomina espectro de
la fuente luminosa.
Por técnicas de espectroscopía se puede intensificar enormemente la ligera
desviación de un haz luminoso que pasa a través de irregularidades en el aire.
Con el empleo de filtros adecuados las irregularidades aparecen coloreadas,
como en esta perturbación originada por una bala que pasa sobre la llama de una
bujía.
Aun
cuando un prisma es el dispositivo más sencillo para obtener un espectro, parte
de la luz es absorbida por el vidrio. Puesto que los astrónomos trabajan
normalmente con objetos débiles, prefieren despilfarrar menos luz
descomponiéndola con una red de difracción. Sobre la superficie de una red se
han grabado trazos paralelos extremadamente finos, del orden de 500 por
milímetro, que actúan como diminutos reflectores. Los rayos de luz reflejados
se cancelan unos con otros crestas con valles en todas direcciones, excepto en
una que depende de la longitud de onda, por lo que a la salida de la red
aparece la luz blanca descompuesta en su espectro de colores, incidentalmente,
algunas piezas de «joyería», o colgantes decorativos, se fabrican actualmente
con su superficie similar a la de una red; así, aun cuando aparentemente
parezcan una superficie plana metálica, al moverse reflejan los distintos
colores.)
Prestemos
ahora atención al espectro de una estrella típica, el Sol. Para comprender su
mensaje, hemos de admitir el hecho de que nuestro ojo es sensible en mayor
grado a la luz amarilla, y que esta sensibilidad disminuye para las longitudes
de onda más largas, las rojas, así corno para las más cortas, las azules. Aun
así, mediciones precisas muestran que el espectro del Sol es más brillante
alrededor de-la región del amarillo-verde, en los aproximadamente
520 nanómetros. No obstante, no todas las estrellas siguen este modelo. Así, la
estrella roja Betelgeuse, en la constelación de Orion, es más brillante para
las longitudes de onda situadas más allá del extremo rojo del espectro, o sea
la zona de longitudes de onda muy largas denominada infrarrojo. Su luz visible
se concentra hacia el extremo rojo y, por tanto, éste es el color en el que
parece brillar. La otra estrella brillante de Orion, Rigel, tiene su pico
espectral en las longitudes de onda muy cortas, o sea en la región ultravioleta
-radiación invisible más allá del violeta en el espectro, y por ello su luz
visible es predominantemente azul-violeta, un color poco sensible para nuestros
ojos. Aunque todas las estrellas emiten en todas las longitudes de onda de la
luz visible, la apariencia coloreada, —rojiza para Betelgeuse y azul para Rigel
depende de cómo esté distribuida la energía radiante en el espectro.
Podemos
entender fácilmente los colores de las estrellas como una consecuencia de su
temperatura, según vimos en el capítulo 2; de la misma forma en que, debido a
su temperatura, un atizador en el fuego se ve rojo, la forja del herrero
aparece amarilla, y el bulbo de una lámpara, amarillo-blanquecino. Aun cuando
creamos que tanto los bulbos de las lámparas como el Sol tienen un brillo
blanco-amarillento, los primeros se hallan a mucha menor temperatura y, en
consecuencia, tienden a ser más anaranjados. Si se comparan los colores de una
lámpara y del Sol, bien directamente, bien mirando una fotografía en color bajo
luz artificial, la diferencia es sorprendente.
Los
físicos han estudiado con suma atención objetos cuya emisión proviene
simplemente del hecho de hallarse calientes; los designan con el perverso
nombre de «cuerpos negros». En rigor de verdad, el cuerpo negro de los físicos
es ideal. Es un cuerpo que absorbe toda la radiación que incide sobre él sin
reflejar ninguna. Una chimenea ennegrecida de hollín es lo más parecido a un
cuerpo negro, pero incluso ella no absorbe perfectamente la luz.
Pueden registrarse simultáneamente los espectros de muchas estrellas
colocando un delgado prisma sobre el objetivo de un telescopio. Todos estos
espectros tienen finas líneas oscuras de absorción, pero un examen cuidadoso
muestra ligeras diferencias debidas a las distintas temperaturas de las
estrellas.
Los
físicos piensan más bien en el interior de una gran caja con un diminuto
agujero: cualquier radiación que pase a través del agujero será probablemente
absorbida por las paredes interiores antes de reflejarse las veces suficientes
como para encontrar otra vez la salida por el agujero. Si la caja se calienta,
el interior se pondrá incandescente, y, entonces, la radiación emitida a través
del agujero puede depender sólo de su temperatura, y no de la radiación
incidente.
Al medir
la radiación luminosa emitida por dichas cajas negras, los físicos encuentran
que estas fuentes incandescentes de luz emiten todas las longitudes de onda de
la luz, pero radian más intensamente en algunas zonas del espectro, tal como
los astrónomos comprueban que sucede en las estrellas. La longitud de onda de
este «pico» de emisión es más corta para cuerpos cada vez más calientes.
Así pues,
estos estudios en el laboratorio relacionan la longitud de onda del máximo de
luz con las temperaturas medidas, y los astrónomos «toman» en la actualidad la
temperatura a las estrellas comparando su intensidad espectral para dos
longitudes de onda, generalmente la del amarillo-verde y la más corta del azul,
e interpretan los resultados en términos de la radiación del cuerpo negro de
los físicos.
§.
Energía en paquetes
A la vuelta del siglo, los astrónomos podían establecer por qué algunas
estrellas son rojas, otras amarillas y algunas azules, en función de sus
diferentes temperaturas. No obstante, los físicos teóricos estaban
desorientados acerca de los resultados obtenidos con los experimentos del
cuerpo negro. La aparentemente sencilla observación de que un cuerpo «caliente»
emite en el rojo, y otro más caliente en el amarillo, fue el inicio de una
revolución que hizo tambalear algunos de los fundamentos de la física
establecida. Esta nueva teoría cuántica fue tan importante
como la famosa teoría de la relatividad al establecer una perspectiva
científica moderna del Universo.
El primer
físico que investigó en la teoría de la emisión del cuerpo negro fue el
eminente científico Victoriano lord Rayleigh. Inspirándose en todos los axiomas
básicos de la física de su época llegó, mediante cálculos rigurosos, a una
conclusión que discordaba de modo casi total con los resultarlos experimentales
y con la experiencia cotidiana.
Rayleigh
utilizó sus cálculos para «probar» que un cuerpo, independientemente de que
esté frío o caliente, emite la mayor parte de su luz en la región de las
longitudes de onda muy cortas, mucho más cortas que las de la luz visible; lo
que, en apariencia, era completamente imposible, puesto que los espectros
mostraban un pico de intensidad en la zona de las longitudes de onda visibles.
Claramente, la teoría era errónea, a pesar de que Rayleigh había basado sus
cálculos en los firmes fundamentos de las leyes científicas establecidas.
El físico
alemán Max Planck se empeñó en resolver este problema, bautizado como «la
catástrofe ultravioleta», reduciéndolo al hecho sencillo de que, en «física
clásica», cada longitud de onda larga puede producirse por asociación de un
número infinito de longitudes de onda más corlas. Los estudiantes de música
saben que una nota baja en el piano da lugar a series completas de armónicos de
tono más alto (longitud de onda más corta); y el caso de la luz supondría algo
similar. Planck tuvo que encontrar el modo en que la Naturaleza limita el
número de longitudes de onda cortas que realmente produce un cuerpo negro, y
propuso una audaz sugerencia que no chocara de manera excesivamente violenta
con las bien establecidas leyes de la física. Supuso que allí donde se emite
una onda de luz, la energía calorífica tiene que exceder de un cierto umbral
particular, y que cada longitud de onda tiene distinto umbral, de forma que las
longitudes de onda más cortas necesitan una mayor energía para poder emitirse.
Así, la superficie del cuerpo negro emite con bastante facilidad longitudes de
onda largas, para lo que sólo serían necesarias bajas energías. Para otras
longitudes de onda ligeramente más cortas, la intensidad de la radiación
empezaría a aumentar según la ley de lord Rayleigh. Pero como vemos según el
nuevo principio de Planck, para longitudes de onda aún más cortas advertimos
que su emisión necesita una concentración de energía muy alta. El cuerpo negro
encuentra dificultades para emitir estas longitudes de onda cortas, y, por
tanto, la intensidad empieza a disminuir de nuevo para las longitudes de onda
cortas del extremo del espectro. Debe existir en alguna parte del espectro un
pico cuya longitud de onda dependa de la temperatura del cuerpo negro. La
teoría de Planck concordaba con los experimentos, y la física pareció salvada
sin tener que sacrificar ninguno de sus principios básicos.
Pero
incluso el mismo Planck no advirtió la magnitud de la revolución que había
generado al asociar una energía a la radiación de una cierta longitud de onda.
Pensó que era algo peculiar la forma en que un cuerpo caliente emite una onda
de luz. Fue Albert Einstein quien intuyó la comprobación de que ciertas
experiencias, en las que la luz arrancaba electrones de superficies metálicas,
ampliaban la teoría de Planck hasta convertirla en una auténtica revolución.
Einstein señaló que, debido a una cierta concentración umbral de energía en el
cuerpo negro, la longitud de onda que se emite transporta consigo una
determinada cantidad de energía.
Los láseres proporcionan el método mas preciso de medir la distancia a la
Luna. El estrecho haz de láser (azul) se refleja en los reflectores depositados
sobre la superficie lunar por naves espaciales tripuladas o no tripuladas—, y
la luz que retorna se detecta por medio del telescopio (a continuación del
láser) tras su viaje de ida y vuelta de unos 750.000 kilómetros.
Al
iluminar una superficie metálica, la onda luminosa suministra precisamente esta
energía; y, si las condiciones son favorables, puede arrancar un electrón. La
luz, entonces, no es únicamente una onda. La luz se desplaza en forma de
paquetes de energía individuales.
El espectro electromagnético completo, del cual la luz es apenas una pequeña
parte. Los tipos de radiación difieren fundamentalmente sólo en su longitud de
onda, que se muestra en la escala inferior (1 nm = una millonésima de
milímetro). Las definiciones se solapan ligeramente, y las ondas de radio
(derecha) se han dividido aquí en las bandas convencionales de radiodifusión.
En la figura intercalada, las líneas negras muestran cómo se distribuyen en el
espectro las radiaciones de un cuerpo caliente. Un cuerpo a
6.000 ℃ (como el Sol) emite fundamentalmente luz visible, mientras
que un objeto a 2.000 ℃ emite principalmente radiación infrarroja.
Se acuñó
el término quantum (del latín «¿cuánto?») para designar estos
paquetes de energía; y la revolución de Planck-Einstein surgió en forma de la
denominada teoría cuántica.
Un
paquete de energía que permanece compacto cuando se desplaza a través del
espacio es, en esencia, una nueva clase de partícula; y el
cuanto de luz se llamó fotón. La teoría cuántica es una forma
más completa de contemplar el mundo, ya que exige que la luz sea partícula y
onda. A veces la energía está concentrada en un punto, lo que sólo es
característico de una pequeña partícula; otras, la luz puede cancelarse con luz
dando franjas oscuras, efecto indudablemente ondulatorio. Pero esta perplejidad
sobre la dualidad «onda-partícula» se halla en verdad en nuestra propia mente:
esto sucede sólo cuando pretendemos pensar acerca de algo tan extraño como la
luz en términos cotidianos de lo tangible, proyectiles u olas. Los físicos
pueden escribir ecuaciones que describan cómo se comporta la luz cuando incide
sobre un metal susceptible de perder electrones, o sobre una red de difracción.
En el primer caso, la solución de las ecuaciones muestra que la luz se comporta
como si fuera una partícula; y en el segundo, como si fuese una onda. No existe
de esta forma ninguna contradicción a nivel de las ecuaciones básicas, pero es
imposible entenderlo en términos coloquiales.
§. La
información de la luz de las estrellas
Al mirar los detalles más finos del espectro del Sol, o de otras estrellas,
pueden observarse líneas oscuras muy estrechas en su despliegue de colores.
Corresponden ellas a longitudes de onda específicas, en las que la superficie
de la estrella no emite luz, contradiciendo la idea de Comte de que nada
podemos conocer acerca de la estructura de las estrellas. Por cierto, los
científicos llegaron a la conclusión de que, algunos años después de su muerte,
cada elemento químico emite un único conjunto de longitudes de onda, que
constituyen su huella digital espectral. Igualmente, los astrónomos han
descubierto que las longitudes de onda oscuras de los espectros de las
estrellas corresponden a longitudes de onda de luz emitidas por determinados
elementos, tales como el hidrógeno y el sodio cuando se estudian en el
laboratorio. El elemento helio fue el primero en detectarse a partir de un
conjunto de líneas no identificadas del espectro solar, cuarenta años antes de ser
aislado en la Tierra.
Cuando se
descubrió la estructura del átomo, a principios del siglo XX, pudo explicarse
fácilmente la huella digital que distinguía a cada elemento.
En holografía, el haz procedente de un láser (derecha) se divide en dos, uno
de ellos, reflejándose en el espejo, se incide en la placa fotográfica (próxima
a la izquierda); el otro ilumina el objeto que se pretende registrar, y la luz
reflejada por él incide también sobre la placa. Si se ilumina la placa
procesada (un holograma) con un haz de láser, se produce una imagen
tridimensional del objeto original.
Cada
elemento muestra una disposición de electrones diferente a su alrededor que
origina sus propiedades químicas únicas. Pero los electrones sólo pueden
moverse en determinadas órbitas, debido a las restricciones actuales de la
teoría cuántica. Si un electrón que se mueve en una órbita alejada del núcleo
quiere «descender» a un nivel de menor energía, o sea a una órbita menor, ha de
ejecutar un «salto». Los movimientos de los electrones de órbita en órbita dan
lugar a saltos, cada uno de los cuales conlleva una cantidad exacta de energía.
Si un electrón salta hacia el núcleo, la energía se emite como un fotón de luz
de esa misma energía, y en el espectro aparece como luz de la correspondiente
longitud de onda. De la misma forma, Cuando el átomo se ilumina con luz de
todas las longitudes de onda, un electrón en esta órbita más baja puede
absorber esta longitud de onda particular y emplear esta cantidad de energía
para saltar precisamente hasta la órbita «superior».
Un gas
caliente bien sea en el laboratorio, en una lámpara callejera o en forma de
nube en el espacio está constituido por átomos que colisionan de continuo a
altas velocidades. Estas colisiones llevan a sus electrones a órbitas
superiores; cuando éstos descienden, mediante un salto, emiten ondas de luz
cuyas «huellas digitales» constituyen el espectro de emisión consistente
sólo en líneas brillantes sobre un fondo oscuro. Sin embargo, la superficie de
una estrella es diferente. La radiación del cuerpo negro, procedente de su
superficie, atraviesa las capas más altas y más frías de su atmósfera, y allí
los electrones de los átomos seleccionan los fotones de luz que pueden
llevarles hasta órbitas mayores. Así pues, el espectro original del cuerpo
negro de la estrella, que contiene todos los colores, queda desprovisto de
algunas longitudes de onda específicas que aparecen como líneas oscuras
de absorción en el fondo continuo brillante del espectro.
Al
identificar las longitudes de onda de estas líneas oscuras, los astrónomos
pueden descubrir los distintos elementos que componen la estructura de las
capas más externas de la estrella. Además, los tipos de líneas nos informan
acerca de su temperatura. A altas temperaturas, los átomos colisionan con mayor
fuerza, alterando su distribución electrónica y, a veces, hasta expulsando
electrones fuera del átomo. En cualquier caso, las líneas espectrales emitidas
cambian, en intensidad o longitud de onda, y los astrónomos pueden medir la
temperatura, bien a partir de las líneas espectrales, bien a partir del color
total de la estrella, satisfaciendo sus expectativas cuando ambos métodos
concuerdan.
La forma
detallada en que las líneas oscuras de una estrella se intensifican hacia sus
longitudes de onda centrales, suministra a los astrónomos información acerca de
la gravitación superficial de la estrella, así como de la turbulencia existente
en las capas más externas. Pero cuando se mide con precisión la longitud de
onda central de una línea, la misma nunca coincide exactamente con la longitud
de onda que los físicos encuentran para igual línea en el laboratorio. Para una
estrella cualquiera, todas las líneas espectrales están desviadas muy
ligeramente, bien hacia las longitudes de onda más largas (rojas), bien hacia
las más cortas (azules). El corrimiento de longitud de onda es fácilmente
comprensible cuando se analiza la luz como una onda; el efecto fue investigado
por vez primera por el físico austríaco Christian Doppler, hacia 1840, como una
propiedad de las ondas sonoras.
A Doppler
le intrigaba el hecho de que un sonido pareciese más agudo al moverse su fuente
hacia nosotros, y más grave al alejarse. En nuestra vida cotidiana notamos el
descenso del tono de las sirenas de un coche de la policía, o de una
ambulancia, cuando pasan ante nosotros. Una vez que elaboró la teoría, Doppler
pasó a comprobarla. Para ello dispuso una orquesta de trompetistas tocando
notas diferentes en un vagón abierto de un tren que debía ser arrastrado, a
diferentes velocidades, por delante de un grupo de músicos que interpretasen
con el tono correcto. La teoría predecía una relación sencilla entre el tono
interpretado, el escuchado y la velocidad del tren; pues bien, este exótico
experimento demostró que su teoría era correcta. Cuando los trompetistas vienen
hacia nosotros, las ondas sonoras, al no poder desplazarse a velocidad mayor
que la normal del sonido en el aire, se «agrupan», y escuchamos el sonido como
una longitud de onda más corta (tono más alto); mientras que cuando se alejan,
dado que el sonido no puede viajar más lento, la nota «se alarga» hasta una
longitud de onda mayor (tono más bajo). Así sucede con la luz: si una estrella
se aleja de nosotros, las ondas de luz se alargan, y todas las líneas
espectrales se desplazan hacia el rojo; mientras que si la estrella se acerca,
hay un corrimiento hacia el azul. La extensión de la teoría original demostrada
por los trompetistas del tren permite, en la actualidad, que los astrónomos
midan la velocidad real con que una estrella se acerca o aleja de nosotros.
El radiotelescopio de 64 metros de diámetro de Parkes, en Nuevo Gales del
Sur, detecta débiles señales de radio procedentes del espacio. Las radioondas
se reflejan desde la gran parábola hasta la sensible antena del cajón superior.
Las ondas de radio, procedentes de cuerpos astronómicos, suministran a menudo
más información que la luz que emiten.
§. Los
láseres
Hay un efecto interesante de la naturaleza ondulatoria de la luz que ha
revolucionado el mundo en los últimos años: el láser. Un haz de láser es
bastante potente como para atravesar láminas de acero y ladrillos. Es
suficientemente estrecho como para incidir sobre los reflectores instalados por
los astronautas en la Luna, y tiene potencia capaz de lograr que la reflexión
sea visible después de 750.000 kilómetros entre ida y vuelta. Por otra parte,
la luz láser tiene la extraña propiedad de la «coherencia», que nos permite
registrar fotografías en tres dimensiones. Aun a pesar de sus connotaciones
espacio-temporales, la teoría subyacente fue elaborada hace sesenta años por el
genio mundial, Albert Einstein.
Einstein
estaba interesado por entonces en relacionar la fórmula de la radiación de
Planck con la nueva teoría de las órbitas electrónicas de los átomos; y
demostró que los electrones deben efectuar tres tipos de saltos. Los físicos
sabían ya que los electrones pueden absorber fotones de luz para saltar a
niveles más altos, y que podían emitir radiación espontáneamente al descender.
Einstein descubrió otro tipo de salto hacia abajo, que tiene lugar cuando llega
al átomo un fotón con la energía exacta de ese posible salto. El electrón que
se encuentra en la órbita de alta energía experimenta la «estimulación» del
fotón incidente, y de inmediato salta hacia abajo emitiendo un fotón
exactamente igual al que ocasionó la estimulación. Este fenómeno fue prácticamente
ignorado durante cuarenta años. Pero cuando Charles Townes, físico americano,
perfeccionó un dispositivo para producir ondas de radio intensas por un proceso
similar (el máser), los científicos se apresuraron a
perfeccionar la contrapartida óptica: una fuente de luz intensa. Adelantándose
ligeramente a todos, el científico americano T. H. Maiman elaboró con éxito el
primero de tales dispositivos en 1960, y desde entonces se han construido y
comercializado muchas versiones del mismo.
En
principio, la teoría es bastante simple. Primeramente, los electrones de los
átomos que constituyen el cuerpo del dispositivo (un cilindro de rubí
artificial en el caso de Maiman) deben llevarse a las órbitas de alta energía.
La energía necesaria se puede proporcionar iluminándolo con luces muy intensas
o con corrientes eléctricas adecuadas. Una vez que la mayor parte de los
electrones se hallen en estas órbitas, permanecerán allí un tiempo del orden de
una diezmillonésima de segundo antes de que algunos caigan otra vez
espontáneamente. Y, aquí, la aportación de Einstein se vuelve crucial, pues el
fotón emitido en el brinco del electrón, al desplazarse a través de los átomos,
estimulará a todos los electrones de alta energía a descender y a emitir fotones
similares. Esta acumulación de luz puede amplificarse fácilmente, situando dos
espejos en los extremos que obliguen a los fotones a moverse entre ellos a
través del cristal, estimulando así a emitir cada vez a más electrones. La
legión de fotones idénticos crece cada vez más; y se forma dentro del
dispositivo un flujo de luz de una longitud de onda muy precisa. Esta luz puede
liberarse, bien con un «obturador» electroóptico situado en un extremo, bien,
simplemente, haciendo que uno de los espejos tenga reflectividad menor que el
100%. El flujo de fotones que emerge es un haz luminoso estrecho, muy intenso,
y de una longitud de onda muy precisa.
El
primero de estos dispositivos (llamados «láseres», siglas de Light
Amplification by the Stimulated Emission of Radiation; proporcionaba un impulso
de luz antes que los electrones hubieran vuelto a adquirir energía. Los modelos
posteriores pueden producir un haz continuo de luz en vez de una serie de
impulsos. Otro avance conseguido es el láser que puede «sintonizar» la longitud
cié onda deseada, sin la limitación de los que la producen a partir de la
emisión natural de los saltos electrónicos de determinados átomos. La
tecnología sobre el láser continúa desarrollándose sin que se advierta su
límite.
La
intensidad de un haz de láser se debe, fundamentalmente, a que todas las ondas
luminosas emitidas por los distintos átomos se hallan «en una relación fija de
fase». El proceso de emisión estimulada garantiza que cada nuevo fotón coincida
con el original, y aquí tenemos un excelente ejemplo del modo en que los
físicos deben describir la luz en términos de onda-partícula para explicar los
hechos naturales. A medida que el proceso láser continúa, todos los fotones
terminan teniendo una relación fija de fase, al contrario que en una lámpara de
luz ordinaria, en la que los fotones producidos son todos independientes, de
forma que muchos de ellos cancelan sus crestas con los valles de otros fotones.
Ya que la
luz láser tiene esta propiedad de «coherencia», podemos emplearla para tomar
fotografías tridimensionales. En esta técnica, denominada holografía, se
divide un haz de luz de láser en dos y se hace que uno de ellos incida sobre el
objeto que se pretende fotografiar. Se coloca una placa fotográfica de forma
que quede iluminada por el segundo haz del láser, y que recoja asimismo la luz
reflejada procedente del objeto (sin ningún enfoque). Dado que el objeto ha
modificado de una forma muy complicada las crestas y los valles de la radiación
que se ha reflejado en él, encontramos en la placa fotográfica una intrincada
figura de manchas claras y oscuras donde las luces reflejada y directa se han
reforzado o cancelado entre sí.
Se quita
la placa, se la revela, y si a continuación se ilumina con un haz del láser,
aparece una imagen del objeto original en forma de un sólido tridimensional. Se
lo puede mirar desde distintas direcciones y apreciar aspectos diferentes, como
si fuera real. Los primeros hologramas se realizaron en un solo color, de forma
que todo aparecía en un solo tono —a menudo en verde pálido—, pero ahora pueden
lograrse hologramas de luz blanca que muestran colores muy parecidos a los
reales. Muchos museos han considerado seriamente la sustitución de obras
inapreciables por hologramas, que desde el punto de vista de la exhibición,
aparecerían idénticos al original.
Los
láseres tienen además importantes perspectivas comerciales y de investigación.
Si se limitan pulsos de láser a un tiempo muy breve una billonésima de segundo,
se pueden producir pulsos de enorme energía luminosa, mil billones de veces más
intensos que la luz del Sol. Pulsos tan cortos y energéticos podrían finalmente
ser la clave de la fusión de los núcleos de hidrógeno en helio, abriéndose así
el camino para el aprovechamiento del hidrógeno de los océanos con- el fin de
producir energía casi ilimitada.
A una
escala menor, los hospitales comienzan ahora a utilizar láseres, en particular
en cirugía ocular: un desprendimiento de retina, por ejemplo, se puede
«soldar» in situ iluminando el globo ocular con pulsos de
láser. También los astrónomos pueden medir el tiempo empleado por un pulso de
láser en retornar a la Tierra después de haberse reflejado en los reflectores
colocados en la Tuna, determinándose así, de forma precisa, la forma de la
órbita lunar. De este modo, los láseres han acabado con algunos de los
detractores de la teoría de la gravitación de Einstein tal como se verá en el
capítulo 9).
§. Las
ondas más largas
La luz está lejos de ser la única forma de radiación electromagnética. Hemos
mencionado ya, dentro de las longitudes de onda más largas, al infrarrojo; y,
en las longitudes de onda más cortas, al ultravioleta. La familia de las
radiaciones «invisibles» se completa con las extremadamente largas ondas de
radio y las longitudes de onda ultracortas denominadas rayos X y rayos gamma.
Podas estas radiaciones son, en esencia, lo mismo. Podas se comportan
simultáneamente como partículas y como ondas de campos magnéticos y eléctricos
oscilantes, con la energía de un fotón dependiendo inversamente de la longitud
de onda.
La razón
de que las cataloguemos bajo denominaciones diferentes se debe, en realidad, a
que las generamos y detectamos de distintas maneras. La radiación puede tener
cualquier longitud de onda (y energía asociada, pero las unidades de materia,
como los átomos, tienen tamaños y energías definidas; así pues, las distintas
longitudes de onda interaccionan con la materia de formas diferentes. Por
ejemplo, una onda luminosa es unas mil veces mayor que un átomo, pero tiene la
energía conveniente como para trasladar un electrón de una órbita a otra;
mientras que la longitud de onda de los rayos X es del tamaño del átomo, pero
su mayor energía implica que puede extraer los electrones. A causa de estas
formas de interacción diferentes, la historia de los descubrimientos de las
distintas radiaciones difiere ampliamente. Las radiaciones invisibles situadas
más allá de los extremos del espectro solar se descubrieron accidentalmente:
con termómetros en el caso del infrarrojo, y con sales fotográficas que se
oscurecían bajo la exposición en el del ultravioleta.
Una fotografía tomada con radiación infrarroja. Para el ojo, esta escena
seria completamente negra, pero la radiación infrarroja («calor») procedente de
las planchas puede detectarse con una película apropiada e «iluminar» el busto.
Los astrónomos observan normalmente objetos distantes por la radiación no
visible que emiten.
El físico
alemán Heinrich Hertz descubrió las ondas de radio después de que se publicase
la teoría de Maxwell, mientras que los rayos X y gamma fueron descubrimientos
accidentales que tuvieron lugar, respectivamente, durante la investigación
acerca de la conducción de los gases y acerca de la radiactividad.
Las más
largas son las ondas de radio. Cualquier radiación electromagnética con una
longitud de onda mayor que 1 milímetro es una onda de radio como las empleadas
en telecomunicaciones. Los circuitos eléctricos en un transmisor ele radio
obligan a los electrones a oscilar por un hilo transmisor o antena, y la
continua aceleración y desaceleración de estas cargas eléctricas en movimiento
produce un flujo continuo de ondas electromagnéticas desde la antena. La
longitud de onda transmitida depende de la frecuencia a que están obligados a
oscilar los electrones. Por poner otro ejemplo, un circuito eléctrico ordinario
es una señal alterna que hace oscilar los electrones 50 veces por segundo, una
frecuencia de 50 Hz. (el nombre completo de la unidad es «Hertz») en la jerga
física. Cualquier instrumento eléctrico radia ondas electromagnéticas con la
longitud de onda correspondiente de 6.000 kilómetros (hay una relación muy
sencilla: longitud de onda × frecuencia = velocidad de la luz;, que pueden ser
captadas por otros hilos próximos y que cualquier entusiasta de la hi-fi
reconoce como un zumbido en su amplificador. (La corriente alterna típica es de
50 Hz en el Reino Unido, pero en Norteamérica es de 60 Hz. La radiodifusión
ordinaria emplea frecuencias mucho más altas y longitudes de onda
correspondientemente más cortas: son valores típicos los 900 kHz (900.000 Hz),
los 330 metros en la banda de onda media; y los 90 MHz (90.000.000 Hz, 3,3
metros, en la banda de VHF. Las longitudes de onda más largas pueden desplazarse
por grandes distancias alrededor del mundo lo que puede comprobarse fácilmente
sintonizando la onda media por la noche—, ya que las ondas procedentes del
transmisor que se desplazan hacia arriba se reflejan en la capa de electrones
de la atmósfera superior de la Tierra.
Los objetos astronómicos pueden emitir la gama completa de radiaciones
electromagnéticas, pero sólo la luz y las ondas de radio más cortas penetran en
la atmósfera terrestre hasta el nivel del mar. Los astrónomos de infrarrojo
trabajan en altas montanas, o desde globos o aviones; para las demás longitudes
de onda se requiere un observatorio en órbita por encima de la atmósfera.
Esta
ionosfera, de aproximadamente 300 kilómetros de altura, actúa como un espejo
para las ondas de radio largas, que pueden reflejarse entre la ionosfera y la
superficie de la Tierra cubriendo distancias sorprendentes (la mejora de la
recepción por la noche tiene su origen en los cambios atmosféricos). Por el
contrario, las ondas de VHF, muy cortas, pueden ser captadas únicamente por
receptores más o menos alineados con el transmisor, ya que pasan, a través de
la ionosfera, al espacio. A esta razón se debe que las estaciones de radio
locales empleen más ondas VHF; cualquier programa VHF queda mucho más libre de
interferencias indeseables con las estaciones de radio distantes.
Dado que
la ionosfera es transparente para radiaciones más corlas que aproximadamente 30
metros, las ondas de radio de las fuentes naturales del espacio pueden penetrar
hasta la fierra. Los radioastrónomos estudian esta radiación, del mismo modo
que los astrónomos «ópticos» estudian la luz procedente del espacio, para
ayudarnos a comprender lo que ocurre en las profundidades del Universo.
Aquellos objetos celestes que son emisores naturales de radio son a menudo, en
verdad, muy débiles en cuanto a la luz que sale de ellos; así pues, la
radioastronomía ha descubierto, o llamado la atención, sobre potentes objetos
que los astrónomos ópticos habían pasado por alto: los púlsares y los quásares
son los mejor conocidos de ellos, lo que no significa que sean los únicos
ejemplos en el medio siglo de historia de la radioastronomía.
Esta
ciencia surgió accidentalmente cuando el ingeniero de comunicaciones Karl
Jansky, de los laboratorios de la Bell Telephone, investigaba radio «estática»
a principios de la década de 1930. Además del silbido de los truenos encontró
«ruido» de radio que provenía del cielo. A partir de entonces, la
radioastronomía avanza cada vez más. Se han construido radiotelescopios mayores
y se han utilizado receptores más sensibles y ordenadores que analizan los
resultados mucho más rápidamente que cualquier investigador humano. Un
radiotelescopio trabaja igual que cualquier otro equipo de radio: básicamente,
consta de una antena conectada a un receptor y a un amplificador. Pero la
sensibilidad es el caballo de batalla del radioastrónomo. La cantidad total de
energía recogida por todos los radiotelescopios del mundo durante la historia
entera de la radioastronomía es menor que la que emplearíamos en volver esta
página.
La
palabra «radiotelescopio» lleva a pensar en un gran tazón soportado y movido
por un armazón metálico inferior. Este tipo de radiotelescopio «de gran plato»
concentra las ondas de radio reflejándolas sobre la antena situada sobre su
centro, tal como un espejo de telescopio óptico concentra la luz. El receptor
propiamente dicho es especialmente sensible y costoso. Algunos están
refrigerados por aire líquido, para obtener mayor sensibilidad, mientras que
otros incorporan un máser (el equivalente en microondas al láser para
amplificar la diminuta señal de radio procedente del cielo. Los receptores se
diseñan de acuerdo con las peculiaridades de la fuente de radio cósmica en
estudio. Algunas fuentes emiten en una sola longitud de onda —como un
transmisor hecho por el hombre y se corresponden exactamente con las líneas
espectrales de luz visible. Los astrónomos estudian estas «líneas de radio» al
detalle para comprender cómo se mueve el gas invisible en nuestra Galaxia, así
como en otras. La mayor parte de las fuentes de radio, sin embargo, producen
todas las longitudes de onda de las ondas de radio, y no es demasiado
importante dónde «sintonice» el radioastrónomo.
El
radioastrónomo enfrenta asimismo problemas para percibir los detalles finos de
una fuente de radio. Cualquier telescopio está limitado en teoría por los
detalles que puede apreciar; y, naturalmente, un gran telescopio puede captar
detalles más finos que otro más pequeño. A los astrónomos ópticos esto no les
aféela en sumo grado, ya que su límite, determinado por las fluctuaciones de la
atmósfera, es mucho más vasto. Pero los radioastrónomos se enfrentan con un
hándicap real en el límite natural originado por la naturaleza ondulatoria de
la radiación. Sus longitudes de onda son aproximadamente un millón de veces más
largas que las de la luz, v los telescopios han de ser mucho mayores para
apreciar la misma dimensión de detalle.
El
astrónomo real británico sir Martin Ryle ha propuesto una ingeniosa solución:
conectar electrónicamente varios platos pequeños dispuestos según una línea
recta para aprovechar la rotación de la Tierra. Con la ayuda de un ordenador
para analizar los resultados, es posible lograr que la resolución de un
telescopio sea tan grande como larga es la disposición de las antenas. Su
telescopio «de cinco kilómetros», en Cambridge, construido paralelamente a la
línea de ferrocarril Oxford-Cambridge, puede «ver» los mismos detalles que un
telescopio óptico a pesar de la mucha mayor longitud de onda de las ondas de
radio.
Una
tentativa, más extraña incluso, consiste en registrar señales desde
radiotelescopios individuales situados en lugares opuestos del mundo, ambos
dirigidos simultáneamente hacia la misma fuente. Combinando los resultados
posteriormente, los radioastrónomos han vislumbrado algunos de los detalles que
suministraría un radiotelescopio tan grande como la Tierra: un detalle
equivalente al grosor de un cabello humano a 10 kilómetros de distancia.
§.
Relativamente próximas a la luz
Más cortas que las radioondas son las longitudes de onda del infrarrojo,
familiarmente conocidas como radiación «calorífica». Llenan el hueco entre las
radioondas y el extremo rojo del espectro luminoso: son la radiación procedente
de las puntas de los objetos templados y moderadamente calientes. Un calentador
eléctrico genera una gran cantidad de infrarrojo y escasas ondas luminosas o de
radio; esta radiación produce vibración en las moléculas de nuestra piel,
haciéndonos sentir calor. En un horno, o parrilla, la radiación es
suficientemente intensa como para romper las moléculas y, así, cocinar nuestras
comidas.
Esto
supone un evidente despilfarro de energía, ya que, como el calor debe penetrar
dentro, emplea tiempo para ello y, posiblemente, quema la superficie. Los
hornos de microondas funcionan de forma totalmente diferente y cocinan los
alimentos desde dentro. Estas ondas se sitúan entre las de radio y las
infrarrojas. Un haz de microondas muy potente puede generarse electrónicamente.
Se escoge la longitud de onda que iguala el valor natural a que vibran las
moléculas de agua, y como la comida está constituida en gran parte por agua,
estas moléculas absorben las microondas que pasan a su través y calientan la
comida adecuadamente. El resultado es que cocinan rápida y completamente, y el
plato, que no contiene moléculas de agua, permanece frío.
Los
astrónomos de infrarrojo recogen la radiación de estrellas relativamente frías
y de nubes de polvo templadas del espacio. Pero nuestra atmósfera bloquea la
mayoría de las longitudes de onda infrarrojas, que son absorbidas por las
moléculas de agua y de dióxido de carbono del aire; por consiguiente, los
astrónomos que estudian el infrarrojo deben trabajar en observatorios muy altos
o desde globos y aeroplanos que vuelen a gran altura. Su tarea es una de las
más duras de las de todos los astrónomos, ya que el aire que les rodea y el
telescopio mismo se hallan a temperatura idónea para emitir su pico de
radiación en las longitudes de onda a que ellos observan. ¡Es como si un
astrónomo óptico tuviera que entendérselas con un telescopio pintado por dentro
y por fuera con pintura fosforescente! Los avances electrónicos pueden resolver
en parte este problema.
La
astronomía óptica moderna se está convirtiendo en un paraíso de brujas
electrónico. Aun cuando la fotografía es todavía extremadamente importante, los
métodos electrónicos de detección de fotones individuales de luz facilitan la
medición exacta de la intensidad y proporcionan espectros realmente precisos.
Por regla general, los ordenadores se emplean para guiar telescopios o analizar
resultados, y como ayuda para medir las posiciones en las placas fotográficas.
El que los astrónomos hayan aumentado enormemente su conocimiento del Universo
en las dos últimas décadas se ha debido tanto al ordenador como a otros
factores.
Para
longitudes de onda más cortas que las de la luz, la atmósfera terrestre bloquea
todas las señales procedentes del espacio. Los astrónomos se refieren a dos
«ventanas» en la atmósfera, una de las cuales deja pasar la luz, y la otra, las
ondas de radio. Para el resto de longitudes de onda, el cielo es un velo opaco.
Por
debajo del extremo corto del espectro (violeta) se encuentran los rayos
ultravioletas. Los fotones individuales de estas radiaciones son
suficientemente energéticos como para disociar las moléculas, y las
desagradables quemaduras de Sol nos recuerdan que, sin el escudo ultravioleta
de nuestra atmósfera, no existiría vida sobre la Tierra. Los rayos
ultravioletas de) Sol son bloqueados por una capa de ozono moléculas de oxígeno
que contienen tres átomos en lugar de dos a una altitud de unos 50 kilómetros.
Recientemente, los ecologistas han señalado que el gas de los aerosoles o los
escapes de los aviones pueden romper las moléculas de ozono. Si esto es una
auténtica posibilidad, la vida sobre la superficie de la Tierra está amenazada
de muerte .por inundación de los rayos ultravioletas del Sol.
La
astronomía de ultravioleta debe realizarse desde satélites de control remoto
que se sitúen en órbita por encima de la capa de ozono y capten estrellas muy
calientes, cuyos picos de radiación se hallen en esta zona del espectro; un
análisis detallado del espectro ultravioleta de la estrella da cuenta de una
absorción por parte de las moléculas que existen en el espacio. La más
importante de éstas es la molécula de hidrógeno. La que se encuentra
normalmente en la Tierra está constituida por dos átomos de hidrógeno, pero aun
cuando los radioastrónomos descubrieron átomos de hidrógeno en el espacio, las
moléculas de hidrógeno eran inesperadas; los astrónomos piensan ahora que la
mitad del gas de nuestra Galaxia corresponde a esta forma.
§.
Radiaciones exóticas
Si bajamos un tanto, encontramos los aún más cortos rayos X, cuyas longitudes
de onda son prácticamente iguales al tamaño de un átomo. Los fotones son
incluso más energéticos, más disruptivos y más penetrantes. En medicina, los
penetrantes rayos X son de inapreciable valor para mostrar los desórdenes
internos en el cuerpo humano, y la última de las técnicas, la tomografía, barrido
con una fuente de rayos X, proporciona una visión tridimensional de los tumores
cerebrales. Sin embargo, existe un ligero riesgo de dañar el tejido del cuerpo
(las dosis de rayos X largas se emplean en realidad para destruir tumores
cancerosos), y los médicos vuelven ahora a emplear técnicas de ultrasonidos o
de sondeo magnético completamente inocuas.
Los rayos
X del espacio proceden generalmente de nubes de gas extremadamente calientes, a
temperaturas de miles de millones de grados. Los observatorios de satélites han
localizado las posiciones de unas trescientas fuentes de rayos X, y estos
objetos a alta temperatura (normalmente invisibles para los telescopios ópticos
ordinarios; nos dan cuenta de algunos olios que son de lo más extraño del
Universo, como los agujeros negros, con los que nos encontraremos en un
capítulo posterior.
Por
último, la radiación más corta de todas es la de los rayos gamma. No existe una
línea divisoria suficientemente precisa entre los rayos ultravioletas y los X.
o entre los rayos X y los gamma. En la Tierra, la distinción depende
generalmente de cómo los producimos, pero cuando se los recibe como señales
desde el espacio, la diferenciación entre las longitudes de onda es bastante
arbitraria.
La
astronomía de rayos gamma es aún una ciencia muy joven, y se conocen muy pocas
fuentes celestes. Los primeros satélites de rayos gamma fueron los de la serie
American Vela, en realidad un programa militar destinado a detectar explosiones
nucleares sobre la Tierra. En 1967 comenzaron a detectar de improviso impactos
de rayos gamma, que pronto resultó obvio que procedían del espacio y no de
nuestro planeta. Las primeras explicaciones se refirieron a choques de cometas
contra estrellas de neutrones ultra-compactas relativamente próximas, e incluso
a la explosión de estrellas en galaxias distantes; pero ahora parece probable
que se hallen en relación con fuentes celestes ordinarias de rayos X, como
veremos en el capítulo 9.
Los
astrónomos actuales recogen la radiación electromagnética del Universo desde
las ondas de radio hasta los rayos gamma, abarcando un intervalo de longitud de
onda de un trillón. Los complejos equipos de radio del radioastrónomo, los
gigantes telescopios terrestres de los astrónomos ópticos, así como los
satélites en órbita que los astrónomos deben emplear para estudiar las demás
longitudes de onda, nos dan una idea de lo que se progresa.
Podemos
recoger otras señales del espacio, no electromagnéticas, pero son muy escasas.
Partículas cargadas que se mueven muy' rápidamente —electrones, protones y
varios núcleos atómicos se rompen en la parte superior de nuestra atmósfera en
forma de «rayos cósmicos» después de un largo camino desde las estrellas en
explosión. Los esquivos neutrinos son otro tipo de partículas procedentes del
espacio, pero sólo se los puede atrapar con dificultad. Los astrónomos han
detectado sólo neutrinos procedentes de nuestra estrella más próxima, el Sol.
Más
emparentadas con las ondas electromagnéticas están las ondas gravitacionales,
diminutas fluctuaciones en la gravitación de objetos distantes que se originan
cuando éstos giran de modo frenético o se colapsan catastróficamente. El físico
americano Joseph Weber fue el primero en investigar las ondas gravitacionales
empleando dos grandes cilindros de aluminio suspendidos, que pesaban una
tonelada cada uno. Observó repentinas vibraciones de los cilindros causadas por
un «martillazo» exterior de alguna especie. Obviamente, los terremotos podían
ser una causa, por lo cual instaló los cilindros en lugares muy alejados entre
sí, próximos a Washington y a Chicago. El único «soplo» que pudiese afectar a
ambos cilindros simultáneamente debería ser el de un impacto de ondas
gravitacionales procedentes del espacio, y sus primeros resultados parecieron
mostrar muchas de estas vibraciones repentinas y simultáneas. Desgraciadamente,
otros investigadores no han tenido éxito en encontrar esta plétora de impactos
gravitacionales; pero Weber les ha animado a construir equipos más sensibles, y
posiblemente las ondas gravitacionales se descubran algún día. Una gigantesca
erupción en el Sol, nuestra estrella local, fotografiada en rayos X por los
astronautas del Skylab. El falso color muestra las variaciones de
temperatura, mientras que imágenes más
débiles en hilera, que se solapan, originan las manchas y trazas
brillantes a izquierda y derecha.
Capítulo
8
En el interior de las estrellas
Constantemente
nacen y mueren estrellas; sus vidas dependen de su tamaño. Si nuestro Sol es
una estrella «ordinaria», ¿cómo son las extraordinarias? ¿Y cuál es el futuro
de nuestro Sol?
Una gigantesca erupción en el Sol, nuestra estrella local, fotografiada en
rayos X por los astronautas del Skylab. El falso color muestra las variaciones
de temperatura, mientras que imágenes más débiles en hilera, que se solapan,
originan las manchas y trazas brillantes a izquierda y derecha.
Contenido:
§. Los
constructores de estrellas
§. El nacimiento de una estrella
§. Las centrales generadoras de las estrellas
§. Las estrellas de la secuencia principal
§. El Sol
§. Clima magnético
§. El «clima» del Sol nos afecta
§. Los neutrinos perdidos
§. Enanas blancas
§. La muerte de un peso pesado
§. Los púlsares
A dos mil
metros bajo tierra, en un lugar próximo a la ciudad de Lead, en Dakota del Sur,
un astrónomo observa el corazón del Sol con un tanque de 400.000 litros de
líquido quitamanchas. Raymond Davis procura capturar algunos de los
fantasmagóricos neutrinos que salen a raudales del infernal núcleo del Sol
cuando los núcleos de hidrógeno se fusionan en helio.
El flujo
(cantidad de energía transferida; de neutrinos solares es inmenso. Transportan
un quincuagésimo de la energía al abandonar el Sol, del cual son emitidos a
razón de ciemos de billones por segundo. Son extraordinariamente esquivos, por
ser prácticamente imparables. No tienen carga eléctrica y pasan a través de los
electrones y de los núcleos de los átomos sin que éstos les afecten. Su
velocidad es aproximadamente igual a la de la luz, por lo que sólo son
ligerísimamente desviados por la gravedad. Son inmunes a la fuerza nuclear
fuerte, y únicamente dan cuenta de su presencia por medio de la llamada
interacción débil; un neutrino típico se desplazaría una distancia de años luz
a través de un blindaje de plomo antes de detenerse.
El tanque
de Davis está lleno de tetracloroetileno, un líquido rico en átomos de cloro de
los que uno de cada cuatro pertenece a la variedad pesada cloro-37.
Ocasionalmente, un neutrino que pasa es detenido por un núcleo de cloro-37; el
impacto escinde uno de los neutrones del núcleo en un protón y un electrón que
escapa. El cloro-37 se transmuta entonces en un átomo del gas inerte argón-37.
Un enorme tanque, a dos kilómetros de profundidad, en una mina de oro en
Dakota del Sur, detecta algunos de los neutrinos que surgen del corazón del
Sol. Estas esquivas partículas reaccionan con los átomos de cloro del líquido
quitamanchas que llena el tanque de 400.000 litros.
Cada
pocos meses se limpia el inmenso tanque con un chorro de gas helio, y en este
gas se rastrean los posibles indicios de argón. El insólito lugar elegido para
la instalación del tanque, bajo la mina de oro de Homestake, se debe a la
necesidad de proteger a los núcleos de cloro de otras radiaciones y partículas.
El científico alemán del siglo XIX Hermann van Helmholtz estudió temas tan
diversos como el ojo humano, las ondas sonoras y la energía. Calculó que la
energía gravitatoria del Sol únicamente podría mantenerlo brillando durante 30
millones de años.
Los 2.000
metros de techo de roca aíslan el tanque de la lluvia continua de rayos
cósmicos núcleos y electrones muy rápidos procedentes de las profundidades del
espacio—, mientras que son prácticamente transparentes para los insustanciales
neutrinos.
Los ordenadores ayudan a los astrónomos modernos a calcular el modo en que
varían las estrellas con la edad. Los resultados se representan en un gráfico:
este ejemplo pone de manifiesto (para un ojo entrenado) cómo se altera un
sistema doble de estrellas cuando una de ellas se expande al envejecer.
Esta
experiencia, que puede parecer esotérica a primera vista y que se efectúa desde
hace diez años, constituye una comprobación vital de las teorías acerca de los
ciclos de vida de las estrellas. En los últimos cuarenta años, los astrofísicos
han afinado de forma notable sus teorías sobre la evolución estelar, y ya
resulta posible dar cuenta casi con exactitud de la temperatura y de las
combinaciones de elementos en el centro de diversos tipos de estrellas,
calcular cuánto tiempo permanecen en cada etapa de su evolución y predecir
cuándo morirá finalmente la estrella. De estos resultados teóricos existen
pocas comprobaciones directas. La gama completa de radiaciones
electromagnéticas que recibimos de una estrella, desde los rayos X hasta las
ondas de radio pasando por la luz, proviene de sus capas superficiales y de su
atmósfera. Los neutrinos, por su parte, son emitidos directamente hacia el
espacio desde las propias reacciones nucleares del centro. Los modelos teóricos
de estrellas predicen cuántos neutrinos deberían producirse, y el dispositivo
de Davis comprueba estos cálculos cuando se aplican a nuestra estrella local,
el Sol.
§. Los
constructores de estrellas
En principio, puede resultar misterioso el que los astrónomos pretendan conocer
algo acerca del interior de estrellas remotas; después de todo, se las ve como
meros puntos de luz incluso en los mayores telescopios fa menos que se utilicen
técnicas especiales. Sin embargo, como vimos en el capítulo 7, el
espectroscopio revela los elementos que Componen las capas más externas de las
estrellas, y su espectro, o bien su color, nos dan a conocer su temperatura
superficial. Puede calcularse la luminosidad total si se conoce la distancia a
que está la estrella, y la masa sólo si es uno de los pares ligados
gravitacionalmente (véase capítulo 2).
Con la
ayuda de un gran ordenador, un astrofísico moderno puede construir un enorme
rango de estrellas «patrón» teóricas. Para ello simula una cantidad de gas de
masa determinada y una específica mezcla de elementos, que se mantienen unidos
por la atracción gravitatoria, e investiga los cambios en la temperatura, en la
presión y en la composición de la estrella cuando se producen reacciones
nucleares u otros procesos. Una formidable labor, ciertamente; pero, en
principio, no consiste más que en aplicar las conocidas leyes de la física, de
la misma forma que cuando se calcula la trayectoria de una pelota lanzada al
aire.
El
Universo debe ser, no obstante, la última piedra de toque. Un modelo teórico de
estrella puede no corresponder exactamente al deseado para la estrella real,
bien porque nuestras leyes físicas de laboratorio no tengan validez para el
tremendo calor del corazón de la estrella, bien, simplemente, porque algunos de
los cálculos se hayan simplificado en exceso con el fin de obtener más
sencillez y velocidad de cálculo, en detrimento de una respuesta exacta. La
primera de estas posibilidades condujo a una gran crisis cuando los físicos
calcularon, a mediados del siglo XIX, la energía de salida del Sol antes de
conocerse la energía encerrada en los núcleos atómicos. El gran científico
alemán Hermann von Helmholtz supuso que la gravitación era la única fuerza entonces
conocida capaz de mantener caliente al Sol durante largo tiempo. Al contraerse
por su propia atracción gravitatoria, una nube de gas se calienta; pero un
simple cálculo mostró que la energía producida únicamente hubiera permitido
brillar al Sol, a su ritmo actual, durante 30 millones de años. Los geólogos
indicaron que este resultado era imposible. La Tierra y, algo más importante,
los fósiles indicadores de la vida en la Tierra, eran bastante más antiguos.
Hasta la década de 1930 no se resolvió finalmente el problema, cuando otro
alemán, Hans Bethe, dedujo las reacciones nucleares que pueden ocurrir en el
ardiente núcleo del Sol, reacciones no contempladas por las leyes físicas
conocidas en tiempos de Helmholtz. Los avances en la física de laboratorio han
permitido que los astrónomos expliquen la luminosidad de las estrellas; y los
astrofísicos modernos pueden pagar la deuda al tratar al Universo como un
inmenso laboratorio, en el que el hombre puede apreciar los resultados de los
experimentos propios de la Naturaleza a una escala imposible de alcanzar en la
Tierra.
Los
resultados sobre los «experimentos» de la Naturaleza en la construcción de
estrellas pueden resumirse convenientemente en las relaciones masa-luminosidad
y temperatura-luminosidad Hertzsprung-Russell), que tratamos en el capítulo 2.
Ambas son la Piedra Rosetta de los «constructores de estrellas» humanos. El
«modelo» teórico debe acatar estas relaciones, y también ha llegado a ser
evidente por qué la mayor parte de las estrellas se encuentran en la «secuencia
principal», mientras que otras son gigantes rojas o enanas blancas. De hecho,
los cálculos concuerdan con las relaciones demostradas para estrellas reales, y
los astrónomos confían en que, si pudieran realmente penetrar dentro de una
estrella, sus condiciones interiores coincidirían con los modelos teóricos.
Quizá
sorprenda aún más, asimismo, la adecuada comprensión de los cambios
experimentados por una estrella durante su vida. Habida cuenta de que el rango
de vida media de las estrellas puede oscilar entre un millón y 100.000 millones
de años, tales cambios tienen lugar muy lentamente.
La gran Nebulosa de Orion, fotografiada por el telescopio de 5 metros de los
Observatorios Hale, es una nube de gas iluminada por jóvenes estrenas que se
han formado recientemente en ella. (Copyright del instituto de Tecnología de
California y la Institución Carnegie de Washington. Reproducido con permiso de
los Observatorios Hale.)
De vez en
cuando, los astrónomos han visto «encenderse» una estrella y empezar a brillar;
o bien han contemplado la muerte súbita de otra, advertible por la explosión de
una lejana supernova; pero, en general, las estrellas parecen invariables.
Nuestra situación es semejante a la de un extraterrestre que paseara una hora
por una de las bulliciosas calles de la Tierra; aun cuando no apreciase el modo
en que transcurre la edad de las personas, podría comparar a los individuos,
deducir qué caracteriza a la edad y, en consecuencia, determinaría cómo
evolucionan los humanos desde la infancia hasta la vejez.
Similarmente,
las teorías de la estructura estelar indican los cambios que podríamos esperar
en una estrella cuando sus reacciones nucleares centrales convierten un
elemento en otro; e, igualmente, permiten adivinar las edades y las historias
de la multitud de estrellas que nos rodean, incluyendo el pasado y el futuro de
nuestro propio Sol.
Sin
embargo, antes de describir las etapas fundamentales de la vida de una
estrella, mucho mejor conocidas, es ocasión de retornar a su nacimiento,
proceso hasta hace muy poco sumido en la oscuridad.
§. El
nacimiento de una estrella
La «infancia» de las estrellas ha permanecido oculta a los ojos de los
astrónomos, sumida en las profundidades de grandes nubes de gas y oscuro polvo.
Las nubes de gas, como la famosa Nebulosa de Orion, ocupan la mayor parte del
plano de nuestra Galaxia en rotación. Una nube interestelar es generalmente
bastante estable, ya que la presión del gas que la intenta expandir dentro del
gas más tenue que la rodea resulta equilibrada por la fuerza de su propia
gravitación. Pero el equilibrio se quiebra si la nube se comprime
repentinamente, quizás al estrellarse contra una de las nubes de gas de los
brazos espirales cuando flota alrededor del centro de la Galaxia, o, tal vez,
al ser alcanzada por los restos en expansión de la explosión de una supernova
cercana. En cualquier caso, la nube queda aplanada cual una torta cósmica, y la
gravitación se encarga de atraer al gas al interior de los trozos contraídos.
Cuando estos últimos se contraen, giran más rápidamente, obedeciendo la ley de
conservación del momento angular que vimos en el capítulo 3 (al igual que un
patinador sobre hielo gira más rápidamente cuando encoge sus brazos), hasta que
finalmente las partes se escinden y acaban formando condensaciones
independientes. Así pues, se establece un cúmulo completo de «protoestrellas»
contraídas, oculto dentro de los restos de la nube original.
En los
últimos años, los astrónomos escudriñan ya a través de las «cortinas de los
criaderos de estrellas». Los rayos infrarrojos y las ondas de radio pueden
penetrar las nubes de polvo, y los astrónomos captan ahora estas radiaciones y
«ven» las protoestrellas y sus alrededores. Las protoestrellas contraídas se
calientan a medida que su energía gravitatoria se convierte en calor, tal como
Helmholtz calculó para la «contracción solar» el siglo pasado; y cuando la
«superficie» en realidad, un capullo de polvo más espeso en torno a la estrella
alcanza una temperatura de unos cuantos cientos de grados, empiezan a brillar
débilmente. Tal como en un calentador eléctrico a temperatura similar, la mayor
parte de la energía se emite como radiación infrarroja (calor. Los astrónomos
han encontrado decenas de capullos de estrellas infrarrojas acumuladas en el
centro de nubes como la Nebulosa de Orion.
En los
últimos años sesenta, Eric Becklin y Gerry Neugebauer descubrieron una estrella
de infrarrojo particularmente brillante en esta nebulosa, detrás del
resplandeciente gas y de las estrellas que muestran las fotografías ordinarias.
El objeto de Becklin-Neugebauer es, con toda probabilidad, una protoestrella
aproximadamente unas diez veces más pesada que el Sol, y diez mil veces más
brillante, y, si no estuviera en la etapa de capullo y oscurecida por el polvo,
la veríamos como una de las estrellas más brillantes del cielo. Por el
contrario, el objeto de Becklin-Neugebauer es invisible, incluso para los mayo-
íes telescopios ópticos, y las propiedades del infrarrojo sugieren que sólo una
parte de un trillón de su luz visible puede escapar del capullo y de la
nebulosa que le rodea.
Los
radioastrónomos no se muestran menos excitados por estas noticias. Durante
largo tiempo detectaron gas hidrógeno caliente próximo a las estrellas jóvenes,
pero un examen detallado del espectro de radioondas de las
densas nubes de gas reveló, recientemente, «líneas» de muchas moléculas. Con
anterioridad, sólo se habían encontrado en el espacio átomos sencillos (y
átomos cargados eléctricamente llamados iones), pero hace poco se detectaron
cincuenta compuestos químicos diferentes en las nubes interestelares, y la
lista aumenta cada año. Estas moléculas se forman a partir de átomos de gas
sobre la superficie de los minúsculos granos de polvo, y éste las protege de la
radiación ultravioleta que normalmente disocia las moléculas del espacio.
Algunas de las moléculas más grandes son sorprendentemente similares a las que
se encuentran en las células vivas, y algunos científicos sugieren que estas
reacciones químicas interestelares pueden jugar un importante papel en el
origen de la vida de los planetas que se hallan en órbita en torno a la
protoestrella.
Aún más
inesperado resulta el que algunas de estas moléculas se hallen en pequeñas
nubes que brillan intensamente a las longitudes de onda de radio en forma
de máseres naturales (el equivalente en radio a los láseres).
Cada una tiene aproximadamente el tamaño de la órbita de la Tierra en torno al
Sol, y es alimentada por la radiación infrarroja de las protoestrellas
próximas, convertida por medio de las moléculas de agua H2O e iones
hidroxilo (OH) en intensos haces de microondas. Asisten al nacimiento de la
estrella actuando como si fuesen refrigeradores cósmicos, es decir, realizan
una función que consiste fundamentalmente en extraer el calor que de otra forma
se opondría a la contracción gravitatoria de las protoestrellas.
§. Las
centrales generadoras de las estrellas
La temperatura central de la protoestrella aumenta continuamente durante su
colapso; y cuando alcanza la colosal temperatura de diez millones de grados,
empiezan las reacciones nucleares. Los núcleos de hidrógeno (protones) se
fusionan de cuatro en cuatro para dar núcleos de helio. Con el fin de iniciar
la reacción, los núcleos deben chocar con fuerza suficiente como para vencer la
repulsión debida a sus cargas eléctricas positivas —«cargas iguales se repelen»
-, y, como la temperatura es una medida de la velocidad de las partículas de
gas, una temperatura suficientemente alta asegurará que comienza la fusión.
Esta alta
temperatura es el problema más serio en el diseño de un reactor de fusión en la
Tierra.)
Dado que
la fuerza nuclear fuerte mantiene unidas a las partículas, la energía es
extraída por la alta velocidad de los productos y por los rayos gamma. La razón
de la pérdida de energía puede apreciarse fácilmente si se considera la
reacción inversa: se necesitaría una gran cantidad de energía para descomponer
un núcleo de helio en dos protones y dos neutrones libres; y una cantidad
exactamente igual de energía se libera, por tanto, cuando los componentes de un
núcleo de helio se unen. Esta pérdida de energía de enlace, que tiene lugar
cuando se combinan los núcleos, alimenta a las estrellas. Toda forma de energía
posee una cantidad de masa asociada a ella, según la famosa ecuación de
Einstein, E = mc2 (energía- = masa
× velocidad de la luz al cuadrado), y la pérdida de energía significa que cada
núcleo de helio es únicamente el 99,3% tan pesado como los cuatro núcleos de
hidrógeno que lo han formado. Una estrella típica como nuestro Sol convierte
masa en radiación al sorprendente ritmo de 4 millones de toneladas ¡por
segundo!
La
estrella se calienta en el centro debido a la energía perdida por los núcleos
que se funden en él (aparte de la pequeña cantidad de energía transportada al
espacio por los esquivos neutrinos). Los principales productos de la reacción
núcleos y partículas rápidas, y rayos gamma no pueden desplazarse lejos sin
encontrarse con partículas del gas de los alrededores; y aquí, la fuerza
electromagnética entre ellas juega su papel moderando los residuos de la
reacción e impulsando las partículas de gas a altas velocidades. Por tanto, la
velocidad media de las partículas se incrementa aumentando aún más la
temperatura del ya sobrecalentado núcleo de la estrella. Pero, al calentarse,
un gas aumenta la presión que ejerce sobre sus alrededores tal como lo sabe
cualquiera que haya abierto una botella de champán caliente, y este exceso de
presión en el centro de la estrella se opone a la omnipotente atracción
gravitatoria. La estrella deja de contraerse, y el perfecto equilibrio de las
fuerzas la mantiene brillando constantemente durante millones de años.
¿Y qué
sucede con la cuarta fuerza, la fuerza nuclear débil? También juega un papel
fundamental. Cuando los cuatro núcleos de hidrógeno se combinan para formar un
núcleo de helio, dos de ellos deben cambiar de protones a neutrones. Esto va
acompañado de la emisión de un positrón antielectrón y de un neutrino, una
reacción nuclear débil. Como vimos en el capítulo 3, las reacciones débiles son
aproximadamente cien billones de veces más lentas que las
reacciones nucleares fuertes; y son necesarias en la cadena de reacciones de
formación del helio para moderar la rápida reunión de los núcleos de helio.
Las Pléyades, o Siete Hermanas, son jóvenes según los patrones astronómicos.
Solamente tienen 60 millones de años y están rodeadas por jirones de la
nebulosa en la que nacieron. Estas estrellas, brillantes y pesadas, se apagaran
antes de que el Sol deje de brillar. (Copyright del Instituto de Tecnología de
California y la Institución Carnegie de Washington. Reproducido con permiso de
los Observatorios líale.)
En la
llamada bomba «de hidrógeno», el explosivo no es hidrógeno ordinario, sino
variedades más pesadas cuyos núcleos contienen uno o dos neutrones además del
protón; así pues, como no hay necesidad de esperar el proceso débil para
generar neutrones, la fuerza fuerte lo arrolla todo: los núcleos se fusionan en
un cataclismo casi instantáneo. Si los protones pudieran convertirse en
neutrones a un ritmo correspondiente al de la interacción fuerte, el Sol habría
estallado por sí mismo tan pronto como se formó, al igual que una bomba de
hidrógeno a escala cósmica.
La Nebulosa Eta Carina, una resplandeciente nube de gas surcada por oscuras
sendas de polvo. Esta fotografía, procedente del Observatorio Interamericano de
Cerro Tololo, en Chile, está salpicada por cientos de estrellas, y cada una de
ellas es una central nuclear como nuestro Sol.
De esta
manera, una estrella como nuestro Sol, que brilla regularmente, es un
gigantesco campo de batalla entre las fuerzas naturales. Por una parte, la
gravitación intenta contraería continuamente al tamaño más pequeño posible, y
por sí sola lo lograría en unos 30 millones de años, según la escala de
Helmholtz. Pero la reacción fuerte une los núcleos en el centro de la estrella
y libera energía por intermedio de la fuerza nuclear débil. Las fuerzas
electromagnéticas aseguran que esta energía caliente el interior de la
estrella, con el fin de producir una presión hacia afuera que sirva para
equilibrar exactamente la gravitación.
§. Las
estrellas de la secuencia principal
No resulta sorprendente que esta condición de equilibrio asegure el que todas
las estrellas de fusión de hidrógeno, de igual masa, sean como gemelos
idénticos con propiedades notablemente similares. Supongamos, por ejemplo, una
estrella que produjese menos energía que la apropiada para su masa. El centro
se volvería demasiado frío, y la menor presión del gas permitiría entonces que
las fuerzas gravitatorias comenzasen a contraer la estrella; esta contracción
calentaría el núcleo, y esta mayor temperatura aumentaría el ritmo de fusión
nuclear con el correspondiente retomo a la producción normal de energía. Este
magnífico sistema de realimentación asegura que las estrellas brillen, más o
menos constantemente, durante el tiempo en que fusionan el hidrógeno en helio.
El Sol se
halla a aproximadamente la mitad de su periodo de fusión de hidrógeno de 10.000
millones de años, pero, bastante paradójicamente, le sobrevivirán estrellas
menos masivas. Aun cuando estas estrellas tienen menos reservas de combustible,
su menor gravitación les proporciona una temperatura central menor, y el ritmo
de fusión es tan lento que su provisión de hidrógeno les durará de hecho más
que al Sol. En una nube de gas en colapso habrá protoestrellas de todas las
masas, y los cálculos muestran que sólo aquellas más pesadas que un veinteavo
de la masa del Sol (cincuenta veces la masa de Júpiter) alcanzarán una
temperatura central bastante alta como para fusionar los núcleos de hidrógeno.
Una bola de gas menos masiva se calentará por contracción, pero nunca brillará
por sí misma y terminará como un gran planeta, como un Júpiter más masivo. La
predicción teórica queda verificada por la estrella más ligera conocida, Ross
614B, unas setenta veces más pesada que Júpiter, justo por encima del límite.
Las
estrellas más masivas son, correspondientemente, pródigas en su uso del
hidrógeno. Una estrella diez veces más pesada que el Sol vive sólo la milésima
parte (diez millones de años), mientras que las reacciones nucleares en su
sobrecalentado núcleo agotan el combustible de hidrógeno. Las estrellas más
masivas son, como era de esperar, más luminosas que el Sol, y la relación
calculada es muy similar a la relación masa-luminosidad para estrellas reales.
La alta luminosidad convierte en inestables a las estrellas más masivas; el
inmenso flujo hacia el exterior de fotones, que transporta energía desde el
centro, arranca sus capas más externas incluso en contra de la enorme atracción
gravitatoria. Las estrellas más pesadas conocidas, como el superpesado par llamado
estrella de Plaskett, es alrededor de sesenta veces más pesado que el Sol y se
acerca a este límite superior.
La teoría
relaciona asimismo la luminosidad de una estrella con su temperatura
superficial, y la predicción se corresponde adecuadamente con la secuencia
principal del diagrama Hertzsprung-Russell.
La parte superior de una gran protuberancia puede alcanzar casi un millón de
kilómetros por encima de la superficie del Sol. Las capas más inferiores de la
atmósfera del Sol (fotografiadas aquí con luz de átomos de hidrógeno) se
distorsionan a causa de los campos magnéticos. Los campos mu) fuertes enfrían
los gases del Sol y originan las manchas solares oscuras.
Por
consiguiente, las estrellas de la secuencia principal son estrellas de fusión
de hidrógeno, y la posición que una estrella ocupa en la secuencia depende en
esencia de su masa. Como veremos más adelante, los otros tipos más raros que
incluyen las gigantes rojas y las enanas blancas son simplemente estrellas más
viejas que han pasado ya por la fase de la secuencia principal.
La mayor
parte de la vida de una estrella es empleada en fusionar hidrógeno, y, así, la
mayoría de las estrellas que vemos en el cielo son del tipo de las ele la
secuencia principal; al igual que la mayor parte de la gente que vemos por-las
calles se halla por debajo de los 60 años, simplemente porque un ser humano
vive más tiempo por debajo de los 60 que por encima.
La
concordancia entre los cálculos y las relaciones observadas de masa-luminosidad
y temperatura-luminosidad (Hertzsprung-Russell) muestra que la teoría de la
fusión de hidrógeno es bastante precisa. Antes de seguir las últimas etapas de
la vida de una estrella, después de que alcanza el punto crítico en el que ya
ha convertido lodo su hidrógeno central en helio, retornaremos a la única
estrella de fusión de hidrógeno que podemos estudiar al detalle.
§. El Sol
El suave y sonriente rostro del Sol pintado por los artistas desde la
antigüedad es una buena representación del modo en que éste oculta la mayor
parte de sus secretos a las interrogantes de los astrónomos. Hasta que Raymond
Davis comenzó a investigar los neutrinos en 1968, no había forma directa alguna
de explorar su oculto interior, y nuestro conocimiento de su estructura se
basaba en su mayor parte en la teoría que tan correctamente describe las
estrellas de fusión de hidrógeno.
La
energía del núcleo del Sol se filtra hacia el exterior muy lentamente. Cada
fotón individual se desplaza sólo una fracción de milímetro antes de
encontrarse con una partícula de gas y ser absorbido o esparcido, y, cada vez
que esto sucede, varían su energía y dirección. En el capítulo 7 vimos cómo el
carácter de la radiación electromagnética (fotones) depende de la temperatura
de la materia que la rodea. Cuando la energía se difunde hacia afuera desde el
extremadamente caliente núcleo, el tipo principal de fotones cambia desde los
rayos X hasta el ultravioleta, y hasta la luz visible, antes de que la energía
emerja de la brillante superficie solar. Esta lenta «rata» de difusión
significa que la energía producida tardará millones de años en atravesar los
700.1)00 kilómetros hasta la superficie del Sol, mientras que en el espacio
vacío esta distancia sería recorrida en algo más de ¡dos segundos!
Exactamente
debajo de la superficie visible del Sol existe una zona en la que el flujo
saliente de energía es transportado por inmensas columnas verticales de gas.
Una cacerola caliente es un excelente ejemplo para ilustrar este proceso de
convección. Antes de que el agua de la cacerola hierva, hay una etapa en la
cual las columnas de agua caliente ascienden hacia la superficie, mientras que
el agua fría adyacente, más densa, desciende, otorgando a la superficie el
aspecto de un panel de celdas de convección. La superficie solar está
recubierta de este tipo de celdas, cual un tazón de arroz en el que cada
«grano» mostrase un centro caliente y brillante de gas ascendente, así como
bordes oscuros y fríos, por los que el gas desciende al interior del Sol después
de emitir parte de su calor. Estos gránulos de 700 kilómetros de diámetro están
dispuestos en celdas más grandes de super-gránulos (30.000 kilómetros),
observados en la parte más baja de la atmósfera del Sol con instrumentos
especializados. Veremos más adelante que estos super-gránulos se relacionan
íntimamente con el clima del Sol.
El gas resplandeciente de esta prominencia visible en el borde del Sol
muestra lazos en el campo magnético solar, tal como el campo de un imán puede
distribuir las limaduras de hierro que se coloquen a su alrededor en forma
similar.
Puede
parecer contradictorio que hablemos de «superficie» y «atmósfera» del Sol, ya
que todo el Sol es gas que se vuelve menos denso desde el centro hacia afuera.
En las partes más externas de la tenue atmósfera solar fluye gas llamado viento
solar que se extiende más allá de la órbita de Júpiter; por lo que podríamos
afirmar, hasta cierto punto, que la mayor parte de los planetas se hallan en
órbita dentro del Sol. Sin embargo, estas capas más externas son extremadamente
tenues y están más enrarecidas que el mejor «vacío» que podernos producir en la
fierra. La idea de una superficie definida es, de hecho, bastante razonable,
pues las fotografías vistas con luz ordinaria muestran que el Sol posee un
borde muy afilado. (Nunca se debe mirar al Sol directamente a través de un
telescopio o de unos prismáticos, pues la concentración de calor puede dañar
los ojos de modo permanente.) En la región de la superficie del Sol
(fotosfera), la densidad del gas disminuye miles de veces en sólo unos pocos
cientos de kilómetros, y desde la Tierra se lo ve como una delgada película.
Por debajo de la fotosfera, el gas del Sol es tan denso que se vuelve opaco,
mientras que por encima en la «atmósfera» es transparente a la luz.
La atmósfera más externa del Sol, la corona, sólo puede observarse cuando la
Luna oculta el disco bullente del Sol durante un eclipse total. Este fue
fotografiado desde Miahuatlán, México, el 7 de marzo de 1970.
§. Clima
magnético
A primera vista, el Sol parece ser el simple balón de gas caliente que predice
la teoría. Sin embargo, esto se debe al inmenso flujo de energía en la zona de
la luz visible del espectro, que emerge desde el núcleo y que oculta
completamente en las fotografías ordinarias los fenómenos de la atmósfera
solar. Si consideramos al Sol en términos de ondas de radio o de rayos X, o de
las estrechas «líneas» del espectro visible procedentes de iones y átomos
particulares, su clima se revela como un auténtico remolino de actividad.
Esparcidas sobre la superficie hay enormes regiones activas, algunas
de 150.000 kilómetros de extensión, resaltadas por nubes calientes, en la parte
inferior de la atmósfera, que brillan intensamente con luz emitida por gases de
hidrógeno y calcio. De la superficie sobresalen ligeras prominencias, mientras
que la explosión repentina de una erupción ocasional arroja rociadas de gas al
espacio. Por encima de todo flotan enormes concentraciones de gas en la
atmósfera superior, que aparecen como trazas brillantes en las fotografías de
emisiones de rayos X.
Las auroras son más frecuentes cuando el Sol se encuentra en una época
activa de su ciclo de once años. Los registros de auroras brillantes a lo largo
de la historia permiten que los astrónomos determinen la pasada actividad
solar.
Todas
estas «representaciones climáticas» de la región activa proceden por entero de
la actividad del campo magnético del Sol. El campo general se produce
probablemente por corrientes eléctricas internas, de forma parecida a lo que
ocurre con el campo magnético terrestre, y que, a pesar del enorme tamaño del
Sol, no es más intenso que el de la fierra. No obstante, el gaseoso Sol no gira
de forma sencilla, como ocurre con el rocoso globo terrestre; sus regiones
ecuatoriales rotan más rápidamente que el resto, y esto «agita» el campo
magnético arrollándolo en torno al Sol cual una fibra elástica.
La capa
burbujeante de convección, bajo la superficie, retuerce el campo en «sogas»
algunos cientos de veces más intensas que el campo general norte-sur. Estas
sogas ascienden hasta los bordes de los grandes supergránulos, y muestran la
atmósfera del Sol como un campo espigado cuando se lo fotografía con luz de
hidrógeno.
Las
concentraciones magnéticas mayores producen las regiones activas, atrapando
nubes calientes de gas en la atmósfera inferior y concentrando la tenue
atmósfera superior dentro de las zonas de emisión de rayos X que se hallan
encima. Incluso estos gases más calientes pueden enfriarse gradualmente y fluir
bajo el campo magnético, descubriendo mientras tanto el pasadizo llameante de
una prominencia. Cuando campos magnéticos dirigidos en sentido opuesto se
encuentran, se aniquilan unos a otros en la furiosa explosión de una erupción.
En el
centro de una región activa, la parte más intensa del campo magnético da lugar
al único fenómeno que muestran las fotografías ordinarias del Sol: las manchas
solares. Las más grandes son reconocibles a simple vista a la salida del Sol, o
cuando está algo nublado (insistimos en que nunca se debe mirar al Sol
directamente), .y eran conocidas por los chinos desde el año 43 aC. Galileo
comenzó el estudio científico de las mismas en 1610, y su insistencia, en
cuanto a que un Sol supuestamente perfecto era insostenible debido a las
oscuras manchas, constituyó uno de los motivos que le acarrearon conflictos con
las autoridades de la Iglesia.
Una
mancha solar es oscura únicamente por contraste, ya que está «más fría» que el
resto de la fotosfera; y «más fría» significa una temperatura de unos 4.000 ℃.
Si pudiéramos aislarlas de la cegadora luz de la cercana fotosfera a 6.000 ℃,
las manchas brillarían en un tono rojo anaranjado. Las teorías modernas
demuestran que el intenso campo magnético en las manchas —algunos miles de
veces el campo de la Tierra— enfriará de forma natural la superficie cuando
pase a su través.
Siglos de
observación de las manchas solares han revelado que su número visible oscila de
forma regular en ciclos de once años. Cada once años, cuando el número de
manchas es mínimo, el campo magnético general del Sol cambia: el polo magnético
N pasa a ser S por espacio de otros once años. Después de cada inversión, el
nuevo campo general «gira» gradualmente, y, como consecuencia de ello, empiezan
a aparecer nuevas regiones activas- (con sus correspondientes manchas solares).
Tras cuatro o cinco años se alcanza un máximo de actividad, pues los intensos
campos magnéticos de las regiones activas en declive se han extendido sobre la
superficie solar y empiezan a neutralizar el campo general. Después de once
años han logrado invertirlo, y el ciclo comienza otra vez.
§. El
«clima» del Sol nos afecta
Dado que nuestra Tierra se halla en órbita dentro de la atmósfera más externa
del Sol, no resulta sorprendente que podamos detectar desde aquí señales del
ciclo de once años.
Durante el siglo XVII, Europa sufrió inviernos tan rigurosos que el Támesis
se heló a su paso por Londres, y los ciudadanos celebraron ferias sobre el
hielo. Esta «pequeña glaciación» se originó probablemente en la inactividad
temporal del clima magnético del Sol.
La cosecha de uva en zonas de viñedos, como la de Le Lavaridou en el sur de
Francia, depende de las buenas condiciones climatológicas. Es posible que la
calidad de las cosechas coincida con el ciclo de once años del magnetismo
solar, mediante su influencia sobre el clima terrestre.
Las capas
radio-reflectantes de la ionosfera terrestre se ven afectadas por el chorro de
partículas procedente de las regiones activas del Sol; y, de este modo, la
recepción de ondas de radio varía significativamente con el ciclo solar. Los
hermosos y resplandecientes velos de luz de las auroras boreales y australes
son átomos de nuestra atmósfera cuyos electrones han sido arrancados por
partículas solares canalizadas por el campo magnético de la Tierra. El número
de auroras, así como su brillo, depende asimismo del ciclo solar. Los registros
de auroras se empleaban en el Medievo para representar la actividad del Sol,
siglos antes de que las observaciones de las manchas solares se efectuaran con
regularidad.
No
obstante, el ciclo de once años se manifiesta también en otras circunstancias
más sorprendentes: la calidad de las cosechas de vino, así como el número
de centuries marcados en criquet de primera división, son
consecuencia del ciclo del Sol. El vínculo es el clima de la fierra. Durante el
periodo de máxima actividad de manchas solares, el tiempo es generalmente
mejor: de aquí que, con menos lluvias, las cosechas sean mejores y peores los
partidos de criquet. La analogía deportiva familiar es inglesa, ya que en
Inglaterra, normalmente, ¡llueve mucho!; Aunque la correlación entre el «clima»
solar y el terrestre parece ciertamente real, ha resultado arduo para los
meteorólogos el lograr explicarla. Es fácil entender el modo en que las
partículas muy energéticas de las regiones activas pueden afectar la tenue y
eléctricamente cargada ionosfera de la Tierra, pero el efecto total sobre la
atmósfera inferior debería ser muy pequeño en comparación con la energía
adquirida directamente del calor del Sol; y esta energía total que sale del Sol
varía muy poco durante el ciclo.
El clima
solar afecta en sumo grado a nuestro clima. Durante el pasado siglo XVII, toda
la actividad de la superficie del Sol se detuvo durante sesenta años, y la
temperatura de la Tierra descendió. Sólo en 0,6 ℃ sobre la media, es cierto,
pero fue sin embargo suficiente como para dar lugar a una «mini» glaciación: el
Támesis en Londres, por ejemplo, se heló unas diez veces en estos rigurosos
inviernos.
John
Eddy, del High Altitude Observatory, Colorado, ha investigado incluso más
atrás, en la historia del Sol. Comparando los registros medievales de los
fenómenos relativos a la actividad solar con la cantidad de carbono radiactivo
(carbono-14; en árboles plantados en la época, estableció que el carbono-14 lúe
más abundante durante los largos periodos de «tranquilidad solar», como en el
pasado siglo XVII. Este resultado no causó gran sensación, ya que el carbono-14
se produce por el impacto de los rayos cósmicos procedentes de las
profundidades del espacio sobre los átomos de la atmósfera de la Tierra; y,
cuando la actividad solar es débil, la mayor parte de estas partículas rápidas
pueden penetrar en el sistema solar.
Sin
embargo, en 1977 Eddy sorprendió al mundo científico anunciando que un estudio
del carbono-14 en la madera de hace 3.000 años había revelado que la mayor
parte de ese tiempo la superficie solar había permanecido muy tranquila. Los
periodos de actividad regular del Sol- semejantes al actual que se mantiene
desde 1715 dC sólo se presentan esporádica y raramente. Durante el 90% de los
últimos 3.000 años, la cara del Sol se ha mantenido imperturbable, mucho más
que la sencilla bola de gas de los teóricos de las estrellas. Es una suerte que
vivamos una época en la que los campos magnéticos próximos a la superficie
solar dejen escapar sus exhibiciones de fuegos artificiales.
§. Los
neutrinos perdidos
Si se vuelve aún más atrás, la presencia de las grandes glaciaciones cuando
planchas de hielo bajaban desde los polos hasta las zonas templadas de la
fierra- pudo haber sido el resultado de profundos acontecimientos sucedidos en
el núcleo del Sol. Se han propuesto muchas explicaciones para estas
glaciaciones, y la teoría astronómica actual más aceptada supone lentos cambios
en la dirección de los polos magnéticos terrestres, así como en la forma de su
órbita. Una hipótesis contraria relaciona las intermitentes heladas de la
superficie de la Tierra con el horno nuclear del corazón solar; esto se ha
comprobado recientemente como consecuencia del experimento de neutrinos
descrito al principio de este capítulo. Los primeros resultados de Davis,
anunciados en 1968, causaron consternación entre los astrónomos: el número de
neutrinos procedentes del Sol era mucho menor que el esperado. En consecuencia,
la temperatura del núcleo del Sol debe de ser bastante inferior a la predicha
por la bien establecida teoría de la fusión de hidrógeno de las estrellas. El
pánico inicial causado por esta noticia disminuye en la actualidad, después de
que los astrónomos investigaran esta nueva pista del funcionamiento del Sol.
Los resultados del gran tanque subterráneo, recopilados durante años,
suministraron ahora un valor bastante exacto del flujo de neutrinos, algo mayor
que el increíblemente bajo valor inicial; y los teóricos reelaboraron sus
modelos del interior del Sol y. actualmente, predicen un número bastante menor
de neutrinos. No obstante, existe todavía una discrepancia real: el corazón
solar está más frío que lo esperado.
Sin
embargo, los astrónomos jamás carecen de una explicación; y en este caso hay al
menos dos hipótesis que pueden explicar la diferencia entre el modelo teórico
del Sol y el real, en términos de simplificación del modelo, sin que ello
conlleve una revolución de las leyes físicas conocidas. La primera desafía la
hipótesis largamente mantenida por los teóricos acerca de que la composición
elemental original del Sol, incluyendo su núcleo, era la misma que la de su
superficie en la actualidad. Si su superficie actual está realmente compuesta
de gas recogido de las nubes interestelares, desde el nacimiento del Sol, esto
no constituye necesariamente una buena referencia para conocer el material
original del centro, ya que es bastante posible que el núcleo se halle más frío
de acuerdo con los resultados obtenidos con los neutrinos. La segunda consiste
en que no debemos olvidar que los neutrinos de Davis han abandonado el corazón
del Sol tan sólo hace ocho minutos, ya que viajan a través del Sol y del
espacio interplanetario a la velocidad de la luz, mientras que la luz y el
calor procedentes de la superficie solar han empleado millones de años en
desplazarse desde su núcleo; por consiguiente, la luminosidad actual del Sol
revela cuánta energía se produjo en el núcleo hace algunos millones de años. El
reactor nuclear del Sol podría variar periódicamente su temperatura debido a
eventuales combinaciones del gas que le rodea. Así pues, si se hubiera enfriado
ligeramente hace unos cuantos millones de años, la temperatura deducida del
experimento de neutrinos debería ser realmente menor que la predicha a partir
de la luminosidad del Sol. Por otra parte, la temperatura actual más baja del
núcleo causará un ligero enfriamiento de su superficie, y, dentro de unos
cuantos millones de años, un enfriamiento de la fierra. Si esta hipótesis es
correcta, debemos esperar una glaciación mayor en el futuro.
El Sol ha
sido, durante casi 5.000 millones de años, un magnífico proveedor de calor y
luz para la Tierra. El equilibrio entre las reacciones nucleares y la gravedad
en el centro del Sol ha mantenido esta producción prácticamente constante
durante mucho tiempo, y si bien algunas pequeñas variaciones han causado
nuestras glaciaciones, el calor del Sol nunca varió tanto como para congelar
completamente la fierra o hacer hervir sus océanos. Hasta cierto punto, se ha
tratado de una feliz coincidencia. Las teorías de la evolución estelar muestran
que el Sol se abrillanta poco a poco, y que en la actualidad es aproximadamente
una mitad más brillante aún que al principio de la historia del sistema solar;
pero, al mismo tiempo, se ha reducido el dióxido de carbono de la atmósfera
terrestre gracias a las plantas verdes, y. como resulta de ello, ha disminuido
el llamado «efecto invernadero» (por el que una atmósfera de dióxido de carbono
mantiene un planeta más caliente que lo espetado:. La combinación de estos dos
factores implica que la temperatura de la superficie terrestre se ha mantenido
entre las del punto de ebullición y el punto de congelación del agua. En
verdad, debemos estar agradecidos, pues sólo un mundo húmedo habría de permitir
que evolucione nuestra forma de vida.
Pero,
¿cuál es el futuro lejano del Sol? Evidentemente, nuestra estrella no puede
brillar siempre, ya que su almacén de «combustible» de hidrógeno disminuye de
continuo y comienza a saturarse con el «residuo» de helio. Las reacciones de
fusión nuclear que mantienen al Sol pueden ocurrir únicamente en su propio
centro, donde la temperatura y la presión son suficientemente altas y donde,
según los cálculos, se encuentra una décima parte de la materia solar. Así
pues, una vez que la décima parte del hidrógeno del centro del Sol se haya
«transmutado» mediante reacciones de fusión dentro del núcleo de helio inerte,
nuestra estrella se encontrará en apuros. Sin hidrógeno en las condiciones
deseadas para la reacción, la energía proporcionada disminuirá, y el Sol no
contará con ninguna resistencia frente a la omnipotente atracción gravitatoria
de su propia masa.
En
cualquier caso, no viviremos para presenciar la crisis energética del Sol. Los
teóricos estiman que el Sol se encuentra aproximadamente a mitad de camino de
su vida de fusión de hidrógeno, v la crisis sobrevendrá en unos 5.000 millones
de años. No obstante, como los cuidadosos modelos matemáticos calculados para
las estrellas, «construidos» por los teóricos en ordenadores, pueden
evolucionar tan rápido como queramos, podemos simular un modelo para el Sol y
seguir su evolución después de que el hidrógeno de su centro se haya
extinguido.
Durante
la fase actual de la fusión del hidrógeno, los residuos de helio se acumulan en
el mismo centro formando un corazón muerto en medio de la región de fusión.
Resultado de esta producción de «escoria» es el aumento progresivo del brillo
del Sol. Pero hasta que el núcleo de helio no sea la décima parte de la masa
solar, los efectos no serán evidentes. El modelo de ordenador demuestra que
cuando el reactor de fusión nuclear del Sol empiece a agonizar, la gravedad
comenzará a contraer el núcleo; pero, aunque parezca extraño, las capas más
externas se expandirán. Resulta difícil explicar esta paradoja de forma simple,
pero los cálculos no dejan lugar a dudas en cuanto a que, cuando la mayor parte
de la masa del Sol se acerque paulatinamente más al centro, se producirá una
expansión recíproca de su tenue envoltura más externa.
Las
observaciones de los astrónomos apoyan los cálculos de sus colegas, pues el
cielo está colmado de estrellas gigantes cuyas propiedades demuestran que se
encuentran allende la etapa de fusión del hidrógeno. A diferencia de estas
estrellas, que muestran una secuencia clara cuando sus propiedades se
representan en un diagrama Hertzsprung-Russell, las gigantes forman una
abigarrada multitud. Una estrella de fusión de hidrógeno que, por ejemplo,
tenga la misma temperatura superficial que el Sol, debe mostrar aproximadamente
el mismo brillo, la misma masa y el mismo tamaño, idénticos en todos los
aspectos. Ahora bien, si atendemos a estrellas gigantes con temperatura igual a
la de la superficie solar, no podemos establecer ningún modelo: unas son diez
veces más grandes y cien veces más brillantes; otras son más grandes aún, y, en
consecuencia, más luminosas, sin hablar ya de las enormes estrellas supergigantes diez
mil veces más brillantes. La mayoría de las estrellas gigantes tienen
superficies más frías que la del Sol, y habitualmente se las denomina gigantes
rojas. Por tanto, en la superficie de tales estrellas la gravedad es
comparativamente débil y el gas puede contraerse y expandirse cambiando el
brillo de la estrella cuando varía su tamaño. Las «pulsantes» más regulares son
las estrellas variables Cefeidas, supergigantes amarillas tan brillantes que
pueden verse en otras galaxias, y especialmente importantes porque su periodo
de pulsación se relaciona precisamente con su brillo medio. Una vez que se
identifica una Cefeida por su ciclo regular —aproximadamente semanal -, se sabe
cual es su luminosidad intrínseca; comparándosela con la luminosidad aparente,
se puede calcular la distancia a que se encuentra. Muchas de las estrellas
gigantes y supergigantes son pulsantes; sin embargo, la mayor parte se
manifiesta bastante más irregularmente. Incluso la gigante roja más familiar de
todas, Betelgeuse (en el hombro de la constelación de Orion}, cambia su
luminosidad: durante un año se abrillanta, y luego se oscurece hasta sólo la
mitad o un tercio de su brillo máximo.
La
diversidad entre las estrellas gigantes proviene del hecho de que, bajo su
apariencia similar de superficies pulsantes, tienen núcleos muy diferentes.
Todas han dejado atrás la etapa de fusión del hidrógeno, y dentro de sus
extensas y tenues capas más externas cuentan con diminutos y muy densos núcleos
estrechamente contraídos por la gravedad. Las reacciones y la composición
elemental del núcleo dependen de la masa de la estrella y de su edad, y éstos
son los factores que deciden su tamaño, su temperatura de superficie y su
brillo. De este modo, una gigante con una superficie caliente al rojo a 4.000
℃, que brillase 30 veces más que el Sol, sería, bien una estrella un 25% más
pesada que éste y con una antigüedad de 1.000 millones de años desde que su provisión
de hidrógeno central se agotó, bien una estrella del doble de esta masa v cuya
«crisis de energía» tuvo lugar hace sólo 30 millones de años.
Así pues,
las gigantes rojas permanecen inescrutables con sus enormes envolturas, que
ocultan el estado de sus núcleos. A diferencia de las estrellas de fusión de
hidrógeno, resulta difícil poder afirmar algo sobre la edad, la masa o el
interior de una gigante roja o una supergigante estudiando la luz procedente de
ella. Entonces, para tener una referencia debemos contar con los cálculos
teóricos del ordenador. Se espera que estas predicciones —sobre los tipos de
estrellas gigantes y sus cifras respectivas- coincidan satisfactoriamente con
las observaciones de estrellas reales. Así, podremos retornar al futuro del Sol
seguros de que nuestro modelo de ordenador constituye una guía razonablemente
fiable.
Cuando su
núcleo empiece a ser una escoria de helio que se contrae, y su envoltura más
externa comience a crecer, aún quedará una estrecha zona en torno al núcleo
donde puede continuar la fusión de hidrógeno. De esta manera, el Sol puede
todavía radiar energía; y la contracción del núcleo bajo la influencia de la
gravitación también creará calor. De hecho, cuando el Sol alcance su «crisis de
energía», de acuerdo con los cálculos aumentará su energía total radiada.
El
aumento de brillo del Sol en expansión será entonces mala señal para los
planetas interiores. Finalmente, dentro de 6.000 millones de años a partir de
ahora, el calor del Sol abrasará la superficie terrestre hasta temperaturas
insoportables y hará hervir el agua de los océanos. Cualquier superviviente de
la especie humana, fuertemente protegido, por cierto, vería salir el Sol sobre
la seca superficie de la fierra cual una enorme bola roja, ocupando una décima
parte del cielo. Su superficie se dilataría gradualmente rodeando la órbita de
Mercurio, y el diminuto planeta herviría dentro de las capas más externas del
gigante Sol.
Pero, en
este estadio, el núcleo de helio se habrá contraído tanto que la atracción
gravitatoria calentará su centro hasta 1,000.000.000 ℃. Entonces, los núcleos
de helio colisionarán a velocidades tan altas que podrán combinarse de tres en
tres para formar núcleos de carbono, y esta fusión del helio proporcionará
súbitamente una nueva fuente de energía al corazón solar. El núcleo se
expandirá ahora ligeramente; y esto será contrarrestado por una repentina
contracción de las capas más externas del Sol: nuestros hipotéticos
observadores de la Tierra verían que el Sol, probablemente en un día, se
colapsa hasta ser un globo diez veces menor. Pero la gradual conversión del
helio en carbono en el centro reanudaría la expansión de las capas más
externas, y, convertido en una gigante roja, el Sol comenzaría otra vez a
amenazar a los planetas.
El
interior solar tendrá entonces una estructura parecida a una cebolla. Las capas
exteriores no se habrán modificado desde la formación del Sol, y consistirán
fundamentalmente en hidrógeno.
Más
adentro habrá una delgada concha, en donde el hidrógeno esté suficientemente
caliente como para fusionarse en helio; y, dentro de ella, otra de helio
inerte.
Las glaciaciones terrestres, en las que bloques de hielo descienden desde
los polos hasta zonas normalmente templadas, pueden ser consecuencia de cambios
periódicos en las reacciones nucleares del núcleo del Sol.
Exactamente
en el centro estará la nueva región de reacción, en la que el helio se hallará
bastante caliente como para su fusión en carbono; y desde aquí se filtrará la
energía hacia afuera para mantener al Sol ante su atracción gravitatoria.
En esta
última etapa, los cálculos comienzan a ser inciertos. Las líneas maestras están
claras, pero resulta difícil predecir cantidades exactas. El Sol aumentará
probablemente hasta su tamaño máximo en menos de cincuenta millones de años
desde el comienzo de la fusión del helio, y los últimos cálculos muestran que
no será mucho más grande que en su anterior etapa de gigante. La superficie del
Sol, mucho mayor que la órbita del entonces sumergido y ya no existente
Mercurio, puede amenazar a Venus; pero la Tierra, con mayor órbita, se
mantendría fuera de peligro. Nuestro planeta volvería a secarse, y cualquier
superviviente de la especie humana se enfrentaría entonces a otra amenaza: las
capas más externas del Sol se volverían inestables y serían despedidas al
espacio en forma de grandes conchas de gas, portando cada una de ellas un
pequeño porcentaje de la materia del Sol. Después de decenas de miles de años,
la mitad del gas solar se perdería de esta manera, dejando al diminuto y
caliente núcleo solitario en su viaje por el espacio.
Los
astrónomos conocen bien estas conchas de gas en expansión que rodean a algunas
pequeñas y calientes estrellas, y que aparecen como diminutos discos luminosos
en un telescopio pequeño, cual débiles luces o distantes planetas: por ello, el
gran astrónomo de inicios del siglo XIX, sir William Herschel, las denominó,
erróneamente, «nebulosas planetarias». En un principio músico, Herschel era
aficionado a la astronomía, lo que le llevó a descubrir accidentalmente el
planeta Urano; esto le valió una pensión del rey Jorge III. Junto con su
hermana Carolina observó el cielo cada noche clara durante cuarenta años; uno
de sus grandes proyectos fue la clasificación y medida de las posiciones de
variados objetos «difuminados» —nebulosas— en el cielo. En la actualidad se
conocen cerca de un millar de las nebulosas «planetarias» de Herschel, y los
astrónomos modernos las interpretan como una evidencia del final agónico de las
estrellas parecidas a nuestro Sol, que terminan sus vidas no con una gran
explosión, sino con un vago quejido.
§. Enanas
blancas
El núcleo central del Sol estará entonces efectivamente muerto. La provisión de
helio se habrá transformado en carbono, y la temperatura nunca será
suficientemente alta como para que éste se fusione en otros elementos. El
esqueleto central del Sol, despojado de su cubierta más externa, se enfriará
durante miles de millones de años, liberando su calor almacenado al frío del
espacio. Primero blanca, luego amarilla, enfriándose hasta el rojo y finalmente
apagándose, nuestra estrella terminará como una invisible pequeña reliquia en
una vasta galaxia, rodeada aún de un séquito de planetas que incluirá a nuestra
congelada Tierra.
Los
esqueletos de estrellas blancas, amarillas o rojas pueden verse con un
telescopio potente. Son pequeñas no mayores que la Tierra— y brillan sólo
débilmente. Los astrónomos las han llamado, acertadamente, «enanas blancas». La
estrella más brillante del cielo, Sirio, tiene una enana blanca por compañera,
sospechada mucho antes de su descubrimiento, cuando se determinó que Sirio se
movía en una órbita de 50 años. Dado que Sirio también es conocida como la
Estrella del Perro, a su diminuta acompañante se la suele denominar «el
Cachorro».
Pero,
¿qué sucede con la inexorable atracción gravitatoria? Cualquier cuerpo del
espacio debe de estar sometido a una fuerza que se oponga a su tendencia a
colapsarse. Un planeta se mantiene por las interacciones entre los electrones
de los átomos próximos. En una estrella que brille activamente, las altas
temperaturas escinden los átomos en núcleos y electrones; pero ella mantiene
sus capas más externas por el rápido movimiento de estas partículas, calentadas
por las reacciones nucleares de su activo centro. Cuando el núcleo del Sol esté
totalmente compuesto de núcleos de carbono inerte, habrá otro tipo de presión
importante: la de los propios electrones.
En el
capítulo 6 hemos visto que, aun cuando los electrones son infinitesimalmente
pequeños, la extraña característica dual onda-corpúsculo de la materia implica
que dos electrones no pueden hallarse más cercanos que aproximadamente una
longitud de onda,, y que la longitud de onda disminuye cuando la velocidad
relativa aumenta. En el contraído núcleo del Sol, los electrones y los núcleos
se mueven independientemente dentro del plasma a alta temperatura. Pero cuando
el núcleo se vuelve más pequeño, los electrones acaban encontrándose con que el
espacio entre ellos disminuye hasta una longitud de onda, y empiezan a
empujarse buscando sitio. La única solución que tienen es moverse más
rápidamente, disminuyendo así sus longitudes de onda con el fin de ocupar
menos espacio. En efecto, la fuerza gravitatoria que contrae la estrella
comprime sus electrones hasta que se mueven más rápidamente, y los empellones y
el rápido movimiento de los mismos suministra la presión para mantener la
estrella. La gravitación queda, así, equilibrada.
Una fotografía de gran aumento de la estrella gigante Arturo, tomada por
Richard Scaddan con el telescopio Isaac Newton. Las distorsiones se deben por
entero a la atmosfera terrestre; pero con una mina técnica, llamada
interferometría de speckle, un ordenador puede eliminar estas distorsiones y
mostrar algunas estrellas gigantes próximas como discos con regiones luminosas
y oscuras, o sea como estrellas puntuales.
Los
núcleos en la estrella no resultan afectados por esta gran compresión, ya que
la longitud de onda de una porción de materia es inversamente proporcional a su
masa, y los núcleos son miles de veces más pesados que los electrones: tienen
espacio suficiente y se mueven sin impedimentos. Teóricamente, es posible que
haya enanas blancas de carbono, de hierro o de helio: en cada caso los núcleos,
tan importantes en planetas y estrellas, no proporcionan sino cargas positivas
que contrarrestan toda la carga eléctrica de los electrones, encargándose del
«trabajo del burro». Este estado se conoce con la denominación de materia degenerada (y
de ello deriva el que algunas publicaciones técnicas tengan títulos que pueden
parecer extraños a los no astrónomos: el astrofísico americano Jeremiah
Ostriker, por ejemplo, ha escrito un trabajo sobre «las recientes
investigaciones en la teoría de las enanas degeneradas»}.
El
apretado paquete de una enana blanca se sitúa más allá de nuestra comprensión:
una enana blanca típica contiene aproximadamente dos tercios de la materia del
Sol, pero comprimida en una esfera tan pequeña como la Tierra; o sea materia un
millón de veces más densa que el agua: de este modo, un dedal de enana blanca
debería pesar una tonelada. Además, debido a la naturaleza peculiar de la
fuerza que mantiene a las enanas blancas, las de mayor masa son más pequeñas
que las más ligeras. Mayor masa significa mayor atracción gravitatoria, así
como más electrones obligados a moverse con mayor rapidez a efectos de acortar
su longitud de onda. Estos pueden agruparse más, y, así, la estrella alcanza un
tamaño menor.
Pero hay
un límite al que pueden llegar los electrones. Cuando los más rápidos se mueven
a velocidades próximas a la de la luz, les resulta cada vez más complicado
mantener a la estrella: cálculos precisos muestran que una enana blanca, un 45%
más pesada que el Sol, no puede mantenerse por sí misma. Si el núcleo de una
agonizante estrella se sitúa por encima de este natural peso límite, sus
electrones no pueden detener la contracción indefinida bajo la acción de su
propia gravitación. Pasada la etapa de inexorable contracción de la enana
blanca, alcanzarán uno de los estados más extraños conocidos por los
astrofísicos modernos. Sigamos ahora la historia de una estrella superpesada
que habrá de experimentar este destino.
§. La
muerte de un peso pesado
Una estrella diez veces más pesada que el Sol debe ser considerada como
pródiga. Hemos visto ya que pasará sólo la milésima parte de su vida en su
etapa de fusión de hidrógeno, y recorrerá a la misma velocidad los estadios de
gigante.
Ni
siquiera su núcleo se detendrá en el carbono. La mayor atracción gravitatoria
calentará el centro hasta que los núcleos de carbono se fusionen en núcleos más
pesados, como los de silicio. Más larde, este «inerte» núcleo de silicio,
contraído bajo la gravitación, se calentará y producirá núcleos de hierro. En
este estadio de supergigante, la estructura de la estrella es aún más «parecida
a una cebolla» que la del Sol en el estadio de gigante. Pueden distinguirse
cinco capas diferentes: un núcleo de hierro; conchas sucesivas de silicio,
carbono y helio y sus elementos afines; y una envoltura exterior consistente
fundamentalmente en hidrógeno. Entre las capas hay «conchas» de fusión en donde
los núcleos de cada capa superior se fusionan y caen a la inferior. La energía
total emitida por la estrella proviene de las distintas reacciones que tienen
lugar a profundidades diferentes.
Ahora
bien, el paso de «combustible» a «residuo», para ser empleado nuevamente como
combustible a mayor temperatura, no puede durar siempre. Muchos de los grandes
núcleos son inestables debido a la repulsión eléctrica entre sus protones; de
este modo, la fusión de núcleos de hierro para dar lugar a otros elementos más
pesados resulta tarea difícil, pues no sólo no produce ninguna energía, sino
que necesita tomarla. El núcleo de hierro se enfrenta así a una crisis bastante
diferente a la experimentada con anterioridad por la estrella: ahora no hay
forma de producir un flujo saliente de energía, y la inexorable gravitación
comprimirá la estrella en una secuencia irreversible haciéndola cada vez más
pequeña, cada vez más caliente.
Alguien
debe ceder, y, finalmente, el núcleo de hierro renuncia a esta desigual lucha.
Finalmente, el Sol se expandirá hasta convertirse en una estrella gigante
roja, con un centenar de veces su tamaño actual. Mercurio, el planeta más
interno, se evaporará cuando esté inmerso en las capas más externas del Sol, y
la superficie terrestre se cocerá en seco.
El
aumento de temperatura implica que los núcleos individuales se muevan más
rápidamente, por lo que sus colisiones se hacen más violentas, hasta que
literalmente se escinden en diversas partes. Los fragmentos son núcleos de
helio; pero hay un precio que pagar. Durante la vida de la estrella
supergigante, ésta había fusionado laboriosamente los núcleos de helio en otros
sucesivamente mayores, radiando hacia todas partes el exceso de energía
producido en estas reacciones. Cuando los núcleos de hierro se escinden, tienen
que restaurar la pérdida de energía, y ésta sólo puede provenir del movimiento
de aquéllos. Así pues, los núcleos de helio resultantes tienen menos energía de
movimiento que los de hierro, y tampoco pueden mantener al núcleo. La
gravitación lo comprime cada vez más drásticamente, la temperatura sube más
rápidamente, se desintegran más núcleos de hierro y, como resultado, el corazón
de la estrella pierde protección y se colapsa con mayor rapidez. El fin ha
llegado: el núcleo se precipita al colapso.
La agonía
mortal de la estrella se ha mantenido oculta al Universo exterior debido a su
inmensa envoltura gaseosa. Pero el secreto no es tal durante largo tiempo. La
desintegración suicida de los núcleos produce un vasto flujo de neutrinos desde
el centro de la estrella, y un astrónomo en un planeta próximo a la
supergigante diagnosticaría, estudiando dicho flujo, el final de la misma.
Salida del Sol en el año 6.000.000.000 dC. El Sol sale como gigante roja
sobre una Tierra chamuscada y desolada.
Pero la
mayor parte de la inundación final de neutrinos es absorbida por las capas
intermedias de la propia estrella; y la energía que ellos transportaban eleva y
hace volar las capas más exteriores con una tremenda explosión conocida por los
astrónomos como de tipo supernova II.
Tenemos
aquí un primer ejemplo de la interacción entre la física de partículas y la
astrofísica, en los límites del conocimiento actual. Los primeros cálculos
efectuados indicaban que la mayor parte de los neutrinos fluiría a través de la
estrella sin afectar las capas exteriores, y que la envoltura de la estrella
sería atraída por la gravitación. Por su parte, los astrónomos sabían que las
estrellas supergigantes explotan, y la única causa posible parecían ser los
neutrinos del centro. La contradicción podría resolverse ahora, pues las
reacciones de «corriente neutra» previstas por la teoría unificada de las
fuerzas electromagnética-débil de Weinberg y Salam, producirían fuerza
suficiente como para detener a los neutrinos dentro de la estrella.
Los
teóricos trabajan todavía en los cálculos específicos, y es probable que el
desconcierto de los astrónomos para explicar la violencia cósmica de las
explosiones del tipo supernova II pueda remediarse con las últimas teorías y
descubrimientos en el dominio de las partículas fundamentales.
La enorme
concha de gas que explota en el espacio contiene tanta materia como varios
soles, su expansión es de unos 5.000 kilómetros por segundo y
continuará expandiéndose durante quizá medio millón de años, barriendo mientras
tanto el tenue gas interestelar. Este aumento gradual de su volumen retardará
la concha en expansión (los restos de supernova) hasta,
finalmente, confundirse con el gas interestelar cual un anillo de nubes más
densas.
Sólo
recientemente han comenzado los astrónomos a estudiar los restos de supernova
al detalle, ya que únicamente unas pocas emiten luz visible. Sin embargo, los
radioastrónomos pueden captar con facilidad sus señales, y en los últimos
catálogos aparecen como un centenar de estos andrajosos fantasmas de estrellas
muertas. La joven ciencia de la astronomía de rayos X promete obtener más
revelaciones, ya que el gas de las conchas brilla con mayor intensidad a estas
longitudes de onda debido a su muy alta temperatura de millones de grados. La
inmensa velocidad de las conchas en expansión calienta el gas que ellas barren,
de la misma forma que el aire que coge la cabeza de un avión supersónico se
calienta por la velocidad de este. Los restos de supernova son de vital
importancia en nuestra Galaxia, ya que una estrella masiva es como un ave fénix
celeste: de sus «cenizas» en expansión nacen nuevas generaciones de estrellas.
Sigamos
ahora el ciclo completo. Al examinar el nacimiento de una estrella —y el de un
planeta—, descubrimos que una nube de gas en el espacio podría ser comprimida
por los restos de una supernova en expansión. Algunas de las estrellas que
nacen en este cúmulo serán estrellas pesadas que explotarán dentro de 10
millones de años; sus restos en expansión volverán a comprimir las nubes de gas
que hubiere más allá, y comenzará una nueva generación de estrellas. Al
devolver sus gases a la «comunidad» interestelar, las supernovas pagan su deuda
con intereses, ya que enriquecen la Galaxia con elementos «pesados». Las
conchas que han explotado transportan elementos como el carbono y el silicio
que se habían formado en el ardiente interior de la estrella, y los esparcen a
través del espacio.
En el
principio, según creemos ahora, nuestra Galaxia sólo consistía en hidrógeno y
helio. Los demás elementos se fabricaron en el profundo interior de las
estrellas y, más tarde, fueron expulsados especialmente por explosiones de
supernova. De esta forma, las últimas generaciones de estrellas, como nuestro
Sol, contienen un 2% de elementos pesados; y, lo más importante para nosotros,
el Sol en formación estuvo rodeado de polvo compuesto por estos elementos que
se convirtió en su séquito de planetas. A excepción del hidrógeno y del helio,
todos los núcleos de los átomos que componen las rocas de la Tierra, el aire
que nos rodea y nuestros propios cuerpos fueron sintetizados en los hornos
nucleares, de multimillones de grados, dentro de las estrellas superpesadas.
Una vez
más, las fuerzas de la Naturaleza operaron adecuadamente. La gravitación actuó
sobre la estrella, superada su etapa de fusión del hidrógeno, llevando su
núcleo a temperaturas sucesivamente superiores. Al alcanzarse velocidades
mayores, los núcleos cada vez más pesados, y más positivamente cargados, son
capaces de aproximarse más de lo que les permitiría la repulsión eléctrica; y
la fuerza fuerte de corto alcance interviene entonces para fusionarlos en
núcleos aún mayores. Finalmente, en la etapa de núcleo de hierro, el equilibrio
entre la fuerza fuerte y la electromagnética dentro de cada núcleo determina
que los núcleos mayores sean inestables, y la gravedad se enseñorea otra vez
con el propósito de comprimirlo. La escisión de los núcleos resulta de una
reacción de la fuerza débil que origina un flujo de neutrinos; y, nuevamente,
una reacción de «corriente neutra» de fuerza débil arranca las capas más
externas de la estrella y distribuye los grandes núcleos por el espacio.
Resulta irónico que el tipo de explosión de supernova II un cataclismo por el
cual una estrella es temporalmente cien millones de veces más brillante que el
Sol sea resultado de la llamada ¡fuerza nuclear «débil!»
§. Los
púlsares
¿Qué sucede con el núcleo de la estrella supergigante, al que dejamos
colapsándose cada vez más rápidamente después de que hubo abandonado la
desigual batalla frente a la gravedad? Los teóricos más audaces habían sugerido
posibles respuestas allá por 1930, cuando la teoría Sobre la evolución de las
estrellas estaba en su infancia; pero la confirmación experimental de sus al
parecer fantásticas ideas tuvo que esperar a la nueva astronomía de los años
1960 y 1970.
En el
otoño de 1967, en un lugar cercano a Cambridge, Inglaterra, Antony Hewish y su
equipo construyeron un nuevo tipo de radiotelescopio con el propósito de
investigar detalladamente las pequeñas fuentes de radio situadas más allá de
nuestra propia Galaxia.
La Nebulosa Hélix, en Aquarius, es una concha de gas expulsada desde la
estrella del centro. (El resto de las estrellas se halla m primer termino, o
bien en el fondo.) Tales nebulosas parecen discos de planetas cuando se
observan en pequeños telescopios, y han recibido el erróneo nomine de
«nebulosas planetarias». Fotografía de es observatorios Monte Wilson y Palomar.
Este
revolucionario telescopio no es un ejemplar de plato corriente: demasiado
grande para ser seguidor, recuerda un campo lleno de alambres de tender la
ropa. Utiliza, como componente vital, el chorro de partículas eléctricamente
cargadas procedentes del Sol: el «viento solar». Cuando éste silba al pasar por
los planetas, sus diminutas irregularidades afectan a las ondas de radio
procedentes de las profundidades del espacio, y al radioastrónomo le parece que
la fuente «parpadea».
Una estrella supergigante es la etapa final de la luda de una estrella
masiva; las reacciones nucleares han creado conchas concéntricas de diferentes
elementos. Finalmente, el núcleo de hierro se colapsará, liberando un flujo de
neutrinos que arrancará las capas más externas en una explosión de supernova.
Esta es
realmente una acertada definición, pues el efecto es muy similar al de las
pequeñas irregularidades de la atmósfera terrestre que hacen «parpadear» la luz
de las estrellas. Hewish, por cierto, se jacta de que los astrónomos ópticos no
entendiesen por completo el parpadeo de las estrellas hasta que los
radioastrónomos no efectuaron los cálculos para las ondas de radio en el viento
solar.
La
cantidad de parpadeo que vemos depende del tamaño aparente de la fuente lejana
(a esto se debe el píalos planetas parpadeen menos que las estrellas), y el
telescopio de Hewish fue diseñado para detectar los detalles del parpadeo.
Pero, simplemente por ser el primer radiotelescopio sensible a los cambios
rápidos de brillo chuna fuente de radio, el instrumento de Cambridge se
encontró con resultados totalmente inesperados.
Los gases arrojados por una supernova arrastrarán el gas interestelar y lo
calentarán liada unos 10.000.000 ℃. Este gas emite copiosamente rayos X, y
esta fotografía en seudocolor representa la emisión de rayos X desde Cassiopeia
A, los restos de una supernova de 300 años. (Otras fotografías, en pp. 186-7.)
Basada en datos obtenidos del satélite Copernicus por Charles. Culliane y
Borken.
Entre el
cúmulo de registros de las fuentes «parpadeantes», una de las estudiantes de
Hewish, Jocelyn Bell (ahora doctora Jocelyn Burnell), advirtió uno que no
encuadraba. Una ojeada más profunda reveló el por qué. En vez de parpadear
erráticamente, esta fuente lo hacía de forma regular, una vez cada 1,337
segundos. Fácilmente podría haberse tratado de tina interferencia humana, pero
observaciones más continuadas mostraron que aparecía en el registro con un
adelanto de cuatro minutos cada día. Esto resultaría extraño para una fuente
terrestre, pero concordaría con el hecho ele que una fuente celeste incidiera
en el haz fijo del telescopio con un adelanto de cuatro minutos diarios como
resultado del movimiento de la Tierra alrededor del Sol. La única interferencia
posible sería la de un equipo que operase a este rápido ritmo «sidéreo» en otro
observatorio astronómico, y se interrumpiese a intervalos de 1,337 segundos.
Sin embargo, las indagaciones efectuadas en otros observatorios condujeron a
desechar tal posibilidad. Una potente fuente de radio «pulsaba» en el cielo, y
se la denominó púlsar.
Algunas
mentes especulativas concluyeron de inmediato que el «telescopio de cuatro
acres» captaba señales de un (aro cósmico, una comunicación de una civilización
extra- terrestre. Era importante investigar si tales señales provenían de una
fuente natural antes de que los periódicos sensacionalistas anunciasen el
descubrimiento de vida extraterrestre, por lo que el equipo de Hewish llevó a
cabo otras investigaciones antes de publicar estas noticias.
Dos vistas del centro de la Nebulosa del Cangrejo que muestran el púlsar.
Por medio de una técnica estroboscópica, las dos imágenes están separadas por
1/60 de segundo. En ambas se puede identificar el mismo fondo de estrellas,
pero el púlsar del Cangrejo se halla únicamente «en» la fotografía de la
derecha: es un faro cósmico cuyo haz gira cada 1/30 de segundo. Fotografías del
Observatorio Lick.
La señal
del púlsar era tan precisa que se podría medir el ligerísimo cambio de su
periodo cuando la Tierra completase su órbita en torno al Sol, y, como esta
variación coincidió exactamente con lo esperado, la fuente de radio no podía
estar moviéndose en órbita alrededor de otra estrella: no era un faro
establecido en un planeta.
Esto
pareció excluir un mensaje interestelar, y Jocelyn Bell confirmó que el caso
tenía un origen natural cuando investigó los registros y descubrió otros tres
púlsares más débiles. Era excesivo suponer que cuatro civilizaciones diferentes
procurasen vincularse con la Tierra simultáneamente.
Cuando
las observaciones mejoraron, llegó a ser obvio que la gran regularidad de los
púlsares únicamente podría ser causada por el giro de una estrella muy pequeña
y densa, incluso más pequeña que una enana blanca. Sólo había un candidato
posible: la estrella de neutrones. En 1932, menos de un año después del
descubrimiento del neutrón, el brillante físico soviético Lev Landau predijo
que la Galaxia puede contener estrellas constituidas totalmente por neutrones.
Tal como las enanas blancas se mantienen por la presión de los apretujados
electrones, una estrella de neutrones se mantiene por los empujones de
neutrones empaquetados tan apretadamente que su separación es aproximadamente
la longitud de onda del neutrón. Puesto que los neutrones son casi dos mil veces
más pesados que los electrones, sus longitudes de onda son menores y pueden
empaquetarse mucho más próximos entre sí que aquéllos. Aun cuando una estrella
de neutrones tiene sólo unos cuantos kilómetros de extensión, contiene tanta
materia como el Sol: una cabeza de alfiler de materia de una estrella de
neutrones pesaría un millón de toneladas.
En 1933,
dos astrónomos americanos, Walter Baade y Fritz Zwicky, señalaron que las
estrellas de neutrones podrían formarse a partir de los núcleos sin explotar de
supernovas. Cuando el núcleo se colapsa en la etapa pesada de enana blanca, los
electrones están obligados a acercarse más de lo «permitido», y su único
remedio es combinarse con protones para formar neutrones. En este caso extremo,
los neutrones son las partículas más estables, pues no resulta posible una
desintegración en protón y electrón debido a que no hay espacio que el electrón
pueda ocupar.
Durante
cuarenta años, las estrellas de neutrones quedaron relegadas al remanso de los
astrofísicos. Incluso si existiesen, pensaban los astrónomos, serían demasiado
débiles como para ser detectadas. Sin embargo, con el descubrimiento de los
púlsares se recuperaron y desempolvaron las viejas teorías; y una estrella de
neutrones en rotación había de ser la respuesta al misterio del púlsar. Estas
estrellas tienen intensos campos magnéticos comprimidos, por estar atrapados en
el núcleo colapsado; en alguna parte, de este campo (los detalles exactos aún
se discuten) se produce un haz de ondas de radio. Este haz, debido al giro de
la estrella, barre el cielo al igual que la lente giratoria de un faro, y el
radioastrónomo terrestre ve los «destellos» o «pulsos» de esta señal de radio
tal como el marinero ve la secuencia regular de los destellos de la luz del
faro.
La
vindicación final llegó en 1968, cuando los radioastrónomos descubrieron un
púlsar en la famosa Nebulosa del Cangrejo.
La Nebulosa del Cangrejo esta constituida por los restos de una estrella que
vieron explotar los chinas en el ario 1054 dC. Las capas más externas tienen
forma de filamentos retorcidos, lo que ha dado el nombre a la nebulosa, y el
núcleo de la estrella original se ha colapsado hasta llegar a ser una estrella
de neutrones o un púlsar (véase las fotografías anteriores).
Esta
extraña nebulosidad fue bautizada así en el siglo XIX por el tercer Conde de la
Rosa, quien descubrió unas pinzas en forma de filamentos que se extendían desde
la nebulosa oval. Observaba en su ancestral casa en el corazón de Irlanda con
un inmenso e inmanejable telescopio, que, sorprendentemente, fue el mayor del
mundo durante 72 años, hasta que se instaló el Hooker de «100 pulgadas» en 1917
en Monte Wilson, bajo los claros cielos californianos. Las fotografías modernas
muestran la retorcida nebulosa mejor de lo que puede apreciar el ojo con
cualquier telescopio; y, hasta cierto punto, se explicó el misterio de su
extraña apariencia cuando se descubrió que coincidía con la posición de una
supernova vista y registrada por los chinos en el 1054 dC., una explosión tan
brillante que fue visible a pleno día durante 23 días. Por consiguiente, la
Nebulosa del Cangrejo es los restos de una supernova infrecuentemente potente,
tanto como fuente de luz como de radio.
El
descubrimiento del púlsar del Cangrejo resolvió varios misterios a la vez. Su
posición en el centro de la nebulosa mostró que los núcleos de supernova pueden
realmente convertirse en estrellas ele neutrones, y señaló la posición de una
débil estrella visible a la que durante largo tiempo se había sospechado como
núcleo muerto de una estrella.
El púlsar
del Cangrejo es el más rápido de los conocidos; pulsa 30 veces por segundo
(visto de cerca, desafía la imaginación: una bola de 25 kilómetros de
extensión, tan pesada como el Sol, girando 30 veces por segundo).
Las ondas de radio procedentes de púlsares y la luz procedente de los
púlsares del Cangrejo y de Vela deben estar originadas por electrones rápidos
que se mueven en el campo magnético del púlsar, y que son emitidos como un
estrecho «haz de faro». Aquí se muestran dos situaciones posibles para la
radioemisión, pero sólo investigaciones posteriores pueden decidir cuál es la
alternativa correcta.
Los
astrónomos ópticos se abocaron de inmediato a la estrella visible usando
técnicas especiales, y también descubrieron que parpadeaba a este ritmo
demasiado rápido como para ser observado con el ojo, y con un periodo tan breve
que su luz debería promediarse sobre una fotografía.
Investigaciones
posteriores mostraron que todos los púlsares se hacen gradualmente más lentos
cuando pierden energía de rotación. El púlsar del Cangrejo no constituye una
excepción, y su pérdida de energía es transportada a los alrededores de la
Nebulosa del Cangrejo: éste es el secreto del brillo poco corriente de la
misma.
Estas
observaciones de los púlsares concuerdan totalmente con la teoría de los
interiores de la estrella de neutrones. El grueso de la estrella está compuesto
por neutrones degenerados, que se mueven en completa libertad (como un superfluido),
y las corrientes debidas al movimiento de los neutrones pueden generar el
intenso campo magnético del púlsar. Precisamente en el centro, los neutrones
están tan apiñados que pueden reaccionar y producir una pequeña proporción de
agrupaciones más pesadas de quarks: las «antiguas partículas fundamentales»
conocidas con las letras griegas sigma, lambda y delta. Por este motivo, el
núcleo de una estrella de neutrones ha sido adecuadamente denominado «la rica
sopa del alfabeto griego».
La capa
más externa de la estrella de neutrones es, efectivamente, una sólida corteza,
construida al igual que una enana blanca, con núcleos de hierro esparcidos en
un «mar» de neutrones degenerados. Puede haber montañas en su superficie, pero
la intensa gravitación de las estrellas de neutrones les impedirá superar la
altura de unos pocos milímetros. No obstante, la intensa atracción implica
asimismo que será necesaria más energía para salvar este promontorio de un
milímetro en una estrella de neutrones que para ascender al monte Everest en la
Tierra. Además, la sólida corteza puede sufrir «temblores» cuando el púlsar se
desacelera y su bulto ecuatorial —causado por su alta velocidad de giro empieza
a disminuir. Los radioastrónomos consideran este fenómeno como un repentino
aumento en la velocidad de rotación, y han observado una súbita aceleración del
púlsar del Cangrejo debida a la contracción repentina del radio ecuatorial en
una simple centésima de milímetro.
Una estrella es un ave fénix, sus cenizas dan lugar a nuevas estrellas. Esta
es la región central de la .Nebulosa de Orion, en la que se han formado
recientemente las cuatro estrellas más internas (el Trapecio). Muchas nebulosas
sólo comienzan a colapsarse para formar estrellas cuando se comprimen por
explosión de una supernova próxima: y, por cierto, las jóvenes estrellas del
Trapecio contienen elementos originados en generaciones previas de estrellas
ahora destruidas, fotografía del observatorio Lick.
Ahora,
los púlsares han dejado de ser extraños para los radioastrónomos. En los
últimos diez años se han encontrado unos 300, con periodos de rotación que van
desde el de 1/30 de segundo del púlsar del Cangrejo hasta 4 segundos. Por el
contrario, sólo se ha descubierto una fuente ópticamente pulsante. Situada en
la constelación austral de Vela, este púlsar «visible» fue detectado por los
astrónomos que manipulaban el gran telescopio anglo-australiano de Siding
Spring en Nueva Gales del Sur.
Utilizando
detectores electrónicos diseñados sólo para registrar luz pulsante de la misma
frecuencia que el radio púlsar, hallaron una fuente pulsante excesivamente
débil como para ser medida por cualquier otro método: la prensa declaró que los
astrónomos británicos habían descubierto la estrella más débil jamás detectada.
Los
astrónomos que investigan la estadística de los periodos de los púlsares, así
como los retardos, han calculado que un púlsar medio emite sus ondas de radio
sólo durante unos cuantos millones de años. Luego, sus pulsos se harán más
esporádicos y, finalmente, desaparecerán. Aún más sorprendentemente, la
estadística muestra que los púlsares deben nacer cada cinco años, más o menos,
en nuestra Galaxia, ya que se mantiene el número de los observados aun cuando
las supernovas tengan lugar mucho menos frecuentemente. Si esta conclusión es
correcta, quizá sólo unos cuantos púlsares sean núcleos colapsados de
supernovas; y los astrónomos tendrán que atender a otros tipos de estrellas
como progenitores de la mayor parte de los púlsares, por lo que aún pueden deparar
supresas.
Capítulo
9
Agujeros negros
Los
agujeros negros suenan a ciencia ficción; no obstante, se los predijo por vez
primera en 1795. Su existencia es cada vez más evidente, pese a que no los
podamos «ver».
La Nebulosa del Velo en Cygnus son los restos, hechos jirones, de la
explosión de una supernova hace 20.000 años. El pequeño núcleo de la estrella
original puede haberse colapsado tanto como para haberse transformado en un
agujero negro, una región del espacio con gravitación tan intensa que está
separada del resto del Universo.
Contenido:
§. El
célebre oficinista de patentes
§. Einstein frente a Newton
§. La compañera invisible
§. La explotación de los agujeros negros
§. La explosión de los agujeros negros
«Agujero
negro = traviesa expresión.» Tal era el mensaje escrito en la pizarra en una de
las sesiones de la Unión Astronómica Internacional, en 1970. Y en realidad, no
eran los astrónomos experimentales los únicos en rechazar este improbable fruto
de la imaginación de los teóricos, pues un agujero negro suena a ciencia
ficción: una pequeña región del espacio donde la materia desaparece para
siempre de nuestro Universo, una especie de «agujero en el espacio»; y, además,
un agujero que no puede verse, pues absorbe toda la luz. Ni los más
prestigiosos científicos estaban preparados para admitir la idea de agujeros
negros en nuestro Universo.
Esta
opinión ya se ha modificado. Los astrónomos, mediante un proceso de
eliminación, se han visto obligados a aceptar los agujeros negros como el único
camino para explicar ciertos objetos astronómicos. Como Sherlock Holmes, han
tenido que admitir que cuando el imposible ha sido eliminado, todo lo que
queda, aunque sea improbable, debe ser lo cierto. Así, los agujeros negros han
empezado a ser aceptados por los astrónomos. Su extraña naturaleza ha dado
lugar a divulgaciones sensacionalistas: viajes a otros universos,
«miniagujeros» negros que colisionan con la Tierra, agujeros «blancos». ¿Qué
hay de cierto en torno a los agujeros negros?
Aunque
parezca sorprendente, la idea data de 1795 y se encuentra en el gran tratado
sobre la gravitación y el sistema solar intitulado Exposition du
système du Munde, de Pierre-Simon Laplace. Según la teoría de la
gravitación de Newton, la intensidad de la atracción gravitatoria en la
superficie de un objeto esférico depende de su masa y de su radio. Si la Tierra
tuviese dos veces más materia, pero el mismo radio, su gravedad sería el doble
de intensa. De la misma forma, si la Tierra estuviera concentrada en un radio
menor pero con la misma cantidad de materia que contiene, la gravedad en la
superficie aumentaría. Podemos también pensar esto en términos de velocidad
de escape. Despreciando la resistencia del aire, cualquier cosa que se
lance hacia fuera con velocidad mayor a 11 kilómetros por segundo puede escapar
totalmente de la Tierra, pues aunque está continuamente frenada por la gravedad
terrestre, este efecto disminuye a medida que se aleja, de modo que nunca se
detendrá. La velocidad de escape también depende de la masa y del radio del
cuerpo en cuestión: Laplace verificó que un cuerpo de la misma densidad que la
Tierra, pero 27.000 veces mayor, contendría 20 billones de veces la materia de
ésta; en tales condiciones, la velocidad de escape sería igual a la velocidad
de la luz (300.000 kilómetros por segundo). Imaginó a la luz viajando como una
sucesión de pequeños proyectiles, y dedujo, bastante correctamente, que ésta no
podría escapar de un cuerpo semejante; en otras palabras, las estrellas más grandes
y masivas del Universo serían invisibles.
Aun
cuando sabemos que las hipotéticas estrellas de Laplace no pueden existir, su
idea básica tuvo gran resonancia. Si se combina una gran masa y un radio
pequeño es posible obtener un cuerpo del cual la luz no pueda escapar. No
obstante, los teóricos modernos piensan en los agujeros negros en términos
diferentes, pues la teoría de la gravitación de Newton ha sido reemplazada por
la de Einstein, y la idea de la luz desplazándose en forma de pequeños
proyectiles ha sido sustituida por la teoría cuántica de la dualidad
onda-corpúsculo.
§. El
célebre oficinista de patentes
Las grandes contribuciones a la ciencia de Albert Einstein empezaron en 1905,
cuando tenía 26 años y trabajaba en una oficina de patentes en Berna. Ese año
escribió tres importantes trabajos científicos, uno de los cuales estaba
destinado a alterar nuestra forma de pensar acerca de los conceptos de espacio y tiempo. Titulado
modestamente Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento, constituyó
el primer paso para la comprensión de la teoría unificada de los campos
eléctrico y magnético, establecida por Maxwell unos cuarenta años antes. En lo
que nadie hasta Einstein había reparado era en que esta teoría predecía que la
velocidad de la luz es siempre la misma para cualquier observador. Si medimos
la velocidad de la luz procedente del Sol, ésta sería de 300.000 kilómetros por
segundo. Supongamos ahora que pudiésemos lanzarnos en un cohete hacia el Sol a
200.000 kilómetros por segundo. En los pocos minutos anteriores al devastador
encuentro con la superficie solar, ¿podría ser que la velocidad de la luz solar
nos pareciese de 200.000 + 300.000 = 500.000 kilómetros por segundo? Las
ecuaciones de Maxwell dicen que no, que la medida sería aún de 300.000
kilómetros por segundo. Y no cabe duda de que las ecuaciones de Maxwell son
básicamente correctas, pues han explicado las propiedades de la luz como
fuerzas eléctrica y magnética, y han predicho las ondas de radio antes de su
descubrimiento.
Einstein
siguió las implicaciones de este inesperado resultado y descubrió que no
coincidían con la idea intuitiva de que el espacio y el tiempo son invariables
para cualquier observador independientemente de cómo se mueva. Si dos naves
espaciales idénticas se cruzasen a muy alta velocidad por ejemplo, a 270.000
kilómetros por segundo, el 90% de la velocidad de la luz, la tripulación de
cada una de ellas se sorprendería de la apariencia de la otra nave. Esta sería
sólo la mitad de larga de lo esperado, y, si su masa pudiera medirse a toda
velocidad, parecería ser doblemente masiva. Además, comparando los relojes, los
de la otra nave parecerían moverse sólo a la mitad de rapidez que los de
nuestra propia nave. Estos efectos son complementarios: cada una de las
tripulaciones advierte que la otra experimenta estos extraños efectos, y como
lo importante es el movimiento relativo de las naves, cada tripulación cree que
su nave está en reposo y es la otra la que se mueve; por esto, la teoría
recibió la denominación de relatividad.
Las
.nociones del cambio de longitud y masa de un objeto, sólo porque se mueve
respecto a nosotros, pueden parecemos absurdas en nuestra vida cotidiana, pero
esto se debe simplemente a que todas nuestras velocidades son incomparablemente
menores que la velocidad de la luz. Un coche lanzado a 100 kilómetros por hora
se contrae aproximadamente el diámetro de un núcleo atómico, algo excesivamente
pequeño como para ser medido. Sin embargo, en los aceleradores de partículas,
donde las partículas subatómicas se aceleran hasta velocidades próximas a la de
la luz, estos efectos son muy notables.
Sir Isaac .Newton fue el primero en formular una temía de la gravitación
universal, tras haberse inspirado al ver caer una manzana. Esta teoría de
siglos ha sido reemplazada ahora por la de Einstein, que predice la existencia
de agujeros negros, considerados normalmente como una idea muy moderna.
Aun
cuando los físicos de partículas no puedan medir la contracción experimentada
por partículas casi puntuales, pueden detectar fácilmente el aumento de su masa
y el retardo temporal, observando que las partículas inestables viven más
cuando están en movimiento.
Al
aumentar la velocidad, todos los efectos se intensifican. A velocidades
próximas a la de la luz, los relojes naturales se retrasan hasta que
efectivamente se detienen, las longitudes se contraen hasta cero y las masas
aumentan indefinidamente hasta infinito. Por esta razón resulta imposible
alcanzar la velocidad de la luz, y, más aún, sobrepasarla. Tendríamos que
suministrar cada vez más energía a cuerpos paulatinamente más masivos con
rendimientos decrecientes en velocidad. La velocidad de la luz es la velocidad
límite del Universo (los propios fotones de luz se desplazan a este límite de
velocidad porque tienen, en efecto, masa cero: tampoco puede lograrse que un
fotón se desplace con mayor lentitud que la velocidad de la luz).
Dos años
después, Einstein verificó que ya que la energía del movimiento incrementa la
masa de un cuerpo, debería existir una equivalencia entre masa y energía, por
la cual la materia - en reposo podría transformarse en energía pura bajo
circunstancias adecuadas. Esta relación puede resumirse en la famosa
ecuación E = mc2, hoy día ya comprobada en los reactores
nucleares y en las terribles bombas nucleares.
§.
Einstein frente a Newton
Sin embargo, esta primera teoría, la teoría especial de la relatividad, no
incluye ni la gravitación ni los efectos de la aceleración. Era sencillamente
imposible introducir la teoría de Newton en la de la relatividad especial, y
obtener así una teoría gravitacional aceptable. Diez años le llevó a Einstein
ampliar la teoría especial, y su teoría general de 1915 es, en la actualidad,
la teoría de gravitación aceptada.
Partió de
un extraño fenómeno de la Naturaleza. Cuando conducimos, si pisamos bruscamente
el acelerador nos sentimos impelidos en nuestro asiento hacia atrás por la
inercia. Si seguimos acelerando suavemente, la fuerza que nos empuja hacia
atrás se experimenta de igual forma que la fuerza de la gravedad que nos impele
hacia abajo. Einstein supuso que existía algún tipo de equivalencia básica
entre la fuerza gravitatoria y la de inercia, y en esto fundamentó su teoría.
En esencia, según la teoría de Newton, lo mismo podríamos decir que el coche
acelera hacia adelante o que la Tierra y la carretera lo hacen hacia atrás,
debido a la fuerza de inercia que nos empuja contra el asiento. Einstein
necesitaba una teoría que preservase la idea de relatividad, es decir en la que
no fuera posible determinar si el que acelera es el coche o la carretera
(observemos que si la velocidad es constante, no podemos afirmar quién se
mueve, y éste es el caso de la relatividad especial.
Supongamos
que pensamos en el coche como algo estacionario, y que el resto del Universo
acelera hacia atrás. Para explicar cuál es la fuerza que sentimos que nos
impele hacia atrás, podemos sostener que cuando todo el Universo (a excepción
del coche) acelera, produce una fuerza gravitatoria extra que
nos empuja hacia atrás. Aun cuando estos «experimentos mentales» puedan parecer
desesperadamente filosóficos, a partir de ellos, y con la ayuda de complicadas
matemáticas, Einstein fue capaz de formular una nueva teoría del movimiento y
de la gravitación, que predecía los mismos resultados que la de Newton cuando
la gravitación es débil caso de la órbita de la Luna en torno a la Tierra, por
ejemplo—, pero que representaba notables diferencias para campos gravitatorios
fuertes.
Obtuvo su
primer logro con la órbita de Mercurio. Este pequeño planeta se mueve por un
extenso camino cercano al Sol, y el eje mayor de la órbita se mueve
gradualmente en torno a él. La mayor parte de este movimiento se debe a la
atracción gravitatoria de los demás planetas, y podría explicarse por la teoría
de la gravitación de Newton; sin embargo, no habría concordancia suficiente
entre las cantidades medidas y las predichas. Los astrónomos buscaban en vano
otro pequeño planeta que se hallase en órbita más próximo al Sol que Mercurio,
y que pudiera perturbar su movimiento. Mercurio, cercano a un lugar en el que
la atracción gravitatoria del Sol es relativamente intensa, fue el único
planeta para el cual las ecuaciones de Einstein daban diferente respuesta que
las de Newton; para más, las de Einstein concordaban con las observaciones. Así
pues, el movimiento «anómalo» de Mercurio se debía, simplemente, a que los
astrónomos empleaban la teoría gravitacional incorrecta.
Un efecto
más convincente aún, y que Einstein predijo antes de que se realizaran las
mediciones, es el relativo a la desviación de la luz de las estrellas debido a
la gravedad. Cuando una estrella se encuentra casi detrás del Sol en el cielo,
su luz tiene que atravesar el intenso campo gravitatorio de éste; Einstein
mostró que se tendría que desviar ligeramente, de forma que la estrella
parecería estar en una posición ligeramente diferente. Las estrellas sólo
pueden verse cerca del Sol cuando la luz de este último queda bloqueada por la
Luna durante un eclipse total, y la primera oportunidad de comprobar la
predicción de Einstein tuvo lugar al final de la primera guerra mundial: una
expedición británica en la pequeña Isla de Príncipe, en la costa africana,
observó el eclipse del 29 de mayo de 1919, y las fotografías obtenidas
mostraron que las imágenes de las estrellas estaban desplazadas en la cantidad
predicha por Einstein. El mundo, agotado por la guerra, advirtió con este
oportuno ejemplo la auténtica internacionalidad de la ciencia; e incluso sin
llegar a comprender realmente lo que representaba el haber refundido la
estructura del espacio-tiempo, la prensa popular hizo que el nombre de Einstein
fuera familiar en todo el mundo.
La
llamada tercera «comprobación» de la relatividad general se relaciona
directamente con el tema de los agujeros negros. Einstein demostró que la luz
pierde energía cuando atraviesa un campo gravitatorio; puesto que un fotón
individual de luz siempre se desplaza a la misma velocidad (velocidad de la
luz), las pérdidas de energía deben provenir de la energía interna del fotón. Y
según la fórmula de Planck, que relaciona energía y longitud de onda, la
disminución de energía interna del fotón significa que aparece como radiación
de mayor longitud de onda. Por consiguiente, en teoría, un fotón emitido desde
la superficie del Sol llegará como un fotón de longitud de onda ligeramente
mayor (ligero corrimiento hacia el extremo rojo del espectro) cuando se lo reciba
en la Tierra. Este corrimiento hacia el rojo puede medirse, ya que los átomos
de la atmósfera solar emiten luz a determinadas longitudes de onda, las líneas
espectrales. Comparando las longitudes de onda de las líneas del Sol con las
del mismo tipo de átomos en el laboratorio, los astrónomos comprobaron que la
gravitación del Sol desplazaba realmente sus líneas en la cantidad predicha por
Einstein. (Experimentos más precisos de laboratorio —que utilizan rayos gamma,
que viajan hacia arriba en el campo gravitatorio terrestre— han verificado con
mayor precisión, para estos fotones de longitud de onda más corta-, el
corrimiento de Einstein.)
Astronómicamente
hablando, la gravitación del Sol es bastante débil: las desviaciones hacia el
rojo de las líneas espectrales son de sólo dos partes por millón. El efecto de
Einstein sobre la radiación se relaciona con la velocidad de escape de cuerpos
masivos, ya que en ambos casos la «partícula en estudio», al viajar hacia
arriba, pierde energía en su lucha contra la atracción gravitatoria. Una
estrella enana blanca, cuya masa sea aproximadamente la del Sol, pero cuyo
radio fuera tan pequeño como el de la Tierra, tendría un corrimiento de
Einstein unas cien veces mayor. Aun así, no resulta fácil medir con precisión
las longitudes de onda de las líneas del espectro de estas
débiles
estrellas; y aún se presenta otro problema: una línea espectral de una enana
blanca puede desviarse ligeramente por efecto Doppler, según que se mueva
acercándose o alejándose de nosotros. Seleccionando enanas blancas en sistemas
binarios, los astrónomos pueden soslayar en parte este problema, ya que la
desviación media de la longitud de onda de la otra estrella (debida
exclusivamente a efecto Doppler), tomada sobre una órbita completa, nos informa
de la velocidad del sistema binario a través del espacio. Se observa entonces
que la enana blanca tiene una desviación media de longitud de onda ligeramente
más roja que la de su compañera, y, de este modo, dentro de los límites de esta
dificultosa e imprecisa medición, se obtienen resultados acordes con la
desviación predicha por Einstein.
En un
paso a objetos todavía más pequeños y más densos, reclaman nuestra atención las
estrellas de neutrones. La teoría de Einstein predice que la desviación hacia
el rojo de una de estas estrellas, tan masiva como el Sol y de sólo 25
kilómetros de extensión, es casi del 15%. Un fotón que pretenda escapar de la
gravitación desde la superficie de una de estas estrellas tiene que entregar
una séptima parte de su energía. Desgraciadamente, las superficies de las
estrellas de neutrones no emiten líneas espectrales, por lo que esta predicción
no puede comprobarse de modo directo, pero sí muestra que, incluso entre los
recientemente aceptados miembros de nuestra Galaxia, la fuerte gravedad afecta
la forma en que vemos las cosas.
Ingresamos
aquí en el dominio de los agujeros negros. Existe un límite para la masa máxima
que puede tener una enana blanca antes de que los electrones deban ceder a la
atracción gravitatoria; también las estrellas de neutrones tienen una masa
límite. Cuando la compresión gravitatoria es demasiado alta, los neutrones
reaccionan para formar partículas más pesadas las de la «sopa del alfabeto
griego» mencionadas anteriormente, cuyas longitudes de onda más cortas permiten
que la estrella de neutrones se contraiga más. La masa límite depende
exactamente de cuáles son las reacciones nucleares que tienen lugar a las altas
energías implicadas: una vez más, los astrofísicos necesitan los resultados de
los físicos de partículas de altas energías con el fin de que les ayuden a
comprender la causa de su punto de ruptura. Sin embargo, las estrellas de
neutrones tres veces más pesadas que el Sol no pueden soportar la gravedad (y
el límite puede ser menor que ésta).
Sigamos
nuevamente el destino de las estrellas masivas; esta vez, el de una estrella
treinta veces más pesada que el Sol. Una estrella semejante pierde gran
cantidad de materia de su superficie en forma de «viento estelar» cuando llega
a ser supergigante, y puede desprenderse>de la mayor parte de sus capas más
externas en una explosión de supernova. Aun así, su núcleo colapsado será
todavía unas cinco veces más pesado que el Sol. Al colapsarse pasa al estadio
de enana blanca, pero sobrepasa el límite de peso para estas estrellas y se
contrae a las densidades de estrella de neutrones. Sin embargo, nuevamente se
sitúa por encima del límite que soportan los neutrones, y el colapso continúa.
Con el radio del núcleo contraído, la velocidad de escape de su superficie
aumenta cada vez más rápidamente, y los fotones de luz encuentran mayor
dificultad para escapar del campo gravitatorio.
La estructura interior de una estrella de neutrones a escala ordinaria. Pese
a su pequeño tamaño, las estrellas de neutrones pueden detectarse, bien como
púlsares de radio (capítulo anterior), bien como fuentes de rayos X originadas
cuando el gas caliente, procedente de una compañera próxima, describe una
espiral sobre ellas.
Finalmente
y todo esto ocurre en un segundo—, la atracción gravitatoria en la superficie
de la estrella es tan intensa que los fotones de luz no pueden escapar,
perdiendo toda su energía en el empeño.
Desde un
lugar seguro fuera de la estrella podríamos observar si tuviéramos un
telescopio suficientemente potente cómo el núcleo se contrae rápidamente hasta
alcanzar su tamaño crítico y, a continuación, se desvanece en una milésima de
segundo. El diminuto núcleo, intensamente brillante, desaparecería de nuestra
vista debido a su propia gravedad. De hecho, una vez contraído por encima de su
tamaño crítico, ya no podemos verle, y nada podemos conocer acerca del núcleo
muerto. La luz y otras radiaciones no pueden escapar de su intenso campo
gravitatorio. El tamaño crítico es aquél para el que la velocidad de escape ha
aumentado hasta la velocidad de la luz; y dado que ningún cuerpo material puede
moverse con mayor rapidez que la luz, ninguna partícula material puede escapar
desde el campo gravitatorio del núcleo colapsado. Puesto que el núcleo se hace
cada vez más pequeño, nunca podremos saber lo que sucede dentro de una esfera
imaginaria, igual al núcleo en su tamaño crítico. Esta superficie imaginaria,
que encierra una pequeña región del Universo de la cual no podemos conocer
nada, se denomina horizonte de sucesos, o, más
gráficamente, agujero negro.
Un
agujero negro es «negro» supuesto que ni la luz ni cualquier otra radiación
puede escapar de él. Es un «agujero» porque los objetos pueden caer en él, pero
nunca volver a escapar. Incluso un haz de luz que iluminara un agujero negro
sería capturado por él y no reflejaría luz alguna. La ciencia ficción llegó a
su apogeo gracias a estos invisibles agujeros negros del espacio, que aguardan
al imprudente viajero espacial que desconoce su sino hasta que siente,
demasiado tarde, que su nave es atraída cada vez más rápidamente por la
gravitación de algo invisible. Una vez que atraviesa el horizonte de sucesos,
sus compañeros del exterior pierden contacto con él para siempre. El viajero
espacial puede ver todavía el Universo exterior, ya que la luz procedente de
fuera puede entrar fácilmente en el agujero, pero su visión del interior del
mismo, mientras se precipita hacia su centro, será efímera.
En
esbozo, este escenario es cierto, pero los agujeros negros han adquirido una
falsa reputación de codiciosos basureros que «aspiran» cualquier cosa que
atraviese las orillas de sus campos gravitatorios. De hecho, la atracción
gravitatoria de un agujero negro fuera de su horizonte de sucesos no difiere de
la de cualquier cuerpo celeste. El Sol atrae a la Tierra continuamente, y sin
embargo la Tierra no es «absorbida» por nuestra estrella, ya que su movimiento
orbital equilibra con exactitud la atracción solar. Si el Sol se contrajera de
súbito hasta convertirse en agujero negro, la atracción gravitatoria
experimentada por la Tierra no se alteraría en lo más mínimo: nuestro planeta
continuaría girando en torno a su nuevo y oscuro dueño, tan fielmente como gira
en torno al Sol.
El gas procedente de la estrella mayor de un sistema doble puede fluir sobre
su compacta compañera, formando un «disco de captura» espiral en torno a ella.
Cuando la estrella pequeña es una estrella de neutrones o un agujero negro,
este disco de captura está suficientemente caliente como para emitir copiosas
cantidades de rayos X, detectables desde satélites en órbita terrestre.
Si se
sigue considerando el sistema solar, un cometa, atraído desde las profundidades
del espacio por la gravitación del Sol, tiene habitualmente un movimiento
bastante «sesgado» con objeto de esquivar al disco solar, y se balancea
simplemente como consecuencia de su proximidad, antes de retornar a las zonas
más exteriores del sistema solar. De igual modo, una nave espacial que se
aproxime a un invisible agujero negro en el espacio, es muy improbable que se
dirija en línea recta hacia él (el Sol como agujero negro tendría sólo 6
kilómetros de extensión), y el viajero espacial simplemente experimentaría que
su nave se acelera, oscila en torno a la invisible estrella colapsada y .egresa
al espacio por un nuevo camino, quedando perplejo y agitado, pero ¡todavía en
nuestro Universo!
§. La
compañera invisible
Pero, ¿existen realmente agujeros negros en nuestra Galaxia? Ciertamente, la
teoría de la evolución de las estrellas así lo sugiere, ya que, a menos que
todas las estrellas pesadas pierdan aproximadamente un 90% de su masa, sus
núcleos no se quedarán en enanas blancas o estrellas de neutrones. La evidencia
directa es difícil de obtener, pues los agujeros negros son muy pequeños y, por
definición, invisibles. Sin embargo, los astrónomos han comenzado a pensar que
ciertas fuentes de rayos X de nuestra Galaxia se relacionan con los agujeros
negros, y aquí tropezamos nuevamente con los objetos más utilizados pollos
astrónomos: las estrellas dobles.
Ya hemos
presentado a las estrellas dobles dos estrellas en órbita, una alrededor de
otra como una especie de balanza estelar. Únicamente en este vals gravitatorio
resulta posible medir las masas de las estrellas de modo directo. Pero una de
las estrellas del par puede afectar a la evolución de la otra, y en la
actualidad los astrónomos han establecido adecuadamente la evolución de las
estrellas individuales, verificando asimismo que muchos de los más apasionantes
sucesos de nuestra Galaxia tienen su origen en los trastornos que una de las
estrellas inflige a su compañera.
El más
conocido de estos cataclismos es la explosión de una nova. La repentina y
temporal aparición de una «nueva estrella» en el cielo es un acontecimiento
registrado comúnmente en los anales de muchas civilizaciones. Los chinos las
llamaron «estrellas invitadas», mientras que en Occidente tales explosiones
tomaron su nombre del latín, «nuevas». Una nova es fácilmente visible a simple
vista aproximadamente cada diez años, y las más débiles son detectadas incluso
por astrónomos aficionados que exploran el cielo con prismáticos y pequeños
telescopios. Durante su explosión, una nova es de diez a mil veces más
brillante que en su estado normal, debilitándose gradualmente durante los meses
sucesivos. La estadística sugiere que cada explosión es sólo una de una larga
serie: una estrella susceptible de convertirse en nova repite su explosión en
intervalos de aproximadamente 100.000 años. Existen estrellas variables
relacionadas con ellas, las novas enanas, que sufren explosiones menores aunque
con mayor frecuencia.
En los
últimos años," las observaciones y la teoría han concordado en la
explicación ele estas estrellas. En todos los casos, al parecer, la «estrella»
original es de hecho un par muy próximo, una de las cuales se halla en proceso
de expansión a gigante, y la otra ha pasado ya ese estadio y es una enana
blanca. Sin embargo, la estrella en expansión enfrenta problemas. Sus capas de
gas más externas, adyacentes a la enana blanca, se aproximan gradualmente a
ésta, alejándose cada vez más del centro de la estrella.
Una simulación en ordenador del aspecto real del disco de captura que rodea
a un agujero negro, calculado por J. P. Luminri, del observatorio de París. Aun
cuando la forma del disco es bastante parecida a la de los anillos de Saturno,
su aspecto está distorsionado como consecuencia de que su luz se halla
afectada, tanto por su alta velocidad de rotación como por su intenso campo
gravitatorio. El lado de la izquierda (brillante) está próximo a nosotros,
mientras que el lado alejado (derecha) se ha apagado por completo. La luz que
aparece encima del agujero proviene del lado alejado del disco, curvado por la
gravitación como si hubiera atravesado una lente con distorsión.
Existe
una lucha gravitatoria sobre este gas y, finalmente, la estrella alcanza un
tamaño tal que la atracción gravitatoria de la enana arranca sus capas más
externas; a medida que la estrella continúa expandiéndose, la enana le arranca
un chorro continuo de gas. Dado que ambas estrellas se hallan en órbita mutua
continua, este gas tiene una componente de velocidad que le impide caer
directamente sobre la enana; en vez de ello, se sitúa en su órbita.
Desde
cerca, el anillo de gas —disco de captura se parecería en
mucho a los anillos de Saturno, pero brillando con luz propia. Existe una
diferencia muy importante, puesto que donde el chorro de gas emitido por la
gigante incide sobre el gas existente ya en el disco, la colisión produce un
punto muy brillante, que (en los sistemas enana-nova) puede eclipsar a las
propias estrellas. De esta forma, la enana blanca parece estar rodeada por un
débil disco gaseoso con un intenso punto caliente blanco que parpadea en un
lugar de su borde externo. Pero cada pocas semanas el disco completo (por
razones que aún no se comprenden del todo) se abrillanta, y un observador
próximo quedaría deslumbrado por el brillante anillo que rodea a la estrella
enana blanca; mientras que, desde nuestra distancia, vemos una explosión de
«enana nova».
Estos
discos de captura de gas no se comportan de forma similar a los anillos de
Saturno, constituidos por materiales sólidos que se mueven en órbitas
independientes. Los átomos de gas colisionan de continuo unos con otros, y, en
consecuencia, transfieren momento angular, spin hacia el exterior desde las
partes centrales del disco. De esta forma, aunque lentamente, la materia del
disco describe continuamente una espiral hacia adentro, y, en ocasiones, cae
sobre la superficie de la enana blanca. Esta acumulación de gas rico en
hidrógeno se degenera mantenido por la presión de los electrones, como en la
propia enana blanca, pero existe un inconveniente. La materia degenerada puede
tener cualquier tipo de núcleo con el fin de equilibrar la carga de los electrones
que la mantiene, excepto núcleos de hidrógeno, que son simples protones. En
estas condiciones de alta presión, los protones se combinan de forma explosiva
para dar helio. El hidrógeno acumulado es expulsado al espacio en forma de
concha en expansión, que temporalmente eclipsa el sistema de estrellas
original, como una explosión clásica de nova. Finalmente, el sistema se
recupera y el hidrógeno se acumula durante otros 100.000 años aproximadamente,
hasta que haya el suficiente para producir otra erupción.
¿Qué
relación existe entre esto y los agujeros negros? El disco de captura de un
sistema binario es el eslabón. Pero antes de estudiar los discos en torno a los
agujeros negros, investigaremos el caso intermedio de las estrellas de
neutrones en un sistema doble.
Imaginemos
el escenario anterior con la enana blanca sustituida por una estrella de
neutrones. Puesto que la fuente compacta es mucho menor, el disco de captura se
extiende más hacia el interior, y el gas, al girar allí con mucha mayor
rapidez, está mucho más caliente, tan caliente que emite rayos X intensamente.
Satélites de astronomía de rayos X han detectado en nuestra Galaxia
aproximadamente un centenar de fuentes de rayos X, y la mayoría son de este
tipo (o combinación similar, estrella de neutrones-supergigante, en la que la
estrella de neutrones recoge el gas desprendido de la mayor como viento estelar
y no como resultado de una batalla gravitatoria).
Un negativo de la región del cielo donde se encuentra la fuente de rayos X
Gygnus X-1. La estrella brillante del centro es HDE 226868; los rayos X
proceden de un disco de captura que rodea a la compañera invisible de esta
estrella. Los cálculos indican que esta compañera es, casi con seguridad, un
agujero negro. Fotografía de los Observatorios Hale (Palomar Sky Survey).
Sin
embargo, el intenso campo magnético de la estrella de neutrones causa otras
complicaciones. El gas caliente proveniente de la parte más interna del «disco
de captura» se canaliza hacia los polos magnéticos y acaba creando puntos
calientes de rayos X próximos a la superficie de la estrella de neutrones.
Fragmentos de roca en órbita alrededor de un agujero negro. El agujero es
una región del espacio de la que nada puede escapar debido a su interna
atracción gravitatoria; en este montaje, el agujero negro se destaca en un
fondo estrellado, con un halo coloreado en el que su gravitación ha
distorsionado la luz que pasa por su borde.
Cuando la
estrella gira, estos fogonazos de rayos X se dirigen hacia nosotros (de igual
manera que las ondas de radio de los pulsares, pero producidos de distinta
forma) como impulsos de rayos X. Los «púlsares de rayos X», descubiertos por
los satélites de rayos X, confirman la predicción de los teóricos de que una
estrella de neutrones es la responsable de la mayoría de las fuentes de rayos
X. Estas fuentes son de diferentes tipos: unas tienen cortas y repetidas
explosiones; otras «parpadean» de continuo; otras más, se abrillantan y
oscurecen de forma parecida a las novas ópticas. Sin embargo, los astrónomos de
rayos X están seguros de que todas ellas pueden explicarse como variantes del
modelo original de una estrella de neutrones en una binaria.
Pero
siempre hay una excepción, y en este caso es la «picara» fuente de rayos X
llamada Cyg X-l, la primera fuente de rayos X delectada en la constelación
Cygnus. Al principio pareció ser un típico sistema binario de rayos X; con
todo, su posición no estaba perfectamente determinada, como suele ocurrir en el
nacimiento de una nueva rama de la astronomía. Pero en 1971 los radioastrónomos
captaron este objeto como una fuente de radio y localizaron exactamente su
posición, que coincidía con la de una supergigante azul catalogada como HDE
226868; y los astrónomos ópticos pronto verificaron que las líneas espectrales
de esta estrella se desplazaban regularmente, mostrando que su velocidad
cambiaba de manera uniforme. Se hallaba en órbita, claramente, en torno a una
invisible compañera cada cinco días y medio. Hasta aquí, todo marchaba sobre
ruedas: este tipo de órbita cercana es la que los astrónomos esperaban de una
fuente de rayos X, pero había reservada una sorpresa: cuando calcularon la masa
de la invisible compañera, la misma resultó ser al menos cinco veces más pesada
que el Sol.
En la
actualidad hay una serie de argumentos contundentes que conducen a una
conclusión. Para que salgan rayos X desde un disco de captura, la estrella
central debe ser pequeña. Las enanas blancas son suficientemente pequeñas como
para constituirse en fuentes de rayos X blandos, pero casi todos los emisores
de rayos X duros están asociados con estrellas de neutrones. Una estrella de
neutrones o una enana blanca, si éste es el caso— no puede ser tan pesada como
cinco veces el Sol. El único objeto suficientemente pequeño, y de esta masa, es
un agujero negro.
Puede
parecer contradictorio afirmar que la fuente Cyg X-l de rayos X es un agujero
negro, ya que, después de todo, ningún tipo de radiación puede escapar del
horizonte de sucesos de una estrella colapsada. Sin embargo, sólo se trata de
una confusión de lenguaje, pues los rayos X provienen del disco de captura del
gas que se halla en órbita en torno al agujero. Ya hemos señalado que un
agujero negro no «absorbe» materia hasta que entra directamente dentro del
«horizonte de sucesos». El gas del disco se halla en órbita bastante fuera de
este radio, y el disco de captura siente una atracción gravitatoria muy similar
a la experimentada por un disco situado en órbita alrededor de una estrella de
neutrones. Dado que un agujero negro de la misma masa que una estrella de
neutrones sería más pequeño que ésta, el gas está más en espiral, y, por
consiguiente, más caliente, por lo que emite radiación con mayor libertad;
hasta que alcanza el horizonte de sucesos y desaparece.
Así pues,
la fuente Cyg X-l de rayos X es, estrictamente hablando, el disco de captura
que rodea a la compacta compañera de la supergigante HDE 226868. Pero este
«compacto objeto», ¿es definitivamente un agujero negro? Muchos astrónomos
afirman que así lo prueba su gran masa; y, además, no hay ningún signo de
pulsos regulares de rayos X que esperar si la implicada fuera una estrella de
neutrones. Otros astrónomos no aceptan con facilidad la idea de que hay que
admitir a los misteriosos y maravillosos agujeros negros dentro de nuestro
Universo, y procuran otras explicaciones a su respecto: quizá la compañera sea,
en realidad, dos estrellas de neutrones muy próximas; y tal vez HDE 226868 no
sea una supergigante, sino una estrella más débil y más próxima cuyo espectro
óptico se parece al de una supergigante. La mayoría de los astrónomos
contemplan a los toros desde la barrera, en espera de que el futuro ofrezca
alguna evidencia mayor.
Los
propios astrónomos de rayos X buscan más fuentes de rayos X semejantes a Cyg
X-l, y los satélites del Observatorio Astrofísico de Altas Energías registran
esperanzados el cielo. Estos nuevos satélites, clasificados como de tamaño
medio, son diez veces mayores que sus predecesores. Dado que están
acondicionados para recoger más cantidad de rayos X, sus detectores pueden
llegar a detectar fuentes de rayos X más débiles, y a facilitar sus posiciones
a los astrónomos ópticos con suficiente precisión como para que se vean
instados a buscar las estrellas compañeras. Se ha descubierto ya otra
posibilidad semejante a un agujero negro en la constelación Circinus.
Pero las
estrellas colapsadas no son los únicos agujeros negros posibles. Puede haberlos
mucho mayores y mucho más pequeños, y, de hecho, existe la evidencia de que en
el centro de otra galaxia hay un gran agujero negro. La colosal energía de las
muy distantes y brillantes galaxias llamadas quásares se relaciona asimismo,
probablemente, con los agujeros negros (se tratará este tema en el capítulo
siguiente). El gran número de evidencias fuerza en la actualidad, a la mayoría
de astrónomos, a aceptar en principio que los agujeros negros existen con suma
probabilidad en nuestro Universo. El problema consiste en encontrarlos.
§. La
explotación de los agujeros negros
Un agujero negro es invisible por definición. Sus únicos efectos sobre el resto
del Universo son los causados por su gravitación, su carga eléctrica y su
momento angular (spin), y, de hecho, éstos son los únicos tres aspectos
mediante los cuales resulta posible saber algo del agujero negro desde fuera de
él. Si comprimiéramos mil toneladas de agua para obtener un agujero negro, no
le distinguiríamos de otro de mil toneladas de chatarra. Algo más sorprendente:
un agujero negro hecho de antimateria es absolutamente idéntico a otro de
materia. Las matemáticas implicadas en la tísica del agujero negro son tan
complicadas que demostrar el teorema generalmente conocido como el de «un
agujero negro no tiene pelo» ha llevado varios años a algunos de los mejores
físicos del mundo.
Los
agujeros negros tienen probablemente una carga eléctrica muy pequeña, pues la
materia que se colapsa en su interior debe de ser eléctricamente neutra. Pero a
juzgar por el rápido giro de los púlsares de estrellas de neutrones, las
estrellas en colapso giran muy rápidamente. Los cálculos muestran que el
espacio vacío que rodea a un agujero negro en rotación está «distorsionado». Si
observamos un cohete que se dirige rectamente hacia el centro de un agujero
negro en rotación, la naturaleza distorsionada del espacio que le rodea
comenzará a atraer al cohete en la dirección de rotación, y el mismo se verá
obligado a describir una espiral. Más aún, supongamos que contamos con
tecnología para construir a cierta distancia del agujero una inmensa estructura
de acero que lo rodee, y totalmente simétrica de manera que no pueda ser
atraída. El espacio que gira alrededor del agujero hará girar a la estructura,
pudiéndose producir de esta forma una colosal cantidad de energía. Una estrella
colapsada produciría bastante más energía que la necesaria para abastecer
nuestra actual necesidad de consumo durante un tiempo mayor que la edad del
Universo; de hecho, miles de millones de veces mayor.
En otro
ensueño de los teóricos, podríamos enviar un cohete no tripulado al espacio
distorsionado que gira alrededor del agujero negro; una vez allí, una gran
parte del mismo se desprendería de manera cuidadosamente controlada. Si esta
división se realizase con cuidado, sería posible lograr que la parte separada
se precipitara lejos del espacio distorsionado, mientras el resto del cohete
caería a través del horizonte de sucesos. «Capturado» en la forma correcta, la
velocidad de estos restos que se mueven rápidamente podría extraerse como
energía.
En ambos
casos teóricamente, al menos podríamos extraer energía de los agujeros negros
en rotación. En el segundo ejemplo, podríamos disponer las cosas para obtener
más masa-energía que la que gana el agujero engullendo al cohete. Sin embargo,
existe un límite. Al extraerse su energía de rotación, el agujero negro se
frena, y finalmente se detendrá, pasando a ser una mera trampa gravitatoria.
Esto nos
conduce a otra forma de obtención de energía, no del propio agujero negro, sino
de la materia que cae dentro de él. El Cyg X-l puede constituir un prototipo
natural de esta clase de centrales de energía. Puesto que el gas en torno al
agujero negro describe una espiral hacia adentro, radia rayos X cuya energía
proviene básicamente del campo gravitatorio del agujero. Cuando una cantidad de
gas, o de cualquier otra cosa, cae dentro de un agujero negro, puede emitir una
cantidad de energía equivalente a casi la mitad de su propia masa. Un kilogramo
de gas, por ejemplo, puede ser capaz de radiar 420 gramos en forma de energía
(casi la mitad de su peso), dejando 580 gramos que, finalmente, caen a través
del horizonte de sucesos. El agujero negro se vuelve más pesado con esta última
cantidad, pero lograremos convertirla una vez más en energía; en el Sol, un
kilogramo de hidrógeno, al fusionarse en helio, libera sólo siete gramos de
energía.
Una antigua fotografía de Albert Einstein. Sólo tenía 26 años y trabajaba en
una oficina de patentes cuando elaboró su primera teoría de la relatividad, que
revoluciono nuestra concepción del espacio y del tiempo.
¿Cómo
producir un pequeño agujero negro en el laboratorio que, al echarle toda
nuestra basura, la convierta en energía? Asegurándonos de que el agujero posee
carga eléctrica, podríamos mantenerlo suspendido en un campo eléctrico frente a
la atracción de la gravedad terrestre (tal como en el antiguo experimento de
Millikan con gotas de aceite cargadas). Este dispositivo podría generar tanta
energía como una gran central convencional con sólo 500 gramos de basura al
año; esto resolvería todos nuestros problemas de energía, aun cuando no el de
la recogida de desperdicios.
De hecho,
existen dificultades insuperables para la explotación de agujeros negros en la
Tierra. En primer término, en la actualidad no hay ninguna forma conocida de
comprimir materia por debajo de un pequeño tamaño y obtener esa increíblemente
alta densidad.
El profesor Stephen Hawking, de la Universidad de Cambridge, ha realizado
los avances más importantes en gravitación desde Einstein.
Tendríamos
que comprimir una masa de un millón de toneladas hasta el tamaño de un núcleo
atómico para lograr que la velocidad de escape de su superficie fuera igual a
la velocidad de la luz.
Hay otra
razón, más fundamental aún, por la cual no se puede construir una diminuta
central de energía de agujero negro. Aun cuando resulte contradictorio, sucede
que los agujeros negros no son realmente negros. Un agujero negro de un millón
de toneladas permanecería incandescente a una temperatura de mil millones de
grados, más caliente que cualquier otro cuerpo conocido en astronomía; y, al
cabo de unos pocos años, explotaría en un cataclismo ante el cual la explosión
de una bomba de hidrógeno parecería una simple explosión de gas grisú.
§. La
explosión de los agujeros negros
¿Cómo puede un agujero negro no ser negro y explotar cuando su campo
gravitatorio es suficientemente intenso como para mantener incluso a la luz
dentro de su horizonte de sucesos? La idea original del agujero negro fue
demolida en 1974, al incorporarse las ideas de la teoría cuántica hasta
entonces no consideradas. La revolución resultante añadió nuevas y extrañas
características desconocidas al ya de por sí exótico concepto de agujero negro.
Y quizá lo más sorprendente de todo sea el hecho de que la fusión de las dos
teorías físicas más intrincadas -teoría cuántica y relatividad general fue
desarrollada de forma enteramente teórica por el notable físico Stephen
Hawking, de Cambridge.
Aunque
sólo cuenta treinta y tantos años, Hawking se ha acreditado ya como el
científico que ha llevado a cabo los avances más importantes en el conocimiento
de la gravitación desde el propio Einstein. Una agotadora enfermedad muscular
le ha confinado a un sillón de ruedas desde hace algunos años, impidiéndole
escribir sus ideas; así pues, la capacidad de su original pensamiento ha sido
señalada por la adversidad, ya que debe mantener todas sus ideas en la cabeza y
resolverlas por medio de una aritmética supermental. En Cambridge es conocido
tanto por su sentido del humor como por sus audaces y originales teorías sobre
los agujeros negros.
Hawking
efectuó su más importante descubrimiento a finales de 1973. Las ecuaciones de
la gravitación de Einstein consideraban la materia sólo como una masa que
produce una atracción gravitatoria, e ignoraban todos los extraños fenómenos
que tienen lugar a escala muy pequeña, como la dualidad onda-corpúsculo de la
materia, el principio de incertidumbre y la creación y destrucción de materia y
antimateria. Cuando se calculan problemas astronómicos, corno la órbita de
Mercurio, estos refinamientos no son necesarios, pero Hawking investigaba las
propiedades de los pequeñísimos agujeros negros, en los que la gravitación es
intensa y varía fuertemente a distancias muy pequeñas. Desde el punto de vista
de la teoría cuántica, su enfoque parecía demostrar que el agujero debería
emitir partículas elementales al espacio. En un principio, admitió que «debe de
haber un error»; pero no lo hubo, y su descubrimiento revolucionó el mundo
científico en marzo efe 1974, situando a Hawking en un lugar eminente entre
quienes han contribuido a la comprensión del Universo.
El
principio de incertidumbre, esa extraña ley que nos dice que no podemos conocer
simultáneamente la posición y la velocidad instantáneas de una partícula con
precisión absoluta, también se refiere a la energía. Resulta imposible medir la
energía precisa que posee un cuerpo o un sistema en un tiempo conocido
exactamente. Dicho de otra forma, un pequeño paquete de energía puede aparecer
repentinamente en el espacio vacío con tal de que desaparezca con suficiente
rapidez como para que no se lo pueda detectar y se cumpla la ley de
conservación de la energía. (Esta es, exactamente, la situación que permite que
las fuerzas de la Naturaleza actúen intercambiando partículas virtuales, como
vimos en el capítulo 6.) Este paquete de energía de corta vida se convertiría
en un par partícula-antipartícula (por lo general, electrón y positrón), y,
normalmente, éstas se aniquilarían casi al instante; y tampoco podríamos
conocer su breve existencia, ya que esto ocurriría con suma rapidez.
Pero si
un par materia-antimateria nace de la noche a la mañana en la región del
espacio exactamente fuera de un agujero negro, uno de los componentes del par
puede caer dentro de él y no podrá cancelarse con el otro de la forma habitual.
La última viajará como una partícula abandonada por el espacio. Desde lejos, el
agujero negro parece emitir electrones y positrones individuales que,
realmente, provienen de la región que le rodea. La energía positiva de la
partícula que escapa es equilibrada por la energía «negativa» que el agujero
negro proporciona al absorber la antipartícula. En efecto, las partículas
«libres» transportan masa desde el agujero negro, lo que disminuirá la masa y
el tamaño de éste. Finalmente, toda la masa del agujero negro se «evaporará» de
esta poco ortodoxa forma. Los agujeros negros no son la muerte final de la
materia: aun cuando, efectivamente, destruyen la identidad de todo lo que cae
en ellos, y nada puede salir intacto otra vez, acaban disociándose en una
lluvia de las partículas más sencillas posibles. Parece poético que el corazón
de un muerto, una estrella masiva que empezó como gas (hidrógeno)
fundamentalmente constituido por protones y electrones, termine, después de
todas sus vicisitudes (núcleos de la complejidad del hierro y la ignominia del
total colapso gravitatorio), en una explosión de partículas fundamentales
nuevas.
Sin
embargo, los números muestran que los cálculos anteriores de los núcleos de las
estrellas colapsadas son correctos a todos los efectos. La producción de
partículas de Hawking es más efectiva cuando el campo gravitatorio varía
notablemente en pequeñas distancias, lo que significa que su importancia es
tanto menor cuanto más grandes y pesados son los agujeros negros. El agujero
negro de Cyg X-l tardará en desaparecer un tiempo bastante mayor que la edad
actual del Universo: de hecho, en la actualidad le arranca gran cantidad de gas
a su compañera, que luego pierde por «evaporación» de partículas fundamentales.
La
situación es dramáticamente diferente para los agujeros más pequeños, que a la
sazón trataba Hawking. En el infierno del «Big Bang» con que comenzó el
Universo hace unos 15.000 millones de años, es bastante posible que se
produjese una gama completa de pequeños agujeros negros. Los más pequeños se
habrán evaporado ya, pero los de cierta masa estarán desapareciendo ahora.
Puesto que la «evaporación» hace los agujeros negros menos masivos y, por
consiguiente, más prolíficos en el número de partículas que salen de ellos, el
chorro de salida aumenta con el tiempo, y la desaparición final tiene lugar en
una fracción de segundo con una gran explosión de energía. Literalmente, el
agujero negro explota. Los astrónomos buscan ahora estallidos de rayos gamma y
ondas de radio que puedan provenir de tales explosiones. Si los descubren, ello
supondrá un tremendo triunfo de la perspicacia de Hawking en cuanto a la
comprensión del exótico funcionamiento del Universo.
Las
energías de las partículas que salen de un agujero negro verifican la
distribución de radiación del «cuerpo negro». De esta forma, es posible decir a
qué temperatura se halla un agujero negro. Un agujero negro de la masa del Sol
—de unos 6 kilómetros de extensión está en realidad sólo una diezmillonésima de
grado por encima del cero absoluto de temperatura. Otro, de la masa de la Luna
—de 0,25 milímetros de extensión, debería ser confortablemente cálido, mientras
que los agujeros negros de mil millones de toneladas, que pueden estar
explotando en la actualidad, se hallan a unos 120 mil millones de grados. Por
consiguiente, no puede afirmarse que los agujeros negros sean negros. Aunque
absorben toda la luz que llega a ellos, hay una delgada región exactamente
fuera del horizonte de sucesos que «brilla» de continuo y que drena la energía
acumulada en el agujero.
¿Qué
ocurre dentro de un agujero negro? Ignoramos a los agujeros negros que gira», pues
la teoría indica que pueden transportarnos a otro Universo. Aun cuando los
teóricos pueden alegremente describir «nuestro Universo» y «otros universos»
mediante ecuaciones, y decir que están conectados por estos agujeros negros que
giran, no es del todo cierto que una nave espacial que se aventurase dentro de
un agujero negro emergiera en otro universo lleno de galaxias diferentes. Si
volásemos directamente hacia un agujero negro que no girase, una vez dentro
podríamos ver qué le ocurre al núcleo de nuestra masiva estrella en colapso.
Ninguna fuerza conocida podría detenerlo; y Stephen Hawking y su maestro, el
matemático Roger Penrose, demostraron en 1969 que el resultado inevitable es
una «singularidad». Toda la materia se colapsa hasta un volumen prácticamente
cero. Una singularidad es un punto matemático en el espacio, en el cual una
masa se halla comprimida a densidad infinita en una región de tamaño
exactamente nulo. Incidentalmente, este teorema confirma que una vez que
nuestra nave esté dentro del agujero negro, deberá acabar siendo también una
singularidad, infinitamente comprimida.
Las
singularidades son aún más desconcertantes para los físicos cine los agujeros
negros que las rodean. Algunos teóricos han intentado demostrar que las
singularidades están siempre rodeadas por un agujero negro, y que por eso se
hallan ocultas a nuestra vista. Pero esto no constituye una censura cósmica:
las singularidades aisladas probablemente existan, y es deber de los teóricos
el procurar explicarlas.
Existe
una posible solución. Tal como John Wheeler, de la Universidad de Princeton, ha
señalado apasionadamente, estas últimas singularidades provienen de una teoría
gravitacional que ignora los efectos cuánticos de la materia; así pues, cuando
comprimimos la materia de esta forma hasta tamaños muy pequeños y energías muy
altas, los efectos cuánticos son extremadamente importantes.
Los agujeros negros pueden considerarse un ejemplo extremo de cómo la
materia distorsiona d espacio y el tiempo, originando efectos gravitatorios. En
esta analogía bidimensional, el «espacio» está representado por cuadrados sobre
una lámina flexible. Una pesada bola (arriba) distorsiona el espacio,
produciendo el efecto de la fuerza gravitatoria de un objeto masivo. Si se
agrupase una masa mayor en la misma esfera, la región local de espacio podría
llegar a distorsionarse tanto (abajo) que la parte central desaparecería del
Universo como un agujero negro.
Al igual
que las otras fuerzas, la gravitación tiene que ser transportada por
«partículas de fuerza», los gravitones; pero éstos están «encubiertos» por la
teoría de la relatividad general, que considera a la gravitación como una
distorsión del espacio y del tiempo. Y resulta extremadamente difícil combinar
ambas teorías para la misma fuerza. Existe asimismo la esperanza de combinar la
gravitación con las demás fuerzas como aspectos diferentes de una única fuerza.
¿Desaparecerá
la desconcertante predicción de las singularidades en el Universo cuando, como
dice Wheeler, «se haya consumado el ardoroso matrimonio de la relatividad
general con la física cuántica»? ¿Acabará realmente el centro de una estrella
muerta como un punto de tamaño cero en el espacio, o la nueva física predecirá
quizás algún pequeño y extraño cuerpo en su lugar?
El campo
de los agujeros negros es la mezcla más intrincada de astronomía y física. Los
astrónomos buscan a los agujeros negros grandes, por los efectos de su
atracción gravitatoria; y a los pequeños, por sus explosiones.
La
tísica, mientras tanto, puede guiar a los astrónomos en sus búsquedas; y puede
asimismo proporcionar respuestas a alguna de las cuestiones que no se pueden
responder experimentalmente, tal como revelar qué sucede realmente en el
siempre invisible interior de un agujero negro.
Capítulo
10
Geografía del Universo
Al igual
que la Tierra, el Universo posee su geografía. Nuestro Sol es un miembro típico
de una galaxia típica; y nuestra Galaxia de la Vía Láctea, que tiene unos
100.000 millones de estrellas, es sólo una entre millones de galaxias.
Entre las galaxias grandes, la de Andrómeda es la más cercana a nosotros; se
halla a «únicamente» 2¼ millones de años luz. Esta espiral difusa se compone de
unos 200.000.000.000 de estrellas, demasiado débiles como para ser vistas
individualmente. A simple vista aparece como una débil mancha brumosa. La
Galaxia de Andrómeda es el objeto más distante visible sin telescopio.
(Copyright del Instituto de Tecnología de California y la Institución Carnegie
de Washington. Reproducido con permiso de los Observatorios Hale.)
Contenido:
§. El
nacimiento de la Vía Láctea
§. Las espirales de la Vía Láctea
§. Hermanos en el espacio
§. Los quásares
§. Los mini-quásares
§. Los mensajes de las radio-galaxias
§. ¿Centrales de energía en los quásares?
Vivimos
en una inmensa rueda de Santa Catalina de estrellas que gira lentamente: la
Galaxia de la Vía Láctea. Nuestro Sol es un miembro intermedio de la familia de
nuestra Galaxia, constituida por unos 100.000 millones de estrellas. Nuestras
vecinas más próximas brillan en el cielo nocturno cual puntos parpadeantes,
mientras que las cohortes distantes, demasiado débiles como para ser vistas
individualmente, se acumulan en perspectiva formando la banda luminosa de la
Vía Láctea. Los astrónomos han analizado al detalle la familia de estrellas de
la Vía Láctea, y se ha logrado establecer la historia de la vida y la muerte de
una estrella estudiando los distintos tipos de ellas en nuestra Galaxia.
Observando lo que ésta contiene, los astrónomos han deducido los complejos
procesos de las nubes de gas que se colapsan en estrellas, los de la explosión
de éstas nuevamente en gas y polvo, y, también, los de las exóticas estrellas
de neutrones y los agujeros negros.
Sin
embargo, nuestra Galaxia es una más de los millones de galaxias del Universo.
Nuestras dos vecinas más próximas, las Nubes de Magallanes, que pueden verse
desde el hemisferio sur, brillan cual nubes ensortijadas tras el velo de las
estrellas más cercanas de nuestra propia Galaxia. Por su parte, los
observadores del hemisferio norte pueden detectar, en los atardeceres claros
del otoño, la más débil y ovalada Galaxia de Andrómeda. Esta galaxia, el objeto
más lejano que podemos ver a simple vista, se halla a dos millones de años luz
de nosotros. Es una galaxia inmensa, constituida por el doble de estrellas que
la Galaxia de la Vía Láctea, pero reducida debido a su distancia a una simple
luminaria en el cielo.
Los
telescopios, por supuesto, ponen de manifiesto muchas más galaxias,
especialmente mediante fotografías de larga exposición que revelan sus débiles
regiones más externas. Hay galaxias de todos los tamaños: además de las más
pequeñas, de formas variadas, las mayores son galaxias, bien espirales o bien
difusas bolas ovaladas, características de las galaxias elípticas. Las
espirales son galaxias con carácter: con un poco de práctica, un astrónomo
puede individualizar galaxias por los detalles de la estructura de sus brazos
espirales, con la misma facilidad con que encuentra a un antiguo conocido en la
calle. Sin embargo, las elípticas son mucho más anónimas, y sólo contados
astrónomos podrían identificar de manera infalible una galaxia elíptica en
especial únicamente a partir de su fotografía.
Las
diferencias entre los tipos de galaxias las pequeñas e irregulares, las grandes
espirales y las elípticas, que son de todos los tamaños— dependen, como veremos
más adelante, de cómo se formaron originalmente. Quizá sean más sorprendentes
sus similitudes que sus diferencias. En principio, el espectroscopio muestra
que los espectros de galaxias están cruzados por líneas oscuras,
correspondientes a las «huellas digitales» de los elementos que se encuentran
en estrellas de nuestra Galaxia. En realidad, estudios efectuados con ordenador
han mostrado que es bastante fácil simular el espectro de una galaxia
combinando simplemente la luz de tipos de estrellas comunes en la Galaxia de la
Vía Láctea.
Una hermosa galaxia espiral simétrica, catalogada como NGC (New General
Catalogue) 1566. Fotografía del Observatorio Anglo-australiano.
Es decir,
las otras galaxias están formadas por estrellas muy parecidas a las de la
nuestra, y así lo han comprobado los astrónomos directamente en las más
próximas. Las fotografías de las Nubes de Magallanes y de la Galaxia de
Andrómeda (así como las de otras próximas) muestran brillantes estrellas
individuales que tienen los colores y el brillo que cabría esperar.
Otras
galaxias espirales —y las irregulares contienen gas y polvo interestelar, a los
que, una vez más, el espectroscopio muestra como muy similares al gas y al
polvo de nuestra Galaxia. Así pues, la Vía Láctea es una galaxia de tipo medio
y sin nada especial dentro del escenario cósmico. Constituye una fuente de
información muy eficaz para los astrónomos, ya que las estrellas y el gas de
nuestra Galaxia son muy bien conocidos y, aparentemente, no hay razón por la
que no pudiéramos transferir todo nuestro conocimiento a los elementos
constituyentes de otras galaxias. Contrapuestamente, si observamos todos los
tipos de galaxias del Universo, sus similitudes y diferencias, podremos
apreciar cómo la Vía Láctea encaja en ellos, aprendiendo así algo más acerca del
tipo de galaxia que ella es; de la misma forma que podremos entender más acerca
de la Tierra si la comparamos con los demás planetas de la familia del Sol, o
descubrir algo acerca del pasado y el futuro del Sol estudiando las otras
estrellas de nuestra Galaxia.
Una
galaxia como la nuestra contiene estrellas de todas las edades, al igual que
cualquier galaxia espiral o irregular. Actualmente nacen estrellas jóvenes en
medio de inmensas nubes de gas y polvo, como en la cercana Nebulosa de Orion.
El Sol tiene unos 5.000 millones de años, y muchas estrellas son aún más
viejas. No obstante, existe un límite de edad de aproximadamente 15.000
millones de años. Podrían detectarse estrellas —habría que decir cúmulos de
estrellas— más viejas, pero no se las ha encontrado en nuestra Galaxia, por lo
que los astrónomos han llegado a la conclusión de que ésta se formó hace unos
15.000 millones de años. Esto constituye una notable similitud, ya que
virtualmente todas las demás galaxias parecen tener aproximadamente la misma
edad. No es una medición que los astrónomos puedan efectuar con total
precisión, pero existe certeza de que no hay galaxias extremadamente viejas.
Investigaciones recientes han detectado galaxias que pueden haberse formado más
recientemente, pero son raras y se las incluye en la insignificante categoría
de «enanas». Las galaxias mayores se formaron aproximadamente al mismo tiempo.
En el
ámbito de los físicos fundamentales, todas las galaxias son idénticas. Todas
están constituidas por las mismas partículas fundamentales, influidas por las
mismas fuerzas. En consecuencia, las constituyen estrellas y nubes de gas y
polvo semejantes. Para el físico, el contraste entre los hermosos brazos de una
galaxia espiral y la simplicidad de otra, elíptica, es apenas una diferencia de
muy poca importancia que puede explicarse como un pormenor de la galaxia en
formación. La gran semejanza entre los ingredientes básicos de las galaxias, y
sus casi idénticas edades, indica a los astrónomos que se formaron a partir de
una nube continua de gas que colmaba el Universo. Hace unos 15.000 millones de
años esta «nube» (quizá «médium» fuere una denominación más adecuada, ya que
llenaba el Universo por entero) comenzó a disgregarse en trozos que se
colapsaron bajo su propia atracción gravitatoria y formaron las galaxias,
dejando virtualmente vacío el espacio entre ellas.
§. El
nacimiento de la Vía Láctea
Nuestra Galaxia empezó cual una inmensa nube de hidrógeno y helio de
aproximadamente 300.000 años luz de extensión, una de las porciones del gas
general que colmaba el Universo y que la gravitación había unido. Cuando se
contrajo, bajo la fuerza de su propia atracción gravitatoria, esta
«protogalaxia» (precursora de una galaxia) se hizo cada vez más densa, hasta
que el gas comenzó a fragmentarse en una miríada de trozos más pequeños que se
colapsaron en las primeras estrellas de la Galaxia de la Vía Láctea.
Eran
estrellas bastante raras, ya que estaban constituidas únicamente por hidrógeno
(tres cuartas partes en peso) y helio (una cuarta parte). Las estrellas
posteriores, como el Sol, tienen una pequeña mezcla de elementos más pesados,
por ejemplo carbono, silicio y hierro, que se formaron en una supernova
anterior y fueron esparcidos por ella. Estos elementos forman también los
granos de polvo del espacio interestelar; cuando las estrellas actuales se
forman en densas nubes de polvo y gas, estos granos de polvo juegan un
importante papel, ya que enfrían el gas central, permitiendo su colapso en
estrellas. Pero en el comienzo de nuestra Galaxia, los únicos elementos que
existían eran los dos más ligeros, el hidrógeno y el helio; y las primeras
estrellas no pudieron haber nacido en el aislamiento de una cortina de polvo.
En rigor de verdad, los astrónomos no pueden aún ofrecer exactas razones acerca
de cómo aparecieron estas primeras estrellas; de todos modos, una vez que se
hubieron formado, las reacciones nucleares en sus corazones comenzaron a
convertir los «combustibles» básicos en elementos más pesados, y las estrellas
más masivas pronto explotaron como supernovas, esparciendo los elementos más
pesados a través de la Galaxia y empezando a formar la mezcla de elementos que
hoy vemos en el espacio.
La
protogalaxia debe haber comenzado siendo prácticamente esférica, cual un
inmenso globo de gas en colapso que girase lentamente. La gravitación, al
intentar atraer todo el gas hacia adentro, desafiaba la ley física que
establece que la cantidad de spin (momento angular) debe conservarse siempre.
Cuando gradualmente la nube se encogió, giró con mayor rapidez; y todo el gas,
en vez de caer en el centro, acabó siendo un disco en rotación. Este era el
único acuerdo al que podían llegar la gravitación y el momento angular. El
efecto total de la materia en el disco da lugar a una complicada distribución
del campo gravitatorio, pero la atracción gravitatoria total atrae a cada parte
del disco hacia el centro, y esta fuerza es equilibrada por el giro del disco. Constituye
algo bastante semejante a la rotación de los planetas alrededor del Sol, pero
en este caso no hay únicamente un cuerpo muy pesado en el centro: cada estrella
y la nube de gas del disco— experimenta la atracción gravitatoria de las otras,
y, como promedio, una atracción hacia el centro, los brazos espirales de
nuestra Galaxia forman parte de este disco, y el Sol es una de sus estrellas.
Sin embargo, antes de observar esta parte de la Galaxia hay que examinar una
región más antigua.
En las
extensiones más externas de la protogalaxia original esférica, las estrellas
comenzaron a formarse antes de que el gas se colapsara en el disco. Existe una
diferencia muy importante en el modo en que se mueven el gas y las estrellas en
una galaxia. En un gas, los átomos se mueven a alta velocidad y colisionan de
continuo; así pues, las velocidades y movimientos muy rápidos se promedian. A
esto se debe el que la protogalaxia, al contraerse, se aplanase,
transformándose en un disco en rotación: cualquier átomo de gas que hubiera
seguido el «mal camino» se habría visto obligado muy pronto a moverse de la
misma forma que la mayoría. Y este colapso tuvo lugar muy rápidamente en la
escala de tiempo astronómica: en apenas unos cien millones de años.
Sin
embargo, el gas que se transformó en las estrellas primitivas siguió un destino
diferente. Las estrellas se hallan en órbita en la galaxia sin aproximarse
mucho unas a otras. Pensemos en lo pequeño que es el Sol comparado con las
distancias entre las estrellas; si redujésemos la escala de las estrellas a la
humana, ello supondría situar a las personas separadas unas de otras una media
de 10.000 kilómetros; y, en consecuencia, la probabilidad de que dos personas
se encontraran accidentalmente durante su vida resultaría mínima. De este modo,
una vez nacida una estrella, sólo será afectada por la atracción gravitatoria
media de toda la Galaxia. Las estrellas que se formaron cuando la Galaxia era
todavía una bola inmensa siguen órbitas que las llevan de acá para allá, por
encima y por debajo de la región del disco de nuestra Galaxia, a través de una
gran zona esférica que los astrónomos llaman el halo de la
Galaxia.
Pueden
detectarse estas estrellas del halo de diversas formas. Suelen contener menos
elementos pesados en la superficie que las estrellas del disco, simplemente
porque se formaron antes. Además, describen grandes órbitas alrededor de la
Galaxia y pueden seguir cualquier rumbo por el espacio, moviéndose sólo en
ocasiones a través del disco. Cuando el Sol gira alrededor del centro galáctico
con las otras estrellas del disco, nos adelantamos a cualquiera de las
estrellas del halo que pasan a través del disco próximas a nosotros. Nos parece
que estas estrellas, que se mueven lentamente, lo hacen muy rápidamente en
dirección contraria, y por esto se han ganado el nombre completamente erróneo
de «estrellas de alta velocidad», cuando en realidad quien lleva esta velocidad
es el Sol. Antes de que los astrónomos especificaran la forma en que está
construida nuestra Galaxia, parecía casi astrológico que existiera una relación
entre la composición química de una estrella y su velocidad aparente a través
del espacio.
Aproximadamente
la décima parte de las estrellas del halo no siguen órbitas individuales, sino
que se agrupan en cúmulos gigantes de hasta un millón de estrellas. Estos
grandes cúmulos globulares son, naturalmente, lo más evidente del halo. A pesar
de sus distancias al disco de unas decenas de miles de años luz, algunos de
estos baluartes más externos de nuestra Galaxia pueden verse incluso sin
telescopio. Desde el hemisferio sur, dos de ellos son visibles como «estrellas
difusas» y se los ha designado con nombres de estrellas, Omega Centauri y
Tucanae 47. En la constelación septentrional de Hércules hay uno más débil, que
puede verse en noches realmente claras y tiene la misteriosa denominación de
MI3.
Esto
indica que se trata del decimotercer objeto del catálogo recopilado por Charles
Messier, buscador de cornetas francés del siglo XVIII, apodado por Luis XV «el
hurón de los cometas». A Messier le incomodaba cada vez más el número de
objetos nebulosos del cielo que podían tomarse por cometas débiles a primera
vista, y el resultado de su famoso catálogo de 103 «nebulosas». De algunas de
ellas sabemos ahora que son auténticas nebulosas gaseosas, como la Nebulosa de
Orion (M42); de otras, que son galaxias (la galaxia de Andrómeda es M31); y, de
algunas más, que son cúmulos de estrellas como MI3 o Las Pléyades (M45). La
numeración de Messier se emplea todavía como una manera útil de identificar las
nebulosas más brillantes, los cúmulos y las galaxias, incluso aunque se haya
sustituido su catálogo hace tiempo por otros mucho más comprensibles para uso
de los especialistas. Resulta irónico que Messier sea recordado ahora, no como
descubridor de cometas (trece en total), sino por su lista de «estorbos» celestes.
Los
objetos más antiguos que es posible ver son los cúmulos globulares.
Uno de los más antiguos cúmulos estelares de nuestra Galaxia, un cúmulo
globular catalogado como NGC 3201, fotografiado en el Observatorio
Anglo-australiano.
Las
estrellas que los forman brillan regularmente desde hace unos 15.000 millones
de años, o sea tres veces más que la vida del Sol y casi desde el comienzo del
propio Universo. (Nuestra Galaxia se formó poco después del nacimiento del
Universo, como veremos en el próximo capítulo.) Los astrónomos se felicitan
especialmente de que existan cúmulos globulares, que permiten fechar la
formación de la Galaxia, ya que no resulta fácil medir las edades de las
estrellas individuales del halo. Con los cúmulos, sin embargo, ello es
«relativamente» fácil.
Cuando se
formó el primer cúmulo, a partir de una nube de gas, aparecieron estrellas de
masas diferentes y comenzó la fusión del hidrógeno en helio en sus núcleos.
Pero las estrellas tienen una vida media limitada y, como vimos en el capítulo
8, las masivas derrochan a un ritmo prodigioso su «combustible» y terminan como
supernovas al cabo de unas decenas de millones de años. Por consiguiente, los
cúmulos globulares no pueden contener en la actualidad ninguna de estas
estrellas. Una estrella con la masa del Sol de unos 10.000 millones de años en
un cúmulo globular de 15.000 millones de años, habrá completado ya su
evolución, y será ahora una insignificante enana blanca. Las estrellas algo
menos pesadas atravesarán estadios de enormes gigantes rojas, y sólo cuando
descendamos a estrellas muy ligeras encontraremos que todavía fusionan
hidrógeno en sus núcleos. Estas estrellas de baja masa consumen hidrógeno con
tanta lentitud que sus provisiones durarán prácticamente el tiempo de vida del
Universo.
La teoría
nos informa acerca del tiempo que durará la provisión de hidrógeno de una
estrella de fusión de hidrógeno (una estrella de «la secuencia principal» en la
jerga de los astrónomos). Así, si consideramos un cúmulo, podemos encontrar
dónde se halla la estrella de fusión de hidrógeno más pesada dibujando un
diagrama Hertzsprung-Russell de la luminosidad de cada estrella frente a su
temperatura, y siguiendo la secuencia principal desde el extremo inferior
derecho hasta donde termina abruptamente. Las estrellas que se encuentran al
final de la secuencia son las que finalizan su fusión de hidrógeno; sus núcleos
están a punto de colapsarse y la estrella completa su proceso de hinchazón
hasta convertirse en una gigante roja. Sabemos teóricamente el tiempo que ha
debido permanecer una estrella en esta posición de la secuencia principal (que
corresponde a una determinada masa) con el fin de fusionar toda su provisión de
hidrógeno central; este tiempo es, por consiguiente, la edad del cúmulo.
Una amplia perspectiva del centro de nuestra Galaxia en la Constelación de
Sagitario. Las trazas de polvo, próximas al disco, constituyen una banda negra
que atraviesa esta acumulación de viejas estrellas y oculta el diminuto núcleo
central detectado por los radioastrónomos y astrónomos de infrarrojo, la raya
es un satélite terrestre que ha atravesado el campo durante la exposición.
Como ya
hemos mencionado, los cúmulos más viejos tienen del orden de los 15.000
millones de años. Este debe de ser el tiempo que hace que nuestra Galaxia se
separó del gas general que colmaba el Universo, y los cúmulos globulares y
otras estrellas del halo pronto quedaron desamparados. Al seguir órbitas que
las llevan eternamente a través del gigantesco dominio original de nuestra
protogalaxia, estas primeras estrellas quedaron detrás de los nueve décimos del
gas que penetró profundamente para formar el disco de la Galaxia. Hasta hace
pocos años, los astrónomos consideraban el halo como una parte menor de la
Galaxia, y sólo se interesaban en él a causa de la edad de sus estrellas. Pero
en la actualidad hay un sentimiento creciente por parte de algunos astrónomos
en cuanto a que pueden haber subestimado nuestro halo galáctico, ya que en
lugar de ser sólo un décimo de la masa del disco puede ser diez veces más
pesado.
La
primera indicación al respecto provino de los teóricos que estudiaban los
brazos espirales del disco de la Vía Láctea: efectuaron el desconcertante
descubrimiento de que sus ecuaciones no daban cuenta de brazos espirales tan
largos, a no ser que el halo tuviera un fuerte efecto gravitatorio. Esto
significa que la inmensa región del halo debe contener al menos tanta materia
como el disco; y los últimos estudios de los cúmulos globulares y de las
pequeñas galaxias cercanas a nosotros han mostrado que la Galaxia de la Vía
Láctea parece tener una atracción gravitatoria mucho más fuerte que lo
esperado. El único sitio en donde esta masa extra puede estar «escondida» es en
el halo que se extiende por arriba, por debajo y en torno al disco. Por
consiguiente, podría llegar a modificarse nuestra imagen de la Vía Láctea,
pasando de ser un importante disco de gas y estrellas, rodeado por unas pocas
estrellas más viejas, a convertirse en una inmensa región esférica
constituyente de la mayor parte de la masa de la Galaxia y que contiene un
disco relativamente poco importante, que sólo destaca por el resplandor de sus
constituyentes.
Sin
embargo, muchos astrónomos se muestran cautos ante esta imagen del «halo
masivo», por la sencilla razón de que no pueden ver en la actualidad toda la
supuesta materia extra; cada estrella del halo tendría que tener cien veces más
materia, y ésta no es visible. ¿Qué es la materia extra? Ciertamente, no está
constituida por estrellas o gas ordinario, ya que los astrónomos la podrían
detectar con telescopios ópticos, radiotelescopios o telescopios de rayos X; y
tampoco está formada por granos de polvo, pues éstos impedirían nuestra visión
del Universo más lejano. Pero existen diversas posibilidades de que haya
materia en el halo sin que los astrónomos puedan detectarla.
Una de
ellas, obviamente, es la de que exista un vasto número de agujeros negros, por
definición invisibles; o alternativamente una plétora de objetos del tamaño de
planetas que se muevan de modo independiente en vez de situarse en órbita en
torno a una estrella.
La galaxia espiral M83 fotografiada en el Observatorio Anglo-australiano. El
disco posee brazos espirales constituidos por porciones de gas y estrellas de
reciente formación, mientras que las regiones del centro se componen de viejas
estrellas esparcidas de modo más uniforme. Por encima y por debajo del disco
hay un gran halo de viejas estrellas débiles, que aquí no aparece.
Cuerpos
menores y mayores que granos de polvo no bloquearían, de forma significativa,
la luz procedente de más allá de la Galaxia; y al ser más ligeros que cincuenta
veces Júpiter, no brillarían como estrellas. Si los astrónomos que creen en el
halo masivo están en lo cierto, nuestra Galaxia no está constituida
predominantemente por estrellas y nubes de gas. Estos constituyentes obvios
serían en realidad sólo un componente minoritario, y la mole de la Galaxia
sería esencialmente materia invisible: agujeros negros, planetas, icebergs.
Esta controversia es de difícil resolución, ya que los astrónomos no pueden
proceder a observaciones para decidir al respecto; así pues, los teóricos han
tomado la delantera al declarar que la materia extra es invisible. Esta es la
cuestión más importante que actualmente nos formulamos acerca de las galaxias
en general, y de la nuestra en particular.
Dejemos
ahora el todavía enigmático halo y sigamos el destino del resto del gas de la
protogalaxia, que se asentara para formar el disco en rotación. Aquí nacieron
las estrellas, aunque no todo el gas se transformó en estrellas. Hasta la
fecha, una décima parte del disco está constituida por el gas primitivo
mezclado con los restos expulsados en las explosiones de supernova de estrellas
moribundas. Las supernovas arrojan elementos pesados dentro del gas, y, de este
modo, las próximas estrellas que se formen tendrán abundancia de estos
elementos y estarán rodeadas por granos de polvo que pueden condensarse en
planetas.
La
característica más obvia del disco de nuestra Galaxia, como lo vemos desde
fuera, es que de ningún modo parece un «disco», sino un par de brazos espirales
que se desenrollan desde el centro de la Galaxia, tal como se ve en las
fotografías de otras galaxias espirales. Hasta cierto punto, esto es sólo una
especie de ilusión, ya que los brazos espirales están ensartados de estrellas
brillantes y nebulosas resplandecientes que les vuelven más visibles, mientras
que las estrellas más débiles están esparcidas de modo más uniforme tanto entre
los brazos como en ellos.
Desde que
el tercer Marqués de la Rosa viera por primera vez brazos espirales en algunas
galaxias próximas, con ayuda de su monstruoso telescopio, el modelo de espiral
constituyó durante un siglo un enigma fascinante. El problema reside en que no
todas las estrellas del disco de una galaxia se mueven en torno al centro a
igual velocidad.
Los brazos espirales de nuestra Galaxia puestos de manifiesto por la emisión
de radio de 21 cm del hidrogeno neutro. Esta «fotografía» de la Galaxia, en
planta, está centrada en el centro de la Galaxia; la posición del Sol se
identifica par el pequeño punto circular de encima. (La porción blanca de abajo
se debe al método utilizado para confeccionar el mapa.) Cortesía de Gart
Westerhout.
Si los
brazos espirales estuvieran siempre constituidos por las mismas estrellas, las
que dentro de cada uno de ellos se hallasen más próximas al centro de la
galaxia girarían más deprisa que las más alejadas; y, así, los brazos acabarían
enrollándose gradualmente cada vez más. Esto no condice con los brazos abiertos
que vemos en la mayoría de las espirales, por lo que finalmente los astrónomos
han sugerido una teoría que parece concordar con las observaciones.
Comencemos
por suponer una galaxia de disco, en la que las estrellas (dejando a un lado el
gas por el momento) estén esparcidas a través del disco, pero ligeramente
concentradas en un modelo de dos brazos espirales. Cuando las estrellas se
mueven a lo largo de sus órbitas, las que partieron de un brazo se mueven fuera
de él en la región situada entre ambos, mientras que las que originariamente se
encontraban entre los brazos, se situarán en órbita dentro de uno de ellos. Por
consiguiente, las estrellas que forman un brazo cambian constantemente, y el
brazo espiral es sólo un modelo que muestra dónde se concentran más
intensamente las estrellas. Podría esperarse que el modelo de espiral se
distorsionara con rapidez como resultado de los movimientos de las estrellas,
pero aquí reside lo más bello de la teoría. Dado que en un principio las
estrellas estaban más concentradas en los brazos espirales, éstos tienen una
atracción gravitatoria mayor que cualquier otra parte del disco. Una estrella
que se halla en órbita hacia un brazo, se acelerará al aproximarse a él e irá
más lenta cuando se aleje. En consecuencia, a diferencia de un planeta que
describe una órbita circular en torno al Sol, una estrella no circunda la
galaxia a velocidad constante, sino que emplea más tiempo en la región de un
brazo espiral. Pero mientras la estrella está en esa zona, su atracción
gravitatoria contribuye a la atracción total de la misma, y esto lleva a que se
alteren las velocidades de las demás estrellas, de modo que también ellas estarán
más tiempo en la región del brazo.
El
resultado es que el modelo no se altera. Este conjunto de dos brazos espirales
gira en verdad despacio, pero a distinta velocidad que la de las estrellas, por
lo que siempre conserva su bella forma. Si miramos ahora uno de los brazos
espirales, y volvemos a hacer lo propio dentro de 50 millones de años, las
estrellas que lo forman habrán cambiado, pero la espiral sólo habrá girado
ligeramente. Sin embargo, el modelo de dos brazos espirales ha sido generado
por el movimiento de las estrellas a través de ellos: este modelo es
consecuencia de su propia gravitación y no tiene como objeto guiar las vidas de
nuestros antepasados, como pretendían los insustanciales mitos de los antiguos
transmitidos de generación en generación.
El modelo
de espiral tiene un efecto más dramático sobre el gas del disco. El impacto de
un cambio repentino de velocidad del brazo agrupa el gas en gigantescas nubes
que se ensartan en el interior de los brazos, que los granos de polvo destacan
cual un forro oscuro de los brillantes brazos. Además, la repentina compresión
puede obligar a las nubes a colapsarse en estrellas, y fotografías de otras
galaxias muestran los brazos enjoyados con nebulosas brillantes de estrellas
recientes. Las estrellas de fusión de hidrógeno extremadamente masivas también
iluminan los brazos, pero como estas estrellas muy brillantes viven sólo un
breve periodo antes de explotar como supernovas, no tienen siquiera tiempo para
situarse en órbita fuera del brazo en el que han nacido. Los brazos espirales
son lugares emocionantes repletos de estrellas recién nacidas, de estrellas
muertas y de otras más exóticas y brillantes.
§. Las
espirales de la Vía Láctea
Dado que vivimos en el espeso disco de la Vía Láctea, a unos 30.000 años luz de
su centro, no resulta fácil ver la estructura espiral de nuestra Galaxia. A
este respecto, los astrónomos conocen menos de nuestra propia Galaxia que de
otras. Una aproximación consiste en contemplar los tipos de objetos que viven
únicamente en los brazos espirales, grandes nebulosas y estrellas brillantes
masivas. De esta forma, los astrónomos han determinado que el Sol se encuentra
aproximadamente a mitad de camino entre las espiras de los brazos. Unos 7.000
años luz más afuera se encuentra el brazo de Perseo, mientras que a la misma
distancia hacia el centro galáctico está el brazo de Sagitario. Próximas al Sol
se encuentran las jóvenes estrellas brillantes y nebulosas igualmente
sobresalientes en la constelación de Orion, aun cuando en la actualidad los
astrónomos piensan que este «Brazo Local» es apenas un apéndice del brazo de
Perseo. Guando el Sol se halla en órbita a través de un brazo mayor, el cielo
entero debe de ser tan brillante como la constelación de Orion.
Un distante cúmulo de galaxias, catalogado como Abell 1060, fotografiado en
el Observatorio Anglo-australiano. Las manchas borrosas (arriba) son galaxias
elípticas, y abajo es visible una gran galaxia espiral. (Los cuatro objetos,
brillantes son estrellas de nuestra Galaxia; las cruces son efecto óptico del
telescopio.)
Los
radioastrónomos han dado un impulso mayor al intento de poner al descubierto la
estructura espiral completa de la Galaxia. Afortunadamente, el átomo más común
del espacio, el hidrógeno, emite radiación en la parte de radio del espectro.
El átomo de hidrógeno es simplemente un electrón que se halla en órbita en
torno a un protón, y ambas partículas giran sobre sus ejes. La teoría cuántica
insiste en que sus ejes de giro están alineados, y en que pueden girar en igual
dirección o en direcciones opuestas, pero nunca en otro plano. Al pasar del
«mismo spin» al «spin opuesto», los electrones emiten un cuanto de energía: un
fotón de longitud de onda de 21,106 centímetros. Aunque cada átomo de hidrógeno
hace esto raramente una vez cada 11 millones de años de media- , hay'
suficiente hidrógeno para que se emita una señal que pueda medirse.
Puesto
que ésta es una línea espectral cuya longitud de onda se conoce con gran
precisión, los astrónomos pueden medir la velocidad de cualquier nube de
hidrógeno interestelar que se aleje de nosotros, o se nos acerque, observando
el corrimiento Doppler de la longitud de onda que emite. Según los patrones
ordinarios, la Galaxia gira rápidamente (el Sol se halla en órbita en torno al
centro galáctico a 250 kilómetros por segundo), y la velocidad de rotación
necesaria para equilibrar la atracción gravitatoria de la Galaxia depende de la
distancia de la nube o de la estrella al centro. Así pues, casi todo el
hidrógeno se mueve respecto a nosotros.
Sintonizando
cuidadosamente la emisión de 21 centímetros de las nubes de hidrógeno, los
astrónomos llegaron a dos importantes resultados. Primero: pueden «pesar» la
Galaxia. Cada estrella y cada nube de gas tiene determinada su velocidad por la
atracción gravitatoria de las demás estrellas y del gas más cercano al centro
galáctico. Mediante cálculos, los astrónomos pueden determinar el modo en que
se distribuye la masa de la Galaxia. Dentro de la órbita solar, la masa total
es de aproximadamente 100.000 millones de soles; y puesto que el Sol se halla a
aproximadamente dos tercios del borde del disco, la masa total de este es tal
vez un 50% mayor. (Desgraciadamente, este método nada nos dice acerca del halo
masivo que puede o no rodear al disco.)
Si se
invierten estos resultados, una vez que se sabe cómo gira el disco, los
astrónomos pueden emplear la velocidad aparente de una nube de gas para
calcular su distancia. Luego, pueden representarse estas nubes de gas denso de
los brazos espirales en un mapa que muestre la forma de gran espiral de nuestra
Galaxia de la Vía Láctea. Los astrónomos ópticos no pueden ver estas distantes
regiones de los brazos, pues los granos de polvo del espacio interestelar
bloquean su luz, por lo que constituyó una etapa significativa en la historia
de la radioastronomía el que los mapas del hidrógeno de los brazos mostraran lo
que se podía aprender de otras radiaciones que no fueran la luz.
§.
Hermanos en el espacio
Hemos dado un rápido vistazo a la Galaxia de la Vía Láctea, nuestro sistema
familiar y una de las bellas espirales típicas. Nuestra gran vecina más
cercana, la Galaxia ele Andrómeda, casi gemela de la nuestra aunque
aproximadamente la mitad de extensa, es una de las espirales más grandes
conocida. Básicamente, todas las espirales se parecen a la nuestra, con tenues
halos y discos brillantes: para comprender la rica variedad de hermosas formas
que estas galaxias pueden adquirir, lo mejor es contemplarlas en fotografías.
Los
astrónomos clasifican las espirales según la abertura de sus brazos y el tamaño
de la «joroba» de viejas estrellas del centro del disco. Incidentalmente,
resulta improbable que las galaxias cambien de un tipo a otro cuando envejecen.
Las formas de las galaxias están probablemente determinadas por la manera en
que se colapsaron las protogalaxias originales. Un tipo de espiral ligeramente
diferente corresponde a las clasificadas como espirales barradas, en
las que la joroba central de viejas estrellas forma una corta barra y las
estrellas se hallan en órbitas que conservan la forma de barra en vez de
mantenerse como brazos espirales. Por consiguiente, no podemos excluir la
posibilidad de que nuestra Galaxia sea una espiral barrada, Algunos astrónomos
piensan que algunos sorprendentes movimientos de gases, próximos al centro
galáctico, tienen su origen en la atracción gravitatoria de una barra en
rotación.
Las
galaxias espirales más pequeñas son aproximadamente un tercio de la nuestra.
Hay otras galaxias más pequeñas con aproximadamente la misma mezcla de gas y
estrellas, pero no tienen forma espiral, sino otra indefinida, por
lo que se las denomina galaxias irregulares. La Nube Pequeña de Magallanes,
visible desde latitudes australes, es una de estas pequeñas galaxias
irregulares. Su compañera, la Nube Grande de Magallanes, es un fascinante caso
límite. Es casi tan grande como para ser espiral, y sé tiene la convicción de
que posee una barra central v un débil brazo espiral; hay astrónomos que
sugieren clasificarla como una «espiral tipo Magallanes» de un brazo.
Las galaxias de un cumulo son invisibles para un telescopio de detección de
rayos X. Los rayos X se originan en una nube de gas muy caliente situada entre
las galaxias v que se condensa hacia el centro del cúmulo. Este «mapa de
contorno» en color codificado muestra los rayos X emitidos por el gas del
cumulo de galaxias Perseus. Cortesía de John Zarnecki.
Tanto las
espirales como las irregulares contienen mucho gas, que, en la actualidad, da
lugar a la formación de estrellas. Pero en el Universo hay otra clase de
galaxias, sin gas y sin estrellas en formación. Al ser estas galaxias las
primeras en condensarse, todo el gas de la protogalaxia debió convertirse en
estrellas sin dejar nada para generaciones futuras, o bien sus gases residuales
fueron expulsados de un modo u otro. Estas estrellas han estado en órbita
indefinidamente durante los últimos 15.000 millones de años en un volumen
prácticamente esférico de espacio, constituyendo una galaxia elíptica sin
rasgos distintivos. Las galaxias elípticas carecen de carácter o
individualidad; hasta hace pocos años, los astrónomos las consideraban simples
reliquias descoloridas de un perdido esplendor, pero descubrimientos
recientes han revelado algunas elípticas diferentes, como veremos más
adelante.
Sin
embargo, contemplemos ante todo el trazado general de las galaxias en el
espacio. No están esparcidas al azar, sino agrupadas gregariamente en cúmulos
de todos los tamaños. Nuestro Grupo Local de Galaxias está formado por la Vía
Láctea alineada con la Galaxia de Andrómeda, una galaxia más pequeña en la
Constelación del Triángulo, las Nubes de Magallanes y un par de docenas de
galaxias enanas; es pequeño, a escala cósmica, pero es probablemente un rincón
típico del Universo. Incluso en este Grupo Local, próximo a escala
extragaláctica, se han efectuado interesantes descubrimientos: los
radioastrónomos descubrieron una corriente de gas hidrógeno que liga a las
Nubes de Magallanes con nuestra Galaxia, y cuyo rastro se extiende a través de
200.000 años luz por el casi vacío espacio intergaláctico; además, encontraron
galaxias enanas, tan débiles que serían virtualmente invisibles fuera del Grupo
Local, aunque probablemente sean el tipo más común en el Universo; y, por
último, una galaxia gigante elíptica, Maffei 1, que puede ser el miembro mayor
de nuestro grupo, pero que no se detectó hasta 1968 por encontrarse detrás del
polvo que oscurece nuestra Galaxia.
Otros
cúmulos de galaxias son mayores, con más de tres mil miembros que se mantienen
juntos, cual un enorme enjambre, debido a sus atracciones gravitatorias mutuas.
En el centro de los cúmulos mayores acechan las galaxias elípticas
supergigantes, las más masivas del Universo. Muchos astrónomos piensan que han
alcanzado este tamaño —cien veces más pesado que el de la Vía Láctea— por
canibalismo. Tras iniciarse como grandes elípticas corrientes, han engullido a
las galaxias que pasan por el centro del cúmulo, añadiendo estas estrellas a
sus propias poblaciones e hinchándose hasta dimensiones enormes.
Entre las
galaxias de estos ricos cúmulos hay una vasta cantidad de gas caliente (y aquí,
«caliente» significa la inimaginable temperatura de 100.000.000 °C). Este gas
emite rayos X de manera copiosa, aun cuando produce poca luz visible, y los
satélites de astronomía de rayos X han detectado unas cincuenta de estas nubes
de gas, extremadamente distantes, atrapadas por la gravitación de los cúmulos
de galaxias. Este gas atrapado quizá sea la explicación de por qué las galaxias
de los ricos cúmulos son, casi todas, elípticas, especie rara en el Universo.
Cualquier galaxia que se mueva a través del gas del cúmulo será despojada del
suyo propio, convirtiéndose en una galaxia formada únicamente por estrellas
viejas. En los cúmulos, los astrónomos han señalado un subtipo de elípticas:
galaxias en forma de lente de viejas estrellas que parecen ser restos de
galaxias espirales corrientes, despojadas de su gas por este procedimiento y
dejando sólo un disco de viejas estrellas. Una espiral ordinaria, como nuestra
Vía Láctea, no sería afortunada si se encontrase en un rico cúmulo: si lograse
escapar a las predaciones de la galaxia caníbal supergigante del centro, podría
verse privada de sus bellos brazos espirales por el gas del cúmulo.
Existe
todavía otro gran misterio en torno a los cúmulos de galaxias: la masa perdida.
Una imagen sobreexpuesta del brillante quásar más próximo, 3C 273; el quásar
aparecería como un punto luminoso si su luz rio juera dispersada por la
atmósfera terrestre.
Los
astrónomos pueden calcular las masas de las galaxias elípticas a partir de la
configuración de sus líneas espectrales, ensanchadas por el corrimiento Doppler
de sus estrellas, o bien a partir de los pares de elípticas que se hallan en
órbita una respecto a otra. Así, resulta bastante sencillo sumar las masas de
todas las galaxias de un cúmulo y ver cómo sería la intensa atracción
gravitatoria entre ellas. Pero las galaxias de un cúmulo se mueven con excesiva
rapidez: la atracción gravitatoria no es suficiente como para mantenerlas
juntas; por lo que los astrónomos han llegado a la conclusión de que debe de
haber algo en el cúmulo que le proporcione una atracción gravitatoria extra, y
que esta materia invisible suministra de cinco a diez veces la masa existente
en las propias galaxias.
Las
galaxias se distribuyen de forma que la masa desaparecida debe de hallarse
extendida por el cúmulo. Aunque el gas caliente está esparcido de esta forma,
las mediciones de rayos X muestran que no lo hay en grado suficiente; la masa
desaparecida parece encontrarse en un número inmenso de cuerpos invisibles.
Esto es factible si se tiene en cuenta que el hecho de que sólo veamos una
décima parte de la materia de los cúmulos es una idea notablemente similar a la
de que la mayor parte de la masa de nuestra Galaxia puede consistir en un halo
invisible. Algunos de los más osados astrónomos actuales especulan acerca de
que la mayor parte de la materia del Universo pueda ser invisible, tanto en lo
que respecta a los radioastrónomos de rayos X y de otras radiaciones, así como
en cuanto a los telescopios ordinarios. Sin embargo, el interrogante está aún
lejos de obtener respuesta. Puede haber, de hecho, vías para resolver el
problema de la masa desaparecida sin dar un paso osado, y por ello los
astrónomos no cejan en sus intentos por comprender lo que ocurre en estos
inmensos cúmulos, las concentraciones más grandes de materia del Universo.
§. Los
quásares
En 1963, los astrónomos despertaron bruscamente de la contemplación efectuada
desde siglos de un firmamento cual un paraíso de serena armonía, con planetas
en suave órbita en torno a las estrellas, con estrellas circundando
elegantemente a las galaxias, y con galaxias como islas tranquilas en el
espacio.
Cuando este gran radiotelescopio de Jodrell Bank queda enlazado
electrónicamente con otros radiotelescopios distantes, pueden discernirse
detalles sutiles en la estructura de radioemisión de los quásares.
La joven
ciencia de la radioastronomía se asoció a la astronomía óptica y el resultado
fue otro descubrimiento sorprendente: los quásares.
Los
radioastrónomos se hallaban en una primera etapa de su exploración de las ondas
de radio procedentes del cielo. Su tarea consistía en catalogar las
radiofuentes individuales y en medir con precisión sus posiciones, de modo que
los astrónomos ópticos pudieran ver lo que sucedía en ese punto del cielo. Ya
se sabía que las fuentes de nuestra Galaxia coincidían con nebulosas calientes
(como la Nebulosa de Orion) y con conchas de gas que se expandían desde viejas
supernovas, siendo la más famosa la Nebulosa del Cangrejo. Algunas galaxias,
asimismo, parecían ser radiofuentes; y la segunda más intensa del cielo llamada
Cignus A fue asociada con una distante y débil galaxia. Dado que esta fuente
«eclipsaba», en términos de ondas de radio, a miles de galaxias más próximas,
algo extraordinario debía de estar sucediendo allí. Sin embargo, el mundo
astronómico no estaba aún preparado para la magnitud del nuevo descubrimiento.
La
historia del quásar comenzó bastante inocentemente, al detectarse con precisión
tres pequeñas fuentes de radio que coincidían con objetos semejantes a
estrellas en las placas fotográficas del cielo. Los astrónomos supusieron que
estos puntos de luz eran realmente estrellas de nuestra Galaxia, pero estrellas
de una clase especial, pues constituían potentes transmisores de radio. Los
espectros de estas estrellas eran en verdad peculiares. En vez de una banda
luminosa de todos los colores, cruzada por líneas oscuras, estas «estrellas»
mostraban líneas brillantes cuyas longitudes de onda resultaban aún más
sorprendentes.
Como
vimos en el capítulo 7, cada elemento emite y absorbe luz de longitudes de onda
específicas, que únicamente varían por efecto Doppler cuando proceden de una
estrella que se mueve en nuestra propia Galaxia. Pero las líneas de estos
objetos, semejantes a estrellas, correspondían a un elemento desconocido que
resultaría incluso peculiar para una estrella que emite ondas de radio.
La clave
la proporcionó otra fuente de radio catalogada con el número 273 en el tercer
catálogo de Cambridge de radiofuentes, con abreviatura 3C 273. La Luna pasó por
delante de esta fuente en 1962; los radioastrónomos midieron el momento exacto
en que estas señales de radio se interrumpían y volvían a aparecer, y así
calcularon su posición exacta. Los astrónomos ópticos consideraron que era una
«estrella» verdaderamente brillante —visible con un telescopio corriente y,
asimismo, con un espectro peculiar. En febrero de 1963, el astrónomo
holando-americano Maarten Schmidt encontró súbitamente la respuesta. En uno de
esos momentos de intuición que constituyen hitos en una carrera científica,
advirtió que el modelo de las líneas era simplemente la «huella dactilar» del
hidrógeno, pero desviada hacia el extremo rojo del espectro en un 15,8%. Si se
trataba de un corrimiento Doppler, el objeto se alejaba de nosotros a 45.000
kilómetros por segundo, demasiado velozmente como para ser una estrella de la
Vía Láctea. Puesto que, evidentemente, no eran estrellas, estos objetos fueron
denominados «objetos cuasiestelares», abreviados más tarde como «quásares».
Hay una
interpretación natural al respecto. Como veremos con mayor detalle en el
próximo capítulo, el Universo se expande de modo que, cuanto más distante se
halle una galaxia, más rápidamente se aleja de nosotros, y sus líneas
espectrales presentan un corrimiento Doppler mayor hacia el extremo rojo del
espectro. Los quásares tendrían que situarse más allá del dominio de las
galaxias, alejándose con la expansión general del Universo; y el cambio de
longitud de onda debería informarnos acerca ele su distancia. 3C 273 se
hallaría entonces a 2.000 millones de años luz de nuestra Galaxia.
El telescopio de 11 metros de diámetro del Observatorio Nacional Kitt Peale,
en Atizona, detecta radiación en la frontera entre las ondas de radio y las
infrarrojas, constituyendo así un puente entre los telescopios ordinarios de
reflexión y los radiotelescopios. Estas longitudes de onda son emitidas
intensamente par los quásares. Cortesía de Jan Robson.
Pero,
dado el caso, los quásares son inmensamente brillantes. Muchos de ellos son
cientos de veces más brillantes que una galaxia normal, y comparativamente
diminutos, apareciendo en las placas fotográficas cual puntos de luz; se
parecen más a una estrella que al extenso contorno de una galaxia distante. Y
los astrónomos pueden apelar a un argumento muy simple para decir
aproximadamente cuál es el tamaño de un quásar, como veremos a continuación.
Imaginemos
que, de pronto, pudiera apagarse el Sol. Ahora bien, el borde del Sol se halla
ligeramente más lejos de la Tierra que el centro del disco; así, las señales
luminosas desde el borde tardan alrededor de dos segundos más en alcanzarnos.
Aun cuando la superficie solar se oscureciese en un instante, veríamos al
momento que el centro se vuelve negro, pero nuestros ojos registrarían todavía
fotones del borde, que le habrían abandonado dos segundos antes, cuando el Sol
aún brillaba. De este modo, percibiríamos que una onda de oscuridad avanzaría
desde el centro hacia afuera, para alcanzar el extremo del Sol dos segundos
después. La luz del Sol parecería apagarse con lentitud, simplemente a causa de
su tamaño. Un astrónomo distante, que viera el Sol como un simple punto de luz,
se atrevería a afirmar que nuestro Sol tiene unos dos segundos luz de radio,
simplemente cronometrando su extinción.
Los
quásares no son faros constantes en el espacio, sino que «titilan», se
abrillantan y oscurecen tan irregularmente como una bujía con la brisa, aun
cuando su titilación tiene lugar ' a escala de meses. Por consiguiente, los
astrónomos pueden afirmar de inmediato que los quásares poseen únicamente una
extensión de algunos meses luz. Y aquí reside el nódulo del problema. Si los
quásares están tan lejos como sus corrimientos Doppler lo indican, producen
tanta luz como un centenar de galaxias, y ello desde una región casi un millón
de veces menor que una galaxia. Esto significa tanta luz como la de diez
billones de estrellas agrupadas en una región espacial que tuviese 1/10 del
tamaño de la distancia del Sol a la estrella más próxima.
Algunos
astrónomos se resistieron a creerlo así, y la década de 1960 y los tempranos
1970 asistieron a la gran controversia sobre los quásares. Los astrónomos más
destacados se enfrentaron unos a otros, y se cuestionaron la identidad de los
quásares, su lejanía y la desviación de sus líneas espectrales hacia el rojo.
Otros llegaron tan lejos como para exigir nuevas leyes de la física que
explicaran los quásares. La controversia ha amainado en la actualidad, y la
mayoría de astrónomos concuerda en que los quásares contienen realmente mucha
energía en un pequeño volumen, y en que, en verdad, son los objetos más
distantes del Universo.
Los
quásares se descubrieron antes de tiempo. Los astrónomos de los primeros años
de la década de 1960 no estaban preparados para aceptar este caos en su
ordenado Universo. A partir de entonces, todas las ramas de la astronomía
subrayaron este derroche de energía de la Naturaleza. A pequeña escala (en
sentido galáctico), los astrónomos de rayos X descubrieron potentes fuentes
binarias de rayos X —en las que el gas que incide sobre una estrella de
neutrones ha convertido parte de su masa en energía —, así como los aún más
dramáticos agujeros negros, en donde el gas que los rodea —que describe una
espiral hacia adentro— ha convertido casi la mitad de su masa en energía. De
hecho, en 1963 se desconocían las ultracompactas estrellas de neutrones y los
aún más exóticos agujeros negros. Nadie por entonces advirtió que la Naturaleza
había proporcionado formas de convertir de modo tan eficiente materia en
energía y, por consiguiente, las fuentes de energía de los quásares
constituían, naturalmente, un enigma.
A partir
de ese momento, los astrónomos que estudian el escenario extragaláctico
verificaron que el Universo es violento. Nada hay tranquilo, desde las galaxias
ordinarias por un lado hasta los quásares por olio. La mayoría de las galaxias
parecen poseer un diminuto «núcleo» central donde se supone que radicaría la
clave del fenómeno quásar. Por ejemplo, algunos núcleos de galaxias son
efectivamente «miniquásares»; y los hay en una gama completa de galaxias, desde
aquéllas cuyos núcleos son demasiado débiles para brillar o afectar el entorno
de la galaxia, pasando por las que brillan débilmente y expulsan nubes de gas
desde el centro, hasta las galaxias cuyo núcleo es tan brillante que resulta
difícil ver lo que las rodea. Los quásares «clásicos» parecen ser, simplemente,
los núcleos más energéticos de todos, los más violentos criminales en un
Universo en el que todos los núcleos de las galaxias son, en mayor o menor
grado, malhechores. Y dado que los quásares son tan impetuosos, los astrónomos
tuvieron, naturalmente, noticias de ellos antes que de sus hermanos más
pacíficos, dando a conocer sus hazañas en las publicaciones de astronomía.
§. Los
miniquásares
Incluso nuestra propia Galaxia puede abrigar en su corazón un «subminiquásar» o
un «microquásar». El centro de nuestra Galaxia fue territorio desconocido hasta
hace pocos años, supuesto que los astrónomos ópticos no podían estudiarlo por
entero; los granos de polvo interpuestos absorben prácticamente toda la luz. Se
ha estimado que sólo una parte en cien mil millones de la luz del centro
galáctico llega hasta nosotros, y esto no es suficiente para detectarla ni
siquiera con los mayores telescopios. Así pues, los astrónomos ópticos se
hallan curiosamente en una posición que les permite saber más acerca de los
núcleos de otras galaxias, a millones de años luz, que del núcleo de la
nuestra.
Sin
embargo, las radiaciones de longitud de onda más larga pueden penetrar el
polvo, y los radioastrónomos saben, desde hace veinte años, que las enormes
nubes de gas próximas al centro galáctico se alejan de él, como si hubiera
habido una explosión hace unos millones de años. En la actualidad, con técnicas
perfeccionadas, se han familiarizado con las regiones centrales al encontrar
una pequeña radiofuente, de sólo el tamaño de la órbita de Júpiter en torno al
Sol. A escala de nuestra Galaxia, esto supone un minúsculo volumen de espacio;
y en comparación con su tamaño, es un radiotransmisor tremendamente potente: si
se comparan volúmenes, es tan intensa como los núcleos emisores de los
quásares.
Los
astrónomos de infrarrojo han aportado otra pieza al rompecabezas al observar
que el brillo del infrarrojo aumenta hacia el centro de la Galaxia, debido
simplemente a que las estrellas están allí más agrupadas. Si viviéramos dentro
del centro de la Galaxia, en una región de un año luz de extensión, el cielo
estaría tachonado de millones de brillantes estrellas próximas, rivalizando la
más brillante de todas con la Luna llena. No habría noche real, pues las
estrellas mantendrían el cielo iluminado todo el tiempo.
El
espacio entre las estrellas del centro está surcado por chorros de gas, y los
movimientos de este gas informan a los astrónomos de infrarrojo acerca de la
masa existente. En 1977, mediciones de este tipo mostraron que parecía haber
mucha más masa próxima al centro que de la que pueden dar cuenta las estrellas.
Una vez más, la «masa desaparecida», pero, ahora, en el corazón de nuestra
Galaxia. A pesar de que es necesario comprobar estas dificultosas mediciones,
algunos astrónomos han dado el paso decisivo sugiriendo que esta masa extra
forma un gigantesco agujero negro en el centro de la Galaxia. Este masivo
estómago, cinco millones de veces más pesado que el Sol (pero únicamente veinte
veces mayor, no sólo explicaría con certeza la masa desaparecida; el gas y las
estrellas desintegradas describirían una espiral hacia su interior, y su masa
podría convertirse en las enormes cantidades de radioondas que captamos
procedentes del centro galáctico. La radiofuente que constituye el
«microquásar» podría ser la región que rodea a un masivo agujero negro, que
indicase el centro preciso de nuestra Galaxia de la Vía Láctea.
Al
parecer, hemos ingresado en el dominio de la ciencia ficción con los inmensos
agujeros negros que se tragan a las estrellas. Pero hay razones de peso para
pensar que los agujeros negros son la explicación «más aceptable» de los
miniquásares y de los quásares, en opinión de Martin Rees, astrónomo de
Cambridge. Rindámonos a la evidencia, pues un comportamiento tan extraño es
difícil de explicar de otra forma.
Las demás
galaxias espirales pueden poseer microquásares parecidos al nuestro, pero la
mayor parte de ellos deben de ser demasiado débiles como para poderlos
detectar. La siguiente etapa en la escala de miniquásares son las Galaxias de
Seyfert. Observadas por vez primera por el astrónomo americano Cari Seyfert, en
1943, son aparentemente galaxias espirales normales, pero con un núcleo central
excepcionalmente brillante al que ahora podíamos denominar miniquásar. En torno
a él surgen chorros y nubes de gas a enormes velocidades de miles de kilómetros
por segundo. Claramente, el miniquásar indica el lugar de algún tipo de
tremenda explosión.
Resulta
bastante interesante el que aproximadamente una de cada diez de las grandes
galaxias espirales del mismo tipo que la Vía Láctea— posea uno de estos núcleos
brillantes y nubes de gas en explosión. Y existen buenas razones para pensar
que las Galaxias de Seyfert no hayan sido siempre tan activas. Es más probable
que sus núcleos se inflamen bastante a menudo, lo que abre la fascinante
posibilidad de que, ocasionalmente, se puedan inflamar los núcleos de todas las
grandes espirales y se manifiesten como Galaxias de Seyfert de miniquásares.
Quizás el microquásar del corazón de nuestra propia Galaxia esté ahora en
reposo: en el pasado, y quizá nuevamente en el futuro, pudo y pueda inflamarse
con la actividad del miniquásar del núcleo de una Seyfert.
Cuando
investigamos el espectro del centro de una Seyfert, descubrimos que la
denominación «miniquásar» resulta incluso más idónea. El núcleo es
intrínsecamente más débil que un quásar, y las líneas espectrales muestran
menor corrimiento Doppler de longitud de onda, simplemente porque las Seyfert
están comparativamente más cerca a escala cósmica; pero, por otro lado, el
espectro es casi idéntico al de un quásar. Cualquier cosa que suceda en un
quásar ocurre también, a menor escala, en el núcleo de una Seyfert.
Estos
núcleos fluctúan asimismo en brillo, como un quásar. Irónicamente, algunos de
los núcleos más brillantes de las Galaxias de Seyfert se clasificaron en
primera instancia como estrellas variables, pues en las fotografías de corta
exposición no se ven los «difusos» alrededores de las estrellas que constituyen
la galaxia, sino únicamente el brillante y parpadeante núcleo. Puesto que esto
sucedió antes de que los astrónomos hubiesen aceptado la violencia a escala
galáctica, estos puntos de luz variable se asimilaron a débiles estrellas
variables de nuestra propia Galaxia.
En 1978,
los astrónomos descubrieron una Galaxia de Seyfert relativamente próxima, cuyo
núcleo es tan brillante: e intenso como un quásar real. Catalogada como ESO
113-IG45 o Fairall 9, acorde con su descubridor el astrónomo sudafricano
Anthony Fairall, esta galaxia es «el eslabón perdido» entre las Seyfert y los
propios quásares. Está suficientemente cercana a nosotros como para apreciar
tanto el centro tipo quásar como las estrellas que rodean la galaxia. Si se
pudiera llevar la Fairall 9 cada vez más lejos, los alrededores de la galaxia
aparecerían difusos y borrosos, llegando a hacerse invisibles, mientras que el
punto brillante del núcleo seguiría mostrándose aún en las fotografías. A esta
distancia, la galaxia se movería con bastante rapidez debido a la expansión del
Universo, y el espectro del núcleo presentaría un gran corrimiento Doppler; y
los astrónomos dirían: «Esto es un quásar.»
El
astrónomo americano Jerome Kristian abordó la misma cuestión desde el otro
extremo para terminar ofreciendo igual respuesta. Kristian seleccionó los
quásares más próximos, e intrínsecamente más débiles, y descubrió que las
fotografías de larga exposición muestran un débil entorno «difuso», que es la
luz combinada de todas las estrellas ordinarias de la galaxia que rodea el
núcleo del quásar.
Por
consiguiente, los quásares no son tan extraños, ni objetos completamente
distintos, como parecían al principio. Son únicamente versiones superpotentes
de los núcleos de galaxias, que difieren sólo en el grado de violencia de los
que comenzó a estudiar Cari Seyfert en la década de 1940. Como era de esperar,
estos núcleos galácticos, extremadamente violentos, son realmente raros en el
Universo, ya que la mayoría de los potentes se hallan muy lejos. Únicamente en
unos cuantos próximos, como Fairall 9, puede verse la galaxia que les rodea. La
enorme potencia de estos núcleos, que hace que las regiones centrales brillen
tan intensamente (el quásar 3C 279, por ejemplo, puede ser diez mil veces más
resplandeciente que toda nuestra Galaxia), implica que los astrónomos puedan
verlos incluso a enormes distancias. Los astrónomos pueden detectar quásares
mucho más lejanos que una galaxia ordinaria. Estos faros celestes son los
objetos más alejados que los telescopios pueden mostrarnos.
§. Los
mensajes de las radiogalaxias
No cabe duda en cuanto a que los quásares son espectaculares. Pero muy poco
revelan acerca de dónde se origina su asombrosa energía. Quizá los agujeros
negros grandes constituyan una posibilidad para ello, pero los astrónomos
necesitan una mayor evidencia antes de rechazar otras alternativas. Y he aquí
que los radioastrónomos han descubierto una pista fundamental en unas galaxias
que, aun no siendo insólitas en fotografías, son potentes radiotransmisores.
Gygnus A
fue la primera radiogalaxia potente identificada. Como ya hemos visto, los
astrónomos se mostraban sorprendidos por la potencia de su radiotransmisión, y
el impacto fue mayor cuando mediciones más sensibles descubrieron que las ondas
de radio no provenían del centro de la Galaxia; en vez de ello, las que
generaban las ondas de radio eran enormes nubes, una a cada lado de la Galaxia.
Cygnus A se convirtió en la radiogalaxia típica (ahora se conocen cientos de
ellas), pero prácticamente todas las galaxias están formadas por un par de
nubes radioemisoras. Si nuestros ojos fueran sensibles a las ondas de radio,
veríamos el doble por la noche, pues aun cuando las propias galaxias seguirían
siendo invisibles, contemplaríamos en cambio (despreciando las fuentes de radio
de nuestra Galaxia) el ciclo colmado de estas «nubes» dobles.
El gran
astrofísico soviético Josef Shklovsky fue el primero en calcular que el tipo de
radioemisión de estas nubes debe proceder de electrones que se mueven a gran
velocidad en un campo magnético. El problema que atormentó a los
radioastrónomos durante los últimos veinte años consiste en saber cómo llegaron
los energéticos electrones y el campo magnético al virtualmente vacío espacio
exterior de la galaxia, y por qué se escindieron en dos nubes distintas a ambos
lados de la misma.
Un par de
grandes nubes radioemisoras puede no parecemos un suceso tan violento como la
actividad encerrada en un núcleo de quásar, pero los cálculos muestran que hay
involucrada allí una enorme cantidad de energía. En primer término, las
radionubes de Cygnus A son emisoras tan potentes de radioondas como la luz de
todas las estrellas de la Vía Láctea; y, además, estas nubes emisoras se hallan
en un espacio prácticamente vacío. Cálculos posteriores muestran que la energía
real que se mantiene encerrada en las nubes —en forma de campo magnético y
energía de movimiento de los electrones es inmensamente mayor que lo esperado.
Consideremos que para mantener al Sol brillando durante toda su vida es preciso
que una milésima parte de su masa se transforme en energía, según la ecuación
de Einstein: E = mc2
El mayor objeto conocido del Universo, la radiogalaxia 3C 236. Esta
«fotografían generada por ordenador muestra su radioemisión; la galaxia en sí
coincide con el rectángulo central, mientras que las dos «nubes» de radio
exteriores están separadas por 20 millones de anos luz. (Copyright de
Netherlands Foundation for Radio Astronorny, publicado con permiso del
Observatorio de Leiden.)
Pensemos
acerca de la continua emisión de luz y calor del Sol y multipliquémosla por
diez mil millones de años; esto supone la cantidad de energía equivalente a
sólo una milésima de la masa solar. Cada una de las nubes radioemisoras de
Cygnus A contiene la energía equivalente a cien mil soles. En otras palabras,
tendríamos que destruir totalmente esta cantidad de estrellas típicas y
convertirlas por entero en energía, en forma de electrones rápidos y campo
magnético, para producir una radiofuente tan potente. Más aún, estas nubes se
hallan fuera de la propia galaxia, donde no hay estrellas que proporcionen toda
esta energía.
No cabe
duda de que la energía debe provenir del núcleo de la galaxia. Algunos quásares
poseen un par muy similar de grandes nubes de radio, y en este caso la fuente
de energía es, obviamente, el violento núcleo. Asimismo, muchas radiogalaxias
tienen una diminuta radiofuente en sus corazones, lo que es señal de que ocurre
algo especial, aun cuando esto no sea la causa de que el núcleo brille tan
intensamente como un quásar.
La
explicación más común entre los radioastrónomos actuales dice que de los
núcleos de galaxia brotan «haces» de electrones rápidos en direcciones
opuestas, que abren túneles a través del tenue gas que se extiende en torno a
la galaxia. Al final de este túnel, los electrones, que se han movido sin
trabas hasta entonces, se estrellan en el gas de los alrededores. Su movimiento
se interrumpe, quedando todos enredados en el embrollado campo magnético (que
se mueve con ellos o ha sido generado por el movimiento turbulento de los
electrones), y su energía se emite en forma de ondas de radio. Los electrones,
esparcidos hacia atrás por la colisión con el gas envolvente, se despliegan en
una inmensa nube radiotransmisora, mientras que el final del túnel aparecería
como un potente «punto caliente» de radio.
Se
verifica, en verdad, que las radiogalaxias potentes poseen «puntos calientes»
en los bordes más externos de las nubes. Y en 1977, los astrónomos descubrieron
luz débil proveniente de estas regiones. Al igual que las radioondas, la luz
procede de electrones que giran en un campo magnético tías haber rebotado en el
gas estacionario del extremo del túnel. La luz proveniente de estas etéreas
colisiones es tanta como la de millones de estrellas de una pequeña galaxia
normal. Un astrónomo que viviera en un planeta de una radiogalaxia vería
«galaxias» compañeras débiles, una a cada lado del cielo, que no serían
galaxias ordinarias como las Nubes de Magallanes de la Vía Láctea.
Una galaxia en explosión, Centauras A, fotografiada en el Observatorio
Anglo-australiano. Una explosión central ha lanzado un anillo de polvo oscuro,
infrecuente en una galaxia elíptica. Los radiotelescopios ponen de manifiesto
grandes nubes emisoras a ambos leídos de la galaxia alimentada por su
energético núcleo central.
Aparecerían
como misteriosas y brumosas manchas informes, que no se revelarían en el
telescopio más que como un suave y blanco destello semejante a salpicaduras de
pintura luminosa en la negra bola de la noche. Incidentalmente, sería mucha más
la gente que en semejante planeta observase el cielo nocturno, ya que el
intenso ruido de radio procedente de las «nubes» obstaculizaría cualquier
transmisión de televisión.
Los
radioastrónomos han procurado arduamente encontrar signos de los túneles a
través de los que se mueven los electrones, y hay galaxias que muestran estas
débiles conexiones de radio del núcleo con las nubes más externas. Algunos de
estos túneles brillan incluso con luz ordinaria. Las fotografías de la galaxia
elíptica gigante Messier 87 muestran una estrecha y burbujeante franja que se
extiende desde su centro; y el famoso quásar 3C 273 posee un «chorro» aún mayor
que se extiende sobre unos 200.000 años luz.
Una vez
más, necesitamos un núcleo potente. La energía de las radiogalaxias procede del
núcleo, y aquí es donde la mayor parte de la masa de un millón de estrellas
debe transformarse en energía antes de transmitirse hacia afuera en forma de
electrones rápidos. Muchas radiogalaxias han experimentado más de una
explosión. Además de las gigantes nubes exteriores de la galaxia, hay otro par
más pequeño próximo a ella. El haz parece apagarse durante un monumento; y,
cuando se ilumina nuevamente, comienza a salir del túnel a través del gas de
los alrededores. Empleando simultáneamente radiotelescopios en distintos
continentes, lo que logra el efecto de un telescopio muy poderoso, los
radioastrónomos han explorado los detalles de estas pequeñas radionubes nuevas;
y, realmente, las han visto extenderse desde el centro hacia afuera algunos
años luz. Sea como fuere, la energía que produce es tan concentrada como la
fuente energética de los quásares. Y, algo más sorprendente aún, este segundo
par de radionubes suele estar alineado exactamente con el par más exterior
original. De alguna forma el haz «recordó» su dirección exacta cuando se
encendió de nuevo.
§.
¿Centrales de energía en los quásares?
Todos estos resultados pueden aunarse si suponemos que, acechando en el centro
de cada radiogalaxia y cada quásar, hay un masivo agujero negro unos mil
millones de veces más pesado que el Sol, aunque de diámetro más pequeño que el
sistema solar. (Para ser exactos, ésta no es la única explicación posible, pero
sí la que mejor se ajusta a los hechos.) Cuando las estrellas se sitúan en
órbita próximas al centro de una de estas galaxias, se acercan al agujero negro
y llegan a desintegrarse. Esto tur se debe a que el agujero negro «las absorba»
de alguna forma; como vimos en el capítulo 9, pues la atracción gravitatoria de
un agujero negro a distancia es semejante a la de otro cuerpo masivo. Las
estrellas pueden colisionar unas con otras en el denso cúmulo de estrellas que
forma el centro de la Galaxia, y se romperán vertiendo chorros internos de gas
caliente. Las estrellas que pasen demasiado cerca del agujero negro se
estirarán a causa de las mareas tal como la atracción de la Luna distorsiona
ligeramente a la Tierra hasta alcanzar el punto de ruptura y desgarrarse, todo
el gas procedente de estrellas desintegradas forma una espiral dirigida al
agujero negro, y se forma un gigantesco disco de gas caliente en rotación en
torno al mismo. La radiación de este agostado disco caliente puede, en verdad,
desgarrar las capas más externas de estrellas gigantes que estén demasiado
cerca, y este despojo se unirá al disco gaseoso que rodea al agujero negro.
El gas en
espiral que ingresa en un agujero negro produce cantidades copiosas de energía,
como ya hemos visto. Un agujero negro codicioso puede generar la energía de
quásares y radiogalaxias de la forma más eficaz conocida, y el pequeño tamaño
del disco que produce la energía concuerda con los diminutos núcleos del quásar
y de la radiogalaxia. Los cálculos muestran que un agujero negro semejante
tendría que engullir el gas equivalente al de una estrella como el Sol, por
año, para mantener la potencia de salida; y esto resulta bastante razonable
para un agujero negro que se encuentre en el centro de una galaxia gigante. Los
astrónomos discuten aún cómo esta energía de salida se convierte en luz, pero
es fácil explicar que el «parpadeo» de los quásares se debe, simplemente, a las
cantidades variables de gas en el disco de captura espiral.
El disco
en rotación magnetizado también podría actuar como un generador, acelerando los
electrones a velocidades próximas a la de la luz, y arrojándolos en dirección
perpendicular por encima y por debajo del eje de rotación. Esto podría ser el
origen del doble haz, que transporta la energía de las nubes emisoras de una
radiogalaxia. Así se explica, por cierto, la «memoria» direccional, ya que el
eje de rotación es prácticamente lo único que en astronomía suele señala)' la
misma dirección. Si el disco se extingue gradualmente por falta de gas, los
haces de electrones se interrumpen; pero tan pronto como fuentes de gas nuevo
crean otro disco, los nuevos haces deben seguir las mismas trayectorias que
antes.
Nuestra
Galaxia contiene un microquásar, posiblemente una región activa en torno a un
agujero negro de cinco millones de soles; los quásares y las radiogalaxias
pueden albergar agujeros negros mil veces más pesados en sus núcleos. Los
astrofísicos llegan a explicar aproximadamente por qué núcleos galácticos
activos desde nuestro microquásar, pasando por los miniquásares centrales de
las Galaxias de Seyfert, hasta las radiogalaxias y los propios quásares- pueden
originarse a partir de las cantidades variables del gas que describe espirales
hacia el interior de grandes agujeros negros. Aún es necesario investigar los
detalles, pero entre los astrónomos existe la impresión de que al menos se ha
encontrado una buena explicación para la violencia en los centros de las
galaxias.
Con el
fin de procurar comprobar esta imagen, ¿podríamos contemplar estos agujeros
negros de modo más directo? Por definición, no podemos realmente ver un agujero
negro; pero su atracción gravitatoria puede afectar suficientemente el
movimiento de las estrellas en una vasta región en torno a él. Siguiendo esta
idea, en 1977 un equipo de astrónomos de California estudió exhaustivamente la
galaxia gigante elíptica próxima M87. Emplearon los últimos dispositivos de
imagen electrónicos en grandes telescopios y contemplaron en detalle su centro.
Allí, las estrellas estaban en verdad más agrupadas de lo que debieran, como si
un objeto masivo central las atrajese; las mismas se movían más deprisa que lo
esperado. Una vez más, con el propósito de mantener estas estrellas ele alta
velocidad en sus órbitas, debería existir una fuerte atracción gravitatoria.
Cuidadosas mediciones mostraron que tanto las agrupaciones como las altas
velocidades indicaban la existencia de un cuerpo invisible central que contenía
más materia que varios miles de millones de soles, y, ciertamente, de menor
extensión que unos cuantos cientos de años luz. El único objeto adecuado, al
respecto, es un agujero negro masivo. Y seguramente no es coincidencia que la
M87 sea una radiogalaxia cuyo túnel de electrones se manifieste como el lamoso
«chorro» óptico.
Hace
cuarenta años, los astrónomos consideraban a las galaxias como plácidas ruedas
de Santa Catalina y bolas de estrellas que giraban pacíficamente en las
profundidades del espacio. Nuestra imagen moderna es bastante diferente, ya que
las galaxias ocultan secretos que sólo los métodos de investigación más
avanzados pueden descubrir. Los problemas más relevantes que ahora exigen
solución son los de por qué la mayor parte de la materia de las galaxias es
realmente invisible, y qué alimenta a los quásares. Los astrónomos afrontan la
tarea ele descubrir en qué consiste la «masa desaparecida» de los halos y
cúmulos de galaxias, así como la de explicar los desconcertantes resultados de
forma diferente. Y aunque un masivo agujero negro parece la mejor explicación
para la energía de los núcleos activos, válida a escala de quásares, debería
existir una respuesta mejor. Sea como fuere, resulta indudable que sería
incluso más extraña que los agujeros negros.
Por
último, los astrónomos nada pueden afirmar todavía acerca del modo en que se
formaron las galaxias en un principio. Más arriba hemos trazado un cuadro
general de nuestra propia Galaxia, pero ni siquiera a esta altura se puede
afirmar certeza alguna en cuanto a los detalles. Hemos alcanzado la etapa en
que las emisoras visibles y de radio que contienen las galaxias sus estrellas y
sus nubes de gas- sucumben a la exhaustiva investigación de las técnicas
modernas, pero según una escala más amplia, las galaxias aún ocultan secretos.
De cualquier manera, la investigación del mundo de las galaxias es una de las
que más avanza de toda la astronomía. Hace diez años no se podría haber escrito
la mitad de este capítulo, y algunos astrónomos se mostrarían cautos si
tuviesen que anunciar qué podremos conseguir en los diez siguientes.
Capítulo
11
Comienzo y fin del tiempo
Todo es
relativo. Si cada galaxia se aleja de las demás, ¿dónde se halla el «centro»
del Universo? Quizás el propio tiempo comenzó con el «Big Bang». ¿Existiría ya
el tiempo antes que el Universo?
Estos chorros de lava originaron en 1963 la nueva isla volcánica de Surtsey,
próxima a Islandia. El Universo cambia continuamente; el paso del tiempo es
irresistible. Es posible que el propio tiempo haya tenido un comienzo y pueda
tener un fin.
Contenido:
§. El
misterioso cielo oscuro
§. El Universo en expansión
§. Susurros desde el nacimiento del Universo
§. Muerte de la teoría del estado estable
§. El «Big Bang»
§. La primera centésima de segundo después
§. El fin del tiempo
La cosmología es
una ciencia que comenzó cuando un primer hombre miró hacia los cielos y se
preguntó: «¿Cuál es el origen de todo esto?» Según muchos antiguos mitos, la
Tierra y el Cielo provienen del caos, y hasta años recientes aquéllos y el
dogma religioso fueron nuestras únicas referencias del nacimiento del Universo.
Por ejemplo, en el siglo XVII el obispo Ussher, de Arntagh, calculó la fecha
exacta de la creación sumando las edades de los patriarcas bíblicos, y concluyó
en que el primer día comenzó en el año 4004 aC.
Los
científicos han sido más prudentes en el intento de establecer la edad del
Universo. Hasta bien entrado este siglo, los geólogos aportaron evidencias
sólidas, ya que las gruesas capas de rocas sedimentarias depositadas a
velocidades microscópicamente lentas necesitaron, al menos, unos cientos de
millones de años para su asentamiento.
Como va
se ha visto, la dotación radiactiva de las rocas de la fierra, de la lama v de
los meteoritos ha ayudado a establecer ron bastante precisión la formación de
nuestro sistema en 4.600 millones de años. Obviamente, el Universo debe de ser
aún más antiguo.
Una perspectiva medieval del Universo. Los cielos son una gran cúpula cuyos
movimientos están controlados por algún mecanismo exterior. Este grabado en
madera, aunque representa ideas antiguas, data del siglo XIX.
Sin
embargo, en los últimos veinte años los astrónomos han acumulado una
sorprendente cantidad de datos que indican no sólo cuándo sino también cómo se
originó el Universo. Mediante estudios de los cúmulos de estrellas, los
elementos del espacio, los movimientos de galaxias distantes y los débiles
«ruidos» de radio procedentes de las profundidades del Universo, los cosmólogos
de hoy descubren que emerge una imagen sorprendentemente simple y consistente.
Estas observaciones nos permiten calcular, asimismo, el futuro del Universo.
Estudiar el principio y el fin del Universo —así como los del espacio y del
tiempo en una concepción moderna no es ya competencia de teólogos y filósofos.
Los cosmólogos son ahora científicos que cuentan con hechos firmes sobre los
que trabajar, y con teoría* comprobables mediante la observación y que pueden
ser confirmadas desde distintos puntos de vista por científicos que trabajan en
otros campos de investigación paralelos.
§. El
misterioso cielo oscuro
Hay una observación cosmológica muy importante que todos hemos efectuado desde
la infancia: el cielo nocturno (entre las estrellas) es negro. Algo que no
parece muy trascendente. Verdaderamente, puede resultar obvio que el cielo sea
oscuro por la noche; pero, ¿es correcta nuestra intuición?
El
astrónomo inglés Edmund Halley 1656-1742), al parecer, fue el primero en
ponderar la oscuridad del cielo, aunque el efecto es generalmente denominado
paradoja de Olbers, acorde con el nombre de otro buscador de cometas, el alemán
Heinrich Olbers (1758-1840). Supongamos que el Universo es infinito: se
extiende desde siempre y para siempre y está colmado de estrellas. Dondequiera
que miremos, hacia el cielo, encontraremos una estrella. Podemos ver entre las
estrellas próximas, ya que sus tamaños son pequeños comparados con la distancia
entre ellas; pero en cualquier dirección que miremos a través de un Universo
infinito— deberemos encontrar una estrella. Así pues, cada punto del cielo que
brilla sobre nosotros debería hallarse a la temperatura de la superficie de una
estrella, una temperatura de miles de grados.
Puede
argüirse que las estrellas más distantes tendrían que ser más débiles. Pero
como hay muchas, ambos efectos se cancelan con exactitud; tampoco tienen efecto
las agrupaciones de galaxias, ya que las galaxias se extienden indefinidamente
en el espacio. La oscuridad del cielo es prueba de que nuestro Universo no está
sólo hecho de galaxias que se extienden por el espacio infinito, situadas allí
desde tiempo inmemorial.
Obviamente,
podemos evitar el dilema sosteniendo que la región de las galaxias tiene un
límite más allá del cual no hay nada. Pero existen otras dos posibles
soluciones. Si recordamos que la luz se desplaza a velocidad finita, entonces
mirar cada vez más allá en el espacio supondría asimismo retroceder en el
tiempo. La luz por la que vemos la Galaxia de Andrómeda fue emitida hace dos
millones de tinos; y la luz y las radioondas que recogemos de la perturbada
Galaxia Cygnus A comenzaron su viaje hace 700 millones de años. Si todas las
galaxias comenzaron a existir en un determinado momento del ¡rasado, debe de
haber una cierta distancia correspondiente a ese tiempo, y cualquier cosa que
proceda de más allá de esta distancia datará de un tiempo anterior a la
existencia de cualquier galaxia.
Tal como
hemos visto en el último capítulo, los astrónomos piensan ahora que las
galaxias nacieron hace unos 15.000 millones de años. Cualquier elemento del
Universo que se encuentre más allá de 15.000 millones de años luz nos indicará
lo que había antes de la formación de las galaxias. La dificultad consiste en
que antes de esto, el gas que colmaba el Universo estaba tan caliente como la
superficie de las estrellas, de modo que este camino no nos es válido para
superar la paradoja de Olbers.
El cielo
nocturno sería oscuro si el Universo estuviera en expansión. Entonces, por
efecto Doppler, se modificaría la longitud de onda de la luz de las distantes
galaxias que se alejan. Todas las longitudes de onda se habrían alargado,
convirtiendo la luz inicialmente visible de las estrellas en ondas del
infrarrojo lejano o de radio, y, por consiguiente, las estrellas de las
galaxias dejarían de ser visibles. En efecto, las estrellas más distantes
serían negras. Por cierto, si pensamos en un fotón individual de luz procedente
de una galaxia distante, este aumento de longitud de onda implica una
disminución de energía, de manera que la energía total que recojamos de una
galaxia distante, incluyendo todas las longitudes de onda, también decrece.
Los
astrónomos saben actualmente que el Universo está en expansión. Aun cuando las
galaxias y sus componentes sigan siendo de igual tamaño, y los cúmulos de
galaxias permanezcan unidos por sus atracciones gravitatorias, cada cúmulo se
aleja de los demás. Observar los detalles de esta expansión supone una forma
aburrida de [rasar el tiempo, pero lo fascinante consiste en que la posibilidad
de un Universo en expansión se preelijo hace siglos a partir cicla oscuridad
del cielo nocturno. El cosmólogo Dennis Sciama, de Oxford, considera que ésta
es la mayor oportunidad perdida de la historia de la cosmología.
§. El
Universo en expansión
Muchos astrónomos considerarían la expansión del Universo como lo más
importante que sabemos de él; pero el hombre que descubrió el singular
movimiento de las galaxias no alcanzó la fama astronómica. Edwin Hubble
(1889-1953) empezó su carrera como abogado en Louisville, Kentucky. Pero a los
25 años, según sus propias palabras, «abandoné las leyes por la astronomía, y
supe que aun cuando me convirtiese en un astrónomo de segunda o tercera
categoría, la astronomía era lo que me interesaba». Hubble no sólo no fue un
astrónomo de segunda clase, sino que provisto del por entonces más grande
telescopio del mundo, el reflector de 100 pulgadas de Monte Wilson, se
convirtió en el principal astrónomo extragaláctico de su generación.
Su mayor
descubrimiento fue consecuencia de una serie de largas y dificultosas
observaciones realizadas por su ayudante Milton Humason (el propio Humason
llegó a la astronomía a través de un camino poco corriente, pues inicialmente
era conserje del observatorio de Monte Wilson). Investigaron ambos los
movimientos de las galaxias a partir de la observación de los corrimientos
Doppler de sus líneas espectrales, que muestran la rapidez con que las galaxias
se acercan o se alejan de nosotros. Incluso con un gran telescopio esta tarea
no resulta fácil, ya que la luz de una galaxia proviene de una extensa zona
borrosa del cielo; y constituye un problema el que llegue luz suficiente para
exponer una placa fotográfica, especialmente cuando la luz disponible se extiende
por todo el espectro. Para obtener un espectro de una de las más distantes v
débiles galaxias, Humason expuso la misma placa durante cinco noches sucesivas
con el fin de obtener una exposición total de 15 horas. Allan Sandage, uno de
los alumnos de Hubble y hoy importante astrónomo americano, señaló que con un
dispositivo electrónico moderno adaptado al telescopio se puede obtener ahora
un buen espectro en apenas diez minutos.
Desde
hace pocos años, los astrónomos saben que la mayoría de las galaxias se alejan
de la nuestra, de la Vía Láctea (excepción hecha de la Galaxia de Andrómeda,
que parece acercarse a nosotros; aunque ahora sabemos que esto se debe
principalmente a que la órbita del Sol alrededor del centro de nuestra Galaxia
nos lleva, en la actualidad, rápidamente en la dirección de Andrómeda).
El Universo se expande en el sentido de que el espacio entre cada cúmulo de
galaxias se dilata. Como resultado, un cúmulo más distante retrocede más
deprisa que uno próximo
Esta expansión no significa que nuestra Galaxia de la Vía Láctea esté en el
«centro» del Universo; el efecto sería el mismo desde una galaxia de otro
cúmulo (derecha).
Hubble
descubrió que la velocidad de alejamiento de una galaxia depende de su
distancia, y que la velocidad aumenta con la distancia tal como observamos en
galaxias cada vez más remotas. Si una galaxia se halla a doble distancia que
otra, se alejará al doble de velocidad.
Esta
regla tan simple que gobierna el movimiento de las galaxias- se
conoce ahora como «Lev de Hubble». En la actualidad pueden medirse espectros de
galaxias que se encuentran cincuenta veces más alejadas que la galaxia más
distante de Humason. La galaxia más lejana que los astrónomos de hoy día
conocen se aleja a aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz, y los
todavía mas distantes quásares viajan incluso más rápidamente.
Podemos
apelar a una analogía si consideramos un avión. Supongamos dos aviones que
despegan desde Nueva York hacia Londres, el primero a 500 kilómetros por hora,
y el segundo a 1.000 kilómetros por hora. En una hora, el primero estará 500
kilómetros más cerca de Londres (o más lejos de Nueva York), mientras que el
segundo estará el doble de lejos de Nueva York o dos veces más cercano a
Londres. Conociendo sus posiciones y velocidades relativas, podemos calcular la
hora de despegue. E igualmente sucede a escala cósmica.
En el
pasado, todas las galaxias deben de haber estado extremadamente próximas entre
sí, separándose a distintas distancias a causa de sus diferentes velocidades.
Pero si se desea calcular el tiempo del «despegue» celeste es preciso conocer
tanto las distancias entre galaxias como sus velocidades: tal era el problema
de Hubble. Sabía cuáles eran las distancias relativas entre ellas,
sencillamente porque las más alejadas parecen más débiles. Pero la distancia a
que se hallan constituye un interrogante no contestado todavía con exactitud.
La mejor
estimación de Hubble de las distancias entre las galaxias sitúa el momento del
«despegue» hace 2.000 millones de años. Con anterioridad a esta época debían
haberse hallado tan estrechamente agrupadas que no habrían podido ser
reconocidas como galaxias. Esto debe de haber ocurrido, en verdad, antes del
momento de la formación de las galaxias. Pero incluso cuando Hubble hizo esta
estimación, las primeras medidas radiactivas de la Edad de la Tierra mostraron
que tenía aproximadamente 3.000 millones de años, y era improbable que la
Tierra fuese más antigua que las galaxias.
Sin
embargo, los astrónomos continuaron trabajando desde entonces con el propósito
de mejorar las mediciones de las distancias, y poco a poco descubrieron que las
galaxias están considerablemente más alejadas de lo que pensó Hubble. No
obstante, queda todavía alguna incertidumbre. Muchos astrónomos estiman un
aumento de cinco veces en las distancias de Hubble, mientras que su mejor
alumno, Allan Sandage, piensa que un aumento de unas diez veces resultaría más
exacto. Por cierto, las galaxias son mucho más remotas que lo que indicaban los
primeros trabajos. Así pues, su despegue debió de haber sucedido cinco o diez
veces antes; consideraremos 15.000 millones de años como un patrón conveniente.
Esto convertiría a las galaxias en más antiguas que la Tierra, lo que concuerda
con la edad de nuestra Galaxia, calculada por los astrónomos a partir de los
viejos cúmulos de estrellas (capítulo 10).
Otra
estimación de la edad de nuestra Galaxia proviene de un tipo de datación
radiactiva de algunos de los elementos pesados formados en una supernova
(método designado con el difícil nombre de núcleo-cosmos-cronología). Tan
pronto como se formó nuestra Galaxia, las estrellas pesadas empezaron a
explotar cual supernovas, expulsando al espacio elementos pesados inestables.
Tras examinar en la actualidad las cantidades de los diferentes isótopos de
elementos tales como el renio, los astrofísicos calculan que la primera
supernova de nuestra Galaxia apareció hace de diez a veinte mil millones de
años.
Los
astrónomos confían ahora en que la «edad del Universo» oscila entre estos
límites, y la cifra de 15.000 millones de años no debe de estar muy alejada de
la realidad. Lo que sucedió entonces se estudiará algo más adelante, ya que hay
algo en la ley de Hubble que exige todavía nuestra atención. Si se parte del
hecho de que todas las galaxias se alejan, puede parecer que nuestra Galaxia
debe de ser el centro del Universo, lo que, por cierto, supondría una singular
coincidencia.
La
explicación de ello reside en otro resultado de la sencilla ley de Hubble.
Supongamos que viviéramos en otra galaxia distante, una de las que los
astrónomos terrestres ven alejarse a 1.000 kilómetros por segundo; por ejemplo,
la galaxia elíptica gigante M87. Pensaríamos entonces que nuestra galaxia M87
está en reposo, y la Vía Láctea, respecto a nosotros, parecería escapar a 1.000
kilómetros por segundo en dirección contraria; realmente, si calculáramos el
movimiento de las demás galaxias del Universo desde nuestro nuevo hogar en M87,
comprobaríamos que la ley de Hubble se cumple también allí. Aun cuando en
relación con nosotros las velocidades de todas las galaxias son ahora
diferentes, al medirlas desde M87 sus distancias también cambian; cuando las medimos
desde allí, ambos efectos se cancelan. Las velocidades galácticas aumentan con
la distancia para el astrónomo de M87 exactamente del mismo modo que para el de
la Vía Láctea.
En la
analogía del avión, podríamos imaginarnos viajando en el más lento, a 500
kilómetros por hora. Pero nuestra velocidad es sólo relativa: supongamos que
está oscuro y no podemos ver la tierra. Si nos imaginamos que seguimos en
reposo, entonces el avión más rápido se alejará a 500 kilómetros por hora y
Nueva York lo hará en dirección opuesta a la misma velocidad. En el Universo,
todo movimiento es relativo. «Nueva York» es únicamente otro «avión».
Los
astrónomos se felicitan que la Vía Láctea no ocupe sitial privilegiado en el
Universo. Ya desde que Copérnico destronó a la tierra del centro del Universo,
y mostró que era simplemente un planeta en órbita alrededor del Sol, los
científicos han sido cautos a la hora de atribuirle un lugar especial. Desde la
época de Copérnico hemos descubierto que el Sol es solamente una estrella media
que gira a dos tercios del centro de una galaxia media. Y ahora, al parecer, la
posición de nuestra Galaxia en el Universo no es nada infrecuente.
Dicho de
otro modo, podemos afirmar que si nuestra posición en el Universo es típica,
entonces la perspectiva desde cualquier otra galaxia debe de ser la misma.
Obviamente, pueden existir distintas clases de galaxias en las proximidades,
pero una vez que miremos más allá ciclas galaxias y los cúmulos de galaxias más
cercanos, las diferentes partes del Universo nos parecerían muy similares a los
que dicta nuestra perspectiva desde la Vía Láctea. En las épocas en que los
cosmólogos contaban con muy pocos hechos y muchas teorías, esta idea constituyó
una pauta muy importante, y se conservó como el denominado principio
cosmológico. Los últimos resultados contradicen este principio, todavía muy
importante para los teóricos que trabajan sobre cálculos detallados que
consideran el Universo como un todo.
Los
cosmólogos modernos entienden el Universo como un inmenso ruedo en el que todas
las galaxias se separan unas de otras, de forma que cualquiera de ellas puede
considerarse a sí misma el centro del Universo. Pero puede pensarse que debe de
haber un «centro real», el punto en el que tuvo lugar la explosión original (o
despegue: que dispersó a las galaxias.
Da la
casualidad de que no existe tal centro. Nuestro trato con el Universo implica
que trabajamos a la mayor escala posible de todo lo conocido, por lo que
debemos procurar dejar de lado el sentido común, tal como hicimos cuando
exploramos lo sumamente pequeño en el capítulo 6. Aquí debemos fiarnos de
teorías matemáticas, que pueden parecer extrañas en un principio, pero que
concuerdan, aun en contra del sentido común, con los experimentos y las
observaciones. Para lo de mayor dimensión, los cosmólogos apelan a la teoría
general de la relatividad de Einstein, que trata de la gravitación, el espacio
y el tiempo.
Si
aplicamos la teoría, verificamos que el Universo no sólo comenzó con una
explosión en un punto del espacio, un «estallido de metralla» que expulsó a las
galaxias; la teoría nos dice que el propio espacio se expande y transporta los
cúmulos de galaxias consigo, tal como sucede con las barcas en una corriente
rajada. Dentro de una galaxia, la atracción gravitatoria de las estrellas
mantiene a éstas unidas* como una unidad simple, mientras que los cúmulos
concentrados de galaxias producen asimismo una fuerza gravitatoria localizada
que les mantiene unidos. Pero los cúmulos vecinos ejercen una fuerza
gravitatoria menor sobre los demás. El espacio vacío entre ellos se expande de
continuo, y los cúmulos se alejan irremediablemente. La idea de espacio vacío
«en expansión» ¡Hiede parecer confusa; pero en la teoría ele Einstein el
espacio tiene una existencia real, y la expansión del espacio debe ser
entendida totalmente en serio.
Podríamos
efectuar una analogía con un pastel de (rutas en el horno; cuando éste crece,
las pasas se separan unas de otras, no a causa de una explosión, sino porque el
pastel se hincha. Si donde reza «pasas» leemos «cúmulos de galaxias», y si
sustituimos «pastel» por «espacio vacío», podremos darnos cierta idea de lo que
ocurre en el Universo en expansión.
Pero
puesto que los pasteles de frutas poseen bordes y los astrónomos piensan que el
Universo carece de límites, la analogía no es exacta. La teoría muestra que son
posibles dos tipos de Universo. En uno, los cúmulos de galaxias siguen su
camino para siempre. El Universo es infinito, pero no lo vemos todo, ya que no
es infinitamente viejo. Como hemos descubierto en la paradoja de Olbers, sólo
podemos ver hasta 15.000 millones de años luz, ya que a esa distancia
retrocedemos hacia el comienzo del Universo. Es lo que se llama un Universo
«abierto».
Un
Universo cerrado es aún más extraño. Si partimos en línea recta desde la Vía
Láctea y viajamos durante mucho tiempo, nos hallaremos finalmente
aproximándonos otra vez a la Vía Láctea, ¡por el otro lado! El espacio se ha
curvado en torno a sí mismo. Supone algo semejante a viajar alrededor de la
Tierra; se sale en una dirección y se encuentra uno volviendo al punto de
partida desde la opuesta. Esta analogía es fácil de entender, a menos que
creamos que la Tierra es plana. De igual modo, cuando el hombre empezó a
comprender que la Tierra era redonda debió haber sido un tanto duro imaginar
que la gravedad hace parecer todo boca arriba, y que los chinos no caminan boca
abajo. La dificultad reside en que la curvatura del Universo está en una cuarta
dimensión, y no la podemos visualizar. No podríamos ver todo el camino en torno
a un Universo semejante, ya que el «viaje en redondo» total (recordemos que es
en línea recta desde nuestra Galaxia hasta nuestra Galaxia) es más largo que
15.000 millones de años luz. Podremos ver nuevamente tan lejos como 15.000
millones de años luz en cualquier dirección, pero a esta distancia habremos
retornado al comienzo del Universo.
Quedémonos
de momento con el Universo abierto, ligeramente más fácil de comprender.
Podemos entender ahora por qué el interrogante menos agradable ¡rara un
astrónomo es el que le exige responder por cuál es el tamaño del Universo. Ello
porque muy bien puede ser infinito, pero no podemos percibirlo en su extensión;
y las razones dadas con anterioridad no son de las que se pueden explicar en
dos minutos con palabras sencillas.
Cuando
los astrónomos afirman que el Universo se expande, realmente quieren dar a
entender que las distancias entre los cúmulos de galaxias se acrecientan. (Los
arquitectos, los urbanistas y otros artistas por el estilo, por ejemplo,
también son conscientes de que el espacio entre los objetos tiene tanta
relevancia como los propios objetos.) Para nosotros, lo importante consiste en
intentar comprender que el Universo, es decir el espacio, siempre ha sido
infinito: hace 7.500 millones de años, los cúmulos de galaxias se hallaban
separados en la mitad de la distancia actual, pero la mitad de infinito es,
asimismo, infinito. (Esto es ligeramente diferente para un Universo cerrado,
pero es incluso aún más complicado.)
Hay dos
maneras de hablar de la historia del Universo. Los teóricos se ¡Nacen en pensar
en una masa informe de gas que comenzó donde se encuentra ahora nuestra
Galaxia, y que continúa su historia hasta nuestros días. Alternativamente,
podemos escudriñar el espacio y emplear la velocidad de la luz. Vemos Cygnus A
tal como fue hace 700 millones de años, y 3C 273 en el estado que mostraba hace
2.000 millones ele años, es decir 13.000 millones de años después del comienzo
del Universo (ya que éste fue el momento en que el espacio empezó a expandirse,
arrastrando materia consigo, denominado «Big Bang», aun cuando, según se cree,
no se trató de una explosión en el sentido habitual).
Observando
los aún más distantes quásares, los astrónomos retroceden nueve décimos en el
tiempo. Incluso si se tiene en cuenta la expansión del espacio, hay muchos más
quásares a estas distancias que los que existen en la «reciente» región del
espacio próxima a la Vía Láctea. Al parecer, los quásares eran mucho más
comunes en los orígenes del Universo, y su violencia es un síntoma de juventud.
De hecho, muchos astrónomos lo esperaban así, ya que en las angustias iniciales
de la vida de una galaxia había gran cantidad de gas alrededor, que podría caer
en el centro de un agujero negro y dar lugar a un violento quásar en el corazón
de la galaxia.
Más allá
de los quásares, y anteriores a ellos en el tiempo, podríamos esperar «ver»
galaxias en formación. Los astrónomos no han logrado detectar luz de estas
«protogalaxias» tan lejanas, a pesar de sus intensas búsquedas. ¿Qué cabría
esperar aún más lejos?
El
notable físico ruso-americano George Gamow muy conocido por su personaje «Mr.
Tompkins» de sus libros de divulgación científica- dio con la respuesta
correcta hace treinta años, cuando la cosmología era casi magia negra para
otros científicos. Gamow razonó que, en sus estadios primitivos, el Universo
debió haber contenido gas caliente y radiación, y que esta radiación se habría
alargado por efecto Doppler— en su viaje de miles de millones de años luz por
el espacio en expansión para llegar hasta nosotros; y nos habría llegado como
ondas de radio. Ahora bien, dado que los radiotelescopios de la época no eran
suficientemente sensibles como ¡tara detectar tales señales provenientes de las
profundidades del Universo, la predicción de Gamow se perdió hasta el incidente
del «ruido» en las antenas de radio de la estación de seguimiento de satélites
de Nueva Jersey.
§.
Susurros desde el nacimiento del Universo
Los laboratorios Bell Telephone aparecieron ya en nuestra historia, pues fue
uno de sus ingenieros el primero en detectar accidentalmente radioondas desde
el espacio en la década de 1930. La antena gigante de la estación de
seguimiento de satélites ele Holmdel, Nueva Jersey, fue diseñada con la
intención de convertirse en una de las más sensibles del mundo para las
longitudes de onda de pocos centímetros. Por esta razón, los radioastrónomos
Arno Penzias y Robert Wilson la pidieron «prestada» en 1965 con el propósito de
medir el débil ruido de radio procedente de las cercanías de nuestra Galaxia.
A fin de
comprobar la antena, comenzaron a trabajar a una longitud de onda en la que no
esperaban señales de radio desde la Vía Láctea. Esta antena es un instrumento
largo en forma de cuerno, más sensible que los «platos» usados en
radioastronomía.
De
inmediato tropezaron con un problema: un débil «ruido» residual en la antena,
que intentaron eliminar sin lograrlo ni siquiera quitando un nido de palomas
existente en el cuerno de la antena.
Un corte del Universo visible. Al mirar desde nuestra Galaxia (centro) hada
a fuera en el espacio, miramos hacia alias en el tiempo, ya que la luz no se
propaga instantáneamente. Si nos alejáramos lo suficiente, veríamos el Universo
en su infancia, cuando las galaxias estaban muy agrupadas y los quásares eran
corrientes. A una distancia de 15.000 millones de años luz contemplamos el
comienzo del propio Universo, el Big Bang que «vemos» en todas direcciones.
(Obsérvese que esto no supone que nos hallemos ni un punto central especial del
Universo; podría representarse el misino esquema centrado en cualquier
galaxia.) EL segmento ampliado muestra los sucesos inmediatamente posteriores
al Big Bang.
Por
último, llegaron a la conclusión de que esta radiación procedía del cielo; lo
más extraño es que parecía originarse de manera uniforme por todo el cielo. Si
poseyéramos «ojos de radio», el fondo del cielo brillaría débil pero
uniformemente.
Arriba. En un experimento aéreo realizado en 1977 con un avión U-2
modificado, George F. Smoot (en primer término, a derecha) y sus colaboradores
estudiaron el «brillo» del fondo de radio permanente desde el Big Bang. El
avión de gran altitud recabó muestras por encima de la molesta radiación de
vapor de agua de la atmósfera terrestre.
El
astrónomo Robert Dicke, de Princeton, se disponía por entonces a observar un
fondo de radio como éste, después de haber realizado cálculos parecidos a los
anteriores de Gamow, y rápidamente confirmó que el ciclo no es negro para las
longitudes de onda de unos pocos centímetros.
Un primer plano del detector de radiación del U-2 sin cubierta. Los dos
grandes conos reciben ondas de radio desde diferentes partes del cielo (una de
los conos es visible en la fotografía de arriba, a izquierda de la cabina). La
comparación entre intensidades de las seriales mostró que el radiocielo es
ligeramente «más brillante» en la dirección de la constelación de Leo.
Sus
observaciones, a diferentes longitudes de onda, confirmaron que el cielo
brilla, al igual que el «cuerpo negro» de los físicos, a muy bajas
temperaturas. Vimos en el capítulo 7 que el cuerpo negro teórico brilla de
forma que sólo depende de su temperatura, y que la longitud de onda del pico de
emisión se desplaza hacia las longitudes de onda más largas en los cuerpos más
fríos. Experimentos posteriores permitieron verificar que el cielo por entero
«brilla» como si estuviera a una temperatura de 2,7 °C por encima del cero
absoluto, o — 270,5 °C.
La
predicción original de Gamow abandonó finalmente el destierro en que se
hallaba. No hay modo de explicar' esta radiación uniforme del cielo a menos que
esté allí desde el principio del Universo. Ya anotamos que si observamos en
cualquier dirección a una distancia de 15.000 millones de años luz, miramos
hacia el nacimiento del Universo. El fondo de radio proviene casi desde esa
distancia, incluso desde más allá que los quásares, pues se origina en un
estadio anterior a la vida del Universo, antes de que hubieran nacido las
galaxias y los quásares. En esta remota época, el Universo estaba colmado de
gas caliente y radiación a tina temperatura de unos miles de grados, semejante
a la de la superficie de una estrella en la actualidad. Esta radiación mostraba
un pico en las longitudes de onda alrededor del visible y el infrarrojo, pero
la expansión del Universo alargó las ondas hasta que llega- ion a nosotros como
ondas de radio centimétricas. Sin pretenderlo, Penzias y Wilson habían
detectado los susurros del Big Bang con el que comenzó nuestro Universo.
§. Muerte
de la teoría del estado estable
El descubrimiento del fondo de radiación supuso la sentencia de muerte de una
teoría alternativa del Universo, la del «estado estable». Esta popular teoría,
defendida ardientemente por el astrofísico británico Fred Hoyle, constituyó una
seria alternativa a la del Big Bang durante la década de 1950 v principios de
la de 1960, y resultaba muy atractiva pues no comportaba el trauma de un Big
Bang inicial, ni interrogantes tan desconcertantes como procurar averiguar qué
sucedió antes del Big Bang. Muchos cosmólogos lamentan que se la haya superado,
pues era mucho más elegante que la teoría del Big Bang. Pero esta teoría del
estado estable fracasó ante el fondo de radiación: sin un Big Bang tío hay
manera de producir un fondo uniformemente brillante de radioondas.
Sin
embargo, merece la pena dedicar cierta atención a la teoría que se enfrentó al
Big Bang. La teoría del estado estable constituyó uno de los más importantes
debates astronómicos del siglo. Cuando se la concibió, en 1948, los astrónomos
subestimaban todavía seriamente las distancias de las galaxias, y, tal como
hemos visto, esto conducía a que la fierra pareciera más vieja que el Universo.
Pero queramos suponer que no hubo origen del Universo. Entonces, además de
considerar que el Universo parece el mismo desde dondequiera que estemos,
deberemos también advertir que parece el mismo (a mayor escala dondequiera que
le observemos. Siempre ha sido el mismo, y siempre lo será. Tal era el
«principio cosmológico perfecto», la piedra fundamental de la teoría del estado
estable.
Dado que
los cúmulos de galaxias se hallan en proceso de separación, el Universo sólo
puede mantener la misma apariencia si la materia surge de la nada en el espacio
existente entre los cúmulos. Aun cuando Fred Hoyle sustentase esta parte de la
teoría con una firme posición teórica, la «creación continua» de materia que la
teoría del estado estable exigía se atascó en las gargantas de muchos
astrónomos, quienes consideraron que así no se mejoraba la tesis del Big Bang,
que aquélla procuraba evitar.
Sin
embargo, la creación continua eliminó el problema de la gran edad de la Tierra.
Hoyle y sus colegas afirmaban que todas las galaxias que vemos alejarse y que,
al parecer, deben de haber coincidido con la nuestra en un Big Bang, llegaron
realmente a existir a partir de materia comparativamente reciente creada en el
espacio. Jamás la distancia media entre los cúmulos de galaxias fue menor que
ahora; ni se acrecentará la separación media con la expansión del Universo, ya
que aparecerían nuevos cúmulos entre los antiguos.
Aunque el
estado estable era una hermosa teoría, pronto tuvo que enfrentar el problema
del número de radiofuentes débiles que las perfeccionadas técnicas de los
radioastrónomos habían encontrado en profusión. Puesto que la teoría del estado
estable sostiene que el Universo ha sido siempre el mismo, el espacio medio
entre las radiogalaxias tendrá que ser aproximadamente el mismo por muy lejos
que miremos hacia el exterior del espacio, lo que significa retroceder en el
tiempo.
Los restos de la explosión de una estrella la radiofuente Cassiopeia A se
muestra aquí en una «fotografía» generada por ordenador, que pone de manifiesto
su estructura de radioemisión. La concha de gas en expansión, que contiene
materia del núcleo de la supernova, se ve más claramente que en la fotografía
óptica de enfrente. Cortesía del Observatorio Radioastronómico de Mullard.
El
radioastrónomo Martin Ryle, de Cambridge, descubrió que Babia demasiadas radio-
fuentes (distantes) muy débiles comparadas con el brillo de las más cercanas.
En otras palabras, en el pasado las radiogalaxias debieron haber estado más
próximas, o simplemente haber sido más numerosas. El centro de la controversia
del Big Bang frente al estado estable ha sido esta cuestión del «número de
fuentes» de radio, en la que no ha habido acuerdo entre arribos adversarios,
Hoyle y Ryle (quienes, posteriormente, habrían de ser condecorados)
Con todo,
la radiación de fondo no admitía réplica, y los defensores del estado estable
abandonaron la nave uno tras otro. Algunos, como el propio Hoyle, terminaron en
teorías propias que combinan características de ambas; otros aceptaron la
teoría del Big Bang.
La
controversia no supuso una pérdida de tiempo. Los cosmólogos verificaron que
bis observaciones astronómicas habían alcanzado un punto en el que se podía
comprobar ambas teorías para luego proceder a una elección real. Además, Hoyle
y sus colaboradores habían realizado el primer estudio serio acerca de cómo se
podrían formar elementos pesados a partir del hidrógeno de las estrellas. Los
primeros cosmólogos del Big Bang, Gamow incluido, habían supuesto que los
diferentes elementos se formaban en las condiciones muy especiales del Big
Bang; el creador de la teoría del estado estable encontró otra alternativa. La
materia que se creaba de continuo tenía que ser el elemento más simple, el
hidrógeno, y los demás elementos debían formarse en las estrellas y esparcirse
por el espacio en explosiones de supernova. Hoyle, más los astrónomos Geoffrey
y Margaret Burbidge y el físico nuclear William Fowler, mostraron cómo se
podían producir los elementos pesados en el interior de las estrellas mediante
procesos que los físicos nucleares habían elucidado a partir de experimentos
realizados en la tierra.
En este negativo de Cassiopeia .4, las trazas de gas coloreado tienen un
exceso de elementos «pesados», como el oxígeno, que se originan) en las
reacciones nucleares del núcleo de la estrella original. La ahora desacreditada
teoría del estado estable del l adverso condujo a los primeros cálculos de la
producción de elementos en las estrellas: según la actual teoría del Big Bang,
todos los elementas, a excepción del hidrógeno y el helio, se han producido en
las estrellas. Cortesía de Sidney van den Bergh. (Copyright del Instituto de
Tecnología de California y la Institución Carnegie de Washington.
Reproducido con permiso de los Observatorios Hale.)
Acordes
con esta iniciativa, los astrónomos llegaron a la conclusión de que todos los
elementos pesados se producen en las estrellas.
Existe,
sin embargo, un problema importante: el segundo elemento más ligero, el helio,
es también muy abundante en el Universo. Es imposible que se produzca en tanta
cantidad en las estrellas, cuando virtualmente cualquier teoría que incluya un
Big Bang produce casi exactamente esa cantidad de helio en el propio Big Bang.
Los astrónomos piensan ahora que el hidrógeno, y casi todo el helio del
Universo, son residuos del Big Bang, mientras que los elementos más pesados se
han formado en las estrellas. Los cálculos de Hoyle sobre la «construcción» de
elementos pesados en las estrellas se han mantenido a lo largo del tiempo,
aunque la propia teoría del estado estable haya caído aparentemente en el
olvido.
§. El Big
Bang
La evidencia de un Big Bang resulta actualmente aplastante. Con los datos
disponibles de la Edad del Universo, la abundancia de helio y la temperatura
del fondo de radiación, los cosmólogos pueden retroceder en el tiempo hasta el
momento del propio Big Bang. Antes de que las galaxias se formaran, el Universo
estaba colmado por un «gas» más o menos uniforme de partículas y radiación; a
partir de aquí la física puede desarrollarse bastante sencillamente.
El
momento real del propio Big Bang, el tiempo exactamente igual a cero, está
envuelto en el misterio. (Hablaremos en lo que sigue sólo en términos de un
Universo abierto, aun cuando los resultados esenciales son semejantes para un
Universo cerrado.) Aunque el Universo es siempre infinito en tamaño, al
retroceder en el tiempo la mayor parte de la materia queda agrupada en un
determinado volumen (digamos el volumen de una caja de cerillas), y lo más
caliente es la radiación que lo rodea. Podemos ver instintivamente y Stephen
Hawking y otros lo han demostrado así que en el instante del Big Bang había
literalmente una cantidad infinita de materia concentrada en el volumen de una
caja de cerillas; y ('I fondo de radiación debe de haber tenido una temperatura
infinitamente alta.
¿Ocurrió
esto, realmente, en nuestro Universo? Nadie lo sabe. Los cálculos de Hawking se
basan en la teoría gravitacional de Einstein, que describe la gravitación de
una forma más llana. Para los campos gravitatorios que hoy día encontramos en
el Universo es una teoría excelente. Sin embargo, teóricos como Hawking suelen
tener presente que la teoría cuántica insiste en que la gravedad se transmite
por partículas virtuales, los gravitones. Cuando la materia se comprime
fuertemente, los campos gravitatorios llegan a ser tan intensos que las
ecuaciones de Einstein no son válidas, y los físicos tienen que pensar en
términos de gravitones. Desgraciadamente, los teóricos no han encontrado aún
una adecuada teoría cuántica de la gravedad, a pesar de décadas de dedicación;
y. así, los físicos hesitan en cuanto a la densidad de |a materia
extremadamente densa. Ya tratamos este problema en el capítulo 9, en la
controversia sobre las «singularidades» en el centro de los agujeros negros.
Hasta que no pueda disponerse de una teoría mejor acerca de la gravitación a
altas densidades, los cosmólogos nada pueden afirmar respecto a si el Big Bang
comenzó realmente con una densidad infinita y una temperatura infinitamente
alta.
Sin esta
perfeccionada teoría no podemos retroceder en verdad al propio Big Bang, al
«tiempo igual a cero». ¡Pero podemos conseguir vislumbrar lo que ocurrió
únicamente
un 1/10.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de
segundo después del Big Bang! La temperatura y la densidad eran
inimaginablemente altas, pero no infinitas. Los teóricos pueden calcular ambas
cantidades y escribirlas de forma precisa con gran cantidad de cifras: una
temperatura de 100.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 °C y una
densidad
de 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de
veces la densidad del agua. Los cosmólogos pueden calcular cómo se enfrió el
Universo y cómo disminuyó la densidad cuando el espacio se expandió
progresivamente a partir de ese momento.
Sin
embargo, no existe certeza acerca de la clase de partículas que colmaban por
entonces el Universo. Nuestras teorías actuales de las diferentes partículas, y
de sus interacciones, se han comprobado únicamente para un cierto rango de
densidades; y recordemos que los astrofísicos tropiezan con dificultades cuando
intentan predecir qué sucede en el núcleo muy caliente de una estrella de
neutrones, en la que la materia está concentrada a una densidad de «sólo» 1.000
billones de veces la del agua. Lo que ocurre a densidades aún mayores depende
en sumo grado de cómo se comportan las partículas fundamentales cuando la
cantidad de energía del entorno es extremadamente grande. Los experimentos que
se llevan a cabo en los aceleradores de altas energías proporcionarán algunas
respuestas.
Con esta
concentración de energía en el comienzo del Universo pueden aparecer,
repentinamente, pares de partículas y antipartículas sin problemas: la energía
de radiación puede surgir a continuación como la cantidad de masa equivalente.
Para averiguar qué partículas estaban presentes, los físicos tendrán que
aprender más acerca de las partículas fundamentales, es decir los quarks y los
leptones. ¿Existe sólo un puñado de cada una, o hay una sucesión completa con
masas cada vez mayores? Estos posibles quarks y leptones (con sus
antipartículas), muy pesados, demasiado masivos como para ser producidos en la
comparativamente insignificante fuente de energía de nuestros aceleradores
terrestres, habrían sido casi tan corrientes como los más ligeros en los días del
comienzo del Universo.
Además,
el papel de las fuerzas es oscuro. Desde el instante que hemos descrito con
anterioridad, la gravitación vuelve a su comportamiento habitual según las
ecuaciones de Einstein; pero las otras tres fuerzas revelarían sus similitudes
básicas si son correctas las actuales teorías de unificación. Antes de que la
temperatura descendiera a 3.000 billones de grados, las fuerzas débil y
electromagnética se comportarían exactamente de la misma forma, según la teoría
de Weinberg-Salam que las relaciona. Cuando el Universo se enfrió, las fuerzas
«se congelaron», y la fuerza electromagnética terminó siendo mil veces más
intensa que la fuerza débil.
Steven
Weinberg compara esta separación con la congelación del agua, en una analogía
que no es exacta pero que ilustra las razones teóricas. Podríamos enunciarla
como sigue. En la atmósfera, el vapor de agua está esparcido uniformemente, y
un vidrio plano dejado al fresco nocturno adquiere una capa uniforme de rocío.
Pero si el vidrio está frío, el hielo que se forma sobre él origina bellos
remolinos: cuando el vapor de agua se condensa, se forma una figura que antes
no existía. De modo similar, las fuerzas débil y electromagnética pudieron
haber sido exactamente iguales en el comienzo del Universo, pero «se
congelaron» en un «modelo» relativamente simple, en el que una terminó en débil
—-fuerza de corto alcance , y la otra, más fuerte, como fuerza de largo
alcance.
la fuerza
fuerte entre quarks plantea otro problema. En el capítulo 6 vimos que cuando
los quarks están próximos, la fuerza fuerte «se desconecta». Al principio del
Universo, todos los quarks estaban suficientemente próximos como para que les
afectase muy poco la fuerza fuerte.
Pero en
alguna etapa la densidad se hizo demasiado baja, y la fuerza fuerte comenzó a
agruparlos en partículas más pesadas, en especial protones y neutrones (y
antiprotones y antineutrones). De algún modo, esta fuerza resultó tan eficiente
que no quedó ningún quark libre. Pese a una falsa alarma en 1977, no han tenido
éxito los sensibles experimentos llevados a cabo para intentar separar los
quarks.
Los
cosmólogos tendrán que esperar los resultados de los aceleradores de
partículas, así como las correspondientes afinaciones de la teoría fundamental,
antes de poder conocer con precisión qué ocurrió en este remolino del comienzo
del Universo. Si mirar a través del espacio supone retroceder en el tiempo,
¿podríamos emplear la distancia como una especie de máquina del tiempo? De
alguna manera, esto es cierto. Si pudiéramos detectar el fondo de neutrinos que
sobrevivió desde este periodo, así como el probable fondo de gravitones,
podríamos aprender bastante acerca de los primeros momentos de nuestro
Universo. Para desgracia nuestra, las técnicas actuales no son ni mucho menos
suficientemente sensibles; y hasta resulta difícil detectar neutrinos del Sol.
El fondo
de radio nos dice muy poco. En su principio, el Universo caliente se hallaba en
un estado de equilibrio térmico. La radiación y las partículas estaban tan
densamente agrupadas que interaccionaban de continuo, y todo se mantenía, por
cierto, a igual temperatura. El todo se asemejaba bastante al «cuerpo negro»
que emite radiación según su temperatura, pero en este taso la radiación
concentrada controlaba la temperatura de la materia. A causa del equilibrio
térmico, quedaron ocultos todos los detalles de lo que ocurrió en los primeros
minutos. Steven Weinberg lo señaló acertadamente de esta forma: «Es como si se
hubiera preparado un banquete con gran atención: los ingredientes más frescos,
las especias elegidas con el mayor de los cuidados, los vinos más finos; y,
después, se echaran todos juntos a un gran puchero con el fin de que se
cocieran durante unas horas.» El fondo de radiación es una suave amalgama de la
exótica física que debió haber habido entonces.
§. La
primera centésima de segundo después
Sin embargo, después de la primera centésima de segundo el Universo se enfrió
hasta «apenas» unos 100.000 millones de grados, y las teorías actuales pueden
decirnos lo que debió ocurrir. Para ese instante, los antiprotones y los
antineutrones habían desaparecido del Universo, Las colisiones con protones y
neutrones habían originado desde un principio las aniquilaciones mutuas, pero
cuando la temperatura y la densidad fueron altas aparecieron espontáneamente
nuevos pares. Ahora hace demasiado frío para que esto ocurra, y las partículas
de antimateria que quedaron han desaparecido para siempre excepto los
positrones, como veremos más adelante.
Pero si
todos los protones y antiprotones hubieran estado en igual número de «pares»,
entonces los protones también deberían haber desaparecido, dejando radiación
pura. Todos sabemos que hay protones y neutrones: que forman estrellas,
planetas y nuestros propios cuerpos. La razón por la que la Naturaleza pareció
preferir la materia a la antimateria constituye todavía uno de los enigmas sin
resolver de la cosmología. De hecho, su favoritismo no fue muy notable: en un
principio había aproximadamente un protón, extra por cada mil millones de pares
protón-antiprotón; pero cuando estos pares fueron aniquilados, los protones
desparejados se encargaron de construir nuestro Universo.
El primer reloj atómico de cesio desarrollado en el .National Physical
Laboratory, Inglaterra, tenía una precisión de un segundo en cien años. Los
modernos relajes de cesio son aún más precisos. Aun cuando el paso del tiempo
parece natural e inevitable, algunos físicos creen que el propio tiempo tuvo su
comienzo en el Big Bang, hace unos 15.000 millones de años.
El mismo
argumento es válido, asimismo, para los neutrones y los antineutrones. Con el
tiempo, sin embargo, los neutrones en exceso se desintegraron gradualmente en
protones (y en electrones y antineutrinos), ya que el neutrón no es una
partícula básicamente estable. Su vida media, de aproximadamente quince
minutos, es mucho mayor que la edad del Universo en la época de que estábamos
hablando.
En este
tiempo inicial, entre la centésima de segundo y unos pocos segundos después del
Big Bang, el Universo estaba principalmente lleno de radiación, neutrinos y
pares electrón-positrón. La temperatura y la densidad eran aún bastante altas
para la aparición, de la noche a la mañana, de estos pares materia-antimateria
de muy baja masa. Esparcidos alrededor, y muy poco importantes entonces, había
un número relativamente pequeño de protones y neutrones.
Hacia los
dos segundos, el Universo se enfrió hasta el punto de que los pares
electrón-positrón no pudieron aparecer espontáneamente; se aniquilaron entonces
unos a otros, dejando un pequeño residuo de electrones para equilibrar los
protones cargados positivamente. La radiación domina el Universo en este
momento. Hay del orden de mil millones de fotones electromagnéticos por cada
protón, neutrón o electrón; y estas partículas de radiación energética son las
que tienen la sartén por el mango al controlar la temperatura del Universo, a
medida que se enfría en el siguiente millón de años.
Resulta
importante para nosotros saber qué les sucedió a las partículas de materia
durante los primeros minutos de esta «era de dominación de la radiación», ya
que entonces es cuando protones y neutrones se unen con el fin de formar los
núcleos de helio. Se trató de un proceso por etapas: primero se tienen que unir
un protón y un neutrón para formar un núcleo de hidrógeno pesado, el deuterio,
a los que se deben añadir después otro protón y otro neutrón (en cualquier
orden) para formar el núcleo de helio de dos protones y dos neutrones. El
deuterio es un núcleo débilmente enlazado, y en el caos de las primeras etapas
del Universo se habría desintegrado tan pronto como se hubiera formado. Pero
cuando el Universo tiene aproximadamente una edad de tres minutos y medio, el
deuterio puede sobrevivir lo suficiente como para capturar partículas extra y
convertirse por último en el extremadamente estable núcleo de helio. Entonces,
prácticamente todos los neutrones se asocian con protones para acabar como
helio. Si se sabe qué fracción de neutrones ha sobrevivido este tiempo, resulta
bastante fácil calcular que aproximadamente un cuarto de la materia del
Universo se convertiría en helio; y, como hemos visto, ésta es justamente la
cantidad de helio que contienen las estrellas más antiguas.
Hay otras
dos fechas importantes en la vida del Universo. Siguiendo un largo camino desde
los tres minutos y medio hasta que cumple el millón de años, el Universo sólo
se ha enfriado a 3.000 °C, es decir que está más frío que la superficie solar.
En este momento, los electrones pueden combinarse con los núcleos de los
alrededores para formar átomos de hidrógeno y helio sin ser inmediatamente
golpeados otra vez por los ahora mucho más débiles fotones. A diferencia del
plasma anterior de núcleos y electrones libres, el gas es ahora transparente a
la radiación que, aun cuando permanece por los alrededores durante el resto de
la historia del Universo, se debilita de continuo y jamás vuelve a tener efecto
serio sobre la materia. Cuando miramos hacia el espacio y retrocedemos en el
tiempo, nuestros instrumentos de mayor alcance pueden escudriñar hasta el
millón de años del Universo. Más lejos (más atrás en el tiempo), el Universo
estuvo lleno de gas opaco, o, para mayor exactitud, de plasma. La radiación que
lo colmaba cuando tenía un millón de años está esparcida a través del ahora
transparente Universo y, a medida que se esparcía, se debilitaba. Este es el
débil susurro que se detectó por vez primera en la gran antena de Holmdel, en
1965.
La última
fecha importante en esta historia es aquella en la que el gas empezó a
agruparse para formar galaxias. Los astrónomos no pueden afirmar cuándo ni cómo
ocurrió este importante suceso. Cuando el Universo tenía unos cientos de
millones de años, nubes individuales de gas empezaron a colapsarse como
protogalaxias, y el gas de su interior comenzó a formar las estrellas. Se
sintetizaron los elementos más pesados, las explosiones los lanzaron al espacio
y, más tarde, las estrellas pudieron formar sistemas planetarios. Nuestra
atención se extiende desde el Universo completo —ahora un conjunto de cúmulos
de galaxias en expansión— hasta las propias galaxias y sus contenidos: la
astronomía toma posesión de la cosmología.
§. El fin
del tiempo
Nuestro Universo en expansión empezó en un Big Bang. Hemos llamado al momento
del Big Bang «el comienzo del tiempo»; y hemos cronometrado las diversas
contracciones del Universo desde ese instante. Puede pensarse que ésta es una
aproximación muy arbitraria. Seguramente debe de haber existido el tiempo antes
del Big Bang. Como veremos más adelante, hay cosmólogos que consideran que el
Universo «oscila», es decir que se expande v se contrae durante largos ciclos,
de modo que nuestro Big Bang constituye únicamente la última vez en que el
Universo alcanzó su tamaño mínimo. Con anterioridad a haberse contraído, e
incluso antes, le encontraríamos expansionándose desde un Big Bang siempre
precedente. El Universo existiría desde tiempo inmemorial, si bien todas las
partículas que nos rodean hoy, y tal vez hasta las actuales leyes de la
Naturaleza, existen serlo desde el último Big Bang.
Los hay
que entienden que este Universo oscilante, sin principio en el tiempo, es
filosóficamente confortable. Pero, ¿resulta tan extraño pensar que el tiempo
comenzó hace apenas 15.000 millones de años? Después de todo, existe un cero
absoluto de temperatura: nunca podemos enfriar nada por debajo de — 273,15 °C.
Quizá haya también un límite de tiempo, en 15.000.000.000 aC. Nuestra
experiencia cotidiana es contraria a esto: el tiempo es una «corriente siempre
en movimiento», algo poderoso le mueve implacablemente desde el pasado infinito
hasta el futuro indefinido. A pesar de todo, nuestra experiencia cotidiana no
es siempre un índice fiable; así, por ejemplo, el suelo bajo nuestros pies
parece sólido, aunque consiste fundamentalmente en espacio vacío entre los
electrones y los núcleos de los átomos. Fuera de la escala cotidiana no se
puede confiar siempre en el sentido común.
Hoy día,
los científicos se acercan al Universo con cautela. Para Newton, el tiempo y el
espacio eran absolutos. Einstein nos enseñó que espacio y tiempo podían cambiar
por movimientos rápidos y por la atracción gravitatoria de cuerpos masivos. Con
el propósito de definir un concepto científico, los científicos hablan en
términos de cómo medirlo: si no podemos medir, y ni siquiera detectar algo, nos
deslizamos sobre una pátina de hielo al afirmar que ese algo existe. Tal es el
caso con el tiempo. Actualmente podemos definirlo en términos de latidos de
corazón o del giro de nuestro planeta, o ele modo más fundamental, por las
vibraciones de los átomos. Empleamos ya la vibración del átomo de cesio para
definir nuestra escala de tiempo, y los laboratorios patrones del mundo entero
emplean este tiempo atómico: a medida que la Tierra se retrasa gradualmente,
añaden un «sallo de un segundo» a nuestro tiempo civil.
«Antes»
del Big Bang no había latidos de corazón, ni planetas que girasen, ni siquiera
átomos. Aun en el caso de que nuestro Universo haya tenido otra fase de
oscilación, no hay forma de que retrocedamos más allá del Big Bang para ver si
existieron átomos idénticos a los nuestros. No hay forma lógica de definir el
tiempo antes del Big Bang, y, por consiguiente, no supone ninguna falacia
afirmar que el propio tiempo empezó con el Big Bang, junto con el espacio que
nuestro Universo ocupa y las partículas de materia que hay en él.
¿Qué hay
del fin del Universo? ¿Habrá un fin del tiempo? Los cosmólogos se muestran
divididos cuando discuten sobre el futuro lejano del Universo. Aun cuando en la
actualidad el mismo se expanda furiosamente, existe una débil fuerza
gravitatoria que atrae cada cúmulo de galaxias hacia los otros. El destino del
Universo depende de si esta tensión gravitatoria será suficiente para frenar a
las apresuradas galaxias, detenerlas v hacerlas retroceder nuevamente en una
rápida contracción del Universo. Si los astrónomos supieran con exactitud
cuánta materia hay en la actualidad en el Universo, los cosmólogos podrían
decidir fácilmente si es suficiente como para detener la expansión, o si las
galaxias se alejarán para siempre. Culpable de esta situación es la «masa
desaparecida». Si las galaxias que vemos son la única materia del Universo, su
atracción gravitatoria es demasiado pequeña para detener la expansión. A pesar
de todo, es posible que exista una cantidad de materia invisible oculta en
torno a las galaxias y entre ellas, como veremos en el último capítulo. Los
astrónomos trabajan con ahínco, siguiendo esta alternativa, con el fin de
determinar cuánta materia invisible hay; pero se está lejos de que exista
acuerdo general.
Si el
Universo se estuviese retrasando en su expansión, entonces, cuando miramos a
largas distancias y tiempos anteriores, veríamos a las galaxias allí (y sólo
entonces) separándose con mayor rapidez que ahora. El propio Hubble comenzó
buscando este efecto, y Allan Sandage lo persiguió hasta los límites de las
técnicas actuales. Pero los resultados son decepcionantes, ya que sólo pudo
afirmar que el Universo continuará expandiéndose durante al menos otros 50.000
millones de años, y las observaciones no pueden ayudarnos a decidir si entonces
empezará a contraerse.
Otros
astrónomos han ensayado una plétora de métodos diferentes. La simple
extrapolación de la masa desaparecida de los cúmulos de galaxias constituye, a
escalas mayores, una aproximación. Otra vía consiste en utilizar el efecto de
enfoque de la «curvatura» del espacio en el modelo de Einstein del Universo,
Vimos ya que hay dos clases de espacio, «abierto» y «cerrado»; y según las
ecuaciones más sencillas de la cosmología, corresponden exactamente a un
Universo en expansión continua y a otro que, finalmente, empezará a contraerse.
El Universo que se expande para siempre es el modelo abierto, también infinito
en «tamaño». Por otro lado, el Universo que tiene materia suficiente como para
frenar la expansión hasta su paralización es el modelo «cerrado», que se curva
sobre sí mismo, y en donde, si no fuera por la complicación de la expansión,
podríamos describir una trayectoria recta a través del espacio y llegar al
punto de partida por la puerta de atrás.
En ambas
clases de Universo, los rayos de luz se focalizan ligeramente cuando viajan a
través del espacio vacío entre las galaxias. Si un objeto de tamaño fijo por
ejemplo, una regla se alejase de nosotros, lo veríamos en principio encogerse
como podríamos esperar, pero una vez que superase una distancia de
aproximadamente 10.000 millones de años luz, volveríamos a verlo aparecer más
largo, ¡aunque siempre haya estado alejándose! No es sorprendente que este
efecto de enfoque sea más intenso para la «curvatura» del Universo cerrado; y
los astrónomos han investigado diversos objetos —cúmulos de galaxias y
radiogalaxias en particular - con el propósito de ver cómo su tamaño depende de
la distancia. Las respuestas, sin embargo, no son concluyentes, ya que la Naturaleza
no nos ha proporcionado patrones, es decir reglas idénticas para nuestras
mediciones.
El método
más fascinante de predecir el fin del Universo depende de algo que ocurrió muy
cerca de su comienzo: la producción de deuterio. Casi todos estos núcleos
pesados de hidrógeno recogen protones y neutrones extra para convertirse en
helio; pero resta permanente una diminuta proporción, y la teoría relaciona
esta fracción con la densidad de materia en el tiempo. Los satélites de
ultravioleta han detectado las líneas espectrales del gas deuterio en el
espacio, y su intensidad parece mostrar que el Universo es relativamente bajo
en densidad: la teoría cosmológica relaciona la cantidad actual de deuterio con
la densidad del Universo primitivo, y a partir de aquí resulta posible
averiguar que el Universo se expandirá por siempre.
En su
conjunto, la cuestión está lejos de esclarecerse, aun cuando todos los métodos
conducen finalmente a la misma respuesta. Por el momento, consideremos
brevemente los dos posibles resultados.
En un
Universo cerrado, la expansión se desacelera gradualmente; y en algún tiempo
futuro, digamos aproximadamente 75.000 millones de años a partir de ahora, la
gravitación triunfará por completo. El Universo empezará a colapsarse
nuevamente. Los cúmulos de galaxias comenzarán a juntarse, cada vez más rápido,
hasta que 160.000 millones de años a partir de ahora, el Universo entero
desemboque en el «Big Crunch». La materia se comprimirá cada vez más, y, cuando
esto ocurra, la fuerza gravitatoria crecerá aumentando de intensidad; la teoría
predice para entonces una singularidad de densidad infinita. Algunos cosmólogos
del Big Crunch creen que éste es olio Big Bang, y que el Universo empezará de
inmediato a expandirse nuevamente en otro ciclo de su existencia. Este nuevo
Universo tendrá diferentes tipos de materia, fuerzas, e incluso leyes físicas
distintas que las nuestras.
Sin
embargo, quizá resulte justo decir que la mayor parte de los astrónomos
actuales considera que el Universo es comparativamente vacío, es decir abierto,
y que se expansionará por siempre. Tampoco en este caso el panorama para
nuestros descendientes es prometedor. Aun cuando no se enfrenten al
inminentemente irremediable Crunch, caerán en la trampa de la «muerte térmica»
que preelijo lord Kelvin en 1851, antes de que se conocieran otras galaxias y
la expansión del Universo.
Será una
muerte prolongada y describirla en términos de años sería inconveniente. En vez
de ello, denominaremos a la Edad del Universo hasta aquí a los 15.000 millones
de años como «un segundo cósmico». En esta nueva escala, nos hallamos en la
actualidad a un segundo cósmico después del Big Bang, y nuestro Sol y la fierra
tienen una edad de un tercio de segundo.
Las
estrellas mueren de continuo dentro de cada galaxia, y nacen estrellas nuevas a
partir del gas en las galaxias espirales e irregulares, lo que agota la
provisión disponible del mismo. Aun cuando las estrellas moribundas exploten o
expulsen algo de gas al espacio interestelar con el fin de reponerlo, la
cantidad que devuelven suele ser menor que la que originalmente han lomado;
como resultado de ello hay cadáveres compactos de estrellas, enanas blancas,
estrellas de neutrones o agujeros negros. Así pues, la provisión de gas
disminuye gradualmente, y, por último, cesará el nacimiento de las estrellas.
Las galaxias se convertirán en cementerios de estrellas, con cadáveres que
permanecerán girando en sus órbitas.
Después
de unos pocos minutos cósmicos íes decir diez mil billones de años de tiempo
corriente), nuestro Sol se habrá apagado ya hace tiempo cual una tibia «enana
blanca» negra, circundada por un séquito de planetas helados. Incluso si
nuestros descendientes se hubieren trasladado a los planetas de estrellas más
jóvenes, también estas estrellas habrían de desaparecer en unos pocos minutos
cósmicos más a partir de ahora. Nuestra Galaxia será completamente negra y
fría, sin ninguna fuente de luz o calor para mantener en funcionamiento el
proceso de la vida. Resulta difícil entrever qué tipo de vida podría continuar
cuando las fuentes de energía de la Naturaleza se hubieren agotado.
Pero no
seamos demasiado pesimistas. Si avanzamos por la máquina del tiempo de la
teoría cosmológica, verificamos que las galaxias de estrellas muertas no son el
fin de la historia. Cuando las estrellas se hallan en órbita, pierden energía
de continuo en forma de radiación gravitacional (la versión gravitacional de la
radiación electromagnética que se produce cuando se acelera una carga
eléctrica).
Dos posibilidades para el último destino del Universo: el colapso en un «Big
Crunch», o la expansión eterna. Las observaciones que se efectúen durante los
próximos anos decidirán cuál es más probable.
Todos los
cuerpos en órbita —la Luna, la Tierra y el Sol, en órbitas muy distintas pero
similares en este sentido— pierden en la actualidad energía de esta forma, pero
a un ritmo lento. Para lapsos ordinarios, o incluso para la edad del Universo,
en un segundo cósmico no se puede detectar una diferencia en la órbita.
Sólo
cuando hablamos de lapsos de años cósmicas se contraen, poco a
poco, las órbitas de las estrellas en torno al centro de las galaxias. Si
esperamos durante muy largo tiempo —lo que significa un billón de años cósmicos, comprobaremos
que las estrellas muertas de nuestra Galaxia (incluyendo los rescoldos de lo
que fuera el Sol) han descrito una espiral hacia el centro para formar un
masivo agujero negro.
En los
cúmulos de galaxias, las galaxias individuales describirán espirales hacia el
centro del cúmulo, y se agruparán como un agujero negro supergaláctico aún más
pesado. El Universo consistirá en inmensos agujeros negros, cada uno tan pesado
como galaxias o cúmulos de galaxias, separados por enormes extensiones de
vacío.
Existe un
último acto en la historia del Universo. Recordemos que Stephen Hawking mostró
que los agujeros negros se evaporan lentamente, perdiendo en efecto su masa en
un flujo de electrones y positrones, lentamente al principio, pero dando lugar
a una explosión final. El agujero negro más pesado es el que más tarda en
evaporarse. Un agujero negro de estrella permanecería durante un periodo mucho
más largo que los considerados hasta aquí, y otros agujeros negros
desaparecerían intactos dentro de los agujeros negros del centro de las
galaxias. No obstante, aun cuando más lentamente, estos agujeros negros
galácticos y supergalácticos están en proceso de evaporación. Poco a poco se
convierten en electrones y positrones, en un periodo de unos 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.
000.000.000.000.000.000.000.000.000 años cósmicos.
En esta
apabullante fecha del futuro, la bola de cristal empieza a confundirse. Nuestra
máquina del tiempo nos muestra que el Universo contiene casi únicamente
electrones y positrones separados por vastas distancias. En el Universo, aún en
expansión, es probable que estas partículas nunca se encuentren ni se
aniquilen. Y con ellas, increíblemente separados, estarán los fotones del fondo
de radiación, ya enfriados y estirados hasta longitudes de onda más largas que
todo lo que podamos imaginar.
Quizás
estos fotones tengan la última palabra. A partir de! momento en que la materia
se atrevió a formar átomos y seguir su propio decurso independiente de la
radiación, sólo un millón de años (terrestres) después del Big Bang, los
fotones de radiación han sido principalmente pasivos espectadores. Desde la
formación de galaxias y estrellas, y desde la época de la vida fuere ella lo
que fuere hasta la muerte de la materia en agujeros negros y su resurrección en
forma de electrones y positrones esparcidos, estos fotones se han mantenido al
margen. El estoico fondo de radiación ha permanecido ausente de los triunfos y
tragedias del Universo, Pero algunos de estos fotones inciden favorablemente
sobre nuestros radiotelescopios y nos hablan de cuando empezó nuestro Universo.
Capítulo
12
La búsqueda continúa
La
búsqueda del conocimiento no tiene fin. Percibimos el Universo como un lugar
ordenado porque estarnos aquí para observarlo. ¿Hay otros Universos? ¿Existen
otras formas de vida?
Las fronteras de la ciencia están en continua expansión. En el primer
alunizaje, en 1969, Edwin Aldrin lleva a cabo un experimento para comprobar el
viento solar de partículas cargadas. A partir de entonces, nuestro conocimiento
del sistema solar interior ha aumentado enormemente; sondas no tripuladas
desvelarán pronto tos secretos de los planetas exteriores. Y el espacio es
apenas una de las muchas fronteras que hay que explorar.
Contenido:
§. ¿Algo
más que los quarks?
§. Hacia la «realidad más remota»
§. La gravitación, ¿hasta dónde?
§. El espacio inquieto
§. El labora torio del Universo
§. El principio antrópico
§. El viaje inconcluso
El
universo en toda su extensión es el campo de investigación de los modernos
científicos. Hemos visto el modo en que experimentadores y teóricos colaboran
en el estudio completo de todo lo que implique tamaño, edad y energía del
Universo y los progresos logrados en la comprensión de éste han sido colosales.
La legión
de científicos que actualmente trabaja en la materia supera a todas las
anteriores generaciones de científicos. Si a esto añadimos los aceleradores de
partículas y los telescopios de multimillones de dólares que han rebasado las
fronteras del conocimiento, así como los ordenadores que acaban con la tediosa
tarea de los largos cálculos, la celeridad de los actuales descubrimientos
puede no parecemos tan sorprendente. La tradicional estampa del científico
aislado, que por casualidad efectúa un descubrimiento en su laboratorio, ha
dejado de ser real. La mayoría de los proyectos de investigación compromete a
grandes equipos de científicos, cada uno de los cuales contribuye con sus
técnicas especiales y ayuda a los demás, lo que favorece la rapidez en el
análisis de los resultados.
A pesar
de existir una saludable rivalidad en cuanto a nuevos descubrimientos, las
modernas comunicaciones han dado lugar a un importante aumento en la
colaboración a nivel internacional. Existe un sentimiento auténtico de
comunidad internacional, en especial en una ciencia como la astronomía, donde
hay un número relativamente pequeño de científicos en activo. Es estimulante
experimentar el espíritu de total franqueza que caracteriza a las conferencias
científicas internacionales.
Un
peligro del ímpetu de la investigación reside en que los resultados no pueden
llegar hasta el publicó en general, que, en definitiva, es quien costea esta
exploración de lo desconocido. Naturalmente, los investigadores de primera
línea se concentran en sus programas de investigación y, salvo relevantes
excepciones, carecen de tiempo para divulgar sus trabajos. Y puesto que el
mundo de los quarks y de los quásares se halla lejos de nuestro mundo «lógico»,
esos resultados no se pueden resumir como noticias de última hora; requieren
una explicación previa para que la persona media pueda comprender su
importancia.
Aun
cuando lo ilógico del Universo haga difícil la comunicación de ideas, ésta es,
en si, fascinante. Seríamos excesivamente ingenuos si pensáramos que resultaría
fácil comprender lo muy pequeño, lo muy grande y lo muy poderoso en términos de
las cosas habituales. Nuestro mundo cotidiano Constituye sólo uno de los
niveles del Universo. Si, por ejemplo, viviéramos habitualmente a la pequeña
escala en la que el principio de incertidumbre es relevante, y fuéramos
transportados al mundo humano, nos parecería milagroso que un jugador de golf
¡pudiera predecir exactamente la posición donde quiere enviar su pelota!
La
esencia del avance científico consiste en elaborar teorías que concuerden con
los posteriores resultados experimentales, y que permitan asimismo predecir
correctamente lo que ocurrirá en experimentos futuros. Si se verifican estas
predicciones, la teoría tiene que ser una descripción totalmente exacta de lo
que ocurre.
Los avances científicos involucran a menudo técnicas nuevas: esta fotografía
de la constelación de Orion muestra sólo unas cuantas estrellas más de las
visibles a simple vista: pero empleándose un filtro especial se pueden
resallar das nubes de hidrógeno. La pequeña forma de pera es la
nebulosa de Orion, el circulo grande (Lazo de Bernard) es
quizás una «burbuja» hinchada por las calientes estrellas centrales.
Las
teorías científicas deben aportar resultados numéricos para su comparación con
los obtenidos experimentalmente; y esto las hace necesariamente matemáticas.
Para los científicos que trabajan en este campo, esto no representa un
inconveniente; pero cuando se trata de explicar en lenguaje simple el
significado científico de una teoría extraña, comienzan a surgir las
dificultades.
La teoría
de la relatividad es quizás el ejemplo más destacado al respecto. Alcanzó su
fama de incomprensible por estar en gran parte expresada en términos
matemáticos; y aun cuando se la explique de forma simple quien tal vez mejor lo
hizo fue el propio Einstein —, sus aparentes contradicciones con la lógica
confunden a muchos lectores. La teoría cuántica constituye otro buen ejemplo,
pues sus ecuaciones predicen que una porción de energía se comportará a veces
como una «onda», y en otras situaciones como una «partícula sólida». La
contradicción onda-partícula no existe en la propia Naturaleza, sino únicamente
cuando intentamos explicar esta exótica situación en términos comunes. Una
teoría debe de estar construida coherentemente, y aquí entran en juego las
matemáticas con el propósito de que no existan contradicciones y haya
correspondencia con el conjunto de teorías ya establecidas y confirmadas. De
otra manera, estas conclusiones resultarían desechables.
La
eficacia con que la ciencia accede al Universo se ha puesto de manifiesto a
todo lo largo de este libro. La totalidad del Universo puede explicarse en
{Unción de unos cuantos tipos de partículas, unas cuantas fuerzas y unas pocas
leyes de la Naturaleza. Entre el pequeño mundo de los quarks y las enormes
centrales de energía de los quásares; entre una fracción de segundo después del
nacimiento del Universo y la compleja comunidad de las galaxias con sus
estrellas constituyentes, nubes de gas, planetas, todo parece estar
relacionado,
A la
pequeña escala de los quarks, la Naturaleza parece relativamente simple; y lo
mismo sucede cuando los cosmólogos piensan en el Universo como en un todo y
consideran a las galaxias como meros trozos de materia uniformemente
distribuidos en un Universo que se expande en el espacio vacío.
Una aurora se origina en el «viento» que fluye del Sol y que es canalizado
por el campo magnético terrestre en La atmósfera. Pero tal como sucede en
muchas investigaciones científicas, estudios más detallados han mostrado que la
situación es más complicada: son necesarias más investigaciones para comprender
por entero el fenómeno de las auroras boreales.
La
distribución uniforme de la radiación de fondo del Universo desde sus primeros
momentos muestra que, a gran escala, éste es extremadamente uniforme. Por
cierto, los astrónomos consideran muy difícil comprender por qué el gas
uniforme que originalmente colmaba el Universo se distribuyó en agrupaciones
como las protogalaxias. También las estrellas, a pesar de su impresionante
apariencia, son bastante simples. La complejidad del Universo alcanza su mimo
máximo en los seres vivos, en los que el fenómeno de la vida se debe a
intrincadas reacciones químicas y complejas moléculas.
§. ¿Algo
más que los quarks?
A pesar de toda esta armonía, los científicos modernos no han explicado
exhaustivamente los secretos de la Naturaleza, Si lo hubieran hecho, no habría
posibilidad de realizar posteriores observaciones del Universo. Siempre habrá
nuevos hechos que concuerden con los anteriores; nuevos experimentos que
contradigan las teorías establecidas. Actualmente la ciencia se encuentra en un
punto donde, al parecer, la estructura del Universo está establecida; pero
nadie pretende que los detalles estén acabados.
En el
mundo de la física de partículas debemos preguntarnos por las partículas
aparentemente «superfinas». Para la construcción del Universo únicamente se
necesitan los quarks «arriba» y «abajo» y el electrón y su neutrino. Todavía
hay, al menos, otros dos quarks y otros dos leptones. Esto puede relacionarse
sutilmente con la forma en que se manifiestan las cuatro fuerzas, aparentemente
diferentes, que actúan en la Naturaleza, las cuales probablemente no son sino
manifestaciones diferentes de una única fuerza básica.
Existen
cuatro quarks bien conocidos, y otros dos probables. Pero hay una complicación
adicional que hasta este momento no se mencionó. Los quarks han de tener una
nueva clase de «carga», además de sus cargas eléctricas. Las leyes cuánticas no
permiten que puedan existir dos quarks idénticos en una partícula; sin embargo,
en una de ellas como la omega minus hay tres quarks «extraños» aparentemente
idénticos. Los teóricos creen y existen observaciones que apoyan esta idea que
hay tres variedades de «carga» en los quarks a diferencia de la carga
eléctrica, que es de dos clases, positiva y negativa. En una partícula como el
protón o la omega minus, cada quark tiene una de estas tres cargas diferentes;
así pues, para los propósitos de la teoría cuántica, incluso los tres quarks
«extraños» que constituyen la omega minus no son idénticos. (Las «cargas» se
denominan habitualmente «colores», para distinguirlas de las cargas eléctricas
ordinarias.)
Punto de intersección de los anillos de almacenamiento de intersección (ISR)
del CERN. En este punto colisionan las partículas que viajan en
direcciones opuestas por los dos grandes anillos, liberando energía que puede
dar lugar a la creación de nuevos pares partícula-antipartícula. En la
actualidad está en construcción un ISR más potente, que podría producir las
partículas fundamentales más pesadas, predichas por las actuales teorías.
De
inmediato comprobamos que nuestra familia de cuatro (o seis; quarks ha
aumentado. Dado que cada tipo de quark puede adoptar uno de tres colores, la
familia se: acrecienta en doce (o dieciocho) miembros. Esto conlleva el aumento
del número de partículas «fundamentales», ¿Son los quarks simplemente el
reflejo de una unidad más elemental aún no descubierta? ¿Hay un número definido
de quarks, o construyendo aceleradores que operen a energías cada vez mayores
podríamos obtener cada vez más clases diferentes? Los físicos de partículas
están convencidos de que detrás de todo esto existe un único modelo.
Podríamos
asimismo plantearnos los mismos interrogantes para los leptones. La diferencia
quizá resida en que los leptones más pesados pueden establecer un vínculo
aparente entre los quarks y los leptones que significa que: existe una simetría
entre los quarks «arriba» y «abajo» y los electrones y sus neutrinos; y entre
los quarks «extraño» y «encantado» y los muones y los neutrinos asociados a los
mitones.
Todos
estos interrogantes se relacionan estrechamente con el problema de la
unificación de las fuerzas; al menos, a esto aspiran los teóricos. Las fuerzas
débil y electromagnética han logrado ser unificadas por la teoría de Steven
Weinberg y Abdus Salam; aun cuando en este libro las hayamos mencionado
generalmente por separado, debido a que sus efectos son tan diferentes. Esta
teoría de la unificación se confirmó con un crucial experimento, llevado a cabo
en 1978 en el gran acelerador de electrones de Stanford.
Este
experimento aprovechó una propiedad particular de la fuerza débil descubierta
ya a finales de la década de 1950: el sinistrorsum. Un neutrino producido por
una interacción débil tiene un «spin»; esto es, cuando está viajando por el
espacio describe un movimiento como el de un sacacorchos. Todos sabemos que un
sacacorchos posee un «sentido de avance»: un tornillo ordinario (a derechas)
avanza cuando le giramos en el sentido de las agujas del reloj; pero es
igualmente posible fabricar un tornillo a izquierdas que retroceda cuando le
giremos en el sentido de las agujas del reloj. Los destornilladores empleados
por los expertos que reparan maquinaria operan según este principio. Un
neutrino describe siempre el movimiento de un tornillo a izquierdas, mientras
que su antipartícula, el antineutrino, avanza cual un tornillo a derechas.
Un temprano experimento que indica que la teoría que relaciona las fuerzas
débil y electromagnética es correcta. Exactamente debajo del centro de esta
fotografía de la cámara de burbujas del CERA, un antineutrino (invisible)
afecta a un electrón estacionario en una interacción de «corriente neutra»
predicha teóricamente; produce otro antineutrino (invisible) y un electrón en
movimiento (la fina traza horizontal curvada). Dos rayos gamma originados en
este proceso crean dos pares electrón-positrón, que pueden verse claramente a
la izquierda de la traza del electrón original.
Si se
siguiese considerando que las fuerzas electromagnética y débil están realmente
relacionadas, las interacciones electromagnéticas habrían también de presentar
un débil efecto «a izquierdas»; teóricamente, esto ocurriría incluso en los
electroimanes o en un peine (rolado cuando se lo acercase a trozos de papel, si
bien, muy posiblemente, no podríamos detectar el hecho en tales circunstancias.
En Stanford, los experimentadores bombardearon protones con electrones, y este
simple experimento electromagnético en el que la fuerza eléctrica del protón
positivo atrae al electrón negativo puso de manifiesto una ligera preferencia
«de mano». Los electrones emergentes no quedaban uniformemente distribuidos
entre spines «a derecha» y «a izquierda»; la diferencia era exactamente la
cantidad predicha por Weinberg y Salam. A partir de junio de 1978 hubo una
fuerza considerada como fundamental menos en la Naturaleza.
Pero
existen todavía muchos problemas importantes; y en los próximos años los
físicos de partículas continuarán investigando las relaciones entre fuerzas y
partículas, ayudados por las nuevas generaciones de potentes aceleradores ahora
en procesó de diseñó y construcción. Resulta prioritario encontrar las
partículas W y Z. que transportan la fuerza débil. También están en agenda los
gluones, partículas responsables del intercambio de la más poderosa fuerza
fuerte. I .a teoría predice la existencia de ocho tipos de gluones, número
relacionado con las tres clases diferentes de «carga» o «color» que pueden
poseer los quarks.
A pesar
de la aparente proliferación de «partículas fundamentales» y «partículas
transportadoras de fuerza», existe ahora una estructura básica en la física de
panículas. El «edificio bloque», los quarks y los leptones, giran sobre sus
ejes con spin un medio. Las partículas que transportan fuerza (radiaciones) —el
fotón, las partículas W y Z, los gluones y los gravitones— tienen un número
entero de unidades de spin: dos para el gravitón, y uno para los demás. Los
físicos procuran dar sentido a este hecho aparentemente extraño. Las teorías
que lo intentan se denominan «teorías de gauge» (de contraste; NT), Weinberg y
Salam emplearon con éxito una teoría de gauge para unificar las fuerzas débil y
electromagnética; otra teoría de gauge describe el modo en que la fuerza fuerte
del gluón mantiene unidos los quarks en protones u otros hartones. Los físicos
esperan que exista una teoría de gauge más general que armonice ambas, y que
combine asimismo la fuerza fuerte con la débil y la electromagnética. Las
teorías de gauge fueron verificadas por un joven físico belga, entonces
estudiante de doctorado, llamado Gerard ’t Hooft. El problema que complicaba a
estas teorías residía en la imposibilidad de renormalizar las partículas
masivas de «spin uno». Esto es, no tenían sentido matemático poique daban
resultados infinitos. Hooft demostró que una clase particular de teorías que
involucraban partículas masivas daba resultados finitos, desarrolló nuevas
técnicas para tratarlas.
Tres de
las cuatro fuerzas que operan en la Naturaleza estarán entonces cobijadas bajo
el mismo techo. Seremos capaces de observarlas sólo como manifestaciones
diferentes de una única fuerza básica, al igual que los científicos han pensado
durante un siglo de la electricidad y el magnetismo como la misma fuerza básica
electromagnética). Para proceder a una analogía simple, consideremos un
cilindro que parece diferente cuando lo miramos desde distintas direcciones:
desde la base semeja un círculo, mientras que visto de lado es un rectángulo.
Realmente, no sorprende que la fuerza básica de la Naturaleza pueda comportarse
de diferentes maneras cuando están implicadas partículas distintas en
circunstancias diferentes: se manifiesta como la fuerza fuerte que enlaza
estrechamente a los quarks, como las interacciones que implican a los leptones
en las desintegraciones controladas por la fuerza débil, y como todas aquellas
situaciones que involucran cargas eléctricas, como la polifacética fuerza
electromagnética de la electricidad, el magnetismo y la luz.
§. Hacia
la «realidad más remota»
Hoy día las teorías de gauge nos dicen algo acerca de cómo está estructurado el
Universo a un nivel aún más profundo, allí donde podemos observarlo como tina
mezcla compleja de «orden completo» y de «completo desorden». Una vez más, no
podemos entenderlo en los términos de la lógica, pero podernos efectuar otra
analogía. Un terrón de azúcar es altamente simétrico: sus seis caras están
maravillosamente ordenadas, y no existe razón lógica alguna para preferir una a
otra; giremos el cubo, y todas serán idénticas. Pero si lo dejamos caer sobre
la mesa, una de las caras quedará hacia arriba. La simetría «se ha roto», pues
ahora hay una característica distinguible (¡solamente una cara se llena de
polvo!). Un grado de desorden ha penetrado en nuestra teoría ordenada del cubo
de azúcar: no un completo desorden, sino una contribución que podríamos
considerar que hace al cubo más interesante.
Un serio contendiente en la unificación de todas las fuerzas y partículas es
la teoría de la «supergravedad». Sólo una clase de partícula—la llamada
«superpartícula» puede manifestarse como cualquier tipo de partícula de fuerza,
de quark o de leptón. La atención se centra ahora no en las propias partículas,
sino en los procesos por los que la superpartícula desempeña sus distintos
papeles.
En el
mundo real de las partículas fundamentales el «orden» completo implicaría que
todas las partículas de fuerza tienen masa cero. Esto es realmente cierto para
los fotones de la fuerza electromagnética y para los gravitones, pero las
partículas W y Z de la fuerza débil poseen una gran masa: probablemente son
unas 150.000 veces más pesadas que el electrón. Quizás, asombrosamente, el
«desorden» del Universo puede dar lugar a partículas masivas. En términos muy
vulgares, podemos pensar en las partículas W y Z como si fueran fotones que han
«adquirido» masa porque se ha introducido una cierta cantidad de desorden. Esta
es la esencia de la teoría de Weinberg-Salam: las partículas básicas que
transportan las fuerzas débil y electromagnética son las mismas, pero las
primeras implican cierto desorden que les confiere masa, y esto (como vimos en
el capítulo 6) significa que solamente actúan a corta distancia.
El físico
Peter Higgs, de Edimburgo, fue el primero en combinar, en 1969, esta sutil
clase de desorden («ruptura espontánea de la simetría») con las teorías de
gauge y establecer el escenario de las actuales teorías. Sus cálculos
demostraron que el «desorden» puede realmente aparecer como una nueva clase de
partícula, relativamente pesada, el mesón de Higgs, cuyo comportamiento sería
radicalmente distinto al de los quarks, leptones y «partículas de fuerza» ahora
conocidos. Weinberg, por lo menos, cree que en la próxima década pueden
verificarse experimentalmente estas «partículas de desorden»; aun cuando
algunos otros teóricos piensan que únicamente se trata de elucubraciones
matemáticas de la teoría.
En el
campo de la física de partículas nos alejamos del interrogante que nos pide
saber de qué están hechas las cosas. Al parecer, los quarks y los leptones son
los pilares básicos del edificio. La relación entre estas partículas y las
fuerzas es ahora prioritaria; y los físicos esperan poder alcanzar un
conocimiento más profundo del modo en que «partículas» y «fuerzas» se pueden
relacionar con conceptos aún más básicos, tales como el conflicto entre «orden»
y «desorden» («simetría» y «ruptura de la simetría» en el lenguaje de los
físicos).
El bello modelo espiral de los discos de las galaxias se origina en la
gravitación, la fuerza natural menos intensa, cuya naturaleza
básicaaún no ha sido comprendida. Esta fotografía de M83, del Observatorio
Anglo-australiana, se ha procesado especialmente para mostrar los detalles de
los brazos espirales: compárese con la fotografía normal de M83 de páginas
anteriores.
El tipo
de «orden» al cual los físicos se refieren aquí, se vincula estrechamente con
las «leyes de la Naturaleza», como la que establece que la carga eléctrica no
se puede crear ni destruir. Así pues, los físicos procuran
extender las leyes de la Naturaleza que conocemos, y anticipan que con la
adición de un factor extra de «desorden» resultaría finalmente posible probar,
de forma bastante natural, que las fuerzas y las partículas del Universo serían
las ya encontradas. Tales teorías, mucho más profundas, nos conducirían a
responder cuestiones sobre las que las actuales teorías permanecen mudas:
¿cuántos quarks y leptones hay?; y ¿por qué los quarks individuales y los
leptones tienen masas particulares que podemos medir?
§. La
gravitación, ¿hasta dónde?
Siguiendo uno de los últimos progresos de la física de partículas, nos hemos
aventurado en un terreno especulativo. Pero hay una fuerza que los científicos
no pueden medir en sus experimentos: la increíblemente débil fuerza
gravitatoria, las teorías gravitacionales cambiarán indudablemente en los
próximos años, porque —como hemos visto varias veces en este libro— no hay modo
alguno de combinar la teoría general de la relatividad do Einstein con la
teoría cuántica de los gravitones. En astronomía, la relatividad general
funciona allí donde la teoría original de Newton, y las de otros muchos, habían
fallado. Pero el intercambio de gravitones tiene que estar implicado incluso a
un nivel básico. Y en las extrañas condiciones de una «singularidad» dentro de
un agujero negro, o en el Big Bang del comienzo del Universo, la relatividad
general no explica nada. En tales circunstancias, se hace precisa una muy
sofisticada teoría cuántica de la gravitación.
Nadie
tiene aún mucha idea del modo en que, finalmente, esta teoría saldrá a la luz,
o de qué extrañas predicciones contendrá. Para cuando se llegue aquí, los
físicos se habrán dedicado con empeño a la tarea de relacionar la teoría
gravitatoria Con la de las otras tres fuerzas. Esto es el que persigue la
teoría del campo unificado, a la que Einstein dedicó muchos infructuosos años
(aun cuando trabajó en una época en la que se ignoraban otras fuerzas).
Un fuerte
contendiente capaz de lograr una teoría cuántica gravitacional y una
unificación con las otras fuerzas, vinculándolas finalmente con los quarks y
leptones, es un reciente descubrimiento llamado supergravedad.
Esta
parte de la idea de un «orden» fundamental, extendiéndolo, para abarcar a
«partículas» y «panículas de fuerza», como una supersimetría: aquí, la
gravitación aparece, bien como «partícula de fuerza», bien como el tipo de
campo que describe la relatividad general. La supergravedad es una forma
elegante de combinar las fuerzas, las partículas y la idea básica de «orden» en
el Universo; pero sólo se halla en sus primeras etapas.
§. El
espacio inquieto
Algunos físicos, dirigidos por el americano John Wheeler y el soviético Andrei
Sajarov, desean comenzar por el nivel más fundamental posible y seguir de modo
ascendente con la esperanza de llegar hasta las fuerzas y partículas conocidas
desde el espacio vacío que es el fondo de todo lo que ocurre en el Universo.
Señalan una analogía simple con el mundo cotidiano. Una banda de goma es
«elástica» por la forma en que están organizadas sus moléculas constituyentes,
Sin embargo, aun cuando midamos con exactitud la elasticidad de la goma, nunca
podremos deducir a partir de ello que la goma está formada por moléculas.
Solamente cuando sepamos a priori que la materia está formada
por moléculas a partir de innumerables experimentos físicos y químicos),
podremos demostrar cómo estas moléculas confieren a la goma la extraña
propiedad de ser elástica.
¿Es quizá
la gravitación una especie de «elasticidad» del espacio, debida a una
desconocida estructura a pequeña escala del propio espacio? Desde esta
perspectiva, por mucho que estudiemos la gravitación no podremos aprender nada
más básico acerca de ella. Los físicos deben comenzar por estudiar qué es el
espacio. Pero, seguramente, se podrá argüir que el espacio es únicamente vacío.
Aunque ya no sería ésta la opinión de los físicos modernos. Recordemos que en
el capítulo 6 discutíamos el modo en que las fuerzas eran transportadas por
partículas «virtuales», partículas de fuerza que aparecen y desaparecen en
tiempos tan cortos (pie nos resulta imposible medirlas directamente. El
principio de incertidumbre de Heisenberg nos impide observarlas como partículas
reales. El único modo en que sabemos que se intercambian reside en que existe
la fuerza. Pese a que ningún físico ha encontrado un gluón en sus experimentos,
el poder ríe la bomba de hidrógeno es adecuado testimonio de que son muy reales
los gluones de tan corta vida que transportan la fuerza fuerte.
Asimismo,
en la explosión de agujeros negros de Stephen Hawking vimos que los pares
electrón-positrón pueden existir durante el breve tiempo permitido por el
principio de incertidumbre (a menos que uno de ellos caiga dentro del agujero y
el otro escape como una partícula real). Así pues, el espacio vacío entero está
lleno de efímeras partículas que aparecen y desaparecen demasiado rápidamente
como para que las apreciemos, Pero, indudablemente, existen.
Se ha
medido el efecto de estas partículas virtuales sobre el movimiento del electrón
en el átomo de hidrógeno, y el mismo concuerda con la teoría. Wheeler y Sajarov
van más lejos, y sostienen que esta «estructura espumosa» de fugaces partículas
y antipartículas en el espacio es la causa de la fuerza que llamamos
gravitación, tal como la estructura de la molécula de goma determinaba su
elasticidad.
El mayor radiotelescopio del mundo es un plato enrejado fijo de 305 metros
de diámetro, suspendido en una hondonada natural cerca de Arecibo, Puerto
Rico. Esta antena se utiliza tanto en radio como en astronomía de radar, y se
la ha empleado para transmitir el primer mensaje humano interestelar
intencionado al espacio. Posee potencia suficiente para comunicar con una
antena similar situada en cualquier lugar de nuestra Galaxia.
El decano
de los agujeros negros, Hawking, lleva estas «fluctuaciones del vacío» aún más
allá. Las fugaces partículas podrían constituir brevemente minúsculos agujeros
negros de sólo 0,00000000000000000000000000000000001 metros de diámetro, y
0,0000001 gramos de peso que se evaporarían de inmediato. Aun cuando estos
efímeros agujeros negros, de vida tan corta que no nos permite detectarlos
directamente, pueden parecer inconsecuentes, Hawking piensa que a largo plazo
pueden tener profundos efectos.
Su
trabajo sobre la teoría de los agujeros negros le llevó a considerar que estos
objetos son una limitación más fundamental que la del principio de
incertidumbre de Heisenberg, lo que de por sí significa que nunca podremos
calcular con absoluta seguridad cuál será el resultado de un experimento. El
«principio de ignorancia» de Hawking establece que en un agujero negro se
pierde toda la información (excepto la masa total, el spin y la carga del
agujero). Y los diminutos y efímeros agujeros negros, que continuamente
aparecen y desaparecen a través del esparció, en algún sentido pueden estar
sustrayéndonos conocimiento sobre el Universo:.
Se sabe
que Einstein jamás aceptó realmente el principio de Heisenberg, o sea la idea
efe que el puro azar juega un papel importante en el Universo: y sí insistía en
que «Dios no juega a los dados». Hawking va más lejos que Heisenberg, y con los
agujeros negros in mente dirá esta frase ampliando la de
Einstein: «Dios no sólo juega a los dados, sino que a veces los arroja allí
donde no se puede ver.»
Sólo recientemente han aceptado los geólogos que los continentes terrestres
se mueven; ahora se piensa que la India y Sri Lanka, vistas aquí desde una
cápsula tripulada Géminis, estuvieron originalmente, mudas a África y a la
Antártida. Indudablemente, nuestro planeta reserva aún muchas sorpresas a los
científicos.
§. El
laboratorio del Universo
Después de nuestra excursión por las tortuosas sendas que los físicos siguen
actualmente en su búsqueda de la estructura básica del Universo, volvamos
nuestros ojos hacia el cielo. Los astrónomos se han beneficiado profundamente
de los descubrimientos de los físicos: después de todo, éstos habían predicho
las estrellas de neutrones y los agujeros negros mucho antes de que los
astrónomos los encontraran; y la teoría de la evolución de las estrellas se
hallaría en precario estado sin el conocimiento de las reacciones nucleares
aportado por los físicos. Aun cuando el proceso no ha sido unívoco, pues los
astrónomos también han efectuado su contribución a la física.
En primer
lugar, muy poco sabríamos acerca de la gravitación si nuestra ciencia se
limitase a la Tierra. Únicamente en un laboratorio a escala cósmica obtenemos
suficiente materia concentrada como para permitir que la gravitación venza a
las otras fuerzas. Los agujeros negros son el experimento gravitatorio más
reciente de la Naturaleza que tenemos el privilegio de estudiar. Pero los
ensayos astronómicos de la teoría gravitatoria tienen una larga historia; datan
de tiempo atrás, cuando Newton comparó la velocidad de caída de una manzana con
el movimiento de la Luna alrededor de la Tierra.
Las
estrellas de neutrones, que se nos presentan como púlsares, son una clase de
materia demasiado densa como para que la podamos fabricar en la Tierra: y las
supernovas son explosiones de una potencia que no podemos emular. Ambas
implican situaciones ante las cuales los astrofísicos simplemente toman asiento
en el laboratorio de la Naturaleza y observan los resultados de un
«experimento» situado más allá de nuestra propia capacidad.
En la
interrelación entre físicos y astrónomos hay un tema fascinante al que
solamente pueden acceder los astrónomos. ¿Cambian con el tiempo algunas
cantidades fundamentales, tales como la carga del electrón y el número que
relaciona la energía y la longitud de onda de un fotón (constante de Planck}?
Los físicos tienen que realizar sus experimentos en el presente, pero los
astrónomos pueden introducirse en el pasado cuando observan objetos muy
lejanos: al examinar la «línea» de radio de 21 cm. del hidrógeno, así como las
líneas del espectro óptico de los quásares lejanos, comprueban que las
constantes físicas no varían (o, si lo hacen, ello sólo puede ocurrir de una
forma muy especial). Las observaciones astronómicas nos dicen que las fuerzas y
partículas básicas del Universo no han cambiado desde los primeros momentos.
Para
seguir con la astronomía, las próximas dos décadas asistirán al envío de sondas
espaciales que visiten a todos los planetas (excepto al remoto Plutón); y
posiblemente incluso al cometa Halley en su retorno en 1986. Los planetólogos
podrán ajustar con mayor precisión las desviaciones individuales de los
planetas y, de esta forma tan fascinante, comenzarán a explorar las misteriosas
lunas de los planetas exteriores. El estudio de la fierra también progresará,
ya que no hace mucho que los geólogos han aceptado que la corteza de la fierra
está rota y se mueve continuamente en grandes placas que transportan los
continentes. Desconocemos todavía el modo en que esos enormes y pesados trozos
de corteza son propulsados con energía suficiente como para que emerjan, al
colisionar, cordilleras como la del Himalaya.
Los
neutrinos desaparecidos del Sol experimentan el acoso de una nueva generación
de detectores de neutrinos más sensibles que el de Raymond Davis, que recogerán
mayor cantidad de neutrinos de más baja energía. Los astrónomos tendrán así, al
menos, evidencia directa del horno termonuclear que mantiene brillando a
nuestro Sol. Esto se complementará con estudios de las diminutas y regulares
pulsaciones de la superficie del Sol, objeto de debate en los últimos años, que
eventualmente podrían revelar alguna evidencia independiente sobre la
estructura del Sol. Ambos estudios constituyen pruebas de nuestras ideas
actuales sobre el interior de las estrellas y su evolución.
Los
astrónomos mantendrán asimismo sintonizados sus radiotelescopios con el
propósito de recibir posibles señales de otras civilizaciones. Es ésta una
búsqueda en la que no podemos estimar la probabilidad de éxito. Ciertamente,
llegar a captar un mensaje de otro mundo supondría el acontecimiento más
emocionante forjado por los astrónomos. Sus probables consecuencias no competen
ni a astrónomos ni a físicos, sino que pertenecen a la esfera de psicólogos y
sociólogos.
En este
breve panorama de algunos de los problemas y retos con que se enfrentan los
astrónomos, terminaremos con las regiones más externas del Universo. Explicamos
por extenso, en el capítulo 10, las dificultades que afrontan los
investigadores de las galaxias, tales como el problema de la «masa
desaparecida» y los terriblemente potentes quásares que albergan algunas
galaxias. Tampoco está aún resuella la formación de las galaxias.
Las naves espaciales Pioneer 10 y 11, ahora fuera del sistema solar, llevan
esta tarjeta de visita interestelar. Los círculos (arriba) representan átomos
de hidrógeno; las líneas radiales (centro), las direcciones de ciertos púlsares
desde el Sol; la hilera de círculos (abajo), el Sol y los planetas. Los dibujos
(derecha) pueden ser comprensibles al menos en parte para una cultura ajena.
Aquí
habrá de prestar su ayuda la radiación de fondo de radio. Este tenue susurro
del espacio bien podría contener el secreto de algunas de las más arduas
cuestiones que nos planteamos acerca del Universo. Ya se ha demolido la teoría
del estado estable, esa elegante teoría cosmológica que afirmaba que el
Universo siempre es el mismo. Continuamente se construyen instrumentos más
perfeccionados, con el propósito de medir lo uniformemente «brillante» que es
el cielo (en términos de radio), Los astrónomos esperan que haya extensiones un
poco más calientes, y otras algo más frías; pues el gas no permaneció uniforme,
sino que se agrupó en nubes que finalmente se colapsaron en galaxias. Hasta
ahora nadie las ha descubierto, pero, en cualquier caso, nos dirían algo acerca
de cómo se formaron las galaxias.
Dejando
de lado este posible remiendo a pequeña escala de la radiación de fondo, hay
razones para sospechar que no puede existir la misma temperatura en todo el
cielo. Recuérdese que nuestra cosmología mostraba que el espacio se expande
como la masa entre las pasas di' un creciente pastel de frutas. El fondo de
radiación nos llega desde todas partes; y podríamos esperar que todo permanece
a la misma temperatura sólo si estuviéramos en reposo relativo con respecto al
espacio que nos rodea, es decir como si fuéramos una pasa que no se mueve a
través del pastel. Pero en el Universo real no estamos en reposo. Incluso si
nuestra Galaxia fuese lija respecto a su espacio local, el Sol transporta al
sistema solar a unos 250 kilómetros por segundo, y el fondo parecerá más
caliente en la dirección en la que el Sol se dirige. Los cálculos han
demostrado que la variación debería ser de únicamente unas cuantas milésimas de
grados en la temperatura del fondo, pero en 1977 un sensible receptor de radio
instalado en un avión U-2 captó una variación. El cielo parece estar
ligeramente más «caliente» en la dirección de la constelación de Leo.
Desgraciadamente,
osa no era la dirección que los astrónomos habían predicho. Si tomamos el
resultado como valor nominal y permitido por el movimiento del Sol, resulta que
nuestra Galaxia atraviesa rápidamente su espacio local a la asombrosa velocidad
de 600 kilómetros por segundo. De hecho, todo el grupo local de galaxias
tendría que hallarse en movimiento a esta alta velocidad; y lo mismo debería
sucederle a nuestro inmenso cúmulo de galaxias vecino en la constelación de
Virgo. A los astrónomos no les satisface este resultado. La mayor parte de las
mediciones anteriores habían sugerido que cada galaxia está bien «fijada» a su
zona local del espacio. (Aunque las galaxias distantes se separen unas de
otras, esto sólo ocurre así porque se expande el espacio entre ellas.) Si
posteriores experimentos confirman este primer resultado, habrá de alterarse la
opinión de los astrónomos acerca del modo en que se relacionan las galaxias y
el espacio que las rodea.
Stephen
Hawking ha mostrado que el fondo de radiación uniformemente repartido prueba
que el Universo como conjunto no está girando. Si situásemos un giróscopo tal
el espacio, apuntaría siempre en la misma dirección. Hawking demostró asimismo
que, en relación con tal giróscopo, el Universo ha girado, en su vida media de
15.000 millones de años, un ángulo menor que una millonésima del diámetro
aparente de la Luna. Algunas teorías cosmológicas relacionan la dirección que
señalan constantemente los giróscopos y nuestras ideas de inercia resistencia a
la aceleración con las masas lejanas del Universo; y el resultado de Hawking es
buena evidencia de que puede ser así. De esta forma se hace patente el hecho de
la observación astronómica moderna acoplada con las teorías de la física.
§. El
principio antrópico
Hemos concentrado este libro en las fronteras obvias del conocimiento: lo muy
grande y lo muy pequeño. Sin embargo, la investigación científica no se centra
únicamente en los extremos. Por ejemplo, los físicos también estudian cómo se
comportan los átomos en los sólidos y en los líquidos; y de este tipo de
investigación surgen dispositivos como los transistores y los circuitos
integrados, que están transformando nuestras vidas cotidianas. Los químicos
investigan cómo cambian las moléculas durante el curso de una reacción química
y cómo, asimismo, producen una amplia variedad de nuevos productos.
Desde un
punto de vista «ortodoxo» extremo, esta investigación es de nivel muy
intermedio. Sólo interviene la relativamente bien conocida fuerza
electromagnética; las únicas partículas son los núcleos atómicos y sus
electrones, otra vez amigos. ¿Qué hay tic nuevo o qué hay que averiguar aquí?
Realmente, la respuesta se encuentra en la complejidad de las interacciones que
tienen lugar ruando se agrupan los átomos. 'Teóricamente, sería posible
predecir el resultado de cualquier reacción química calculando todas las
fuerzas existentes entre todos los núcleos y electrones que intervienen; pero
en la práctica esto se sitúa mucho más allá del alcance de los más modernos
ordenadores. Resulta más sensato dejar que la Naturaleza efectúe estos cálculos
en su forma habitual, mezclándose los componentes de dos tubos de ensayo y
estudiando los resultados.
Los cráteres del meteorito de Henbury, en Australia, devastación
originada por la caída de restos interplanetarios. En una reciente y
controvertida teoría, sil Fred Hoy le y Chandra Wickramasinghe sostuvieron que
la vida fue traída a la Tierra desde el espacio en pequeños granos
meteoríticos. Estas controversias son esenciales para La ciencia, pues obligan
a los científicos a reexaminar sus evidencias y sus interpretaciones.
En las
ciencias biológicas, la complejidad ha ido incluso más allá de cualquier
esperanza de cálculo. Como vimos en el capítulo 5, hay excesivas reacciones
involucradas, y todas interrelacionadas; los bioquímicos se hallan todavía en
el estadio de procurar descifrar los secretos de la vida. Aun cuando los
experimentos que emplean materiales de la Naturaleza nos brindan la oportunidad
de forjar la ingeniería genética, ésta supone en verdad sólo lo que su
denominación implica: ocuparse de las partes que las células ya han
proporcionado. Algunas de las moléculas más simples de la vida, como la
insulina, pueden sintetizarse en el laboratorio (en un futuro veremos que se
producen muchas más); pero la posibilidad de construir una célula viva de la
nada está lejos de nuestro alcance. Y si, en efecto, pudiéramos lograrlo, se
trataría de una mera copia de lo ya hecho por la Naturaleza. Planificar un
nuevo programa de vida, utilizando distintas moléculas y procesos diferentes a
los de la Naturaleza, es algo que se sitúa más allá de nuestra imaginación.
Gomo ya
hemos visto, las criaturas vivas tienen una evolución algo extraña en el
Universo. A partir de elementos sencillos, reforzados mediante algo tan exótico
como la fuerza electromagnética, la vida ha evolucionado hasta sistemas de
tremenda complejidad. Y no sólo como una mezcla compleja al azar: los procesos
de la vida constituyen el culmen de la organización. Los millones de moléculas
de cada célula están dirigidos para actuar al unísono: para contraer un
músculo, para portar un mensaje eléctrico, para alimentar, para reproducir. En
cierto modo, todos los procesos gobernados por el ADN central y ejecutados por
las proteínas han creado agregados maravillosos de materia en nuestro planeta,
materia que está viva: el encantador donaire de un abeto de Douglas; la
llamativa belleza de una libélula; los pensamientos y los sueños del homo
sapiens.
De hecho,
todo es sumamente maravilloso: la vida parece realmente milagrosa cuando la
contemplamos desde el contexto del Universo. Así pues, deben de haberse dado
muchas «coincidencias» para que la vida pueda existir. Las fuerzas de la
Naturaleza tienen que estar equilibradas, tal como los quarks constituyen los
protones estables y los neutrones de los núcleos son estables para mantener a
los protones frente a sus mutuas repulsiones eléctricas. La acción recíproca de
las fuerzas fuerte y electromagnética en los núcleos tiene que ser así para
asegurar que los núcleos más pequeños sean estables, al menos durante miles de
millones de años. Y debe de haber otras partículas que no experimenten la
fuerza fuerte y puedan, por consiguiente, situarse en órbita en tomo al núcleo
sin ser arrastradas por él; estas partículas, los electrones, tienen que tener
asimismo un «principio de exclusión» que los mantenga en órbitas diferentes; si
todos los electrones pudieran hallarse en la órbita más pequeña, todos los
elementos tendrían idénticas propiedades químicas.
¿Implosión o explosión? A pesar de tratarse de una de las galaxias anormales
más próximas, la controversia sobre la apariencia distorsionada de
M82 aún entusiasma. Únicamente mas observaciones, con nuevas técnicas, pueden
resolver estas disputas astronómicas. (Copyright del Instituto de Tecnología de
California y la Institución Carnegie de Washington. Reproducido con permiso de
los Observatorios Hale.)
Tiene que
existir una disposición particular de electrones en un elemento, el carbono,
que le permita formar las largas cadenas indispensables para los complejos
procesos de la vida.
Y así,
suma y sigue. Si no existiera la fuerza débil, el Sol no hubiera podido
mantenerse brillando el tiempo suficiente para que la vida evolucionara. Si el
propio Big Bang se hubiese atenido al ideal de los teóricos y hubiera contenido
cantidades exactamente iguales de materia y antimateria, no habría existido
materia después de haberse enfriado hasta el punto de aniquilación; y el
Universo de hoy sería aburrido, sólo consistiría en radiación...
Pero
dejemos esta especulación. Si el Universo difiriese, aunque sólo fuera
ligeramente, en la intensidad de sus fuerzas, o en cifras como las de la
constante de radiación de Planck, la vida no habría aparecido y nosotros no
estaríamos aquí. Explicar o comprender un milagro no implica necesariamente que
sea menos maravilloso. Los investigadores científicos no son menos «religiosos»
que cualquier otro grupo de hombres; cuando alguien se enfrenta día a día con
las maravillas del Universo, resulta natural experimentar un sentimiento de
temor.
Existe
además otra manera de apreciar el notable orden del Universo, su curiosa
propiedad de admitir vida e inteligencia. Supongamos un número infinito de
universos. Si nuestro Universo oscila perpetuamente desde el «Big Crunch-Bang»
hasta el «Big Crunch-Bang», podríamos imaginar que los demás universos tienen
ciclos de existencia anteriores o posteriores a los nuestros. Sin embargo,
incluso si nuestro Universo es «abierto», podría haber fuera otros universos
tridimensionales en una cuarta dimensión; no podemos imaginarlo, pero es algo
tan posible como apilar hojas de papel «bidimensional» en una tercera (altura)
dimensión.
Ahora
bien, cada uno de estos universos podría poseer diferentes leyes físicas,
partículas fundamentales distintas y diferentes fuerzas.
Una galaxia espiral, NGC 4X5, vista de canto. Tanto las observaciones
astronómicas como las de física fundamental muestran un orden básico en el
Universo. Las complejidades tienen lugar a una escala intermedia, pues la
complejidad es esencial para la existencia de seres inteligentes como el
hombre. Fotografía de los observatorios Monte Wilson v Palomar.
Y la gran
mayoría de ellos serían un caos total; sólo en unos cuantos, entre todos estos
universos, la estructura inicial de la Naturaleza habría sido tal como para
permitir que resplandeciesen las estrellas y se diesen todas las demás
«coincidencias» antes mencionadas que requiere la vida. Por consiguiente,
cualquier universo en el que evolucionara la vida habría de ser ordenado, con
un determinado equilibrio crítico de fuerzas y partículas. Según este
«principio antrópico», no es coincidencia el que vivamos en un Universo
ordenado.
Además,
ahora contamos con la fascinante posibilidad de predecir algo acerca del
Universo, simplemente por el hecho de estar en él. Hasta el momento, estas
predicciones han sido retrospectivas, pero astrónomos y físicos han señalado
que habríamos sido capaces de predecir hechos ahora conocidos. Kl físico
americano Robert Dicke fue el primero en mostrar que el Universo debe de ser
«muy grande» —la distancia que pueden alcanzar los astrónomos debe de ser de
varios miles de millones de años luz sólo por el hecho de encontrarnos aquí.
Para los complejos procesos de la vida necesitamos elementos más pesados que el
hidrógeno y el helio del Big Bang. Como éstos se forjan en las estrellas, y sus
vidas medias son aproximadamente de un millar de millones de años, el Universo
tiene que haber estado expandiéndose durante este tiempo para que la vida
apareciera.
Stephen
Hawking y sus colegas divulgaron el principio antrópico en los círculos
astronómicos. Estaban particularmente intrigados por el fondo uniforme de ruido
de radio. Por dondequiera que se mire, el fondo de radio se halla a la misma
temperatura (ignorando el movimiento de nuestra Galaxia). Así, en la época en
que la radiación abandonó el gas inicial, cuando la edad del Universo era
solamente de alrededor de un millón de años, las diferentes partes del Universo
que vemos en el cielo estaban a más de un millón de años luz unas de otras.
Cada parte del gas ignoraba la temperatura que tenía el resto, y era de esperar
que el cielo variara bruscamente de temperatura de un lugar a otro.
Stephen
Hawking y Harry Collins arguyen que sólo en aquellos escasos universos en los
que ocurrió que todo el gas estuviese a igual temperatura pudieron formarse
galaxias; y sin galaxias no habría habido estrellas, ni planetas, ni vida.
«Desde esta perspectiva», sostienen, «el hecho de que observemos que el
Universo es isótropo sería simplemente un reflejo de nuestra propia
existencia».
§. El
viaje inconcluso
Los investigadores que emplean sus vidas en tratar de responder, aunque más no
fuere, a una fracción de nuestras cuestiones, tienen mucha tarea por delante.
Cualquiera que sea el campo de investigación, existe la emoción de encontrar
algo nuevo. Aunque sólo sea un descubrimiento muy pequeño, un científico puede
llegar a pensar; «He sido el primero en conocer tal o cual cosa acerca del
Universo.»
La
ciencia ofrece tanta satisfacción intelectual y personal como cualquier otra
actividad humana, Y es un campo en el que cualquier esfuerzo, por pequeño que
sea, acaba siendo compensado. En música resulta relativamente simple escribir
una buena melodía; se le da vueltas hasta adaptarla o incluirla en determinada
estructura. Hay compositores que opinan que tan pronto como una pieza está
escrita, se pierde la idea puramente musical. Por (-I
contrario, en ciencia, una idea o una observación crucial de un científico
puede encontrar su realización en el trabajo de otro. La ciencia implica una
búsqueda mucho más social que la de componer o escribir, ya que la colaboración
y la discusión de las ideas constituyen su alma.
El
dominio de la ciencia se ha ensanchado gradualmente, hace cincuenta años habría
parecido absurda la idea de que pudiéramos observar el interior del protón,
hablar acerca de la primera centésima de segundo de la existencia del Universo,
manipular el material hereditario de nuestras células o viajar a la Luna. Sin
embargo, un dominio que la ciencia sólo ha hollado ligeramente es el de la
actividad de nuestra mente. Las incursiones en la psicología, las ciencias del
comportamiento y la bioquímica del cerebro reducen paulatinamente nuestro
propio desconocimiento, tanto como los intentos, cada vez más frecuentes, en el
terreno de la parapsicología; y ello, pese a que la mente humana es un
emplazamiento terriblemente complicado. En ella se encuentra todo lo que no es
«ciencia»: amor, alegría, éxtasis, las más íntimas emociones, así como los
misteriosos estados de trance y —¿tal vez?— la energía psíquica. La acción
recíproca entre la deducción científica y estos rasgos fundamentalmente humanos
promete ser un drama fascinante. Hasta podríamos retroceder a las actitudes de
los pueblos antiguos, que no distinguían entre ciencia y filosofía.
¿Tan
lejos hemos llegado desde Empédocles, con su simple mundo de cuatro «elementos»
y dos «fuerzas»? En términos prácticos, un camino muy largo. Nuestro progreso
en el conocimiento de la materia nos ha traído electricidad a nuestros hogares,
fuentes de energía situadas mucho más allá de la comprensión de Empédocles,
nuevos materiales, tecnología para explorar el espacio; de hecho, todos los
avances que hacen que nuestro mundo sea tan diferente al de los antiguos
griegos.
Sin
embargo, al diseccionar la materia en sus constituyentes más menudos, hemos
dejado atrás el sentido común. En contraposición con la tierra, el agua, el
aire y el fuego de Empédocles, carecemos de una sensación instintiva de los
quarks y de los leptones; al parecer, éstos se comportan de formas tan extrañas
que los físicos sólo pueden expresarlos sensiblemente mediante ecuaciones
matemáticas. No nos emocionamos ante las unidades básicas que constituyen
nuestro Universo; incluso pensamos que es realmente sorprendente que su dominio
sea tan diferente en tamaño del nuestro. A pesar de todo, cuando los físicos
intentan explicar las partículas y las fuerzas como continuación de un «orden»
y un «desorden» fundamental, surgen sorprendentes reminiscencias con las
«fuerzas» de Empédocles de amor y odio, traducidas a veces en términos de
«contienda».
Nosotros
ocupamos un terreno neutral. Cada cual constituye una interacción entre las
fuerzas y las partículas fundamentales de la Naturaleza, entidades que no
podemos comprender intuitivamente, pero que se agrupan de a trillones para
constituir el mundo y constituirnos. De una forma casi mágica, la falta de
lógica de lo infinitamente pequeño construye la lógica del mundo cotidiano.
Somos una
minúscula parte de un Universo infinito, motas insignificantes sobre un pequeño
planeta en órbita alrededor de una estrella inedia en una galaxia típica. Al
contemplar una clara y estrellada noche sentimos lo remoto que es el resto del
Universo, y lo pequeño que es el hombre. Pero somos inteligentes: con
diligencia y rigor hemos sondeado el Universo, desde lo inimaginablemente
pequeño hasta lo que está infinitamente más allá de nuestro entendimiento. Sin
embargo, la ciencia continúa requiriendo nuevas respuestas a nuevos
interrogantes. Estamos a punto de descubrir el armazón que liga i o muy pequeño
con lo excesivamente grande; el telón comienza a alzarse. Respondemos así a las
antiguas cuestiones; comenzamos, aunque sólo sea en cierta medida, a comprender
el Universo.
Glosario
|
aceleración |
Rapidez
con que aumenta la velocidad; es decir, incremento de velocidad por unidad de
tiempo |
|
acelerador |
Física: dispositivo que aumenta por medio de un
campo eléctrico la energía cinética (movimiento) de una partícula, |
|
ADN |
Acido
desoxirribonucleico. Moléculas en forma de largas hebras que almacenan la
información genética; se encuentran en los cromosomas del núcleo celular. |
|
agujeronegro |
Cuerpo tan condensado que su velocidad de escape
es mayor que la velocidad de la luz, de forma que no puede escapar nada que
caiga en él, ni siquiera la luz. Los agujeros negros pueden originarse en la
última etapa de la evolución de una estrella; los mayores pueden aparecer en
los centros de las galaxias, y los muy pequeños pueden haber sobrevivido
desde el comienzo del Universo |
|
alquimia |
Arte
precientífico que floreció desde aproximadamente el año 500 dC hasta finales
del Medievo, y que pretendía transmutar metales básicos en oro, lograr la
inmortalidad humana, etc., por medio de la astrología, el misticismo y lemas
afines. Es la antecesora de la química moderna |
|
aminoácidos |
Grupo de unos veinte ácidos que se presentan en
la Naturaleza y que se unen para formar cadenas llamadas proteínas. Son
esenciales para la vida; aunque los aminoácidos esenciales son
específicamente aquellos que el organismo no puede sintetizar y debe obtener
de su entorno (ocho en el hombre |
|
anillo
de almacenamiento |
Dispositivo
empleado en física de partículas que mantiene a las partículas circulando
para generar haces de altas intensidades. |
|
antimateria |
Materia compuesta de antipartículas |
|
antipartícula |
Partícula
que tiene la misma masa, pero características (carga eléctrica, etc.)
exactamente opuestas a su correspondiente «ordinaria». Guando se encuentran
una partícula y su antipartícula, se aniquilan instantáneamente liberando
energía. |
|
año luz |
Distancia que recorre la luz en un año. Se
utiliza para medir las grandes distancias fuera de nuestro sistema solar. ARN
Acido ribonucleico. Sustancia de la célula viva que recoge y transfiere la
información hereditaria almacenada en el ADN. |
|
asteroide |
Uno de
los miles de planetoides, o planetas menores el mayor de apenas 1,000
kilómetros de diámetro— situados en órbita alrededor del Sol entre las
órbitas de Marte y Júpiter |
|
astrofísica |
Rama de la astronomía a la que incumbe la
composición de los astros, así como la interacción entre materia y energía en
su interior y en el espacio que los rodea |
|
astrología |
Antiguo
arte de predecir el destino humano mediante la observación de los astros. |
|
astronomía |
Estudio de los astros, de sus posiciones
relativas, de su movimiento y de su naturaleza |
|
átomo |
Parte
más pequeña de un elemento. |
|
barión |
Tipo de partícula subatómica, como el protón o el
neutrón, de peso relativamente alto y compuesta por tres quarks |
|
binario |
Dual;
que se refiere a un par. Astronomía: sistema de dos astros que giran
alrededor de su centro de gravedad común, es decir una «estrella doble». |
|
biología |
Estudio de la vida. Tiene dos ramas
fundamentales, botánica y zoología (plantas
y animales), así como otros temas conexos. |
|
bioquímica |
Química
de la materia viva, una especialidad de la biología. |
|
blanco |
Luz blanca: una luz que se puede descomponer en
lodos los colores del espectro. Agujero blanco: teóricamente opuesto a
agujero negro, una fuente de energía que en la actualidad se piensa que no
existe. Enana blanca: estrella pequeña y densa de baja luminosidad; a causa
de su pequeño tamaño es muy caliente y por ello aparece blanca |
|
bomba
atómica |
Arma
basada en el principio de la fisión, en la que se retinen tíos masas de un
material fisionable adecuado, cada una menor que una masa crítica. La masa
total es mayor que la masa crítica necesaria para la fisión nuclear, y da
lugar a una reacción en cadena incontrolable que libera grandes cantidades de
energía. |
|
bomba de hidrógeno |
La bomba termonuclear (bomba de hidrógeno, o
bomba H: es un dispositivo de fusión nuclear. Comprende una bomba de fisión
rodeada por un recubrimiento de isótopos de hidrógeno (y a veces de litio);
la explosión de la bomba de fisión origina temperaturas extremadamente altas,
que dan lugar a la fusión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de
helio liberando cantidades de energía aún mayores. |
|
campo |
Campo
de fuerza: región del espacio en la que una fuerza actúa entre dos o más
cuerpos. Un cuerpo con masa tiene un campo gravitatorio, pero puede también
tener un campo eléctrico y/o magnético; la fuerza nuclear crea «campos» sólo
a distancias subatómicas. |
|
capa electrónica |
Término empleado en mecánica cuántica para
designar las series de círculos concéntricos descritos por los electrones
cuando se hallan en órbita en torno al núcleo a distintas distancias. |
|
carga |
Carga
eléctrica es la cantidad de electricidad (estática) de un cuerpo. De la
materia ordinaria que contiene un número igual de electrones y protones se
dice que es eléctricamente neutra, pero de la que contiene un exceso de
electrones se dice que está cargada negativamente (o positivamente, si es
deficitaria en electrones). Aun cuando esta terminología es arbitraria, la
carga eléctrica es una propiedad básica de las partículas fundamentales que
constituyen la materia. |
|
célula |
Unidad más pequeña de la vida. Los
microorganismos, como las bacterias, sólo constan de una célula, mientras que
un ser humano está compuesto de casi un billón de células |
|
cero
absoluto |
La
temperatura más baja teóricamente posible. Se escribe OK (cero Kelvin), y es
igual a —273,15 °C |
|
coherente |
Referido a la radiación electromagnética: cuando
todas las ondas presentan una relación fija de fase, como ocurre en un haz de
láser, pero no en la luz ordinaria |
|
cometa |
Nube
gaseosa que rodea a un pequeño núcleo de hielo sólido y que sigue una órbita
alargada en torno al Sol, Los cometas más brillantes tienen una cola que
siempre apunta hacia el Sol. |
|
compuesto |
Referido a lentes: sistema que consta de más de
una lente. En química: sustancia que contiene dos o más elementos cuyos
átomos están ligados por enlaces químicos |
|
conservación |
En
física, principio que expresa que la cantidad total de energía, momento,
etc., de cualquier sistema que no esté sometido a acciones externas permanece
constante. Por ejemplo, la ley de conservación del momento establece que el
momento de dos cuerpos antes del choque es igual a su momento total después
del choque. La ley de conservación de la materia, que establece que la
materia no se puede crear o destruir, ha sido modificada a partir de
Einstein. Las teorías de éste han dado Jugar a la ley de la conservación de
la masa y la energía, que establece que la suma total de la energía y de la
masa multiplicada por el cuadrado de la velocidad de la luz (masa-energía) es
constante para cualquier sistema. |
|
constelación |
Grupo de estrellas que representan una figura en
el cielo, por ejemplo Scorpius, el Escorpión. Aun cuando ahora se sabe qué
las estrellas que constituyen una figura están normalmente a distancias muy
diferentes, todavía se utilizan las constelaciones para describir la
localización de un objeto en el cielo. |
|
corriente |
Movimiento
de cargas eléctricas a través de un conductor; se mide en amperios (A;. La
corriente eléctrica se debe al movimiento de electrones cargados
negativamente en el conductor. |
|
corrimiento hacia el rojo |
Aumento en la longitud de onda de la luz (que la
hace más roja) de las estrellas y galaxias que se alejan de la Tierra a altas
velocidades. También se lo denomina corrimiento Doppler. |
|
cósmico |
Se
refiere al Universo, para distinguirlo de la Tierra |
|
cosmología |
Estudio del origen, historia y naturaleza del
Universo. |
|
cristal |
Sustancia
solidificada en una forma geométrica definida. En esta forma se pueden
obtener las sustancias más puras; los sólidos que no forman cristales se
denominan amorfos. La disposición característica de los
átomos en un cristal se denomina red |
|
cuanto |
La unidad más pequeña posible de energía. Los
cuantos de energía electromagnética también se denominan fotones. La teoría
cuántica establea: que la energía se presenta en cuantos en vez de en forma
continua; fue propuesta a principios de este siglo por Max Planck
(1858-1947). |
|
densidad |
Masa
por unidad de volumen. Cuando se mide en gramos por centímetros cúbicos es la
gravedad específica de una sustancia. |
|
desintegración |
De una sustancia radiactiva, su transmutación en
otra sustancia. También, la disminución de intensidad de radiactividad cuando
tiene lugar la transmutación. En relación con partículas subatómicas, la
transformación de partículas inestables en otras más estables. |
|
discreto |
Separado,
distinto; por ejemplo, la radiación electromagnética se emite en cuantos
¡paquetes; discretos llamados fotones. |
|
efecto Doppler |
Aparente aumento de la frecuencia de las ondas
luminosas o' sonoras procedentes de un objeto que se aproxima, o la
disminución cuando el mismo se aleja |
|
electricidad |
Término
general que se emplea para fenómenos ocasionados por la carga eléctrica,
estática (véase carga) o en movimiento (véase corriente). |
|
electromagnetismo |
Término general que describe los fenómenos
eléctricos y magnéticos. Un dispositivo electromagnético utiliza
ambos, como un motor eléctrico en el que la corriente que circula genera un
campo magnético que origina el giro del rotor, o un generador ¡dinamo), en el
que una energía externa hace girar al rotor y el campo magnético que resulta
genera un flujo de corriente. |
|
electrón |
Partícula
fundamental, de la familia de los leptones. Se halla en órbita en torno al
núcleo en los átomos, crea enlaces químicos entre ellos, y su movimiento es
responsable de los fenómenos eléctricos. |
|
elemento |
Sustancia que consta de átomos de la misma clase, |
|
energía |
Capacidad,
o capacidad potencial, para realizar trabajo. Pueden existir diversas formas
de energía, y convertirse unas en otras por medios adecuados. |
|
energía de enlace |
Energía que mantiene unido un núcleo atómico.
Así, la suma de las masas de las partículas de un núcleo es mayor que la masa
del núcleo; la diferencia es la energía de enlace, según Einstein, quien
demostró que masa y energía son estados diferentes de la misma cosa. Por ello
la energía de enlace se llamó inicialmente «defecto de masa». La energía de
enlace es también la cantidad de energía que sería necesaria para descomponer
el núcleo. Si todos los núcleos de hidrógeno de un vaso de agua se combinaran
para formar núcleos de helio, se liberaría energía suficiente como para
impulsar un transatlántico a través del Atlántico; desgraciadamente, aún no
se ha desarrollado la tecnología que sería necesaria para lograr una reacción
de fusión controlada. |
|
enlace |
Unión
de los átomos en una molécula, ocasionada por algún tipo de transferencia de
electrones. También se la llama enlace de valencia. Algunos
átomos, como el carbono, pueden originar tanto enlaces sencillos como dobles
o triples |
|
enrarecimiento |
Reducción de presión que da lugar a que una
sustancia sea menos densa. Lo contrario de la compresión, |
|
entropía |
Medida
del desorden o incapacidad para realizar trabajo. La entropía de un sistema
cerrado siempre aumenta; esto es, la energía siempre pasa de un estado
utilizable a uno no utilizable, pero nunca al revés. |
|
enzima |
Cualquiera de las complejas sustancias de las
proteínas fabricadas por las células vivas y que facilitan los procesos
químicos esenciales para la vida. Dado que no se transforman ni consumen en
las reacciones químicas (como cualquier catalizador), son efectivas en
cantidades muy pequeñas |
|
equivalencia
masa-energía |
Relación
matemática entre la masa y la energía que transforma una en otra. E =
mc2, o energía es igual a la masa por la velocidad de la luz
al cuadrado |
|
espectro |
Resolución o separación de las ondas
electromagnéticas según su longitud de onda. Los ejemplos más conocidos son
la selección de colores que se ven en un arco iris y cuando la luz pasa a
través de un prisma. El espectro electromagnético se extiende desde las ondas
de radio de larga longitud de onda hasta los rayos gamma de longitud de onda
torta |
|
espectro
de absorción |
Espectro
de líneas o bandas que se produce cuando la luz pasa a través de un gas en un
espectroscopio. Las líneas se relacionan con el espectro de emisión del gas |
|
espectro de emisión |
Espectro que se obtiene cuando la luz procedente
de un gas incandescente se examina por medio de un espectroscopio; consiste
en líneas brillantes sobre un fondo negro |
|
espectroscopia |
Ciencia
que analiza el espectro electromagnético de un objeto. |
|
estado de energía |
Configuración de un átomo, núcleo, ele., que
tiene una energía determinada. La teoría cuántica sólo permite ciertos
estados de energía; en el caso de los electrones de los átomos, son los que
corresponden a órbitas de tamaño diferente. |
|
estrella
de neutrones |
Cuerpo
pequeño y denso formado en la última etapa de la evolución de una estrella
masiva, cuando ha consumido todo su combustible nuclear y se colapsa debido a
la gravitación, llegando a ser tan densa que sólo contiene neutrones. Las
estrellas de neutrones en rotación emiten pulsos de radio y son conocidas
como pulsares. |
|
evolución |
Biología: teoría según la cual las especies se
originan por mutaciones genéticas accidentales, algunas de las cuales son
beneficiosas y permiten la supervivencia de las más aptas a expensas de la
original. Astronomía: cambio que experimenta una estrella, galaxia, etc.,
cuando envejece |
|
excitar |
Adición
de energía a un núcleo, átomo o molécula que cambia su estado de energía. |
|
fase |
Estado del movimiento de una onda; dos puntos
están en fase si sus ciclos tienen lugar en la misma dirección al mismo
tiempo. |
|
física |
Estudio
de los diferentes estados de la materia, incluyendo la energía. |
|
fisión |
División, como en la fisión nuclear, en la que un
núcleo pesado se divide en dos más pequeños liberando energía (véase energía
de enlace). |
|
forma
de vida |
Forma
de la materia que incluye compuestos complejos de carbono y que experimenta
una continua evolución; lo que nosotros llamamos «vivir». |
|
fotón |
Partícula de energía electromagnética que tiene
masa cero y se desplaza a la velocidad de la luz. En algunas facetas de su
comportamiento debe ser considerada simultáneamente como onda y como
partícula subatómica. También transporta la fuerza electromagnética, como una
partícula virtual |
|
frecuencia |
Número
de repeticiones de un ciclo en un tiempo dado. Por ejemplo, la frecuencia de
la corriente alterna es de 50 Hz (ciclos por segundo) en el Reino Unido, y de
60 H z en Norteamérica. |
|
fuerza |
Agente exterior capaz de modificar el movimiento
de un cuerpo. Según la física moderna, existen en la Naturaleza cuatro
fuerzas: la fuerza electromagnética, la gravitación y las fuerzas nucleares
fuerte y débil. Se considera que estas fuerzas son manifestaciones diferentes
de una única fuerza básica, y su unificación constituye una de las metas de
la física moderna |
|
fuerza
nuclear débil |
La más
débil de las cuatro fuerzas de la Naturaleza, excluida la gravitación.
Responsable de la forma de desintegración de las partículas. Se ha encontrado
una relación teórica entre la fuerza nuclear débil y la fuerza
electromagnética; éste es el primer paso hacia una teoría unificada tic todas
las tuerzas. |
|
fuerza nuclear fuerte |
La más fuerte de las cuatro fuerzas de la
Naturaleza, responsable del control de las interacciones de las partículas
nucleares. Es cien veces más intensa que la fuerza electromagnética. |
|
fusión |
Derretimiento,
o mezcla de sustancias derretidas; de aquí el uso del termino fusión
nuclear, la combinación de núcleos atómicos de elementos ligeros
para dar forma a otros más pesados. Si la energía de enlace del producto es
mayor que la energía total de enlace de los dos átomos ligeros, parte de la
masa aparece espontáneamente como energía (véase equivalencia
masa-energía); éste es el proceso que tiene lugar en las estrellas y en
la bomba de hidrógeno. |
|
galaxia |
Enorme cúmulo de estrellas ligadas
gravitacionalmente, a menudo con gas y polvo interestelar. El Sol es una de
las aproximadamente 10.000.000.000 de estrellas que constituyen una galaxia
típica, llamada Galaxia de la Vía Láctea, o simplemente la Galaxia. |
|
genética |
Rama de
la biología que trata de la herencia, las diferencias y las semejanzas entre
organismos relacionados, y de su variación y evolución. |
|
gigante |
Estrella brillante de densidad media baja, varias
veces mayor que el Sol. Un estado avanzado en la evolución de cualquier
estrella. |
|
gluón |
Partícula
que transmite la fuerza nuclear fuerte. La teoría actual postula ocho
gluones, pese a que aún no se los ha detectado experimental mente. |
|
gravedad |
Específicamente, la fuerza gravitatoria que
ejerce la Tierra sobre cualquier cuerpo situado dentro de su campo
gravitatorio. |
|
gravitación |
Atracción
de cada partícula de materia por cada una de las otras partículas. La
gravitación es la más débil de las cuatro fuerzas conocidas, pero de gran
importancia en astronomía. |
|
hadrón |
Clase de partículas subatómicas constituidas por
quarks; incluye tanto a los bar iones como a los mesones |
|
holografía |
Método
de registro y reproducción de una imagen tridimensional (holograma), que
utiliza una placa fotográfica y dos haces tic luz coherente. Se registran las
características ondulatorias de la luz en vez de la intensidad, como sucede
en la fotografía ordinaria, |
|
inercia |
Tendencia de un cuerpo a permanecer en estado de
reposo o de movimiento rectilíneo y uniforme |
|
infrarrojo |
Radiación
electromagnética de longitud de onda ligeramente mayor que la de la luz.
emitida por objetos calientes y que produce calor. |
|
interferencia |
Adición o combinación de ondas, como las sonoras
o las electromagnéticas, liste fenómeno da lugar a «compases» adicionales en
la interferencia musical, o a un «silbido» en un receptor de radio en el caso
de interferencias de ondas de radio. |
|
ión |
Átomo o
grupo de átomos eléctricamente cargados |
|
isótopo |
Una de las configuraciones de los átomos de un
elemento que difiere en el número de neutrones del núcleo, pero que es
químicamente idéntico. |
|
isótropo |
Que
tiene las mismas propiedades físicas fibrana, etc.) en todas las direcciones. |
|
kaón |
Véase mesón. |
|
láser |
Siglas
de Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation (amplificación de
la luz por emisión estimulada de radiación), un dispositivo que produce un
intenso haz de luz coherente al excitar átomos para que emitan fotones de
idéntica longitud de onda. |
|
leptón |
Una de las dos «familias» de partículas
subatómicas básicas (la otra es la de los quarks). El leptón más importante
es el electrón. |
|
ley |
De la
Naturaleza: declaración que describe una secuencia inevitable de fenómenos o
condiciones especificados. Las leyes científicas son generalizaciones basadas
en muchos experimentos; pueden set refutadas o ampliadas,
dependiendo de los resultados de experimentos posteriores. |
|
libre |
Química: elemento sin combinar, física: un electrón
libre no está ligado a un átomo, pero puede moverse en un campo
eléctrico aplicado. |
|
longitud
de onda |
Distancia
entre «crestas» sucesivas de una onda. |
|
magnetismo |
Un aspecto de la fuerza electromagnética. Las
cargas eléctricas en movimiento producen, además de su fuerza eléctrica
normal, una fuerza magnética; en un imán, la fuerza se debe a una
descompensación del spin de los electrones en la órbita más interna de un
átomo en un elemento. Normalmente se distribuyen de modo aleatorio; pero si
están alineados, la sustancia es magnética. |
|
magnitud |
Sistema
de clasificar las estrellas según su brillo aparente. |
|
manchas solares |
Grandes manchas oscuras sobre la superficie del
Sol, que parecen cruzar su superficie cuando gira, y que se presentan en
mayor número cada once años |
|
masa |
Cantidad
de materia que contiene un objeto, o sea la cantidad de inercia. A diferencia
del peso, la masa no varía por la acción de la gravedad. |
|
máser |
Siglas de Microwave Amplification by Stimulated
Emission of Radiation (amplificación de microondas por emisión estimulada de
radiación), un método de excitar los átomos para producir un haz coherente de
una longitud de onda determinada. Se pueden utilizar dispositivos similares
para producir un haz. de luz visible, en cuyo caso se denomina láser |
|
materia |
Lo que
tiene masa; en otras palabras, lo que no es energía pura (como la radiación . |
|
mesón |
Clase de partícula subatómica que consta de un
par quark-antiquark. Entre los mesones se encuentran el mesón-K (kaón), el
mesón-pi (pión, etc. pero el mesón-mu muón) ha sido reclasificado como un
leptón. |
|
microondas |
Radiación
electromagnética cuya longitud de onda se halla entre las de las ondas de
radio y las del infrarrojo |
|
molécula |
Combinación de átomos unidos por enlaces
químicos; la parte más pequeña de una sustancia un elemento o un compuesto).,
que conserva las propiedades químicas de esa sustancia. |
|
momento |
Masa
multiplicada por velocidad |
|
momento angular |
Producto del momento de inercia por velocidad
angular. El momento de inercia de un cuerpo respecto de un eje es la suma de
los productos de la masa de cada demento del cuerpo por el cuadrado de su
distancia a dicho eje; velocidad angular es el ángulo descrito alrededor del
eje por unidad de tiempo. Véase también spin. |
|
muerte
térmica |
El
estado teórico del Universo en el que la entropía ya no puede aumentar: la
energía o calón estará distribuida uniformemente, de forma que todo se
hallará a igual temperatura. Predicha por el segundo principie) de la
termodinámica, si el Universo es un sistema cerrado |
|
muón |
Partícula fundamental inestable uno de los
leptones . 207 veces más pesada que el electrón. |
|
nebulosa |
Nube de
polvo y gas en la que se forman las estrellas, |
|
neutrino |
Partícula fundamental (uno de los leptones) sin
masa y sin carga, y muy difícil de detectar. Existen dos o tres tipos de
neutrinos, asociados con el electrón, el mi ion y, posiblemente, con el
recientemente descubierto lepton-tau. |
|
neutrón |
Partícula
subatómica clasificada como un barión sin carga, que consta de dos quarks
«abajo» y uno «arriba». Los neutrones se encuentran en los núcleos de lodos
los átomos, excepto en el de hidrógeno. |
|
nova |
Estrella que arroja parte de su materia en forma
de una nube de gas, haciéndose más luminosa durante la explosión. Se cree que
las explosiones de novas se originan en una enana blanca de un sistema doble
de estrellas próximas, |
|
nuclear |
Lo
relacionado con el núcleo atómico; por ejemplo, reacción, explosión, fisión,
fusión, etc. |
|
núcleo |
Física: parte central de un átomo que contiene
prácticamente toda su masa, y que consta de protones y neutrones (excepto el
de hidrógeno) y tiene carga positiva. Biología: parte central de una célula
que contiene el ADN del material hereditario. Astronomía: centro de una
galaxia. |
|
onda |
Perturbación
periódica que transporta energía. Puede producirse en un medio, como el agua
o el aire, o estar constituida por la propia energía, como la
electromagnética, en cuyo caso puede propagarse en el vacío. El periodo
(distancia entre ondas) se denomina longitud de onda |
|
orgánico |
Referido a los compuestos químicos: los que
contienen carbono y están generalmente relacionados de alguna forma con los
procesos de la vida. Algunos compuestos muy simples, como los carbonatos
metálicos, quedan arbitrariamente excluidos. |
|
paridad |
Ley de
conservación, también llamada propiedad de simetría espacial, que establece
que no hay distinción entre izquierda y derecha en lo que concierne a las
leyes físicas. Esta ley es violada por las partículas que reaccionan ante la
fuerza nuclear débil. Esto fue probado por Chien-Shiung Wu en 1956: enfrió
átomos de cobalto 60 hasta una centésima de grado del cero absoluto y los
colocó en un campo magnético; sus núcleos emitieron la mayoría de los
electrones hada arriba (con spin a izquierdas) en vez de hacerlo
aleatoriamente hacia arriba y hacia abajo. |
|
parsec |
Unidad de medida de distancia astronómica igual a
3,26 años luz. Se basa en el fenómeno de paralaje, que es el desplazamiento
aparente de un objeto originado por el cambio del punto de observación. |
|
partícula |
Término
generalmente empleado para designar una partícula de tamaño subatómico,
incluyendo cualquier partícula de las que constituyen los átomos {protón,
neutrón, electrón, etc.;, otras que generalmente se observan por separado
(fotón, neutrino, etc. y los quarks, de los que están constituidos los
protones, los neutrones, etc., aunque aún no han sido observados
experimentalmente. Todas las partículas subatómicas o «fundamentales» son,
bien partículas de fuerza (por ejemplo, el fotón), bien leptones, o están
constituidas por quarks |
|
peso |
Fuerza de la atracción gravitatoria sobre una
masa, especialmente cuando ésta está sobre la Tierra. El peso de un cuerpo en
otro planeta cambiaría, pero no así su masa |
|
pión |
Véase mesón. |
|
plasma |
Gas ionizado en el que la proporción de iones
positivos y negativos es más o menos igual. También, el gas ionizado muy
caliente (10.000.000 °C), en el que tiene lugar la fusión nuclear. El plasma
es eléctricamente neutro y muy conductor |
|
polarización |
De la
luz: vibración de las ondas transversales cicla luz en un plano particular en
lugar de en uno cualquiera; pueden usarse algunos materiales como filtros de
polarización que permiten pasar a la luz, cuyas ondas vibran en un cierto
plano e impiden el paso de las otras. |
|
polvo |
Polvo cósmico, granos sólidos muy pequeños que se
encuentran en el espacio interestelar. La absorción de la luz por estos
granos interfiere la observación astronómica de objetos muy distantes. |
|
positrón |
Antipartícula
del electrón; tiene la misma masa que el electrón, pero está cargada
positivamente |
|
principio |
Regla científica general que gobierna los
fundamentos en vez de los detalles, como lo hace una ley de la naturaleza;
por ejemplo, el principio de incertidumbre de Heisenberg comparado con la ley
de la conservación de la masa y la energía |
|
principio
de incertidumbre |
Postulado
por Werner Heisenberg: establece que, debido a la naturaleza dual
(partícula-onda) de la materia, no se pueden conocer exactamente la posición
y el momento de una partícula; cuanto más se conoce la posición, menos se
conoce el momento. Similarmente, no se puede conocer la energía de una
partícula en un instante determinado |
|
prominencia |
Nube de gas luminoso que se proyecta por encima
de la superficie solar. |
|
proteínas |
Compuestos
orgánicos complejos cuyas moléculas están constituidas por moléculas muy
pequeñas de aminoácidos; son esenciales para toda la materia viva. Las
plantas pueden sintetizarlas; los animales deben de hacerlo directa o
indirectamente a partir de las plantas. |
|
protogalaxia |
Enorme nube tic polvo y gas en el proceso de
formación de una galaxia. |
|
protón |
Partícula
subatómica compuesta de tres quarks (dos «arriba» y uno «abajo»). Los
protones se encuentran en cantidades variables en todos los núcleos atómicos
y están cargados positivamente. |
|
pulsar |
Estrella de neutrones en rotación que emite ondas
de radio, luz o rayos X. La emisión parece «pulsar» cuando la estrella gira. |
|
quark |
Una de
las dos «familias» de partículas fundamentales; la otra es la de los
leptones. Un esquema matemático llamado simetría unitaria un
método de clasificar propiedades de comportamiento fue el empleado
originalmente por Murray Gell- Mann para postular que las partículas
fundamentales conocidas como bariones (protón, neutrón, etc.) y mesones
estarían constituidas por sólo tres partículas dispuestas de letrinas
diferentes. Sin embargo, ahora se conocen cuatro quarks («arriba», «abajo»,
«extraño» y «encantado»); otro («fondo» o «belleza») se ha encontrado en
recientes experimentos; y se sospecha que existe un sexto («cima» o
«verdad»). Los quarks aún no han podido ser aislados. |
|
quásar |
Objeto astronómico muy distante y fuertemente
luminoso. Casi con seguridad, los quásares son centros muy activos de
galaxias remotas. La fuente de energía es desconocida, pero puede tratarse de
gas que incide en un gran agujero negro |
|
química |
Estudio
de la composición de la materia y de los efectos de unas sustancias sobre
otras. |
|
radiación |
Emisión a impulsos regulares o longitudes de onda
concretas de ondas o partículas. La radiación electromagnética es una forma
de energía que abarca desde las ondas de radio hasta los rayos gamma (de
sustancias radiactivas), incluyendo la luz; es generada, detectada y
clasificada según su longitud de onda. También debería existir la radiación
gravitatoria, y en la actualidad se investiga sobre ello. |
|
radiactivo |
Adjetivo
que describe el comportamiento de ciertos elementos pesados, cuyos núcleos
están en proceso de desintegración y emitiendo partículas y radiación. En
forma concentrada, esta radiación es perniciosa a causa de su energía
extremadamente alta. |
|
radioastronomía |
Empleo de distintos tipos de receptores (en lugar
de telescopios ópticos) para recoger información del espacio exterior en
forma de radiación electromagnética de longitud de onda larga (ondas de
radio). La energía recibida es extremadamente baja, y la ciencia comenzó hace
sólo cincuenta años, pero la información es de un valor incalculable |
|
radioisótopo |
Isótopo
radiactivo de cualquier elemento. Puede ser natural o producirse
artificialmente. Se emplea como fuente de radiación en medicina, en la
industria, etc. |
|
radiotelescopio |
Antena muy sensible utilizada en radioastronomía.
Normalmente tiene la forma de un gran plato |
|
rayo |
Estrictamente
hablando, camino a lo largo del cual viaja la radiación. También se usa para
describir la propia radiación |
|
rayos gamma |
La radiación electromagnética de menor longitud
de onda, emitida por los núcleos de los átomos radiactivos en los procesos de
desintegración. Muy peligrosa a causa de su alta energía. |
|
rayos X |
Parte
del espectro electromagnético que tiene mayor energía (longitud de onda más
corta; que la luz y el ultravioleta, pero inferior a los rayos gamma. Tiene
un efecto similar al de la luz sobre la película fotográfica, pero atraviesa
la materia en una extensión que depende de la densidad y del peso atómico de
la misma. Por ejemplo, resulta posible tomar fotografías de rayos X de los
huesos de un ser vivo. La exposición prolongada a los rayos X puede ser
peligrosa a causa de su alta energía |
|
reacción |
Química: interacción de dos o más sustancias que
ocasiona cambios en ellas |
|
red |
Se
emplea para designar la estructura regular de átomos en un sólido cristalino,
por ejemplo red cristalina |
|
refracción |
Desviación de la luz (u otra radiación) cuando
pasa de un medio a otro. |
|
relatividad |
Dos
teorías propuestas por Einstein en 1905 y 1916, que han implicado la
modificación de las leyes de la física. Basadas en el hecho de que la
velocidad de la luz es siempre la misma, independientemente del movimiento
relativo del observador, estas teorías describen cómo afecta el movimiento a
la longitud, a la longitud, al tiempo y a la masa, e incluyen una nueva
teoría de la gravitación. |
|
resolución |
Capacidad de una lente o de un conjunto de lentes
para separar dos objetos muy pequeños. |
|
singularidad |
Centro
teórico de un agujero negro, en el que la materia se comprime hasta que ocupa
un espacio cero. Una teoría aún más esotérica postula una singularidad sin
agujero negro que la rodee, en cuyo caso se llama singularidad desnuda |
|
spin |
Momento angular de partículas subatómicas que
giran en torno a un eje contenido en ellas. Aparece en unidades discretas:
los quarks y los leptones tienen spin un medio; y las partículas de fuerza,
uno o dos. |
|
supernova |
Explosión
de una estrella, un raro suceso en el que la estrella llega a ser mil
millones de veces más brillante que el Sol. Cuando una estrella masiva agota
su «combustible» nuclear, puede colapsarse a causa de su propia gravitación,
con tal fuerza que origina altas temperaturas y reacciones termonucleares
incontroladas. |
|
tectónica de placas |
Teoría del movimiento continental, que considera
a los continentes como «balsas» que viajan sobre grandes placas que se
deslizan sobre la Tierra |
|
teoría |
Idea —o
sistema de ideas— basada en principios generales, pero que explica fenómenos
específicos. Si aparecen nuevos fenómenos que no concuerdan con la teoría,
ésta debe ser modificada o descartada, |
|
termodinámica |
Literalmente significa «movimiento del calor».
Ciencia y estudio del calor, su transferencia, comportamiento, etc. Fundada
por el físico francés Sadi Carnot (1796-1832). |
|
termonuclear |
Literalmente
significa «calor del núcleo», y se utiliza para describir la fusión nuclear
como opuesta a la fisión. Para la fusión se requiere una tempera tura muy
alta |
|
transmutación |
Cambio de un elemento en otro. Una de las metas
de la alquimia que después se asumió como imposible. Los elementos
radiactivos lo hacen de forma natural, aunque minien lamen te, Es la base de
la industria de la energía nuclear y de las armas nucleares. |
|
transparente |
Física:
que permite que las ondas electro magnéticas pasen a su través. Por ejemplo,
una delgada capa de hormigón es transparente a las ondas de radio, pero no a
la luz. |
|
ultravioleta |
Energía electromagnética de energía mayor
(longitud de onda más corta) que la luz, pero inferior a la de los rayos X en
el espectro. |
|
unidad
astronómica |
Distancia
media desde el centro de la Tierra hasta el centro del Sol (1,495 × 1011 metros). |
|
vacío |
La completa ausencia de materia. No se conoce
ningún vacío perfecto; incluso el espacio interestelar no es un vacío
completo, pues contiene gas hidrógeno muy tenue |
|
valencia |
Capacidad
ríe un átomo para combinarse con otros. Véase también enlace. |
|
velocidad |
Relación entre la variación del espacio y la
variación del tiempo; se mide como longitud por unidad de tiempo, por ejemplo
«kilómetros por hora». |
|
vida
media |
De un
elemento radiactivo: tiempo que tardan en desintegrarse la mitad de sus
átomos. |
|
virtual (partícula) |
Partícula fundamental que transporta una fuerza.
Por ejemplo, la fuerza electromagnética, considerada como tal y no como
radiación, es transportada por fotones que son «virtuales» porque existen
durante un tiempo demasiado corto para ser detectados. |
Bibliografía
Para la
preparación de este libro se han consultado diversos artículos de
investigación, así como libros y revistas especializados. Entre las
publicaciones particularmente útiles puede citarse:
·
Annual Reviews of Astronomy and Astrophysycs
·
Astrophysical Journal Physics Bullelin
·
Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society
·
Sky and Telescope
·
Gravitation, de
C. W. Misner, K. S. Thorne y J. A. Wheeler (Freeman, 1973)
Los
lectores que deseen mantenerse informados de los últimos descubrimientos pueden
encontrar artículos recientes en New Scientist (Reino Unido)
y Scientific American(Investigación y Ciencia es una edición
en español de esta revista). Su lectura requiere, generalmente, un pequeño
bagaje científico. Se pueden encontrar asimismo lecturas de aproximadamente el
mismo nivel que el de este libro, pero que tratan con más detalle temas
específicos, en los siguientes libros:
Astronomía
general
·
Constellations, de J. Klepstra y A. Rükl (Hamlyn, 1977)
·
Norton's Sun Atlas, de A. P. Norton (Gall and Inglis, 1973)
·
Cambridge Encyclopedia of Astronomy, editada por S. A. Mitton (Jonathan Cape,
1977)
·
Partículas
y fuerzas fundamentales Key to the Universo, de N. Galder
(BBC, 1977)
Biografía
·
Biographical Encyclopedia of Science and Technology, de I. Asimov Doubleday,
1964; Pan UK 1975)
La Tierra
·
Restless Earth, de N. Calder (BBC, 1972) Futura, 1975
Estrellas
y galaxias
·
Violent Universe, de N. Calder (BBC. 1969; Futura. 1975
Cosmología
·
The First Three Minutes, de S. Weinberg Deutsch, (1977). Hay edición en
español (Alianza Editorial, 1978
Otros
·
Radio Astronomy, de F. G. Smith (Penguin, 1975)
·
Matter de
R. E. Lapp (Time-Life Books, 1969;
·
The Cell, de
J. Pfeiffer (Time-Life Books, 1969)
·
The Cosmic Comection, de C. Sagan (Hodder and Stoughton 1974)
·
Signs of Life, de
F Ridpath (Kestrel, 1978
Notas:
[1] Plutón fue considerado
durante mucho tiempo el noveno planeta de nuestro sistema solar. Aunque es
pequeño, orbita alrededor del Sol y tiene la forma esférica necesaria para ser
considerado un planeta; en 2006, cuando la Unión Astronómica Internacional
(IAU) creó una nueva definición para los planetas, decidió que Plutón no se
ajustaba a la ley. (Nota PB)
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