100 PreguntasBasicas Sobre La

CienciaSobrecubierta

NoneTags: General Interest

ISAAC ASIMOV100 PREGUNTAS

BÁSICASSOBRE LA CIENCIA

Título original: Please Explain(Publicado en inglés por la Editorial

Houghton Mifflin Company)Traductor: Miguel Paredes LarruceaEscaneador: DomCorrector: ROR – Hari SeldonPrimera edición en "El Libro de

Bolsillo": 1977Segunda edición en "El Libro de

Bolsillo": 1978Tercera edición en "El Libro de

Bolsillo": 1979© 1973 by Isaac Asimov© Ed. cast.: Alianza Editorial, S. A.,

Madrid, 1977, 1978, 1979Calle Milán, 38. Teléfono 200 00 45ISBN: 84-206-1663-X

Depósito legal: M. 16.602-1979Compuesto en Fernández Ciudad,

S.L.Impreso en Hijos de E. Minuesa, S.

L.Ronda de Toledo, 24 – Madrid-5Printed in SpainA Richard F. Dempewolff

INTRODUCCIÓNPor el año 1965, esa respetable

revista que es Science Digest inició unanueva sección titulada «Please Explain»[«Por favor, explique»]. El propósito deesta sección era seleccionar algunas delas preguntas formuladas por loslectores y contestarlas en unas 500palabras.

La revista me preguntó si estabadispuesto a abordar de vez en cuandouna pregunta a cambio de una cantidadrazonable de dinero. «Bien», contestécon ciertas reservas, «pero siempre quesea de vez en cuando».

Tuve que suponerlo. Mícolaboración, que en principio iba a seresporádica, adquirió carácter mensual, yla sección «Please Explain» pasó a ser«Isaac Asimov Explains» [«I. A.explica»]. (Para evitar la posible trampade mi archiconocida modestia diré queel cambio se hizo sin consultarme.)Cuando quise darme cuenta, llevaba yacolaborando más de ocho años y habíaacumulado un centenar de preguntas y

respuestas.¿Y quién podría resistir la tentación

de reunir esos ensayos y hacer con ellosun libro? ¡Yo, desde luego, no! ¡Nitampoco Houghton Mifflin!

Como las respuestas que tengo quedar dependen de las preguntas queformulan los lectores, los ensayos no sereparten uniformemente por todo elcampo de la ciencia. Por alguna razón,los lectores se hallan profundamenteinteresados por la física teórica, siendoespecialmente numerosas las preguntasacerca de la velocidad de la luz y de laspartículas subatómicas.

De ahí que exista cierta duplicidadentre las respuestas, así como algunasomisiones flagrantes.

Ambas cosas tienen sus ventajas.Las duplicidades provienen, en parte, deque he intentado hacer las respuestas lomás completas posible. El lector puedeconsultar por tanto cualquier cuestiónque se le venga a la imaginación y leerel libro en el orden que le plazca.

Y en cuanto a las omisiones… ¿quéhay de malo en dejar que susciten unasana curiosidad? Si es suficientementesana, envíe su propia pregunta a ScienceDigest. Si tengo ocasión (y sé losuficiente) la contestaré, y de aquí aocho años podría haber materialbastante para publicar un libro titulado«Isaac Asimov sigue explicando».

CIEN PREGUNTAS

BÁSICAS SOBRELA CIENCIA

1. ¿Qué es el métodocientífico?

Evidentemente, el método científicoes el método que utilizan los científicospara hacer descubrimientos científicos.Pero esta definición no parece muy útil.¿Podemos dar más detalles?

Pues bien, cabría dar la siguienteversión ideal de dicho método:

1. Detectar la existencia de unproblema, como puede ser, por ejemplo,la cuestión de por qué los objetos semueven como lo hacen, acelerando enciertas condiciones y decelerando en

otras.2. Separar luego y desechar los

aspectos no esenciales del problema. Elolor de un objeto, por ejemplo, no jueganingún papel en su movimiento.

3. Reunir todos los datos posiblesque incidan en el problema. En lostiempos antiguos y medievales equivalíasimplemente a la observación sagaz dela naturaleza, tal como existía. Aprincipios de los tiempos modernosempezó a entreverse la posibilidad deayudar a la naturaleza en ese sentido.Cabía planear deliberadamente unasituación en la cual los objetos secomportaran de una manera determinaday suministraran datos relevantes para elproblema. Uno podía, por ejemplo,

hacer rodar una serie de esferas a lolargo de un plano inclinado, variando eltamaño de las esferas, la naturaleza desu superficie, la inclinación del plano,etc. Tales situaciones deliberadamenteplaneadas son experimentos, y el papeldel experimento es tan capital para laciencia moderna, que a veces se hablade «ciencia experimental» paradistinguirla de la ciencia de los antiguosgriegos.

4. Reunidos todos los datoselabórese una generalizaciónprovisional que los describa a todosellos de la manera más simple posible:un enunciado breve o una relaciónmatemática. Esto es una hipótesis.

5. Con la hipótesis en la mano sepueden predecir los resultados deexperimentos que no se nos habíanocurrido hasta entonces. Intentarhacerlos y mirar si la hipótesis esválida.

6. Si los experimentos funcionan talcomo se esperaba, la hipótesis salereforzada y puede adquirir el status deuna teoría o incluso de un «ley natural».

Está claro que ninguna teoría ni leynatural tiene carácter definitivo. Elproceso se repite una y otra vez.Continuamente se hacen y obtienennuevos datos, nuevas observaciones,nuevos experimentos. Las viejas leyesnaturales se ven constantemente

superadas por otras más generales queexplican todo cuanto explicaban lasantiguas y un poco más.

Todo esto, como digo, es unaversión ideal del método científico. Enla práctica no es necesario que elcientífico pase por los distintos puntoscomo si fuese una serie de ejercicioscaligráficos, y normalmente no lo hace.

Más que nada son factores como laintuición, la sagacidad y la suerte, asecas, los que juegan un papel. Lahistoria de la ciencia está llena de casosen los que un científico da de pronto conuna idea brillante basada en datosinsuficientes y en poca o ningunaexperimentación, llegando así a unaverdad útil cuyo descubrimiento quizá

hubiese requerido años mediante laaplicación directa y estricta del métodocientífico.

F. A. Kekulé dio con la estructuradel benceno mientras descabezaba unsueño en el autobús. Otto Loewidespertó en medio de la noche con lasolución del problema de la conducciónsináptica. Donald Glaser concibió laidea de la cámara de burbujas mientrasmiraba ociosamente su vaso de cerveza.

¿Quiere decir esto que a fin decuentas todo es cuestión de suerte y node cabeza? No, no y mil veces no. Estaclase de «suerte» sólo se da en losmejores cerebros; sólo en aquellos cuya«intuición» es la recompensa de una

larga experiencia, una comprensiónprofunda y un pensamiento disciplinado.

2. ¿Quién fue, en suopinión, el

científico más grandeque jamás

existió?Si la pregunta fuese «¿Quién fue el

segundo científico más grande?» seríaimposible de contestar. Hay por lomenos una docena de hombres que, enmi opinión, podrían aspirar a esasegunda plaza. Entre ellos figurarían,por ejemplo, Albert Einstein, ErnestRutherford, Niels Bohr, Louis Pasteur,Charles Darwin, Galileo Galilei, Clerk

Maxwell, Arquímedes y otros.Incluso es muy probable que ni

siquiera exista eso que hemos llamadoel segundo científico más grande. Lascredenciales de tantos y tantos son tanbuenas y la dificultad de distinguirniveles de mérito es tan grande, que alfinal quizá tendríamos que declarar unempate entre diez o doce.

Pero como la pregunta es «¿Quién esel más grande?», no hay problemaalguno. En mi opinión, la mayoría de loshistoriadores de la ciencia no dudaríanen afirmar que Isaac Newton fue eltalento científico más grande que jamáshaya visto el mundo. Tenía sus faltas,viva el cielo: era un mal conferenciante,tenía algo de cobarde moral y de llorón

autocompasivo y de vez en cuando eravíctima de serias depresiones. Perocomo científico no tenía igual.

Fundó las matemáticas superioresdespués de elaborar el cálculo. Fundó laóptica moderna mediante susexperimentos de descomponer la luzblanca en los colores del espectro.Fundó la física moderna al establecerlas leyes del movimiento y deducir susconsecuencias. Fundó la astronomíamoderna estableciendo la ley de lagravitación universal.

Cualquiera de estas cuatro hazañashabría bastado por sí sola paradistinguirle como científico deimportancia capital. Las cuatro juntas le

colocan en primer lugar de modoincuestionable.

Pero no son sólo susdescubrimientos lo que hay que destacaren la figura de Newton. Más importanteaún fue su manera de presentarlos.

Los antiguos griegos habían reunidouna cantidad ingente de pensamientocientífico y filosófico. Los nombres dePlatón, Aristóteles, Euclides,Arquímedes y Ptolomeo habíandescollado durante dos mil años comogigantes sobre las generacionessiguientes. Los grandes pensadoresárabes y europeos echaron mano de losgriegos y apenas osaron exponer unaidea propia sin refrendarla con algunareferencia a los antiguos. Aristóteles, en

particular, fue el «maestro de aquellosque saben».

Durante los siglos XVI y XVII, unaserie de experimentadores, comoGalileo y Robert Boyle, demostraronque los antiguos griegos no siempredieron con la respuesta correcta.Galileo, por ejemplo, tiró abajo lasideas de Aristóteles acerca de la física,efectuando el trabajo que Newtonresumió más tarde en sus tres leyes delmovimiento. No obstante, losintelectuales europeos siguieron sinatreverse a romper con los durante tantotiempo idolatrados griegos.

Luego, en 1687 publicó Newton susPrincipia Mathematica, en latín (el

libro científico más grande jamásescrito, según la mayoría de loscientíficos). Allí presentó sus leyes delmovimiento, su teoría de la gravitación ymuchas otras cosas, utilizando lasmatemáticas en el estilo estrictamentegriego y organizando todo de maneraimpecablemente elegante. Quienesleyeron el libro tuvieron que admitir queal fin se hallaban ante una mente igual osuperior a cualquiera de las de laAntigüedad, y que la visión del mundoque presentaba era hermosa, completa einfinitamente superior en racionalidad einevitabilidad a todo lo que conteníanlos libros griegos.

Ese hombre y ese libro destruyeronla influencia paralizante de los antiguos

y rompieron para siempre el complejode inferioridad intelectual del hombremoderno.

Tras la muerte de Newton,Alexander Pope lo resumió todo en doslíneas:

«La Naturaleza y sus leyespermanecían ocultas en la noche. DijoDios: ¡Sea Newton! Y todo fue luz.»

3. ¿Por qué dos o máscientíficos,

ignorantes del trabajo delos otros,

dan a menudosimultáneamente con la

misma teoría?La manera más simple de contestar a

esto es decir que los científicos notrabajan en el vacío. Están inmersos, porasí decirlo, en la estructura y progresoevolutivo de la ciencia, y todos ellosencaran los mismos problemas en cadamomento.

Así, en la primera mitad del sigloXIX el problema de la evolución de lasespecies estaba «en el candelero».Algunos biólogos se oponíanacaloradamente a la idea misma,mientras que otros especulabanávidamente con sus consecuencias ytrataban de encontrar pruebas que laapoyaran. Pero lo cierto es que, cada

uno a su manera, casi todos los biólogospensaban sobre la misma cuestión. Laclave del problema era ésta:

Si la evolución es un hecho, ¿qué eslo que la motiva?

En Gran Bretaña, Charles Darwinpensaba sobre ello. En las IndiasOrientales, Alfred Wallace, ingléstambién, pensaba sobre el mismoproblema. Ambos habían viajado portodo el mundo; ambos habían hechoobservaciones similares; y sucedió queambos, en un punto crucial de supensamiento, leyeron un libro deThomas Malthus que describía losefectos de la presión demográfica sobrelos seres humanos. Tanto Darwin comoWallace empezaron a pensar sobre la

presión demográfica en todas lasespecies. ¿Qué individuos sobreviviríany cuáles no? Ambos llegaron a la teoríade la evolución por selección natural.

Lo cual no tiene en realidad nada desorprendente. Dos hombres que trabajansobre el mismo problema y con losmismos métodos, encarados con losmismos hechos a observar ydisponiendo de los mismos libros deconsulta, es muy probable que lleguen alas mismas soluciones. Lo que ya mesorprende más es que el segundo nombrede Darwin, Wallace y Malthus empezaseen los tres casos por R.

A finales del siglo xix eran muchoslos biólogos que trataban de poner en

claro la mecánica de la genética. Treshombres, trabajando los tres en elmismo problema, al mismo tiempo y dela misma manera, pero en diferentespaíses, llegaron a las mismasconclusiones. Pero entonces los tres,repasando la literatura, descubrieronque otro, Gregor Mendel, había obtenidotreinta y cuatro años antes las leyes de laherencia y habían pasado inadvertido.

Una de las aspiraciones másambiciosas de los años 1880-1889 erala producción barata de aluminio. Seconocían los usos y la naturaleza delmetal, pero resultaba difícil prepararlo apartir de sus minerales. Millones dedólares dependían literalmente de laobtención de una técnica sencilla. Es

difícil precisar el número de químicosque se hallaban trabajando en el mismoproblema, apoyándose en las mismasexperiencias de otros científicos. Dos deellos: Charles Hall en los EstadosUnidos y Paul Héroult en Francia,obtuvieron la misma respuesta en elmismo año de 1886. Nada más natural.Pero ¿y esto?: los apellidos de ambosempezaban por H, ambos nacieron en1863 y ambos murieron en 1914.

Hoy día son muchos los que tratande idear teorías que expliquen elcomportamiento de las partículassubatómicas. Murray Gell-Man y YuvalNe'emen, uno en América y otro enIsrael, llegaron simultáneamente a

teorías parecidas. El principio delmáser se obtuvo simultáneamente enEstados Unidos y en la Unión Soviética.Y estoy casi seguro de que el procesoclave para el aprovechamiento futuro dela potencia de la fusión nuclear seráobtenido independiente ysimultáneamente por dos o máspersonas.

Naturalmente, hay veces en que elrayo brilla una sola vez. Gregor Mendelno tuvo competidores, ni tampocoNewton ni Einstein. Sus grandes ideassólo se les ocurrieron a ellos y el restodel mundo les siguió.

4. ¿Qué dice el teoremade Gödel?

¿Demuestra que laverdad esinalcanzable?

Desde los tiempos de Euclides, haceya dos mil doscientos años, losmatemáticos han intentado partir deciertos enunciados llamados «axiomas»y deducir luego de ellos toda clase deconclusiones útiles.

En ciertos aspectos es casi como unjuego, con dos reglas. En primer lugar,los axiomas tienen que ser los menosposibles. En segundo lugar, los axiomastienen que ser consistentes. Tiene queser imposible deducir dos conclusionesque se contradigan mutuamente.

Cualquier libro de geometría de

bachillerato comienza con un conjuntode axiomas: por dos puntos cualesquierasólo se puede trazar una recta; el total esla suma de las partes, etc. Durantemucho tiempo se supuso que los axiomasde Euclides eran los únicos que podíanconstituir una geometría consistente yque por eso eran «verdaderos».

Pero en el siglo xix se demostró quemodificando de cierta manera losaxiomas de Euclides se podían construirgeometrías diferentes, «no euclidianas».Cada una de estas geometrías difería delas otras, pero todas ellas eranconsistentes. A partir de entonces notenía ya sentido preguntar cuál de ellasera «verdadera». En lugar, de ello habíaque preguntar cuál era útil.

De hecho, son muchos los conjuntosde axiomas a partir de los cuales sepodría construir un sistema matemáticoconsistente: todos ellos distintos y todosellos consistentes.

En ninguno de esos sistemasmatemáticos tendría que ser posiblededucir, a partir de sus axiomas, quealgo es a la vez así y no así, porqueentonces las matemáticas no seríanconsistentes, habría que desecharlas.¿Pero qué ocurre si establecemos unenunciado y comprobamos que nopodemos demostrar que es o así o noasí?

Supongamos que digo: «Elenunciado que estoy haciendo es falso.»

¿Es falso? Si es falso, entonces esfalso que esté diciendo algo falso ytengo que estar diciendo algo verdadero.Pero si estoy diciendo algo verdadero,entonces es cierto que estoy diciendoalgo falso y sería verdad que estoydiciendo algo falso. Podría estar yendode un lado para otro indefinidamente. Esimposible demostrar que lo que he dichoes o así o no así.

Supongamos que ajustamos losaxiomas de la lógica a fin de eliminar laposibilidad de hacer enunciados de esetipo. ¿Podríamos encontrar otro modo dehacer enunciados del tipo «ni así ni noasí»?

En 1931 el matemático austriaco

Kurt Gödel presentó una demostraciónválida de que para cualquier conjunto deaxiomas siempre es posible hacerenunciados que, a partir de esosaxiomas, no puede demostrarse ni queson así ni que no son así. En ese sentido,es imposible elaborar jamás un conjuntode axiomas a partir de los cuales sepueda deducir un sistema matemáticocompleto.

¿Quiere decir esto que nuncapodremos encontrar la «verdad»? ¡Nihablar!

Primero: el que un sistemamatemático no sea completo no quieredecir que lo que contiene sea «falso». Elsistema puede seguir siendo muy útil,siempre que no intentemos utilizarlo más

allá de sus límites.Segundo: el teorema de Gödel sólo

se aplica a sistemas deductivos del tipoque se utiliza en matemáticas. Pero ladeducción no es el único modo dedescubrir la «verdad». No hay axiomasque nos permitan deducir lasdimensiones del sistema solar. Estasúltimas fueron obtenidas medianteobservaciones y medidas -otro caminohada la «verdad».

5. ¿Qué diferencia hayentre los

números ordinarios y losnúmeros

binarios y cuáles son las

ventajas decada uno?

Los números ordinarios queutilizamos normalmente están escritos«en base 10». Es decir, están escritoscomo potencias de diez. Lo queescribimos como 7.291 es en realidad 7´ 103 más 2 ´ 102 más 9 ´ 101 más 1 ´100. Recuérdese que 103 = 10 ´ 10 ´ 10 =1.000; que 102 =10 ´ 10 = 100; que 101

= 10, y que 100 = 1. Por tanto, 7.291 es7 ´ 1.000 más 2 ´ 100 más 9 ´ 10 más 1,que es lo que decimos cuando leemos elnúmero en voz alta: «siete mildoscientos noventa (nueve decenas) yuno».

Estamos ya tan familiarizados con el

uso de las potencias de diez que sóloescribimos las cifras por las que vanmultiplicadas (7.291 en este caso) eignoramos el resto.

Pero las potencias de diez no tienennada de especial. Igual servirían laspotencias de cualquier otro númeromayor que uno. Supongamos, porejemplo, que queremos escribir elnúmero 7.291 en potencias de ocho.Recordemos que 80 = 1; 81 =8; 82 = 8 ´ 8=64; 83= 8 ´ 8 ´ 8 = 512; y 84 = 8 ´ 8 ´ 8 ´8 = 4.096. El número 7.291 se podríaescribir entonces como 1 ´ 84 más 6 ´ 83

más 1 ´ 82 más 7 ´ 81 más 3 ´ 80. (Ellector lo puede comprobar haciendo loscálculos pertinentes.) Si escribimos sólo

las cifras tenemos 16.173. Podemosdecir entonces que 16.173 (en base 8) =7.291 (en base 10).

La ventaja del sistema en base 8 esque sólo hay que recordar siete dígitosaparte del 0. Si intentásemos utilizar eldígito 8, llegaríamos a obtener algunavez 8 x 83, que es igual a 1 x 84, con locual siempre podemos utilizar un 1 enlugar de un 8. Así, 8 (en base 10) = 10(en base 8); 89 (en base 10) = 131 (enbase 8); etc. Por otro lado, los númerostienen más dígitos en el sistema de base8 que en el de base 10. Cuanto máspequeña es la base, tantos menos dígitosdiferentes se manejan, pero tantos másentran en la composición de los

números.Si utilizamos el sistema de base 20,

el número 7.291 se convierte en 18 ´ 202

más 4 ´ 201 más 11 ´ 200. Si escribimosel 18 como # y el 11 como %, podemosdecir que # 4 % (en base 20) = 7.291(en base 10). En un sistema de base 20tendríamos que tener 19 dígitosdiferentes, pero a cambio tendríamosmenos dígitos por número.

El 10 es una base conveniente. Noexige recordar demasiados dígitosdiferentes y tampoco da demasiadosdígitos en un número dado.

¿Y los números basados enpotencias de dos, es decir los númerosen base 2? Esos son los «números

binarios», de la palabra latina quesignifica «dos de cada vez».

El número 7.291 es igual a 1 ´ 212

más 1 ´ 211 más 1 ´ 210 más 0 ´ 29 más 0 ´28 más 0 ´ 27 más 1 ´ 26 más 1 ´ 25 más 1´ 24 más 1 ´ 23 más 0 ´ 22 más 1 ´ 21 más1 ´ 20. (El lector puede comprobarlo,recordando que 29, por ejemplo, es 2multiplicado por sí mismo nueve veces:2 ´ 2 ´ 2 ´ 2 ´ 2 ´ 2 ´ 2 ´ 2 ´ 2 = 512.) Sinos limitamos a escribir los dígitostenemos 1110001111011 (en base 2) =7.291 (en base 10).

Los números binarios contienen sólounos y ceros, de modo que la adición yla multiplicación son fantásticamentesimples. Sin embargo, hay tantos dígitos

en números incluso pequeños, como el7.291, que es muy fácil que la mentehumana se confunda.

Los computadores, por su parte,pueden utilizar conmutadores de dosposiciones. En una dirección, cuandopasa la corriente, puede simbolizar un 1;en la otra dirección, cuando no pasacorriente, un 0. Disponiendo loscircuitos de manera que losconmutadores se abran y cierren deacuerdo con las reglas binarias de laadición y de la multiplicación, elcomputador puede realizar cálculosaritméticos a gran velocidad. Y puedehacerlo mucho más rápido que si tuvieseque trabajar con ruedas dentadasmarcadas del 0 al 9 como en las

calculadoras de mesa ordinariasbasadas en el sistema de base 10 odecimal.

6. ¿Qué son los númerosimaginarios?

Hay dos clases de números con lasque la mayoría de nosotros estáfamiliarizado: los números positivos(+5, +17,5) y los números negativos (-5,– 17,5). Los números negativos fueronintroducidos en la Edad Media parapoder resolver problemas como 3 – 5. Alos antiguos les parecía imposible restarcinco manzanas de tres manzanas. Perolos banqueros medievales tenían unaidea muy clara de la deuda. «Damecinco manzanas. Sólo tengo dinero para

tres, de modo que te dejo a deber dos»,que es como decir (+3) – (+5)= (-2).

Los números positivos y negativosse pueden multiplicar según reglas biendefinidas. Un número positivomultiplicado por otro positivo da unproducto positivo. Un número positivomultiplicado por otro negativo da unproducto negativo. Y lo que es másimportante, un número negativomultiplicado por otro negativo da unproducto positivo.

Así: (+1) ´ (+1) = (+1); (+1) ´ (-1) =(-1); y (-1) ´ (-1) = (+1).

Supongamos ahora que nospreguntamos: ¿Qué número multiplicadopor sí mismo da +1? O expresándolo demanera más matemática: ¿Cuál es la raíz

cuadrada de +1?

Hay dos soluciones. Una es +1,puesto que (+1) ´ (+1) = (+ 1). La otraes -1, puesto que (-1) ´ (-1) = (+1). Losmatemáticos lo expresan en su jergaescribiendo = ± 1

Sigamos ahora preguntando: ¿Cuáles la raíz cuadrada de -1?

Aquí nos ponen en un brete. No es +1, porque multiplicado por sí mismo da+1. Tampoco es -1, porque multiplicadopor sí mismo da también +1. Cierto que(+1) ´ (-1) = (-1), pero esto es lamultiplicación de dos númerosdiferentes y no la de un número por símismo.

Podemos entonces inventar unnúmero y darle un signo especial, porejemplo # 1, definiéndolo como sigue: #1 es un número tal que (# 1) ´ (# 1) = (-1). Cuando se introdujo por vez primeraesta noción, los matemáticos se referíana ella como un «número imaginario»debido simplemente a que no existía enel sistema de números a que estabanacostumbrados. De hecho no es másimaginario que los «números reales»ordinarios. Los llamados númerosimaginarios tienen propiedadesperfectamente definidas y se manejancon tanta facilidad como los númerosque ya existían antes.

Y, sin embargo, como se pensaba

que los nuevos números eran«imaginarios», se utilizó el símbolo «i».Podemos hablar de números imaginariospositivos (+i) y números imaginariosnegativos (-i), mientras que (+1) es unnúmero real positivo y (-1) un númeroreal negativo. Así pues, podemos decir= +i.

El sistema de los números realestiene una contrapartida similar en elsistema de los números imaginarios. Sitenemos +5, – 17,32, +3/10, tambiénpodemos tener +5i, – 17,32i, +3i/10.

Incluso podemos representargráficamente el sistema de númerosimaginarios.

Supóngase que representamos el

sistema de los números reales sobre unarecta, con el 0 (cero) en el centro. Losnúmeros positivos se hallan a un ladodel cero y los negativos al otro.

Podemos entonces representar elsistema imaginario de números a lolargo de otra recta que corte a laprimera en ángulo recto en el punto cero,con los imaginarios positivos a un ladoy los negativos al otro. Utilizando ambostipos al mismo tiempo se puedenlocalizar números en cualquier lugar delplano: (+2) + (+3i) ó (+3) + (-2i). Éstosson «números complejos».

Para los matemáticos y los físicosresulta utilísimo poder asociar todos lospuntos de un plano con un sistema denúmeros. No podrían pasarse sin los

llamados números imaginarios.7. ¿Qué son los números

primos y porqué les interesan a los

matemáticos?Un número primo es un número que

no puede expresarse como producto dedos números distintos de sí mismo yuno. El 15 = 3 ´ 5, con lo cual 15 no esun número primo; 12 = 6 ´ 2 = 4 ´ 3, conlo cual 12 tampoco es un número primo.En cambio 13 = 13 ´ 1 y no es elproducto de ningún otro par de números,por lo cual 13 es un número primo.

Hay números de los que no haymanera de decir a simple vista si son

primos o no. Hay ciertos tipos, encambio, de los cuales se puede decirinmediatamente que no son primos.Cualquier número, por largo que sea,que termine en 2, 4, 5, 6, 8 ó 0 o cuyosdígitos sumen un número divisible por 3,no es primo. Sin embargo, un númeroque acabe en 1, 3, 7 ó 9 y cuyos dígitossumen un número no divisible por 3,puede que sea primo -pero puede queno-. No hay ninguna fórmula que nos lodiga. Hay que ensayar y ver si se puedeescribir como producto de dos númerosmás pequeños.

Una manera de encontrar númerosprimos consiste en escribir todos losnúmeros del 2 al más alto posible, porejemplo el 10.000. El primero es 2, que

es primo. Lo dejamos donde está yrecorremos toda la lista tachando uno decada dos números, con lo cualeliminamos todos los númerosdivisibles por dos, que no son primos.De los que quedan, el número máspequeño después del 2 es el 3. Este es elsiguiente primo. Dejándolo donde está,tachamos a partir de él uno de cada tresnúmeros, deshaciéndonos así de todoslos divisibles por 3. El siguiente númerosin tachar es el 5, por lo cual tachamosuno de cada cinco números a partir deél. El siguiente es el 7, uno de cadasiete; luego el 11, uno de cada once;luego el 13…, etc.

Podría pensarse que después de

tachar y tachar números llegará unmomento en que todos los númerosmayores que uno dado estarán tachadosy que por tanto no quedará ningúnnúmero primo superior a un ciertonúmero primo máximo. En realidad noes así. Por mucho que subamos en losmillones y billones, siempre quedannúmeros primos que han escapado atodas las tachaduras.

Ya en el año 300 a. C. demostró elmatemático griego Euclides que pormucho que subamos siempre tiene quehaber números primos superiores a esos.Tomemos los seis primeros númerosprimos y multipliquémoslos: 2 ´ 3 ´ 5 ´ 7´ 11 ´ 13 = 30.030. Sumando 1obtenemos 30.031. Este número no es

divisible por 2, 3, 5, 7, 11 ni 13, puestoque al dividir siempre dará un resto de1. Si 30.031 no se puede dividir porningún número excepto él mismo, es quees primo. Si se puede, entonces losnúmeros de los cuales es productotienen que ser superiores a 13. De hecho30.031 = 59 ´ 509.

Esto mismo lo podemos hacer parael primer centenar de números primos,para el primer billón o para cualquiernúmero. Si calculamos el producto ysumamos 1, el número final o bien es unnúmero primo o bien es el producto denúmeros primos mayores que los quehemos incluido en la lista. Por muchoque subamos siempre habrá números

primos aún mayores, con lo cual elnúmero de números primos es infinito.

De cuando en cuando aparecenparejas de números imparesconsecutivos, ambos primos: 5, 7; 11,13; 17, 19; 29, 31; 41, 43. Tales parejasde primos aparecen por doquier hastadonde los matemáticos han podidocomprobar. ¿Es infinito el número detales parejas de primos? Nadie lo sabe.Los matemáticos, creen que sí, peronunca lo han podido probar. Por esoestán interesados en los númerosprimos. Los números primos presentanproblemas aparentemente inocentes peroque son muy difíciles de resolver, y losmatemáticos no pueden resistir eldesafío.

¿Qué utilidad tiene eso? Ninguna;pero eso precisamente parece aumentarel interés.

8. ¿Qué ocurriría si unafuerza

irresistible se enfrentasecon un

cuerpo inamovible?He aquí un rompecabezas clásico

sobre el que han debido verter supalabrería millones y millones deargumentos.

Pero antes de dar mi soluciónpongamos algunas cosas en claro. Eljuego de explorar el universo mediantetécnicas racionales hay que jugarlo,

como todos los juegos, de acuerdo conciertas reglas. Si dos personas quierenconversar inteligentemente tienen queponerse de acuerdo acerca delsignificado de los símbolos que utilizan(palabras o cualesquiera otros) y suscomentarios han de tener sentido enfunción de ese significado.

Todas las preguntas que no tengansentido en función de las definicionesconvenidas se las echa fuera de casa. Nohay respuesta porque la pregunta no hadebido ser formulada.

Supongamos por ejemplo quepregunto: «¿Cuánto pesa la justicia?»(quizá esté pensando en la estatua de lajusticia con la balanza en la mano).

Pero el peso es una propiedad de la

masa, y sólo tienen masa las cosasmateriales. (De hecho, la definición mássimple de materia es «aquello que tienemasa».)

La justicia no es una cosa material,sino una abstracción. Por definición, lamasa no es una de sus propiedades, ypreguntar por el peso de la justicia esformular una pregunta sin sentido. Noexiste respuesta.

Por otro lado, mediante una serie demanipulaciones algebraicas muy simpleses posible demostrar que 1 = 2. Lo maloes que en el curso de la demostraciónhay que dividir por cero. A fin de evitaruna igualdad tan inconveniente (por nohablar de otras muchas demostraciones

que destruirían la utilidad de lasmatemáticas), los matemáticos handecidido excluir la división por cero encualquier operación matemática. Asípues, la pregunta «¿cuánto vale lafracción 2/0?» viola las reglas del juegoy carece de sentido. No precisa derespuesta.

Ahora ya estamos listos paravérnoslas con esa fuerza irresistible yese cuerpo inamovible.

Una «fuerza irresistible» es, pordefinición (si queremos que las palabrastengan significado), una fuerza que nopuede ser resistida; una fuerza quemoverá o destruirá cualquier cuerpo queencuentre, por grande que sea, sindebilitarse ni desviarse

perceptiblemente. En un universo quecontiene una fuerza irresistible no puedehaber ningún cuerpo inamovible, puesacabamos de definir esa fuerzairresistible como una fuerza capaz demover cualquier cosa.

Un «cuerpo inamovible» es, pordefinición (si queremos que las palabrastengan algún significado), un cuerpo queno puede ser movido; un cuerpo queabsorberá cualquier fuerza queencuentre, por muy grande que sea, sincambiar ni sufrir daños perceptibles enel encuentro. En un universo quecontiene un cuerpo inamovible no puedehaber ninguna fuerza irresistible porqueacabamos de definir ese cuerpo

inamovible como un cuerpo capaz deresistir cualquier fuerza.

Si formulamos una pregunta queimplique la existencia simultánea de unafuerza irresistible y de un cuerpoinamovible, estamos violando lasdefiniciones implicadas por las frasesmismas. Las reglas del juego de la razónno lo permiten. Así pues, la pregunta«¿Qué ocurriría si una fuerza irresistiblese enfrentase con un cuerpoinamovible?» carece de sentido y noprecisa de respuesta.

El lector quizá se pregunte si esposible construir las definiciones demodo que no quepa formular preguntasincontestables. La respuesta es que no,como ya expliqué en la cuestión 4.

9. ¿Cuántas partículashay en el

universo?En realidad no hay una respuesta

concreta a esta pregunta, porque deentrada no sabemos cómo es de grandeel universo. Sin embargo hagamosalgunas hipótesis.

Uno de los cálculos es que hay unas100.000.000.000 (ó 1011, un 1 seguidode 11 ceros) de galaxias en el universo.Cada una de estas galaxias tiene portérmino medio una masa100.000.000.000 (ó 1011) mayor que ladel Sol.

Quiere decirse que la cantidad total

de materia en el universo es igual a 1011

´ 1011 ó 1022 veces la masa del Sol.Dicho con otras palabras, en el universohay materia suficiente para hacer10.000.000.000.000.000.000.000 (diezmil trillones) de soles como el nuestro.

La masa del Sol es de 2 ´ 1033

gramos. Esto significa que la cantidadtotal de materia en el universo tiene unamasa de 1022 ´ 2 ´ 1033 gramos. Lo cualpuede escribirse como20.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.Dicho con palabras, veinte nonillones.

Procedamos ahora desde el otroextremo. La masa del universo estáconcentrada casi por entero en losnucleones que contiene. (Los nucleones

son las partículas que constituyen loscomponentes principales del núcleoatómico.) Los nucleones son cosasdiminutas y hacen falta 6 ´ 1023 de ellospara juntar una masa de 1 gramo.

Pues bien, si 6 ´ 1023 nucleoneshacen 1 gramo y si hay 2 ´ 1055 gramosen el universo, entonces el número totalde nucleones en el universo es 6 ´ 1023 ´2 ´ 1055 ó 12 ´ 1078, que de manera másconvencional se escribiría 1,2 ´ 1079.

Los astrónomos opinan que el 90 por100 de los átomos del universo sonhidrógeno, el 9 por 100 helio y el 1 por100 elementos más complicados. Unamuestra típica de 100 átomos consistiríaentonces en 90 átomos de hidrógeno, 9

átomos de helio y 1 átomo de oxígeno(por ejemplo). Los núcleos de losátomos de hidrógeno contendrían 1nucleón cada uno: 1 protón. Los núcleosde los átomos de helio contendrían 4nucleones cada uno: 2 protones y 2neutrones. El núcleo del átomo deoxígeno contendría 16 nucleones: 8protones y 8 neutrones.

Los cien átomos juntos contendrían,por tanto, 142 nucleones: 116 protones y26 neutrones

Existe una diferencia entre estos dostipos de nucleones. El neutrón no tienecarga eléctrica y no es precisoconsiderar ninguna partícula que loacompañe. Pero el protón tiene unacarga eléctrica positiva y como el

universo es, según se cree,eléctricamente neutro en su conjunto,tiene que existir un electrón (con unacarga eléctrica negativa) por cadaprotón.

Así pues, por cada 142 nucleoneshay 116 electrones (para compensar los116 protones). Para mantener laproporción, los 1,2 ´ 1079 nucleones deluniverso tienen que ir acompañados de 1x 1079 electrones. Sumando losnucleones y electrones, tenemos unnúmero total de 2,2 x 1079 partículas demateria en el universo. Lo cual se puedeescribir como22.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.–000.000.000.000.000.000.000.000 (ó 22

tredecillones).Si el universo es mitad materia y

mitad antimateria, entonces la mitad deesas partículas son antinucleones yantielectrones. Pero esto no afectaría alnúmero total.

De las demás partículas, las únicasque existen en cantidades importantes enel universo son los fotones, los neutrinosy posiblemente los gravitones. Perocomo son partículas sin masa no lascontaré. Veintidós tredecíllones esdespués de todo suficiente y constituyeun universo apreciable.

10. ¿De dónde vino lasustancia del

universo? ¿Qué hay más

allá del bordedel universo?

La respuesta a la primera preguntaes simplemente que nadie lo sabe.

La ciencia no garantiza una respuestaa todo. Lo único que ofrece es unsistema para obtener respuestas una vezque se tiene suficiente información.Hasta ahora no disponemos de la clasede información que nos podría decir dedónde vino la sustancia del universo.

Pero especulemos un poco. A mí,por mi parte, se me ha ocurrido quepodría haber algo llamado «energíanegativa» que fuese igual que la«energía positiva» ordinaria pero con laparticularidad de que cantidades iguales

de ambas se unirían para dar nada comoresultado (igual que + 1 y – 1 sumadosdan 0).

Y al revés: lo que antes era nadapodría cambiar de pronto y convertirseen una pompa de «energía positiva» yotra pompa igual de «energía negativa».De ser así, la pompa de «energíapositiva» quizá se convirtiese en eluniverso que conocemos, mientras queen algún otro lado existiría elcorrespondiente «universo negativo».

¿Pero por qué lo que antes era nadase convirtió de pronto en dos pompas deenergía opuesta?

¿Y por qué no? Sí 0 = (+ 1) + (- 1),entonces algo que es cero podríaconvertirse igual de bien en + 1 y – 1.

Acaso sea que en un mar infinito de nadase estén formando constantementepompas de energía positiva y negativade igual tamaño, para luego, después desufrir una serie de cambios evolutivos,recombinarse y desaparecer. Estamos enuna de esas pompas, en el período detiempo entre la nada y la nada, ypensando sobre ello.

Pero todo esto no es más queespeculación. Los científicos no handescubierto hasta ahora nada que separezca a esa «energía negativa» nitienen ninguna razón para suponer queexista; hasta entonces mí idea careceráde valor.

¿Y qué hay más allí del universo?

Supongamos que contesto: no-universo.El lector dirá que eso no significa

nada, y quizá esté en lo cierto. Por otrolado, hay muchas preguntas que notienen respuesta sensata (por ejemplo,«¿qué altura tiene arriba?»), y estaspreguntas son «preguntas sin sentido».

Pero pensemos de todos modossobre ello.

Imagínese el lector convertido enuna hormiga muy inteligente que vivieseen medio del continente norteamericano.A lo largo de una vida entera de viajehabría cubierto kilómetros y kilómetroscuadrados de superficie terrestre y conayuda de unos prismáticos inventadospor él mismo vería miles y miles dekilómetros más. Naturalmente, supondría

que la tierra continuaba sin fin.Pero la hormiga podría también

preguntarse si la tierra se acaba en algúnlugar. Y entonces se plantearía unapregunta embarazosa: «Sí la tierra seacaba, ¿qué habrá más allá?»

Recuérdese bien: la únicaexperiencia está relacionada con latierra. La hormiga nunca ha visto elocéano, ni tiene la noción de océano, nipuede imaginarse más que tierra. ¿Notendría que decir: «Si la tierra de hechose acaba, al otro lado tiene que haberno-tierra, sea lo que fuese eso», y noestaría en lo cierto?

Pues bien, si el universo se definecomo la suma total de la materia y

energía y todo el espacio que llenan,entonces, en el supuesto de que eluniverso tenga un fin, tiene que haberno-materia y no-energía inmersas en elno-espacio al otro lado. Dichobrevemente, no-universo sea lo quefuere eso.

Y si el universo nació como unapompa de energía positiva formada,junto con otra de energía negativa, apartir de nada, entonces más allá deluniverso hay nada, o lo que quizá sea lomismo, no-universo.

11. ¿Por qué se habla dela «baja

temperatura del

espacio»? ¿Cómo puedetener el espacio vacío

unatemperatura?

Ni debería hablarse de «bajatemperatura del espacio» ni puede elespacio vacío tener una temperatura. Latemperatura es el contenido térmicomedio por átomo de una cantidad demateria, y sólo la materia puede tenertemperatura.

Supongamos que un cuerpo como laLuna flotase en el espacio, a años luz dela estrella más cercana. Si al principiola superficie está a 25º C, perderíacontinuamente calor por radiación, pero

también lo ganaría de la radiación de lasestrellas lejanas. Sin embargo, laradiación que llegaría hasta ella desdelas estrellas sería tan pequeña, que nocompensaría la pérdida ocasionada porsu propia radiación, y la temperatura dela superficie comenzaría a bajar alinstante.

A medida que la temperatura de lasuperficie lunar bajase iría decreciendoel ritmo de pérdida de calor porradiación, hasta que finalmente, cuandola temperatura fuese suficientementebaja, la pérdida por radiación sería losuficientemente pequeña como para sercompensada por la absorción de laradiación de las lejanas estrellas. En esemomento, la temperatura de la superficie

lunar sería realmente baja: ligeramentesuperior al cero absoluto.

Esta baja temperatura de lasuperficie lunar, lejos de las estrellas,es un ejemplo de lo que la gente quieredecir cuando habla de la «bajatemperatura del espacio».

En realidad, la Luna no está lejos detodas las estrellas. Está bastante cerca -menos de 100 millones de millas- de unade ellas: el Sol. Si la Luna diese al Solsiempre la misma cara, esta cara iríaabsorbiendo calor solar hasta que sutemperatura en el centro de la carasobrepasara con mucho el punto deebullición del agua. Sólo a esatemperatura tan alta estarían

equilibrados el gran influjo solar y supropia pérdida por radiación.

El calor solar avanzaría muydespacio a través de la sustanciaaislante de la Luna, de suerte que la caraopuesta recibiría muy poco calor y estepoco lo radiaría al espacio. La caranocturna se hallaría por tanto a la «bajatemperatura del espacio».

Ahora bien, la Luna gira conrespecto al Sol, de suerte que cualquierparte de la superficie recibe sólo elequivalente de dos semanas de luz solarde cada vez. Con este período deradiación tan limitado la temperaturasuperficial, de la Luna apenas alcanza elpunto de ebullición del agua en algunoslugares. Durante la larga noche, la

temperatura permanece nada menos quea 120º por encima del cero absoluto(más bien frío para nosotros) en todomomento, porque antes de que sigabajando vuelve a salir el Sol.

La Tierra es un caso completamentediferente, debido a que tiene unaatmósfera y océanos. El océano se tragael calor de manera mucho más eficazque la roca desnuda y lo suelta másdespacio. Actúa como un colchóntérmico: su temperatura no sube tanto enpresencia del Sol ni baja tampoco tanto,comparado con la Tierra, en ausenciasuya. La Tierra gira además tan rápido,que en la mayor parte de su superficie eldía y la noche sólo duran horas. Por otro

lado, los vientos atmosféricostransportan el calor de la cara diurna ala nocturna y de los trópicos a los polos.

Todo esto hace que la Tierra estésometida a una gama de temperaturasmucho más pequeñas que la Luna, pese aque ambos cuerpos distan lo mismo delSol.

¿Qué le pasaría a una persona que seviera expuesta a las temperaturassubantárticas de la cara nocturna de laLuna? No tanto como uno diría. Aquí, enla Tierra, aun yendo abrigados convestidos aislantes, el cuerpo humanopierde rápidamente calor, que se disipaen la atmósfera y sus vientos, que a suvez se encargan de llevárselo lejos. Lasituación en la Luna es muy diferente. Un

hombre, enfundado en su traje y botasespaciales, experimentaría una pérdidamuy escasa, ya fuese por conducción ala superficie o por convección alespacio vacío en ausencia de viento. Escomo si se hallase dentro de un termo enel vacío y radiando sólo pequeñascantidades de infrarrojos. El proceso deenfriamiento sería muy lento. Su cuerpoestaría produciendo naturalmente calortodo el tiempo, y es más probable quesintiese calor que no frío.

12. ¿Qué es el polvocósmico y de

dónde viene?Según las teorías astronómicas

actuales, las galaxias fueron en origen

grandes conglomerados de gas y polvoque giraban lentamente, fragmentándoseen vórtices turbulentos y condensándoseen estrellas. En algunas regiones dondela formación de estrellas fue muy activa,casi todo el polvo y el gas fue a parar auna estrella u otra. Poco o nada fue loque quedó en el espacio intermedio.Esto es cierto para los cúmulosglobulares, las galaxias elípticas y elnúcleo central de las galaxias espirales.

Dicho proceso fue mucho menoseficaz en las afueras de las galaxiasespirales. Las estrellas se formaron ennúmeros mucho menores y sobró muchopolvo y mucho gas. Nosotros, loshabitantes de la Tierra, nos encontramos

en los brazos espirales de nuestragalaxia y vemos las manchas oscurasque proyectan las nubes de polvo contrael resplandor de la Vía Láctea. El centrode nuestra propia galaxia quedacompletamente oscurecido por talesnubes.

El material de que está formado eluniverso consiste en su mayor parte enhidrógeno y helio. Los átomos de heliono tienen ninguna tendencia a juntarseunos con otros. Los de hidrógeno sí,pero sólo en parejas, formandomoléculas de hidrógeno (H2). Quieredecirse que la mayor parte del materialque flota entre las estrellas consiste enpequeños átomos de helio o en pequeños

átomos y moléculas de hidrógeno. Todoello constituye el gas interestelar, queforma la mayor parte de la materia entrelas estrellas.

El polvo interestelar (o polvocósmico) que se halla presente encantidades mucho más pequeñas, secompone de partículas diminutas, peromucho más grandes que átomos omoléculas, y por tanto deben contenerátomos que no son ni de hidrógeno ni dehelio.

El tipo de átomo más común en eluniverso, después del hidrógeno y delhelio, es el oxígeno. El oxígeno puedecombinarse con hidrógeno para formargrupos oxhidrilo (OH) y moléculas de

agua (H2O), que tienen una marcadatendencia a unirse a otros grupos ymoléculas del mismo tipo queencuentren en el camino, de forma quepoco a poco se van constituyendopequeñísimas partículas compuestas pormillones y millones de tales moléculas.Los grupos oxhidrilo y las moléculas deagua pueden llegar a constituir una parteimportante del polvo cósmico. Fue en1965 cuando se detectó por primera vezgrupos oxhidrilo en el espacio y secomenzó a estudiar su distribución.Desde entonces se ha informado tambiénde la existencia de moléculas máscomplejas, que contienen átomos decarbono así como de hidrógeno y

oxígeno.El polvo cósmico tiene que contener

también agrupaciones atómicasformadas por átomos aún menoscomunes que los de hidrógeno, oxígenoy carbono. En el espacio interestelar sehan detectado átomos de calcio, sodio,potasio y hierro, observando la luz queesos átomos absorben.

Dentro de nuestro sistema solar hayun material parecido, aportado quizáspor los cometas. Es posible que fuera delos límites visibles del sistema solarexista una capa con gran número decometas, y que algunos de ellos seprecipiten hacia el Sol (acaso por losefectos gravitatorios de las estrellascercanas). Los cometas son

conglomerados sueltos de diminutosfragmentos sólidos de metal y roca,unidos por una mezcla de hielo, metanoy amoníaco congelados y otrosmateriales parecidos. Cada vez que uncometa se aproxima al Sol, se evaporaparte de su materia, liberando diminutaspartículas sólidas que se esparcen por elespacio en forma de larga cola. Enúltima instancia el cometa se desintegrapor completo.

A lo largo de la historia del sistemasolar se han desintegrado innumerablescometas y han llenado de polvo elespacio interior del sistema. La Tierrarecoge cada día miles de millones deestas partículas de polvo

(«micrometeoroides»). Los científicosespaciales se interesan por ellas pordiversas razones; una de ellas es que losmicrometeoroides de mayor tamañopodrían suponer un peligro para losfuturos astronautas y colonizadores de laLuna.

13. ¿Qué son lospulsares?

En el verano de 1967 AnthonyHewish y sus colaboradores de laUniversidad de Cambridge detectaron,por accidente, emisiones de radio en loscielos que en nada se parecían a las quese habían detectado hasta entonces.Llegaban en impulsos muy regulares aintervalos de sólo 1 1/3 segundos. Para

ser exactos, a intervalos de 1,33730109segundos. La fuente emisora recibió elnombre de «estrella pulsante» o«pulsar» en abreviatura (pulsating staren inglés).

Durante los dos años siguientes sedescubrieron un número bastante grandede tales pulsares, y el lectorseguramente se preguntará por qué no sedescubrieron antes. El caso es que unpulsar radia mucha energía en cadaimpulso, pero estos impulsos son tanbreves que por término medio laintensidad de radioondas es muy baja,pasando inadvertida. Es más, losastrónomos suponían que las fuentes deradio emitían energía a un nivelconstante y no prestaban atención a los

impulsos intermitentes.Uno de los pulsares más rápidos fue

el que se encontró en la nebulosa delCangrejo, comprobándose que radiabaen la zona visible del espectroelectromagnético.

Se apagaba y se encendía en perfectasincronización con los impulsos deradio. Aunque había sido observadomuchas veces, había pasado hastaentonces por una estrella ordinaria.Nadie pensó jamás en observarlo con unaparato de detección lo bastantedelicado como para demostrar queguiñaba treinta veces por segundo. Conpulsaciones tan rápidas, la luz parecíaconstante, tanto para el ojo humano

como para los instrumentos ordinarios.¿Pero qué es un pulsar? Si un objeto

emite energía a intervalos periódicos esque está experimentando algún fenómenode carácter físico en dichos intervalos.Puede ser, por ejemplo, un cuerpo quese está expandiendo y contrayendo y queemite un impulso de energía en cadacontracción. O podría girar alrededor desu eje o alrededor de otro cuerpo yemitir un impulso de energía en cadarotación o revolución.

La dificultad estribaba en que lacadencia de impulsos era rapidísima,desde un impulso cada cuatro segundosa uno cada 1/30 de segundo. El pulsartenía que ser un cuerpo muy caliente,pues si no podría emitir tanta energía; y

tenía que ser un cuerpo muy pequeño,porque si no, no podría hacer nada conesa rapidez.

Los cuerpos calientes más pequeñosque habían observado los científicoseran las estrellas enanas blancas.Pueden llegar a tener la masa de nuestrosol, son tanto o más calientes que él ysin embargo no son mayores que laTierra. ¿Podría ser que esas enanasblancas produjesen impulsos alexpandirse y contraerse o al rotar? ¿O setrataba de dos enanas blancas girandouna alrededor de la otra? Pero pormuchas vueltas que le dieron losastrónomos al problema no conseguíanque las enanas blancas se movieran con

suficiente rapidez.En cuanto a objetos aún más

pequeños, los astrónomos habíanprevisto teóricamente la posibilidad deque una estrella se contrajerabrutalmente bajo la atracción de lagravedad, estrujando los núcleosatómicos unos contra otros. Loselectrones y protones interaccionarían yformarían neutrones, y la estrella seconvertiría en una especie de gelatina deneutrones. Una «estrella de neutrones»como ésta podría tener la misma masaque el Sol y medir sin embargo sólo diezmillas de diámetro.

Ahora bien, jamás se habíaobservado una estrella de neutrones, ysiendo tan pequeñas se temía que aunque

existiesen no fueran detectables.Con todo, un cuerpo tan pequeño sí

podría girar suficientemente rápido paraproducir los impulsos. En ciertascondiciones los electrones sólo podríanescapar en ciertos puntos de lasuperficie. Al girar la estrella deneutrones, los electrones saldríandespedidos como el agua de unaspersor; en cada vuelta habría unmomento en que el chorro apuntase endirección a la Tierra, haciéndonos llegarondas de radio y luz visible.

Thomas Gold, de la UniversidadCornell, pensó que, en ese supuesto, laestrella de neutrones perdería energía ylas pulsaciones se irían espaciando cada

vez más, cosa que resultó ser cierta. Hoydía parece muy probable que lospulsares sean esas estrellas de neutronesque los astrónomos creían indetectables.

14. Se dice que uncentímetro cúbico

de una estrella deneutrones pesa

miles de millones detoneladas. ¿Cómo

es posible?Un átomo tiene aproximadamente 10-

8 centímetros de diámetro. En lossólidos y líquidos ordinarios los átomosestán muy juntos, casi en contacto mutuo.

La densidad de los sólidos y líquidosordinarios depende por tanto del tamañoexacto de los átomos, del grado deempaquetamiento y del peso de losdistintos átomos.

De los sólidos ordinarios, el menosdenso es el hidrógeno solidificado, conuna densidad de 0,076 gramos porcentímetro cúbico. El más denso es unmetal raro, el osmio, con una densidadde 22,48 gramos por centímetro cúbico.

Si los átomos fuesen bolas macizas eincomprensibles, el osmio sería elmaterial más denso posible y uncentímetro cúbico de materia jamáspodría pesar ni un kilogramo, y muchomenos toneladas.

Pero los átomos no son macizos. El

físico neozelandés Ernest Rutherforddemostró ya en 1909 que los átomoseran en su mayor parte espacio vacío. Lacorteza exterior de los átomos contienesólo electrones ligerísimos, mientrasque el 99,9 por 100 de la masa delátomo está concentrada en una estructuradiminuta situada en el centro: el núcleoatómico.

El núcleo atómico tiene un diámetrode unos 10-13 centímetros(aproximadamente 1/100.000 del propioátomo). Si los átomos de una esfera demateria se pudieran estrujar hasta elpunto de desplazar todos los electronesy dejar a los núcleos atómicos encontacto mutuo, el diámetro de la esfera

disminuiría hasta 1/100.000 de sutamaño anterior.

De modo análogo, sí se pudieracomprimir la Tierra hasta dejarlareducida a un balón de núcleosatómicos, toda su materia quedaríareducida a una esfera de unos 130metros de diámetro. En esas mismascondiciones, el Sol mediría 13,7kilómetros de diámetro. Y si pudiéramosconvertir toda la materia conocida deluniverso en núcleos atómicos encontacto, obtendríamos una esfera desólo algunos cientos de millones dekilómetros de diámetro, que cabríacómodamente dentro del cinturón deasteroides del sistema solar.

El calor y la presión que reinan en el

centro de las estrellas rompen laestructura atómica y permiten que losnúcleos atómicos empiecen aempaquetarse unos junto a otros. Lasdensidades en el centro del Sol sonmucho más altas que la del osmio, perocomo los núcleos atómicos se muevende un lado a otro sin impedimentoalguno, el material sigue siendo un gas.Hay estrellas que se componen casi porentero de tales átomos destrozados. Lacompañera de la estrella Sirio es una«enana blanca» no mayor que el planetaUrano, y sin embargo tiene una masaparecida a la del Sol.

Los núcleos atómicos se componende protones y neutrones. Todos los

protones tienen cargas eléctricaspositivas y se repelen entre sí, de modoque en un lugar dado no se pueden reunirmás de un centenar de ellos. Losneutrones, por el contrario, no tienencarga y en condiciones adecuadas esposible empaquetar un sinfín de ellospara formar una «estrella de neutrones».Los pulsares, según se cree, sonestrellas de neutrones.

Si el Sol se convirtiera en unaestrella de neutrones, toda su masaquedaría concentrada en una pelota cuyodiámetro sería 1/100.000 del actual y suvolumen (1/100.000)3 ó1/1.000.000.000.000.000 (unamilbillónésima) del actual. Su densidad

sería por tanto 1.000.000.000.000.000(mil billones) de veces superior a la quetiene ahora.

La densidad global del Sol hoy díaes de 1,4 gramos por centímetro cúbico.Si fuese una estrella de neutrones, sudensidad sería de1.400.000.000.000.000 gramos porcentímetro cúbico. Es decir, uncentímetro cúbico de una estrella deneutrones puede llegar a pesar1.400.000.000 (mil cuatrocientosmillones) de toneladas.

15. ¿Qué es un agujeronegro?

Para entender lo que es un agujeronegro empecemos por una estrella como

el Sol. El Sol tiene un diámetro de1.390.000 kilómetros y una masa330.000 veces superior a la de laTierra. Teniendo en cuenta esa masa y ladistancia de la superficie al centro sedemuestra que cualquier objetocolocado sobre la superficie del Solestaría sometido a una atraccióngravitatoria 28 veces superior a lagravedad terrestre en la superficie.

Una estrella corriente conserva sutamaño normal gracias al equilibrioentre una altísima temperatura central,que tiende a expandir la sustanciaestelar, y la gigantesca atraccióngravitatoria, que tiende a contraerla yestrujarla.

Si en un momento dado la

temperatura interna desciende, lagravitación se hará dueña de lasituación. La estrella comienza acontraerse y a lo largo de ese proceso laestructura atómica del interior sedesintegra. En lugar de átomos habráahora electrones, protones y neutronessueltos. La estrella sigue contrayéndosehasta el momento en que la repulsiónmutua de los electrones contrarrestacualquier contracción ulterior.

La estrella es ahora una «enanablanca». Si una estrella como el Solsufriera este colapso que conduce alestado de enana blanca, toda su masaquedaría reducida a una esfera de unos16.000 kilómetros de diámetro, y su

gravedad superficial (con la mismamasa pero a una distancia mucho menordel centro) sería 210.000 veces superiora la de la Tierra.

En determinadas condiciones laatracción gravitatoria se hace demasiadofuerte para ser contrarrestada por larepulsión electrónica. La estrella secontrae de nuevo, obligando a loselectrones y protones a combinarse paraformar neutrones y forzando también aestos últimos a apelotonarse en estrechocontacto. La estructura neutrónicacontrarresta entonces cualquier ulteriorcontracción y lo que tenemos es una«estrella de neutrones», que podríaalbergar toda la masa de nuestro sol enuna esfera de sólo 16 kilómetros de

diámetro. La gravedad superficial sería210.000.000.000 veces superior a la dela Tierra.

En ciertas condiciones, lagravitación puede superar incluso laresistencia de la estructura neutrónica.En ese caso ya no hay nada que puedaoponerse al colapso. La estrella puedecontraerse hasta un volumen cero y lagravedad superficial aumentar hacia elinfinito.

Según la teoría de la relatividad, laluz emitida por una estrella pierde algode su energía al avanzar contra el campogravitatorio de la estrella. Cuanto másintenso es el campo, tanto mayor es lapérdida de energía, lo cual ha sido

comprobado experimentalmente en elespacio y en el laboratorio.

La luz emitida por una estrellaordinaria como el Sol pierde muy pocaenergía. La emitida por una enanablanca, algo más; y la emitida por unaestrella de neutrones aún más. A lo largodel proceso de colapso de la estrella deneutrones llega un momento en que la luzque emana de la superficie pierde todasu energía y no puede escapar.

Un objeto sometido a unacompresión mayor que la de las estrellasde neutrones tendría un campogravitatorio tan intenso, que cualquiercosa que se aproximara a él quedaríaatrapada y no podría volver a salir. Escomo si el objeto atrapado hubiera

caído en un agujero infinitamente hondoy no cesase nunca de caer. Y como nisiquiera la luz puede escapar, el objetocomprimido será negro. Literalmente, un«agujero negro».

Hoy día los astrónomos estánbuscando pruebas de la existencia deagujeros negros en distintos lugares deluniverso.

16. ¿Qué temperaturapuede alcanzar

una estrella?Depende de la estrella y de qué

parte de la estrella consideremos.Más del 99 por 100 de las estrellas

que podemos detectar pertenecen -comonuestro Sol- a una clasificación llamada

«secuencia principal», y al hablar de latemperatura de una estrella queremosdecir, por lo general, la temperatura desu superficie. Empecemos por aquí.

Toda estrella tiene una tendencia a«colapsar» (derrumbarse hacia elinterior) bajo su propia atraccióngravitatoria, pero a medida que lo haceaumenta la temperatura en su interior. Yal calentarse el interior, la estrellatiende a expandirse. Al final seestablece el equilibrio y la estrellaalcanza un cierto tamaño fijo. Cuantomayor es la masa de la estrella, mayortiene que ser la temperatura interna paracontrarrestar esa tendencia al colapso; ymayor también, por consiguiente, la

temperatura superficial.El Sol, que es una estrella de tamaño

medio, tiene una temperatura superficialde 6.000º C. Las estrellas de masainferior tienen temperaturassuperficiales más bajas, algunas de sólo2.500º C.

Las estrellas de masa superior tienentemperaturas más altas: 10.000º C,20.000º C y más. Las estrellas de mayormasa, y por tanto las más calientes y másbrillantes, tienen una temperaturasuperficial constante de 50.000º C comomínimo, y quizá más. Nos atreveríamosa decir que la temperatura superficialconstante más alta posible de unaestrella de la secuencia principal es80.000º C.

¿Por qué no más? ¿Y siconsideramos estrellas de masa cadavez mayor? Aquí hay que parar el carro.Si una estrella ordinaria adquiere unamasa tal que su temperatura superficialsupera los 80.000º C, las altísimastemperaturas del interior producirán unaexplosión. En momentos determinadoses posible que se alcancen temperaturassuperiores, pero una vez pasada laexplosión quedará atrás una estrella máspequeña y más fría que antes.

La superficie, sin embargo, no es laparte más caliente de una estrella. Elcalor de la superficie se transmite haciaafuera, a la delgada atmósfera (o«corona») que rodea a la estrella. La

cantidad total de calor no es mucha,pero como los átomos son muy escasosen la corona (comparados con los quehay en la estrella misma), cada uno deellos recibe una cuantiosa ración. Loque mide la temperatura es la energíatérmica por átomo, y por esa razón lacorona solar tiene una temperatura de1.000.000º C aproximadamente.

También el interior de una estrellaes mucho más caliente que la superficie.Y tiene que ser así porque sino nopodría aguantar las capas exteriores dela estrella contra la enorme atraccióncentrípeta de la gravedad. Latemperatura del núcleo interior del Solviene a ser de unos 15.000.000º C.

Una estrella de masa mayor que la

del Sol tendrá naturalmente unatemperatura nuclear y una temperaturasuperficial más altas. Por otro lado, parauna masa dada las estrellas tienden ahacerse más calientes en su núcleointerior a medida que envejecen.Algunos astrónomos han intentadocalcular la temperatura que puedealcanzar el núcleo interior antes de quela estrella se desintegre. Una de lasestimaciones que yo conozco da unatemperatura máxima de 6.000.000.000ºC.

¿Y qué ocurre con los objetos que nose hallan en la secuencia principal? Enparticular, ¿qué decir acerca de losobjetos descubiertos recientemente, en

los años sesenta? Tenemos los pulsares,que según se cree son «estrellas deneutrones» increíblemente densas, contoda la masa de una estrella ordinariaempaquetada en una esfera de un par dedecenas de kilómetros de diámetro. Latemperatura de su interior ¿no podríasobrepasar ese «máximo» de los seismil millones de grados? Y también estánlos quasares, que según algunos son unmillón de estrellas ordinarias, o más,colapsadas todas en una ¿Qué decir dela temperatura de su núcleo interior?

Hasta ahora nadie lo sabe.17. ¿Hasta dónde puede

llegar elproceso de fusión dentro

de unaestrella?

Cuando un número determinado deprotones y neutrones se juntan paraformar un núcleo atómico, lacombinación resultante es más estable ycontiene menos masa que esos mismosprotones y neutrones por separado. Alformarse la combinación, el exceso demasa se convierte en energía y sedispersa por radiación.

Mil toneladas de hidrógeno, cuyosnúcleos están constituidos por un soloprotón, se convierten en 993 toneladasde helio, cuyos núcleos constan de dosprotones y dos neutrones. Las sietetoneladas restantes de masa se emiten en

forma de energía.Las estrellas como nuestro Sol

radian energía formada de esta manera.El Sol convierte unas 654.600.000toneladas de hidrógeno en algo menosde 650.000.000 toneladas de helio porsegundo. Pierde por tanto 4.600.000toneladas de masa cada segundo. Peroincluso a este ritmo tan tremendo, el Solcontiene suficiente hidrógeno paramantenerse todavía activo durante milesde millones de años.

Ahora bien, llegará el día en que lasreservas de hidrógeno del Sol lleguen aagotarse. ¿Significa eso que el procesode fusión se parará y que el Sol seenfriará?

No del todo. Los núcleos de helio no

representan el empaquetamiento máseconómico de los protones y neutrones.Los núcleos de helio se pueden fusionaren núcleos aún más complicados, tancomplicados como los del hierro. Deeste modo se seguirá emitiendo energía.

Pero tampoco mucha más. Las 1.000toneladas de hidrógeno que, segúnhemos dicho, se fusionan en 993toneladas de helio se pueden fusionarluego en 991,5 toneladas de hierro. Alpasar de hidrógeno a helio se conviertenen energía siete toneladas de masa, perosólo una y media al pasar de helio ahierro.

Y al llegar al hierro entramos en unavía muerta. Los protones y neutrones del

núcleo de hierro están empaquetadoscon una estabilidad máxima. Cualquiercambio que se produzca en el hierro, yasea en la dirección de átomos mássimples o de átomos más complejos, noemite energía sino que la absorbe.

Podemos decir por tanto que cuandola estrella alcanza la fase del helio haemitido ya unas cuatro quintas partes detoda la energía de fusión disponible; alpasar al hierro emite la quinta parterestante y allí se acaba la historia.

Pero ¿qué sucede después?Al pasar a la etapa de fusión

posterior al helio el núcleo de la estrellase torna mucho más caliente. Según unateoría, al llegar a la etapa del hierro sevuelve lo bastante caliente como para

iniciar reacciones nucleares queproducen cantidades enormes deneutrinos. El material estelar no absorbelos neutrinos: tan pronto como se formansalen disparados a la velocidad de laluz, llevándose energía consigo. Elnúcleo de la estrella pierde energía, seenfría de forma bastante brusca y laestrella se convierte por colapso en unaenana blanca.

En el curso de este colapso, lascapas exteriores, que aún poseen átomosmenos complicados que los de hierro, sefusionan todos a un tiempo, explotandoen una «nova». La energía resultanteforma átomos más complicados que losde hierro, incluso de uranio y más

complejos aún.Los restos de tales novas, que

contienen átomos pesados, se mezclancon el gas interestelar. Las estrellasformadas a partir de ese gas, llamadas«estrellas de la segunda generación»,contienen pequeñas cantidades deátomos pesados que jamás podríanhaber conseguido a través del procesode fusión ordinario. El Sol es unaestrella de la segunda generación. Y poreso, hay oro y uranio en la Tierra.

18. ¿Qué ocurre con todala energía

emitida por las estrellas?Las estrellas emiten energía de

diferentes maneras:

1. En forma de fotones de radiaciónelectromagnética carentes de masa,desde los rayos gamma más energéticosa las ondas radioeléctricas menosenergéticas (incluso la materia fría radiafotones; cuanto más fría es la materia,tanto más débiles son los fotones). Laluz visible es parte de esta clase deradiación.

2. En forma de otras partículas sinmasa, como son los neutrinos y losgravitones.

3. En forma de partículas cargadasde alta energía, principalmente protones,pero también cantidades menores dediversos núcleos atómicos y otras clasesde partículas. Son los rayos cósmicos.

Todas estas partículas emitidas -fotones, neutrinos, gravitones, protones,etc.– son estables mientras se hallenaisladas en el espacio. Pueden viajarmiles de millones de años sin sufrirningún cambio, al menos por lo quesabemos.

Así pues, todas estas partículasradiadas sobreviven hasta el momento(por muy lejano que sea) en que chocancontra alguna forma de materia que lasabsorbe. En el caso de los fotones sirvecasi cualquier clase de materia. Losprotones energéticos son ya másdifíciles de parar y absorber, y muchomás difíciles aún los neutrinos. Encuanto a los gravitones, poco es lo que

se sabe hasta ahora.Supongamos ahora que el universo

sólo consistiese en estrellas colocadasen una configuración invariable.Cualquier partícula emitida por unaestrella viajaría por el espacio hastachocar contra algo (otra estrella) y serabsorbida. Las partículas viajarían deuna estrella a otra y, a fin de cuentas,cada una de ellas recuperaría toda laenergía que había radiado. Pareceentonces que el universo deberíacontinuar inmutable para siempre.

El hecho de que no sea así esconsecuencia de tres cosas:

1. El universo no consta sólo deestrellas sino que contiene una cantidadimportante de materia fría, desde

grandes planetas hasta polvointerestelar. Cuando esta materia fríafrena a una partícula, la absorbe y emitea cambio partículas menos energéticas.Lo cual significa que en definitiva latemperatura de la materia fría aumentacon el tiempo, mientras que el contenidoenergético de las estrellas disminuye.

2. Algunas de las partículas(neutrinos y gravitones, por ejemplo)emitidas por las estrellas y también porotras formas de materia tienen unatendencia tan pequeña a ser absorbidaspor éstas que desde que existe eluniverso sólo han sido absorbidas unporcentaje diminuto de ellas. Lo cualequivale a decir que la fracción de la

energía total de las estrellas que pululapor el espacio es cada vez mayor y queel contenido energético de las estrellasdisminuye.

3. El universo está en expansión.Cada año es mayor el espacio entre lasgalaxias, de modo que incluso partículasabsorbibles, como los protones y losfotones, pueden viajar por términomedio distancias mayores antes dechocar contra la materia y serabsorbidas. Esta es otra razón de quecada año sea menor la energía absorbidapor las estrellas en comparación con laemitida, porque hace falta una cantidadextra de energía para llenar ese espacioadicional, producido por la expansión,con partículas energéticas y hasta

entonces no absorbidas. Esta últimarazón es suficiente por sí misma.Mientras el universo siga en expansión,continuará enfriándose.

Naturalmente, cuando el universocomience a contraerse de nuevo -suponiendo que lo haga- la situaciónserá la inversa y empezará a calentarseotra vez.

19. ¿Qué es el vientosolar?

Ya en 1850, el astrónomo inglésRichard C. Carrington, estudiando a lasazón las manchas solares, notó unapequeñísima erupción en la cara del Solque permaneció visible durante unoscinco minutos. Carrington pensó que

había tenido la suerte de observar lacaída de un gran meteoro en el Sol.

El uso de instrumentos más refinadospara el estudio del Sol mostró hacia losaños veinte de este siglo que esas«erupciones solares» eran sucesoscomunes, que solían ocurrir enconjunción con las manchas solares. Elastrónomo americano George E. Halehabía inventado en 1889 el«espectroheliógrafo», que permitíaobservar el Sol a través de la luz de unalongitud de onda determinada yfotografiar el Sol con la luz dehidrógeno incandescente de la atmósferasolar o del calcio incandescente, porejemplo. Y se comprobó que laserupciones solares no tenían nada que

ver con los meteoritos, sino que eranefímeras explosiones de hidrógenocaliente.

Las erupciones de pequeño tamañoson muy comunes pudiéndose detectarcientos de ellas en un día, especialmentedonde hay grandes complejos demanchas solares y cuando éstas estáncreciendo. Las de gran tamaño, como laque vio Carrington, son raras,apareciendo sólo unas cuantas cada año.

Hay veces en que la erupción seproduce justo en el centro del discosolar y explotan hacia arriba endirección a la Tierra. Al cabo de untiempo empiezan a ocurrir cosas muycuriosas en nuestro planeta. En cuestión

de días las auroras boreales seabrillantan, dejándose ver a veces desdelas regiones templadas. La agujamagnética se desmanda y se vuelve loca,por lo que a veces se habla de una«tormenta magnética».

Hasta el siglo presente tales sucesosno afectaban gran cosa a la poblacióngeneral. Pero en el siglo xx se comprobóque las tormentas magnéticas tambiénafectaban a la recepción de radio y alcomportamiento de los equiposelectrónicos en general. La importanciade las tormentas magnéticas aumentó amedida que la humanidad fuedependiendo cada vez más de dichosequipos. Durante una de esas tormentases muy posible que la transmisión por

radio y televisión se interrumpa y quelos equipos de radar dejen de funcionar.

Cuando los astrónomos estudiaronlas erupciones con más detenimiento sevio que en la explosión salía despedidohacia arriba hidrógeno caliente y queparte de él lograba saltar al espacio apesar de la gigantesca gravedad del Sol.Como los núcleos de hidrógeno sonsimples protones, el Sol está rodeado deuna nube de protones (y de otros núcleosmás complicados en cantidades máspequeñas) dispersos en todasdirecciones. En 1958 el físicoamericano Eugene N. Parker llamó«viento solar» a esta nube de protonesque mana hacia fuera.

Aquellos protones que salendespedidos en dirección a la Tierrallegan hasta nosotros, aunque la mayorparte de ellos bordean el planeta,obligados por la fuerza del campomagnético. Algunos, sin embargo, logranentrar en la atmósfera superior, dondedan lugar a las auroras boreales y a unaserie de fenómenos eléctricos. Unaerupción especialmente grande, queproyecte una nube muy intensa hacia laTierra, producirá lo que podríamosllamar una «galerna solar» y dará lugara los efectos de la tormenta magnética.

El viento solar es el agenteresponsable de las colas de los cometas.Lo que hace es barrer hacia afuera la

nube de polvo y gas que rodea alcometa, cuando pasa cerca del Sol.También se ha observado el efecto delviento solar sobre los satélitesartificiales. Uno de ellos, el Echo I,grande y ligero de peso, se desvióperceptiblemente de su órbita calculadapor la acción del viento solar.

20. ¿Hasta cuándo podrámantener eI

SoI la vida en la Tierra?El Sol podrá mantener la vida

terrestre (tal como la conocemos)mientras radie energía como lo haceahora, y a este período de tiempopodemos ponerle ciertos límites.

La radiación del Sol proviene de la

fusión del hidrógeno a helio. Paraproducir toda la radiación vertida por elSol hace falta una cantidad ingente defusión: cada segundo tienen quefusionarse 654.600.000 toneladas dehidrógeno en 650.000.000 toneladas dehelio. (Las 4.600.000 toneladasrestantes se convierten en energía deradiación y las pierde el Sol parasiempre. La ínfima porción de estaenergía que incide sobre la Tierra bastapara mantener toda la vida de nuestroplaneta.)

Nadie diría que con este consumotan alto de hidrógeno por segundo el Solpudiera durar mucho tiempo, pero es queese cálculo no tiene en cuenta el enormetamaño del Sol. Su masa totaliza

2.200.000.000.000.000.000.000.000.000(más de dos mil cuatrillones) detoneladas. Un 53 por 100 de esta masaes hidrógeno, lo cual significa que el Solcontiene en la actualidad1.166.000.000.000.000.000.000.000.000 de toneladas,aproximadamente, de hidrógeno.

(Para satisfacer la curiosidad dellector, diremos que el resto de la masadel Sol es casi todo helio. Menos del0,1 por 100 de su masa está constituidopor átomos más complicados que elhelio. El helio es más compacto que elhidrógeno. En condiciones idénticas, unnúmero dado de átomos de helio tieneuna masa cuatro veces mayor que el

mismo número de átomos de hidrógeno.O digámoslo así: una masa dada dehelio ocupa menos espacio que la mismamasa de hidrógeno. En función delvolumen -el espacio ocupado-, el Sol eshidrógeno en un 80 por 100.)

Si suponemos que el Sol fue enorigen todo hidrógeno, que siempre haconvertido hidrógeno en helio al ritmode 654 millones de toneladas porsegundo y que lo seguirá haciendo hastael final, se calcula que ha estadoradiando desde hace unos cuarenta milmillones de años y que continuará asíotros sesenta mil.

Pero las cosas no son en realidad tansimples. El Sol es una «estrella de lasegunda generación», constituida a partir

del gas y polvo cósmicos desperdigadospor estrellas que se habían quemado yexplotado miles de millones de añosatrás. Así pues, la materia prima del Solcontenía ya mucho helio, desde elprincipio casi tanto como tiene ahora.Lo cual significa que el Sol ha estadoradiando durante un ratito solamente (aescala astronómica), porque susreservas originales de hidrógeno sólohan disminuido moderadamente. El Solpuede que no tengo más de seis milmillones de años.

Pero además es que el Sol nocontinuará radiando exactamente almismo ritmo que ahora. El hidrógeno yel helio no están perfectamente

entremezclados. El helio estáconcentrado en el núcleo central, y lareacción de fusión se produce en lasuperficie de este núcleo.

A medida que el Sol siga radiando,irá adquiriendo una masa cada vezmayor ese núcleo de helio y latemperatura en el centro aumentará. Enúltima instancia, la temperatura sube losuficiente como para transformar losátomos de helio en átomos máscomplicados. Hasta entonces el Solradiará más o menos como ahora, perouna vez que comience la fusión delhelio, empezará a expandirse y aconvertirse poco a poco en una giganteroja. El calor se hará insoportable en laTierra, los océanos se evaporarán y el

planeta dejará de albergar la vida en laforma que conocemos.

Los astrónomos estiman que el Solentrará en esta nueva fase dentro de unosocho mil millones de años. Y como ochomil millones de años es un plazobastante largo, no hay motivo paraalarmarse todavía.

21. Si la temperatura dela

superficie solar es tanalta que está

al blanco, ¿por qué lasmanchas

solares son negras? Para

ser negrastendrían que ser frías, y

¿cómo puedehaber algo frío en el Sol?

La pregunta, tal corno estáformulada, parece una verdadera pega.De hecho, a principios del siglo pasadoel gran astrónomo William Herschelconcluyó que las manchas solares teníanque ser frías porque eran negras. Laúnica manera de explicarlo era suponerque el Sol no era caliente en sutotalidad. Según Herschel, tenía unaatmósfera incandescente, pero debajohabía un cuerpo sólido frío, que es loque nosotros veíamos a través de una

serie de grietas de la atmósfera solar.Estas grietas eran las manchas solares.Herschel llegó incluso a pensar que elfrío interior del Sol podía estar habitadopor seres vivientes.

Pero esto es falso. Hoy día estamoscompletamente seguros de que el Sol escaliente en su totalidad. Es más, lasuperficie que vemos es la parte másfría del Sol, y aun así es ya demasiadocaliente, sin lugar a dudas, para losseres vivos.

Radiación y temperatura estánestrechamente relacionadas. En 1894, elfísico alemán Wilhelm Wien estudió losdistintos tipos de luz radiada adiferentes temperaturas y concluyó que,en condiciones ideales, cualquier

objeto, independientemente de sucomposición química, radiaba una gamadeterminada de luz para cadatemperatura.

A medida que aumenta latemperatura, la longitud de onda delmáximo de radiación se hace cada vezmás corta, del mismo modo para todoslos cuerpos. A unos 600º C se desliza enla porción visible suficiente radiaciónpara conferir al objeto un aspecto rojomate. A temperaturas aún mayores, elobjeto se hace rojo brillante,anaranjado, blanco y blanco azulado. (Atemperaturas suficientemente altas, laradiación se hallaría en su mayor parteen el ultravioleta, y más allá aún.)

Midiendo con cuidado la longitud deonda del máximo de radiación solar(que se halla en la región del coloramarillo) es posible calcular latemperatura de la superficie solar:resulta ser de unos 6.000º C.

Las manchas solares no se hallan aesta temperatura. Son bastante más fríasy su temperatura en el centro hay quesituarla en los 4.000º C solamente.Parece ser que las manchas solaresrepresentan gigantescas expansiones degases, y tales expansiones, ya sean en elSol o en un frigorífico, dan lugar a unaimportante caída de temperatura. Quéduda cabe que para mantener fría unagigantesca mancha solar durante días y

semanas contra el calor que afluye delas zonas circundantes, más calientes,hace falta una enorme bomba térmica, ylo cierto es que los astrónomos no handado aún con un mecanismocompletamente satisfactorio para laformación de esas manchas.

Incluso a 4.000º C, las manchassolares deberían ser muy brillantes:mucho más que un arco voltaico, y unarco voltaico es ya demasiado brillantepara mirarlo directamente.

Lo que ocurre es que las manchassolares son, efectivamente, másbrillantes que un arco voltaico, y de ellopueden dar fe los instrumentos. El quidestá en que el ojo humano no ve la luz deun modo absoluto, sino que juzga el

brillo por comparación con el entorno.Las zonas más calientes de la superficiesolar, las que podríamos llamarnormales, son de cuatro a cinco vecesmás brillantes que las regiones más fríasen el centro de una mancha solar, ycomparando éstas con aquéllas, nosparecen negras. Ese negro es unaespecie de ilusión óptica.

Que esto es así puede demostrarse aveces durante los eclipses. La Lunaeclipsante, con su cara oscura vueltahacia la Tierra, es realmente negracontra el globo brillante del Sol. Cuandoel borde de la Luna pasa por encima deuna gran mancha solar, de modo que el«negro» de la mancha contrasta con la

Luna, entonces se ve que la mancha, enrealidad, no es negra.

22. ¿Por qué todos losplanetas

ocupanaproximadamente el mismo

planoorbital?

La mejor conjetura astronómica esque todos se mueven en el mismo planoorbital porque nacieron de un mismo yúnico disco plano de materia.

Las teorías al uso sugieren que elsistema solar fue en origen una enormemasa de gas y polvo en rotación, queacaso fuese esférica en un principio.

Bajo la influencia de su propia atraccióngravitatoria fue condensándose, con locual tuvo que empezar a girar cada vezmás deprisa para conservar el momentoangular.

En un cierto momento de esteproceso de condensación y rotacióncada vez más acentuadas, el efectocentrífugo acabó por desgajar unaporción de materia del plano ecuatorial.Esta porción de materia desgajada, querepresentaba un porcentaje pequeño deltotal, formó un gran disco planoalrededor de la porción central principalde la nube. De un modo u otro (puessobre los detalles no hay ni muchomenos un consenso general) secondensaron una serie de planetas a

partir de ese disco, mientras que elgrueso de la nube se convirtió en el Sol.Los planetas siguieron girando en laregión antes ocupada por el disco, y poresa razón giran todos ellos más o menosen el mismo plano del ecuador solar.

Por razones parecidas, los planetas,a medida que se fueron condensando,fueron formando satélites que giran, porlo general, en un único plano, quecoincide con el del ecuador del planeta.

Según se cree, las excepciones aesta regla son debidas a sucesosviolentos ocurridos mucho después de laformación general del sistema solar. Elplaneta Plutón gira en un plano queforma un ángulo de 17 grados con el

plano de revolución de la Tierra.(Ningún otro planeta tiene una órbita taninclinada.) Algunos astrónomos hanconjeturado que Plutón quizá fuese enotro tiempo un satélite de Neptuno y quelogró liberarse gracias a algúncataclismo no determinado. De lossatélites actuales de Neptuno, elprincipal, que es Tritón, no gira en elplano ecuatorial de Neptuno, lo cualconstituye otro indicio de algúncataclismo que afectó a ese planeta.

Júpiter posee siete satélitespequeños y distantes que no giran en elplano de su ecuador. El satélite másexterior de Saturno se halla en el mismocaso. Es probable que estos satélites nose formaran en su presente posición, en

el momento de nacer el sistema solar,sino que sean asteroides capturadosmucho después por esos planetasgigantes.

Muchos de los asteroides que giranentre las órbitas de Marte y Júpitertienen planos orbitales muy inclinados.Una vez más, todo parece indicar unacatástrofe. Es muy posible que en origenlos asteroides fuesen un solo planetapequeño que giraba en el plano general.Mucho después de la formación delsistema solar, una explosión o serie deexplosiones puede que fragmentara esemalhadado mundo, colocando losfragmentos en órbitas que, en muchoscasos diferían grandemente del plano

orbital general.Los cometas giran en todos los

planos posibles. Ahora bien, hayastrónomos que creen que muy en lasafueras del sistema solar, como a unaño-luz del Sol, existe una nube dispersade cometas. Estos cometas puede que sehayan condensado a partir de lasporciones más exteriores de la nubeesférica original, antes de comenzar lacontracción general y antes de formarseel disco ecuatorial.

En tales circunstancias, cuando devez en cuando un cometa abandona esacapa esférica y se precipita en lasregiones interiores del sistema solar(quizá como resultado de la influenciagravitatoria de estrellas lejanas), su

plano de rotación alrededor del Solpuede ser cualquiera.

23. ¿En qué difierePlutón de todoslos demás planetas?

Plutón es notable por ser el planetamás alejado del Sol (su distancia mediaes de 5.790 millones de kilómetros.)Claro está que alguno había de ser elmás distante, y ése es precisamentePlutón.

Pero ahí no para la cosa. Plutónposee ciertas características pocousuales, que lo distinguen de los otrosocho planetas y hacen de él un objeto denotable curiosidad para los astrónomos.Por ejemplo:

1. Plutón tiene la órbita más elípticade entre los planetas principales. Unacircunferencia perfecta tiene unaexcentricidad de cero. La excentricidadde la órbita terrestre es de sólo 0,017,de modo que es casi circular. La dePlutón, en cambio, es de 0,25. Unasveces se halla a sólo 4.340 millones dekilómetros del Sol mientras que otras sealeja hasta 7.240. Es más, cuando Plutónalcanza su punto más próximo al Sol, sehalla más cerca de éste que Neptuno,dejando así de ser, durante un rato, elplaneta más alejado. En la actualidad semueve más cerca del Sol que Neptuno yseguirá así durante unos cuarenta años.

2. Plutón tiene una órbita más

inclinada que cualquiera de los planetasprincipales. Si alineásemos a todos losplanetas (dentro de sus órbitas) a unmismo lado del Sol, todos quedaríanmás o menos en fila india -todos exceptoPlutón-. La órbita de Plutón estáinclinada 17 grados respecto a la nuestray, por tanto, quedaría muy por encima omuy por debajo de la posición generalde los demás planetas. (Por eso Plutónnunca podría chocar con Neptuno alcruzar la órbita de éste, pues la cruzaríamuy por debajo.)

3. Los ocho planetas distintos dePlutón se dividen en dos grupos.Primero están los cuatro planetascercanos al Sol: Mercurio, Venus,Tierra y Marte; todos ellos son

pequeños, densos y tienen una atmósferarelativamente escasa. Luego están loscuatro planetas exteriores: Júpiter,Saturno Urano y Neptuno; planetasgigantes, de baja densidad y enormesatmósferas. Lo cual deja fuera a Plutón,que figura entre los «gigantes gaseosos»,pero que es un mundo pequeño y densocomo los planetas interiores.Indudablemente, está fuera de lugar.

4. Si nos olvidamos de Mercurio yVenus -cuya gran proximidad al Sol hahecho que los efectos gravitatorioshayan disminuido su velocidad-,podemos decir que todos los planetasgiran con rapidez alrededor de sus ejes.Los períodos de rotación oscilan entre

diez y veinticinco horas. Plutón, sinembargo, tiene un período de rotaciónde 153 horas: casi siete días.

¿A qué responden todos estosextremos? ¿Hay alguna razón para quePlutón sea tan diferente?

Una conjetura especialmenteinteresante es la siguiente. Supongamosque Plutón no fuese antes un planeta,sino un satélite de Neptuno. Ysupongamos también que una catástrofecósmica de algún tipo lo sacara de suórbita y lo colocara en otra, planetaria eindependiente.

En ese supuesto, la naturaleza de laexplosión (sí es eso lo que fue) muy bienpudo lanzarlo a una órbita inclinada,que, sin embargo, sigue trayendo a

Plutón una y otra vez hacia Neptuno, quees de donde había partido.

Como satélite, sería pequeño y quizádenso, en lugar de un gigante gaseosocomo los verdaderos planetasexteriores. Y, por otro lado, giraríaalrededor de su eje en el mismo tiempoque tardaba en girar alrededor deNeptuno, gracias a la atraccióngravitatoria de éste. (Esto es cierto engeneral para los satélites; y es cierto, enparticular, para la Luna.) En ese caso, elperíodo de rotación de Plutón podríamuy bien ser de una semana. (El períodode rotación de la Luna es de cuatrosemanas.) Puede que Plutón, al serarrancado de Neptuno, conservara su

período de rotación, adquiriendo así unperíodo muy raro para un planeta.

Pero, por desgracia, todo esto no sonmás que especulaciones. No hay ningunaprueba sólida de que Plutón fuese antesun satélite de Neptuno; y aun si lo fuese,no sabemos qué clase de catástrofe pudohaberlo arrancado de allí.

24. ¿Por qué los cometastienen una

cola?Los cometas han aterrorizado

durante siglos a la humanidad. Decuando en cuando, y sin razón aparente,surgía uno en los cielos. Su forma eradistinta de la de los demás cuerposcelestes, su contorno no era nítido sino

borroso y exhibía una tenue cola queparecía manar de él. Las imaginacionesmás calenturientas veían en esa cola elcabello desordenado de una mujerabatida por el dolor (la palabra«cometa» viene de otra latina quesignifica «cabello») y, según se decía,presagiaban desastres.

En el siglo xviii se averiguó por finque algunos cometas seguían órbitasregulares alrededor del Sol, pero engeneral muy alargadas. En el extremomás remoto de su órbita resultabaninvisibles, dejándose ver solamente enel más cercano, que frecuentaban unavez cada doce o cien o mil años.

El astrónomo holandés Jan H. Oortsugirió en 1950 la existencia de una gran

nube de quizá miles de millones deplanetoides que giraban alrededor delSol a un año luz o más de distancia.Tendrían más de un millar de veces ladistancia al Sol de Plutón, el planetamás lejano y, pese a su número, seríancompletamente invisibles. De cuando encuando, debido quizá a la atraccióngravitatoria de las estrellas máspróximas, alguno de ellos vería frenadosu movimiento orbital y comenzaría aprecipitarse hacia el Sol. Y una de esasveces podría ocurrir que el planetoidepenetrara con bastante profundidad en elinterior del sistema solar y virasealrededor del Sol a una distanciamínima de unos cuantos millones de

kilómetros. De ahí en adelanteconservaría la nueva órbita yconstituiría la clase de objeto quenosotros llamamos cometa.

Más o menos por entonces, elastrónomo norteamericano Fred L.Whipple conjeturó que los cometasestaban compuestos principalmente porsustancias de bajo punto de ebullicióncomo el amoníaco y el metano,incluyendo en su interior granos dematerial rocoso. En esa nube decometas, tan alejada del Sol, elamoníaco, el metano y otras sustanciasestarían congelados en duro «hielo».

La estructura gélida de los cometases estable en ese reducto exterior; pero¿qué ocurre cuando uno de ellos

decelera y se acerca al Sol? Al entrar enlas regiones interiores del sistema solar,el calor cada vez mayor que recibe delSol hace que sus hielos comiencen aevaporarse. Las partículas rocosasatrapadas en la capa de hielo superficialquedan libres. El resultado es que elnúcleo del cometa queda rodeado poruna nube de polvo y vapor, que seespesa a medida que se acerca al Sol.

Por otro lado tenemos el vientosolar, que es una nube de partículassubatómicas que emerge del Sol entodas las direcciones. El viento solarejerce una fuerza que es superior a ladiminuta atracción gravitatoria delcometa. Por tanto, ese viento solar

empujará a la nube de polvo y vapor delcometa, alejándola del Sol. A medidaque el cometa se aproxima al Sol, elviento solar arrecia y esa nube de polvoy vapor se estira en una larga cola quehuye del Sol. La cola es tanto más largacuanto más próximo se halle el cometaal Sol; pero lo cierto es que siempreestá compuesta de materia muy dispersa.

Claro está que los cometas no duranmucho una vez que entran en las entrañasdel sistema solar. Cada pasada por lasproximidades del Sol ocasiona unapérdida de material, y al cabo de unascuantas docenas de vueltas el cometaqueda reducido a un diminuto núcleorocoso o se desintegra del todo en unanube de pequeños meteoros. Alrededor

del Sol giran, efectivamente, en órbitasregulares, una serie de «corrientes demeteoros», y cuando alguna de ellasintersecta la atmósfera terrestre, seproduce un vistoso despliegue deestrellas errantes. Sin duda, los restosde cometas muertos.

25. ¿Por qué Ia Lunamuestra

siempre la misma carahacia la

Tierra?La atracción gravitatoria de la Luna

sobre la Tierra hace subir el nivel delocéano a ambos lados de nuestro planetay crea así dos abultamientos. A medida

que la Tierra gira de oeste a este, estosdos bultos -de los cuales uno mirasiempre hacia la Luna y el otro endirección contraria- se desplazan de estea oeste alrededor de la Tierra.

Al efectuar este desplazamiento, losdos bultos rozan contra el fondo de losmares poco profundos como el deBering o el de Irlanda. Tal rozamientoconvierte energía de rotación en calor, yeste consumo de la energía de rotaciónterrestre hace que el movimiento derotación de la Tierra alrededor de su ejevaya disminuyendo poco a poco. Lasmarcas actúan como un freno sobre larotación de la Tierra, y comoconsecuencia de ello los días terrestresse van alargando un segundo cada mil

años.Pero no es sólo el agua del océano

lo que sube de nivel en respuesta a lagravedad lunar. La corteza sólida de laTierra también acusa el efecto, aunqueen medida menos notable. El resultadoson dos pequeños abultamientos rocososque van girando alrededor de la Tierra,el uno mirando hacia la Luna y el otro enla cara opuesta de nuestro planeta.Durante este desplazamiento, elrozamiento de una capa rocosa contraotra va minando también la energía derotación terrestre. (Los bultos, claroestá, no se mueven físicamentealrededor del planeta, sino que, amedida que el planeta gira, remiten en

un lugar y se forman en otro, según quéporciones de la superficie pasen pordebajo de la Luna.)

La Luna no tiene mares ni mareas enel sentido corriente. Sin embargo, lacorteza sólida de la Luna acusa la fuerzagravitatoria de la Tierra, y no hay queolvidar que ésta es ochenta veces másgrande que la de la Luna. Elabultamiento provocado en la superficielunar es mucho mayor que el de lasuperficie terrestre. Por tanto, si la Lunarotase en un período de veinticuatrohoras, estaría sometida a un rozamientomuchísimo mayor que la Tierra.Además, como nuestro satélite tiene unamasa mucho menor que la Tierra, suenergía total de rotación sería ya de

entrada, para períodos de rotacióniguales, mucho menor.

Así, pues, la Luna, con una reservainicial de energía muy pequeña,socavada rápidamente por los grandesbultos provocados por la Tierra, tuvoque sufrir una disminución relativamenterápida de su período de rotación. Haceseguramente muchos millones de añosdebió de decelerarse hasta el punto deque el día lunar se igualó con el meslunar. De ahí en adelante, la Lunasiempre mostraría la misma cara haciala Tierra.

Esto, a su vez, congela losabultamientos en una posición fija. Unode ellos mira hacía la Tierra desde el

centro mismo de la cara lunar quenosotros vemos, mientras que el otroapunta en la dirección contraria desde elcentro mismo de la cara que no vemos.Puesto que las dos caras no cambian deposición a medida que la Luna giraalrededor de la Tierra, los bultos noexperimentan ningún nuevo cambio nitampoco se produce rozamiento algunoque altere el período de rotación delsatélite. La Luna continuarámostrándonos la misma caraindefinidamente; lo cual, como veis, noes ninguna coincidencia, sinoconsecuencia inevitable de lagravitación y del rozamiento.

La Luna es un caso relativamentesimple. En ciertas condiciones, el

rozamiento debido a las mareas puededar lugar a condiciones de estabilidadmás complicadas. Durante unos ochentaaños, por ejemplo, se pensó queMercurio (el planeta más cercano al Soly el más afectado por la gravedad solar)ofrecía siempre la misma cara al Sol,por el mismo motivo que la Luna ofrecesiempre la misma cara a la Tierra. Perose ha comprobado que, en el caso deMercurio, los efectos del rozamientoproducen un período estable de rotaciónde 58 días, que es justamente dos terciosde los 88 días que constituyen elperíodo de revolución de Mercurioalrededor del Sol.

26. ¿Qué son esas

concentraciones demasa que se han

descubierto en laLuna?

La ley de Newton de la gravitaciónuniversal admite una fórmula muysimple, siempre que se suponga quetodos los objetos del universo tienenconcentrada la masa en un solo punto. Silos objetos están muy alejados, podemossentar esa hipótesis; pero cuanto máscerca estén unos de otros, tanto máshabremos de tener en cuenta que su masaestá, en realidad, distribuida por todo elcuerpo.

Con todo, el tratamiento sigue siendo

muy sencillo, siempre que, primero, elobjeto sea una esfera perfecta, y,segundo, su densidad sea radialmentesimétrica.

Al decir que la densidad es«radialmente simétrica» debemosentender que si el objeto es muy densoen el centro y cada vez menos hacia lasuperficie, la manera en que la densidaddecrece es exactamente la mismacualquiera que sea la dirección en quenos movamos a partir del centro. Daigual que haya cambios bruscos dedensidad, siempre que esos cambiossean exactamente iguales en todas lasdirecciones a partir del centro.

Los objetos astronómicos más omenos grandes cumplen

aproximadamente esos requisitos. Por logeneral, son de forma casi esférica y sudensidad exhibe una simetría casi radial.Claro está que cuando se trata deobjetos muy próximos entre sí hay quecontar con pequeñas desviaciones. Alestudiar los efectos gravitatorios entre laLuna y la Tierra hay que tener en cuentaque la Tierra no es una esfera perfecta,sino que presenta un abultamiento en elecuador. El exceso de materia en elabultamiento produce un diminuto efectogravitatorio que requiere especialatención.

Durante los años sesenta, losEstados Unidos pusieron en órbitaalrededor de la Luna varios vehículos

espaciales (los «Lunar Orbíters»).Conociendo como conocían el tamaño yla forma de la Luna con todo detalle, losexpertos en cohetes estaban seguros depoder calcular con toda exactitud eltiempo que tardarían los vehículos encircundar el satélite. Pero cuál no seríasu sorpresa cuando comprobaron que losvehículos se movían un poquitíndemasiado aprisa en ciertas partes de laórbita.

Se observaron las órbitas con tododetalle y resultó que los vehículos seaceleraban ligeramente al pasar sobrelos grandes mares lunares, que sonregiones llanas con pocos cráteres. Estosólo se podía deber a que la densidad dela Luna no tuviese una simetría

perfectamente radial. En dichos marestenía que haber una concentraciónadicional de masa que producía efectosgravitatorios no tenidos en cuenta. Losastrónomos empezaron a hablar de«concentraciones de masa» o, en formaabreviada, «mascones».

¿Qué son estas concentraciones demasa?

Dos son las teorías propuestas.Algunos astrónomos piensan que losmares lunares son cráteres supergigantesproducidos por la colisión de meteoritosgigantescos con la Luna. Estosmeteoritos puede que se enterraran bajola superficie de los mares y que aúnestén allí. Quizá estén compuestos de

hierro en su mayor parte y sean, portanto, mucho más densos que lasuperficie normal de la Luna.Constituirían, pues, una concentraciónde masa anormalmente alta.

Otra teoría es que, a lo largo de lahistoria de la Luna, los mares lunaresfuesen realmente mares de agua. Antesde que el agua se evaporase al espacio,se habrían depositado densossedimentos, explicando así ese excesode masa.

Las futuras exploraciones de lasuperficie lunar deberían determinarcuál de esas teorías es la correcta (o sino lo es ninguna de las dos), lo cualpodría a su vez revelarnos mucho másacerca de la historia de la Luna (y

también de la Tierra).27. Ahora que ya hemos

aIunizadoseis veces en nuestro

satélite, ¿quéhemos averiguado acerca

de él?En cierto modo es injusto esperar

demasiado de las exploraciones lunares,si tenemos en cuenta los límites de loque se ha hecho. Al fin y al cabo, no seha hecho otra cosa que recoger algúnque otro material de la superficie en seislugares muy separados y dentro de unárea total equivalente a América delNorte y América del Sur juntas. Pudiera

muy bien ser que en cualquiera de estosalunizajes los astronautas no hayanestado ni a cinco kilómetros de algunaclave para descifrar los enigmaslunares, sin que ellos lo supiesen.

Por otra parte, los astrónomos y losgeólogos no han hecho sino comenzar sumisión. El estudio de las rocas lunaresproseguirá durante años. El procesopuede ser útil, porque algunas de lasrocas tienen unos 4.000 millones deaños y son, por tanto, reliquias de losprimeros mil millones de años deexistencia del sistema solar. jamás se haencontrado en la Tierra nada que seremonte, inmutable, a un período tanremoto.

De entre las cosas que nos ha

revelado la investigación de laconstitución química de la superficielunar, la más clara quizá sea que ladistribución de elementos es muydiferente de la de la Tierra. Comparadascon la Tierra, en las rocas de lasuperficie lunar escasean aquelloselementos que tienden a formarcompuestos de bajo punto de fusión:hidrógeno, carbono, sodio, plomo, etc.Los elementos que forman compuestosde alto punto de fusión (zirconio, titanioy las tierras raras) se encuentran enmayor porcentaje en la corteza lunar queen la terrestre.

Una explicación lógica sería suponerque la superficie lunar sufrió en otro

tiempo un calentamiento lo bastantefuerte y continuado como para evaporary echar a perder los compuestos de bajopunto de fusión, dejando atrás los dealto punto de fusión. Esta conclusiónviene además apoyada por el hecho deque, al parecer, hay una proporción muyalta de materiales vítreos en la Luna,como si gran parte de la superficie sehubiese fundido y solidificado después.

Pero ¿qué es lo que originó esecalor? Pues, por ejemplo, el impacto degrandes meteoritos a lo largo de lahistoria remota de la Luna, o bien,gigantescas erupciones volcánicas. Enese caso, el efecto aparecería en ciertaszonas y no en otras. Sin embargo, hastaahora las pruebas parecen indicar que

dicho efecto se extiende a toda la Luna.Acaso viniese ocasionado por un

largo período de sobrecalentamiento delSol. En ese caso, la Tierra tambiénhabría estado inmersa en un calorparecido. Aunque la Tierra estáprotegida por el aire y los océanos,mientras que la Luna no, podrían existirpruebas en nuestro planeta de ese cálidoperíodo. No se ha encontrado ninguna,pero quizá sea porque en la Tierra nohay rocas que hayan subsistido, sinmodificación alguna, desde aquellosprimeros mil millones de años delsistema solar.

Una tercera posibilidad es que laLuna estuviese en otro tiempo mucho

más cerca del Sol. Quizá fuese en origenun planeta independiente, con una órbitaalargada que, en uno de los extremos, laaproximara al Sol hasta una distanciaparecida a la de Mercurio hoy día. Enese supuesto podemos estar seguros deque su superficie estaba completamentecocida por el Sol.

Puede que el otro extremo de laórbita llevara a la Luna bastante cercade la órbita terrestre y que en unmomento dado -quizá no más de milmillones de años atrás- la Tierra lograracapturarla, convirtiendo así en satélitelo que antes fuera planeta.

Sea cual fuere la causa, lo cierto esque esa agostada superficie lunar esdescorazonadora en un aspecto, pues

alimenta la posibilidad de que no hayaagua en toda la superficie, lo cualsignifica que el trabajo de estableceruna colonia en la Luna es mucho másdifícil que en otras circunstancias.

28. ¿Hay vida en Marte?En realidad, no lo sabemos todavía.

Y quizá no lo sepamos hasta el día enque amarticen allí los científicos einvestiguen.

Pero, a juzgar por lo que sabemoshoy día, parece probable que exista vidaen Marte. Cierto es que la sondaMariner IX, colocada en órbita a unasmil millas sobre la superficie de Marte,no observó ningún signo de vida, pese aque rastreó todo el planeta. Pero la

Tierra, vista desde la misma distancia ycon los mismos métodos, tampocorevelaría ningún signo de vida.

La atmósfera de Marte está muyenrarecida, es cien veces menos densaque la de la Tierra, y lo poco que hay escasi todo ello anhídrido carbónico. Porotra parte, Marte dista del Sol vez ymedia más que la Tierra, de modo quede noche la temperatura alcanza cifrasantárticas y en las regiones polares hacesuficiente frío para congelar elanhídrido carbónico.

El hombre no podría sobrevivir enese medio sin una protección especial.Ni, para el caso, ningún animal terrestre.Los colonizadores de Marte(colonizadores terrestres, se entiende)

tendrían que vivir en cúpulas o encavernas subterráneas. Pero ¿quiere esodecir que en Marte no puedan existirformas complejas de vida, adaptadas alas condiciones de este planeta? Puedeque las posibilidades sean escasas, perotampoco podemos eliminarlas del todo.

¿Qué decir, por ejemplo, de formasde vida muy simples, plantas del tipo delos líquenes o microorganismosparecidos a las bacterias? Aquí lasposibilidades son ya mejores, inclusobastante buenas, diríamos.

Admitimos de entrada que tambiénhabía esperanzas de que en la Lunaexistiesen formas simples de vida y quetodo ello quedó luego en nada. Pero es

que Marte ofrece un medio ambientemucho más favorable que la Luna. Marteestá mucho más lejos del Sol y tiene unaatmósfera que ofrece cierta protección,de modo que está mucho menossometido a la radiación del Sol, querompería las complejas moléculasnecesarias para la vida.

Además, al ser Marte más frío y másgrande que la Luna, es también capaz deretener las sustancias volátiles quesirven como puntos de arranquefundamentales para la vida. Marte esrico en anhídrido carbónico y, sin dudaalguna, tiene agua. A partir de ahí puedeformarse la vida. Si, como se hacomprobado, ciertas formas de vidaterrestre sumamente simple son capaces

de sobrevivir en condiciones marcianassimuladas, tanto más cierto será esto enel caso de formas de vida adaptadasdesde el principio a las condiciones deese planeta.

Las fotografías tomadas por elMariner IX demuestran que lascondiciones en Marte no tienen por quéser tan rigurosas como las que imperanhoy día. Hay regiones volcánicas, asícomo un volcán gigante, el NixOlympica, que es dos veces más anchoque cualquier volcán de la Tierra. Locual significa que Marte es un mundogeológicamente activo, capaz deexperimentar cambios.

La faz de Marte muestra además

marcas ondulantes que tienen todo elaspecto de cauces fluviales y cuyascaracterísticas, según conjeturas dealgunos astrónomos, demuestran que nohace mucho (geológicamente hablando)llevaban todavía agua. Es más, loscasquetes polares de Marte parecenpasar por períodos alternados decrecimiento y recesión.

Es posible que Marte alterne entreuna especie de largo invierno, durante elcual se hiela casi toda la atmósfera y elresto está muy rarificada (como ocurreen la actualidad), y una especie de largoverano, durante el cual casi toda laatmósfera se derrite y adquiere unadensidad parecida a la de la Tierra.

Así, pues, es posible que en el suelo

marciano yazgan latentes ciertas formasde vida y que, cuando llegue el verano yla atmósfera se espese y el, agua corra,la vida florezca en mayor medida de loque cabría hoy esperar.

29. Supongamos que hayvida en

Marte. ¿Merecerealmente la pena ir

hasta allí sólo paraverla?

Los científicos no dudarían ni unmomento en contestar con un fortísimo«¡sí!».

Todas las formas de vida terrestre,sin excepción, están basadas en las

grandes moléculas de proteínas y ácidosnucleicos. Todas utilizan la misma clasede reacciones químicas, mediadas por lamisma especie de enzimas. Toda la vidaterrestre consiste en variaciones sobreel mismo tema.

Si hay vida en Marte, por muysimple que sea, puede que exista comovariaciones sobre un tema muy distinto.De golpe y porrazo doblaríamos elnúmero de tipos de vida conocidos yquizá adquiriríamos inmediatamente unacompresión más básica de la naturalezade la vida.

Y aun si la vida en Marte resultaestar basada en el mismo tema que el dela Tierra, puede ser que hayainteresantes diferencias de detalle. Por

ejemplo, todas las moléculas de proteínade la Tierra están construidas deaminoácidos, los cuales (salvo uno)admiten, o bien una orientación derecha,o bien una orientación izquierda. Encualesquiera condiciones en que no estéinvolucrada la vida, los dos tipos sonigual de estables y existen en cantidadesiguales.

En las proteínas terrestres, sinembargo, todos los aminoácidos, conexcepciones rarísimas e insignificantes,son de orientación izquierda. Estopermite la construcción de proteínas enpilas perfectas, lo cual sería imposiblesi unas fuesen derechas y otrasizquierdas (aunque las pilas serían igual

de perfectas si todas fuesen derechas).Entonces, ¿por qué izquierda sí y

derecha no? ¿Es cuestión de puracasualidad? ¿Será que el primer brotede vida en la Tierra resultó serizquierdo? ¿O es que hay en lanaturaleza alguna asimetría básica quehace inevitable la forma izquierda? Lavida marciana podría contestar a estapregunta y otras parecidas.

Aun si la vida marciana resultaraestar basada en el mismo tema que lavida terrestre y fuese idéntica en todoslos detalles, valdría la pena saberlo.Pues ese hecho podría ser unainteresante prueba de que el tema de lavida, tal como existe en la Tierra, quizásea el único posible en cualquier

planeta, siquiera remotamente parecidoa la Tierra.

Además, aunque la vida en Martefuese un calco de la vida terrestre desdeel punto de vista bioquímico, cabría aúnla posibilidad de que aquélla estuvieseconstituida por sistemas molecularesmás primitivos que los que se handesarrollado a lo largo de miles demillones de años en el ambiente muchomás prolífico y suave de la Tierra.Marte sería entonces un laboratorio enel que podríamos observar la protovidatal como (quizá) existió antes en laTierra. Incluso podríamos experimentarcon ella -cosa que sólo podríamos haceraquí si tuviéramos una máquina del

tiempo- y buscar ciertas verdadesfundamentales que se hallan ocultas enlas complejidades de la vida terrestre.

Y aunque no existiese vida alguna enMarte, podrían existir moléculasorgánicas que, sin ser materia viviente,estuvieran en camino hacia la vida, porasí decirlo. De este modo podríanindicar la naturaleza del camino antañoseguido en la Tierra durante el períodode «evolución química», previo aldesarrollo del primer sistema lobastante complejo para merecer elcalificativo de viviente.

En resumen: aprendamos lo queaprendamos en Marte sobre la vida, esmuy probable que nos ayude acomprender mejor la vida terrestre

(igual que el estudio del latín y delfrancés nos ayuda a entender mejor elinglés). Y qué duda cabe que el ir aMarte para aprender algo sobre laTierra que aquí no podemos aprender,es razón más que suficiente parahacerlo, si es que se puede.

30. ¿Cómo y cuándo seformaron los

océanos?A principios del siglo xx se pensaba

que la Tierra y los demás planetasestaban formados de materia arrancadadel Sol. Y circulaba la imagen de unaTierra en gradual proceso deenfriamiento, desde la incandescenciahasta el rojo vivo, para pasar luego a un

calor moderado y finalmente al punto deebullición del agua. Una vez enfriada lobastante para que el agua se condensase,el vapor de agua de la atmósferacaliente de la Tierra pasó a estadolíquido y empezó a llover, y llover, yllover. Al cabo de muchos años de estaincreíble lluvia de agua hirviendo quesaltaba y bramaba al golpear el suelocaliente, las cuencas de la accidentadasuperficie del planeta acabaron porenfriarse lo bastante como para retenerel agua, llenarse y constituir así losocéanos.

Muy espectacular…, peroabsolutamente falso, podríamos casiasegurar.

Hoy día, los científicos estánconvencidos de que la Tierra y demásplanetas no se formaron a partir del Sol,sino a partir de partículas que seconglomeraron hacia la misma época enque el Sol estaba gestándose. La Tierranunca estuvo a la temperatura del Sol,pero adquirió bastante calor gracias a laenergía de colisión de todas laspartículas que la formaron. Tanto, que sumasa, relativamente pequeña, no eracapaz en un principio de retener unaatmósfera ni el vapor de agua.

O lo que es lo mismo, el cuerposólido de esta Tierra recién formada notenía ni atmósfera ni océanos. ¿De dóndevinieron entonces?

Desde luego había agua (y gases)combinada débilmente con lassustancias rocosas que constituían laporción sólida del globo. A medida queesa porción sólida se fue empaquetandode forma cada vez más compacta bajo eltirón de la gravedad, el interior se fuehaciendo cada vez más caliente. Losgases y el vapor de agua se vieronexpulsados de esa su anteriorcombinación con la roca y abandonaronla sustancia sólida.

Las pompas gaseosas, al formarse yagruparse, conmocionaron a la jovenTierra con enormes cataclismos,mientras que el calor liberadoprovocaba violentas erupciones

volcánicas. Durante muchísimos años nocayó ni una gota de agua líquida delcielo; era más bien vapor de agua, quesalía silbando de la corteza, para luegocondensarse. Los océanos se formarondesde arriba, no desde abajo.

En lo que los geólogos no están deacuerdo hoy día es en la velocidad deformación de los océanos. ¿Salió todo elvapor de agua en cosa de mil millonesde años, de suerte que el océano tiene eltamaño actual desde que comenzó lavida? ¿O se trata de un proceso lento enel que el océano ha ido creciendo através de las eras geológicas y siguecreciendo aún?

Quienes mantienen que el océano seformó en los comienzos mismos del

juego y que ha conservado un tamañoconstante desde entonces, señalan quelos continentes parecen ser un rasgopermanente de la Tierra. No parece quefuesen mucho más grandes en tiempospasados, cuando era el océanosupuestamente mucho más pequeño.

Por otra parte, quienes opinan que elocéano ha venido creciendoconstantemente, señalan que laserupciones volcánicas escupen aún hoycantidades ingentes de vapor de agua alaire: vapor de agua de rocas profundas,no del océano. Además, en el Pacíficohay montañas submarinas cuyas cimas,planas, quizá estuviesen antes al niveldel mar, pero ahora quedan a cientos de

pies por debajo de él.Acaso sea posible llegar a un

compromiso. Se ha sugerido que aunqueel océano ha ido efectivamentecreciendo continuamente, el peso delagua acumulada hizo que el fondomarino cediera. Es decir, los océanoshan crecido constantemente enprofundidad, no en anchura. Lo cualexplicaría la presencia de esas mesetasmarinas sumergidas y también laexistencia de los continentes.

31. Los océanos ¿se estánhaciendo

más salados? ¿Se haránalgún día tan

salados que maten todala vida?

En la Tierra existe un ciclo del agua.Cada año se evaporan unos 125.000kilómetros cúbicos de agua del océano,que luego caen en forma de lluvia yvuelven, de un modo u otro, al océano.

El equilibrio entre las dos ramas delciclo -evaporación y vuelta al océano-no es perfecto. De todo el contenido delocéano, sólo se evapora el aguapropiamente dicha, de modo que lalluvia es agua casi pura. Pero, al volvera la Tierra, parte de esa agua caeprimero sobre tierra firme, se filtra en elsuelo y recoge una serie de productosquímicos solubles que transporta

consigo hasta el océano. El agua de losríos, por ejemplo, es sal en un 1/100 de1 por 100: no lo suficiente para dejar deser insípida, pero sí para ser importante.

Parece, pues, que el océano estárecibiendo constantemente trazas desales y otros productos químicos de laTierra, sin perder ni un ápice de ellosdurante la evaporación. Hay que pensar,por tanto, que el océano se hace cadavez más salino; muy despacio, claroestá, pero al cabo de millones ymillones de años de tiempo geológico lasal tendría que alcanzar concentracionesenormes. Hoy día, las aguas del océanocontienen un 3,5 por 100 de materialesdisueltos, que en su mayor parte son salcomún.

El agua de los ríos vierte tambiénsus sales en algunos lagos interiores queno están conectados con el mar,acumulándose allí los materialesdisueltos igual que en el océano. Si ellago está situado en una región cálida ysu velocidad media de evaporación esmayor que la del océano, los materialesdisueltos se acumulan con mayor rapidezy el lago puede llegar a tener unasalinidad mucho mayor que la delocéano. El mar Muerto, en la raya entreIsrael y Jordania, tiene un 25 por 100 demateriales disueltos. Es tan salado, queno hay nada capaz de vivir en sus aguas.

El océano ¿está abocado también aun fin tan lúgubre?

Podría ser, si no fuera porque hayprocesos que tienden a reducir elcontenido salino del océano. Lastormentas, por ejemplo, arrastranconsigo tierra adentro la espuma de lasolas y distribuyen sobre el continente lassales disueltas.

Pero hay un factor que opera a unaescala mucho más importante, y es queciertas combinaciones de sustanciasdisueltas, en concentracionessuficientes, se unen en compuestosinsolubles que van a parar al fondo delmar. Y, por otro lado, hay sustancias queson absorbidas por las células de losorganismos marinos.

El balance final es que el océano es

mucho menos rico en sustanciasdisueltas de lo que debería ser sicalculamos todo el material que hantenido que aportar los ríos a lo largo delos últimos miles de millones de años.Por otra parte, el fondo del océano esmuy rico en sustancias que tienen quehaber venido de la tierra. Por todo elsuelo marino hay grandes cantidades demetales en forma de nódulos.

Andando el tiempo, puede tambiénque una porción poco profunda delocéano quede acorralada por tierras quesuben de nivel. Estas porciones deocéano se van evaporando poco a poco,dejando atrás grandes cantidades demateriales disueltos, que regresan así ala tierra. Las minas de sal, de las que se

pueden extraer grandes cantidades deeste compuesto y volúmenes menores deotras sustancias, son los restos de esasporciones de océano desecadas.

¿Cuál es entonces el resultadoglobal? A la larga, ¿aumenta ligeramentela salinidad del océano? ¿0 en realidadse está haciendo menos salado? ¿Viraunas veces en una dirección y otras en lacontraria, conservando por términomedio un equilibrio? Los geólogos enrealidad no lo saben.

32. ¿Hay de verdad oroen elocéano?

Sí, claro. ¿Por qué no lo va a haber?El agua de lluvia corre y se filtra

constantemente por las tierras resecas ensu camino de vuelta hacia el océano, y alhacerlo disuelve un poco de todos losmateriales que empapa y atraviesa. Alfinal es poca la cantidad disuelta yademás hay sustancias que son menossolubles que otras. A lo cual hay queañadir que algunas, después de llegar alocéano, se hunden hasta el fondo delmar.

Sin embargo, al cabo de los miles ymiles de millones de años que llevaexistiendo el océano es tanta la cantidadde materiales disueltos que se hanvertido en el agua, que verdaderamentehay grandes cantidades de cadaelemento en los compuestos mezclados

con las moléculas de agua del mar.Aproximadamente un 3,25 por 100

del mar es materia sólida disuelta; y entotal, contando todo, hay 330.000.000millas cúbicas (1,4 ´ 1018 metroscúbicos) de agua marina, que pesanaproximadamente 1,5 trillones detoneladas. Si separáramos del agua delmar todas las materias sólidas,obtendríamos un peso total de 50.000billones (50.000.000.000.000.000) detoneladas. Claro está que más de las trescuartas partes de la materia sólida es salordinaria, pero en el cuarto restante hayun poco de todo.

Por ejemplo, hay suficientescompuestos de magnesio para dar un

total de 1.900.000.000.000.000 (1.900billones) de toneladas de ese metal. Conesta reserva oceánica tendríamos paramucho tiempo, sobre todo porque lo queextrajésemos y usásemos iría a parar denuevo, en último término, al océano.

Pero ocurre que el magnesio no estárepartido de manera discontinua, conricas bolsas aquí y allá (como sucedecon los minerales terrestres). El hechode que esté repartido uniformemente portodo el océano significa que, auntrabajando con un rendimiento perfecto,tendríamos que extraer magnesio de 950litros de agua marina para obtener unkilo. Hoy día hay ya métodos parahacerlo económicamente, pudiendoobtenerse magnesio en cantidades

cualesquiera de manera rentable.Otro elemento que se halla presente

en el agua marina en cantidades grandeses el bromo (un pariente del cloro, peromenos común). El mar contienecompuestos disueltos que arrojarían untotal de 100 billones(100.000.000.000.000) de toneladas debromo. Equivale aproximadamente a unveinteavo de la reserva de magnesio,con lo cual habría que despojar de sucontenido a una cantidad de agua veinteveces mayor -unos 19.000 litros, conrendimiento perfecto- para obtener unkilo de bromo. También en este caso sepuede trabajar con rentabilidad, y dehecho el mar es uno de los principales

proveedores de bromo del mundo.Un tercer pariente del cloro y del

bromo es el yodo. A escala mundialescasea más que ellos, y en el océano sehalla presente en cantidades mil vecesmenores que el bromo. El total asciendea 86.000 millones de toneladas, lo cualsuena a mucho, pero equivale sólo a unkilo por cada 20 millones de litros deagua. Es demasiado poco para que suextracción directa resulte rentable, pero,por suerte, las algas marinas se encargande extraer el yodo por nosotros y suscenizas proporcionan cantidadesimportantes de este elemento.

Lo cual nos lleva al oro. La cantidadtotal de oro que hay en el agua del maroscila entre los 6 y los 12 millones de

toneladas. Si hubiese dado esta cifra alprincipio del artículo, habría sonado amuchísimo. ¡Por lo menos 6 millones detoneladas! ¡Qué barbaridad!

Pero a estas alturas veréis que no esmucho. Para extraer un solo kilo de orohabría que escudriñar de 130 a 270 milmillones de litros, lo cual costaríamucho más que un kilo de oro. Así queel oro se deja en el océano.

33. ¿Qué ocurriría si sederritieran

los casquetes glaciares?La superficie de tierra firme de

nuestro planeta soporta una carga deunos 38 millones de kilómetros cúbicosde hielo (de los cuales, un 85 por 100

está en el continente de la Antártida).Como el agua es algo más densa que elhielo, esos 38 millones, al derretirse, sequedarían en unos 33 millones dekilómetros cúbicos de agua.

Está claro que si el hielo sederritiese, toda el agua, o casi toda, iríaa parar al océano. El océano tiene unasuperficie total de 360 millones dekilómetros cuadrados, Si dichasuperficie permaneciera constante y los33 millones de kilómetros cúbicos dehielo fundido se esparcieranuniformemente por toda su extensiónalcanzaría una altura de 33/360 ó 0,092kilómetros. Es decir, la capa de hielofundido tendría un espesor de 92 metros.

Pero lo cierto es que la extensiónsuperficial del océano no permaneceríaconstante, porque, de subir su nivel, secomería unos cinco millones dekilómetros cuadrados de las tierrasbajas que hoy día festonean sus orillas.Lo cual significa que la superficie delocéano aumentaría y que la capa de esenuevo aporte de agua no sería tan gruesacomo acabamos de suponer, aparte deque el peso adicional de agua haríaceder un poco el fondo del mar. Aun así,el nivel subiría probablemente unos 60metros, lo bastante como para alcanzarla vigésima planta del Empire StateBuilding y anegar buena parte de laszonas más pobladas de la Tierra.

La cantidad de hielos terrestres havariado mucho a lo largo de la historiageológica de la Tierra. En el apogeo deun período glacial avanzan, gigantescos,los glaciares sobre millones dekilómetros cuadrados de tierra, y elnivel del océano baja hasta el punto dedejar al aire libre las plataformascontinentales.

En cambio, cuando la carga de hieloes prácticamente nula, como sucediódurante decenas de millones de años, elnivel del océano es alto y pequeña lasuperficie continental.

Ninguna de las dos situaciones tienepor qué ser catastrófica. En plenoperíodo glacial, los hielos cubren

millones de kilómetros cuadrados detierra, que quedan así inhabilitados parala vida terrestre. Pero, en cambio, salena la luz millones de kilómetroscuadrados de plataforma continental,con posibilidad de ser habitados.

Si, por el contrario, se derrite elhielo, el agua anegará millones dekilómetros cuadrados, que quedan asíinservibles para la vida terrestre. Peroen ausencia de hielo y con áreasterrestres más pequeñas, el clima seráahora más benigno y habrá pocosdesiertos, por lo cual será mayor elporcentaje de tierras habitables. Y comola variación en el volumen total delocéano es relativamente pequeña (6 ó 7por 100 como máximo), la vida marina

no se verá afectada demasiado.Si el cambio de nivel durase miles y

miles de años, como siempre ha sido enel pasado, no habría dificultad paraafrontarlo. Pero el problema es que latecnología humana está vertiendo polvoy anhídrido carbónico en el aire. Elpolvo intercepta la radiación solar yenfría la Tierra, mientras que elanhídrido carbónico atrapa el calor y lacalienta. Si uno de los efectos llega apredominar en el futuro sobre el otro, latemperatura de la Tierra quizá suba obaje con relativa rapidez. Y en cosa decien años puede que los hielos sederritan o que se formen glaciarescontinentales.

Lo catastrófico no será tanto elcambio en sí como la velocidad delcambio.

34. ¿De dónde vino elaire querespiramos?

La opinión de los astrónomos es quelos planetas nacieron de torbellinos degas y polvo, constituidos en general porlos diversos elementos presentes, enproporciones correspondientes a suabundancia cósmica. Un 90 por 100 delos átomos eran hidrógeno y otro 9 por100 helio. El resto incluía todos losdemás elementos, principalmente neón,oxígeno, carbono, nitrógeno, carbón,azufre, silicio, magnesio, hierro y

aluminio.El globo sólido de la Tierra en sí

nació de una mezcla rocosa de silicatosy sulfuros de magnesio, hierro yaluminio, cuyas moléculas se manteníanfirmemente unidas por fuerzas químicas.El exceso de hierro fue hundiéndoselentamente a través de la roca y formóun núcleo metálico incandescente.

Durante este proceso deaglomeración, la materia sólida de laTierra atrapó una serie de materialesgaseosos y los retuvo en los vanos quequedaban entre las partículas sólidas obien mediante uniones químicas débilesEstos gases contendrían seguramenteátomos de helio, neón y argón, que no secombinaron con nada; y átomos de

hidrógeno, que o bien se combinaronentre sí por parejas para formarmoléculas de hidrógeno (H2), o bien secombinaron con otros átomos: conoxígeno para formar agua (H2O), connitrógeno para formar amoníaco (NH3) ocon carbono para formar metano (CH4).

A medida que el material de esteplaneta en ciernes se fue apelotonando,el efecto opresor de la presión y el aúnmás violento de la acción volcánicafueron expulsando los gases. Lasmoléculas de hidrógeno y los átomos dehelio y neón, al ser demasiado ligerospara ser retenidos, escaparonrápidamente.

La atmósfera de la Tierra quedó

constituida por lo que quedaba: vaporde agua, amoníaco, metano y algo deargón. La mayor parte del vapor deagua, pero no todo, se condensó y formóun océano.

Tal es, en la actualidad, la clase deatmósfera que poseen algunos planetascomo Júpiter y Saturno, los cuales, sinembargo, son bastante grandes pararetener hidrógeno, helio y neón.

Por su parte, la atmósfera de losplanetas interiores comenzó aevolucionar químicamente. Los rayosultravioletas del cercano Sol rompieronlas moléculas de vapor de agua enhidrógeno y oxígeno. El hidrógenoescapó, pero el oxígeno fueacumulándose y combinándose con

amoníaco y metano. Con el primeroformó nitrógeno y agua; con el segundo,anhídrido carbónico y agua. Poco apoco, la atmósfera de los planetasinteriores pasó de ser una mezcla deamoníaco y metano a una mezcla denitrógeno y anhídrido carbónico. Martey Venus tienen hoy día atmósferascompuestas por nitrógeno y anhídridocarbónico, mientras que la Tierra debióde tener una parecida hace miles demillones de años, cuando empezó asurgir la vida.

Esa atmósfera es además estable.Una vez formada, la ulterior acción delos rayos ultravioletas sobre el vapor deagua hace que se vaya acumulando

oxígeno libre (moléculas formadas pordos átomos de oxígeno, O2). Una acciónultravioleta aún más intensa transformaese oxígeno en ozono (con tres átomosde oxígeno por molécula, O3). El ozonoabsorbe la radiación ultravioleta y actúade barrera. La radiación ultravioleta quelogra atravesar la capa de ozono en laalta atmósfera y romper las moléculasde agua más abajo es muy escasa, con locual se detiene la evolución química dela atmósfera…, al menos hasta queaparezca algo nuevo.

Pues bien, en la Tierra apareció dehecho algo nuevo. Fue el desarrollo deun grupo de formas de vida capaces deutilizar la luz visible para romper las

moléculas de agua. Como la capa deozono no intercepta la luz visible, eseproceso (la fotosíntesis) podía proseguirindefinidamente. A través de lafotosíntesis se consumía anhídridocarbónico y se liberaba oxígeno. Así,pues, hace 500 millones de años, laatmósfera empezó a convertirse en unamezcla de nitrógeno y oxígeno, que es laque existe hoy.

35. ¿Qué es el efecto«invernadero»?

Cuando decimos que un objeto es«transparente» porque podemos ver através de él, no queremosnecesariamente decir que lo puedanatravesar todos los tipos de luz. A través

de un cristal rojo, por ejemplo, se puedever, siendo, por tanto, transparente.Pero, en cambio, la luz azul no loatraviesa. El vidrio ordinario estransparente para todos los colores de laluz, pero muy poco para la radiaciónultravioleta y la infrarroja.

Pensad ahora en una casa de cristalal aire libre y a pleno sol. La luz visibledel Sol atraviesa sin más el vidrio y esabsorbida por los objetos que se hallendentro de la casa. Como resultado deello, dichos objetos se calientan, igualque se calientan los que están fuera,expuestos a la luz directa del Sol.

Los objetos calentados por la luzsolar ceden de nuevo ese calor en formade radiación. Pero como no están a la

temperatura del Sol, no emiten luzvisible, sino radiación infrarroja, que esmucho menos energética. Al cabo de untiempo, ceden igual cantidad de energíaen forma de infrarrojos que la queabsorben en forma de luz solar, por locual su temperatura permanece constante(aunque, naturalmente, están máscalientes que si no estuviesen expuestosa la acción directa del Sol).

Los objetos al aire libre no tienendificultad alguna para deshacerse de laradiación infrarroja, pero el caso es muydistinto para los objetos situados al soldentro de la casa de cristal. Sólo unaparte pequeña de la radiación infrarrojaque emiten logra traspasar el cristal. El

resto se refleja en las paredes y vaacumulándose en el interior. Latemperatura de los objetos interioressube mucho más que la de los exteriores.Y la temperatura del interior de la casava aumentando hasta que la radiacióninfrarroja que se filtra por el vidrio essuficiente para establecer el equilibrio.

Esa es la razón por la que se puedencultivar plantas dentro de uninvernadero, pese a que la temperaturaexterior bastaría para helarlas. El caloradicional que se acumula dentro delinvernadero -gracias a que el vidrio esbastante transparente a la luz visiblepero muy poco a los infrarrojos- es loque se denomina «efecto invernadero».

La atmósfera terrestre consiste casi

por entero en oxígeno, nitrógeno y argón.Estos gases son bastante transparentestanto para la luz visible como para laclase de radiación infrarroja que emitela superficie terrestre cuando estácaliente. Pero la atmósfera contienetambién un 0,03 por 100 de anhídridocarbónico, que es transparente para laluz visible pero no demasiado para losinfrarrojos. El anhídrido carbónico de laatmósfera actúa como el vidrio delinvernadero.

Como la cantidad de anhídridocarbónico que hay en nuestra atmósferaes muy pequeña, el efecto esrelativamente secundario. Aun así, laTierra es un poco más caliente que en

ausencia de anhídrido carbónico. Esmás, si el contenido en anhídridocarbónico de la atmósfera fuese eldoble, el efecto invernadero, ahoramayor, calentaría la Tierra un par degrados más, lo suficiente para provocarla descongelación gradual de loscasquetes polares.

Un ejemplo de efecto invernadero alo grande lo tenemos en Venus, cuyadensa atmósfera parece consistir casitoda ella en anhídrido carbónico. Dadasu mayor proximidad al Sol, losastrónomos esperaban que Venus fuesemás caliente que la Tierra. Pero,ignorantes de la composición exacta desu atmósfera, no habían contado con elcalentamiento adicional del efecto

invernadero. Su sorpresa fue grandecuando comprobaron que la temperaturasuperficial de Venus estaba muy porencima del punto de ebullición del agua,cientos de grados más de lo que seesperaban.

36. ¿Qué ocurre con lassondas

planetarias después depasar por un

planeta? ¿A dónde van aparar?

La mayoría de los satélites lanzadospor los Estados Unidos y la UniónSoviética entran en órbita alrededor dela Tierra.

La órbita de un satélite puede cortarla superficie de la Tierra, de modo quevuelve a nuestro planeta al cabo de unasola vuelta. Los dos primeros vuelos«suborbitales» de las cápsulas Mercuriofueron de este tipo. Hay veces que laórbita del satélite describe un bucle tangrande alrededor de la Tierra, que llegaincluso más allá de la Luna, como hizoel Lunik III para tomar fotografías de la«otra cara» de la Luna.

Si se lanza un satélite con unavelocidad mayor que 11 kilómetros porsegundo, el campo gravitatorio terrestreno le podrá retener y el satélite entraráen una órbita independiente alrededordel Sol, cuyo campo gravitatorio, más

intenso que el de la Tierra, le permiteretener cuerpos de mayor velocidad.Una órbita alrededor del Sol puedecortar la superficie de algún cuerpoceleste, como fue el caso de los RangersVII, VIII y IX, que se estrellaron contrala Luna (a propósito, claro está).

Pero también puede ser que unsatélite en órbita alrededor del Sol nocorte la superficie de ningún cuerpoceleste, y entonces seguirá describiendosu elipse alrededor del Solindefinidamente. Las diversas «sondaslunares» y «sondas planetarias» son deesta clase.

Las trayectorias de las sondascolocadas en órbita alrededor del Solpueden calcularse de modo que en su

primera revolución se aproximen muchoa la Luna (Pioneer IV), a Venus(Mariner II) o a Marte (Mariner IV).En el transcurso de esta aproximación,la sonda envía información acerca delcuerpo estudiado y del espaciocircundante. La sonda rebasará luego elcuerpo celeste y proseguirá su órbitaalrededor del Sol.

Si las sondas no se vieran afectadaspor el campo gravitatorio del planetapor el que pasan, volverían finalmente alpunto del espacio desde el que fueronlanzadas (aunque la Tierra habríaproseguido entretanto su órbita y noestaría ahí ya).

Lo cierto, sin embargo, es que la

sonda planetaria se desplaza a una nuevaórbita como consecuencia de laatracción del planeta por el que pasa. Esmás: la órbita cambia un poco cada vezque pasa cerca de un cuerpo pesado, conlo cual es casi imposible predecir conexactitud la posición de una sonda alcabo de una o dos revolucionesalrededor del Sol. Las ecuaciones querepresentan sus movimientos sondemasiado complicadas para quemerezca la pena molestarse enresolverlas.

Si las sondas pudiesen radiarcontinuamente señales, habría laposibilidad de seguirlas, cualquiera quefuese su órbita, sobre todo cerca de laTierra. Pero es que, una vez que se

agotan las baterías, el satélite se pierde.No puede emitir señales y además esdemasiado pequeño para divisarlo.Todas las sondas acaban por perderse, ycon ello ya se cuenta.

No obstante, continúan describiendoórbitas alrededor del Sol y permanecenen las mismas regiones generales delespacio, sin emprender largos viajes aotros planetas. Como no recibimosninguna información de ellas, no nossirven de nada y lo mejor que se puedehacer es considerarlas como «basurainterplanetaria». Girarán así parasiempre en su órbita, a no ser que enalguna de sus revoluciones alrededordel Sol se estrellen contra la Tierra, la

Luna, Marte o Venus.37. ¿Cuál será el fin de

laTierra?

El primero en intentar hacer unestudio detallado de la historia pasada yprevisiblemente futura de la Tierra sinrecurrir a la intervención divina fue elgeólogo escocés James Hutton. En 1785publicó el primer libro de geologíamoderna, en el cual admitía que delestudio de la Tierra no veía signo algunode un comienzo ni perspectivas de finninguno.

Desde entonces hemos avanzadoalgo. Hoy día estamos bastante segurosde que la Tierra adquirió su forma

actual hace unos 4.700 millones de años.Fue por entonces cuando, a partir delpolvo y gas de la nebulosa originariaque formó el sistema solar, nació laTierra tal como la conocemos hoy día.Una vez formada, y dejada en paz comocolección de metales y rocas cubiertapor una delgada película de agua y aire,podría existir para siempre, al menospor lo que sabemos hoy. Pero ¿ladejarán en paz?

El objeto más cercano, de tamañosuficiente y energía bastante para afectarseriamente a la Tierral es el Sol.Mientras el Sol mantenga su actual nivelde actividad (como lleva haciendodurante miles de millones de años), laTierra seguirá esencialmente inmutable.

Ahora bien, ¿puede el Sol mantener parasiempre ese nivel? Y, caso de que no,¿qué cambio se producirá y cómoafectará esto a la Tierra?

Hasta los años treinta parecíaevidente que el Sol, como cualquier otrocuerpo caliente, tenía que acabarenfriándose. Vertía y vertía energía alespacio, por lo cual este inmensotorrente tendría que disminuir yreducirse poco a poco a un simplechorrito. El Sol se haría naranja, luegorojo, iría apagándose cada vez más yfinalmente se apagaría.

En estas condiciones, también laTierra se iría enfriando lentamente. Elagua se congelaría y las regiones

polares serían cada vez más extensas.En último término, ni siquiera lasregiones ecuatoriales tendrían suficientecalor para mantener la vida. El océanoentero se congelaría en un bloquemacizo de hielo e incluso el aire selicuaría primero y luego se congelaría.Durante billones de años, esta Tierragélida (y los demás planetas) seguiríagirando alrededor del difunto Sol.

Pero aun en esas condiciones, laTierra, como planeta, seguiríaexistiendo.

Sin embargo, durante la década delos treinta, los científicos nuclearesempezaron por primera vez a calcularlas reacciones nucleares que tienen lugaren el interior del Sol y otras estrellas. Y

hallaron que aunque el Sol tiene queacabar por enfriarse, habrá períodos defuerte calentamiento antes de ese fin.Una vez consumida la mayor parte delcombustible básico, que es el hidrógeno,empezarán a desarrollarse otrasreacciones nucleares, que calentarán elSol y harán que se expandaenormemente. Aunque emitirá unacantidad mayor de calor, cada porciónde su ahora vastísima superficie tocará auna fracción mucho más pequeña de esecalor y será, por tanto, más fría. El Solse convertirá en una gigante roja.

En tales condiciones es probableque la Tierra se convierta en un ascua yluego se vaporice. En ese momento, la

Tierra, como cuerpo planetario sólido,acabará sus días. Pero no os preocupéisdemasiado. Echadle todavía unos ochomil millones de años.

38. ¿Qué es un físicoteórico y qué

tipo de trabajo hace?La ciencia de la física trata

principalmente de la energía en susdiversas formas y de la interacción de laenergía con la materia. Un físico estáinteresado en las leyes que gobiernan elmovimiento porque cualquier trozo demateria en movimiento posee «energíacinética». Y también le interesan elcalor, el sonido, la luz, la electricidad,el magnetismo y la radiactividad, porque

todos ellos son formas de energía. Y ennuestro siglo se vio que incluso la masaes una forma de energía.

Al físico también le interesa lamanera en que una forma de energía seconvierte en otra y las reglas quegobiernan esa conversión.

Ni que decir tiene que los físicos sepueden especializar. El que se centra enla interacción dela energía con laspartículas subatómicas es el «físiconuclear». (El núcleo es la estructuraprincipal dentro del átomo.) Si lo que leinteresa es la interacción de energía ymateria en las estrellas, es un«astrofísico».

Luego están los que estudian losaspectos energéticos de las reacciones

químicas, que son los «químicosfísicos», y los que se interesanprincipalmente por la manera en que lostejidos vivos manejan y producenenergía, que son los «biofísicos» (lapalabra griega «bios» significa «vida»).

Hay físicos que se dedican a hacermedidas cuidadosas bajo diversascondiciones controladas. Uno quizáquiera medir la cantidad exacta de calorproducido por determinadas reaccionesquímicas. Otro, medir de qué manera sedesintegra una partícula subatómica enotra serie de partículas más energía. Untercero, medir de qué manera varíandiminutos potenciales eléctricos en elcerebro bajo la influencia de ciertas

drogas. En todos estos casos tenemosante nosotros a un «físico experimental».

Por otra parte, hay físicos a quienesles interesa especialmente estudiar lasmediciones hechas por otros e intentardarles un sentido general. Quizá logrehallar una relación matemática queexplique por qué todas esas medidas soncomo son. Y una vez hallada esarelación matemática podrá utilizarlapara predecir los valores de otrasmediciones aún no efectuadas. Si alefectuar éstas resulta que concuerdancon lo predicho, el físico en cuestiónpuede que haya dado con lo que amenudo se llama una «ley de lanaturaleza».

Los físicos que intentan descubrir de

esta manera las leyes de la naturaleza sellaman «físicos teóricos».

Hay físicos experimentales muybrillantes a quienes no les interesademasiado teorizar. Un ejemplo esAlbert A. Michelson, que inventó elinterferómetro e hizo medidas muyexactas de la velocidad de la luz. Ytambién hay físicos teóricosverdaderamente geniales a quienes noles preocupa la experimentación. AlbertEinstein, el fundador de la teoría de larelatividad, fue uno de ellos.

Tanto los físicos experimentalescomo los teóricos son de gran valor parala ciencia, aun cuando los primeros selimiten a medir y los segundos a razonar

matemáticamente. Pero no deja de serfascinante encontrar alguno quesobresalga como experimentador y comoteórico, ambas cosas a la vez. EnricoFermi fue un ejemplo notable de estosfísicos de «dos caras». (También era unexcelente profesor, lo que quizás lehiciese un físico de «tres caras».)

39. El tiempo, ¿es unailusión o

existe realmente? ¿Cómohabría quedescribirlo?

El tiempo, para empezar, es unasunto psicológico; es una sensación deduración. Uno come, y al cabo de un rato

vuelve a tener hambre. Es de día, y alcabo de un rato se hace de noche.

La cuestión de qué es esta sensaciónde duración, de qué es lo que hace queuno sea consciente de que algo ocurre«al cabo de un rato», forma parte delproblema del mecanismo de la mente engeneral, problema que aún no estáresuelto.

Tarde o temprano, todos nos damoscuenta de que esa sensación de duraciónvaría con las circunstancias. Unajornada de trabajo parece mucho máslarga que un día con la persona amada; yuna hora en una conferencia aburrida,mucho más larga que una hora con losnaipes. Lo cual podría significar que loque llamamos un «día» o una «hora» es

más largo unas veces que otras. Perocuidado con la trampa. Un período que auno le parece corto quizá se le antojelargo a otro, y ni desmesuradamentecorto ni largo a un tercero.

Para que este sentido de la duraciónresulte útil a un grupo de gente espreciso encontrar un método para medirsu longitud que sea universal y nopersonal. Si un grupo acuerda reunirse«dentro de seis semanas exactamente»,sería absurdo dejar que cada cual sepresentara en el lugar de la cita cuando,en algún rincón de su interior, sienta quehan pasado, seis semanas. Mejor seráque se pongan todos de acuerdo encontar cuarenta y dos períodos de luz-

oscuridad y presentarse entonces, sinhacer caso de lo que diga el sentido dela duración.

En el momento que elegimos unfenómeno físico objetivo como mediopara sustituir el sentido innato de laduración por un sistema de contar,tenemos algo a lo que podemos llamar«tiempo». En ese sentido, no debemosintentar definir el tiempo como esto oaquello, sino sólo como un sistema demedida.

Las primeras medidas del tiempoestaban basadas en fenómenosastronómicos periódicos: la repeticióndel mediodía (el Sol en la posición másalta) marcaba el día; la repetición de laLuna nueva marcaba el mes; la

repetición del equinoccio vernal (el Solde mediodía sobre el ecuador despuésde la estación fría) marcaba el año.Dividiendo el día en unidades igualesobtenemos las horas, los minutos y lossegundos.

Estas unidades menores de tiempono podían medirse con exactitud sinutilizar un movimiento periódico másrápido que la repetición del mediodía.El uso de la oscilación regular de unpéndulo o de un diapasón introdujo en elsiglo xvii los modernos relojes. Fueentonces cuando la medida del tiempoempezó a adquirir una precisiónaceptable. Hoy día se utilizan lasvibraciones de los átomos para una

precisión aún mayor.Pero ¿quién nos asegura que estos

fenómenos periódicos son realmente«regulares»? ¿No serán tan poco de fiarcomo nuestro sentido de la duración?

Puede que sí, pero es que hay variosmétodos independientes de medir eltiempo y los podemos comparar entre sí.Si alguno o varios de ellos soncompletamente irregulares, dichacomparación lo pondrá de manifiesto. Yaunque todos ellos sean irregulares, essumamente improbable que lo sean de lamisma forma. Si, por el contrario, todoslos métodos de medir el tiempocoinciden con gran aproximación, comode hecho ocurre, la única conclusiónque cabe es que los distintos fenómenos

periódicos que usamos son todos ellosesencialmente regulares. (Aunque noperfectamente regulares. La longitud deldía, por ejemplo, varía ligeramente.)

Las medidas físicas miden el«tiempo físico». Hay organismos, entreellos. el hombre, que tienen métodos deengranarse en fenómenos periódicos(como despertarse y dormirse) aun sinreferencia a cambios exteriores (comoel día y la noche). Pero este «tiempobiológico» no es, ni con mucho tanregular como el tiempo físico.

Y también está, claro es, el sentidode duración o «tiempo psicológico».Aun teniendo un reloj delante de lasnarices, una jornada de trabajo sigue

pareciéndonos más larga que un día conla persona amada.

40. ¿Cuál es la unidad detiempo

más pequeña posible?Poco después de 1800 se sugirió que

la materia consistía en pequeñasunidades llamadas «átomos». Pocodespués de 1900 se aceptó que laenergía constaba de pequeñas unidadesllamadas «cuantos». Pues bien, ¿hayalguna otra magnitud común que vengaen pequeñas unidades fijas? ¿El tiempo,por ejemplo?

Hay dos maneras de encontrar una«unidad lo más pequeña posible». Estáprimero el método directo de dividir una

cantidad conocida hasta que no se puedaseguir dividiendo: descomponer unamasa conocida en cantidades cada vezmás pequeñas hasta quedarnos con unsolo átomo, o dividir energías conocidashasta obtener un solo cuanto. El otrométodo, indirecto, consiste en observaralgún fenómeno que no pueda explicarsea menos que supongamos la existenciade una unidad mínima.

En el caso de la materia, lanecesidad de una teoría atómica vino através de una serie muy nutrida deobservaciones químicas, entre las cualesfiguraban la «ley de las proporcionesdefinidas» y la «ley de las proporcionesmúltiples». En el caso de la energía, fueel estudio de la radiación del cuerpo

negro y la existencia del efectofotoeléctrico lo que determinó lanecesidad de la teoría cuántica.

En el caso del tiempo, el métodoindirecto falla… al menos hasta ahora.No se han observado fenómenos quehagan necesario suponer que existe unaunidad de tiempo mínima.

¿Y por el método directo? ¿Podemosobservar períodos de tiempo cada vezmás cortos, hasta llegar a algo que sealo más corto posible?

Los físicos empezaron a manejarintervalos de tiempo ultracortos a raízdel descubrimiento de la radiactividad.Algunos tipos de átomos tenían una vidamedia muy breve. El polonio 212, por

ejemplo, tiene una vida media inferior auna millonésima (10-6) de segundo. Sedesintegra en el tiempo que tarda laTierra en recorrer una pulgada en sugiro alrededor del Sol a 29,8 kilómetrospor segundo. Pero por mucho que losfísicos estudiaron estos procesos condetalle, no había ningún signo, duranteese intervalo, de que el tiempo fluyese apequeños saltos y no uniformemente.

Pero podemos ir un poco más lejos.Algunas partículas subatómicas sedesintegran en intervalos de tiempomucho más cortos. En la cámara deburbujas hay partículas que, viajandocasi a la velocidad de la luz, logranformar, entre el momento de su

nacimiento y el de su desintegración, unatraza de unos tres centímetros, quecorresponde a una vida de unadiezmilmillonésima (10-10) de segundo.

Más ahí tampoco acaba la cosa.Durante los años sesenta sedescubrieron partículas de vidaespecialmente corta. Tan efímeras, queaun moviéndose casi a la velocidad dela luz no podían desplazarse lo bastantepara dejar una traza medible. El tiempoque vivían había que medirlo pormétodos indirectos y resultó que estas«resonancias» de vida ultracorta vivíansólo diezcuatrillonésimas (10-23) desegundo.

Es casi imposible hacerse una idea

de un tiempo tan fugaz. La vida de unaresonancia es a una millonésima desegundo lo que una millonésima desegundo a tres mil años.

O mirémoslo de otra manera, La luzse mueve en el vacío a unos 300.000kilómetros por segundo, que es lavelocidad más grande que se conoce.Pues bien, la distancia que recorre la luzentre el nacimiento y la muerte de unaresonancia es de 10-13 centímetros.¡Aproximadamente la anchura de unprotón!

Pero tampoco hay que pensar que lavida de una resonancia es la unidad detiempo más pequeña que puede haber.No hay signos de que exista un límite.

41. ¿Qué es la cuartadimensión?

La palabra «dimensión» viene de untérmino latino que significa «medircompletamente». Vayamos, pues, conalgunas medidas.

Supongamos que tienes una línearecta y que quieres marcar sobre ella unpunto fijo X, de manera que cualquierotra persona pueda encontrarlo con sóloleer tu descripción. Para empezar, hacesuna señal en cualquier lugar de la línea yla llamas «cero». Mides luego ycompruebas que X está exactamente ados pulgadas de la marca del cero. Siestá a uno de los lados, convienes enllamar a esa distancia + 2; si está al

otro, – 2.El punto queda así localizado con un

solo número, siempre que los demásacepten esas «convenciones»: dóndeestá la marca del cero, y qué lado esmás y cuál menos.

Como para localizar un punto sobreuna línea sólo se necesita un número, lalínea, o cualquier trozo de ella es «uni-dimensional» («un solo número paramedir completamente»).

Pero supón que tienes una gran hojade papel y que quieres localizar en ellaun punto fijo X. Empiezas en la marcadel cero y compruebas que está a cincopulgadas… ¿pero en qué dirección? Loque puedes hacer es descomponer ladistancia en dos direcciones. Tres

pulgadas al norte y cuatro al este. Síllamamos al norte más y al sur menos yal este más y al oeste menos, podráslocalizar el punto con dos números: +3,+4.

O también puedes decir que está acinco pulgadas del cero y a un ángulo de36,87º de la línea este-oeste. De nuevodos números: 5 y 36,87º. Hagas lo quehagas, siempre necesitarás dos númerospara localizar un punto fijo en un plano.Un plano, o cualquier trozo de él, esbidimensional.

Supón ahora que lo que tienes es unespacio como el interior de unahabitación. Un punto fijo X lo podríaslocalizar diciendo que está a cinco

pulgadas, por ejemplo, al norte de lamarca cero, dos pulgadas al éste de ellay 15 pulgadas por encima de ella. Otambién dando una distancia y dosángulos. Hagas lo que hagas, siemprenecesitarás tres números para localizarun punto fijo en el interior de unahabitación (o en el interior deluniverso).

La habitación, o el universo, son,por tanto, tridimensionales.

Supongamos que hubiese un espaciode naturaleza tal, que se necesitarancuatro números, o cinco, o dieciocho,para localizar un punto fijo en él. Seríaun espacio cuadridimensional, o decinco dimensiones, o de dieciochodimensiones. Tales espacios no existen

en el universo ordinario, pero losmatemáticos sí pueden concebir estos«hiperespacios» y calcular quépropiedades tendrían lascorrespondientes figuras matemáticas. Eincluso llegan a calcular laspropiedades que se cumplirían paracualquier espacio dimensional: lo que sellama «geometría n-dimensional».

Pero, ¿y si lo que estamosmanejando son puntos, no fijos, sinovariables en el tiempo? Si queremoslocalizar la posición de un mosquito queestá volando en una habitación,tendremos que dar los tres números queya conocemos: norte-sur, este-oeste yarriba-abajo. Pero luego tendríamos que

añadir un cuarto número querepresentara el tiempo, porque elmosquito habrá ocupado esa posiciónespacial sólo durante un instante, y eseinstante hay que identificarlo.

Lo mismo vale para todo cuanto hayen el universo. Tenemos el espacio, quees tridimensional, y hay que añadir eltiempo para obtener un «espacio-tiempo» cuadridimensional. Perodándole un tratamiento diferente que alas tres «dimensiones espaciales». Enciertas ecuaciones clave en las que lossímbolos de las tres dimensionesespaciales tienen signo positivo, elsímbolo del tiempo lo lleva negativo.

Por tanto, no debemos decir que eltiempo es la cuarta dimensión. Es sólo

una cuarta dimensión, diferente de lasotras tres.

42. ¿Qué quiere decirque el espacio

está curvado?Al leer, así, de pronto, que la teoría

de la relatividad de Einstein habla del«espacio curvado», uno quizá tiene tododerecho a sentirse desconcertado. Elespacio vacío ¿cómo puede, ser curvo?¿Cómo se puede doblar el vacío?

Para verlo, imaginemos que alguienobserva, desde una nave espacial, unplaneta cercano. El planeta está cubiertotodo él por un profundo océano, demodo que es una esfera de superficie tanpulida como la de una bola de billar. Y

supongamos también que por esteocéano planetario navega un velero a lolargo del ecuador, rumbo este.

Imaginemos ahora algo más. Elplaneta es completamente invisible parael observador. Lo único que ve es elvelero. Al estudiar su trayectoriacomprueba con sorpresa que el barcosigue un camino circular. Al final,regresará al punto de partida, habiendodescrito entonces una circunferenciacompleta.

Si el barco cambia de rumbo, ya noserá una circunferencia perfecta. Peropor mucho que cambie de rumbo, pormucho que vire y retroceda, latrayectoria se acoplará perfectamente a

la superficie de una esfera.De todo ello el observador deducirá

que en el centro de la esfera hay unafuerza gravitatoria que mantiene al barcoatado a una superficie esférica invisible.O también podría deducir que el barcoestá confinado a una sección particulardel espacio y que esa sección estácurvada en forma de esfera. Odigámoslo así: la elección está entre unafuerza y una geometría espacial.

Diréis que la situación esimaginaria, pero en realidad no lo es. LaTierra describe una elipse alrededor delSol, como si navegara por una superficiecurvada e invisible, y para explicar laelipse suponemos que entre el Sol y laTierra hay una fuerza gravitatoria que

mantiene a nuestro planeta en su órbita.Pero suponed que en lugar de ello

consideramos una geometría espacial.Para definirla podríamos mirar, no elespacio en sí, que es invisible, sino lamanera en que los objetos se mueven enél. Si el espacio fuese «plano», losobjetos se moverían en líneas rectas; sifuese «curvo», en líneas curvas.

Un objeto de masa y velocidaddadas, que se mueva muy alejado decualquier otra masa, sigue de hecho unatrayectoria casi recta. Al acercarse aotra masa, la trayectoria se hace cadavez más curva. La masa, al parecer,curva el espacio; cuanto mayor y máspróxima, más acentuada será la

curvatura.Quizá parezca mucho más

conveniente y natural hablar de lagravitación corno una fuerza, que nocomo una geometría espacial… hastaque se considera la luz. La luz no tienemasa, y según las viejas teorías nodebería verse afectada por la fuerzagravitatoria. Pero si la luz viaja por elespacio curvado, también deberíacurvarse su trayectoria. Conociendo lavelocidad de la luz se puede calcular ladeflexión de su trayectoria al pasarcerca de la ingente masa del Sol.

En 1919 se comprobó esta parte dela teoría de Einstein (anunciada tresaños antes) durante un eclipse de Sol.Para ello se comparó la posición de las

estrellas próximas al Sol con la posiciónregistrada cuando el Sol no se hallabaen esa parte de los cielos. La teoría deEinstein quedó confirmada y desdeentonces es más exacto hablar de lagravedad en función del espaciocurvado, que no en función de unafuerza.

Sin embargo, justo es decir queciertas medidas, muy delicadas, de laforma del Sol, realizadas en 1967,pusieron en duda la teoría de lagravitación de Einstein. Para ver lo quepasará ahora y en el futuro habrá queesperar.

43. En muchas novelasde

ciencia-ficción se leencosas sobre

«campos de fuerza» e«hiperespacio».¿Qué son? ¿Existen

realmente?Toda partícula subatómica da lugar a

por lo menos una de cuatro clasesdistintas de influencias: la gravitatoria,la electromagnética, la nuclear débil y lanuclear fuerte. Cualquiera de ellas seextiende desde su fuente de origen en laforma de un «campo» que, en teoría,permea el universo entero. Los camposde un gran número de partículas juntaspueden sumar sus influencias y crear un

campo resultante muy intenso. El campogravitatorio es, con mucho, el más débilde los cuatro, pero el del Sol (cuerpocompuesto por un número enorme departículas) es muy fuerte, precisamentepor la razón anterior.

Dos partículas colocadas dentro deun campo pueden moverse al encuentrouna de otra o alejarse entre sí, según seala naturaleza de las partículas y delcampo; y además lo harán con unaaceleración que depende de la distanciaentre ambas. La interpretación que sesuele dar a estas aceleraciones es queestán producidas por «fuerzas», con locual se habla de «campos de fuerza». Eneste sentido, existen realmente.

Ahora bien, los campos de fuerza

que conocemos tienen siempre pororigen la materia y no existen enausencia de ella, mientras que en losrelatos de ciencia-ficción es a vecesmuy útil imaginar la construcción deintensos campos de fuerza sin materia.El novelista puede así convertir unasección del vacío en una barrera contrapartículas y radiación. ¡Igual que sifuese una lámina de acero de seis piesde espesor. Tendría todas las fuerzasinteratómicas, pero ninguno de losátomos que las crean. Esos «campos defuerza libres de materias» son unrecurso muy útil de la ciencia-ficción,pero sin base alguna en la ciencia actual.

El «hiperespacio» es otro recurso

útil de la ciencia-ficción: un artificiopara burlar la barrera de la velocidad dela luz.

Para ver cómo funciona, pensad enuna hoja de papel plana y muy grande,en la que hay dos puntos a seis pies unode otro. Imaginad ahora un lentísimocaracol que sólo pueda caminar un pie ala hora. Está claro que tardará seis horasen pasar de un punto al otro.

Pero suponed que cogemos ahoraesa hoja de papel, que en esencia esbidimensional, y la doblamos por latercera dimensión, poniendo casi encontacto los dos puntos. Si la distanciaes ahora de sólo una décima de pulgaday si el caracol es capaz de cruzar dealgún modo el espacio que queda entre

los dos trozos de papel así doblados,podrá pasar de un punto a otro en mediominuto exactamente.

Vayamos ahora con la analogía. Sitenemos dos estrellas que distancincuenta años-luz entre sí, una naveespacial que vuele a la máximavelocidad (la de la luz) tardarácincuenta años en ir de una a otra(referidos a alguien que se encuentre encualquiera de estos dos sistemasestelares). Todo esto crea numerosascomplicaciones, pero los escritores deciencia-ficción han descubierto un modode simplificar los argumentos, y espretender que la estructura del espacio(en esencia tridimensional) puede

doblarse por una cuarta dimensiónespacial, dejando así entre las dosestrellas un vano cuadridimensional muypequeño. La nave cruza entonces eseestrecho y se presenta en la estrella enun santiamén.

Los matemáticos acostumbran ahablar de los objetos de cuatrodimensiones como si se tratara deobjetos análogos tridimensionales yañadiendo luego el prefijo «hiper»,palabra griega que significa «por encimade», «más allá de». Un objeto cuyasuperficie dista lo mismo del centro enlas cuatro dimensiones es una«hiperesfera». Y de la misma manerapodemos obtener el «hipertetraedro», el«hipercubo» y el «hiperelipsoide». Con

este convenio podemos llamar«hiperespacio» a ese vanocuadridimensional entre las estrellas.

Pero ¡viva el cielo!, que por muy útilque le sea al escritor de ciencia-ficciónel hiperespacio, nada hay en la cienciaactual que demuestre la existencia de talcosa, salvo como abstracciónmatemática.

44. ¿Qué es laantigravedad? ¿Cómo

puede estudiarse?Hay dos tipos de campos -los

electromagnéticos y los gravitatorios-cuya intensidad decrece con el cuadradode la distancia. Esta disminución deintensidad es suficientemente lenta para

permitir que un campo electromagnéticoo gravitatorio sea detectable a grandesdistancias. La Tierra está firmementesujeta por el campo gravitatorio solar,pese a que el Sol está a 150 millones dekilómetros.

Sin embargo, el campo gravitatorioes, con mucho, el más débil de los dos.El campo electromagnético creado porun electrón es algo así como cuatroseptillones más intenso que su campogravitatorio.

Claro está que, parecer, sí parecenintensos los campos gravitatorios. Cadavez que nos caemos experimentamosdolorosamente la intensidad del campogravitatorio terrestre. Pero es sólo

porque la Tierra tiene un tamañoinmenso. Cada fragmento diminutocontribuye a ese campo, y al final lasuma es ingente.

Pero suponed que cogemos 100millones de electrones (que, juntados enun punto, ni siquiera se verían almicroscopio) y los dispersamos por unvolumen del tamaño de la Tierra. Elcampo electromagnético resultante seríaigual al campo gravitatorio de toda laTierra.

¿Por qué no notamos más los camposelectromagnéticos que los gravitatorios?

Aquí es donde surge otra diferencia.Hay dos clases de carga eléctrica,llamadas positiva y negativa, de modoque un campo electromagnético puede

resultar en una atracción (entre unacarga positiva y otra negativa) o en unarepulsión (entre dos positivas o entredos negativas). De hecho, si la Tierra nocontuviera otra cosa que esos 100millones de electrones, éstos serepelerían y se dispersarían en todasdirecciones.

Las fuerzas de atracción y repulsiónelectromagnéticas sirven para mezclar afondo las cargas positivas y negativas,de modo que el efecto de éstas se anulaen definitiva. Aquí y allá es posible quesurjan pequeñísimos excesos o defectosde electrones, y los camposelectromagnéticos que nosotrosestudiamos son precisamente los

correspondientes a estosdesplazamientos.

El campo gravitatorio, por elcontrario, parece ser que sólo producefuerzas de atracción. Cualquier objetoque posea masa atrae a cualquier otroque también la posea, y a medida que seacumula la masa aumenta también laintensidad del campo gravitatorio, sincancelación alguna.

Si un objeto con masa repeliera aotro objeto (dotado también de masa)con la misma intensidad y de la mismamanera que se atraen dichos objetos enlas condiciones gravitatorias normales,lo que tendríamos sería «antigravedad»o «gravedad negativa».

Jamás se ha detectado una repulsión

gravitatoria de este tipo, pero quizá seaporque todos los objetos que podemosestudiar con detalle están constituidospor partículas ordinarias.

Pero además de las partículasordinarias están las «antipartículas»,que son iguales que aquéllas, salvo queel campo electromagnético estáinvertido. Si una partícula dada tienecarga negativa, la correspondienteantipartícula la tiene positiva. Y puedeser que el campo gravitatorio de lasantipartículas también esté invertido.Dos antipartículas se atraeríangravitatoriamente igual que dospartículas, pero una antipartícula y unapartícula se repelerían.

Lo malo es que los camposgravitatorios son tan débiles, que enpartículas o antipartículas sueltas esimposible detectarlos, como no sea enmasas grandes. Masas grandes departículas sí tenemos, pero en cambionadie ha reunido una masa apreciable deantipartículas. Ni tampoco ha sugeridonadie un modo alternativo, y práctico, dedetectar los efectos antigravitatorios.

45. ¿Cuál es la velocidadde la

gravitación?Una manera más larga, pero quizá

más clara, de plantear la cuestión esésta: supongamos que el Sol dejara depronto de existir y se desvaneciera en la

nada. ¿Cuánto tiempo pasaría antes deque la Tierra dejara de verse solicitadapor su campo gravitatorio?

Una pregunta parecida podría ser:¿Cuánto tiempo después de ladesaparición del Sol dejaría la Tierrade recibir su luz?

La respuesta a la segunda pregunta laconocemos muy bien. Sabemos que elSol se halla a poco menos de 150millones de kilómetros de la Tierra ytambién que la luz se propaga a 299.793kilómetros por segundo en el vacío. Elúltimo rayo de luz que abandonara elSol, justo antes de desaparecer, tardaría8,3 minutos en llegar a la Tierra. Odigámoslo así: al Sol lo veríamosdesaparecer 8,3 minutos más tarde de

haber desaparecido realmente.El motivo de que sea fácil contestar

esta pregunta acerca de la luz es que hayuna serie de métodos para medirefectivamente su velocidad depropagación. Tales mediciones sonviables gracias a que podemos detectarcambios en la debilísima luz emitida porlos cuerpos celestes remotos, y graciastambién a que somos capaces deproducir haces de luz muy intensos.

Con los campos gravitatorios notenemos esas ventajas. Es muy difícilestudiar pequeños cambios en camposgravitatorios débiles, y además nosabemos producir, aquí en la Tierra,efectos gravitatorios intensos que se

extiendan a grandes distancias.Así, que hay que recurrir a la teoría.

Hay cuatro tipos de interacción en eluniverso: 1) nucleares fuertes, 2)nucleares débiles, 3) electromagnéticas,y 4) gravitatorias. Las dos primeras sonde corto alcance y decrecen muyrápidamente con la distancia. Adistancias superiores a la anchura de unnúcleo atómico, las interaccionesnucleares son tan débiles que puedenignorarse. Las interaccioneselectromagnéticas y gravitatorias son,por el contrario, de largo alcance.Decrecen sólo con el cuadrado de ladistancia, lo cual quiere decir que sedejan sentir a distancias astronómicas.

Los físicos creen que cualquier

interacción entre dos cuerpos tiene lugarpor intercambio de partículas sub-atómicas. Cuanto mayor sea la masa dela partícula de intercambio, menor seráel alcance de la interacción. Lainteracción nuclear fuerte, por ejemplo,resulta del intercambio de piones, quetienen una masa 270 veces más grandeque la de los electrones. La interacciónnuclear débil tiene lugar por intercambiode partículas más pesadas aún: laspartículas W (que, por cierto, no hansido detectadas aún).

Si las partículas de intercambio notienen masa, la interacción tiene unalcance máximo, y esto es lo que ocurrecon la interacción electromagnética. La

partícula de intercambio es en este casoel fotón, que no tiene masa. Unacorriente de estos fotones carentes demasa constituye un haz de luz o deradiaciones afines. La interaccióngravitatoria, que tiene un alcance tangrande como la electromagnética, ha deimplicar una partícula de intercambiocarente también de masa: lo que sellama el gravitón.

Pero los físicos tienen buenasrazones para suponer que las partículassin masa no pueden viajar por el vacío auna velocidad superior a la de la luz; esdecir, a 299.793 kilómetros porsegundo, ni más ni menos.

Si es así, los gravitones viajanexactamente a la velocidad de los

fotones. Lo cual significa que losúltimos gravitones que emitiera el Sol aldesaparecer llegarían hasta nosotrosjunto con los últimos fotones. En elmomento en que dejásemos de ver elSol, dejaríamos también de estar bajo suatracción gravitatoria.

En resumen, la gravitación sepropaga a la velocidad de la luz.

46. ¿Qué es la teoria delcampounificado?

A mediados del siglo xix seconocían cuatro fenómenos que erancapaces de hacerse notar a través delvacío. Eran: 1) gravitación, 2) luz, 3)atracción y repulsión eléctricas, y 4)

atracción y repulsión magnéticas.Al principio parecía que los cuatro

fenómenos eran completamenteindependientes, que no teníannecesariamente ninguna conexión entresí. Pero entre 1864 y 1873 el físicoteórico escocés J. Clerk Maxwellanalizó matemáticamente los fenómenoseléctricos y magnéticos, encontrandociertas relaciones básicas (las«ecuaciones de Maxwell») quedescribían tanto los fenómenoseléctricos como los magnéticos y quedemostraban que los unos dependían delos otros. No había ningún efectoeléctrico que no fuese acompañado deun determinado efecto magnético, y

viceversa. En otras palabras, podíahablarse de un «campoelectromagnético», que se extendía através del vacío y que, por contacto,influía sobre los cuerpos de acuerdo conla intensidad del campo en ese punto delespacio.

Maxwell demostró también quehaciendo oscilar de manera regular aeste campo se originaba una radiaciónque se alejaba de la fuente de oscilacióna la velocidad de la luz en todasdirecciones. La luz propiamente dichaera una de esas «radiacioneselectromagnéticas» y Maxwell predijola existencia de formas de luz conlongitudes de onda mucho más pequeñasy mucho más grandes que la de la luz

ordinaria. Esas otras formas de luzfueron descubiertas a lo largo de losveinte años siguientes, y hoy día sehabla de todo un «espectroelectromagnético».

Así pues, de los cuatro fenómenosmencionados al principio, tres(electricidad, magnetismo y luz)quedaron fundidos en un único campo.Pero quedaba aún la gravedad porexplicar. Estaban 1) el campoelectromagnético y 2) el campogravitatorio, que al parecer seguíansiendo dos campos independientes.

Los físicos, sin embargo, pensabanque sería mucho más bonito que hubieseun solo campo (esa es la «teoría del

campo unificado»); y así empezaron abuscar la manera de describir losefectos electromagnéticos y losgravitatorios de modo que la existenciade unos pudiera utilizarse para describirla naturaleza de la existencia de losotros.

Pero aunque se descubriesen unasecuaciones que combinaran los efectoselectromagnéticos y los gravitatorios, nolograrían del todo proporcionar -segúnlos criterios actuales- un campoauténticamente unificado. Después de1935 se descubrieron dos nuevos tiposde campo que sólo afectan a laspartículas subatómicas y, además, sólo adistancias inferiores al diámetro de unnúcleo atómico. Son la «interacción

nuclear fuerte» y la «interacción nucleardébil».

Un auténtico campo unificadotendría que dar cuenta de los cuatrocampos que hoy se conocen.

47. ¿Qué es, en pocaspalabras, la

teoría de la relatividadde Einstein?

Según las leyes del movimientoestablecidas por primera vez con detallepor Isaac Newton hacia 1680-89, dos omás movimientos se suman de acuerdocon las reglas de la aritmética elemental.Supongamos que un tren pasa a nuestrolado a 20 kilómetros por hora y que un

niño tira desde el tren una pelota a 20kilómetros por hora en la dirección delmovimiento del tren. Para el niño, quese mueve junto con el tren, la pelota semueve a 20 kilómetros por hora. Peropara nosotros, el movimiento del tren yel de la pelota se suman, de modo que lapelota se moverá a la velocidad de 40kilómetros por hora.

Como veis, no se puede hablar de lavelocidad de la pelota a secas. Lo quecuenta es su velocidad con respecto a unobservador particular. Cualquier teoríadel movimiento que intente explicar lamanera en que las velocidades (yfenómenos afines) parecen variar de unobservador a otro sería una «teoría de larelatividad».

La teoría de la relatividad deEinstein nació del siguiente hecho: loque funciona para pelotas tiradas desdeun tren no funciona para la luz. Enprincipio podría hacerse que la luz sepropagara, o bien a favor delmovimiento terrestre, o bien en contrade él. En el primer caso parecería viajarmás rápido que en el segundo (de lamisma manera que un avión viaja másaprisa, en relación con el suelo, cuandolleva viento de cola que cuando lo llevade cara). Sin embargo, medidas muycuidadosas demostraron que lavelocidad de la luz nunca variaba, fuesecual fuese la naturaleza del movimientode la fuente que emitía la luz.

Einstein dijo entonces: supongamosque cuando se mide la velocidad de laluz en el vacío, siempre resulta el mismovalor (unos 299.793 kilómetros porsegundo), en cualesquieracircunstancias. ¿Cómo podemosdisponer las leyes del universo paraexplicar esto?

Einstein encontró que para explicarla constancia de la velocidad de la luzhabía que aceptar una serie defenómenos inesperados.

Halló que los objetos tenían queacortarse en la dirección delmovimiento, tanto más cuanto mayorfuese su velocidad, hasta llegarfinalmente a una longitud nula en el

límite de la velocidad de la luz; que lamasa de los objetos en movimiento teníaque aumentar con la velocidad, hastahacerse infinita en el límite de lavelocidad de la luz; que el paso deltiempo en un objeto en movimiento eracada vez más lento a medida queaumentaba la velocidad, hasta llegar apararse en dicho límite; que la masa eraequivalente a una cierta cantidad deenergía y viceversa.

Todo esto lo elaboró en 1905 en laforma de la «teoría especial de larelatividad», que se ocupaba de cuerposcon velocidad constante. En 1915extrajo consecuencias aún más sutilespara objetos con velocidad variable,incluyendo una descripción del

comportamiento de los efectosgravitatorios. Era la «teoría general dela relatividad».

Los cambios predichos por Einsteinsólo son notables a grandes velocidades.Tales velocidades han sido observadasentre las partículas subatómicas,viéndose que los cambios predichos porEinstein se daban realmente, y con granexactitud. Es más, sí la teoría de larelatividad de Einstein fuese incorrecta,los aceleradores de partículas nopodrían funcionar, las bombas atómicasno explotarían y habría ciertasobservaciones astronómicas imposiblesde hacer.

Pero a las velocidades corrientes,

los cambios predichos son tan pequeñosque pueden ignorarse. En estascircunstancias rige la aritméticaelemental de las leyes de Newton; ycomo estamos acostumbrados alfuncionamiento de estas leyes, nosparecen ya de «sentido común»,mientras que la ley de Einstein se nosantoja «extraña».

48. ¿Por qué la materiano puede

moverse más deprisa quela velocidad

de la luz? (Parte 1)La energía suministrada a un cuerpo

puede influir sobre él de distintas

maneras. Si un martillo golpea a unclavo en medio del aire, el clavo saledespedido y gana energía cinética o,dicho de otro modo, energía demovimiento. Si el martillo golpea sobreun clavo incrustado en madera dura eincapaz por tanto de moverse, el clavoseguirá ganando energía, pero en formade calor.

Albert Einstein demostró en suteoría de la relatividad que la masacabía contemplarla como una forma deenergía (y el invento de la bombaatómica probó que estaba en lo cierto).Al añadir energía a un cuerpo, esaenergía puede aparecer por tanto en laforma de masa, o bien en otra serie deformas.

En condiciones ordinarias, laganancia de energía en forma de masa estan increíblemente pequeña, que seríaimposible medirla. Fue en el siglo xx -con la observación de partículassubatómicas que se movían avelocidades de decenas de miles dekilómetros por segundo- cuando seempezaron a encontrar aumentos demasa que eran suficientemente grandespara poder detectarlos. Un cuerpo quese moviera a unos 260.000 kilómetrospor segundo respecto a nosotrosmostraría una masa dos veces mayor queen reposo (siempre respecto a nosotros).

La energía que se comunica a uncuerpo libre puede integrarse en él de

dos maneras distintas: 1) en forma develocidad, con lo cual aumenta larapidez del movimiento, y 2) en formade masa, con lo cual se hace «máspesado». La división entre estas dosformas de ganancia de energía, tal comola medimos nosotros, depende en primerlugar de la velocidad del cuerpo(medida, una vez más, por nosotros).

Si el cuerpo se mueve a velocidadesnormales, prácticamente toda la energíase incorpora en forma de velocidad: elcuerpo se mueve más aprisa sin sufrirapenas ningún cambio de masa.

A medida que aumenta la velocidaddel cuerpo (y suponiendo que se sigueinyectando constantemente energía) escada vez menos la energía que se

convierte en velocidad y más la que setransforma en masa. Observamos queaunque el cuerpo siga moviéndose cadavez más rápido, el ritmo de aumento develocidad decrece. Como contrapartidanotamos que gana masa a un ritmoligeramente mayor.

Al aumentar aún más la velocidad yacercarse a los 299.793 kilómetros porsegundo, que es la velocidad de la luz enel vacío, casi toda la energía añadidaentra en forma de masa. Es decir, lavelocidad del cuerpo aumenta muylentamente, pero ahora es la masa la quesube a pasos agigantados. En elmomento en que se alcanza la velocidadde la luz, toda la energía añadida

aparece en forma de masa adicional.El cuerpo no puede sobrepasar la

velocidad de la luz, porque paraconseguirlo hay que comunicarle energíaadicional, y a la velocidad de la luz todaesa energía, por mucha que sea, seconvertirá en nueva masa, con lo cual lavelocidad no aumentará ni un ápice.

Todo esto no es «pura teoría». Loscientíficos han observado con todocuidado durante años las partículassubatómicas. En los rayos cósmicos haypartículas de energía increíblementealta, pero por mucho que aumenta sumasa, la velocidad nunca llega a la de laluz en el vacío. La masa y la velocidadde las partículas subatómicas sonexactamente como predice la teoría de

la relatividad, y la velocidad de la luzes una velocidad máxima como unacuestión de hecho, no en virtud desimples especulaciones.

49. ¿Por qué la materiano puede

moverse más deprisa quela velocidad

de la luz? (Parte 2)Las explicaciones anteriores no

dejaron sentada del todo la cuestión,sino que plantearon dudas e incitaron amuchos a formular por carta nuevaspreguntas. Algunos preguntaban: «¿Porqué se convierte la energía en masa y noen velocidad?» o «¿Por qué se propaga

la luz a 299.793 kilómetros por segundoy no a otra velocidad?»

Hoy por hoy, la única respuestaposible a esas preguntas es: «Porque asíes el universo».

Otros preguntaban: «¿Cómo aumentala masa?» Esto ya es más fácil. No esque aumente el número de átomos, quesigue siendo el mismo, sino que es lamasa de cada átomo (en realidad decada partícula dentro del átomo) la queaumenta.

Hubo quienes preguntaron si no seríaposible aumentar los recursos terrestresa base de mover la materia muy deprisa,doblando así su masa. De ese modotendríamos justamente el doble.

No es cierto. El aumento de masa no

es «real». Es una cuestión de medida. Lavelocidad sólo adquiere significadocomo medida relativa a algo: a lapersona que efectúa la medida,pongamos por caso. Lo único que cuentaes la medición. Ni tú ni yo podemosmedir materia que se mueve más deprisaque la luz.

Pero supón que te agarras a esamateria que acabas de comprobar quetiene el doble de su masa normal y quela quieres utilizar para un findeterminado. Al moverte junto con ella,su velocidad con respecto a ti es cero yde pronto su masa es otra vez la normal.

Si pasas como un relámpago al ladode tu amigo a una velocidad próxima a

la de la luz, verías que su masa esenorme y él vería igual de enorme latuya. Tanto tú corno él pensaríais quevuestra propia masa era normal.

Preguntaréis: «¿Pero cuál de los dosha aumentado realmente de masa?» Larespuesta es: «Depende de quién haga lamedida». No hay «realmente» que valga;las cosas son tal como son medidas conrespecto a algo y por alguien. De ahí elnombre de teoría de la «relatividad».

Nosotros pensamos que estamoscabeza arriba y que los australianosestán cabeza abajo. Los australianospiensan lo mismo pero al revés. ¿Cuálde las dos visiones es «realmente» lacorrecta? Ninguna de las dos. No hay«realmente» que valga. Depende de en

qué punto de la Tierra nos encontremos.Todo es relativo.

Hubo también lectores quepreguntaron: «Si la masa aumenta con lavelocidad, ¿no se haría cero cuando elobjeto estuviera absolutamente quieto?»Pero es que no hay el «absolutamentequieto». Sólo hay «reposo relativo».Una cosa puede estar en reposo enrelación con otra. Cuando un objeto estáen reposo en relación con la persona queefectúa la medida, posee una cierta masamínima denominada «masa en reposo».La masa no puede ser menor que eso.

A velocidades relativas grandes nosólo aumenta la masa de un objeto, sinoque disminuye también la longitud del

mismo en la dirección del movimiento yse retrasa el paso del tiempo por dichoobjeto.

Y si preguntamos que por qué, larespuesta es: «Porque si no fuese así, lavelocidad de la luz no sería la velocidadmáxima para la materia.»

50. Las partículas que semueven más

deprisa que la luz emitenradiación

luminosa. ¿Cómo esposible, si nohay nada que se

propague más deprisa

que la luz?

A menudo se oye decir que laspartículas no pueden moverse «másdeprisa que la luz» y que la «velocidadde la luz» es el límite último develocidad.

Pero decir esto es decir las cosas amedias, porque la luz viaja avelocidades diferentes según el medioen que se mueve. Donde más deprisa semueve la luz es en el vacío: allí lo hacea 299.793 kilómetros por segundo. Éstees el límite último de velocidades.

Por consiguiente, para ser precisoshabría que decir que las partículas nopueden moverse «más deprisa que lavelocidad de la luz en el vacío».

Cuando la luz se mueve a través de

un medio transparente, siempre lo hacemás despacio que en el vacío, y enalgunos casos mucho más despacio.Cuanto más despacio se mueva en unmedio dado, tanto mayor es el ángulocon que se dobla (refracta) al entrar enese medio desde el vacío y con unángulo oblicuo. La magnitud de esedoblamiento viene definida por lo quese denomina el «índice de refracción».

Si dividimos la velocidad de la luzen el vacío por el índice de refracciónde un medio dado, lo que obtenemos esla velocidad de la luz en dicho medio.El índice de refracción del aire, a lapresión y temperatura normales, esaproximadamente 1,003, de modo que lavelocidad de la luz en el aire es 299.793

dividido por 1,0003 ó 299.703kilómetros por segundo. Es decir, 90kilómetros por segundo menos que lavelocidad de la luz en el vacío.

El índice de refracción del agua es1,33, del vidrio corriente 1,7 y deldiamante 2,42. Esto significa que la luzse mueve a 225.408 kilómetros porsegundo por el agua, a 176.349kilómetros por segundo por el vidrio y asólo 123.881 kilómetros por segundopor el diamante.

Las partículas no pueden moverse amás de 299.793 kilómetros por segundo,pero desde luego sí a 257.500kilómetros por segundo, pongamos porcaso, incluso en el agua. En ese

momento están moviéndose por el agua auna velocidad mayor que la de la luz enel agua. Es más, las partículas puedenmoverse más deprisa que la luz encualquier medio excepto el vacío.

Las partículas que se mueven másdeprisa que la luz en un determinadomedio distinto del vacío emiten una luzazul que van dejando tras de sí como sifuese una cola. El ángulo que forman loslados de esta cola con la dirección de lapartícula depende de la diferencia entrela velocidad de la partícula y la de laluz en ese medio.

El primero que observó esta luz azulemitida por las partículas más velocesque la luz fue un físico ruso llamadoPavel A. Cerenkov, que anunció el

fenómeno en 1934. Esa luz se denomina,por tanto, «radiación de Cerenkov». En1937, otros dos físicos rusos, Eya M.Frank e Igor Y. Tamm, explicaron laexistencia de esta luz, relacionándolacon las velocidades relativas de lapartícula y de la luz en el medio de quese tratara. Como resultado de ello, lostres recibieron en 1958 el Premio Nóbelde Física.

Para detectar dicha radiación ymedir su intensidad y la dirección conque se emite se han diseñadoinstrumentos especiales, llamados«contadores de Cerenkov».

Los contadores de Cerenkov sonmuy útiles porque sólo son activados

por partículas muy rápidas y porque elángulo de emisión de la luz permitecalcular fácilmente su velocidad. Losrayos cósmicos muy energéticos semueven a una velocidad tan próxima a lade la luz en el vacío, que producenradiación de Cerenkov incluso en elaire.

Los taquiones, partículas hipotéticasque sólo se pueden mover más de prisaque la luz en el vacío, dejarían unbrevísimo relámpago de radiación deCerenkov incluso en el vacío. Lasesperanzas que tienen los físicos deprobar la existencia real de lostaquiones se cifran en detectarprecisamente esa radiación de Cerenkov(suponiendo que existan, claro está).

51. Si no hay nada másrápido que

la luz, ¿qué son lostaquiones, que

al parecer se muevenmás deprisa que

ella?La teoría especial de la relatividad

de Einstein dice que es imposible hacerque ningún objeto de nuestro universo semueva a una velocidad mayor que la dela luz en el vacío. Haría falta unacantidad infinita de energía paracomunicarle una velocidad igual a la deluz, y la cantidad «plus quam infinita»

necesaria para pasar de ese punto seríaimpensable.

Pero supongamos que un objetoestuviese moviéndose ya más deprisaque la luz.

La luz se propaga a 299.793kilómetros por segundo. Pero, ¿quéocurriría si un objeto de un kilogramo depeso y de un centímetro de longitud seestuviera moviendo a 423.971kilómetros por segundo? Utilizando lasecuaciones de Einstein comprobamosque el objeto tendría entonces una masade – kilogramos y una longitud de +centímetros.

O dicho con otras palabras:

cualquier objeto que se mueva másdeprisa que la luz tendría que tener unamasa y una longitud expresadas en loque los matemáticos llaman «númerosimaginarios» (véase pregunta 6). Ycomo no conocemos ninguna manera devisualizar masas ni longitudesexpresadas en números imaginarios, loinmediato es suponer que tales cosas, alser impensables, no existen.

Pero en el año 1967, GeraldFeinberg, de la Universidad Columbia,se preguntó si era justo proceder así.(Feinberg no fue el primero que sugirióla partícula; el mérito es de O. M.Bilaniuk y E. C. G. Sudarshan. Pero fueFeinberg quien divulgó la idea.) Pudieraser, se dijo, que una masa y una longitud

«imaginarias» fuesen simplemente unmodo de describir un objeto congravedad negativa (pongamos por caso):un objeto que, dentro de nuestrouniverso, repele a la materia en lugar deatraerla gravitatoriamente.

Feinberg llamó «taquiones» a estaspartículas más rápidas que la luz y demasa y longitud imaginarias; la palabraviene de otra que en griego significa«rápido». Si concedemos la existenciade estos taquiones, ¿podrán cumplir losrequisitos de las ecuaciones deEinstein?

Aparentemente, sí. No hayinconveniente alguno en imaginar ununiverso entero de taquiones que se

muevan más deprisa que la luz pero quesigan cumpliendo los requisitos de larelatividad. Sin embargo, en lo que tocaa la energía y a la velocidad, lasituación es opuesta a lo que estamosacostumbrados.

En nuestro universo, el «universolento», un cuerpo inmóvil tiene energíanula; a medida que adquiere energía vamoviéndose cada vez más deprisa, ycuando la energía se hace infinita elcuerpo va a la velocidad de la luz. En el«universo rápido», un taquión de energíanula se mueve a velocidad infinita, ycuanta más energía adquiere másdespacio va; cuando la energía se haceinfinita, la velocidad se reduce a la de laluz.

En nuestro universo lento ningúncuerpo puede moverse más deprisa quela luz bajo ninguna circunstancia. En eluniverso rápido, un taquión no puedemoverse más despacio que la luz enninguna circunstancia. La velocidad dela luz es la frontera entre ambosuniversos y no puede ser cruzada.

Pero los taquiones ¿realmenteexisten? Nada nos impide decidir que esposible que exista un universo rápidoque no viole la teoría de Einstein, peroel que sea posible no quiere decir quesea.

Una posible manera de detectar eluniverso rápido se basa en laconsideración de que un taquión, al

atravesar un vacío con velocidadsuperior a la de la luz, tiene que dejartras sí un rastro de luz potencialmentedetectable. Naturalmente, la mayoría delos taquiones irían muy, muy deprisa,millones de veces más deprisa que la luz(igual que los objetos corrientes semueven muy despacio, a unamillonésima de la velocidad de la luz).

Los taquiones ordinarios y susrelámpagos de luz pasarían a nuestrolado mucho antes de que nos pudiésemospercatar de su presencia. Tan sóloaquellos pocos de energía muy altapasarían con velocidades próximas a lade la luz. Y aún así, recorrerían unkilómetro en algo así como 1/300.000de segundo, de modo que detectarlos

exigiría una operación harto delicada.52. Los taquiones deenergía cero se

mueven con velocidadInfinita. ¿Es deverdad posible una

velocidad infinita?La idea de una partícula que se

mueve a velocidad infinita tiene susparadojas. Iría de A a B en un tiemponulo, lo cual significa que estaría en A yB al mismo tiempo, y también en todoslos lugares intermedios. Y seguiría hastalos puntos C, D, E, etc., a través de unadistancia infinita, todo ello en un tiemponulo. Una partícula que se moviera a

velocidad infinita tendría por tanto laspropiedades de una barra sólida delongitud infinita.

Si el espacio es curvo, como sugierela teoría de la relatividad de Einstein,esa barra sólida sería en realidad ungran círculo, o espiral, o una curvasinuosa de forma aún más complicada.

Pero supongamos que hay ununiverso de taquiones, es decir departículas que poseen todas ellas unavelocidad mayor que la de la luz. Amedida que van adquiriendo más y másenergía, se mueven cada vez máslentamente, hasta que, al llegar a unaenergía infinita, su velocidad se reducea la de la luz. Al perder energía, vancada vez más deprisa, yendo a

velocidad infinita cuando la energía esnula.

Es de imaginar que en un universoasí habría partículas de muy distintasenergías. Unas muy energéticas, otrasmuy poco y otras intermedias (comoocurre con las partículas de nuestrouniverso).

La transferencia de energía de unapartícula a otra en ese universo (igualque en el nuestro) tendría que ser através de una interacción, como puedeser, por ejemplo, un choque. Si lapartícula A, de poca energía, choca conla partícula B, de alta energía, lo másprobable es que A gane energía aexpensas de B, con lo cual habría una

tendencia general a la formación departículas de energía intermedia.

Claro está que habría excepciones.Al interaccionar dos partículas de igualenergía, puede que una gane energía aexpensas de la otra, ampliando así lagama. Incluso es posible (aunqueimprobable) que una partícula de altaenergía gane aún más al chocar con otrade baja energía, dejando a ésta conmenos energía que al comienzo.

Teniendo en cuenta la naturalezafortuita de tales colisiones y de latransferencia de energía, se llega a laconclusión de que habrá toda una gamade energías y de que la mayoría de laspartículas serán de energía intermedia;habrá algunas de alta (o baja) energía;

pocas de muy alta (o muy baja) energía;un número pequeñísimo de muy, muyalta (o muy, muy baja) energía; y sólotrazas de energía muy, muy, muy alta (omuy, muy, muy baja).

Esta distribución de energías a lolargo de una determinada gamapodríamos expresarla matemáticamente,y entonces veríamos que ninguna de laspartículas tendría en realidad unaenergía infinita o una energía nula;habría partículas que se acercaríanmucho a estos valores, pero sinalcanzarlos nunca. Algunos taquiones semoverían a veces a una velocidadligeramente superior a la de la luz, perosin llegar a ella; y habría otros que quizá

se moverían a velocidadesverdaderamente gigantescas, un millón(o un billón o un trillón) de veces másdeprisa que la luz, pero nunca avelocidades realmente infinitas.

Supongamos que dos taquiones de lamisma categoría chocan exactamente defrente. ¿No se anularían entonces lasenergías cinéticas de ambas partículas,abandonando éstas el lugar de lacolisión a velocidad infinita? He aquí denuevo una situación a la que nospodemos aproximar cuanto queramos,pero sin llegar nunca a ella. Laprobabilidad de que los dos taquionestengan exactamente la misma energía ychoquen exactamente de frente esdespreciable.

Dicho con otras palabras, en eluniverso de taquiones las velocidadespodrían acercarse al infinito pero nuncaalcanzarlo; y en ese caso no hay quepreocuparse por las paradojas que elinfinito siempre parece plantear.

53. ¿Qué es el principiode

incertidumbre deHeisenberg?

Antes de explicar la cuestión de laincertidumbre, empecemos porpreguntar: ¿qué es la certidumbre?Cuando uno sabe algo de fijo yexactamente acerca de un objeto, tienecertidumbre sobre ese dato, sea cual

fuere.¿Y cómo llega uno a saber una cosa?

De un modo o de otro, no hay másremedio que interaccionar con el objeto.Hay que pesarlo para averiguar su peso,golpearlo para ver cómo es de duro, oquizá simplemente mirarlo para verdónde está. Pero grande o pequeña, tieneque haber interacción.

Pues bien, esta interacción introducesiempre algún cambio en la propiedadque estamos tratando de determinar. Odigámoslo así: el aprender algomodifica ese algo por el mismo hechode aprenderlo, de modo que, a fin decuentas, no lo hemos aprendidoexactamente.

Supongamos, por ejemplo, que

queremos medir la temperatura del aguacaliente de un baño. Metemos untermómetro y medimos la temperaturadel agua. Pero el termómetro está frío, ysu presencia en el agua la enfría unachispa. Lo que obtenemos sigue siendouna buena aproximación de latemperatura, pero no exactamente hastala billonésima de grado. El termómetroha modificado de manera casiimperceptible la temperatura que estabamidiendo.

O supongamos que queremos medirla presión de un neumático. Para elloutilizamos una especie de barrita que esempujada hacia afuera por una ciertacantidad del aire que antes estaba en el

neumático. Pero el hecho de que seescape este poco de aire significa que lapresión ha disminuido un poco por elmismo acto de medirla.

¿Es posible inventar aparatos demedida tan diminutos, sensibles eindirectos que no introduzcan ningúncambio en la propiedad medida?

El físico alemán Werner Heisenbergllegó, en 1927, a la conclusión de queno. La pequeñez de un dispositivo demedida tiene un límite. Podría ser tanpequeño como una partícula subatómica,pero no más. Podría utilizar tan sólo uncuanto de energía, pero no menos. Unasola partícula y un solo cuanto deenergía son suficientes para introducirciertos cambios. Y aunque nos

limitemos a mirar una cosa para verla,la percibimos gracias a los fotones deluz que rebotan en el objeto, y esointroduce ya un cambio.

Tales cambios son harto diminutos, yen la vida corriente de hecho losignoramos; pero los cambios siguenestando ahí. E imaginemos lo que ocurrecuando los objetos que estarnosmanejando son diminutos y cualquiercambio, por diminuto que sea, adquieresu importancia.

Si lo que queremos, por ejemplo, esdeterminar la posición de un electrón,tendríamos que hacer rebotar un cuantode luz en él -o mejor un fotón de rayosgamma- para «verlo». Y ese fotón, al

chocar, desplazaría por completo alelectrón.

Heisenberg logró demostrar que esimposible idear ningún método paradeterminar exacta y simultáneamente laposición y el momento de un objeto.Cuanto mayor es la precisión con quedeterminamos la posición, menor es ladel momento, y viceversa. Heisenbergcalculó la magnitud de esa inexactitud o«incertidumbre» de dichas propiedades,y ese es su «principio deincertidumbre».

El principio implica una cierta«granulación» del universo. Siampliamos una fotografía de unperiódico, llega un momento en que loúnico que vemos son pequeños granos o

puntos y perdemos todo detalle. Lomismo ocurre si miramos el universodemasiado cerca.

Hay quienes se sientendecepcionados por esta circunstancia ylo toman como una confesión de eternaignorancia. Ni mucho menos. Lo que nosinteresa saber es cómo funciona eluniverso, y el principio deincertidumbre es un factor clave de sufuncionamiento. La granulación está ahí,y eso es todo. Heisenberg nos lo hamostrado y los físicos se lo agradecen.

54. ¿Qué es la paridad?Supongamos que damos a cada

partícula subatómica una de dosetiquetas, la A o la B. Supongamos

además que siempre que una partícula Ase desintegra en otras dos partículas,éstas son o ambas A o ambas B. Cabríaentonces escribir A = A + A o A = B +B. Al desintegrarse una partícula B enotras dos, una de ellas sería siempre A yla otra B, de modo que podríamosescribir B = A + B.

Quizá descubriríamos también otrassituaciones. Al chocar dos partículas ydesintegrarse en otras tres, podríamosencontrar que A + A = A + B + B, o queA +B – B + B + B.

Pero habría situaciones que nuncaobservaríamos. No encontraríamos, porejemplo, que A + B = A + A, ni que A +B + A = B + A + B.

¿Qué significa todo esto? Pues bien,

imaginemos que A representa un númeroentero par (2 ó 4 ó 6) y B cualquierentero impar, como 3, 5 ó 7. La suma dedos enteros pares siempre es un enteropar (6 = 2 + 4), de modo que A = A + A.La suma de dos enteros impares siemprees par (8 = 3 + 5), de modo que A = B +B. Sin embargo, la suma de un enteropar y otro impar es siempre impar (7 = 3+ 4), de modo que B = A + B.

Dicho con otras palabras, hay ciertaspartículas subatómicas que cabríallamar «impares» y otras que cabríallamar «pares», porque, sólo formanaquellas combinaciones ydesintegraciones que se cumplen en elcaso de sumar enteros pares e impares.

Cuando dos enteros son ambos pareso ambos impares, los matemáticos dicenque «tienen la misma paridad». Si unode ellos es par y el otro impar, son de«paridad diferente». Por consiguiente,cuando las partículas subatómicas secomportan como si algunas de ellasfuesen pares y otras impares, sinquebrantar nunca las reglas de adiciónde números pares e impares, seconsidera que hay «conservación de laparidad».

En 1927, el físico Eugene Wignerdemostró que había conservación de laparidad entre las partículas subatómicas,porque podía decirse que dichaspartículas poseían una «simetría

izquierda-derecha». Los objetos queposeen tal simetría son idénticos a susimágenes especulares (la imagenreflejada en un espejo). Los numerales 8y 0 y las letras H y X tienen esasimetría. Si volvemos el 8, el 0, la H ola X de manera que lo que estaba antes ala izquierda esté ahora a la derecha yviceversa, lo que obtendríamos seguiríasiendo 8, 0, H y X. Las letras b y p notienen esa simetría izquierda-derecha. Siles damos la vuelta, la b se convierte end y la p en q, letras completamentedistintas.

En 1956, los físicos Tsung Dao Leey Chen Ning Yang demostraron que laparidad no se debería conservar enciertos tipos de sucesos subatómicos, y

los experimentos demostraron enseguida que estaban en lo cierto. Segúnesto, había partículas subatómicas quese comportaban como si no fuesensimétricas bajo ciertas condiciones.

Por esta razón se elaboró una ley deconservación más general. Allí dondeuna partícula no era simétrica, suantipartícula (de carga eléctrica ocampo magnético opuesto) tampoco loera, pero de manera contraria. Si unapartícula era como p, su antipartículaera como q.

Juntando la carga eléctrica (C) y laparidad (P), se puede establecer unaregla elemental que nos dice quésucesos subatómicos pueden tener lugar

y cuáles no. Esto es lo que se denominala «conservación CP».

Más tarde se vio que para que laregla estuviese a salvo de todo riesgohabía que considerar también ladirección del tiempo (T); pues hay queseñalar que los sucesos subatómicoscabe contemplarlos como si sedesarrollaran para adelante o para atrásen el tiempo. Esto es lo que se denomina«conservación CPT».

Hace poco se ha puesto también entela de juicio la conservación CPT perohasta ahora no se ha llegado a unadecisión final.

55. ¿Por qué se habla dela vida

media de un isótopo y node su vida

entera?Hay átomos que son inestables.

Abandonados a su suerte, tarde otemprano experimentan espontáneamenteun cambio. De su núcleo saldrá unapartícula energética o un fotón de rayosgamma y el átomo se convertirá en otrodiferente. (Los isótopos son tiposparticulares de átomos.) Una serie deátomos inestables agrupados en un lugarradiarán partículas o rayos gamma entodas direcciones, por lo cual se diceque son radiactivos.

No hay ningún modo de predecircuándo un átomo radiactivo va a

experimentar un cambio. Puede que seaal cabo de un segundo o de un año o debillones de años. Por tanto, es imposiblemedir la «vida entera» de un átomoradiactivo, es decir el tiempo quepermanecerá inalterado. La «vidaentera» puede tener cualquier valor, ypor consiguiente no tiene sentido hablarde ella.

Pero supongamos que lo quetenemos es una multitud de átomos de undeterminado isótopo radiactivoconcentrados en un lugar. En cualquiermomento dado habrá algunos que esténexperimentando un cambio. En esascondiciones se comprueba que aunquees imposible saber cuándo va a cambiarun átomo concreto, sí que se puede

predecir que al cabo de tantos segundoscambiarán tantos y tantos átomos de untotal de un cuatrillón, pongamos porcaso.

Todo es cuestión de estadística. Esimposible saber si Fulanito de tal va amorir o no en un accidente de coche ental y tal año, pero sí se puede predecircon bastante precisión cuántoshabitantes del país van a morir encarretera ese año.

Dado un número grande de átomosde un isótopo determinado, es posiblemedir la cantidad de radiación en unmomento dado y predecir la radiación(el número de átomos que cambian) encualquier tiempo futuro. Y se comprueba

que, en virtud de cómo se producen esoscambios, siempre hace falta el mismotiempo para que cambien 1/10 de todoslos átomos, independientemente decuántos hubiese al principio. Es más,siempre hace falta el mismo tiempo paraque cambien 2/10 de ellos, ó 4/17, ó19/573, o cualquier otra fracción,independientemente del número inicialde átomos.

Así pues, en lugar de hablar de la«vida entera» de los átomos de unisótopo particular -que carecería desentido-, se suele hablar del tiempo quetarda en cambiar una fraccióndeterminada de los átomos, lo cual esmuy fácil de medir. La fracción mássimple es 1/2, y por eso se suele hablar

del tiempo que tiene que pasar para quela mitad de los átomos de un isótopoexperimenten un cambio. Esa es la «vidamedia» del isótopo.

Cuanto más estable es un isótopo,menos probable es que sus átomosexperimenten un cambio y que unnúmero dado de átomos experimenten uncambio al cabo de una hora, porejemplo, después de iniciar lasobservaciones. Esto significa que hacefalta más tiempo para que la mitad delos átomos cambien.

Con otras palabras: cuanto más largaes la vida media de un isótopo, tantomás estable; cuanto más corta la vidamedia, menos estable.

Algunas vidas medias sonverdaderamente grandes. El isótopotorio-232 tiene una vida media decatorce mil millones de años. Haría faltatodo ese tiempo para que la mitad decualquier cantidad de torio-232 sedesintegrara. Por eso queda todavíatanto torio-232 en la corteza terrestre,pese a que lleva allí (desintegrándosecontinuamente) casi cinco mil millonesde años.

Pero también hay vidas medias queson muy cortas. La del isótopo helio-5es aproximadamente igual a unacienmillonésima parte de unabillonésima de segundo.

56. ¿Por qué están

encontrando loscientíficos tantas

partículassubatómicas nuevas y

cuál es susignificado?

La clave de la respuesta puederesumirse en una sola frase: «másenergía».

Y los físicos estudian la estructurainterna del núcleo atómico de unamanera muy bruta. Lo bombardean contodas sus fuerzas con partículassubatómicas, destrozan el núcleo enfragmentos y estudian luego los trozos.

Lo que ha cambiado en los últimos

treinta años ha sido la energía con queesos «proyectiles» subatómicosirrumpen en el núcleo atómico. En losaños treinta tenían energías de millonesde electronvoltios; en los cuarenta, decientos de millones; en los cincuenta, demiles de millones; en los sesenta, dedocenas de miles de millones. Y a loque se ve, en la presente décadallegaremos a cientos de miles demillones de electronvoltios

Cuanto mayor es la energía con quese irrumpe en el núcleo, mayor es elnúmero de partículas que salen y mayores también su inestabilidad. Y seríalógico pensar que a medida que crece lafuerza del impacto, menores deberíanser las partículas resultantes. (Al fin y al

cabo, un golpe fuerte parte una roca endos mitades, pero uno más fuerte aún ladividirá en una docena de trozospequeños.) En el caso de los núcleos noes así. Las partículas que se obtienensuelen ser bastante pesadas.

Y es que no hay que olvidar que laenergía se puede convertir en masa. Laspartículas subatómicas que aparecen enun proceso de ruptura de un núcleo nosalen de allí como si hubiesen estadoalojadas en él desde el principio. Seforman en el momento del impacto apartir de la energía de las partículas queintervienen en el choque. Cuanto mayores la energía de la partícula entrante,mayor es la masa que podrá tener la

partícula formada y mayor será también,por lo general, su inestabilidad.

En cierto modo cabría decir que laspartículas subatómicas salen del núcleodestrozado de la misma manera que laschispas salen del acero al golpearlo conun pedernal. Las chispas no estabandesde el principio en el acero, sino quese forman a partir de la energía delgolpe.

Pero entonces, ¿tienen algúnsignificado todas estas partículassubatómicas nuevas? ¿No serán merosproductos fortuitos de la energía, comolas chispas?

Los físicos piensan que no, porqueel orden que impera entre ellas es muygrande. Las partículas formadas tienen

ciertas propiedades que obedecendeterminadas reglas, bastantecomplicadas. Es decir, las diversaspartículas pueden ser representadasmediante números, que a su vez sonidentificados por nombres como los de«spin isotópico», «rareza», «paridad»,etc., y la naturaleza de dichos númerosviene dictada por limitaciones muyrígidas.

Detrás de estas limitaciones tieneque haber algo, indudablemente.

El físico americano Murray Gell-Mann ha ideado un sistema de ordenarlas distintas partículas subatómicas deacuerdo con dichos números en unaprogresión regular, y gracias a ello ha

logrado predecir partículas nuevas,hasta ahora desconocidas. En concretopredijo la existencia de una partículaomega negativa que poseía propiedadesbastante improbables; pero después deinvestigar se comprobó queefectivamente existía y que poseíaademás dichas propiedades.

Gell-Mann sugiere también que loscientos de partículas que hoy se conocenquedarían ordenadas de modo muynatural de la manera que él hademostrado, sólo con que estuviesencompuestas de unos cuantos tipos departículas más elementales llamadas«quarks». Los físicos buscan hoy díacon ahínco esos quarks. De encontrarlos,podrían ofrecernos una visión

completamente nueva, y quizá muy útil,de la naturaleza fundamental de lamateria.

57. ¿Qué es un quark?La noción de los quarks tuvo su

origen en el hecho de que en el últimocuarto de siglo se han descubierto uncentenar corrido de diferentes tipos departículas subatómicas. Hay que decirque muy pocas de ellas viven más deuna milmillonésima de segundo antes dedesintegrarse, pero el mero hecho de suexistencia basta para que los físicosanden de cabeza.

¿Por qué hay tantas y todas ellasdiferentes? ¿No podrán agruparse envarias familias? Dentro de cada familia,

las distintas partículas podrían diferirunas de otras de un modo perfectamenteregular. Y entonces no sería necesarioexplicar la existencia de todas y cadauna de las partículas, sino sólo de unascuantas familias, poniendo así un pocode orden en lo que de otro modo pareceuna «jungla» subatómica.

El físico americano Murray Gell-Mann y el físico israelita YuvalNe'emen idearon en 1961, cada uno porsu lado, un sistema de organizar laspartículas en tales familias. Gell-Mannllegó incluso a presentar una familia queincluía la partícula que él llamó omeganegativa, que poseía propiedades muyraras y que jamás había sido observada.Sabiendo qué propiedades debía tener,

los físicos sabían también dónde y cómobuscarla. En 1964 la encontraron,descubriendo que era exactamente comoGell-Mann la había descrito.

Estudiando sus familias, Gell-Mannpensó que las distintas partículassubatómicas quizá podrían estarconstituidas por combinaciones de unascuantas partículas aún más elementales,lo cual simplificaría mucho la visión deluniverso. Según él, postulando trespartículas subatómicas con determinadaspropiedades sería posible disponerlasde diferentes modos y obtener así todaslas partículas subatómicas conocidas.

La necesidad de combinar tres deestas hipotéticas partículas para

construir todas las partículas conocidasle recordó a Gell-Mann un pasaje de laobra Finnegans Wake de James Joyce(libro en que el autor retuerce ydistorsiona palabras con fines literarios)que dice: «Three quarks for MustherMark.»

Y así fue como Gell-Mann llamó«quarks» a esas partículas hipotéticas.

La curioso del caso es que losquarks tendrían que tener cargaseléctricas fraccionarias. Todas lascargas conocidas son iguales o a la deun electrón (- 1), o a la de un protón (+1) o a un múltiplo exacto de estas dos.La carga del quark p, sin embargo, sería+ 2/3, y las del quark n y quark lambda –1/3, Un protón, por ejemplo, estaría

constituido por un quark n y dos quarksp, un neutrón por dos quarks n y un quarkp, etc.

Pero el quark ¿existe realmente o espura ficción matemática?

Para aclarar la pregunta,consideremos un billete de un dólar. Unbillete de un dólar podemosconsiderarlo igual a diez monedas dediez centavos, pero ¿se trata sólo de unaecuación matemática o es realmenteposible que al romper el billete en dieztrozos comprobemos que cada uno deéstos es una moneda metálica de diezcentavos?

Desde que Gell-Mann propuso laexistencia de los quarks, los físicos han

intentado localizar indicios de supresencia, pero en vano. En 1969,ciertos informes de Australia hablaronde que entre la lluvia de partículasproducida por choques de rayoscósmicos se habían detectado rastros departículas con carga eléctricafraccionaria. Pero las pruebas eransumamente marginales, y la mayoría delos físicos se mostraron muy escépticoshacía el informe.

58. Se ha dicho que losprotones

están constituidos porcombinaciones de

tres quarks p y también

que un quarkes treinta veces máspesado que un

protón. ¿Cómo puedenser ciertas

ambas cosas a la vez?Ambos enunciados pueden ser

ciertos. Por lo menos, no tienen por quéser contradictorios. La clave de estaaparente contradicción está en que lamasa es un aspecto de la energía.

Se puede decir que cualquier objetoposee energía cinética respecto a algúnsistema de referencia apropiado. Laenergía cinética es igual a la mitad delproducto de la masa del objeto por el

cuadrado de su velocidad. Cuandoaumenta su energía aumentan también lamasa y la velocidad (la segundaprincipalmente a bajas energías, y laprimera sobre todo a energías muyaltas).

Señalemos a continuación quecuanto más pequeños son los objetos ymás íntimamente unidos están, másfuertes son (por lo general) las fuerzasque los mantienen unidos. Los cuerposde tamaño verdaderamente grande, comoel Sol o la Tierra, mantienen suintegridad gracias al campo gravitatorio,que es con mucho la fuerza más débil delas que se conocen.

Los átomos y las moléculas semantienen unidos por el campo

electromagnético, que es mucho másfuerte. Gracias a él mantienenfirmemente algunas moléculas suestructura; más firmemente aún losátomos de una molécula; y todavía más,los electrones y núcleos dentro de unátomo.

Las partículas dentro de un núcleoatómico se mantienen juntas gracias a uncampo nuclear que es unas cien vecesmás intenso que el campoelectromagnético y de hecho la fuerzamás intensa que se conoce. (Por eso sonmucho más violentas las explosionesnucleares que las químicas.)

Si los protones (y neutrones) que seencuentran dentro del núcleo están

compuestos a su vez por partículas aúnmás fundamentales -los quarks-, lasligaduras que mantienen unidos a losquarks tendrán que ser mucho másfuertes que las que sujetan a los protonesy neutrones. Y en ese sentido puede serque exista un nuevo campo, mucho másintenso que los que hasta ahora seconocen.

Para romper un protón o un neutrón ydescomponerlo en quarks hará faltainvertir energías enormes, muchomayores que las que hacen falta pararomper el conglomerado de protones yneutrones que forman el núcleo atómico.

Al desintegrarse el protón o elneutrón, los quarks que aparecenrecogen la energía previamente

invertida. Parte de ella se manifestaríaen la forma de velocidades muy grandes,y otra parte en la forma de una granmasa. En resumen, gracias al empleo deenormes energías, el quark, que dentrodel protón sólo tenía un tercio de lamasa del protón, se convierte en unapartícula mucho más masiva que él.

Los quarks en libertad tendrían unatendencia muy grande a volverse a unir,debido a la insólita intensidad delcampo, que les hace experimentar esaatracción mutua. La reunificaciónliberaría grandes cantidades de energía,y la pérdida de ésta se traduciría en unapérdida de masa. La masa de los quarksse reduciría entonces lo suficiente como

para hacer que la combinación de tresde ellos no tuviera una masa mayor quela de un protón.

Hoy día los físicos no disponen dela energía necesaria para dividir laspartículas subatómicas en quarks, por locual no es fácil comprobar si lahipótesis es buena o no. Pero hayalgunas partículas de los rayos cósmicosque sí tienen tales energías, y en laactualidad se están buscando los quarksen las lluvias de partículas que aquéllasproducen al chocar con átomos.

59. En la bomba atómicase convierte

materia en energía. ¿Es

posible hacerlo contrario y convertir

energía enmateria?

Sí que es posible convertir energíaen materia, pero hacerlo en grandescantidades resulta poco práctico.Veamos por qué.

Según la teoría especial de larelatividad de Einstein, tenemos que e =mc2, donde e representa la energía,medida en ergios, m representa la masaen gramos y c es la velocidad de la luzen centímetros por segundo.

La luz se propaga en el vacío a unavelocidad muy próxima a los 30.000

millones (3 ´ 1010) de centímetros porsegundo. La cantidad c2 representa elproducto c ´ c, es decir, 3 ´ 1010 ´ 3 ´1010 ó 9 ´ 1020. Por tanto, c2 es igual a900.000.000.000.000.000.000.

Así pues, una masa de un gramopuede convertirse, en teoría en 9 x 1020

ergios de energía.El ergio es una unidad muy pequeña

de energía. La kilocaloría, de nombrequizá mucho más conocido, es igual aunos 42.000 millones de ergios. Ungramo de materia, convertido a energía,daría 2,2 ´ 1010 (22.000 millones) dekilocalorías. Una persona puedesobrevivir cómodamente con 2.500kilocalorías al día, obtenidas de los

alimentos ingeridos. Con la energía querepresenta un solo gramo de materiatendríamos reservas para unos 24.110años, que no es poco para la vida de unhombre.

O expresémoslo de otro modo: sifuese posible convertir en energíaeléctrica la energía representada por unsolo gramo de materia bastaría paratener luciendo continuamente unabombilla de 100 vatios durante unos28.200 años.

O bien: la energía que representa unsolo gramo de materia equivale a la quese obtendría de quemar unos 32 millonesde litros de gasolina.

Nada tiene de extraño, por tanto, quelas bombas nucleares, donde se

convierten en energía cantidadesapreciables de materia, desaten tantadestrucción.

La conversión opera en ambossentidos. La materia se puede convertiren energía, y la energía en materia. Estoúltimo puede hacerse en cualquiermomento en el laboratorio. Unapartícula muy energética de energía -unfotón de rayos gamma- puedeconvertirse en un electrón y un positrónsin grandes dificultades. Con ello seinvierte el proceso, convirtiéndoseenergía en materia.

Ahora bien la materia formada sereduce a dos partículas ligerísimas, demasa casi despreciable. ¿Podrá

utilizarse el mismo principio paraformar una cantidad mayor de materia,lo suficiente para que resulte visible?

¡Ah! Pero la aritmética esimplacable. Si un gramo de materiapuede convertirse en una cantidad deenergía igual a la que produce lacombustión de 32 millones de litros degasolina, entonces hará falta toda esaenergía para fabricar un solo gramo demateria.

Aun cuando alguien estuviesedispuesto a hacer el experimento ycorrer con el gasto de reunir toda esaenergía (y quizás varias veces más, a finde cubrir pérdidas inevitables) paraformar un gramo de materia, no loconseguiría. Sería imposible producir y

concentrar toda esa energía en unvolumen suficientemente pequeño paraproducir de golpe un gramo de materia.

Así pues, la conversión es posibleen teoría, pero completamente inviableen la práctica. En cuanto a la materia deluniverso, se supone, desde luego, que seprodujo a partir de energía, pero en unascondiciones que sería imposiblereproducir hoy día en el laboratorio.

60. Las antipartículas¿producenantienergía?

A principios del siglo XX losfísicos empezaron a comprender quetoda la materia consistía endeterminadas clases de partículas. El

físico inglés Paul Dirac, que trabajabaen la teoría de esas partículas, llegó en1930 a la conclusión de que cada clasetenía que tener su opuesta.

El electrón, por ejemplo, tiene unacarga eléctrica negativa y el protón unacarga eléctrica positiva exactamenteigual, pero las dos partículas no sonopuestas, porque la masa del protón esmucho mayor que la del electrón.

Según Dirac, tenía que haber unapartícula con la misma masa que elelectrón pero con carga eléctricapositiva, y otra con la misma masa queel protón pero con carga eléctricanegativa. Ambas fueron descubiertas ensu día, de modo que hoy conocemos el

«antielectrón» (o «positrón») y el«antiprotón».

El neutrón no tiene carga eléctrica,pero en cambio posee un campomagnético que apunta en unadeterminada dirección. Y existe el«antineutrón», que tampoco tiene cargaeléctrica pero cuyo campo magnéticoapunta en la dirección opuesta.

Pues bien, lo siguiente es al pareceruna ley de la naturaleza: una partículapuede convertirse en otra, pero siempreque se forma una partícula sin laexistencia previa de otra, tiene queformarse simultáneamente unaantipartícula.

He aquí un ejemplo. Un neutrónpuede convertirse en un protón, lo cual

es perfectamente admisible, porque loúnico que ha sucedido es que unapartícula se ha convertido en otra. Peroen esa conversión se forma también unelectrón. Es decir, una partícula se haconvertido en dos. Para contrarrestaresa segunda partícula se forma unadiminuta antipartícula llamada«antineutrino».

Una partícula (el neutrón) se haconvertido en otra (el protón) más unpar partícula / antipartícula (el electróny el antineutrino).

A partir de energía se pueden formarpares partícula / antipartícula, que a suvez pueden volver a convertirse enenergía en cualquier número. De energía

no podemos sacar una partícula sola, niuna única antipartícula, pero sí un par.

Como la propia energía está formadade «fotones», se plantea entonces elproblema de si el fotón es una partículao una antipartícula. No parece que hayaningún modo de convertir un fotón en unelectrón, por lo cual no puede ser unapartícula; ni tampoco de convertirlo enun antielectrón, por lo cual tampocopuede ser una antipartícula.

Sin embargo, un fotón de rayosgamma suficientemente energético sípuede convertirse en un par electrón /antielectrón. Parece, pues, que el fotónno es ni una partícula ni unaantipartícula, sino un par partícula /antipartícula.

Todo fotón es a la vez un antifotón, odigámoslo así, un fotón es su propioopuesto.

También podríamos mirarlo delsiguiente modo. Doblemos una hoja depapel por la mitad y escribamos losnombres de todas las partículas en unlado y los de las antipartículas en elotro. ¿Dónde pondríamos al fotón? Puesjusto en el doblez.

Por eso la energía producida por unmundo de partículas consiste en fotones,igual que la producida por un mundo deantipartículas. La energía es la misma enambos casos y, por lo que sabemos hoydía, no hay nada que podamos llamarantienergía.

61. ¿En qué difieren laspropiedades

de los rayos cósmicos delas de losneutrinos?

Los rayos cósmicos son partículassubatómicas muy rápidas, de gran masay cargadas positivamente.Aproximadamente el 90 por 100 de laspartículas son protones (núcleos dehidrógeno) y el 9 por 100, partículasalfa (núcleos de helio). El 1 por 100restante son núcleos de átomos máscomplejos. Hasta se han detectadonúcleos de átomos tan complejos comoel hierro, cuya masa es 56 veces mayor

que la del protón.Las partículas de los rayos

cósmicos, por tener tanta masa ymoverse con velocidades tan grandes(casi la velocidad de la luz), son muyenergéticas. De hecho son las partículasmás energéticas que conocemos, algunasde ellas miles de millones de veces másque las que se pueden producir en losmayores aceleradores.

Las partículas de los rayoscósmicos, al estrellarse contra laatmósfera terrestre, rompen todos losátomos que encuentran a su paso yproducen una lluvia de «radiaciónsecundaria» que, entre otras cosas,incluye mesones y positrones. Laradiación se estrella finalmente contra la

Tierra propiamente dicha, penetrandoparte de ella varios metros en el sueloantes de ser absorbida.

Tales partículas pueden originarcambios en los átomos que encuentran,sin excluir los del cuerpo humano. Y esposible que dichos cambios ocasionenenfermedades como la leucemia einduzcan mutaciones. Pero laprobabilidad de que un individuo dadosufra una desgracia de este tipo espequeña, porque la mayoría de laspartículas de rayos cósmicos que chocancontra una persona pasan de largo sinocasionar ningún daño.

La fuente exacta de las partículas delos rayos cósmicos y la manera en que

adquieren energías tan enormes son dostemas aún debatidos.

En cualquier reacción nuclear queproduzca electrones, positrones omuones se producen también neutrinos.Las reacciones nucleares que sedesarrollan en el Sol, por ejemplo,producen grandes cantidades depositrones y, por tanto, también deneutrinos.

Los neutrinos, que se mueven a lavelocidad de la luz, son aún más rápidosque las partículas de los rayos cósmicospero mucho menos energéticos, porquecarecen de carga eléctrica y de masa.Los neutrinos no son absorbidos por lamateria a menos que choquenfrontalmente contra un núcleo atómico, y

este suceso es tan raro que por términomedio pueden atravesar billones dekilómetros de plomo sin ser absorbidos.

Los billones de neutrinos queproduce el Sol cada segundo seesparcen en todas direcciones. Los que,por casualidad, salen en dirección a laTierra llegan hasta nosotros y pasan através del planeta como si no estuvieraallí. Los neutrinos nos bombardean día ynoche durante toda nuestra vida. Perocomo nos atraviesan sin ser absorbidos,no nos afectan para nada.

Claro está que, por un golpe desuerte, puede ser que un neutrino choquefrontalmente contra un núcleo atómicomuy cerca de nosotros. En ese caso

puede ser detectado. Durante los añoscincuenta, los físicos aprendieron aaprovechar estos rarísimos casos. Losneutrinos pueden servir, paraproporcionarnos información acerca delinterior de las estrellas (donde seforman), que de otro modo no podríamosconocer.

62. ¿Qué peligroencierran los rayos

cósmicos para loshombres en el

espacio?Allá por el año 1911, el físico

austríaco Víctor F. Hess descubrió quela Tierra estaba siendo bombardeada

por una radiación muy penetrante quevenía del espacio exterior. En 1925, elfísico americano Robert A. Millikan lepuso el nombre de «rayos cósmicos»,dado que venían del «cosmos», deluniverso.

Más tarde se descubrió que losrayos cósmicos consistían en núcleosatómicos de velocidad muy alta, dotadosde una carga eléctrica positiva. Un 90por 100 de ellos eran protones (núcleosde átomos de hidrógeno) y el 9 por 100partículas alfa (núcleos de átomos dehelio). El 1 por 100 restante son núcleosmás complicados y de mayor masa,algunos tan grandes como el de hierro,que es 56 veces más pesado que elprotón.

Los veloces núcleos que chocancontra la atmósfera exterior de la Tierraconstituyen la «radiación primaria».Chocan con las moléculas de aire, lasdesintegran y producen una serie departículas casi tan energéticas como laradiación primaria. Estas nuevaspartículas, extraídas violentamente delas moléculas de aire, constituyen la«radiación secundaria».

Parte de la radiación llega hasta lasuperficie de la Tierra y penetra variospies en la corteza. Algo de ella atraviesatambién los cuerpos humanos, pudiendoocasionar daños en las células: talpuede ser uno de los factores queproducen mutaciones en los genes. Una

cantidad suficiente de esta radiaciónpodría dañar células bastantes paramatar a una persona, pero lo cierto esque aquí abajo, en la parte inferior de laatmósfera, no llega tanta radiación comopara eso. Las criaturas vivientes hansobrevivido miles de millones de añosal bombardeo de los rayos cósmicos.

El origen de los rayos cósmicos esun tema muy debatido, pero se sabe quepor lo menos parte de ellos se forman enlas estrellas ordinarias. En 1942 sedescubrió que el Sol produce rayoscósmicos benignos cuando una erupciónsolar abate su superficie.

La atmósfera superior absorbe granparte del impacto de las partículas delos rayos cósmicos normales, mientras

que la radiación secundaria esabsorbida en parte más abajo. De laenergía inicial de radiación, sólosobrevive y llega hasta la superficieterrestre una pequeña fracción.

Pero allá fuera, en el espacio, tienenque contar con la posibilidad deenfrentarse con la furia desatada de laradiación primaria. Y aquí no sirve denada un blindaje. Las partículas de losrayos cósmicos, al chocar con losátomos del blindaje, provocarían unaradiación secundaria que saldríadisparada en todas direcciones comometralla. Una elección equivocada delmaterial de blindaje empeoraría inclusoaún más las cosas.

La magnitud del peligro depende dela actividad de rayos cósmicos que hayaen el espacio exterior, sobre todo delnúmero de partículas de gran masa, queserían las más nocivas. Los EstadosUnidos y la Unión Soviética han enviadonumerosos satélites al espacio paracomprobar las cantidades de rayoscósmicos, y parece ser que encondiciones normales sonsuficientemente bajas como para quehaya una relativa seguridad.

La fuente más probable de peligroson los rayos cósmicos débiles del Sol.La atmósfera terrestre los detiene casipor completo, pero en el caso de losastronautas no hay nada que les preste

ese servicio. Y aunque son débiles, encantidad suficiente pueden serpeligrosos. Los rayos cósmicos del Solsólo se presentan en abundancia cuandose produce una erupción solar. Laserupciones solares no son, por suerte,muy frecuentes, pero por desgracia esimposible predecirlas.

Así pues, lo único que podemoshacer mientras los astronautas seencuentran en la Luna es esperar quedurante esa semana o par de semanas nose produzca ninguna gran erupción quelance sobre ellos partículas de rayoscósmicos.

63. Los neutrinos ¿sonmateria o

energía?Los físicos del siglo xix creían que

la materia y la energía eran dos cosascompletamente diferentes. Materia eratodo aquello que ocupaba un espacio yque poseía masa. Y al tener masa, teníatambién inercia y respondía al campogravitatorio. La energía, en cambio, noocupaba espacio ni tenía masa, peropodía efectuar trabajo. Además sepensaba que la materia consistía enpartículas (átomos), mientras que laenergía se componía de ondas.

Por otro lado, los físicos del sigloxix creían que ni la materia ni la energía,cada una por su parte, podía ser creadani destruida. La cantidad total de materia

del universo era constante, igual que lacantidad total de energía. Había, pues,una ley de conservación de la energía yuna ley de conservación de la materia.

Albert Einstein demostró más tarde,en 1905, que la masa es una forma muyconcentrada de energía. La masa podíaconvertirse en energía y viceversa. Loúnico que había que tener en cuenta erala ley de conservación de la energía. Enella iba incluida la materia.

Hacia los años veinte se vio ademásque no se podía hablar de partículas yondas como si fuesen dos cosasdiferentes. Lo que solemos considerarpartículas actúa en ciertos aspectoscomo ondas. Y lo que normalmenteconsideramos como ondas, actúa en

ciertos aspectos como partículas. Asípues, podemos hablar de «ondas delelectrón», por ejemplo; y también de«partículas de luz», o «fotones».

Una diferencia sí que siguehabiendo. Las partículas de materiapueden hallarse en reposo respecto a unobservador. Aun estando en reposo,poseen masa. Poseen una «masa enreposo», mayor que cero.

Las partículas como los fotones, porel contrario, tienen una masa en reposonula. Estando en reposo respecto anosotros, no podríamos medir masaalguna. Pero eso es pura teoría, porquelas partículas que tienen una masa enreposo nula jamás pueden estar paradas

respecto a ningún observador. Esaspartículas se mueven siempre a unavelocidad de 299.793 kilómetros porsegundo a través del vacío. Tan prontocomo nacen, empiezan a moverse a esavelocidad.

Precisamente porque los fotones semueven siempre a 299.793 kilómetrospor segundo (en el vacío) y porque laluz está compuesta de fotones, llamamosa esta velocidad la «velocidad de laluz».

¿Y los neutrinos? Los neutrinos seforman en ciertas reacciones nucleares yningún físico atómico ha sido hastaahora capaz de medir su masa. Es muyprobable que los neutrinos, como losfotones, tengan una masa en reposo nula.

En ese caso, los neutrinos viajansiempre a 299.793 kilómetros porsegundo y adquieren esa velocidad en elinstante en que se forman.

Pero los neutrinos no son fotones,porque ambos tienen propiedades muydistintas. Los fotones interaccionanfácilmente con las partículas de materia,y son retardados y absorbidos (a vecesmuy rápidamente) al pasar por lamateria. Los neutrinos, por el contrario,apenas interaccionan con las partículasde materia y pueden atravesar unespesor de años-luz de plomo sin verseafectados.

Parece claro, por tanto, que si losneutrinos tienen una masa en reposo

nula, no son materia. Por otro lado, hacefalta energía para formarlos, y alalejarse se llevan algo de ella consigo,de modo que son una forma de energía.

Sin embargo, atraviesan cualquierespesor de materia sin interaccionarapenas, de modo que prácticamente noefectúan trabajo. Lo cual les distinguede cualquier otra forma de energía. Lomejor quizá sea llamarlossimplemente… neutrinos.

64. ¿Cómo funciona unacámara de

burbujas?La cámara de burbujas es un

dispositivo para detectar partículassubatómicas. Fue inventada en 1952 por

el físico americano Donald A. Glaser,quien en 1960, recibió por ello elPremio Nóbel de Física.

En esencia es un depósito de líquidoa una temperatura superior a su punto deebullición. El líquido se halla bajopresión, con lo cual se impide quehierva. Pero si se disminuye la presión,el líquido entra en ebullición y aparecenen él burbujas de vapor.

Imaginemos que una partículasubatómica -un protón o un mesón, porejemplo- se zambulle en el líquido deuna cámara de burbujas. Choca contralas moléculas y átomos del líquido y lestransfiere una parte de su energía,formándose así una línea de átomos ymoléculas de temperatura superior al

resto. Si se retira la presión que actúasobre el líquido, las burbujas de vaporse forman en primer lugar a lo largo dela línea de energía que ha dejado atrásla partícula subat6mica. El paso de laspartículas queda así marcado por untrazo visible de burbujas que se puedefotografiar fácilmente.

Este rastro visible revela a losfísicos muchas cosas, sobre todo si lacámara de burbujas está colocada entrelos polos de un potente imán. Laspartículas capaces de dejar un rastro deburbujas poseen siempre una cargaeléctrica, o positiva o negativa. Si lacarga es positiva, la trayectoria de lapartícula se curva en una determinada

dirección bajo la influencia del imán; sies negativa, se curva en la direccióncontraria. Por la curvatura de la curvapuede determinar el físico la velocidadde la partícula. Con esto, con el espesorde la traza y otros datos, puededeterminar también la masa de lapartícula.

Cuando una partícula se desintegraen dos o más partículas, la traza seramifica. También aparecen ramales enel caso de una colisión. En lasfotografías de una cámara de burbujasaparecen normalmente numerosos trazosque convergen, se separan y seramifican. Hay veces que entre dosporciones del conjunto de trazas seobserva un hueco. Lo que hay que hacer

entonces es llenar ese hueco con algunapartícula sin carga; pues las partículasque carecen de carga no dejan trazaalguna al pasar por una cámara deburbujas.

Para el físico nuclear, la complejatrama de trazos de una fotografía tomadaen una cámara de burbujas es tansignificativa como los rastros en lanieve para un cazador ducho. De lanaturaleza de las trazas puede deducir elfísico qué clase de partículas hanintervenido o si ha encontrado un nuevotipo de partícula.

La primera cámara de burbujas queconstruyó Glaser tenía sólo unas cuantaspulgadas de diámetro. Hoy día, en

cambio, se construyen cámaras enormesde muchos pies de diámetro, quecontienen cientos de litros de líquido.

Los líquidos que se usan en lascámaras de burbujas pueden ser devarios tipos. Algunos contienen gasesnobles licuados, como el xenón o elhelio. Otros, gases orgánicos licuados.

Pero el líquido más útil para lascámaras de burbujas es el hidrógenolíquido. El hidrógeno está compuestopor los átomos más elementales que seconocen. Cada átomo de hidrógenoconsiste en un núcleo constituido por unúnico protón, alrededor del cual gira unsolo electrón. Es decir, el hidrógenolíquido está formado sólo por protones yelectrones aislados. Los núcleos

atómicos de todos los demás líquidosson conglomerados de varios protones yneutrones.

Como consecuencia de lo anterior,los sucesos subatómicos que tienen lugaren el seno del hidrógeno líquido sonespecialmente simples y tanto másfáciles de deducir a partir de las trazasde burbujas.

65. ¿Qué es un reactorgenerador?

El uranio 235 es un combustiblepráctico. Es decir, los neutrones lentosson capaces de hacer que el uranio 235se fisione (se rompa en dos),produciendo más neutrones lentos, que asu vez inducen otras fisiones atómicas,

etc. El uranio 233 y el plutonio 239 sontambién combustibles nuclearesprácticos por las mismas razones.

Por desgracia, el uranio 233 y elplutonio 239 no existen en estado naturalsino en trazas mínimas, y el uranio 235,aunque existe en cantidades apreciables,no deja de ser raro. En cualquiermuestra de uranio natural, sólo siete decada mil átomos son uranio 235. El restoes uranio 238.

El uranio 238, la variedad común deuranio, no es un combustible nuclearpráctico. Puede conseguirse que sefisione, pero sólo con neutrones rápidos.Los átomos de uranio 238 que se rompenen dos producen neutrones lentos, que nobastan para inducir nuevas fisiones. El

uranio 238 cabría compararlo a lamadera húmeda: es posible hacer quearda, pero acabará por apagarse.

Supongamos, sin embargo, que sesepara el uranio 235 del uranio 238(trabajo más bien difícil) y que se utilizaaquél para hacer funcionar un reactornuclear. Los átomos de uranio 235 queforman el combustible del reactor sefisionan y esparcen miríadas deneutrones lentos en todas lasdirecciones. Si el reactor está rodeadopor una capa de uranio ordinario (que ensu mayor parte es uranio 238), losneutrones que van a parar allí sonabsorbidos por el uranio 238. Dichosneutrones no pueden hacer que el uranio

238 se fisione, pero provocarán otroscambios que, al final, produciránplutonio 239. Separando este plutonio239 del uranio (trabajo bastante fácil),puede utilizarse como combustiblenuclear práctico.

Un reactor nuclear que genera asínuevo combustible para reponer elusado es un «reactor generador». Unreactor generador de diseño adecuadoproduce más plutonio 239 que el uranio235 consumido. De este modo, lasreservas totales de uranio de la Tierra (yno sólo las de uranio 235) se conviertenen potenciales depósitos decombustible.

El torio, tal como se da en lanaturaleza, consiste todo él en torio 232,

que, al igual que el uranio 238, no es uncombustible nuclear práctico, porquerequiere neutrones rápidos parafisionarse. Pero si se coloca torio 232alrededor de un reactor nuclear susátomos reabsorberán, los neutrones y,sin experimentar fisión alguna seconvertirán en átomos de uranio 233.Como el uranio 233 es un combustiblepráctico que se puede separar fácilmentedel torio, el resultado es otra variedadde reactor generador, en este caso unreactor que convierte las reservas detorio en un combustible nuclearpotencial.

La cantidad total de uranio y de torioque hay en la Tierra es unas 800 veces

mayor que las reservas de uranio 235, locual significa que el buen uso de losreactores generadores podría multiplicarpor 800 la oferta potencial de energía através de plantas de fisión nuclear.

66. ¿Cuánto y durantecuánto tiempo

hay que calentar elhidrógeno para

mantener una reacciónde fusión?

Al calentar el hidrógeno atemperaturas cada vez más altas, pierdeenergía por radiación a una velocidadcada vez mayor, Si la temperatura sigueaumentando, los átomos de hidrógeno

pierden sus electrones, dejando que losnúcleos desnudos choquen unos contraotros y se fundan. Esta fusión produceenergía, Si la temperatura siguesubiendo, la cantidad de energíaproducida por fusión es cada vez mayor.

La cantidad de energía producidapor la fusión aumenta más deprisa con latemperatura que la pérdida de energíapor radiación. Al alcanzar ciertatemperatura crítica, la energía producidapor la fusión llega a ser igual a laperdida por radiación. En ese momentola temperatura se estabiliza y la reacciónde fusión se automantiene. Con tal desuministrar hidrógeno al sistema, ésteproducirá energía a un ritmo constante.

La temperatura requerida varía con

el tipo de hidrógeno. El tipo más comúnes el hidrógeno (H) con un núcleocompuesto por un solo protón. Despuésestá el hidrógeno pesado, o deuterio(D), con un núcleo compuesto por unprotón y un neutrón, y el hidrógenoradiactivo, o tritio (T), con un núcleo deun protón y dos neutrones.

La cantidad de energía producidapor fusión nuclear a una temperaturadada con D es mayor que con H y menorque con T.

Las fusiones con H producen tanpoca energía que haría falta unatemperatura de más de mil millones degrados para mantener la reacción en ellaboratorio. Es cierto que lo que se

funde en el centro del Sol, donde latemperatura alcanza sólo los 15.000.000de grados, es H, pero a una temperaturatan baja sólo se funde una proporcióndiminuta del hidrógeno. Sin embargo, lacantidad de H que hay en el Sol es taningente que aun esa diminuta proporciónbasta para mantener la radiación solar.

La fusión que menos temperaturarequiere para iniciarse es la de T: bastaunos cuantos millones de grados.Desgraciadamente el tritio es inestable yapenas se da en la naturaleza. Habríaque formarlo en el laboratorio casi porencargo, y aun así sería imposiblemantener a base de tritio la cantidad dereacciones de fusión que necesita laTierra.

La fusión del deuterio tiene unatemperatura de ignición de 400.000.000ºC. El deuterio es estable pero raro; sóloun átomo de cada 6.700 es de deuterio.Pero tampoco exageremos. En un litrode agua ordinaria hay suficiente deuteriopara producir por fusión una energíaequivalente a la combustión de 67 litrosde gasolina.

Un modo de alcanzar la temperaturanecesaria es mediante la adición de algode tritio para que actúe de detonador. Lafusión de deuterio con tritio puedeiniciarse a los 45.000.000º C. Si selogra prender un poco de la mezcla, elresto se calentaría lo suficiente para queel deuterio pudiese arder él solo.

El tiempo que hay que mantener latemperatura depende de la densidad delhidrógeno. Cuantos más átomos porcentímetro cúbico, tantas más colisionesy más rápida la ignición. Si hay 1015

átomos por centímetro cúbico (unadiezmilésima del número de moléculaspor centímetro cúbico del aire normal),la temperatura habría que mantenerladurante dos segundos.

Claro está que cuanto mayor es ladensidad y más alta la temperatura, tantomás difícil es mantener el deuterio en susitio, incluso durante ese tiempo tanbreve. Los sistemas de fusión han idoavanzando poco a poco durante todosestos años, pero aún no se han

conseguido las condiciones para laignición.

67. ¿Cómo funciona unmicroscopio

electrónico?Antes de contestar, planteemos la

siguiente pregunta: ¿cómo determinamosel tamaño de un objeto?

Los rayos de luz que nos llegandesde los dos lados opuestos de unobjeto forman un ángulo en la retina. Porel tamaño de ese ángulo determinamosel tamaño aparente del objeto.

Pero si esos rayos luminosos pasanpor una lente convexa antes de incidir enel ojo, se doblan de tal manera que elángulo formado en la retina se hace

mayor. Por consiguiente, el objeto quevemos a través de la lente apareceagrandado, igual que cada una de suspartes. Lo que tenemos es una lupa.

Utilizando una combinación devarias lentes se puede aumentar unobjeto miles de veces y ver claramentedetalles que son demasiado pequeñospara distinguirlos a simple vista. Lo quetenemos entonces es un «microscopioóptico», que trabaja con ondasluminosas. Con ayuda de él podemos verobjetos tan pequeños como una bacteria.

¿No podríamos apilar lente sobrelente y construir así un microscopio detantos aumentos que nos permitiese verobjetos incluso menores que lasbacterias, átomos por ejemplo?

Desgraciadamente, no. Ni siquierautilizando lentes perfectas en perfectacombinación. La luz está compuesta deondas de una cierta longitud (aprox.1/20.000 de centímetro) y nuestra vistano podrá ver con claridad nada que seamás pequeño que eso. Las ondasluminosas son suficientemente grandespara «saltar» por encima de cualquiercosa menor que ellas.

Es cierto que hay formas de luz cuyalongitud de onda es mucho más pequeñaque la de la luz ordinaria. La de losrayos X es diez mil veces menor que lade la luz. Pero, por desgracia, los rayosX atraviesan directamente los objetosque tratamos de ver.

Mas no hay que afligirse, porquetambién tenemos a los electrones. Loselectrones son partículas, pero tambiénpueden comportarse como ondas, Tienenuna longitud de onda más o menos iguala la de los rayos X y no atraviesan losobjetos que estamos tratando de ver.

Imaginemos que lanzamos un haz deluz sobre un objeto. El objeto absorbe laluz y proyecta una sombra, y entoncesvemos el objeto por el contraste de laluz con la sombra. Si se proyecta un hazde electrones sobre un objeto, ésteabsorberá los electrones y proyectaráuna «sombra electrónica». Y como seríapeligroso intentar poner los ojos delantede un haz de electrones, lo que hacemos

es colocar una película fotográfica. Lasombra electrónica nos mostrará laforma del objeto, e incluso sus detalles,si hay partes que absorben loselectrones con más intensidad que otras.

Pero ¿y si el objeto es muy pequeño?Si estuviésemos manejando haces de luz,podríamos utilizar lentes para doblardichos haces y aumentar el tamaño delobjeto. Para doblar un haz de electronesno podemos utilizar lentes ordinarias,pero sí otra cosa. Los electrones portanuna carga eléctrica, y esto significa que,dentro de un campo magnético, seguiránuna trayectoria curva. Utilizando uncampo magnético de intensidad y formaadecuadas podemos manejar un haz deelectrones de la misma manera que

podemos manejar uno de luz con ayudade una lente corriente.

Lo que tenemos, en resumen, es un«microscopio electrónico», que utilizahaces de electrones exactamente igualque un «microscopio óptico» utilizahaces luminosos.

La diferencia es que los electronestienen una longitud de onda muchísimomás corta que la luz ordinaria, de modoque el microscopio electrónico es capazde mostrarnos objetos del tamaño de losvirus, mientras que el óptico no.

68. ¿Qué es la entropía?La energía sólo puede ser convertida

en trabajo cuando, dentro del sistemaconcreto que se esté utilizando, la

concentración de energía no es uniforme.La energía tiende entonces a fluir desdeel punto de mayor concentración al demenor concentración, hasta establecer launiformidad. La obtención de trabajo apartir de energía consiste precisamenteen aprovechar este flujo.

El agua de un río está más alta ytiene más energía gravitatoria en elmanantial que en la desembocadura. Poreso fluye el agua río abajo hasta el mar.(Si no fuese por la lluvia, todas lasaguas continentales fluirían montañaabajo hasta el mar y el nivel del océanosubiría ligeramente. La energíagravitatoria total permanecería igual,pero estaría distribuida con mayoruniformidad.)

Una rueda hidráulica gira gracias alagua que corre ladera abajo: ese aguapuede realizar un trabajo. El agua sobreuna superficie horizontal no puederealizar trabajo, aunque esté sobre unameseta muy alta y posea una energíagravitatoria excepcional. El factorcrucial es la diferencia en laconcentración de energía y el flujo haciala uniformidad.

Y lo mismo reza para cualquierclase de energía. En las máquinas devapor hay un depósito de calor queconvierte el agua en vapor, y otrodepósito frío que vuelve a condensar elvapor en agua. El factor decisivo es estadiferencia de temperatura. Trabajando a

un mismo y único nivel de temperaturano se puede extraer ningún trabajo, pormuy alta que sea aquélla.

El término «entropía» lo introdujo elfísico alemán Rudolf J. E. Clausius en1850 para representar el grado deuniformidad con que está distribuida laenergía, sea de la clase que sea. Cuantomás uniforme, mayor la entropía.Cuando la energía está distribuida demanera perfectamente uniforme, laentropía es máxima para el sistema encuestión.

Clausius observó que cualquierdiferencia de energía dentro de unsistema tiende siempre a igualarse por sísola. Si se coloca un objeto caliente encontacto con otro frío, el calor fluye de

manera que el primero se enfría y elsegundo se calienta, hasta que ambosquedan a la misma temperatura. Sitenemos dos depósitos de aguacomunicados entre sí y el nivel de unode ellos es más alto que el del otro, laatracción gravitatoria hará que elprimero baje y el segundo suba, hastaque ambos niveles se igualan y laenergía gravitatoria queda distribuidauniformemente.

Clausius afirmó por tanto que en lanaturaleza era regla general que lasdiferencias en las concentraciones deenergía tendían a igualarse. O digámosloasí: que «la entropía aumenta con eltiempo».

El estudio del flujo de energía desdepuntos de alta concentración a otros debaja concentración se llevó a cabo demodo especialmente complejo enrelación con la energía térmica. Por eso,el estudio del flujo de energía y de losintercambios de energía y trabajorecibió el nombre de «termodinámica»,que en griego significa «movimiento decalor».

Con anterioridad se había llegado yaa la conclusión de que la energía nopodía ser destruida ni creada. Esta reglaes tan fundamental que se la denomina«primer principio de la termodinámica».

La idea sugerida por Clausius de quela entropía aumenta con el tiempo es una

regla general no menos básica, y sedenomina «segundo principio de latermodinámica».

69. ¿Está degradándoseel universo?

Según el «segundo principio de latermodinámica», la entropía aumentaconstantemente, lo cual significa que lasdiferencias en la concentración deenergía también van desapareciendo.Cuando todas las diferencias en laconcentración de energía se hanigualado por completo, no se puedeextraer más trabajo, ni puedenproducirse cambios.

Pensemos en un reloj. Los relojesandan gracias a una concentración de

energía en su resorte o en su batería. Amedida que el resorte se destensa o lareacción química de la batería avanza,se establece un flujo de energía desde elpunto de alta concentración al de bajaconcentración, y como resultado de esteflujo anda el reloj. Cuando el resorte seha destensado por completo o la bateríaha finalizado su reacción química, elnivel de energía es uniforme en todo elreloj, no hay ya flujo de energía y lamaquinaria se para. Podríamos decirque el reloj se ha «degradado». Poranalogía decimos que el universo se«degradará» cuando toda la energía sehaya igualado.

Claro está que podemos dar otra vezcuerda al reloj o comprar una batería

nueva. Para dar cuerda al relojutilizamos nuestra fuerza muscular,«degradándonos» nosotros mismos unpoco. O si compramos un batería nueva,esa batería habrá que fabricarla, y parafabricarla es preciso que la industria delhombre se «degrade» un poco.

Comiendo podemos reponer lafuerza muscular gastada, pero losalimentos provienen en último términode las plantas, que utilizan la luz solar.La industria del hombre funcionaprincipalmente a base de carbón ypetróleo, que fueron formados porplantas, en épocas remotas, a partir de laenergía solar. A medida que las cosas sedegradan, podemos volver a «darles

cuerda» utilizando algo que, por logeneral, se remonta a la energía del Soly al modo en que éste se está«degradando».

El Sol se compone en su mayor partede hidrógeno, elemento que contienemucha más energía por partícula queotros átomos más complicados, como elhelio, el oxígeno y el hierro. Dentro delSol se está produciendo constantementeuna gradual uniformización de laconcentración de energía a medida queel hidrógeno se convierte en átomos máscomplicados. (En las plantas de energíaatómica de la Tierra ocurre otro tanto, amedida que los átomos de uranio seconvierten en átomos menos complejos.Si algún día se llegan a construir plantas

de fusión de hidrógeno, lo queestaríamos haciendo sería copiar encierto modo lo que ocurre en el Sol.)

Por lo que hoy sabemos, llegará unmomento en que las concentraciones deenergía del Sol se igualarán, quedandosólo átomos de tamaño intermedio. Y lomismo reza para todas las demásestrellas del universo y en general paratodo lo que hay en él.

Si es cierto el segundo principio dela termodinámica, todas lasconcentraciones de energía en todos loslugares del universo se están igualando,y en ese sentido el universo se estádegradando. La entropía alcanzará unmáximo cuando toda la energía del

universo esté perfectamente igualada; apartir de entonces no ocurrirá nada,porque aunque la energía seguirá allí, nohabrá ya ningún flujo que haga que lascosas ocurran.

La situación parece deprimente (sies que el segundo principio es cierto entodo tipo de condiciones), pero tampocohace falta alarmarse antes de tiempo. Elproceso tardará billones de años enllegar a su fin, y el universo, tal comohoy existe, no sólo sobrevivirá a nuestrotiempo, sino con toda probabilidad a lahumanidad e incluso a la Tierra.

70. ¿Qué relación hayentre entropía

y orden?

Imaginemos nueve personasordenadas en un cuadrado: trescolumnas de tres, separadas las filas ycolumnas uniformemente. A estadisposición podemos calificarla deordenada, porque es simétrica, fácil devisualizar y fácil de describir.

Si los nueve dan al mismo tiempo unpaso hacia adelante, permanecerán enformación y la disposición seguirásiendo ordenada. Y lo mismo ocurre sitodos dan un paso hacia atrás, o un pasoa la izquierda, o a la derecha.

Pero supongamos que a cada uno sele dice que tiene que dar un paso haciaadelante, hacia atrás, a la izquierda o ala derecha dejándole que elija la

dirección. Puede ser que todos ellos, sinmutuo acuerdo, decidan dar un pasohacia adelante, y en ese caso semantendrá el orden. Pero laprobabilidad de que uno de ellos dé unpaso hacia adelante es sólo de 1 entre 4,puesto que es libre de moverse en cuatrodirecciones La probabilidad de que losnueve hombres decidanindependientemente avanzar haciaadelante es de 1 entre 4´4´4´4´4´4´4´4, ó1 entre 262.144.

Si todos ellos se mueven hacia laderecha, o hacia la izquierda, o haciaatrás, también seguirán en orden, demanera que la probabilidad total de queno se rompa la formación es de 4 entre262.144, ó 1 entre 65.536. Como se ve,

el orden tiene una probabilidaddiminuta, y sabemos que en el momentoque demos libertad para moverse,bastará un solo paso para romper elcuadrado y disminuir la cantidad deorden. Incluso si, por casualidad, todosse mueven en bloque, es casi seguro queel siguiente paso romperá la formación.

Todo esto para el caso de que sólohaya nueve hombres y cuatrodirecciones de movimiento. En lamayoría de los procesos naturalesintervienen billones y billones deátomos que se pueden mover eninfinidad de direcciones. Si, porcasualidad, la disposición de átomosestuviera en un principio sometida a

alguna clase de orden, es casi seguroque cualquier movimiento aleatorio,cualquier cambio espontáneo,disminuiría ese orden, o por decirlo deotra manera, aumentaría el desorden.

De acuerdo con el segundo principiode la termodinámica, la entropía deluniverso está en constante aumento; esdecir, la distribución de energía en eluniverso está constantementeigualándose. Puede demostrarse quecualquier proceso que iguala lasconcentraciones de energía aumentatambién el desorden. Por consiguiente,esta tendencia a incrementar el desordenen el universo con los movimientosaleatorios libres de las partículas que locomponen no es sino otro aspecto del

segundo principio, y la entropía cabeconsiderarla como una medida deldesorden que existe en el universo.

Miradas las cosas de esta manera, esfácil ver la mano del segundo principiopor doquier, porque los cambiosnaturales actúan claramente en ladirección del desorden; para restaurar elorden hace falta un esfuerzo especial, ysu esfuerzo cae sobre nuestras espaldas.Los objetos se descolocan, las cosas sedesordenan, los vestidos se ensucian…Y para tener las cosas a punto es precisoestar constantemente arreglando ylimpiando el polvo y ordenando. Quizásirva de consuelo pensar que todo estoes el resultado de una gran ley cósmica;

pero, no sé por qué, a mí no me sirve.71. ¿Qué relación hay

entre laentropía y el tiempo?

Imaginemos una película delmovimiento de la Tierra alrededor delSol, tomada desde un lugar muy lejanodel espacio y pasada a cámara rápida,de modo que la Tierra parezca recorrervelozmente su órbita. Supongamos quepasamos primero la película haciaadelante y luego marcha atrás.¿Podremos distinguir entre ambos casoscon sólo mirar el movimiento de laTierra?

Habrá quien diga que la Tierrarodea al Sol en dirección contraria a las

agujas del reloj cuando se mira desdeencima del polo norte del Sol; y que silas revoluciones son en el sentido de lasmanillas del reloj, entonces es que lapelícula se ha proyectado marcha atrás ypor tanto el tiempo corre tambiénmarcha atrás.

Pero si miramos la Tierra desdeencima del polo sur del Sol, la Tierra semueve en la dirección de las manecillasdel reloj. Y suponiendo que lo quevemos es ese sentido de rotación, ¿cómosabremos si estamos encima del polonorte con el tiempo corriendo haciaatrás o encima del polo sur con eltiempo marchando hacia adelante?

No podemos. En procesoselementales en los que intervienen pocos

objetos es imposible saber si el tiempomarcha hacia adelante o hacia atrás. Lasleyes de la naturaleza se cumplen igualen ambos casos. Y lo mismo ocurre conlas partículas subatómicas.

Un electrón curvándose endeterminada dirección con el tiempomarchando hacia adelante podría serigual de bien un positrón curvándose enla misma dirección pero con el tiempomarchando hacia atrás. Si sóloconsideramos esa partícula, esimposible determinar cuál de las dosposibilidades es la correcta.

En aquellos procesos elementales enque no se puede decir si el tiempomarcha hacia atrás o hacia delante no

hay cambio de entropía (o es tanpequeño que se puede ignorar). Pero enlos procesos corrientes, en los queintervienen muchas partículas, laentropía siempre aumenta. Que es lomismo que decir que el desordensiempre aumenta. Un saltador detrampolín cae en la piscina y el aguasalpica hacia arriba; se cae un jarrón yse rompe; las hojas se caen de un árbol yquedan dispersas por el suelo.

Se puede demostrar que todas estascosas, y en general todo cuanto ocurrenormalmente en derredor nuestro, llevaconsigo un aumento de entropía.Estamos acostumbrados a ver que laentropía aumenta y aceptamos eseaumento como señal de que todo se

desarrolla normalmente y de que nosmovemos hacia adelante en el tiempo. Side pronto viésemos que la entropíadisminuye, la única manera deexplicarlo sería suponer que nosestábamos moviendo hacia atrás en eltiempo.

Imaginemos, por ejemplo, queestamos viendo una película sobre unaserie de actividades cotidianas. Depronto vemos que las salpicaduras deagua se juntan y que el saltador asciendehasta el trampolín. O que los fragmentosde un jarrón suben por el aire y sereúnen encima de una mesa. O que lashojas convergen hacia el árbol y seadosan a él en lugares específicos.

Todas estas cosas muestran unadisminución de la entropía, y sabemosque esto está tan fuera del orden de lascosas, que la película no tiene másremedio que estar marchando al revés.En efecto, las cosas toman un giro tanextraño cuando el tiempo se invierte,que el verlo nos hace reír.

Por eso la entropía se denomina aveces «la flecha del tiempo», porque suconstante aumento marca lo que nosotrosconsideramos el «avance» del tiempo.(Señalemos que si todos los átomos delos distintos objetos se movieran en ladirección adecuada, todas estas cosasinvertidas podrían ocurrir; pero laprobabilidad es tan pequeña, quepodemos ignorarla tranquilamente.)

72. Si el universo estáconstantemente

degradándose, ¿cómo fueal principio?

La mejor respuesta a esta preguntaes que nadie lo sabe. Todos los cambiosse producen en la dirección de laentropía creciente, del aumento deldesorden, del aumento de laaleatoriedad, de la degradación. Perohubo un tiempo en que el universo sehallaba en una posición desde la cualpodía degradarse durante billones ybillones de años. ¿Cómo llegó a esaposición?

Se me ocurren tres posibles

respuestas, todas ellas merasespeculaciones:

1. No conocemos todo lo que estápasando en el universo. Los cambiosque efectivamente observamos ocurrentodos ellos en la dirección de laentropía creciente. Pero en algún lugarpuede que haya cambios, en condicionespoco usuales que aún no podemosestudiar, que se desarrollen en ladirección de la entropía decreciente. Enese caso puede ser que el universopermanezca estable en su totalidad. Laparte que parece degradarse seríaentonces sólo la pequeña porción quenosotros observamos, mientras que enotro lugar habría un movimientocontrario que lo compensaría.

2. Supongamos que el universo noexperimente ninguna disminución deentropía en ningún lugar y que todo él sedegrada. Al llegar al punto de máximaentropía, toda la energía quedaesparcida uniformemente y el tiempodeja de avanzar, ya sea hacia atrás ohacía adelante. Pero toda la energíasigue estando ahí, y por tanto todos losátomos del universo poseen algo de esaenergía y se mueven al azar.

En esas condiciones puede ser quepor movimientos puramente aleatoriosse concentre una cierta cantidad deenergía en alguna parte del universo. Esdecir, mediante movimientos al azar seproduciría otra vez un poco de orden.

Después, esa parte del universocomenzaría a degradarse de nuevo.

El máximo de entropía quizá sea lacondición normal de un vasto universoinfinito, y puede que muy de cuando encuando (según las medidas normales deltiempo) ocurra que ciertas regioneslimitadas adquieran cierto orden; hoydía estaríamos en una de esas regiones.

3. Es posible que la única razón deque la entropía parezca aumentarcontinuamente en el universo sea que eluniverso se está expandiendo. Puede serentonces que en estas condiciones, ysólo en ellas, las disposicionesdesordenadas sean más probables quelas ordenadas.

Hay astrónomos que piensan que el

universo no seguirá dilatándose parasiempre. La explosión inicial lodesintegró en pedazos, pero puede serque la atracción gravitatoria mutua desus partes esté disminuyendo poco apoco su velocidad de expansión, hastaque finalmente los haga detenerse yvolver a contraerse de nuevo. Quizá enun universo en contracción lasdisposiciones más ordenadas sean másprobables que las menos ordenadas. Locual significa que habría un cambionatural en la dirección de mayor orden ypor tanto una disminución continua de laentropía.

De ser así, puede que el universo sedegrade mientras se expande y vuelva a

regenerarse mientras se contrae,repitiendo el mismo procedimiento porlos siglos de los siglos.

Cabría aún combinar lasespeculaciones 1 y 3 si consideramoslos «agujeros negros». Los agujerosnegros son regiones en las que la masaestá tan concentrada y la gravedad es tanpoderosa, que todo cuanto cae dentro deellas desaparece y no vuelve jamás: nisiquiera la luz. Son algo así comomuestras diminutas de un universo encontracción; puede ser que en esosagujeros negros el segundo principio dela termodinámica se invierta y que,mientras el universo se degrada en lamayor parte de los lugares, se regenerepoco a poco allí.

73. Las ondas de radio ylas ondas

luminosas se utllizanpara «ver»

cosas en el espacio. ¿Hayotras

clases de ondas con lasque podamos

«ver»?Las ondas de radio están

emparentadas con las ondas luminosas.La diferencia es sobre todo una cuestiónde longitud: las primeras son mucho máslargas que las segundas.

Existe toda una familia de ondas de

diversa longitud, denominada espectroelectromagnético. Este espectro se sueledividir en siete regiones que podemosclasificar, por orden descendente delongitud, de la siguiente manera: 1)ondas de radio, 2) microondas, 3) rayosinfrarrojos, 4) luz visible, 5) rayosultravioletas, 6) rayos X y 7) rayosgamma.

La atmósfera terrestre sólo esrelativamente transparente a la luzvisible y a las microondas. Las demáspartes del espectro electromagnético sonenteramente absorbidas mucho antes depasar el aire. Así pues, para observarlos cielos desde la superficie de laTierra sólo nos sirven la luz y lasmicroondas.

La humanidad ha observado desdesiempre los cielos porque no en balde elhombre siempre ha tenido ojos. Fue en1931 cuando el ingeniero americanoKarl Jarisky descubrió que lo que estabadetectando eran microondas emitidaspor los cuerpos celestes. Y como lasmicroondas se clasifican a veces comoondas de radio muy cortas, esta rama dela observación astronómica recibió elnombre de «radioastronomía».

Hay objetos que, aun siendodetectables por su emisión demicroondas no emiten mucha luz. Esdecir, hay fuentes de radio que soninvisibles para la vista.

Pero en el momento en que se

empieza a hacer observaciones desdefuera de la atmósfera tenemos elespectro electromagnético completo anuestra disposición. Las observacionesdesde cohetes han demostrado que loscuerpos celestes bombardean la tierracon toda clase de radiaciones. Elestudio de éstas podría contribuir muchoal conocimiento del universo.

En el cielo hay regiones, porejemplo, que emiten luz ultravioleta engrandes cantidades. La nebulosa deOrión es una fuente de ultravioletas,igual que las regiones que circundan a laestrella Spica, de primera magnitud. Elorigen de esas grandes cantidades de luzultravioleta en dichas regiones no seconoce todavía.

Más misteriosa aún es la existenciade una serie de puntos en el cielo que,según se ha descubierto, son fuentesprolíficas de rayos X. Para que unobjeto emita rayos X tiene que estarextraordínariamente caliente: un millónde grados o más. Ninguna estrellacorriente tiene una superficie tancaliente. Pero existen estrellas deneutrones en las que la materia está tandensamente empaquetada, que toda lamasa de un objeto del tamaño del Solquedaría reducida a una pelota de unos16 kilómetros de diámetro. Estosobjetos y otros igual de extraños puedenemitir rayos X.

Es probable que los astrónomos no

puedan hacer un estudio completo de losdistintos tipos de radiación que nosllegan desde el espacio hasta que nosean capaces de efectuar todas susobservaciones desde fuera de laatmósfera.

La Luna, que carece de atmósfera,sería un lugar ideal para un observatoriosemejante. La posibilidad de construiresos observatorios y de potenciar asínuestro conocimiento es una de lasrazones más atractivas para intentarcolonizar la Luna.

74. Al calentar unasustancia se

pone primero roja, luego

naranja,después amarilla, pero a

continuaciónblanca. ¿Por qué nosigue el espectro

y se pone verde?Cualquier objeto, a cualquier

energía superior al cero absoluto, radiaondas electromagnéticas. Si sutemperatura es muy baja, emite sóloondas de radio largas, muy pobres enenergía. Al aumentar la temperatura,radia una cantidad mayor de ondas, perotambién empieza a radiar ondas de radiomás cortas (y más energéticas). Si latemperatura sigue subiendo, empiezan a

radiarse microondas aún másenergéticas y después radiacionesinfrarrojas.

Esto no quiere decir que a unatemperatura dada sólo se emitan ondasde radio largas, un poco más arriba sóloondas de radio cortas, luego sólomicroondas y después sólo infrarrojos.En realidad se emite toda la gama deradiaciones, pero siempre hay unaradiación máxima, es decir una gama delongitudes de onda que son las másradiadas, flanqueadas por cantidadesmenores en el lado de las energías bajasy por cantidades todavía más pequeñasen el de las altas.

Cuando un objeto alcanza latemperatura del cuerpo humano (37º C)

el máximo de radiación se encuentra enlos infrarrojos largos. El cuerpo humanotambién radia ondas de radio, pero laslongitudes de onda más cortas y másenergéticas son siempre las más fácilesde detectar y por consiguiente las másnotables.

Cuando la temperatura alcanzaaproximadamente los 600º C, el máximode radiación se halla en el infrarrojocorto. Pero a esas alturas la pequeñacantidad de radiación que se halla en ellado de las energías altas adquiere unaimportancia especial porque entra ya enla región de la luz visible roja. El objetoreluce entonces con un rojo intenso.

Este rojo constituye sólo un pequeño

porcentaje de la radiación total, perocomo da la casualidad de que nuestroojo lo percibe, le otorgamos todanuestra atención y decimos que el objetoestá al «rojo vivo».

Si la temperatura sigue subiendo, elmáximo de radiación continúadesplazándose hacia las longitudes deonda cortas y cada vez se emite más luzvisible de longitudes cada vez menores.Aunque el objeto radia más luz roja, sevan agregando poco a poco luzanaranjada y luz amarilla en cantidadesmenores pero significativas. Al llegar alos 1.000º C la mezcla de colores lapercibimos como naranja, y a los 2.000ºC como amarilla. Lo cual no significaque a los 1.000º C sólo se radie luz

naranja o que a los 2.000º C se radiesólo amarilla. Porque si fuese así,habría efectivamente que esperar que losiguiente fuese «calor verde». Lo que enrealidad vemos son mezclas de colores.

Al llegar a los 6.000º C (latemperatura superficial del Sol) elmáximo de radiación está en el amarillovisible y lo que llega a nuestros ojos songrandes cantidades de luz visible, desdeel violeta hasta el rojo. La incidenciasimultánea de toda la gama de luzvisible sobre nuestra retina nos da lasensación de blanco, y de ahí el colordel Sol.

Los objetos más calientes aún que elSol radian todas las longitudes de onda

de la luz visible y en cantidades todavíamayores. Pero el máximo de radiaciónse desplaza al azul, de modo que lamezcla se desequilibra y el blancoadquiere un tinte azulado.

Todo esto reza para objetoscalientes que emiten «espectroscontinuos», es decir, que radian luz en laforma de una ancha banda de longitudesde onda. Ciertas sustancias, encondiciones adecuadas, radian sólo luzde determinadas longitudes de onda. Elnitrato de bario radia luz verde cuandose calienta, y con ese fin se lo utiliza enlos fuegos de artificio. «Calor verde», siasí lo queréis.

75. ¿Qué es la luz

polarizada?La luz podemos imaginárnosla como

si estuviese compuesta por diminutasondas que pueden oscilar en cualquierplano. En un haz de luz cualquiera puedehaber ondas que oscilen de arriba aabajo, otras que oscilen de un lado alotro y otras que lo hagan en diversasdirecciones diagonales. Las direccionesde oscilación pueden estar repartidasequitativamente, sin que haya planosprivilegiados que contengan unacantidad más que proporcional de ondasluminosas. La luz corriente del Sol o deuna bombilla es de este tipo.

Pero supongamos ahora que la luzatraviesa un cristal transparente. El

cristal está compuesto de multitud deátomos o grupos de átomos alineados enfilas y capas regulares. Las ondasluminosas pasarán fácilmente a travésdel cristal si da la casualidad de queoscilan en un plano que les permitecolarse entre dos capas de átomos. Perosi oscilan en un plano que forma unpequeño ángulo con el anterior,chocarán contra los átomos y gran partede su energía se irá en hacerlos vibrar.En ese caso la luz sería parcial ototalmente absorbida.

(Para daros una idea de cómofunciona esto, imaginad que atáis unacuerda a un árbol del jardín del vecino,sosteniendo el otro extremo en vuestramano. Supongamos además que la

cuerda pasa entre dos palotes de unavalla a mitad de camino. Si agitáis lacuerda arriba y abajo, las ondas pasaránentre los dos palotes e irán a parar alárbol. La valla sería entonces«transparente» a dichas ondas. Pero silas ondas son de derecha a izquierda,chocarán contra los palotes y nopasarán.)

Hay cristales que separan la energíade las ondas luminosas en dos rayosdistintos. El plano de oscilación ya noestá distribuido uniformemente. En unode los rayos, todas las ondas oscilan enun determinado plano, mientras que en elotro oscilan en un plano perpendicularal primero. Las oscilaciones diagonales

quedan totalmente excluidas.Cuando las ondas luminosas están

obligadas a oscilar en un planodeterminado, se dice que la luz está«polarizada linealmente» o simplemente«polarizada». La luz ordinaria, queoscila en cualquier dirección, es luz «nopolarizada».

Pero ¿por qué «polarizada»? Cuandoel fenómeno recibió su nombre, allá porel año 1808, el ingeniero francés E. L.Malus, que fue quien lo bautizó, teníauna teoría equivocada acerca de lanaturaleza de la luz. Malus pensaba quela luz estaba compuesta por partículascon polos, como los de un imán, y que laluz que emergía de un cristal tenía todossus polos dirigidos en una misma

dirección. La teoría resultó ser falsa,pero el nombre estaba ya demasiadoafincado para cambiarlo.

Los dos rayos de luz producidos poralgunos cristales, cada cual con supropio plano de polarización, tienenpropiedades algo diferentes. Porejemplo, puede que se refracten conángulos distintos al pasar por el cristal.Aprovechando esto se pueden fabricarcristales en los cuales el primer rayo serefleje y se pierda, y sea sólo el otro elque atraviese hasta el final.

En algunos cristales sólo pasa unode los rayos; el otro es absorbido yconvertido en calor. Los cristalespolaroides (que llevan diminutos

cristales de este tipo incrustados enplástico) absorben gran parte de la luzpor este conducto, y más aún gracias aque están coloreados. De este modoreducen los reflejos.

Cuando la luz polarizada pasa através de una solución que contieneciertos tipos de moléculas asimétricas,el plano de oscilación gira. La direccióny magnitud de ese giro ha permitido alos químicos deducir muchas cosasacerca de la estructura real de lasmoléculas, y sobre todo de lasorgánicas. De ahí la enorme importanciade la luz polarizada para la teoríaquímica.

76. La luz ¿puede ejercer

fuerzasobre la materia?

Un haz de luz contiene energía.Cuando choca contra un objeto opaco yes absorbido, esa energía tiene que ir aalgún lado. La mayor parte se convierteen calor, es decir, las partículas queconstituyen el objeto opaco se llevan laenergía luminosa y empiezan a vibrarcon más rapidez.

Pero el haz de luz ¿puede ejercer unafuerza directa sobre el objeto opaco?¿Puede comunicar su movimiento alobjeto que lo absorbe? El efecto de uncuerpo sólido en movimiento sobrecualquier cosa que se cruce en sucamino, es de sobra conocido. Una bola,

al chocar contra un juego de bolos, losmanda a paseo. Ahora bien, la luz estácompuesta por partículas de masa nula.¿Puede, pese a ello, transferir sumovimiento y ejercer una fuerza sobre lamateria?

Allá por el año 1873, el físicoescocés J. Clerk Maxwell estudió elproblema desde el ángulo teórico ydemostró que la luz, aun estandocompuesta por ondas sin masa, tenía queejercer una fuerza sobre la materia. Sumagnitud dependería de la energíacontenida en el haz de luz por unidad delongitud. Ahí está el quid. Supongamosque encendemos una linterna durante unsegundo. La luz emitida durante esesegundo contiene bastante energía, pero

en ese brevísimo lapso de tiempo laprimera onda de luz emitida ha avanzadoya 299.793 kilómetros. Toda la luzemitida en un segundo por eserelámpago luminoso queda repartida alo largo de un haz de esa longitud, demodo que la energía que toca cadametro, o incluso cada kilómetro, esrealmente pequeña.

Por eso, en circunstancias normalesno nos percatamos de ninguna fuerzaejercida por la luz sobre la materia.

Supongamos, sin embargo, quecogemos una barra ligera, le adosamosun disco plano a cada lado y lasuspendemos horizontalmente, por elpunto medio, con un filo hilo de cuarzo.

La más mínima fuerza sobre uno de losdiscos hará que la barra gire alrededordel hilo. Si hacemos incidir un haz deluz sobre uno de los discos, la barragirará siempre que el haz ejerza unafuerza sobre él.

Naturalmente, esa diminuta fuerzaquedaría anulada en el momento en quehubiese un ligerísimo viento soplando encontra, de manera que el sistema enterotiene que ir encerrado en una cámara.Por otro lado, el mismo choque de lasmoléculas de aire contra los discoscrearía fuerzas mucho mayores que la dela luz, por lo cual habrá que hacer unalto vacío en la cámara. Una vez hechotodo esto y tomadas otra serie deprecauciones, se puede medir ya el

pequeñísimo desplazamiento de losdiscos cuando sobre ellos se haceincidir un intenso haz luminoso.

Los físicos americanos Ernest F.Nichols y Gordon F. Hull realizaron en1901 tal experimento en la UniversidadDartmouth y demostraron que la luzejercía efectivamente una fuerza, cuyamagnitud era exactamente la predichapor Maxwell veintiocho años antes.Casi al mismo tiempo, el físico rusoPeter N. Lebedev demostró lo mismoutilizando un aparato algo máscomplicado.

Demostrada ya la existencia de esta«presión de radiación», los astrónomosvieron en ella la explicación de un

interesante fenómeno relacionado conlos cometas. La cola de un cometaapunta siempre en dirección contraria ala del Sol. Cuando el cometa se vaacercando a éste, la cola ondea detrás,da la vuelta en el punto de máximaaproximación y se coloca delante delcometa al alejarse éste.

«Ajajá», pensaron los astrónomos.«¡La presión de radiación!»

Durante medio siglo no dudaron deque era así, pero estaban equivocados.La presión de radiación de la luz solarno es lo bastante fuerte. Es el vientosolar el que empuja la cola de loscometas en dirección contraria a la delSol.

77. La luz roja es lamenos desviada

al pasar por un prIsma,pero la que

más se desvía al pasarpor una red de

difracción. ¿Por qué esadiferencia?

La luz cabe considerarla como unmovimiento ondulatorio y la luz del Solcomo una colección de ondas dediferentes longitudes. La luz dediferentes longitudes de onda produceefectos distintos sobre la retina, y es esolo que nos da la sensación de los

colores. De todas las formas visibles deluz, la roja es la de mayor longitud deonda; luego viene el anaranjado, elamarillo, el verde, el azul y finalmenteel violeta.

Cuando la luz pasa del aire alvidrio, al agua o a otro mediotransparente, disminuye su velocidad. Siel haz de luz incide sobre el trozo devidrio con un ángulo oblicuo desde laderecha, la parte derecha del haz, que esla que primero choca contra el vidrio, estambién la que pierde primerovelocidad. Durante un instante, la partederecha se mueve lentamente mientrasque la izquierda sigue a toda velocidad.El resultado es que el haz cambia dedirección al entrar en el vidrio. Es lo

que se llama «refracción».Lo mismo ocurriría si una columna

de soldados entrara oblicuamente desdeuna carretera asfaltada a un campoarado. Los soldados que se encuentranen el lado más próximo al campoentrarían primero en él y disminuiríanantes el paso. Y a menos que se hicieraun esfuerzo deliberado para impedirlo,la columna cambiaría de dirección alentrar en el campo.

El efecto retardador del campoproviene de la dificultad de despegar lasbotas en un suelo blando. Una vezdespegada y en el aire, se mueve igualde deprisa en un campo que unacarretera. Lo cual significa que los

soldados patilargos, al establecer menoscontactos por unidad de distancia quelos paticortos (gracias a su mayorzancada), sufrirán un retardo menor. Unacolumna de soldados patilargoscambiaría menos de dirección que otrade paticortos.

La luz roja, con su gran longitud deonda, es similar en este aspecto a unsoldado patilargo. Su velocidaddisminuye menos que la de la luz decualquier otro color, y, por tanto, sufreuna refracción mínima. Y la luz violetaes naturalmente la que se refracta más.

La difracción implica un principiocompletamente diferente. Un movimientoondulatorio puede rodear libremente unobstáculo con tal de que éste no sea

mayor que la longitud de una de susondas. Cuanto mayor es el obstáculo,peor podrá rodearlo.

Las longitudes de onda de la luz sontan diminutas (aproximadamente1/20.000 de centímetro) que al tropezarcon obstáculos corrientes no se desvíaapenas nada, sino que prosigue en línearecta y proyecta sombras nítidas. (Lasondas sonoras, cuya naturaleza es muydistinta de las de la luz, son mucho máslargas. Por eso se puede oír al otro ladode una esquina, pero no ver… al menossin espejos.)

Una red de difracción consiste en ungran número de líneas opacas muy finas,todas ellas paralelas y trazadas sobre un

fondo transparente. Las líneas opacasson lo bastante finas como para queincluso las diminutas ondas luminosas,al pasar por las regiones transparentesvecinas, puedan rodearlas un poco. Estoes lo que se denomina «difracción».

Está claro que cuanto más larga seala longitud de onda de la luz, máspequeña será la obstrucción de laslíneas opacas y tanto más podrá abarcarla luz alrededor de ellas. La luz roja,con su gran longitud de onda, es la quemás puede abarcar alrededor de laslíneas opacas y, por tanto, la que más sedifracta. Y la luz violeta, por supuesto,la que menos.

Tanto los prismas de refraccióncomo las redes de difracción dan un

«arco iris» o espectro. Pero uno es elinverso del otro. Leyendo hacia fueradesde la dirección original de la luz, elespectro de refracción es rojo,anaranjado, amarillo, verde, azul yvioleta. Y el de difracción: violeta, azul,verde, amarillo, anaranjado y rojo.

78. ¿Qué ocurre con laenergía

cuando dos haces de luzinterfieren y

producen oscuridad?Un haz de luz viene a estar

compuesto por un tren de ondas. Cuandodos haces luminosos chocan entre síformando un ángulo pequeño, puede

ocurrir que las ondas se encuentren detal manera que cuando las unas bajan lasotras suben, y viceversa. Las dos ondas«interfieren» y se cancelan parcial oincluso totalmente. El resultado es quela combinación de dos ondas puedeproducir una luz menos intensa quecualquiera de ellas por separado.

Ahora bien, cada uno de losconjuntos de ondas representa una ciertacantidad de energía. Si las dos ondas secancelan mutuamente y provocanoscuridad allí donde antes había luz, ¿esque ha desaparecido la energía?

¡Naturalmente que no! Una de lasreglas fundamentales de la física es quela energía no puede desaparecer. Tal esla «ley de conservación de la energía».

En el fenómeno de la interferencia hayuna energía que ha dejado de existir enforma de luz. Por tanto, tiene queaparecer una cantidad exactamente igualde energía en otra forma distinta.

La forma menos organizada deenergía es la del movimiento aleatoriode las partículas que componen lamateria, movimiento que llamamos«calor». La energía tiende a perderorganización al cambiar de forma, demanera que cuando parece que laenergía desaparece, lo mejor es buscarcalor, es decir, moléculas que semuevan al azar y a velocidades mayoresque antes.

Esto es lo que ocurre en el caso de

la interferencia luminosa. En teoría esposible disponer dos haces de luz demanera que interfieran perfectamente. Alincidir en una pantalla la dejaránperfectamente, oscura, pero aun así, lapantalla aumentará de temperatura. Laenergía no ha desaparecido, sólo hacambiado de forma.

Un problema parecido es elsiguiente. Supongamos que damoscuerda al resorte de un reloj. Ahoracontiene más energía que cuando estabadistendido. A continuación disolvemosel resorte, todavía tenso, en un ácido.¿Qué ocurre con la energía?

También aquí se convierte en calor.Si empezamos con dos solucionesácidas a la misma temperatura y

disolvemos en una de ellas un muelledistendido y en la otra un muelle tenso(por lo demás idénticos), la segundasolución tendrá al final una temperaturamayor que la primera.

La ley de la conservación de laenergía no fue entendida del todo hastael año 1847, cuando los físicos lograroncaptar en todo su sentido la naturalezadel calor. Desde entonces, la aplicaciónde esa ley ha permitido comprender unaserie de fenómenos básicos. Lastransformaciones radiactivas, pongamospor caso, producen más calor del quepodían explicar los cálculos físicosdecimonónicos. El problema quedóresuelto cuando, Einstein elaboró su

famosa ecuación e = mc2, demostrandoque la propia materia era una forma deenergía.

Por otro lado, en algunastransformaciones radiactivas seproducen electrones de energíademasiado pequeña. En lugar de admitiruna violación de la ley de conservaciónde la energía, Wolfgang Pauli sugirió en1931 que en dicha transformación seproducía simultáneamente otra partícula,el neutrino, que se llevaba el resto de laenergía. Y tenía razón.

79. ¿Qué es el efectoCoriolis?

Moverse por un objeto que seaestacionario o que se desplace a

velocidad constante con respecto a unpunto fijo no representa ningúnproblema. Si queremos desplazarnosdesde el punto A en uno de los extremoshasta el punto B en el extremo contrario,lo podremos hacer sin experimentarninguna dificultad.

Pero la situación cambia cuando, lasdistintas partes del objeto llevan unavelocidad diferente. Pensemos en untiovivo o cualquier otro objeto plano ygrande que gire alrededor de su centro.El objeto entero gira de una pieza, perolo cierto es que cualquier punto cercanoal centro describe un círculo pequeño yse mueve despacio mientras que lospuntos próximos al borde exteriordescriben círculos grandes y se mueven,

por tanto, muy deprisa.Imagina que estás en un punto

próximo al centro y que quieres dirigirtea otro cerca del borde exterior,siguiendo una línea recta que arranquedel centro. En el punto de salida, cercadel centro, participas de la velocidad dedicho punto y, por tanto, te muevesdespacio. Sin embargo, a medida queavanzas hacia afuera el efecto de lainercia tiende a que sigas moviéndotedespacio mientras que el suelo que pisasva cada vez más rápido. La combinaciónde tu lentitud y la rapidez del suelohacen que te sientas empujado en ladirección opuesta a la del movimientode giro. Si el tiovivo gira en dirección

contraria a la de las manillas del reloj,comprobarás que tu trayectoria se curvacada vez, más en el sentido de lasmanillas del reloj a medida que avanzas.

Si empiezas en un punto próximo alborde exterior y avanzas hacia el centro,retendrás la rapidez de dicho punto altiempo que el suelo irá moviéndose cadavez más despacio debajo de tus pies.Por consiguiente, te sentirás empujadocada vez más en la dirección de giro. Síel tiovivo se mueve en direccióncontraria a la de las manillas del reloj,tu trayectoria se curvará cada vez másen el sentido de las agujas del reloj.

Saliendo de un punto próximo alcentro, desplazándote hasta un puntocercano al borde exterior y volviendo

luego al centro, comprobarás -si siguessiempre el camino de menor resistencia-que has descrito una trayectoria más omenos circular.

Este fenómeno fue estudiado porprimera vez con detalle en 1835 por elfísico francés Gaspard de Coriolis, y enhonor suyo se llama «efecto Coriolis».A veces se denomina «fuerza deCoriolis», pero en realidad no es unafuerza, sino simplemente el resultado dela inercia.

La consecuencia más importante delefecto Coriolis para los asuntoscotidianos tiene que ver con la rotaciónde la Tierra. Los puntos de la superficieterrestre cercanos al ecuador describen

en el lapso de veinticuatro horas un grancírculo y, por tanto, se mueven muydeprisa. Cuanto más al norte (o al sur)nos movamos, menor es el círculodescrito por un punto de la superficie ymás despacio se mueve.

Los vientos y corrientes oceánicasque corren hacía el norte desde lostrópicos llevan desde el principio, porla misma rotación terrestre, un rápidomovimiento de oeste a este. Aldesplazarse hacia el norte conservan suvelocidad, pero como resulta que lasuperficie de la Tierra se mueve cadavez más despacio, el viento o lacorriente se adelanta y empieza acurvarse hacia el este. Al final acabanpor moverse en grandes círculos: a

derechas en el hemisferio norte y aizquierdas en el hemisferio sur.

Es, precisamente el efecto Coriolisel que inicia ese movimiento circularque, concentrado en mayor grado (y, portanto, más energéticamente) da origen alos huracanes, y en grado aún mayor, alos tornados.

80. El sonido se muevemás deprisa

en sustancias densascomo el agua o

el acero que en el aire;sin embargo

se mueve más deprisa en

el airecaliente que en el frío,

cuando elaire caliente es menos

denso que elfrío. ¿Es una paradoja?

Lo que nuestros oídos detectan comosonido está causado por una vibraciónque a su vez origina un movimientooscilatorio en los átomos o moléculasque constituyen el medio por el que sepropaga, La vibración empuja ycomprime las moléculas cercanas. Lasmoléculas así comprimidas vuelven asepararse después y originan otracompresión en la región adyacente, de

suerte que la zona de compresión parecepropagarse hacia fuera a partir de lafuente sonora. La velocidad con que semueve la onda de compresión a partir dela fuente es la velocidad del sonido enese medio.

La velocidad del sonido depende dela velocidad natural con que se muevenlas moléculas que componen cadasustancia. Comprimida una ciertasección de aire (sí éste es el medio encuestión), las moléculas vuelven luego adisgregarse por efecto de susmovimientos aleatorios naturales. Sieste movimiento aleatorio es rápido, lasmoléculas de la región comprimida sedisgregan rápidamente y comprimen,también rápidamente, las moléculas de

la región vecina. Esta, a su vez, se dilatarápidamente y comprime a la secciónsiguiente con igual celeridad. Enresumidas cuentas: la onda decompresión se propaga rápidamente y lavelocidad del sonido en ese medio esalta.

Cualquier factor que aumente (odisminuya) la velocidad natural de lasmoléculas del aire, aumenta (odisminuye) la velocidad del sonido en elaire.

Pues bien, las moléculas del aire semueven más deprisa a temperaturas altasque a bajas. Y por eso el sonido sepropaga más rápidamente a través. delaire caliente que del frío. Lo cual no

tiene nada que ver con la densidad.A 0º C, el punto de congelación del

agua, el sonido, se propaga a 1.195kilómetros por hora. Esta velocidadaumenta a razón de 2,2 kilómetros porhora con cada grado adicional detemperatura.

Los gases compuestos por moléculasmás ligeras que las del aire son, por logeneral, menos densos que éste. Lasmoléculas más ligeras se mueventambién con mayor rapidez. Lavelocidad del sonido en esos gasesligeros es mayor que en el aire, pero nopor efecto de la menor densidad, sinopor la mayor rapidez de las moléculas.En hidrógeno a 0º el sonido se propagaa 4.667 kilómetros por hora.

Al pasar a los líquidos y sólidos lasituación es completamente diferente alade los gases. En éstos, las moléculasestán muy distanciadas y apenasinterfieren entre sí. Las moléculas,después de comprimirlas, sólo seseparan por efecto de sus movimientosaleatorios. Por el contrario, lasmoléculas y átomos de los líquidos ysólidos se mantienen en contacto. Alcomprimirlas, se separan de nuevorápidamente debido a su repulsiónmutua.

Lo anterior se aplica especialmentea los sólidos, donde los átomos ymoléculas se mantienen más o menosrígidamente fijos en su sitio. Cuanto más

rígida sea esta atadura, más rápidamenterecuperarán su posición alcomprimirlos. Por eso el sonido sepropaga más deprisa en líquidos que engases, más deprisa aún en sólidos, y aúnmás en sólidos rígidos. La densidad noes el factor principal.

Así, el sonido se propaga en el aguaa unos 5.311 kilómetros por hora, y en elacero, a unos 17.700 kilómetros porhora.

81. ¿Se hunden losbarcos hasta el

fondo del mar o llega unmomento en

que la presión les impide

seguirbajando?

Un objeto se hunde en el agua si esmás denso que ella. La densidad delagua es de un gramo por centímetrocúbico, y las sustancias como la piedrao los metales son mucho más densos queeso. Los barcos, aunque estánconstruidos de grandes masas de acero,flotan porque en su interior encierrangrandes espacios de aire. La densidadmedia del acero y demás materiales deconstrucción más el volumen de airedentro del barco es menor que la delagua. Si por accidente, entra agua en elbarco, la densidad media de losmateriales de construcción más el agua

del interior es mayor que la del agua, yel barco se hunde.

A medida que se hunde, vaexperimentando presiones cada vezmayores. En la superficie del océano, lapresión (debida a la atmósfera) esde1.034 gramos por centímetrocuadrado de superficie. Diez metros másabajo, el peso de esa columna de aguaañade otros 1.034 gramos porcentímetro cuadrado a la presión, y lomismo para cada uno de los diez metrossiguientes. La presión en el fondo dellugar más profundo del océano que seconoce es de mil cien veces la presiónatmosférica, lo que equivale a más deuna tonelada por centímetro cuadrado.

Tales presiones no tienen, sin

embargo, ningún efecto sobre el empujehacia arriba que experimenta un objetoal hundirse. La presión actúa en todaslas direcciones por igual, hacia abajo,hacia arriba y lateralmente, de maneraque el objeto sigue hundiéndose, sinhacer ningún caso del aumento depresión.

Pero hay otro factor. La presióncomprime el agua y aumenta así sudensidad. ¿No podría ser que, comoconsecuencia de ese aumento de presión,el agua se hiciese tan densa que elobjeto dejara de hundirse y quedaráflotando en las profundidades del mar?

¡No! El efecto de compresión es muypequeño. Incluso a una presión de 1

tonelada por centímetro cuadrado, ladensidad del agua aumenta sólo de 1 aunos 1,05 gramos por centímetro cúbico.Un sólido que tuviera una densidad de1,02 gramos por centímetro cúbico sehundiría, efectivamente en el agua, peroquedaría flotando a unos cincokilómetros de profundidad. Losmateriales de construcción ordinarios,sin embargo, tienen densidades muysuperiores a 1,05. La densidad delaluminio es 2,7 y la del acero 7,8gramos por centímetro cúbico. Losbarcos metálicos se hundirían hasta elfondo de los abismos más profundos sinla menor posibilidad de flotar.

Pero supongamos que el océanofuese más profundo aún. ¿Llegaría un

momento en que una barra de aluminiopor poner un ejemplo, alcanzase unaprofundidad máxima? La respuesta siguesiendo, ¡no!

Si los océanos tuviesen unaprofundidad de 68 kilómetros (en lugarde unos 11 como máximo), la presión enel fondo alcanzaría unas 7 toneladas porcentímetro cuadrado y la densidad delagua 1,3 gramos por centímetro cúbico.Pero para entonces el agua ya no seríalíquida, sino que se convertiría en unasustancia sólida llamada «hielo VI». (Elhielo VI es más denso que el agua,mientras que el hielo I -el hieloordinario- es menos denso.)

Por consiguiente, el aluminio o

cualquier otra sustancia de densidadmayor que 1,3 gramos por centímetrocúbico descenderían hasta cualquierprofundidad oceánica mientras el aguasiguiese siendo líquida, y en últimotérmino iría a posarse sobre unasuperficie sólida que podría ser el fondomarino o ese hielo VI. El agua ordinarianunca puede hacerse suficientementedensa para hacer flotar al aluminio ymucho menos al acero.

82. ¿Cuáles son loselementos

químicos más activos ypor qué?

Los electrones rodean al núcleo

atómico en esferas concéntricasllamadas «capas». Para cada elementohay un número fijo de electrones en cadacapa. La distribución es especialmenteestable cuando hay ocho electrones en lacapa más exterior.

Supongamos, sin embargo, que unelemento tiene tantos electrones, quedespués de acomodar ocho de ellos enuna de las capas exteriores quedanvarios por alojar en una capa aún másexterna. Estos pocos electrones, los másexteriores y -como todos- cargadosnegativamente, son atraídos muydébilmente por el núcleo atómico,cargado positivamente y situado en elcentro. Esos electrones exteriores soncedidos con gran facilidad a otros

átomos. Lo que quede ahora del átomoes esa disposición estable de ochoelectrones en la capa más externa.

Las reacciones químicas implican latransferencia de electrones, por lo cualun elemento que pueda perder fácilmenteuno o más participará ávidamente entales reacciones y será «químicamenteactivo». Por lo general, cuantos menossean los electrones que excedan deocho, tanto más fácilmente sontransferidos y más activo es el elemento.Los elementos más activos con los quetienen un único electrón por encima delos ocho: aquellos en los que hay unelectrón solitario en las capasexteriores.

Ejemplos de tales elementos son elsodio, con una distribución electrónicaen tres capas (2, 8, 1), y el potasio, encuatro capas (2, 8, 8, 1).

Las capas electrónicas interiorestienden a aislar a ese solitario electrónexterior del núcleo, positivamentecargado. Cuantas más capas hayaentremedias, tanto más débil es laatracción del núcleo sobre el electrónexterior y tanto más fácil es que elátomo lo transfiera. Por eso el potasioes más activo que el sodio, y el cesio (2,8, 18, 18, 8, 1) más aún que el potasio.

Todavía más activo sería el francio(2, 8, 18, 32, 18, 8, 1), pero tiene elinconveniente de que sólo se pueden

estudiar unos cuantos átomos cada vez.Su isótopo más estable tiene una vidamedia de sólo veintiún minutos. El cesioes, por tanto, el elemento metálicoestable más activo.

Supongamos ahora que a unelemento le faltan algunos electronespara completar una capa exterior deocho. Tales átomos muestran ciertatendencia a aceptar ciertos electroneshasta completar la cifra de ocho. Porconsiguiente, intervienen ávidamente enreacciones químicas y son activos.

En general, cuanto menor es elnúmero de electrones que faltan paracompletar los ocho, mayor es latendencia a aceptar electrones. Por esolos elementos los elementos más activos

de esta clase son aquellos cuyos átomoscontienen siete electrones en la capaexterior, necesitando sólo uno paracompletar los ocho.

Ejemplos de tales elementos son elcloro, cuya distribución de electrones es(2, 8, 7), y el bromo, con (2, 8, 18, 7).

En estos elementos ocurre quecuanto mayor es la atracción del núcleo,mayor es la tendencia a robar el electrónque falta. A menor número de capasinternas de electrones, menoraislamiento alrededor del núcleo, mayorla atracción de éste y más activo elelemento.

De los elementos de esta clase, elque menos capas de electrones tiene es

el flúor, con una disposición electrónica(2, 7). El flúor es, por tanto, el elementono metálico más activo.

83. ¿Qué tienen de noblelos gases

nobles?Los elementos que reaccionan

difícilmente o que no reaccionan enabsoluto con otros elementos sedenominan «inertes». El nitrógeno y elplatino son ejemplos de elementosinertes.

En la última década del siglo pasadose descubrieron en la atmósfera unaserie de gases que no parecían interveniren ninguna reacción química. Estosnuevos gases -helio, neón, argón,

criptón, xenón y radón- son más inertesque cualquier otro elemento y se agrupanbajo el nombre de «gases inertes».

Los elementos inertes reciben aveces el calificativo de «nobles» porqueesa resistencia a reaccionar con otroselementos recordaba un poco a laaltanería de la aristocracia. El oro y elplatino son ejemplo de «metalesnobles», y por la misma razón sellamaba a veces «gases nobles» a losgases inertes. Hasta 1962 el nombre máscomún era el de «gases inertes», quizáporque lo de nobles parecía pocoapropiado en sociedades democráticas.

La razón de que los gases inertessean inertes es que el conjunto deelectrones de cada uno de sus átomos

está distribuido en capas especialmenteestables. La más exterior, en concreto,tiene ocho electrones. Así ladistribución electrónica del neón es (2,8) y la del argón (2, 8, 8). Como laadición o sustracción de electronesrompe esta distribución estable, nopueden producirse cambioselectrónicos. Lo cual significa que no sepueden producir reacciones químicas yque esos elementos son inertes.

Ahora bien, el grado de inerciadepende de la fuerza con que el núcleo,cargado positivamente y situado en elcentro del átomo, sujeta a los ochoelectrones de la capa exterior. Cuantasmás capas electrónicas haya entre la

exterior y el centro, más débil será laatracción del núcleo central.

Quiere esto decir que el gas inertemás complejo es también el menosinerte. El gas inerte de estructuraatómica más complicada es el radón.Sus átomos tienen una distribuciónelectrónica de (2, 8, 18, 32, 18, 8). Elradón, sin embargo, está sólo constituidopor, isótopos radiactivos y es unelemento con el que difícilmente sepueden hacer experimentos químicos. Elsiguiente en orden de complejidad es elxenón, que es estable. Sus átomos tienenuna distribución electrónica de (2, 8, 18,18, 8).

Los electrones más exteriores de losátomos de xenón y radón están bastante

alejados del núcleo y, por consiguiente,muy sueltos. En presencia de átomos quetienen una gran apetencia de electrones,son cedidos rápidamente. El átomo conmayor apetencia de electrones es elflúor, y así fue como en 1962 el químicocanadiense Neil Bartlett consiguióformar compuestos de xenón y flúor.

Desde entonces se ha conseguidoformar también compuestos de radón ycriptón. Por eso los químicos rehuyen elnombre de «gases inertes», porque, a finde cuentas, esos átomos no soncompletamente inertes. Hoy día se haimpuesto la denominación de «gasesnobles» y existe toda una rama de laquímica que se ocupa de los

«compuestos de gases nobles».Naturalmente, cuanto más pequeño

es el átomo de un gas noble, más inertees, y. no se ha encontrado nada que seacapaz de arrancarles algún electrón. Elargón, cuya distribución electrónica es(2, 8, 8), y el neón, con (2, 8), siguensiendo completamente inertes. Y el másinerte de todos es el helio, cuyos átomoscontienen una sola capa electrónica condos electrones (que es lo máximo quepuede alojar esa primera capa).

84. ¿Por qué se formanlos cristales

y por qué lo hacensiempre en ciertas

formas?En condiciones ordinarias existen

tres estados de la materia: gaseoso,líquido y sólido. En los gases, la energíade los átomos o (lo que es máscorriente) de las moléculas que loscomponen es tan grande y/ o la atracciónentre las distintas moléculas es tanpequeña, que éstas se muevenindependientes de un lado para otro.

Si la energía disminuye hasta uncierto punto, las moléculas ya no puedenconservar su independencia, y tienen quepermanecer en contacto unas con otras.Sin embargo, hay todavía suficienteenergía para que las moléculas semuevan un poco, deslizándose unas

sobre otras. Lo que tenemos entonces esun líquido.

Si la energía disminuye aún más, lasmoléculas ya no podrán resbalar ydeslizarse, sino que tienen quepermanecer fijas en una orientacióndeterminada (aunque, pueden vibrar, yde hecho vibran, de un lado a otroalrededor de esa posición fija). Lasustancia es ahora un sólido.

Dos moléculas vecinas (o átomos, oiones) de un sólido no pueden ocuparuna posición cualquiera, sino queadoptan una ordenación regular quedepende de la proporción de partículasdiferentes que haya, de las diferencias,de tamaño que puedan existir, de lapresión exterior, etc. En el cloruro

sódico, los iones de sodio y los decloruro están en igualdad de número ydifieren en tamaño. En el fluoruro decesio, los iones de cesio y los defluoruro están en igualdad numérica,pero los primeros son mucho mayoresque los segundos. En el cloruro demagnesio, los iones de magnesio y losde cloruro no difieren apenas en tamaño,pero hay el doble de los segundos quede los primeros. Esto hace que cadacompuesto empaquete sus iones demanera diferente.

Cualquier trozo visible de materiacompuesta de átomos, iones o moléculasdispuestos de manera ordenada mostrarásuperficies lisas que se cortan según

ángulos fijos. (Es lo mismo que unaformación militar vista desde el aire.Quizá no podamos ver uno a uno a cadasoldado, pero si van bien formadosveremos que la formación es unrectángulo, por ejemplo.) La forma deltrozo visible de materia (o «cristal»)depende de la ordenación atómica. Paracualquier sustancia dada, y con unconjunto específico de condiciones, sólohay una distribución atómica posible. Deahí que los cristales tengan siempre unaforma dada.

Las sustancias sólidas son casisiempre de naturaleza cristalina, aunqueno lo parezca. Para formar un cristalperfecto, lo mejor es empezar con unasustancia pura en disolución (para que

no se cuelen átomos extraños quepueden perturbar la ordenación). Luegohay que enfriarla lentamente, para quelos átomos tengan tiempo de irsecolocando cada uno en su lugar. Lo quepredomina en la naturaleza son mezclasde sustancias, y por eso lo que resulta alfinal es una yuxtaposición de diferentestipos de cristales que se entrecruzan.Además, si el enfriamiento es muyrápido, se empiezan a formar tantoscristales que ninguno de ellos tiene laoportunidad de pasar del tamañomicroscópico, con lo cual cada uno seorienta por su lado y no dan una formadeterminada.

Por eso es muy raro ver cristales

grandes y limpios en la naturaleza. Loque solemos encontrar son trozosirregulares de material compuesto porcristales microscópicos que no vemos.

Hay sustancias sólidas que no soncristalinas y que, por tanto, no sonrealmente sólidas. El vidrio, porejemplo. El vidrio líquido es muyviscoso, y eso impide que los iones semuevan con soltura y se ordenenadecuadamente. Al enfriarse el vidrio,los iones se van moviendo cada vez másdespacio hasta que se detienen del todo,conservando en adelante la posición quetenían en ese momento.

En tales condiciones no hayordenación ninguna, de modo que elvidrio «sólido» es realmente un «líquido

subenfriado». El vidrio es ciertamenteduro y parece sólido, pero no tieneestructura cristalina ni tampoco (lo cuales decisivo) un punto de fusión definido.Por eso el vidrio «sólido» se vaablandando poco a poco al calentarlo.

85. ¿Se puede comprimirel agua?

La contestación más sencilla es quecualquier cosa se puede comprimir.

Lo cierto es que es mucho más fácilcomprimir materia en forma gaseosa queen cualquier otra modalidad. Y esporque los gases están compuestos demoléculas muy separadas entre sí. En elaire normal, pongamos por caso, lasmoléculas ocupan algo así como una

décima parte del volumen total.Parta comprimir un gas basta con

apretujar las moléculas un poco contrala tendencia expansiva de su propiomovimiento aleatorio y eliminar algo delespacio vacío que existe entre ellas. Esun trabajo para el cual basta la fuerzamuscular del hombre. Cuando hinchamosun globo estamos comprimiendo aire.

En el caso de los líquidos y sólidos,los átomos y moléculas que loscomponen están más o menos encontacto. Si no se acercan aún más espor la repulsión mutua de los electronesque existen en las regiones, exterioresde los átomos. Esta repulsión es unaresistencia mucho más fuerte a lacompresión que el movimiento

molecular en un gas. Quiérese decir quelos músculos humanos no bastan ya pararealizar este trabajo, al menos para quesea perceptible.

Pensemos por un momento quevertimos cierta cantidad de agua en unrecipiente rígido abierto por arriba yque ajustamos un pistón en la aberturahasta tocar al agua. Si empujamos elpistón hacia abajo con todas nuestrasfuerzas, veremos que apenas cederá. Poreso se dice a menudo que el agua es«incompresible» y que no se puedeapretujar en un volumen más pequeño.

Nada de eso. Al empujar el pistón síque comprimimos el agua, pero no losuficiente para medirlo. Si la presión

aplicada es mucho mayor que la quepueden ejercer los músculos humanos, ladisminución del volumen de agua, o decualquier otro líquido o sólido, llega aser medible. Por ejemplo, sicomprimimos 100 litros de agua con unafuerza de 1.050 kilogramos porcentímetro cuadrado, su volumen secontraerá a 96 litros. Si la presiónaumenta aún más, el volumen Seguirádisminuyendo. Bajo tal compresión, loselectrones son, empujados, por asídecir, cada vez más cerca del núcleo.

Si la presión se hace suficientementegrande -digamos que por el pesoacumulado de muchos miles dekilómetros de materia bajo una granfuerza gravitatoria-, la repulsión

electrostática se viene abajo. Loselectrones ya no se pueden mantener enórbita alrededor del núcleo y sondesplazados. La materia se reduceentonces a núcleos atómicos desnudos yelectrones volando de acá para allá enmovimientos alocados.

Los núcleos son mucho másdiminutos que los átomos, de maneraque esta «materia degenerada» siguesiendo en su mayor parte espacio vacío.La presión en el centro de la Tierra oincluso de Júpiter no es suficiente paraformar materia degenerada, pero encambio sí la hay en el centro del Sol.

Una estrella compuesta por entero demateria degenerada puede tener la

misma masa que el Sol y aun así poseerun volumen no mayor que el de laTierra. Es lo que se llama una «enanablanca». Bajo su propia gravedad puedecomprimirse aún más, hasta quedarcompuesta de neutrones en contactomutuo. Tales «estrellas de neutrones»pueden albergar la masa entera del Solen una esfera de trece kilómetros.

E incluso eso puede comprimirse,piensan los astrónomos, hasta elvolumen cero de un «agujero negro».

86. ¿Que es el hidrógenometálico?

¿Cómo puede ser elhidrógeno un

metal?Todo el mundo reconoce un metal al

verlo, porque los metales tienenpropiedades muy características. Ensuperficies lisas reflejan la luz con graneficacia, que es lo que les confiere su«brillo metálico», mientras que los nometales son muy poco reflectantes yposeen una tonalidad opaca. Los metalesson fácilmente deformables, se dejanextender en láminas y estirar en hilos,mientras que los no metales sonquebradizos y se rompen o se pulverizanal golpearlos. Los metales conducen elcalor y la electricidad fácilmente; los nometales, no.

¿De dónde viene la diferencia?

En la mayoría de los compuestoscorrientes, como los que vemos anuestro alrededor en el mar y en latierra, las moléculas están compuestaspor átomos firmemente unidos porelectrones compartidos. Cada electrónestá ligado firmemente a un átomodeterminado. En estos casos la sustanciaexhibe propiedades no metálicas.

Según este criterio, el hidrógeno esun no metal. El hidrógeno ordinario estácompuesto de moléculas compuesto demoléculas constituidas por dos átomosde hidrógeno. Cada átomo de hidrógenotiene un sólo electrón, y los dos átomosque componen una molécula compartenlos dos electrones a partes iguales. No

sobra ningún electrón.¿Qué ocurre cuando hay electrones

que no están firmemente ligados?Consideremos, por ejemplo, el elementopotasio. Cada átomo de potasio tienediecinueve electrones distribuidos encuatro capas. Los únicos electrones quese pueden compartir son los de la capa,exterior, de modo que en el caso delpotasio cada átomo sólo puedecompartir un electrón con su vecino.Además, este electrón exterior estaespecialmente suelto porque entre él y elnúcleo atómico central que lo atrae seinterponen otras capas de electrones.Estas capas intermedias aíslan alelectrón exterior de la atracción central.

Los átomos del potasio sólido están

empaquetados muy juntos, como esaspirámides de naranjas que se ven aveces en las fruterías. Cada átomo depotasio tiene ocho vecinos. Con tantosvecinos y tan cerca, y estando tan sueltoel electrón exterior, es muy fácil quecualquiera de éstos salte de un vecino aotro.

Son estos electrones sueltos ymóviles los que permiten a los átomosde potasio empaquetarse tandensamente, conducir fácilmente el calory la electricidad y deformarse. Enresumen, estos electrones sueltos ymóviles son los que hacen que el potasio(y otros elementos y mezclas que losposeen) sea metálico.

Pues bien, recordemos que elhidrógeno, al igual que el potasio, tieneun solo electrón para compartir convecinos. Pero hay una diferencia. Entreese único electrón del hidrógeno y elnúcleo central no hay electronesaislantes. Por consiguiente, el electrónestá demasiado sujeto para sersuficientemente móvil y poder convertirel hidrógeno en un metal o hacer que susátomos se empaqueten densamente.

Pero ¿y si se le da al hidrógeno unapequeña ayuda? ¿Qué ocurre si se leobliga a empaquetarse densamente, nopor su propia constitución electrónica,sino por presión exterior? Supongamosque la presión aplicada es suficiente

para estrujar los átomos de hidrógeno yhacer que cada átomo quede rodeadopor ocho, diez o incluso doce vecinosmás próximos. Podría ser entonces queel electrón de cada átomo, a pesar de lafortísima atracción del núcleo, empezaraa deslizarse de un vecino a otro. Lo quetendríamos sería «hidrógeno metálico».

Para conseguir que el hidrógeno seempaquete tan densamente, tiene quehallarse en estado casi puro (lapresencia de otros átomos, estorbaría) ya una temperatura no demasiado alta. Delo contrario, se expandiría). Por otrolado tiene que hallarse bajo enormespresiones. Uno de los lugares delsistema solar donde las condiciones soncasi perfectas es el centro de Júpiter, y

hay quienes creen que el interior de esteplaneta está compuesto por hidrógenometálico.

87. ¿Qué es la«poliagua»? Si

sigue siendo H2O, ¿cuáles la

diferencia?Al describir la molécula de agua

suele decirse que está compuesta pordos átomos de hidrógeno y uno deoxígeno: H2O. Sí la cosa acabara ahí,sería una molécula pequeña con bajopunto de ebullición. El sulfuro dehidrógeno (H2S), que tiene una moléculaparecida, pero más pesada (porque el S

es más pesado que el O), es un gas queno se lícúa hasta los -61,8º C. Si el aguano, fuese más que H2O, se licuaría a unatemperatura todavía más baja, quizáalrededor de los -80º C.

Pero consideremos la forma de lasmoléculas de agua Los tres átomosforman un ángulo casi recto, con el deoxígeno en el vértice. El oxígenocomparte dos electrones con cada unode los átomos de hidrógeno, pero elreparto no es equitativo. El oxígenoejerce una mayor atracción sobre loselectrones, de modo que éstos, con sucarga eléctrica negativa, están muy dellado del oxígeno. Por eso, aunque lamolécula de agua es eléctricamente

neutra en su conjunto, la parte deloxígeno tiene una pequeña carganegativa, mientras que los dos átomos dehidrógeno tienen pequeñas cargaspositivas que contrarrestan a aquélla.

Las cargas de signo opuesto seatraen. Hay, pues, una tendencia a quedos moléculas del agua se alineen demanera que el extremo negativo (el deloxígeno) de una de ellas quedeadyacente al positivo (el del hidrógeno)de la siguiente. Esto constituye un«enlace de hidrógeno» que es veinteveces más débil que los enlacesnormales que unen al hidrógeno y aloxígeno dentro de la molécula. Sinembargo, basta para que las moléculasde agua sean «pegajosas».

Debido a esta pegajosidad, lasmolécula de agua se unen con másfacilidad y se separan con más dificultadque si no fuese así. Para superar esafuerza pegajosa y hacer que hierva elagua, hace falta calentarla a 100º C.Cuando la temperatura baja hasta 0ª C,la prevalencia de enlaces de hidrógenoes tal, que las moléculas de agua quedanfijas en su sitio, formándose hielo. Deno ser por los enlaces de hidrógeno latemperatura tendría que ser mucho másbaja para que esto ocurriera.

En una molécula como la del H2S nosucede la mismo, porque el átomo deazufre y el de hidrógeno tienen unaapetencia de electrones

aproximadamente igual. No hayacumulación de cargas ni a un lado ni alotro y, por consiguiente, la molécula noes «pegajosa».

Supongamos ahora que tenemosmoléculas de agua en un espacio muylimitado, un tubo de vidrio muy fino,pongamos por caso. En estascondiciones tendrán que apelotonarseunas contra otras más de lo normal. Elátomo de oxígeno de una de lasmoléculas se verá empujado muy cercadel átomo de hidrógeno del vecino,tanto, que el enlace de hidrógeno se harátan fuerte como un enlace ordinario. Lasdos moléculas se convierten en una, y aesta doble molécula se podrá engancharotra, y luego otra, etc.

Al final habrá multitud de moléculasfuertemente, unidas entre sí, con todoslos hidrógenos y oxígenos formandohexágonos regulares. La sustanciamúltiple resultante es un ejemplo de«polímero». Es «agua polimerizada», o«poliagua» en abreviatura. Para poderromper esta sustancia (anunciada porvez primera por químicos soviéticos en1965) en moléculas H2O de vapor deagua, hay que calentarla hasta 500º C. Ydebido también a que las moléculasestán aquí mucho más apelotonadas queen el agua ordinaria, la poliagua tieneuna densidad 1,5 veces superior a la delagua normal.

Sin embargo, la noción de poliagua

no ha sido aceptada universalmente.Muchos químicos. piensan que lo que seha llamado poliagua es en realidad aguaque ha cogido impurezas o que hadisuelto un poco de vidrio. En este casopuede ser que la poliagua ni siquieraexista.

88. ¿Por qué se dilata elagua alcongelarse?

Primero cabria preguntar: ¿por quéson sólidos los sólidos? ¿Y por qué sonlíquidos los líquidos?

Entre las moléculas de una sustanciasólida hay una cierta atracción que lasmantiene firmemente unidas en unaposición fija. Es difícil separarlas y, por

consiguiente la sustancia es sólida.Sin embargo, las moléculas

contienen energía de movimiento yvibran alrededor de esas posicionesfijas. Al subir la temperatura, vanganando cada vez más energía yvibrando con mayor violencia. Enúltimo término adquieren tanta energíaque la atracción de las demás moléculasno basta ya para retenerlas. Rompenentonces las ligaduras y empiezan amoverse por su cuenta, resbalando ydeslizándose sobre sus compañeras. Elsólido se ha licuado: se ha convertido enun líquido.

La mayoría de los sólidos soncristalinos. Es decir, las moléculas nosólo permanecen fijas en su sitio, sino

que están ordenadas en formacionesregulares, en filas y columnas. Estaregularidad se rompe, cuando lasmoléculas adquieren suficiente energíapara salirse de la formación, y entoncesel sólido se funde.

La disposición regular de lasmoléculas en un sólido cristalino sueledarse en una especie de orden compacto.Las moléculas se apiñan unas contraotras, con muy poco espacio entremedías. Pero al fundirse la sustancia, lasmoléculas, al deslizarse unas sobreotras, se empujan y desplazan. El efectogeneral de estos empujones es que lasmoléculas se separan un poco más. Lasustancia se expande y su densidad

aumenta. Así pues, en general loslíquidos son menos densos que lossólidos.

O digámoslo así: los sólidos seexpanden al fundirse y los líquidos secontraen al congelarse.

Sin embargo, mucho depende decómo estén situadas las moléculas en laforma sólida. En el hielo, por ejemplo,las moléculas de agua están dispuestasen una formación especialmente laxa, enuna formación tridimensional que enrealidad deja muchos «huecos».

Al aumentar la temperatura, lasmoléculas quedan sueltas y empiezan amoverse cada una por su lado, con losempujones y empellones de rigor. Locual las separaría, si no fuese porque de

esta manera muchas de ellas pasan arellenar esos huecos. Y al rellenarlos, elagua líquida ocupa menos espacio que elhielo sólido, a pesar de los empujonesmoleculares. Al fundirse 1 centímetrocúbico de hielo sólo se forman 0,9centímetros cúbicos de agua.

Como el hielo es menos denso que elagua, flota sobre ella. Un centímetrocúbico de hielo se hunde en el aguahasta que quedan 0,9 centímetroscúbicos por debajo de la superficie.Estos 0,9 cm3 desplazan 0,9 cm3 de agualíquida, que pesan tanto como elcentímetro cúbico entero de hielo. Elhielo es sostenido entonces por elempuje del agua, quedando 0,1

centímetros cúbicos por encima de lasuperficie. Todo esto es válido para elhielo en general. Cualquier trozo dehielo flota en el agua, con una décimaparte por encima de la superficie ynueve décimas por debajo.

Esta circunstancia resulta muyafortunada para la vida en general, puestal como son las cosas, cualquier hieloque se forme en una masa de agua, flotaen la superficie. Aísla las capas másprofundas y reduce la cantidad de calorque escapa de abajo. Gracias a ello lasaguas profundas no suelen congelarse, nisiquiera en los climas más gélidos. Encambio, en épocas más calurosas elhielo flotante recibe el pleno efecto delSol y se funde rápidamente.

Si el hielo fuese más denso que elagua, se hundiría al fondo a medida quefuese formándose, dejando al aire libreotra capa de agua, que a su vez secongelaría también. Además el hielo delfondo, no tendría posibilidad ninguna derecoger el calor del Sol y fundirse. Si elhielo fuese más denso que el agua, lasreservas acuáticas del planeta estaríancasi todas ellas congeladas, aunque laTierra no estuviese más lejos del Solque ahora.

89. ¿Qué son las pilas decombustible? ¿Qué

ventajas presentanen la generación de

electrIcidad?Una pila de combustible es un

dispositivo para generar electricidad.Para entender su valor consideremos laspalabras, «combustible» y «pila» porseparado.

Para generar electricidad a partir deun combustible como el carbón o elpetróleo hay que quemarlos primero. Laenergía producida por su combustiónconvierte agua en vapor, que se utiliza asu vez para hacer girar una turbinacolocada en un campo magnético. Deesta manera se genera una corrienteeléctrica. Es decir, convertimos laenergía química del combustible enenergía térmica para luego convertir ésta

en energía eléctrica.En el transcurso de esta doble

conversión se pierde gran parte de laenergía química primitiva Pero elcombustible es tan barato que esapérdida no impide producir grandescantidades de electricidad sin un gastoexcesivo.

También es posible convertirdirectamente energía química en energíaeléctrica sin pasar por el calor. Paraello hay que usar una pila eléctrica. Estapila consiste en una o más soluciones deciertos productos químicos en las que sesumergen dos barras metálicas llamadaselectrodos. En cada uno de loselectrodos se produce una reacciónquímica en la que o se absorben o se

liberan electrones. La presión deelectrones en uno es mayor que en elotro, de modo que si los dos estánconectados mediante un cable, loselectrones pasarán por él de unelectrodo a otro.

Ese flujo de electrones es unacorriente eléctrica, que persistirámientras las reacciones químicaspersistan en la célula. Las baterías delinterna son un ejemplo de tales pilas.

Hay casos en los que si se hacepasar una corriente eléctrica a través deuna pila agotada, las reaccionesquímicas que tienen lugar en su interiorse desarrollan, al revés, con lo cual lacélula puede volver a almacenar energía

química y producir otra vez unacorriente eléctrica. Las baterías de loscoches son un ejemplo de pilasreversibles.

La energía química que se pierde enuna pila es mucho menor, puesto que seconvierte en electricidad en un solopaso. Como contrapartida, los productosquímicos que utilizan las pilas son todosellos muy caros. Las pilas de linternasutilizan cinc, por ejemplo, y plomo lasbaterías de los coches. El coste de losmetales necesarios para abastecer deelectricidad a una ciudad entera por esteprocedimiento sería de miles demillones de dólares diarios.

La pila de combustible sería undispositivo que combinase ambas ideas:

la de combustible y la de la pilaeléctrica. Es una célula cuyas reaccionesquímicas no implican el uso de metalescaros, sino de combustibles baratos. Laenergía química de dichos combustiblesse convierte en energía eléctrica en unsolo paso, con una pérdida mucho,menor que en el procedimiento normalde dos etapas. De este modo se puedemultiplicar sustancialmente la cantidadde electricidad disponible por elhombre.

La pega es que es difícil fabricar unapila de combustible, que realmentefuncione con garantías. Se han fabricadoalgunas en las que la energía eléctrica seextrae de la combustión de hidrógeno

con oxígeno, pero, el hidrógeno siguesiendo bastante caro. En lugar delhidrógeno se ha utilizado tambiénmonóxido de carbono, que es algo másbarato. Recientemente se han fabricadotambién pilas que funcionan a base decombinar desperdicios con oxígeno bajola influencia de la acción bacteriana. Nocabe duda de que la idea de convertirdesperdicios en electricidad esinteresantísima, porque resolvería dosproblemas: la obtención de energíabarata y la eliminación de desperdicios.

Aún queda mucho por hacer antes deque las pilas de combustible seanrealmente prácticas, pero, con todo,representan una de las grandesesperanzas del futuro.

90. ¿Qué son lasvitaminas y por

qué las necesitamos?Para entender lo que son las

vitaminas tenemos que empezar por lasenzimas. Las enzimas son moléculas quesirven para acelerar ciertos cambiosquímicos en el cuerpo. Las enzimas sepresentan en miles de variedades,porque cada cambio químico estágobernado por una enzima particular.

Para controlar un cambio químico nohace falta más que una cantidadminúscula de enzima, pero esa cantidadminúscula es imprescindible. Lamaquinaria química del cuerpo estáinterconectada de un modo muy

intrincado, de manera que el retardo deuna sola transformación química porculpa de la falta de una enzima puederesultar en una enfermedad grave oincluso en la muerte.

La mayor parte de las enzimas laspuede fabricar el cuerpo con lassustancias que se hallan presentes encasi todos los alimentos. No hay peligrode que nos quedemos sin ellas, salvoque nos estemos muriendo materialmentede hambre. Pero hay un pero.

Algunas enzimas contienen, comoparte de su estructura, ciertascombinaciones atómicas poco usuales.Estas combinaciones de átomos nosuelen encontrarse más que en las

enzimas y, por tanto, sólo se necesitanen cantidades ínfimas, porque laspropias enzimas sólo se necesitan enesas proporciones.

Pero el cuerpo tiene que tenerlas. Ysi una de estas combinaciones de átomosescasea, las distintas enzimas que lasnecesitan dejarán de funcionar. Ciertoscambios químicos empezarán adesarrollarse mal y como consecuenciade ello sobrevendrá la enfermedad yfinalmente, la muerte.

El peligro estriba en que, a pesar deque la mayoría de las moléculasenzimáticas las puede fabricar elcuerpo, estas combinacionesparticulares de átomos, no. Tienen queser absorbidas, intactas, de los

alimentos. El cuerpo humano se muere sila comida que ingiere no contienecantidades minúsculas de estassingulares combinaciones de átomos.

Cuando se descubrió esto aprincipios del siglo xx, no se conocía lanaturaleza química de dichas naciones.Se pensaba que algunas de ellas almenos, pertenecían a una clase desustancias llamadas «aminas». Por esose les dio el nombre de «vitaminas»(«aminas de la vida»).

Las plantas son la fuente básica delas vitaminas. Fabrican todas lassustancias de sus tejidos a partir deproductos químicos elementales, comoson el anhídrido carbónico, el agua, los

nitratos, etc. Si no fuesen capaces defabricar todas y cada una de vitaminas apartir de cero, no podrían sobrevivir.

Los animales, en cambio, puedencomer plantas y utilizar las vitaminasque se hallan ya presentes en los tejidosvegetales, sin tener que fabricarlas porsu cuenta. Los animales almacenan lasvitaminas que absorben allí donde losmecanismos enzimáticos más losnecesitan: en los músculos, el hígado,los riñones, la leche, etcétera. Losanimales carnívoros obtienen lasvitaminas de las reservas que poco apoco han ido acumulando sus presasherbívoras.

El no tener que fabricarse suspropias vitaminas tiene ciertas ventajas,

porque su fabricación exige la presenciade una maquinaria química muyrespetable en cada célula. Eliminandoesta función queda más espacio, pordecirlo así, para desarrollar lamaquinaria que requieren las muchascosas que las plantas no tienen quehacer: acción nerviosa, contracciónmuscular, filtración renal, etc.

El precio que se paga, sin embargo,es la posibilidad de una falta devitaminas. Los seres humanos que vivencon una dieta muy pobre (sea porque lesguste o porque no tengan otra cosa)pueden caer víctimas de enfermedadescomo el beriberi, el escorbuto, lapelagra o el raquitismo; todas ellas son

el resultado de una química del cuerpo,que va parándose poco a poco debido almal funcionamiento de ciertas enzimaspor falta de una vitamina.

91. ¿Cómo empezó lavida?

Una respuesta clara y rotunda no lahay, porque cuando empezó la vida nohabía nadie allí que sirviese de testigo.Pero se pueden hacer análisis lógicosdel problema.

Los astrónomos han llegado a ciertasconclusiones acerca de la composicióngeneral del universo. Han encontrado,por ejemplo, que un 90 por 100 de él eshidrógeno y un 9 por 100 helio. El otro 1por 100 está constituido principalmente

por oxígeno, nitrógeno, neón, argón,carbono, azufre, silicio y hierro.

Partiendo de ahí y sabiendo de quémanera es probable que se combinentales elementos, es lógico concluir quela Tierra tenía al principio unaatmósfera muy rica en ciertoscompuestos de hidrógeno: vapor deagua, amoníaco, metano, sulfuro dehidrógeno, cianuro de hidrógeno, etc. Ytambién habría un océano de agualíquida con gases atmosféricos disueltosen ella.

Para que se iniciase la vida en unmundo como éste es preciso que lasmoléculas elementales que existían, alprincipio se combinaran entre sí paraformar moléculas complejas. En general,

la construcción de moléculascomplicadas de muchos átomos a basede moléculas elementales de pocosátomos requiere un aporte de energía. Laluz del: Sol (sobre todo su contenidoultravioleta), al incidir sobre el océano,podía suministrar la energía necesariapara obligar a las moléculas pequeñas aformar otras mayores.

Pero ¿cuáles eran esas moléculasmayores?

El químico americano Stanley L.Miller decidió en 1952 averiguarlo.Preparó una mezcla de sustanciasparecida a la que, según se cree, existióen la primitiva atmósfera terrestre, y secercioró de que era completamente

estéril. Luego la expuso durante variassemanas a una descarga eléctrica queservía como fuente de energía. Al finalcomprobó que la mezcla conteníamoléculas algo más complicadas queaquéllas con las que había comenzado.Todas ellas eran moléculas del tipo quese encuentran en los tejidos vivos yentre ellas había algunos de losaminoácidos que son los bloquesfundamentales de unos importantescompuestos: las proteínas.

Desde 1952 ha habido muchosinvestigadores, de diversos países, quehan repetido el experimento, añadiendodetalles y refinamientos. Han construidodiversas moléculas por métodos muydistintos y las han utilizado luego como

punto de partida de otras construcciones.Se ha comprobado que las sustancias

así formadas apuntan directamente hacialas complejas sustancias de la vida: lasproteínas y los ácidos nucleicos. No seha hallado ninguna sustancia que difieraradicalmente de las que soncaracterísticas de los tejidos vivos.

Aún no se ha conseguido nada que nipor un máximo esfuerzo de imaginaciónpudiera llamarse viviente, pero hay quetener en cuenta que los científicos estántrabajando con unos cuantos decilitrosde líquido, durante unas cuantas semanascada vez. En los orígenes de la Tierra,lo que estaba expuesto al Sol era unocéano entero de líquido durante miles

de millones de años.Bajo el azote de la luz solar, las

moléculas del océano fueron haciéndosecada vez más complejas, hasta que enúltimo término surgió una que era capazde inducir la organización de moléculaselementales en otra molécula igual queella. Con ello comenzó y continuó lavida, evolucionando gradualmente hastael presente. Las formas primitivas de«vida» tuvieron que ser mucho menoscomplejas que las formas más simplesde vida en la actualidad, pero de todosmodos ya eran bastante complejas. Hoydía los científicos tratan de averiguarcómo se formó esa singular moléculaque acabamos, de mencionar.

Parece bastante seguro que la vida

se desarrolló, no como un milagro, sinodebido a la combinación de moléculassegún una trayectoria de mínimaresistencia. Dadas las condiciones de laTierra primitiva, la vida no tuvo pormenos de formarse, igual que el hierrono tiene por menos que oxidarse en elaire húmedo. Cualquier otro planeta quese parezca física y químicamente a laTierra desarrollaría inevitablementevida, aunque no necesariamenteinteligente.

92. ¿Es posible una vidade

silicio?Todos los seres vivientes, desde la

célula más simple hasta la sequoia más

grande, contienen agua, y además comola molécula más abundante, con mucho.Inmersas en el agua hay moléculas muycomplejas, llamadas proteínas y ácidosnucleicos que al parecer soncaracterísticas de todo lo queconocemos por el nombre de vida. Estasmoléculas complejas tienen unaestructura básica compuesta en cadenasy anillos de átomos de carbono. A casitodos los carbonos van unidos uno o másátomos de hidrógeno. A una minoría, encambio, van ligadas combinaciones deátomos como los de oxígeno nitrógeno,azufre y fósforo.

Expresándolo con la máximasencillez podemos decir que la vida, tal

como la conocemos, está compuesta dederivados de hidrocarburos en agua.

¿Puede la vida estar compuesta deotra cosa? ¿Existen otros tipos demoléculas que proporcionen lacomplejidad y versatilidad de la vida,algo distinto del agua que proporcione,sin embargo, las propiedades pocousuales, pero necesarias, que sirvencomo trasfondo de la vida?

¿Es posible concebir algo parecidoal agua que pudiera sustituirla? Laspropiedades del, amoníaco líquido sonlas más afines o las del agua. En unplaneta más frío que la Tierra, porejemplo, Júpiter, donde el amoníacoabunda en estado líquido mientras que elagua está solidificada, puede que sea

concebible una vida basada en elamoníaco.

Por otro lado, hay que decir que si elhidrógeno va unido a tantos puntos de lacadena del carbono, es porque es unátomo muy pequeño que se acopla encualquier lugar. El átomo de flúor esparecido al de hidrógeno en algunosaspectos y casi tan pequeño como él.Así, pues, igual que tenemos unaquímica de los hidrocarburos podemostener una química de los fluorcarburos,con la única salvedad de que éstos sonmucho más estables que aquellos. Quizáen un planeta más caliente que la Tierrapodría concebirse una vida a base defluorcarburos.

Pero ¿y en cuanto al átomo decarbono? ¿Existe algún sustituto? Elcarbono puede unirse a un máximo decuatro átomos diferentes (que pueden sertambién de carbono) en cuatrodirecciones distintas, y es tan pequeñoque los átomos de carbono vecinos sehallan suficientemente próximos paraformar un enlace muy fuerte. Estacaracterística es la que hace que lascadenas y anillos de carbono seanestables.

El silicio se parece mucho alcarbono y también puede unirse a unmáximo de cuatro átomos diferentes encuatro direcciones distintas. El átomo desilicio, sin embargo, es mayor que el de

carbono con lo cual las combinacionessilicio-silicio son menos estables quelas de carbono-carbono. La existenciade largas cadenas y anillos de átomos desilicio es mucho más improbable que enel caso del carbono.

Lo que sí es posible son largas ycomplicadas cadenas de átomos en lasque alternen el silicio con el oxígeno.Cada átomo de silicio puede unirse aotros dos átomos o grupos de átomos, yeste tipo de moléculas se denominan«siliconas».

A la molécula de silicona pueden irunidos grupos de hidrocarburos o defluorcarburos, y estas combinacionespodrían resultar en moléculassuficientemente grandes, delicadas y

versátiles como para formar la base dela vida En ese sentido sí que esconcebible una vida a base de silicio.

Pero ¿existen realmente esas otrasformas de vida en algún lugar deluniverso? ¿O serán formas de vidabasadas en una química completamenteextraña, sin ningún punto de semejanzacon la nuestra? Quizá nunca lo sepamos.

93. ¿Por qué seextinguieron los

dinosaurios?Durante ciento cincuenta millones de

años las criaturas más difundidas de laTierra fueron ciertos grandes reptilesconocidos vulgarmente por el nombre de«dinosaurios». Los más grandes de entre

los reptiles terrestres de esta especiepuede que pesaran hasta 85 toneladas.Los grandes ictiosauros y plesiosaurosdominaban el mar mientras que lospterosaurios surcaban los aires congigantescas alas de hasta 20 pies deenvergadura.

Más tarde, hace unos setentamillones de años, se extinguieron todasesas monstruosas criaturas. No de lanoche a la mañana, pero sí en un tiempobastante breve: digamos que un millónde años. Otras formas de vida animalcomo los peces y los mamíferos y avesprimitivos salieron indemnes, igual quela vida vegetal.

Acerca de esta extinción se han

hecho diversas conjeturas… pero sonsólo eso, conjeturas. A ciencia ciertanadie lo sabe.

Hay quien piensa que se debió a uncambio del clima. Donde antes había unmundo suave y apacible, con pantanos ymares poco profundos, surgieron ahoramontañas. El continente se secó, losmares se hicieron profundos y lasestaciones adquirieron un carácteráspero y riguroso. Pero es difícil decreer que no quedaran regiones de climaapropiado. Y, por otro lado, los maresno tenían por qué verse afectados.

Otros sugieren que quizá losmamíferos primitivos empezaron aalimentarse de los huevos de dinosaurioacabando así con ellos. (Los reptiles

marinos, en cambio eran vivíparos.) Oque quizá la Tierra se cubrió de nuevasespecies de hierbas que desplazaron laantigua vegetación, más blanda y jugosa.Puede ser que los dinosauriosvegetarianos no tuvieran el tipo dedentadura necesaria para triturar estanueva especie de hierba más dura y que,al extinguirse aquellos, los dinosaurioscarnívoros, al no encontrar alimento, seextinguieran también.

Otra posibilidad es que losdinosaurios a experimentar de prontogran cantidad de mutaciones. Como lamayoría de las mutaciones son para mal,es posible que el excesivo número dedinosaurios tarados trajese consigo la

extinción de la especie.Esta explicación ha despertado gran

interés, pero ¿Por qué un aumentorepentino en el número de mutaciones?

Una de las causas de las mutacioneses la radiación muy energética. LaTierra está constantemente bombardeadapor los rayos cósmicos, que podrían serla causa de las mutaciones queconstantemente aparecen en organismoshoy día. La tasa actual de mutación no esdemasiado alta, pero imaginemos losque ocurriría si, de cuando en cuandoincidiese sobre la Tierra un chorro muypotente de radiación.

K. D. Terry, de la Universidad deKansas, y W. H. Tucker, de laUniversidad Rice, han señalado que si

explotase una supernova más o menoscerca del sistema solar, la Tierra podríaverse inundada de rayos cósmicos.Terry y Tucker estimaron la frecuencia ydistancia de estas explosiones ycalcularon que cada diez millones deaños (por término medio) la Tierrapodría recibir una dosis de rayoscósmicos siete mil veces mayor que laactual. Puede ser que hace setentamillones de años la Tierra sufriese unatal andanada de rayos cósmicos.

Pero en este caso ¿por qué afectósólo a los dinosaurios y no a otrascriaturas? Quizá sí que las afectó, sóloque los dinosaurios estaban tanespecializados que eran mucho más

vulnerables a las mutaciones que lasdemás criaturas.

¿Y qué tipo de mutación pudo ser ladecisiva? H. K. Erben, de laUniversidad de Bonn, ha señaladorecientemente que en los últimosperíodos de existencia de losdinosaurios, los huevos que ponían erande cáscara muy gruesa. Puede que estaanomalía fuese consecuencia de unamutación. Al ser cada vez más difícilromper el cascarón, fue reduciéndosecada vez más la tasa de natalidad. Entreesta mutación y otras similares seextinguió toda esta especie demagníficas criaturas.

94. ¿Cuál es la

diferencia entre uncerebro y un

computador? ¿Puedenpensar los

computadores?La diferencia entre un cerebro y un

computador puede expresarse en unasola palabra: complejidad.

El cerebro de los grandes mamíferoses, para su tamaño, la cosa máscomplicada que conocemos. El cerebrohumano pesa unos 1.350 gramos, pero enese kilo y medio corto hay diez milmillones de neuronas y cientos de milesde millones de otras células menores.Estos miles y miles de millones de

células están conectadas entre sí en unared enormemente compleja que sóloahora estamos empezando adesenmarañar.

Ni siquiera el computador máscomplicado construido hasta ahora porel hombre puede compararse encomplejidad con el cerebro. Lasconexiones y componentes de loscomputadores ascienden a miles, no amiles de millones. Es más, losconmutadores de un computador sonsólo dispositivos on-off, mientras quelas células cerebrales poseen ya de porsí una estructura interna enormementecompleja.

¿Pueden pensar los computadores?Depende de lo que entendamos por

«pensar». Si resolver un problemamatemático es «p.ensar», entonces loscomputadores «piensan», y ademásmucho más deprisa que el hombre. Claroestá que la mayoría de los problemasmatemáticos se pueden resolver demanera bastante mecánica, repitiendouna y otra vez ciertos procesoselementales. Y eso lo pueden hacerincluso los computadores más sencillosque existen hoy día.

A menudo se ha dicho que loscomputadores sólo resuelven problemasporque están «programados» pararesolverlos. Que sólo pueden hacer loque el hombre quiere que hagan. Perohay que recordar que los seres humanos

tampoco pueden hacer otra cosa queaquello para lo que están«programados». Nuestros genes nos«programan» en el momento en que seforma el huevo fertilizado, quedandolimitadas nuestras potencialidades porese «programa».

Ahora bien, nuestro programa es deuna complejidad tan superior, que quizáprefiramos definir la palabra «pensar»en función de la creatividad que hacefalta para escribir una gran comedia ocomponer una gran sinfonía, concebiruna brillante teoría científica o un juicioético profundo. En ese sentido, loscomputadores no pensar, ni tampoco lamayoría de los mortales.

Está claro, sin embargo, que un

computador al que se le dotase desuficiente complejidad podría ser tancreativo como el hombre. Si seconsiguiera que fuese igual de complejoque el cerebro humano, podría ser elequivalente de éste y hacer exactamentelo mismo.

Suponer lo contrario sería suponerque el cerebro humano es algo más quela materia que lo compone. El cerebroestá compuesto de células en un ciertoorden, y las células están constituidaspor átomos y moléculas en unadeterminada disposición. Si hay algomás, jamás se han detectado signos de supresencia. Duplicar la complejidadmaterial del cerebro es, por

consiguiente, duplicar todo cuanto hayen él.

¿Pero hasta cuándo habrá queesperar para construir un computadorsuficientemente complejo como parareproducir el cerebro humano? Quizá notanto como algunos piensan. Puede que,mucho antes de llegar a un computadorigual de complejo que el cerebro,consigamos construir otro lo bastantecomplejo como para que diseñe unsegundo más complejo que él. Estesegundo computador podría diseñar otroaún más complejo, y así sucesivamente.

Dicho con otras palabras, una vezsuperado cierto punto los computadorestoman las riendas en sus manos y seproduce una «explosión de

complejidad». Al cabo de muy pocopodrían existir computadores que nosólo igualasen al cerebro humano, sinoque lo superaran. Y luego ¿qué? El casoes que la humanidad no estádistinguiéndose demasiado en laadministración de los asuntos terrestres.Puede que llegue el día en que tengamosque hacernos humildemente a un lado ydejar las cosas en manos de quien lassepa llevar mejor. Y si no nos hacemosa un lado, es posible que llegue elSupercomputador y nos aparte por lasmalas.

95. ¿Cuál es la velocidaddel

pensamiento?

Depende de lo que entendamos por«pensamiento».

Puede que queramos decir«imaginación». Uno puede imaginarseque está, aquí en la Tierra, y un segundomás tarde que está en Marte o en AlphaCentauri o cerca de un lejano quasar. Sies eso lo que entendemos por«pensamiento», entonces puede tenercualquier velocidad hasta el infinito.

Sí, pero uno no recorre realmenteesa distancia ¿verdad? Aunque yo meimagine que estoy presenciando laformación de la Tierra no quiere decir,que haya hecho un viaje a través deltiempo. Y aunque me imagine en elcentro del Sol no quiere decir que pueda

realmente existir en esas condiciones.Para que la pregunta tenga algún

significado científico es preciso definir«pensamiento» de manera que suvelocidad pueda realmente medirse pormétodos físicos. A este respectorecordemos que si podemos pensar esporque hay unos impulsos que pasan decélula nerviosa a célula nerviosa.Cualquier acción que dependa delsistema nervioso depende de esosimpulsos. Al tocar un objeto calienteretiramos la mano, pero no lo podremoshacer hasta que la sensación de calorpase de la mano al sistema nerviosocentral y luego otro impulso nerviosopase del sistema nervioso central a losmúsculos.

El «pensamiento» inconsciente queimplica todo esto -«noto algo caliente, ymás me vale quitar la mano porque si nome la quemaré»- no puede ser másrápido que el tiempo que tarda elimpulso nervioso en recorrer el trayectode ida y vuelta. Por consiguiente, hemosde entender que la «velocidad delpensamiento» es la: «velocidad delimpulso nervioso», porque si no, no hayrespuesta.

Allá por el año 1846, el granfisiólogo alemán Johannes Müllerdecidió, en un rapto de pesimismo, quela velocidad del impulso nervioso jamáspodría medirse. Seis años más tarde, en1852, consiguió medirlo uno de sus

mejores discípulos, Hermann vonHelmholtz, trabajando con un músculotodavía inervado. Helmholtz estimuló elnervio en diversos puntos y midió eltiempo que tardaba el músculo encontraerse. Al estimular el nervio en unpunto más alejado del músculo, lacontracción se retrasaba. A partir deltiempo de retardo logró calcular eltiempo que había tardado el impulsonervioso en recorrer esa distanciaadicional.

La velocidad del impulso nerviosodepende del grosor del nervio. Cuantomás grueso es el nervio, mayor es lavelocidad. La velocidad dependetambién de si el nervio está o no aisladopor una vaina de material graso. Los

nervios aislados conducen másrápidamente los impulsos nerviosos quelos no aislados.

Los nervios de los mamíferos sonlos más eficaces de todo el reinoanimal: los de mejor calidad conducenlos impulsos nerviosos a una velocidadde 362 kilómetros por hora.

Esto quizá parezca decepcionante,porque al fin y al cabo la velocidad delpensamiento no es mayor que la de losviejos aeroplanos de hélice. Peropensemos que un impulso nerviosopuede ir desde cualquier punto delcuerpo humano hasta cualquier otro yvolver en menos de 1/25 de segundo(omitiendo los retrasos debidos al

procesamiento en el sistema nerviosocentral). El nervio más largo en losmamíferos pertenece a la ballena azul,que mide unos 100 pies de longitud, eincluso en ese caso cualquier posibleviaje de ida y vuelta dentro del cuerpolo puede realizar el impulso nervioso enpoco más de medio segundo. Lo cual esbastante rápido.

96. ¿Qué son los «relojesbioIógicos» y cómo

funcionan?Hay veces que uno no necesita mirar

el reloj. Cuando tenemos hambre,sabemos que es la hora de almorzar.Cuando tenemos sueño, sabemos que eshora de irse a la cama. Naturalmente, si

hemos almorzado copiosamente, es muyprobable que se nos pase la hora de lacena sin que sintamos hambre. Y sihemos dormido hasta muy tarde o nosencontramos en una fiesta muy animada,es posible que se nos pase la hora deacostarnos sin que sintamos sueño. Peroen condiciones normales se puede hacerun cálculo muy exacto.

Dentro de cada uno de nosotros hayun cambio cíclico que nos hace sentirhambre cada tanto tiempo y sueño, cadacuanto. Estos cambios son bastanteregulares, con lo cual es posible medirel tiempo (aproximadamente) por estosciclos. Tales ciclos son un ejemplo de«relojes biológicos».

En el mundo exterior de los

organismos se producen ciclosregulares. El más notable es laalternancia de la luz del día con laoscuridad de la noche, pero también estáel ritmo bidiario de las mareas, cuyaamplitud varía con el cambio mensualde fase de la luna, y el ciclo detemperatura, que varía con el períododía-noche y con el período anual de lasestaciones.

Para el organismo resulta útilresponder a estos cambios. Si tiene queprocurarse el alimento de noche o sóloen la estación cálida, lo mejor quepuede hacer es dormir durante el día ohibernar durante el invierno. Si pone sushuevos en la orilla, lo mejor y más

prudente es que lo haga cuando haymarea alta y luna llena. Incluso lasplantas responden a estos ritmos: lashojas se abarquillan al ponerse el sol,las flores y los frutos llegan endeterminadas estaciones del año, etc.

Lo que no podemos suponer es quelos organismos vivientes hacen todo estoconscientemente. No dicen: «Es denoche, me voy a dormir», o «los días seestá acortando, voy a dejar caer mishojas», sino que dentro del organismohay ciclos automáticos que coincidencon los ciclos astronómicos. Estacoincidencia o sincronización esproducto de la selección natural. Losanimales y plantas que disfrutan de unabuena sincronización se desenvuelven

mejor y tienen mayores oportunidadesde engendrar una prole más numerosaque los que no la disfrutan, de maneraque es un factor que mejora degeneración en generación.

Los ciclos internos existen inclusoen el nivel molecular. La temperaturadel cuerpo sube y baja regularmente,igual que la concentración de ciertosconstituyentes de la sangre, lasusceptibilidad del cuerpo hacia ciertasdrogas, etc. La mayoría de estos ciclostardan aproximadamente un día encompletar un movimiento de sube ybaja: es lo que se denomina «ritmoscircadianos».

El ciclo interno ¿está controlado por

los ritmos del medio ambiente? No deltodo. Si colocamos un animal o unaplanta en un medio artificial en el cualse ha eliminado el ciclo externo -donde,por ejemplo, la luz es constante o latemperatura no varía-, los ritmosprosiguen sin embargo su curso. Puedeque sean menos marcados o que difieranun poco del ciclo estricto deveinticuatro horas, pero están ahí. Losritmos del medio ambiente no actúanmás que como un «control fino».

Cuando viajamos en avión a un paísmuy lejano, con una diferencia de horasmuy grande, nuestros ritmos internosdejan de estar sincronizados con elperíodo día-noche. Esto da lugar asíntomas muy desagradables, hasta que

logramos poner de nuevo en hora elreloj biológico.

¿Qué cómo funciona el relojbiológico? Lo puedo describir en trespalabras: ¡Nadie lo sabe!

¿Será una especie de reacciónquímica periódica en nuestro cuerpo? Enese caso el reloj debería variar con latemperatura o con las drogas, y no esverdad. ¿O será que está sincronizadocon sutilísimos ritmos del mundoexterior que persisten aun cuandoeliminemos las variaciones de luz ytemperatura? Puede ser, pero en esecaso desconocemos todavía lanaturaleza de esos ritmos.

97. ¿Cuál es la

diferencia entrebacterias, microbios,

gérmenes yvirus?

Las bacterias son un grupo deorganismos unicelulares reunidos porlos biólogos bajo el nombre de«esquizomicetos». La célula de labacteria tiene una pared muy parecida ala de las células vegetales normales,pero carece de clorofila. Por eso lasbacterias se clasifican a veces junto conotras plantas carentes de clorofila y sedenominan «hongos».

Las bacterias se distinguen de otrascélulas vegetales en que son muy

pequeñas. En efecto, son las células máspequeñas que existen. Además, noposeen un núcleo diferenciado, sino queel material nuclear está disperso portoda la célula. Por eso se clasifican aveces junto con ciertas células vegetalesllamadas «algas verde-azules», cuyomaterial nuclear también está disperso,pero que además tienen clorofila.

Cada vez es más usual agrupar lasbacterias junto con otras criaturasunicelulares, formando una clase deseres que no están considerados ni comoplantas ni como animales: constituyen untercer reino de vida, los «protistos».Hay bacterias que son patógenas esdecir, que causan enfermedades. Pero lamayoría de ellas no lo son, e incluso hay

muchas que son muy beneficiosas. Lafertilidad del suelo, por ejemplo,depende en gran medida de la actividadde las bacterias nitrogenantes.

Un «microbio» es, en rigor,cualquier forma de vida microscópica,porque el término viene de dos palabrasgriegas que significan «vida pequeña».El término «germen» es aún másgeneral, pues significa cualquierfragmento pequeño de vida, aunque seaparte de un organismo mayor. Porejemplo, la sección de la semilla quecontiene la verdadera porción vivientees el germen; así hablamos del «germendel trigo», por ejemplo. Por otro lado, elóvulo y el espermatozoide, que portan

las diminutas chispas de vida que en sudía florecen en un organismo acabado,se llaman «células germinales».

En el lenguaje corriente, sinembargo, se utilizan las palabrasmicrobio y germen como sinónimos debacteria, en especial de bacteriapatógena.

La palabra «virus» viene del latín ysignifica «veneno». Esta etimologíaviene de los tiempos en que los biólogosno sabían exactamente qué eran losvirus, pero sí que ciertas preparacionescontenían algo que ocasionabaenfermedad.

Los virus difieren de las bacterias yde todos los demás organismos en queno están compuestos de células. Son

mucho más pequeños que las células ysu tamaño viene a ser el de una granmolécula. Están formados, por unarrollamiento de ácido nucleico,rodeado de un recubrimiento deproteína. En esto se parecen a loscromosomas de una célula, de modo quecabría casi considerarlos como«cromosomas sueltos».

Los cromosomas controlan laquímica de la célula; los virus, cuandose introducen en una célula, establecenun contracontrol por su cuenta. Por logeneral son capaces de someter toda laquímica de la célula a sus propios fines,poniendo toda la maquinaria celular alservicio de la formación de nuevos

virus. La célula suele morir en elproceso.

Los virus, a diferencia de lasbacterias, no son capaces de llevar unavida independiente. Sólo se puedenmultiplicar dentro de las células. Todosellos son parásitos. El daño queocasionan pasa a veces inadvertido,pero en otros casos producen gravesenfermedades.

98. ¿Cómo sedescubrieron los virus?Hacia los años sesenta del siglo

pasado* el químico francés LouisPasteur propuso la «teoría germinal delas enfermedades», según la cual todaslas enfermedades eran causadas y

propagadas por alguna forma diminutade vida que se multiplicaba en elorganismo enfermo, pasaba de eseorganismo a otro sano, lo hacíaenfermar, etc.

Pasteur, sin embargo, estabatrabajando a la sazón con unaenfermedad mortal, la rabia (tambiénllamada hidrofobia), y descubrió queaunque la enfermedad era contagiosa ypodía contraerse por el mordisco de unanimal rabioso, no se veía el germen porningún lado. Pasteur concluyó que elgermen sí que estaba allí, pero que erademasiado pequeño para verlo con elmicroscopio con que trabajaba.

Otras enfermedades tambiénparecían carecer de germen, quizá por la

misma razón. Un ejemplo era la«enfermedad del mosaico del tabaco»,que atacaba a las plantas del tabaco yproducía como síntoma un dibujo enforma de mosaico sobre las hojas.Triturando éstas, se podía extraer unjugo que ocasionaba esa enfermedad enplantas sanas, pero el jugo no conteníaningún germen que fuese visible almicroscopio.

¿Hasta qué punto se podía fiar unode los microscopios en el límite mismode la visibilidad? El bacteriólogo rusoDimitri Ivanovski abordó en 1892 elproblema por un camino diferente:utilizó un filtro de porcelana sin vidriarque retenía cualquier organismo

suficientemente grande para poder verlocon los microscopios de aquella época.Hizo pasar el extracto infeccioso deplantas del tabaco enfermas a través delfiltro y comprobó que el productofiltrado seguía infectando a las plantassanas. Ivanovski pensó que quizá elfiltro fuese defectuoso y no se atrevió aafirmar que había gérmenes demasiadopequeños para verlos al microscopio.

En 1898, y de manera independiente,el botánico holandés MartinusBeijerinck hizo el mismo experimento yobtuvo igual resultado. Aceptó lavalidez del experimento y decidió que,fuese cual fuese la causa de laenfermedad del mosaico del tabaco,tenía que consistir en partículas tan

pequeñas que pudiesen pasar por elfiltro.

Beijerinck llamó al líquido patógeno«virus», de una palabra latina quesignifica «veneno». Como el líquido eracapaz de pasar por un filtro sin perdersu calidad venenosa, le dio el nombrede«virus filtrable». El término fueaplicado más tarde, no al líquido, sino alas partículas patógenas que contenía.Luego se eliminó el adjetivo, llamandosimplemente virus a dichas partículas.

¿Pero qué tamaño tenían laspartículas de los virus? Beijerínckpensó que quizá no fueran muchomayores que las moléculas de agua, demodo que cualquier sustancia que dejara

pasar el agua dejaría pasar también a losvirus.

Esto es lo que decidió comprobar en1931 el bacteriólogo inglés WilliamElford. Para ello utilizó membranas decolodión con orificios microscópicos dediversos tamaños. Filtrando líquidosvíricos a través de membranas, encontróque una de ellas tenía unos orificios tanpequeños, que aunque las moléculas deagua pasaban, las partículas. de virusquedaban retenidas. Elford vio quemientras que el líquido no filtradotransmitía la enfermedad, lo que pasabapor el filtro ya no la transmitía.

De esa manera se logró averiguar eltamaño de las partículas de virus. Eranmás pequeñas que las células más

pequeñas que se conocían; tanto, quequizá sólo consistieran en unas cuantasmoléculas. Esas moléculas, sin embargo,eran moléculas gigantes.

99. ¿Por qué las célulasde la

sangre se reponen cadapocos meses,

mientras que la mayoríade las células

del cerebro duran toda lavida?

La maquinaria de la división celulares extraordinariamente complicada. Elproceso consta de numerosos pasos en

los que la membrana nucleardesaparece, el centrosoma se divide, loscromosomas forman réplicas de símismos, son capturados en la red en lared formada por los centrosomasdivididos y se reparten en ladosopuestos de la célula. Luego se formauna nueva membrana nuclear a amboslados, mientras la célula se constriñepor el medio y se divide en dos.

Los cambios químicos involucradosen todo esto son, sin duda alguna, muchomás complicados todavía. Sólo en losúltimos años se han empezado avislumbrar algunos de ellos. No tenemosni la más ligera idea, por ejemplo decuál es el cambio químico que hace quela célula deje de dividirse cuando ya no

hace falta que lo haga. Si supiéramos larespuesta, podríamos resolver elproblema del cáncer, que es un desordenen el crecimiento celular, unaincapacidad de las células para dejar dedividirse.

Una criatura tan compleja como elhombre tiene (y debe tener) célulasextraordinariamente especializadas. Lascélulas pueden realizar ciertas funcionesque todas las demás pueden tambiénrealizar, pero es que en cada caso llevansu cometido hasta el extremo. Lascélulas musculares han desarrollado unaeficacia extrema en contraerse, lasnerviosas en conducir impulsoseléctricos, las renales en permitir que

pasen sólo ciertas sustancias y no otras.La maquinaria dedicada en esas célulasa la función especializada es tanta, queno hay lugar para los mecanismos de ladivisión celular. Estas células, y todaslas que poseen un cierto grado deespecialización, tienen que prescindir dela división.

En términos generales podemosdecir que una vez que un organismo haalcanzado pleno desarrollo, ya no haynecesidad de un mayor tamaño, ninecesidad, por tanto, de más células.

Sin embargo, hay algunas que estánsometidas a un continuo desgaste. Lascélulas de la piel están en constantecontacto con el mundo exterior, las de lamembrana intestinal rozan con los

alimentos y los glóbulos rojos chocancontra las paredes de los capilares. Entodos estos casos, el rozamiento y demásavatares se cobran su tributo. En el casode la piel y de las membranasintestinales, las células de las capas másprofundas tienen que seguir siendocapaces de dividirse, a fin de reponerlas células desprendidas por otrasnuevas. De hecho, las célulassuperficiales de la piel mueren antes dedesprenderse, de modo que la capaexterior constituye una película muertade protección, dura y resistente. Allídonde el rozamiento es especialmentegrande, la capa muerta llega a formarcallo.

Los glóbulos rojos de la sangrecarecen de núcleo y, por consiguiente,de esa maquinaria, de división celularque está invariablemente concentrada enlos núcleos. Pero en muchos lugares delcuerpo, sobre todo en la médula deciertos huesos, hay células provistas denúcleos que se pueden dividir y formarcélulas hijas; éstas a su vez, pierdengradualmente el núcleo y se conviertenglóbulos rojos.

Algunas células que normalmente nose dividen una vez alcanzado el plenodesarrollo pueden, sin embargo hacerlocuando hace falta una reparación. Unhueso, por ejemplo, que hace mucho queha dejado de crecer, puede volver a

hacerlo si sufre una rotura; crecerá lojusto para reparar la fractura y luegoparará. (¡Qué lástima que las célulasnerviosas no puedan hacer lo propio!)

La vida de una célula concreta hastaser reemplazada depende normalmentede la naturaleza y la intensidad de lastensiones a que está expuesta, por locual es muy difícil dar datos exactos.(Se ha comprobado qué la piel exteriorde la planta de una rata quedacompletamente reemplazada, en ciertascondiciones, en dos semanas.) Unaexcepción son los glóbulos rojos, queestán sometidos a un desgaste continuo einvariable. Los glóbulos rojos delhombre tienen una vida predecible deunos ciento veinticinco días.

100. ¿Qué fin tiene elenvejecer?

Parece una pena tener que envejecery morir, pero evidentemente esinevitable. Los organismos como elnuestro están efectivamente diseñadospara envejecer y morir, porque nuestrascélulas están «programadas» por susgenes para que vayan experimentandogradualmente esos cambios quedenominamos envejecer.

¿Qué propósito puede tener elenvejecimiento? ¿Puede serbeneficioso?

Veamos. La propiedad mássorprendente de la vida, dejando apartesu propia existencia, es su versatilidad.

Hay criaturas vivientes en la tierra, en elmar y en el aire, en los géiseres, en losdesiertos, en los desiertos, en la jungla,en los desiertos polares… en todaspartes. Incluso es posible inventar unmedio corno los que creemos queexisten en Marte o en Júpiter y encontrarformas elementales de vida quelograrían sobrevivir en esascondiciones.

Para conseguir esa versatilidadtienen que producirse constantescambios en las combinaciones de genesy en su propia naturaleza.

Al dividirse un organismounicelular, cada una de las dos célulashijas tiene los mismos genes que lacélula original. Si los genes se

transmitieran como copias perfectas, lanaturaleza de la célula original jamáscambiaría por mucho que se dividiera, yredividiera. Pero la copia no siempre esperfecta; de vez en cuando hay cambiosfortuitos («mutaciones»), de modo quede una misma célula van surgiendo pocoa poco distintas razas, variedades y,finalmente, especies («evolución»).Algunas de estas especies sedesenvuelven mucho mejor, en un mediodado que otras, y así es como lasdistintas especies van llenando losdiversos nichos ecológicos de la Tierra.

Hay veces que los organismosunicelulares intercambian entre síporciones de cromosomas. Esta

primitiva versión del sexo originacambios de las combinaciones de genes,acelerando aún más los cambiosevolutivos. En los animalespluricelulares fue adquiriendo cada vezmás importancia la reproducción sexual,que implica la cooperación de dosorganismos. La constante producción dedescendientes, cuyos genes son unamezcla aleatoria de algunos del padre yotros de la madre, introdujo unavariedad superior a lo que permitían lasmutaciones por sí solas. Como resultadode ello se aceleró considerablemente elritmo de evolución; las distintasespecies podías ahora extenderse másfácilmente y con mayor rapidez dentrode nuevos nichos ecológicos o adaptarse

mejor a los ya existentes a fin deexplotarlos con mejor rendimiento.

Vemos, pues, que la clave de todoesto fue la producción de descendientes,con sus nuevas combinaciones de genes.Algunas de las nuevas combinacioneseran seguramente muy deficientes, perono durarían mucho. De entre las nuevascombinaciones, las más útiles fueron lasque «llegaron a la meta» y engrosaron lacompetencia. Pero para que este sistemafuncione bien es preciso que la viejageneración, con sus combinaciones «nomejoradas» de genes, desaparezca de laescena. No cabe duda de que los viejosmorirían tarde o temprano en accidenteo debido al desgaste general de la vida,

pero es mucho más eficaz que el procesovenga acelerado por otro lado.

Aquellas especies en las que lasgeneraciones antiguas poseyeran célulasdiseñadas para envejecer serían muchomás eficientes a la hora de deshacersede los vejestorios y dejar el terrenoexpedito para los jóvenes. De este modoevolucionarían más rápido y tendríanmás éxito. La desventaja de lalongevidad está a la vista. Las sequoiasy los pinos están casi extinguidos. Ellongevo elefante no tiene ni de lejos eléxito de la efímera rata; y lo mismodiríamos de la vetusta tortugacomparada con el lagarto.

Para bien de las especies (incluidala humana) lo mejor es que los viejos se

mueran para que los jóvenes puedanvivir.

¡Y perdonen!* El XIX, no nos despistemos (Nota

de Dom)This file was created with BookDesigner

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13/06/2008LRS to LRF parser v.0.9; Mikhail Sharonov, 2006;

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