James Clerk Maxwell, el hombre sintiéndose poeta de la Naturaleza, inspirado escribió:

“En tiempos y lugares totalmente inciertos,

Los átomos dejaron su camino celeste,

Y mediante abrazos fortuitos,

Engendraron todo lo que existe.”

Y, al menos en lo que conocemos y que esté hecho de materia bariónica (la que emite luz), así resulta ser. En la materia, de una u otra manera, están presentes las fuerzas fundamentales que rigen en el Universo, como por ejemplo, la radiactividad, la fuerza nuclear débil.

En los albores del siglo XX se hacía cada vez más evidente que alguna clase de energía “atómica” tenía que ser responsable de la potencia del Sol y las otras estrellas del cielo. Ya por 1898, sólo dos años después del descubrimiento de la radiactividad por Becquerel, el geólogo norteamericano Thomas Chrowder Chamberlin especulaba que los átomos eran “complejas organizaciones y centros de enormes energías”, y que “las extraordinarias condiciones que hay en el centro del Sol pueden… liberar una parte de su energía”. Pero nadie sabía cuál era ese mecanismo, ni cómo podía operar, hasta que no se llegó a saber mucho más sobre los átomos y las estrellas.

El intento de lograr tal comprensión exigió una colaboración cada vez mayor entre los astrónomos y los físicos nucleares. Su trabajo llevaría, no sólo a resolver la cuestión de la energçia estelar, sino también al descubrimiento de una trenza dorada en la que la evolución cósmica se entrelazaba con la historia atómica y la estelar.

La clave para comprender la energía estelar fue, como previó Chamberlin, conocer la estructura del átomo. Que el átomo tenía una estructura interna podía inferirse de varias líneas de investigación, entre ellas, el estudio de la radiactividad: para que los átomos emitiesen partículas, como se había hallado que lo hacían en los laboratorios de Becquerel y los Curie, y para que esas emisiones los transformasen de unos elementos en otros, como habían demostrado Rutherford y el químico inglés Frederick Soddy, los átomos debían de ser algo más que simples unidades indivisibles, como implicaba su nombre (de la voz griega que significa “imposible de cortar”). Pero la física atómica aún debía recorrer un largo camino para llegar a comprender su estructura.

De los tres principales constuituyentes del átomo -el protón, el neutrón y el electrón-, sólo el electrón había sido identificado (por J.J. Thomson, en los últimos años del siglo XIX). Nadie hablaba de energía “nuclear”, pues ni siquiera se había demostrado la existencia del núcleo atómico, y mucho menos de sus partículas constituyentes, el protón y el neutrón, que serían identificados respectivamente, por Thomson en 1913 y James Chadwick en 1932.

Rutherford, Hans Geiger y Ernest Marsden se contaban entre los más expertos entendidos sobre la cartografía atómica. En Manchester, de 1909 a 1911, sondearon el átomo lanzando corrientes de “partículas alfa” subatómicas -núcleos de helio- contra delgadas laminillas de oro, plata, estaño y otros metales. La mayoría de las partículas alfa se escapaban a través de las laminillas, pero, para asombro de los experimentadores, algunas rebotaban hacia atrás, Rutherford pensó durante largo tiempo e intensamente en este extraño resultado; era tan sorprendente, señalaba, como si una bala rebotase contra un pañuelo de papel. Finalmente, en una cena en casa en 1911, anunció a unos pocos amigos que había dado con una expliación: que la mayoría de la masa de un átomo reside un un diminuto núcleo masivo. Midiendo las tasas de dispersión hacia atrás obtenida de laminillas compuestas de varios elementos, Rutherford pudo calcular la carga y el diámetro máximo del núcleo atómico del blanco. Esa era, pues, una explicación atómica de los pesos de los elementos. Los elementos pesados son más pesados que los elementos ligeros porque los núcleos de sus átomos tienen mayor masa.

El ámbito de los electrones fue explorado luego por el físico danés Niels Bohr, quien demostró que los electrones ocupan órbitas, o capas, discretas que rodean el núcleo. (Durante un tiempo Bohr concibió el átomo como un sistema solar en miniatura, pero este análisis pronto demostró ser inadecuado; el átomo no está regido por la mecánica newtoniana sino por la mecánica cuántica.) Entre sus muchos otros éxitos, el modelo de Bohr revelaba la base física de la espectroscopia. El número de electrones de un átomo está determinado por la carga eléctrica del núcleo, la que a su vez se debe al número de protones del nucleo, que es la clave de la identidad química del átomo.

Cuando un electrón cae de una órbita externa a una órbita interior emite un fotón. La longitud de onda de ese fotón está determinada por las órbitas particulas entre las que el electrón efectúa la transición. Y esta es la razón de que un espectro, que registra las longitudes de onda de los fotones, revele los elementos químicos que forman la estrella u otro objeto que estudie el espectroscopista. En palabras de Max Planck, el fundador de la mecánica cuántica, el modelo de Bohr del átomo proporciona “la llave largamente buscada de la puerta de entrada al maravilloso mundo de la espectroscopia, que desde el descubrimiento del análisis espectral había desafiado obstinadamente todos los itentos de conocerlo”.

Las estrellas son enormes aglomeraciones de gas, principalmente Hidrogeno, cuya temperatura es tan alta debido a la fusión de este elemento, que irradian luz a lo largo de todo el espectro electromagnético. Poseen diferentes temperaturas que varían desde los 2000 grados Celsius hasta los 50000.

De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orion) de color azul. En astronomía se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.

Para definir el color de una estrella, Johnson y Morgan (1950), crearon el sistema UBV (del inglés Ultravioleta, Azul, Visible). Las mediciones se realizaban mediante un fotómetro fotoeléctrico para medir la intensidad de la radiación el longitudes de onda específicas:

• Ultravioleta: 3000 Å a 4000 Å
• Azul: 3600 Å a 5500 Å
• Visual: 4800 Å a 6800 Å

Con estos datos se pudo crear una serie de escalas: (B-V), (U-B) y (B-V). Cuanto mayor el número, más roja es la estrella. Para ver ejemplos de índices de color de diferentes estrellas, visite la sección de estrellas variables.

La tabla a continuación muestra el espectro electromagnético, con sus longitudes de onda.

Las escalas son las siguientes:

1 Å (Ångstron) = 1×10^-8 cm (centímetros) = 1×10^-10 m (metros)

El ojo humano solo es capaz de percibir la pequeña porción que corresponde a la luz visible, situada entre los 3900 Å y 7500 Å, donde la menor se encuentra cerca del violeta y la mayor del rojo. El Sol emite en todas las longitudes de onda, pero solo llegan a la superficie una pequeña porción de estas, las demás son frenadas por la atmósfera: el ozono absorbe las mas altas longitudes de onda hasta el ultravioleta, y el vapor de agua absorbe gran parte de las infrarrojas.

En el Observatorio de la Universidad de Harvard, uno de los principales centros de la monótona pero prometedora tarea de la taxonomía estelar, las placas fotográficas que mostaban los colores y espectros de decenas de miles de estrellas se apilaban elante de “calculadoras”, mujeres solteras, la mayoría, empleadas como miembros del personal de una facultad que les impedía asistir a clases u obtener un título.

Una de esas mujeres, Henrietta Leavitt (arriba), fue la investigadora pionera de las estrellas variables cefeidas que tan útiles serían a Shapley y Hubble, ella fue una de esas “calculadoras” de Harvard que, se encargaban de examinar las placas y registrar los datos en una pulcra escritura victoriana para su compilación en volúmenes como el Henry Draper Catalog, así llamado en honor al primer astrofotógrafo y físico que tomó las primeras fotografías del espectro de una estrella. Como presos que marcan el paso de los días en los muros de su celda, señalaban su progreso en totales de estrellas catalogadas. Antonia Maury, sobrina de Draper, contaba que había clasificado los espectros de más de quinientas mil estrellas. Su labor era auténticamente baconiana, del tipo que Newton y Darwin instaban a hacer pero raramente hicieron ellos, y las mujeres se enorgullecían de ella. Como afirmaba la “calculadora” de Harvard Annie Jump Cannon: “Cada dato es un facto valioso en la imponente totalidad”.

Precisamente fue Cannon quien,  en 1915, empezó a discernir la forma de esa totalidad, cuando descubrió que la mayoría de las estrellas pertenecían a una de media docena de clases espectrales distintas. Su sistema de clasificación (ahora generalizado en la astronomía estelar), ordena los espectros por color, desde las estrellas O blancoazuladas, pasando por las estrellas G amarillas como el Sol, hasta las estrellas rojas M. Era un rasgo de simplicidad debajo de la asombrosa variedad de las estrellas.

Pronto se descubrió un orden más profundo, en 1911, cuando el ingeniero y astrónomo autodidacto danés Ejnar Hertzsprung analizó los datos de Cannon y Maury de las estrellas de dos cúmulos, Las Híades y las Pléyades. Los cúmulos como estos son genuínos conjuntos de estrellas y no meras alineaciones al azar; hasta un observador inexperimentado salta entusiamado cuando recorre con el telescopio las Pléyades, con sus estrellas color azul verdoso enredadas en telarañas de polvo de diamante, o las Híades, cuyas estrellas varían en color desde el blanco mate hasta el amarillo apagado.

                                                                     Las Pléyades

                                                Las Híades

Puesto que puede supònerse que todas las estrellas de un cúmulo están a la misma distancia de la Tierra, toda diferencia observada en sus magnitudes aparentes pueden atribuirse, no a una diferencia en las distancias, sino en las magnitudes absolutas. Hertzsprung aprovechó este hecho para utilizar los cúmulos como muestras de laboratorio con las que podía buscar una realción entre los colores y los brillos intrínsecos de las estrellas. Halló tal relación: la mayoría de las estrellas de ambos cúmulos caían en dos líneas suavemente curvadas. Esto, en forma de gráfico, fue el primer esbozo de un árbol de estrellas que desde entonces ha sido llamado diagrama Hertzsprung-Russell. Claro, como cabía esperar, la aplicabilidad del método pronto se amplió también a estrellas no pertenecientes a cúmulos.

 Henry Norris Russell, un astrofísico de Princeton con un enciclopédico dominio de su campo, pronto se puso a trabajar justamente en eso. Sin conocer siquiera el trabajo de Hertzsprung, Russell diagramó las magnitudes absolutas en función de los colores, y halló que la mayoría están a lo largo de una estrecha zona inclinada: el trondo del árbol de estrellas. El árbol ha estado creciendo desde entonces y hoy, está firmemente grabado en la conciencia de todos los astrónomos estelares del mundo. Su tronco es la “serie principal”, una suave curva en forma de S a lo largo de la cual se sitúan entre el 80 y el 90 por 100 de todas las estrellas visibles. El Sol, una típica estrella amarilla, está en la serie principal a poco menos de la mitad del tronco hacia arriba. Una rama más fina sale del tronco y se esxtiende hacia arriba y a la derecha, donde florece en un ramillete de estrellas más brillantes y más rojas: las gigantes rojas. Debajo y a la izquierda hay una cantidad de mantillo de pálidas estrellas entre azules y blancas: las enanas.

                 El Diagrama de  Hertzsprung-Russell resumido

Este diagrama proporcionó a los astrónomos un registro congelado de la evolución, el equivalente astrofísico del registro fósil que los geólogos estudian en los estratos rocosos. Presumiblemente, las estrellas evolucionan de algún modo, pasan la mayor parte de su tiempo en la serie principal (la mayoría de las estrellas en la actualidad, en el brevísimo tiempo que tenemos para observar, se encuentran allí), pero empiezan y terminan su vida en alguna otra parte, entre las ramas o en el mantillo. Por supuesto, no podemos esperar para ver que esto sucede, pues el tiempo de vida, aun de estrellas de vida corta, se mide en millones de años. Hallar las respuestas exigirá conocer toda la física del funcionamiento estelar.

El progreso de la Física, mientras tanto, estaba bloqueado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como la barrera de Coulomb, y por un tiempo frustó los esfuerzos de los físicos teóricos para comprender cómo la fusión nuclear podía producir energía en las estrellas…Pero eso, amigos, es otra historia que os contaré en otro momento.

emilio silvera

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Hablar de una Naturaleza simétrica sería condenar a nuestro Universo a la monotonía de la igualdad, y, todos sabemos que en él se encuentra todo lo que existe, la Materia, el Tiempo y el Espacio, todo ello acompañado por fuerzas que hacen de nuestro universo el que conocemos y, dentro de toda esa inmensidad, también se encuentran la simetría y la asimetría, como en nuestro mundo el día y la noche. La riqueza de la diversidad que conforma ese todo que el Universo es.

La exploración de la simetría y la asimetría en la Naturaleza comenzaba con el mayor de los objetos naturales: ¡El propio Universo! Y, hemos ido reduciendo gradualmente la escala de tamaños con estructuras cada vez más pequeñas. En otras ocasiones hemos tenido aquí mismo la oportunidad de hablar de la simetría que encontramos en la Naturaleza de las plantas y de los animales. Ahora, desvíamos nuestra atención hacia estructuras todavía menores, las diversas subunidades que constituyen todas las sustancias materiales, vivas o inertes.

Antes de continuar y para aquellos que lo puedan desconocer, será conveniente que tengan una conciencia clara de qué son exactamente estas unidades inferiores. Comenzando con las más pequeñas y yendo después en sentido ascendente, la escala sería:

Las partículas elementales que están descritas en el Modelo estándar actual de la física de partículas que conforman la materia y las fuerzas con las que interaccionan y que, hasta donde hemos podido saber, están divididas en familias:

Leptones: partículas puntuales con una dimensión espacial inapreciable. Los seis leptones conocidos  son el electrón, el muón y el tauón, y el neutrino asociado a cada uno de ellos, el neutrino electrónico, muónico y tauónico.

Hadrones: Son aquellas partículas que se cree que están compuestas de pequeñas partículas puntuales llamadas quarks. Se han identificado cientos de hadrones, de los cuales los más importantes son el protón y el neutrón, ya que junto con el electrón forman la materia ordinaria.

Bosones: Partículas de “cambio”, partículas “soporte”, partículas “mensajeras” o partículas “indicadoras”. Contienen o son intermediarias de las cuatro fuerzas: electromagnetismo (conducido por el fotón), la fuerza débil (conducida por los vectores bosones intermedios), la gran fuerza nuclear (por los gluones) y la gravedad (por el gravitón aún no detectado). A finales de lños años setenta, las fuerzas elecdtromagnética y débil se unificaron en lo que ahora llamamos la fuerza electrodébil. La teoría electrodébil predice un bosón masivo denominado partícula de Higgs que, también estamos tratando de “cazar”.

            Representación de los tres bosones intermediarios en la fuerza electrodébil

Una vez descritas, muy someramente, las partículas de la materia y las fuerzas que rigen el universo conocido, tendríamos que pasar, de inmediato, al paso próximo que estaría representado por el átomo que, hasta donde conocemos, es la menor unidad estructural en la que puede dividirse la materia sin que pierda sus propiedades. En el centro de todo átomo está el núcleo, que debe contener al menos un protón, pero habitualmente está formado por una mezcla de protones y neutrones. Alrededor del núcleo, agrupados en “capas”, están los electrones. El átomo más sencillo, el de Hidrógeno, tiene un núcleo con un protón, alrededor del cual se mueve un único electrón. El átomo más complejo que se ha encontrado en la Naturaleza es el del Uranio, con 92 electrones. En el laboratorio se han encontrado algunos  elementos más complejos a los que se llaman transuránicos, es decir, que van más allá del uranio y que no se encuentran en la Naturaleza, son artificiales.

Como podéis ver, el Uranio tiene 92 Protones y 146 Neutrones. Para equilibrar el átomo, el número de eletrones es también de 92, ya que al tener el elecdtrón, carga negativa equivalente a la carga positiva del protón, se consigue el equilibrio entre ambas y se alcanza la estabilidad, es decir, que el átomo sea neutro. Si un átomo pierde un electrón de su capa más externa se convierte en un átomo con carga positiva. Si gana uno, queda con carga negativa. Los átomos con carga eléctrica reciben el nombre de iones.

La molécula es una agrupación ordenada de átomos y constituye la mínima unidad de un elemento que puede subsistir de manera independiente. Mediante la afinidad química, los átomos están capacitados se unen entre sí y forman moléculas, que tienen un tamaño de alrededor de un millonésimo de milímetro. La afinidad de los átomos depende de la cantidad de electrones que giren alrededor del núcleo. Los átomos que tienen en la órbita externa ocho electrones no se unen a ningún otro elemento, dado que se encuentran equilibrados; estos constituyen los llamados gases nobles: helio, neón, argón, criptón, xenón y radón. Los demás átomos tratan de completar el número de ocho electrones hasta configurarse como los gases nobles. Es decir, los que tienen un electrón se combinan con los que tienen siete electrones.

Muchas son ya las moléculas de la vida ahí encontradas. Si una sustancia está formada por un único tipo de átomos, diremos que es un elemento. Cuando una molécula está formada por átomos de distintos tipos, la sustancia se llama compuesto. El agua es un compuesto: su molécula consta de dos átomos de hidrógeno unidos por un enlace químico (electromagnético) a un átomo de oxígeno. El número de átomos que constiruyen la molécula de un compuesto puede variar desde dos o tres hasta las decenas de miles que conforman la molécula de un complejo proteínico.

Si miramos esta imagen de visión de rayos X de un cristal de hielo que tiene simetría exagonal, es la equivalente a multiplicar el original por 100000000. Los átomos de oxíogeno se representan como bolas  rojas y los de Hidrógeno como bolas azules más pequeñas. Todos los enlaces entre estos átomos se representan como barras blancas para resaltar la red hexagonal en forma de colmena que forma el conjunto de moléculas de H₂O.

En el agua líquida también hay molécuklas de H₂O, pero en ese caso se encuentran más calientes que en el hielo. Lo que significa que se mueven mñás libremente y de hecho esa es la razón de que el agua sea un líquido sin forma propia y se adapta al recipiente que lo contiene. Pero si el agua se congela, las fuerzas de interacción entre las moléculas de H₂O ganan a las fuerzas derivadas del movimiento térmico y forman un conjunto rígido que presenta su estado más estable (de menor energía) cuando se ordenan… precisamente con simetría Hexagonal.

Por eso los cristales de nieve son siempre hexagonales. La estructura de los cristales a nivel atómico determina su forma final. Y este no es un ejemplo aislado. La composición y la estructura a nivel atómico y molecular es la clave que determina la estructura, dureza y demás propiedades en general de todos los materiales que nos rodean. Hasta aquí llegan las escalas de estructuras básicas.

Naturalmente, podemos hablar de unidades todavía mayores, como los minerales  y las rocas. Un mineral es, simplemente un elemento o un compuesto en estado sólido que se encuentra en la Naturaleza y que no es el resultado de un proceso biológico; pero si un mineral presenta una, se trata de una estructura cristalina derivada de la colocación de sus moléculas. Las rocas son, sencillamente, mezclas de uno o más minerales diferentes. Como sabemos, las rocas presentan a veces algún tipo de dibujo , como los estratos horizontales de las rocas sedimentarias, pero el trazado es de tan bajo nivel que no se piueden llegar a tomar en consideración cuestiones de simetría como las que antes hemos referido.

Una vez dicho y explicado todo lo anterior, parece que podemos hablar de la simetría especular. Si comenzamos por la parte más alta de la escala, con la estructura de los cristales y seguir bajando por dicha escala hasta la selva  subatómica de las partículas elementales. Sólo los sólidos tienen estructura cristalina. Las moléculas de un gas están tan alejadas las unas de las otras que tienen la libertad de moverse al azar, y es imposible encontrar un modelo geométrico sistemático en su disposición. Os acordáis las formas arabescar de increíble belleza que adoptan, los gases en algunas Nebulosas.

Los fullerenos podrían ser los responsables de haber llevado a la Tierra sustancias capaces de impulsar el inicio de la vida. Los científicos han podido encontrar moléculas de fullerenos en las nubes espaciales que podrían ser, las precursorasa de la vida.

Si hablamos de las moléculas de un líquido, asl contrario de lo que ocurre con las moléculas de los gases, éstas están más juntas y próximas entre ellas, pero todavía son lo suficientemente libres en sus movimientos como para que no se puedan formar modelos fijos. Los sólidos, por otra parte, tienen moléculas que se aprietan estrechamente entre sí para poder crear una estructura rígida y estable. (En realidad, los átomos de un sólido siguen oscilando, pero las fuerzas electromagnéticas las enlazan tan estrechamente que sus oscilaciones son practicamente posiciones fijas. Para nuestro propósito supondremos que los átomos no tienen movimiento alguno.) En casi todos los casos se estereotipa esta dispoosición sistemática, que constituye la estructura cristalina del sólido.

El agua en sus tres estados: hielo, agua líquida y vapor en las nubes

Consideremos el agua. Tanto en su estado gaseoso (vapor) como líquido, sus moléculas están en una disposición caótica, pero cuando se hiela y pasa al estado sólido, las moléculas se agrupan entre sí en forma de figuras geométricas. El bello cristal de nieve, con simetría hexagonal, como el dibujo de un caleidoscopio, toma su forma directamente d ela forma cristalina subyacente de las moléculas de hielo de su congelador a los gigantescos Icebergs del Ártico, todos tienen la misma estructura cristalina.

Casi todas las sustancias sólidas son cristalinas, aunque el vidrio es una excepción sobresaliente; se origina al enfriarse determinados líquidos de manera tan rápida que las moléculas se agrupan estrechamente antes de tener la menor opción a disponerse de forma ordenada. Sólido o no no, un cristal no es  cristalino. El vidrio tallado de un bello jarrón que es “crista” para el dependiente de la tienda, no es cristal para el físico.

Las pitonisas que utilizan esferas pulidas procedentes de grandes cristales de cuarzo simples para predecir el futuro mirando a su través, hoy en día lo hacen a menudo a través de esferas de vidrio, puesto que son más baratas. Sería interesante saber si el futuro parece más claro mirándolo por un material en desorden o bien a través de una estructura ordenada.

Los sólidos no cristalinos se llaman amorfos; algunos químicos hablan de ellos como sólidos líquidos ya que, igual que éstos últimos, , carecen de estructura cristalina. El carbón vegetal, las breas y ciertos plásticos, son ejemplos familiares, sustancias que participan con los líquidos en la tendencia a “fluir”, aunque la capacidad de flujo puede ser extremadamente lenta. Incluso el vidrio acabaría fluyendo fuera de su forma si no se tocara durante algunos cientos de años.

La forma geométrica subyacente de cualquier sustancia cristalina se denomina la red de la misma. Unas veces es una configuración de átomos; otras de moléculas. El dióxido de Carbono, por ejemplo, se encuentra en la naturaleza en forma de gas; cuando su temperatura disminuye lo suficiente, se solidifica y se convierte en lo que se llama hielo seco. (Recibe el nombre de seco porque nunca se convierte en líquido, como el hielo ordinario; pasa directamente de sólido a gas.) En él, las moléculas de dióxido de carbono se agrupan entre sí formando la red cúbica con estructura semejante a las vigas de acero de un edificio de oficinas. Las moléculas situadas en las caras de cada cubo dan a esta red concreta el nombre de red cúbica de caras centradas, es decir, así:

Aquí, cada unidad es una molécula de Dióxido de Carbono.

La sal es uno de los minerales que más abunda en la Tierra. Su nomenclatura química, Cloruro de Sodio, se debe a sus dos iones componentes: cloro y sodio. La estructura de este compuesto, es un cristal con forma de cubo, en la que los átomos de cloro y sodio, dispuestos alternadamente, forman una red cúbica que se va repitiendo con la misma orientación en toda la sustancia, formando una red cristalina.

La sal no sólo sirve para sazonar. Sus iones son fundamentales para la transmisión de impulsos nerviosos, para los latidos del corazón, para la contracción muscular y para desencadenar una respuesta inmune. ¡La próxima vez que aliñen una ensalada, piensen en esto!

No se debe pensar que, por estar por debajo del campo de visión de un microscopio, estas estructuras reticulares no son sino construcciones teóricas que los físicos no han sido capaces de observar. Hubo un tiempo en que esto era así, pero en la actualidad existen muchas técnicas que permiten “ver” estructuras mucho más pequeñas que las que pueden ser vistas directamente.

Hemos podido alcanzar a “ver” objetos y figuras estacionadas en esas distancias infinitesimales, nuestros ingenios tecnológicos pueden aumentar, en millones de veces, las proporciones físicas de pequeños objetos y sistemas. Hasta tal punto es así que, si pudiéramos tener delante de nuestros ojos lo que esos experimentos han logrado, nos parecería estar, en un mundo diferente, tan extraña y figuras podríamos contemplar en ese ámbito de lo muy pequeño.

Descendiendo muchísimo en la escala y si consideramos las moléculas como unidades individuales, completamente diferenciadas en los que puedan estar sumergidasa, ¿tienen siempre una estructura simétrica? Si es así, cuando un compuesto dse halla en la Naturaleza o bien se crea en el laboratorio, sus moléculas serán siempre iguales y el compuesto tendrá siempre las mismas propiedades, pero si una molécula está formada por una estructura asimétrica de átomos, sería posible encontrar, o crear en el laboratorio, dos formas completamente distintas del mismo compuesto. Una de ellas contrendría exclusivamente  moléculas orientadas hacia la derecha; la otra, moléculas orientadas hacia la izquierda. Las dos imágenes serían la imagen especular de las de la otra.

          Una molécula con n estereocentros tiene un máximo de 2ⁿ estereoisómeros.

Me gustaría contaros aquí y en este momento, la sensacional historia del descubrimiento de los esteroisómeros pero, no teniendo mucho espacio para finalizar el trabajo, lo dejaré para otra ocasión. Digamos, sin embargo que, el descubrimiento de las moléculas con orientación iaquierda o derecha comenzó en Francia durante la primera parte del siglo XIX. Jean Baptiste Biot, un renombrado físico y químico francés, había descubierto la propiedad de los cristales de cuarzo de desviar un plano de luz polarizada. Una sustancia que tenga esa propiredad se dice que es ópticamente activa.

Bueno amigos lectores, no siempre tenemos que hablar de grandes galaxias y espacios inconmensurables, y, de vez en cuando, conviene bajar a las profundidades del “universo infinitesimal” en el que viven partículas, átomos y moléculas que, como todo en la Naturaleza están sometidas a una serie de leyes que rigen sus comportamientos y, conocerlos, saber lo que allí pueda pasar, es bastante lucrativo para poder aplicar, dichos conocimientos a este mundo macroscópico nuestro y saber, por qué ocurren ciertas cosas en nuestro “gran mundo”.

Ya sabéis: ¡Todo lo grande está hecho de cosas pequeñas!

emilio silvera

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                         Nuestra vecina galáctica la Pequeña Nebe de Magallanes

Hoy dejaré una pincelada de la preciosa Galaxia Irregular que es la más pequeña de las dos que tienen el mismo nombre y que acompañan a nuestra Galaxia, La Vía Láctea; es también conocida como Nubecula Minor. Tiene unos 9 ooo años-luz de longitud y se encuentra a 190 000 años-luz, visible a simple vista como una mancha brumosa de unos 3º en Tucana. Su masa visible es menor que el 25 de nuestra Galaxia, y contiene relativamente más gas y menos polvo que la Gran Nube de Magallanes, aunque menos cúmulos y Nebulosas. Su estructura puede estar alargada en la dirección de la Tierra.

El cúmulo globular de estrellas 47 Tucanae. Maravillas como esta están presentes en la pequeña Nube de Magallanes. Este brillante cúmulo de estrellas es 47 Tucanae (NGC 104), en una imagen captada por el telescopio VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) de ESO, instalado en el Observatorio Paranal, en Chile. Este cúmulo se encuentra a unos 15.000 años luz de nosotros y contiene millones de estrellas, algunas de las cuales son bastante inusuales y exóticas. Esta imagen fue captada como parte del sondeo “Magellanic Cloud” de VISTA, un proyecto que sondea la región de las Nubes de Magallanes, dos pequeñas galaxias muy cercanas a nuestra Vía Láctea.

NGC 346 en la Pequeña Nube de Magallenes. Entre los cúmulos de SMC y la nebulosa NGC 346 hay una región de formación de estrellas de unos 200 años luz -fotogrrafí arriba-, por el telescopio espacial Hubble. Explorando esta Nebulosa, los astrónomos han identificado una población de estrellas embrionarias concatenadas a tavés  de las sombrías, entrelazadas franjas de polvo, que se ven aquí, a la derecha.

             Gran Nube de magallanes

Al igual que la Gran Nube de Magallanes, la pequeña que hoy nos visita, presenta evidencia de una etapa de formación de estrellas en su historia remota, seguida de un tiempo sin ninguna actividad, y luego otra etapa de formación de estrellas más recientes. Las estrellas y la materia interestelar tienen una abundancia de elementos pesados menor (entre un cuarto y un décimo) que las estrellas de las regiones vecinas al Sol de la Galaxia.

En este cúmulo estelar llamado NGC 602, cerca de la Pequeña Nube de Magallanes, millones de estrellas jóvenes emiten radiación y energía en forma de ondas que erosionan el material que las rodea creando formaciones visualmente interesantes. El tamaño de lo que se ve en la foto abarca 200 años luz de lado a lado. Foto: NASA / Hubble ST.

“NGC 602 es un grupo joven, brillante abierto de estrellas situadas en la Nube Menor de Magallanes (SMC), una galaxia satélite de la Vía Láctea. Ondas de radiación y el choque de las estrellas han apartó mucho del encendedor de gas circundante y el polvo que componen la nebulosa conocida como N90, y esto a su vez ha dado lugar a la formación de nuevas estrellas en las crestas (o “trompas de elefante”) de la nebulosa. Estos jóvenes, incluso pre-principales estrellas de la secuencia siguen envueltos en polvo, pero son visibles para el Telescopio Espacial Spitzer en longitudes de onda infrarrojas. [5] El grupo es de particular interés ya que se encuentra en el ala del SMC que conduce al Puente de Magallanes . Por lo tanto, mientras que sus propiedades químicas deben ser similares a las del resto de la galaxia, está relativamente aislado y tan fácil de estudiar.  Un número de otras galaxias más distantes también aparecen en el fondo de las imágenes del Hubble de NGC 602″

Cerca de la imponente franja de la Vía Láctea vista desde el hemisferio Sur, las dos Nubes de Magallanes parecen fragmentos desprendidos de nuestra galaxia. Hasta hace poco los astrónomos creían que siempre habían orbitado en torno a la Vía Láctea más o menos a la misma distancia, al igual que las otras galaxias satélites menores, atrapadas en el campo gravitatorio de la Vía Láctea. Pero nuevos datos parecen indicar que han pasado gran parte de su existencia bastante más lejos y que actualmente están experimentando una inusual cercanía con nuestra galaxia. De ser así, estaríamos siendo testigos del inicio de un pas de trois intergaláctico, una danza que puede alterar la compostura de las galaxias y crear miles de millones de estrellas y planetas nuevos, y también catapultar otros hacia fuera, para perderse en las profundidades del espacio intergaláctico.

Los astrónomos que usan los datos del Hubble de la NASA, el Telescopio Espacial ha detectado dos cúmulos de estrellas masivas que pueden estar en las primeras etapas de la fusión. Los racimos son de 170.000 años luz de distancia en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite de nuestra Vía Láctea. Lo que al principio se pensaba que era solo grupo, en el centro de la enorme región de formación estelar 30 Doradus (también conocida como la Nebulosa de la Tarántula) se ha encontrado que un compuesto de dos grupos que difieren en la edad de aproximadamente un millón de años.

Las dos Galaxias Irregulares que son satélites de la Vía Láctea, y, cuyo destino futuro es fundirse con nuestra Galaxia, son fácilmente distinguibles a simple vista en el hemisferio Sur como parters separadas de la Vía Láctea. Se llaman así en honor del explorador portugués Fernando Magallanes (1480-1521), quien las descubrió durante su viaje alrededor del mundo. Se cree que ambas nubes orbitan en torno a nuestra Galaxia en un plano casi perpendicular a su disco, y que, como he dicho antes, finalmente caeran en espiral hacia ésta.

Los modernos Telescopios de la clase de 8-10 m permiten el estudio espectroscópico de las estrellas masivas que, de manera abundante, están presentes en ésta pequeña galaxia que, no por pequeña, deja de exhibir orgullosa una riqueza inmensa de materiales y nuevas estrellas de incríble fulgor y belleza.

Otra de las propiedades de esta pequeña galaxia es su elevada metalicidad que la hace rica en elementos complejos muy necesarios para la biología-química de la vida. La población de estrellas masivas aquí es abundante y nos habla de un futuro plagado de explosiones supernovas que sembraran el espacio circundante de materiales para nuevas estrellas y mundos. Las estrellas variables Azul Luminosa (LBV) no son aquí extrañas en esta galaxia que, no por pequeña es menos importante en nuestro Grupo Local.

Una curiosidad hallada en esta Galaxia es que se ha encontrado una estrella de luminosidad tan Alta que se sitúa por encima del limite de estabilidad conocido como limite de Eddintong (donde la presión de radiación iguala la Gravedad), y constituye por tanto un reto a la teoría. Ya sabeis que, estrellas masivas superiores a 120 masas solares, según la teoría no son posibles, ya que, serían destruidas por su propia radiación.

El cúmulo central de muchas galaxias (así pasa en la nuestra) contiene un gran número de estrellas masivas, por tanto jóvenes, formadas cerca del Agujero Negro Supermasivo que está, generalmente, en el centro de las grandes galaxias, y, cómo puede haber un episodio tal de formación de estrellas masivas en las cercanías de un Agujero Negro, es todavía una incognita. Más incognita puede resultar que, en una Galaxia pequeña como la de Magallanes, surjan estrellas masivas con tante intensidad y fuerza. En la Imagen de arriba podemos contemplar la exuberancia insultante de las azuladas estrellas OB con su inusitada fuerza de radiación ultravioleta que ioniza toda la región enmarcándola en un cuadro de suaves formas y colores que nos hace soñar.

La Pequeña Nube de Magallanes es un rico Laboratorio situado en el Espacio Interestelar que ha servido para que la Física asociada al desarrollo y evolución de Supervientos galácticos sean de una gran trascendencia para entender la formación y evolución de las galaxias. Allí, hemos podido saber que, brotes estelares violentos -mucho más de lo que podemos ver ahora- fueron muy frecuentes en el Universo en épocas pasadas. Sin embargo, y a pesar de su trascendencia, no conocemos en detalle la génesis de un starburst nuclear y tampoco su evolución.

Con todo esto quiero significar que, siendo muchos los avances logrados en el estudio de las galaxias y de las estrellas que allí se forman y nacen, aún nos queda un largo camino para el estudio y la observación, y, desde luego, este que hoy tenemos con nosotros, La Pequeña Nube de Magallanes, es un lugar privilegiado para que, con buenos aparatos, podamos avanzar en el saber del Universo.

Claro que existen otras galaxias más espectaculares que, como la que vemos arriba -comparable a la Vía Láctea-, aunque al verla nos pueda parece que esté aquí al lado, en realidad, esta galaxia espiral típica, conocida como Messier 66, se encuentra a más de 36 millones de años luz. Su tamaño es tan inmenso que es difícil de imaginar: 96.000 años luz de lado a lado, lo cual quiere decir que ese es el tiempo que se tardaría en cruzarla viajando a la velocidad de la luz: 300.000 kilómetros por segundo. Foto: NASA, ESA y el Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Hoy nos quedamos con las dos pequeñas galaxias: La Pequeña y la Gran Nube de Magallanes que, relativamente cercanas a nuestra Galaxia, parece que finalmente se unirán para formar un sólo conjunto mayor y, en el evento, se produciran cambios espectaculares que a todos nos gustaría ver… ¡Acierta distancia de seguridad!

El Universo amigos, siempre será, para nosotros, ¡Una maravilla!

emilio silvera

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Han pasado ya cuarenta y seis años desde que Richard Feynman dictara su famosa plática There is plenty of room at the bottom: An invitation to enter a new field of physics (Hay suficiente espacio en el fondo: Una invitación a entrar en un nuevo campo en la Física). En ella estableció que las leyes de la Física no impiden manipular las cosas átomo a átomo; –es algo que se puede hacer pero no se ha hecho debido a que somos demasiado grandes para hacerlo-. Desde entonces se ha estado buscando la manera de poder diseñar los materiales átomo a átomo. De hecho, los materiales nanoestructurados ya han sido utilizados en aplicaciones prácticas, siendo importantes en nuestra vida diaria. El color rojo de los vitrales en las catedrales góticas de Europa se obtenía utilizando nanopartículas de oro; la película fotográfica utiliza nanopartículas de plata; los bloqueadores solares utilizan nanopartículas de dióxido de titanio y de zinc como parte activa. El primer caso es una aplicación del efecto nano del oro y es quizás la primera aplicación de la nanotecnología. Quizás el mayor desarrollo de las nanoestructuras se dio con el descubrimiento de la microscopia de fuerza atómica ya que con esta se podía manipular a los átomos o partículas muy pequeñas. Hoy día, la investigación en el campo de los materiales nanoestructurados se ha multiplicado y sus aplicaciones abarcan todas las disciplinas convirtiendo a la nanotecnología en un campo interdisciplinario. Muchos países han implementado programas especiales para la investigación en este campo invirtiendo grandes cantidades de dinero. La apuesta puede ser de alto riesgo, pero el premio promete ser enorme.

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La NASA y la ESA están trabajando en una nueva generación de proyectos que podrían usar esa tecnología de nuevo cuño. Sin embargo, lo más seguro es que, finalmente, dado el alto coste de estas misiones, se fusionen en un Proyecto verdaderamente global.

La NASA construirá una nave espacial llamada inicialmente el Orbitador de Júpiter-Europa y la ESA una llamada Orbitador de Júpiter-Ganímedes. Las dos naves espaciales serán lanzadas para el 2020 desde dos lugares diferentes y alcanzarán al sistema de Júpiter para el 2026 con al menos tres años de investigación. Estas nuevas propuestas de investigación serán muy buenas para comprender mejor la formación y evolución del sistema Joviano.

La Misión del Sistema Saturno-Titán consistiría en un orbitador de la NASA, un aterrizaje de la ESA y un globo de investigación. Esta compleja misión plantea varios desafíos técnicos importantes que requieren el estudio y desarrollo de la tecnología.

La Dirección de Ciencia y Exploración Robótica de la ESA administrará la contribución europea a la misión de Júpiter. El Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California, administrará las contribuciones a los proyectos de la NASA para la Misión de la Dirección de Ciencias en Washington.

Credits: NASA/ESA

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